ユークリッド、SKA、ベラルービン天文台時代の弦理論湿地
| Title |
The_string_theory_swampland_in_the_Euclid,_SKA_and_Vera_Rubin_observatory_era |
| Authors |
Aur\'elien_Barrau,_Cyril_Renevey,_Killian_Martineau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02942 |
この記事は、弦理論に制約を課す将来の宇宙論的調査の能力について天文学者の注意を引くことを目的としています。量子重力が大規模な天体物理学的観測によって制約されるかもしれないという事実は、最近大きな関心を集めている注目すべき事実です。この作業では、将来の天文台に焦点を当て、偽りがないと言われることもある弦理論を深刻な圧力にさらす能力を調査します。SKA、Euclid、およびVeraRubin天文台を組み合わせて分析すると、Planckの結果とともに、関連するストリング湿地パラメーターの現在の制限が大幅に改善される可能性があることを示します。特に、我々の分析は、いわゆるド・ジッター予想と強く矛盾して、典型的なポテンシャルのほぼモデルに依存しない前向きな上限、|V'|/V<0.16を導きます。非常に長期的な改善のいくつかの線も、一般的な予想される結果とともに描かれ、このアプローチの効率を強調しています。この研究で使用された予想は、分析で選択された宇宙論的モデルとともに、教育学的に議論されています。
ホログラフィック暗黒流体による宇宙論の観測的制約
| Title |
Observational_Constraints_on_the_Cosmology_with_Holographic_Dark_Fluid |
| Authors |
Da_Huang,_Bum-Hoon_Lee,_Gansukh_Tumurtushaa,_Lu_Yin_and_Yun-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02978 |
5次元バルク時空に埋め込まれた4次元膜上のホログラフィックフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（hFRW）宇宙を検討し、パラメーターを観測データに適合させます。このシナリオの現象論を完全に説明するために、ブレーン宇宙定数と負のバルク宇宙定数を持つモデルを検討します。バルクからの寄与は、膜上のホログラフィックダークフルイドとして表されます。ブレーンワールドとホログラフィックカットオフアプローチの両方にこれらすべての効果を含めることにより、普遍的な修正フリードマン方程式を導き出します。3つの特定のモデル、つまり、純粋なhFRWモデル、ブレーン宇宙定数を持つモデル、および負のバルク宇宙定数を持つモデルについて、モデルの予測と観測値を比較します。考慮されるhFRWモデルのパラメーターは、観測データによって制約されます。特に、ブレーン宇宙定数を持つモデルは、標準の$\Lambda$CDMユニバースと同様にデータに適合できることが示されています。また、さまざまな大規模構造実験で観察された$\sigma_8$張力は、このホログラフィックシナリオで効果的に緩和できることもわかりました。
2021- $ H_0 $オデッセイ：閉じた、幻の、相互作用するダークエネルギー宇宙論
| Title |
2021-$H_0$_Odyssey:_Closed,_Phantom_and_Interacting_Dark_Energy_Cosmologies |
| Authors |
Weiqiang_Yang,_Supriya_Pan,_Eleonora_Di_Valentino,_Olga_Mena_and_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03129 |
最新の宇宙論的データ分析は、\textit{（a）}閉じた宇宙が$99\％$CL以上のプランクデータによって好まれることを示しており、\textit{（b）}相互作用シナリオは非常に説得力のあるシナリオを提供しますハッブル一定張力の解決策。これらの2つの最近の魅力的なシナリオに照らして、ここでは、非ゼロの空間曲率成分と、典型的な領域とファントム領域の両方で自由に変化する暗黒エネルギーの状態方程式を持つ相互作用する暗黒物質-暗黒エネルギーモデルを検討します。宇宙マイクロ波背景放射データのみを検討する場合、ファントムと閉じた宇宙は、ダークセクター間の結合を必要とせずに、ハッブルの緊張を完全に緩和することができます。他の可能な宇宙論的観測を説明することは、超新星Iaデータの場合のように、$H_0$問題に関するその有効性を損なうことによって、または強い不一致を導入することによって、現在の宇宙論的緊張に対するグローバルな解決策としてのこの非常に魅力的なシナリオの実行可能性を危うくしますバリオン音響振動の場合のように、空間曲率の好ましい値で。
TOI-1259Ab-2.7％の深さのトランジットと、白色矮星の伴星が結合した巨大ガス惑星
| Title |
TOI-1259Ab_--_a_gas_giant_planet_with_2.7%_deep_transits_and_a_bound_white_dwarf_companion |
| Authors |
David_V._Martin,_Kareem_El-Badry,_Vedad_Kunovac_Hod\v{z}i\'c,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Ruth_Angus,_Jessica_Birky,_Daniel_Foreman-Mackey,_Christina_Hedges,_Benjamin_T._Montet,_Simon_J._Murphy,_Alexandre_Santerne,_Keivan_G._Stassun,_Alexander_P._Stephan,_Ji_Wang,_Paul_Benni,_Vadim_Krushinsky,_Nikita_Chazov,_Nikolay_Mishevskiy,_Carl_Ziegler,_Abderahmane_Soubkiou,_Zouhair_Benkhaldoun,_Douglas_A._Caldwell,_Karen_Collins,_Christopher_E._Henze,_Natalia_M._Guerrero,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_Adam_Levine,_Scott_McDermott,_Susan_E._Mullally,_George_Ricker,_Sara_Seager,_Avi_Shporer,_Andrew_Vanderburg,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02707 |
TOI-1259Abは、3。48日の軌道で0.74RsunK型矮星を通過する1.0Rjupガス巨大惑星です。このシステムには、惑星ホストから約1600AUの投影距離を持つ白色矮星のコンパニオンTOI-1259Bも含まれています。トランジットは9つのTESSセクターで観測され、2.7％の深さであり、最も深い既知のものの1つであり、TOI-1259Abを大気特性評価の有望なターゲットにしています。私たちのフォローアップ視線速度測定は、半振幅K=71m/sの変動を示しており、0.44Mjupの惑星質量を意味します。白色矮星のスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることにより、システムの合計年齢は4.08（+1.21-0.53）Gyrになります。K型矮星の光度曲線は、28日間の回転変動を示しています。これは、白色矮星の総年齢とほぼ一致するジャイロ年代学の年齢を意味します。
観測された熱赤外線放射のモデリングを通じて、小惑星について決定された幾何アルベドの精度の分析を提示します。アルベドの不確実性は、測定された$H_V$絶対等級の不確実性によって支配され、統計アプリケーションでアルベドを使用する分析も、この不確実性の原因によって支配されることを示します。大量の特性データを持つ小惑星のごく一部を除いて、$H_V$の大きさに関する知識の向上は、不完全な位相曲線の範囲、不完全な光度曲線の知識、および観測されたバンドから$への必要な変換によって根本的に制限されます。V$バンド。絶対等級標準を$r'$などの別の帯域に切り替えると、多くの調査の帯域変換による不確実性が軽減されますが、これは全体の不確実性のごく一部にすぎません。したがって、これらのアルベドを利用する技術は、それらの不確実性が適切に説明されていることを確認する必要があります。
近日点周辺の最初の星間彗星2I /ボリソフ彗星の活動：インドの天文台からの結果
| Title |
Activity_of_the_first_interstellar_comet_2I/Borisov_around_perihelion:_Results_from_Indian_observatories |
| Authors |
Aravind_Krishnakumar_(1_and_2),_Shashikiran_Ganesh_(1),_Kumar_Venkataramani_(3),_Devendra_Sahu_(4),_Dorje_Angchuk_(4),_Thirupathi_Sivarani_(4),_Athira_Unni_(4)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,(2)_Institute_of_Technology_Gandhinagar,_Gandhinagar,_India,(3)_Auburn_University,_Auburn,_USA,(4)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02752 |
ボリソフ彗星は、最初に発見された真の星間彗星です。ここでは、2つのインドの天文台、ハンレのインド天文台にある2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）とマウントアブ赤外線天文台（MIRO）にある1.2mの望遠鏡での観測プログラムの結果を示します。イメージングと分光法の2つのエポックがHCTで実行され、イメージングの3つのエポックがMIROで実行されました。CNは、それぞれr$_H$=2.013および2.031AUの距離で、2019年11月31日および2019年12月22日の両方のエポックで主要な分子放出であることがわかりました。彗星は、$C_2$と$C_3$の存在量が少ないことに基づいて、炭素含有分子が比較的枯渇していると推測されました。生産率比Q（$C_2$）/Q（CN）=0.54$\pm$0.18、近日点前およびQ（$C_2$）/Q（CN）=0.34$\pm$0.12後-近日点。これにより、彗星は炭素鎖分子が適度に枯渇していると分類されます。分光観測の結果から、この彗星は、炭素鎖分子の量にばらつきのある化学的に不均一な表面を持っていると考えられます。イメージング観測から、太陽系の炭素鎖が枯渇した彗星と同様のダスト対ガス比を推測します。また、核のサイズは$0.18\leqr\leq3.1$Kmの範囲になるように計算します。私たちの観測は、2I/ボリソフの振る舞いが太陽系彗星の振る舞いに類似していることを示しています。
WASP-121bのH $ \ alpha $透過スペクトルのモデリングから推測される大気散逸
| Title |
Atmosphere_escape_inferred_from_modelling_the_H$\alpha$_transmission_spectrum_of_WASP-121b |
| Authors |
Dongdong_Yan,_Jianheng_Guo,_Chenliang_Huang_and_Lei_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02905 |
恒星X線と極紫外線（XUV）によって駆動される水素の逃げる大気は、遠紫外線バンドでのLy$\alpha$の過剰吸収によっていくつかの太陽系外惑星の周りで検出されました。光学帯域では、H$\alpha$の過剰吸収は地上の機器でも見られます。しかし、XUVによって駆動される大気の脱出がそのような吸収をもたらすことができるかどうかは今のところ定かではありません。ここでは、詳細なレベルの母集団の計算とWASP-121bの放射伝達のプロセスを組み合わせたXUV駆動の流体力学シミュレーションを紹介します。私たちの基準モデルは、WASP-121bの質量損失率を$\sim$1.28$\times$10$^{12}$g/sと予測しています。基準モデルによって予測された高温とLy$\alpha$強度により、多くの水素原子が最初の励起状態になります。結果として、私たちのモデルによってシミュレートされたH$\alpha$の透過スペクトルは、観測結果とほぼ一致しています。異なる観測時間でのH$\alpha$の吸収と比較すると、恒星のXUV放射は、基準値の0.5〜1.5倍の範囲で変化します。これは、恒星の活動の変化を反映している可能性があります。最後に、H$\alpha$の相当幅を比較することにより、惑星風の超音速領域がH$\alpha$の吸収に大きく寄与することがわかります。これは、XUVによって駆動される上層大気の遷音速流出を示唆しています。ホスト星の照射は地上の望遠鏡で検出でき、H$\alpha$は大気散逸の良い指標になります。
分子雲からの線放出の特徴づけ。ペルセウス雲の層化ランダムサンプリング
| Title |
Characterizing_the_line_emission_from_molecular_clouds._Stratified_random_sampling_of_the_Perseus_cloud |
| Authors |
M._Tafalla,_A._Usero,_A._Hacar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02710 |
$Context。$分子雲の構造を特徴付ける従来のアプローチは、それらの輝線をマッピングすることです。$Aims。$私たちは、マッピングよりも効率的に分子雲からの線放出を特徴づけることができる層化ランダムサンプリング手法をテストして適用することを目指しています。$Methods。$H2カラム密度をプロキシとして使用して、Perseusクラウドからの分子放出をサンプリングしました。クラウドを10個の対数間隔の列密度ビンに分割し、各ビンからランダムに10個の位置を選択しました。結果として得られた100個の雲の位置がIRAM30m望遠鏡で観測され、3mm波長帯と2mmおよび1mm帯の一部をカバーしました。$Results。$分析は、ほとんどのカラム密度ビンに対して検出された11の分子種に焦点を当てています。すべての場合において、線強度はH2カラム密度と密接に相関しています。COアイソトポログの場合、傾向は比較的平坦ですが、HCN、CS、HCO+などの高双極子モーメント種の場合、傾向はほぼ線形です。ガス密度がカラム密度とともに増加し、ほとんどの種が外側の光解離エッジと内側のフリーズアウトドロップによって特徴付けられる存在量プロファイルを持っているクラウドモデルでこの動作を再現します。高双極子モーメント種の強度挙動は、励起効果と分子の凍結の組み合わせから生じ、光学的厚さからある程度の変調があります。H2カラム密度とのこの準線形依存性により、低カラム密度のガスが雲に統合された放出を支配します。また、ほとんどの高双極子モーメント種からの放出を、光解離エッジ内の雲の質量に比例させます。$結論。$層化ランダムサンプリングは、分子雲全体からの放出を特徴付ける効率的な手法です。ペルセウスの複雑な外観にもかかわらず、その分子放出は比較的単純なパターンに従っていることを示しています。
SDSS-IVマンガ：星形成-Kpcスケールでのバリオン質量関係
| Title |
SDSS-IV_MANGA:_A_Star_Formation_--_Baryonic_Mass_Relation_at_Kpc_Scales |
| Authors |
J._K._Barrera-Ballesteros,_T._Heckman,_S._F._Sanchez,_N._Drory,_I._Cruz-Gonzalez,_L._Carigi,_R._A._Riffel,_M._Boquien,_P._Tissera,_D._Bizyaev,_Y._Rong,_N._F._Boardman,_P._Alvarez_Hurtado_and_the_MaNGA_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02711 |
星形成率密度$\Sigma_{\rmSFR}$は、kpcスケールでのバリオン質量の両方の成分（すなわち、恒星の質量密度と分子ガスの質量密度;$\Sigma_{\）との顕著な相関関係を示しています。近くの宇宙の銀河の場合は、それぞれast}$と$\Sigma_{\rmmol}$）。この研究では、$\Sigma_{\rmSFR}$とバリオニック質量面密度（$\Sigma_{\rmb}$=$\Sigma_{\rmmol、Av}$+$\Sigma_）の間の経験的関係を提案します。{\ast}$;ここで、$\Sigma_{\rmmol、Av}$は、銀河の最大サンプルであるMaNGA調査の空間分解特性を使用したkpcスケールでの光学的消光（Av）から導出された分子ガス密度です。面分光法（IFS、$\sim$8400オブジェクト）で観測。$\Sigma_{\rmSFR}$は$\Sigma_{\rmb}$と密接に相関していることがわかります。さらに、$\Sigma_{\rmSFR}$と$\Sigma_{\rmb}$の2次多項式の間の経験的関係を導き出し、これら2つのオブザーバブル間の1対1の関係を生成します。$\Sigma_{\rmb}$とその多項式形式はどちらも、$\Sigma_{\rmb}$の個々のコンポーネントを使用して導出された関係よりも、$\Sigma_{\rmSFR}$に関して強い相関と小さな散布図を示します。}$。私たちの結果は、実際にこれら3つのパラメーターが物理的に相関していることを示唆しており、バリオン質量の2つの成分がkpcスケールで星形成活動を調節するシナリオを示唆しています。
NANOGrav 11年データセット：500Mpc以内の銀河における超大質量ブラックホール連星の制限
| Title |
The_NANOGrav_11yr_Data_Set:_Limits_on_Supermassive_Black_Hole_Binaries_in_Galaxies_within_500Mpc |
| Authors |
Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Bence_Becsy,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Rodney_D._Elliott,_Justin_A._Ellis,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Z._Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Chung-Pei_Ma,_Dustin_R._Madison,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Xavier_Siemens,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02716 |
超大質量ブラックホール連星（SMBHB）は、銀河の合体の結果として銀河核に頻繁に形成されるはずです。サブパーセク分離では、バイナリはパルサータイミングアレイ（PTA）のターゲットとなる低周波重力波（GW）の強力なソースになります。重力波のための北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）11年データセットからの連続GWの最近の上限を使用して、近くの巨大な銀河の推定SMBHBに制約を課しました。バイナリの総質量がグローバルスケーリング関係から導出されたSMBH質量に等しいと仮定して、ローカル宇宙の約44,000個の銀河（最大赤方偏移約0.05）の包括的なカタログを編集し、それらに仮想のバイナリを入力しました。NANOGravの最も感度の高い周波数である8nHzで放出する円形の等質量バイナリを想定すると、216個の銀河がNANOGravの感度ボリューム内にあることがわかりました。そのようなバイナリがNANOGravアレイ内で誘発する合計信号対雑音比（S/N）を計算することにより、GWの検出可能性に基づいて潜在的なSMBHBをランク付けしました。216個の仮想バイナリのチャープ質量と質量比に制約を課しました。19個の銀河では、非常に不均等な質量のバイナリのみが許可されており、セカンダリの質量はプライマリの質量の10％未満であり、天の川のSMBHBの制約にほぼ匹敵します。さらに、これらの銀河のいくつかについて、大規模な合併（質量比が少なくとも1/4）によって提供されたバイナリを除外することができました。また、純粋にGWデータに基づいて、主要な合併によって提供されるバイナリの密度に関する最初の制限を導き出しました。
低赤方偏移宇宙の多波長模擬銀河カタログ
| Title |
Multi-wavelength_mock_galaxy_catalogs_of_the_low-redshift_Universe |
| Authors |
Aseem_Paranjape_(IUCAA),_Tirthankar_Roy_Choudhury_(NCRA-TIFR),_Ravi_K._Sheth_(UPenn/ICTP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02717 |
更新されたハロー占有分布（HOD）モデルと、光学特性と銀河の中性水素（HI）含有量とのスケーリング関係に基づいて、低赤方偏移宇宙を模倣した模擬銀河カタログの新しいスイートを紹介します。私たちのアルゴリズムは、SDSS銀河の光度関数と光度および色に依存するクラスタリングの観測、およびALFALFA調査でのHI質量関数と大規模なHI選択銀河のHI依存のクラスタリングによって制約されます。$r$バンドの光度、$gr$と$ur$の色、恒星の質量、HIの質量の現実的な値を持つ模擬中央銀河と伴銀河は、密度とホストハローの潮汐環境。各中央銀河のホストハローも、対応する回転曲線とともに、星の現実的な空間分布、および高温ガスと低温ガスで「バリオン化」されています。デフォルトのHODは、銀河の特性がグループハローの質量のみの関数であると想定しており、オプションで、銀河の適合性や色に依存する銀河の集合バイアスなどの効果を含めることができます。モックは、大規模なHI銀河の恒星の質量とHIの質量の関係、および空間的に同じ場所に配置された光学サンプルとHIで選択されたサンプルの2点相互相関関数を予測します。これらのモックは、銀河集合バイアスの新しいヌルテスト、HI速度幅関数の予測、半径方向の加速度関係の普遍性のテストなど、他の作業で追求する多くのアプリケーションの基礎を形成します。
シードが沈まない：巨大なブラックホールの「シード」でさえ、銀河中心に効率的に移行することはできません
| Title |
Seeds_Don't_Sink:_Even_Massive_Black_Hole_"Seeds"_Cannot_Migrate_to_Galaxy_Centers_Efficiently |
| Authors |
Linhao_Ma,_Philip_F._Hopkins,_Xiangcheng_Ma,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_and_Luke_Zoltan_Kelley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02727 |
初期宇宙における超大質量ブラックホール（SMBH）の可能な形成シナリオには、超エディントン降着または暴走合併による、より質量の小さいシードブラックホール（BH）からの急速な成長が含まれますが、これらのシナリオは両方とも、シードBHが効率的に沈み、力学的摩擦（DF）を介して銀河中心に閉じ込められています。これは、塊状の高$z$銀河における複雑なダイナミクスには当てはまらない可能性があります。この作業では、シードBH軌道の直接$N$-body統合と、新しく生成されたテスト粒子の後処理の両方を組み合わせた、最先端の高解像度宇宙論シミュレーションを使用して、この「沈下問題」を研究します。DF推定器を開発しました。$10^8\、M_\odot$よりも質量の小さいシードBH（つまり、すでに超大質量のシードを除くすべて）は、典型的な高$z$銀河に効率的に沈むことができないことがわかります。また、2つの可能な解決策についても説明します。1つは偶然に銀河中心に閉じ込められるような膨大な数のシードを形成すること、またはシードBHが質量しきい値を超える巨大な有効質量を持つ巨大な構造（星団など）に埋め込まれることです。両方のソリューションの制限について説明します。
z = 5.2での豊富な銀河過密度の存在の調査
| Title |
Probing_the_existence_of_a_rich_galaxy_overdensity_at_z=5.2 |
| Authors |
R._Calvi,_H._Dannerbauer,_P._Arrabal_Haro,_J._M._Rodr\'iguez_Espinosa,_C._Mu\~noz_Tu\~n\'on,_P._G._P\'erez_Gonz\'alez,_S._Geier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02747 |
よく知られているサブミリ波銀河HDF850.1の周りに銀河が密集しているGOODS-Nフィールドのz=5.2の領域のパイロット分光プログラムの結果を報告します。プロジェクトSHARDS（高z吸収赤およびデッドソースの調査）の光学25中帯域測光カタログから候補クラスターメンバーを選択しました。GranTeCan望遠鏡のOSIRIS装置で、5.15<z_phot<5.27の17個のレストフレームUV選択銀河（LAEおよびLBG）が観測されました。これは、物理的に過密度に関連する候補です。これら17のソースのうち13（76％）は、銀河プロトクラスターPCl$-$HDF850.1の赤方偏移でLy$\alpha$線を介して安全な分光学的確認を行っており、測光赤方偏移法の高い信頼性を示しています。13のソースのうち10は、新しく確認されたメンバーです。したがって、この過密度で確認されたメンバーの数を13から23オブジェクトに増やします。この構造を完全に特徴づけるために、データセットを文献のサンプルと組み合わせました。SMGHDF850.1のほかに、分光的に確認された23のメンバーのいずれも、遠赤外線/サブミリ波長領域（SFR_IR<数百M_sunyr^-1）では明るくありません。23の確認されたメンバーのサンプル全体のクラスタリング分析により、SMGHDF850.1をホストする中央領域からDelta_z<0.04内で、異なる進化状態の物理空間に4つの異なるコンポーネントが明らかになります。さまざまな方法で推定された、z=5.2での構造全体のハロー質量は、2〜8x10^12M_sunの範囲です。文献との比較は、原始クラスターがより大規模なコマのようなものの前駆体である場合、単一のハローに組み込まれる可能性のあるいくつかの衛星コンポーネントを備えた、z=0での中央のおとめ座のようなクラスターの形成に匹敵する大規模なアセンブリを示唆していますクラスター（>10^15M_sun）。
サブハロ存在量マッチングの銀河測光および選択基準への依存性
| Title |
The_dependence_of_subhalo_abundance_matching_on_galaxy_photometry_and_selection_criteria |
| Authors |
Richard_Stiskalek,_Harry_Desmond,_Thomas_Holvey_and_Michael_G._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02765 |
アバンダンスマッチング（AM）は、$N$体シミュレーションで生成されたハローに銀河の質量または光度を割り当てるための一般的な手法です。この方法は、銀河とハローのプロパティの累積数関数を照合することによって機能するため、これらのプロパティの正確な定義と、サンプルの定義に使用される選択基準の両方に敏感です。AMパラメータが銀河団で較正されるとき、さらなる依存性が続きます。これは、銀河が選択される方法に強く依存することが知られています。この論文では、AMの新しいパラメータを紹介し、銀河サンプルの選択と測光定義のさまざまなプロパティの関数として最適なAMパラメータを導き出します。これには、S\'ersicvsPetrosianマグニチュード、恒星質量vs$r$バンドの大きさと光学（SDSS）対HI（ALFALFA）の選択。いずれの場合も、投影された2点銀河相関関数の測定値に対するモデルの適合度を計算します。光学的に選択されたサンプルでは、銀河とハローの接続の散乱がかすかな端に向かって増加し、AMが恒星の質量よりも光度の方が優れているという強力な証拠が見つかりました。光学的に選択された銀河とHIによって選択された銀河のAMパラメータは相互に排他的であり、後者はハロー質量を超えた特性の重要性を示唆しています。AMギャラクシー-ハロー接続に最適なパラメーターを各入力選択の関数として提供し、モデルの有効性の領域を拡張しながら、その使用における潜在的な系統的エラーを減らします。
3Dオリオン大星雲の解読-III：オリオンS埋め込み分子雲の北東境界の構造
| Title |
Deciphering_the_3-D_Orion_Nebula-III:_Structure_on_the_NE_boundary_of_the_Orion-S_Embedded_Molecular_Cloud |
| Authors |
C.R._O'Dell,_G.J._Ferland,_and_N.P._Abel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02801 |
このシリーズの論文IとIIの作業を拡張して、オリオン大星雲のイオン化空洞内にある埋め込まれたOrion-S分子雲と、雲の間にある薄いイオン化層の特性をより高い空間分解能で決定しました。とオブザーバー。これは、オリオン大星雲の中央領域（ホイヘンス領域）をマッピングする既存および新規の[NII]（658.3nm）および[OIII]（500.7nm）スペクトルを使用して行われました。しかし、観測が示すように、Orion-S分子雲上のイオン化層の表面輝度と前景のより近いイオン化層の表面輝度がどのように関連しているかは不明なままです。雲がホイヘンス領域の外側の部分を拡張された高温X線ガスの方向に変更していることが示されています。
アモルファス固体水（ASW）で覆われた宇宙塵粒子上/内での化学反応は、さまざまな分子の生成に重要な役割を果たすため、多くの実験的および理論的研究は、ASW表面で発生する化学プロセスに焦点を当てています。実験室での実験では、安定した生成物の従来の分光学的および質量分析的検出が、一般に、反応チャネルおよびメカニズムを推定するために使用されます。しかし、それらの重要性にもかかわらず、ラジカルのその場検出のための実験的方法がないため、反応種（すなわち、フリーラジカル）が関与する化学反応の詳細は明らかにされていません。OHラジカルは、H2Oの光分解やイオン衝撃だけでなく、H原子とO原子の反応によっても星間条件で容易に生成されるため、氷塵上で最も豊富なラジカルの1つであると考えられています。これに関連して、ASW表面でのOHラジカルの綿密なモニタリング方法の開発は、ASW表面で発生する化学反応を解明するのに役立つ可能性があります。
PHANGS-HST調査：ハッブル宇宙望遠鏡を使用した近くの銀河における高角度分解能での物理学
| Title |
The_PHANGS-HST_Survey:_Physics_at_High_Angular_resolution_in_Nearby_GalaxieS_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Janice_C._Lee_(Caltech/IPAC),_Bradley_C._Whitmore_(STScI),_David_A._Thilker_(JHU),_Sinan_Deger_(Caltech/IPAC),_Kirsten_L._Larson_(Caltech/IPAC),_Leonardo_Ubeda_(STScI),_Gagandeep_S._Anand_(UHawaii),_Mederic_Boquien_(CITEVA),_Rupali_Chandar_(UToledo),_Daniel_A._Dale_(UWyoming),_Eric_Emsellem_(ESO,_ULyon),_Adam_K._Leroy_(OSU),_Erik_Rosolowsky_(Alberta),_Eva_Schinnerer_(MPIA),_Judy_Schmidt_(ASCL),_Jordan_Turner_(UWyoming),_Schuyler_Van_Dyk_(Caltech/IPAC),_Richard_L._White_(STScI),_Ashley_T._Barnes_(UBonn),_Francesco_Belfiore_(INAF),_Frank_Bigiel_(UBonn),_Guillermo_A._Blanc_(Carnegie,_UChile),_Yixian_Cao_(LAM),_Melanie_Chevance_(Heidelberg),_Enrico_Congiu_(UChile),_Oleg_V._Egorov_(Heidelberg,_SAIMSU),_Simon_C.O._Glover_(ITA),_Kathryn_Grasha_(ANU),_Brent_Groves_(ICRAR,_ANU),_Jonathan_Henshaw_(MPIA),_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02855 |
PHANGSプログラムは、近くの渦巻銀河集団全体の星形成の多段階、多規模の研究を可能にする最初のデータセットを構築しています。この取り組みは、ALMA、VLT/MUSE、およびHSTを使用した大規模な財務プログラムによって可能になり、それぞれCO（2-1）イメージング、光学分光マッピング、および高解像度UV光学イメージングを取得しました。ここでは、PHANGS-HSTを紹介します。これは、4〜23Mpcの距離にある38個の渦巻銀河のディスクの5バンドNUV-UBVIイメージングと、それらのハローの並列VおよびIバンドイメージングを取得して、数十の人口調査を提供します。何千ものコンパクト星団と関連。HST、ALMA、およびVLT/MUSE観測の組み合わせにより、$\sim$100,000の星団、関連、HII領域、および分子雲の観測および物理的特性の前例のない共同カタログが生成されます。PHANGSは、これらの星形成の基本単位を使用して、近くの銀河に見られる多様な銀河環境全体で、ガスと星の間の進化の循環を体系的にグラフ化します。PHANGS-HST調査の設計について説明し、HSTデータ処理パイプラインと最初の結果の概要を示し、星団候補を選択するための新しい方法、畳み込みニューラルネットワークを使用した候補の形態学的分類、およびアソシエーションの識別について説明します。流域アルゴリズムを使用した物理スケールの範囲。クロスオブザーバトリーイメージング、カタログ、およびリリースされるソフトウェア製品について説明します。これらの製品は、幅広いコミュニティサイエンス、特に、ダストが埋め込まれた星形成とISM物理学の今後のJWST研究の種となるでしょう。
CMaOB1複合体の分子雲の3つのアイソトポログCO調査
| Title |
Three_isotopologues_CO_survey_of_Molecular_Clouds_in_the_CMa_OB1_complex |
| Authors |
Ze-Hao_Lin,_Yan_Sun,_Ye_Xu,_Ji_Yang,_Ying-Jie_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02866 |
中国のデリンハにある紫金山天文台13.7mミリメトリコ大望遠鏡を使用して、$^{12}$CO、$^{13}$CO、および\xxco（$J$=1）の大規模な同時調査を実施しました。--0）16.5度の空をカバーするCMaOB1複合体に向かって$^{\rm2}$（$221^{\circ}.5\leql\leq227^{\circ}$、$-2^{\circ}.5\leqb\leq0^{\circ}.5$）。CMaOB1複合体からの放出は、7kms$^{-1}\\leq$V$_\mathrm{LSR}\\leq$25kms$^{-1}$の範囲にあります。分子雲の大規模な構造、物理的性質および化学的存在量が提示されます。合計83個のC$^{18}$O分子塊が、マップされた領域内のGaussClumpsアルゴリズムで識別されます。これらのC$^{18}$O分子塊の94％が重力によって結合していることがわかります。それらのサイズと質量の関係は、C$^{18}$Oの塊のどれもが高質量の星を形成する可能性がないことを示しています。半自動IDLアルゴリズムを使用して、23の双極流出候補を含む85のCO流出候補をマップされた領域で新たに発見します。さらに、比較研究により、CMaOB1複合体のさまざまなサブ領域における、さまざまな物理的特性、進化段階、および星形成活動のレベルの証拠が明らかになりました。
COSMOSフィールドのAzTECサブミリ波銀河のサンプルの環境
| Title |
Environments_of_a_sample_of_AzTEC_submillimetre_galaxies_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
N._\'Alvarez_Crespo,_V._Smol\v{c}i\'c,_A._Finoguenov,_L._Barrufet_and_M._Aravena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02977 |
サブミリ波銀河（SMG）は、サブミリ波の波長で明るい光源です。SMGは、主に高z銀河で構成されており、宇宙で最も明るいほこりっぽい銀河の1つです。したがって、それらの環境とクラスター化の強さを研究することは、これらの銀河を宇宙論的な文脈に置くために重要です。ASTEのAzTECカメラで最初に発見され、分光学的または明確な測光赤方偏移を持つCOSMOS調査フィールド内の高解像度ALMAイメージングで識別された、96のALMA観測フィールドにおける116のSMGのサンプルの環境研究を提示します。COSMOS測光カタログの最新リリースであるCOSMOS2015を使用して、環境を分析しました。このカタログには、2deg2COSMOSフィールド上の50万を超えるオブジェクトの正確な測光赤方偏移が含まれています。SMGから半径5分以内の距離の関数としていわゆる過密度パラメーターを計算する高密度銀河環境を検索しました。分光学的赤方偏移が利用可能なSMGについて、このアプローチを分光学的に検証しました。追加のテストとして、高温の銀河団ガスの代用として拡張X線放射を検索し、利用可能なすべてのXMM-を使用して、32秒角の開口部とSMG位置を備えた0.5〜2keVバンドでX線スタッキング分析を実行しました。COSMOSフィールドのニュートンおよびチャンドラX線観測。サンプルのSMGの27％（116のうち31）が銀河系の密集した環境にあることがわかりました。以前の研究と同様の割合。分光学的赤方偏移は、これら31の光源のうち15で知られているため、この測光アプローチは分光法を使用してテストされます。15個のSMGのうち7個が高密度のピークにあることを確認できます。ただし、X線スタッキング分析を介して関連する拡張X線放射を検索すると、統計的に有意ではない検出につながります。
銀河の恒星の質量とそれらのホストハローの間の関係をモデル化するためのスパース回帰アプローチ
| Title |
A_sparse_regression_approach_to_modeling_the_relation_between_galaxy_stellar_masses_and_their_host_halos |
| Authors |
M._Icaza-Lizaola,_Richard_G._Bower,_Peder_Norberg,_Shaun_Cole,_Stefan_Egan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02986 |
スパース回帰アルゴリズムは、基礎となる物理学の事前知識を必要とせずに、データからシステムの支配方程式をモデル化するための適切なフレームワークとして提案されています。この作業では、スパース回帰を使用して、ホストの暗黒物質（DM）ハローの特性を考慮して、中心銀河の恒星質量の正確で説明可能なモデルを構築します。私たちのデータセットは、EAGLE流体力学シミュレーションからの9,521個の中心銀河で構成されています。ホストハローをDMのみのシミュレーションと照合することにより、現時点でのハロー質量と比角運動量、およびそれらの主要な前駆体について、$z=0$から$z=4$までの10個の赤方偏移ビンに収集します。支配方程式の主成分は、ホストハロー質量の3次多項式であり、恒星-質量ハロー-質量関係をモデル化します。この関係についてのばらつきは、ハロー質量の進化によって駆動され、ハロー質量の進化と現在のハロー質量との2次および3次の相関によって捕捉されます。スパース回帰アプローチの利点は、不要な用語が削除されることです。ハロー比角運動量に関する情報が含まれていますが、これらのパラメーターは方法論によって破棄されます。これは、ハロー角運動量が銀河形成効率とほとんど関係がないことを示唆しています。私たちのモデルの二乗平均平方根誤差（RMSE）は$0.167\log_{10}（M^*/M_\odot）$であり、EAGLEの恒星質量関数と中心銀河相関関数の両方を正確に再現しています。この方法論は、DMのみのシミュレーションのハローに銀河を投入するための有望なアプローチのようであり、必要な次のステップについて説明します。
小マゼラン雲星団の構造について
最近、観測データセットから、天の川と大マゼラン雲（LMC）での星団の構造パラメーターの変動と内部の動的進化が、それらが経験するさまざまな重力場の強さによって引き起こされることが示されました。ここでは、LMCの約10分の1の質量である小マゼラン雲（SMC）の星団の構造パラメーターにおけるこのような潮汐効果の違いに関するいくつかのヒントを報告します。この研究への重要な貢献は、SMCを3軸回転楕円体と見なすことです。これから、分析された星団の統計的に有意なサンプルのSMC中心までの投影された距離を推定します。SMCの3Dジオメトリを採用することにより、視線に沿って観測された星団が銀河の中心に近いことを考慮することによって引き起こされるスプリアス効果を回避します。星団のサイズ（90％の光半径で表される）、離心率、質量、および離心率との年齢の関係を調べると、次のことがわかります。（i）星団のサイズは、潮汐の影響によって目に見えて影響を受けないためです。小物と大物がSMC本体全体に広がっています。（ii）離心率が大きい（>0.4）星団は、$\sim$7-8kpcよりも小さい投影距離に優先的に配置されますが、離心率が小さい星団も同様の体積を占めることがわかります。（iii）log（M/Mo）$\sim$4.0よりも重い星団は、最も古い星団の1つであり、通常、最も外側のSMC領域に配置され、平坦化のレベルは比較的小さくなっています。これらの発見は、より細長く、一般的に若く、質量が小さく、最も内側の星団とは対照的です。
SITELLEによるかに星雲の3Dマッピング。 I.デコンボリューションと運動学的再構成
| Title |
3D_mapping_of_the_Crab_Nebula_with_SITELLE._I._Deconvolution_and_kinematic_reconstruction |
| Authors |
Thomas_Martin,_Danny_Milisavljevic,_Laurent_Drissen_((1)_D\'epartement_de_physique,_de_g\'enie_physique_et_d'optique,_Universit\'e_Laval,_QC,_CANADA,_(2)_Centre_de_Recherche_en_Astrophysique_du_Qu\'ebec,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Purdue_University,_IN,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02709 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のイメージングフーリエ変換分光計SITELLEで得られたかに星雲のハイパースペクトルキューブを提示します。Halpha、[NII]6548,6583、および[SII]6716,6731輝線を含む310000個のスペクトル（R=9600）をデコンボリューションするために使用される手法について説明し、超新星残骸の詳細な3次元再構成を作成します。均一なグローバル展開。カニが占める3Dボリュームの一般的な境界は、一般的に想定されているように厳密には楕円体ではなく、パルサー星雲の平面に対して対称な「ハート型」の分布に従うように見えます。制約された膨張と一致するガスのバルク分布の顕著な制限は、既存の星周円盤との相互作用に関連している可能性がある、Heリッチフィラメントの暗い湾と東西バンドの位置と一致します。フィラメントの分布は、膨張の中心からの距離と反相関している大小のスケールで真っ直ぐで丸い境界を持つ複雑なハニカムのような配置に従います。この分布は、超新星残骸3C58とカシオペアAで観察された大規模なリングと同じです。ここでは、放射性56Niに富む噴出物のプルームを外向きに拡大する乱流混合プロセスに起因しています。これらの特性は、1054CEの元の超新星とその前駆星の重要な詳細を反映しており、鉄心前駆体の低エネルギー爆発に有利に働く可能性があります。パルサー風星雲による物質の加速によって引き起こされる非相同的膨張の領域にもかかわらず、私たちの主な発見は頑健であることを示しています。
| Title |
Mass_ejection_in_failed_supernovae:_equation_of_state_and_neutrino_loss_dependence |
| Authors |
Mario_Ivanov,_Rodrigo_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02712 |
回転していない前駆体からの失敗したコア崩壊超新星は、陽子中性子星によるニュートリノ放出に関連する重力の弱体化のために質量を放出する可能性があります。このメカニズムは、観測可能な過渡現象を生み出し、ブラックホール（BH）の残骸の質量に上限を設定します。このメカニズムの以前のグローバルシミュレーションには、ニュートリノの損失がパラメトリックに含まれていましたが、噴出物の質量とエネルギーに直接的な影響がありました。ここでは、球対称の一般相対論的ニュートリノ放射流体力学コードを使用して、BHが形成されるまで内部超新星コアを進化させます。次に、重力の変化に対する星の外層の応答を追跡し、表面圧力スケールの高さを解決するニュートンコードで結果を使用します。高密度物質の状態方程式（EOS）は、ニュートリノに失われる重力質量に係数$\sim2$の変動をもたらし、以前のパラメトリック結果と一致する堅いEOSと、より低い噴出物の質量とエネルギーをもたらす柔らかいEOSをもたらすことがわかります。数倍。この違いは主に、より硬いEOSでのBH形成までの時間が長いことが原因です。ソフトEOSでは、水素再結合エネルギーが含まれていない場合、赤と黄色の超巨星前駆体は質量を解くことができません。ニュートリノに失われた質量エネルギーに時間の線形ランプを使用すると（適切なパラメーターを使用）、ニュートリノ損失の詳細な履歴を使用して得られたものの$\sim10\％$以内の恒星応答が得られます。私たちの結果は、ショックブレイクアウト、プラトー放出、およびこれらのイベントからの最終的なBH質量の以前の予測に対する定量的ではあるが、定性的ではない変更を意味します。
新星と超新星における放射性元素の合成と診断ツールとしてのそれらの使用
| Title |
Synthesis_of_radioactive_elements_in_novae_and_supernovae_and_their_use_as_a_diagnostic_tool |
| Authors |
J._Isern,_M._Hernanz,_E._Bravo,_S._Grebenev,_P._Jean,_M._Renaud,_T._Siegert_and_J._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02738 |
新星と超新星は、天体物理学と宇宙論の多くの分野で重要な役割を果たしています。それらの重要性にもかかわらず、どのオブジェクトが爆発するのか、そしてなぜそしてどのように爆発するのかについての正確な説明はまだ不足しています。このような爆発の主な特徴の1つは、銀河系で新しく合成された化学元素の主な供給者であるということです。これらの同位体のいくつかは放射性であるため、破片の熱状態に依存しないため、対応するガンマ線を爆発の診断ツールとして使用することができます。欠点は、MeVエネルギー領域での検出器の感度が低いことです。結果として、放射性線は、1つのコア崩壊超新星（SN1987A）、1つのタイプIa超新星（SN2014J）、および1つの超新星残骸（CasA）でのみ検出されました。それにもかかわらず、これらの観察は爆発メカニズムに関する重要な情報を提供し、提供しています。残念ながら、新星はまだ検出を逃れています。これらの結果は、検出されたイベントのサンプルを著しく拡大するのに十分な感度を備えた新しい機器をできるだけ早く軌道に配置する必要性を強調しています。
ニュートリノ高速フレーバー不安定性のParticle-in-cellシミュレーション
| Title |
Particle-in-cell_Simulation_of_the_Neutrino_Fast_Flavor_Instability |
| Authors |
Sherwood_Richers,_Don_E._Willcox,_Nicole_M._Ford,_Andrew_Myers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02745 |
ニュートリノはコア崩壊超新星を駆動し、中性子星合体降着円盤からの流出を開始し、宇宙で重い元素を生成する両方のシステムからの噴出物中の中性子に対するプロトンの比率を設定します。異なるフレーバーのニュートリノは物質との相互作用が異なり、最近の研究では、両方のシステムで速いフレーバーの不安定性が遍在する可能性が高いことが示唆されていますが、不安定性が飽和した後の最終的なフレーバーの内容はよく理解されていません。この作業では、飽和と運動学的デコヒーレンスを通じてニュートリノとアンチニュートリノのすべてのフレーバーの進化を追跡するセル内粒子計算を提示します。ニュートリノ量子動力学の1次元3フレーバーシミュレーションを実行して、いくつかの例でこの不安定性の結果を示します。波長と成長率が線形安定性分析からの予測と一致する軸対称モードと非対称モードの両方の成長を示します。最後に、ニュートリノとアンチニュートリノの数密度、フラックスの大きさ、フラックスの方向を変え、これらの要因が成長速度と飽和後のニュートリノフレーバーの存在量の両方を変更することを示します。これらのシミュレーションでの弱い電子レプトン数（ELN）の交差は、不安定性のゆっくりとした成長と、初期状態と最終状態でのフレーバーの存在量のわずかな違いの両方を生み出します。これらすべての計算において、同じ数のニュートリノと抗ニュートリノがフレーバーを変化させ、それらの間の存在量を最小限に抑えて、飽和後のフレーバー変化の制限要因にします。初期条件のパラメータ空間を完全に調べるには、さらに多くのシミュレーションと多次元シミュレーションが必要です。
天体物理学の流出における粒子輸送のモデリングと関連する放出のシミュレーション
| Title |
Modeling_particle_transport_in_astrophysical_outflows_and_simulations_of_associated_emissions |
| Authors |
D._A._Papadopoulos,_O._T._Kosmas,_S._Ganatsios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02964 |
この作業では、天体プラズマ流出内の粒子輸送に関するモデルの定式化を改善し、適切なアルゴリズムを構築した後、SS433として十分に研究された銀河マイクロクエーサーの数値シミュレーションを通じて方法の信頼性と有効性をテストします。およびCygX-1システム。次に、関連する放出の予測に焦点を当て、検出可能な高エネルギーニュートリノと、隣接する銀河にある最近発見されたX線連星である銀河系外M33X-7システムから発生した$\gamma$線に焦点を当てます。Messier33であり、まだ詳細にモデル化されていません。私たちの方法の文脈で磁化された宇宙ジェットから生成された粒子と放射エネルギーの分布は、ジェットの高温（相対論的）陽子が熱（低温）で散乱するときに生成される二次粒子間で発生する崩壊と散乱プロセスに由来すると想定されます1つ（ジェット内のpp相互作用メカニズム）。これらの分布は、非弾性陽子-陽子（p-p）衝突に続く多粒子プロセス（反応連鎖）の結合積分微分輸送方程式のシステムを解くことによって計算されます。このような高エネルギーニュートリノや多波長（無線、X線、ガンマ線）放射の検出のために、非常に感度の高い検出機器が稼働しているか、CTA、IceCube、ANTARES、KM3NeT、IceCubeのように設計されています-Gen-2、および他の宇宙望遠鏡。
ガンマ線バーストの迅速な放出のための数値ジェットモデル
| Title |
A_numerical_jet_model_for_the_prompt_emission_of_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Ruben_Farinelli,_Rupal_Basak,_Lorenzo_Amati,_Cristiano_Guidorzi,_Filippo_Frontera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02984 |
ガンマ線バースト（GRB）は高度にコリメートされたイベントであることが知られており、軸上またはほぼ軸上で見られる場合にほとんど検出可能です。ただし、GRBは軸外の角度から見ることができ、重力波イベントに関連する短いGRBの最近の検出は、そのようなシナリオを決定的に示しています。観測者の視野角は、観測可能なスペクトル形状とそのようなイベントのエネルギーにおいて重要な役割を果たします。シルクハットジェットからの放射による単一パルス近似に基づいており、観測者の視野角の影響を調査するために開発された数値モデルを提示します。半径$R_{\rmjet}$、半開き角$\theta_{\rmjet}$、共動フレーム放射率の法則、および観測者の視野角$\theta_{\rmobsによってパラメータ化された円錐ジェットを想定します。}$次に、条件$\theta_{\rmobs}<\theta_{\rmjet}$および$\theta_{\rmobs}>\theta_{\rmjet}$の影響を調べます。モデルの実装により他の放射率の法則を簡単に考慮することができますが、ジェット共動フレームで滑らかに破られたべき乗則の放射率の法則を考慮した結果を示します。$\Gamma\gtrsim10の場合、関係$E^{\rmi}_{\rmp}\proptoE_{\rmiso}^{0.5}$（アマティ関係）は純粋な相対論的運動学から自然に得られることがわかります。$および$\theta_{\rmobs}<\theta_{\rmjet}$;逆に、$\theta_{\rmobs}>\theta_{\rmjet}$の場合、結果は$E^{\rmi}_{\rmp}\proptoE_{\rmiso}^{0.25}$。よく知られているサブエネルギーGRBのクラスの文献からのデータを使用して、$E^{\rmi}_{\rmp}-E_{\rmiso}$平面でのそれらの位置がイベントと一致していることを示します軸外で観察された。提示されたモデルは、スペクトルフィッティングソフトウェアパッケージXSPECに統合されるモジュールとして開発されており、科学界で使用できます。
| Title |
Neutrino_production_in_Population_III_microquasars |
| Authors |
Agust\'in_M._Carulli,_Mat\'ias_M._Reynoso,_and_Gustavo_E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02999 |
マイクロクエーサー（MQ）は、降着円盤を介してコンパクトオブジェクトに質量を供給する星によって構成される連星システムです。コンパクトな物体、通常はブラックホールは、反対方向のジェットを発射します。これらのジェットは、通常、銀河系で広帯域の電磁放射によって観測されます。これらのジェットは潜在的な銀河ニュートリノ源と考えられています。MQは、宇宙の第1世代の星、つまり「宇宙の再電離」の期間中に発生したイオン化プロセスに不可欠な貢献者と見なされている種族III（PopIII）の星によって形成された可能性もあります。本研究では、地球での拡散ニュートリノフラックスを取得することを目的として、PopIIIMQジェット内で発生する主な粒子プロセスを説明するモデルを開発します[...]適切なパラメータの範囲に対してPopIIIMQジェットの場合、ジェットでのニュートリノ生成に最も関連するサイトは、内側の円錐ジェットのベースです。さらに、ターミナルジェット領域で形成された前方衝撃で加速された陽子が外殻から逃げることができる場合、それらは宇宙マイクロ波背景放射（CMB）との$p{\gamma}$相互作用を介してさらにニュートリノを生成します。拡散ニュートリノフラックスへの後者の寄与は、$10^7{\rmGeV}\lesssimE_{\nu}\lesssim10^9{\rmGeV}$の範囲で支配的であることが判明しましたが、ニュートリノは内部で生成されましたジェットは、$E_{\nu}\sim10^5$GeVのIceCubeフラックスのごく一部しか占めることができませんでした。共同生成された多波長光子バックグラウンドも計算され、観測結果と一致するかどうかがチェックされます。
| Title |
The_HERMES-Technologic_and_Scientific_Pathfinder |
| Authors |
F._Fiore,_L._Burderi,_M._Lavagna,_R._Bertacin,_Y._Evangelista,_R._Campana,_F._Fuschino,_P._Lunghi,_A._Monge,_B._Negri,_S._Pirrotta,_S._Puccetti,_A._Sanna_and_the_HERMES-TP_and_HERMES-SP_Collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03078 |
HERMES-TP/SP（衛星技術および科学パスファインダーの高エネルギー高速モジュラーアンサンブル）は、シンプルで革新的なX線検出器をホストする6つの3Uナノ衛星のコンステレーションであり、大きなエネルギーバンドと優れた時間分解能を特徴とし、最適化されています。ガンマ線バーストや重力波イベントの電磁対応物などの宇宙高エネルギー過渡現象の監視、およびそれらの位置の決定のため。プロジェクトは、イタリア大学研究省とイタリア宇宙機関、および助成金契約第821896号に基づく欧州連合ホライゾン2020研究革新プログラムによって資金提供されています。HERMES-TP/SPは軌道上でのデモンストレーションであり、2022年からテストする必要があります。これは本質的にモジュール式の実験であり、自然に拡張して、高エネルギーの過渡現象に対してグローバルで高感度の全天モニターを提供できます。
分散型モジュラー高エネルギー天文学に適用されるタイミング技術：HERMESプロジェクト
| Title |
Timing_techniques_applied_to_distributed_modular_high-energy_astronomy:_the_HERMES_project |
| Authors |
A._Sanna,_A._F._Gambino,_L._Burderi,_A._Riggio,_T._Di_Salvo,_F._Fiore,_M._Lavagna,_R._Bertacin,_Y._Evangelista,_R._Campana,_F._Fuschino,_P._Lunghi,_A._Monge,_B._Negri,_S._Pirrotta,_S._Puccetti_and_the_HERMES-TP_and_HERMES-SP_Collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03082 |
HERMES-TP/SP（衛星の高エネルギー高速モジュラーアンサンブル-技術的および科学的パスファインダー）は、いわゆる分散天文学の概念の軌道上でのデモンストレーションです。HERMES-TP/SPは、新しい小型検出器をホストする6つの3Uナノ衛星のミニコンステレーションとして考案され、ガンマ線バーストなどの明るい高エネルギー過渡現象の検出と正確な位置特定を目的としています。星座の検出器を特徴付ける大きなエネルギー帯域、優れた時間分解能、および広い視野は、将来重要な役割を果たす優れたローカリゼーション機能を備えた次世代の高エネルギー全天モニターの重要な機能を表しています。マルチメッセンジャー天文学の。この作業では、空間的に間隔を置いた検出器によるほぼ同時の観測を利用して、明るい一時的なイベントのローカリゼーションを可能にする時間的手法について詳しく説明します。さらに、HERMESパスファインダーの全天モニター機能と、検出されたガンマ線バーストの位置特定に関する達成可能な精度について定量的に説明します。
ホットストリーミングペアパルサープラズマにおけるソリトン形成による電波放射
| Title |
Radio_Emission_by_Soliton_Formation_in_Hot_Streaming_Pair_Pulsar_Plasmas |
| Authors |
Jan_Ben\'a\v{c}ek,_Patricio_A._Mu\~noz,_Alina_C._Manthei,_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03083 |
考えられるいくつかのパルサー電波放射メカニズムは、相対論的電子-陽電子対プラズマにおける相対的なストリーミングとビームの不安定性に基づいています。飽和状態では、不安定な波は原則として安定した孤立波を形成し、観測された強い無線信号を放出する可能性があります。ソリトンの形成につながる適切なプラズマパラメータを検索し、それらの特性とダイナミクス、および結果として生じる電子と陽電子の振動を調査して、電波の放出につながる可能性があります。相対論的Particle-in-Cellコードの略語の1次元バージョンを利用し、適切にパラメーター化された1次元Maxwell-J\uttner速度空間粒子分布を初期化し、強いパルサー磁場で結果として生じるストリーミング不安定性の進化を研究しました。。逆温度$\rho\geq1.66$のプラズマ、またはローレンツ係数$\gamma>40$の相対電子-ポジトロンドリフト速度の場合、LモードおよびAモードのプラズマ波に関連して強い静電ソリトンが形成されることがわかりました。パラメータ適切なパルサーパラメータの場合、Lモードソリトンの結果として生じるエネルギー密度は最大$1.1\times10^5$erg$\cdot$cm$^{-3}$に達する可能性がありますが、Aのエネルギー密度は-モードソリトンは最大$1.2\times10^4$erg$\cdot$cm$^{-3}$にしか到達しません。最大$7\times10^{12}$erg$\cdot$cm$の推定エネルギー密度パルサーナノショットを説明するには^{-3}$で十分です。
超高速天文学は、ミリ秒からナノ秒の時間スケールでの光過渡現象の発見を可能にする改良された検出器技術によって可能になる新しいフロンティアです。これらは、高速電波バースト、ガンマ線バースト、重力波イベントなどのエネルギープロセスの対応物を明らかにしたり、地球外知的生命体（oSETI）の光学的探索で役割を果たす可能性があります。3つの科学事例と、制約されたリソースの下でのそれらの最適化、基本的には、多くのターゲットの短期間の検索または少数のターゲットに対する長い検索のスペクトルに沿って観測を分散する方法を調査します。バースト遅延とフラッシュ持続時間の関係を制約するフィッシャー情報分析など、生の検出と科学的特性評価の両方について、いくつかの分析的およびいくつかの数値的最適化を提示します。
VERITASの皿全体の反射率のその場測定
| Title |
In-situ_measurements_of_whole-dish_reflectivity_for_VERITAS |
| Authors |
Simon_Archambault,_Gabriel_Chernitsky,_Sean_Griffin,_and_David_Hanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02799 |
VERITASアレイは、80GeVを超えるエネルギーのガンマ線に敏感な4つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のセットです。各望遠鏡は、直径12メートルのテッセレーションミラーに基づいており、ガンマ線によって誘発されたエアシャワーからの光を反射して、499個の光電子増倍管で構成されるピクセル化された「カメラ」上に画像を形成します。画像の明るさはガンマ線のエネルギーの主要な尺度であるため、ミラーの反射率に関する知識が重要です。ここでは、MAGICコラボレーションのメンバーによって開拓された、皿全体の反射率を迅速かつ定期的に測定して、ミラーエージングの影響を監視できる方法について説明します。皿の中央近くに取り付けられたCCDカメラは、望遠鏡の焦点に配置された高反射材料であるスペクトラロンで作られたターゲット上の星とその反射の両方の画像を同時に取得します。CCDによって記録された明るさの比率は、幾何学的要因とともに、系統的な誤差がほとんどない皿の反射率の推定値を提供します。CCDカメラにはフィルターホイールが配置されており、波長の関数として反射率を測定できます。2014年以降のVERITAS望遠鏡で得られた結果を紹介します。
正確に調整可能なファイバー研磨アームの開発と特性評価
| Title |
Development_and_Characterization_of_a_Precisely_Adjustable_Fiber_Polishing_Arm |
| Authors |
Michael_P._Smith,_Sabyasachi_Chattopadhyay,_Andrew_Hauser,_Joshua_E_Oppor,_Matthew_A_Bershady,_Marsha_J._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02849 |
天文学的な用途向けのベアファイバーまたはエアギャップマイクロレンズファイバー結合面一体型フィールドユニット（IFU）の開発には、ファイバーの端面（終端）を注意深く処理する必要があります。以前の研究では、ファイバの端面の不規則性を最小限に抑えると、焦点比の低下による影響が減少するという点で、光学性能が向上することが示唆されています。研磨は通常、複数の徐々に減少するグリットサイズを備えた市販の回転式研磨機を使用して実行されてきました。これらの研磨機は一般に、角度位置と研磨力を注意深く調整する能力を欠いています。これらのパラメータを制御することで、一体型のフィールドユニットとファイバースリットを構成するさまざまなガラス/エポキシ/金属マトリックス上で再現性と制御性のある研磨を行うことができます。研磨アームは、SALTのRSSスペクトログラフ用のNIRファイバーシステムのファイバー終端（IFU、ミニバンドル、V溝）を研磨するために開発されました。研磨アームの角度調整により、研磨中の研磨面の各終端の正しい位置と方向が保証されます。さまざまな研究により、ファイバの端面に過度の応力がかかると、ファイバの焦点比も低下することが示されています。研磨アームにはロードセルが取り付けられており、研磨力を制御できます。研磨中にさまざまな荷重を加えることにより、適用可能な最小の端部応力を調査しました。アームはモジュール式で、さまざまなファイバ終端スタイルを保持します。研磨アームは、アームからファイバー終端を取り外さずにファイバー検査顕微鏡にアクセスできるようにも設計されています。これにより、研磨工程のさまざまな段階で仕上げ品質を検査できます。
宇宙線の到来方向からの宇宙磁場構造の抽出に向けて
| Title |
Towards_extracting_cosmic_magnetic_field_structures_from_cosmic-ray_arrival_directions |
| Authors |
Marcus_Wirtz,_Teresa_Bister,_Martin_Erdmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02890 |
空全体で同時に超高エネルギー宇宙線の到着方向にコヒーレントに整列したパターンの構造を検索するための新しい方法を提示します。この方法は、宇宙線データのみから銀河磁場、特に視線に垂直な積分成分に関する情報を取得するために使用できます。尤度比アプローチを使用して、隣接する宇宙線は回転可能な楕円形の密度分布によって関連付けられ、円形分布に対するそれらの整列の重要性が評価されます。このようにして、天球に接するベクトル場が適合され、重要な偏向構造が検出された場合に、宇宙磁場の局所的な偏向を近似します。この方法の感度は、超高エネルギー宇宙線の空の天体物理学的シミュレーションに基づいて評価されます。ここでは、等方性シナリオと信号誘起シナリオの識別力が見られます。
THEMIS太陽望遠鏡の波面センシングメイキング
| Title |
The_wavefront_sensing_making-of_for_THEMIS_solar_telescope |
| Authors |
Michel_Tallon_(CRAL),_\'Eric_Thi\'ebaut_(CRAL),_Maud_Langlois_(LAM),_Bernard_Gelly_(THEMIS),_Richard_Douet_(THEMIS),_Cl\'ementine_B\'echet_(CRAL),_Lo\"ic_Denis_(LHC),_Gil_Moretto_(CRAL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02892 |
単一の変形可能なミラーを備えた補償光学システムが、THEMIS90cm太陽望遠鏡に実装されています。このシステムは可視光で動作するように設計されており、波面が低コントラストの太陽粒子で感知された場合でも、あらゆる大気条件で可能な限り最高の補正を提供するために、可能な限り堅牢である必要があります。極端な条件では、シャックハルトマン波面センサーのサブアパーチャによって与えられた画像は、サブアパーチャのセット内で空間内でランダムにぼやけ、ぼやけた画像の分布は時間とともに急速に変化し、一部は消えていく可能性があります。このような過酷な条件のために開発したアルゴリズムは、逆問題アプローチに依存しています。例として、波面の勾配を使用して、波面センサーは共分散を含む誤差も推定します。この情報により、制御ループは、空間（波面再構成）と時間の両方で、急速に変化する条件に合わせて迅速に最適化できます。主な制約は、計算を低コストのマルチコアCPUに適合させることです。波面センシングに焦点を当てて、この戦略の実装を担当するアルゴリズムの概要を示します。
オートエンコーダによるエアシャワーからの無線信号の再構築
| Title |
Reconstruction_of_radio_signals_from_air-showers_with_autoencoder |
| Authors |
Pavel_Bezyazeekov,_Nikolay_Budnev,_Oleg_Fedorov,_Oleg_Gress,_Oleg_Grishin,_Andreas_Haungs,_Tim_Huege,_Yulia_Kazarina,_Matthias_Kleifges,_Dmitriy_Kostunin,_Elena_Korosteleva,_Leonid_Kuzmichev,_Vladimir_Lenok,_Nima_Lubsandorzhiev,_Stanislav_Malakhov,_Tatyana_Marshalkina,_Roman_Monkhoev,_Eleonora_Osipova,_Alexandr_Pakhorukov,_Leonid_Pankov,_Vasiliy_Prosin,_Frank_Schr\"oder,_Dmitriy_Shipilov,_Alexey_Zagorodnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02943 |
TunkaRadioExtension（Tunka-Rex）は、東シベリアのTAIGA天文台と同じ場所に配置されたデジタルアンテナアレイ（1km^2に63本のアンテナが分散）です。Tunka-Rexは、30〜80MHzの周波数帯域の超高エネルギー宇宙線によって誘発されるエアシャワーの電波放射を測定します。エアシャワー信号は、短い（数十ナノ秒）ブロードバンドパルスです。これらのパルスの時間位置と振幅を使用して、エアシャワーと一次宇宙線のパラメータを再構築します。低エネルギーイベント（E<10^17eV）の振幅は、バックグラウンドが支配的であるため、再構成を成功させるために使用できません。検出のエネルギーしきい値を下げて効率を上げるために、測定データからノイズを除去するオートエンコーダニューラルネットワークを使用します。この作業では、生データのノイズ除去とエアシャワーパラメータのさらなる再構築へのアプローチについて説明します。また、オートエンコーダを使用した低エネルギーイベントの再構築の結果も示します。
ピエールオージェ天文台の水チェレンコフ検出器を使用した、シャワーの最大値$ X _ {\ mathrm {max}} $の深層学習ベースの再構成
| Title |
Deep-Learning_based_Reconstruction_of_the_Shower_Maximum_$X_{\mathrm{max}}$_using_the_Water-Cherenkov_Detectors_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_G._Cataldi,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02946 |
エアシャワーの最大大気深さ$X_{\mathrm{max}}$は、超高エネルギー宇宙線の核質量組成の決定に一般的に使用される観測量です。$X_{\mathrm{max}}$の直接測定は、蛍光望遠鏡による縦方向のシャワーの発達の観測を使用して実行されます。同時に、表面検出器アレイに登録されたシャワー粒子の特性から$X_{\mathrm{max}}$を間接的に推定するためのいくつかの方法が提案されています。この論文では、$X_{\mathrm{max}}$を推定するためのディープニューラルネットワーク（DNN）を紹介します。再構成は、ピエールオージェ天文台の地上ベースの水-チェレンコフ検出器のシャワー粒子によって誘発された信号に依存しています。ネットワークアーキテクチャは、信号の時間的構造を処理するための反復的な長短期記憶層と、表面検出器アレイの対称性を活用するための六角形の畳み込みを特徴としています。3つの異なるハドロン相互作用モデルでシミュレートされたエアシャワーを使用して、ネットワークのパフォーマンスを評価します。その後、長期的な検出器の効果を考慮し、蛍光測定を使用して再構成された$X_{\mathrm{max}}$を較正します。最後に、シャワーの最大値の再構築におけるイベントごとの解像度は、シャワーエネルギーの増加とともに向上し、$2\times10^を超えるエネルギーで$25〜\mathrm{g/cm^{2}}$未満に達することを示します。{19}〜\mathrm{eV}$。
偏光エンコードされたセルフコヒーレントカメラ
地球のような太陽系外惑星を探すための直接イメージングによる星周環境の探査は、現代の天文学の課題の1つです。現在の制限の1つは、メイン波面センサーの下流の光学系に起因する非共通パス収差（NCPA）の進化です。セルフコヒーレントカメラ（SCC）は、コロナグラフと焦点面の波面センサーが統合されており、Lyotストップに基準穴（RH）を追加することで、焦点面に波面情報をエンコードするフィゾー縞を生成します。ここでは、RHに偏光子を配置し、Lyotストップの下流に偏光ビームスプリッターを追加することで、RHを瞳孔のすぐ隣に配置できることを示すことを目的としています。SCCのこの新しいバリアントを、偏光エンコードされたセルフコヒーレントカメラ（PESCC）と呼びます。PESCCのパフォーマンスを分析的および数値的に調査し、関連する場合はSCCと比較します。PESCCがSCCに関する焦点面サンプリングとスペクトル分解能の要件をそれぞれ2倍と3.5倍緩和することを分析的に示します。さらに、数値シミュレーションにより、PESCCは$\sim$16倍の光子に効果的にアクセスできることがわかりました。これにより、波面センシングの感度が$\sim4$倍向上します。また、追加の測定を行わなくても、PESCC画像を使用してRH点像分布関数（PSF）を較正できることを示し、すべての観測のコントラストを高める後処理技術としてコヒーレント微分イメージング（CDI）を有効にします。理想的なシミュレーション（開口部のクリア、2つの渦コロナグラフの充電、完全なDM、位相と振幅の収差以外のノイズ源なし）、および宇宙ベースのシステムと同様の状況で、CDIと組み合わせたWFSCが$1\sigmaを達成できることを示します。$\sim3\cdot10^{-11}-8\cdot10^{-11}$の1〜18$\lambda/D$の生のコントラスト。
実験室サブミリ波分光法に超伝導ミキサーレシーバー（SUMIRE）を使用した分光計
| Title |
Spectrometer_Using_superconductor_MIxer_Receiver_(SUMIRE)_for_Laboratory_Submillimeter_Spectroscopy |
| Authors |
Yoshimasa_Watanabe,_Yutaro_Chiba,_Takeshi_Sakai,_Akemi_Tamanai,_Rikako_Suzuki,_Nami_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02960 |
高感度電波望遠鏡による最近の分光観測では、検出された線の森の分子種を特定するために、正確な分子スペクトル線周波数が必要です。実験室で分子スペクトル線の静止周波数を測定するために、最先端の電波天文技術を利用した放射型ミリ波およびサブミリ波分光計が開発されています。分光計には、200cmのガラスシリンダーセル、230GHz帯域の2側波帯（2SB）超伝導体-絶縁体-超伝導体（SIS）受信機、および広帯域自己相関デジタル分光計が装備されています。4つの2.5GHzデジタル分光計を使用することにより、8GHzの2SBSISレシーバーの合計瞬時帯域幅を88.5kHzの周波数分解能でカバーできます。CH$_3$CNおよびHDOの分光測定は、230GHz帯域で実行され、システムの周波数精度、安定性、感度、および強度校正精度を調べます。CH$_3$CNの結果については、17.7kHzのチャネル分解能を持つ高分解能分光計を使用した場合、十分な信号対雑音比で検出されたラインの周波数精度が1kHzよりも優れていることを確認します。さらに、216GHzから264GHzまでのCH$_3$OHのスペクトルスキャン測定により、このシステムの機能を実証します。CH$_3$OHの242の遷移、$^{13}$CH$_3$OHの51の遷移、および295の検出された線の21の未確認の輝線を割り当てます。その結果、私たちの分光計は、さまざまな分子種のスペクトル線のその場実験ベースの静止周波数測定に十分な感度、スペクトル分解能、および周波数精度を示しています。
HERMES-TP / SPの背景と応答のシミュレーション
HERMES（衛星の高エネルギー高速モジュラーアンサンブル）は、ブロードバンドXおよびガンマ線検出器をホストするCubeSatのコンステレーションを通じて、ガンマ線バースト（GRB）などの一時的な高エネルギーイベントを観測することを目的とした革新的なミッションです。検出器は、シンチレータ結晶に結合されたソリッドステートシリコンドリフト検出器（SDD）に基づいており、2keV〜2MeVの帯域で感度が高くなります。実験の科学的性能を評価するには、予測される軌道上の機器の背景を正確に評価することが不可欠です。HERMESペイロードのモンテカルロシミュレーションの概要が提供され、機器設計で採用された全体的なバックグラウンドと最適化戦略に対するさまざまな貢献が説明されます。さらに、シミュレーションは、機器の有効面積と応答行列を導出するために、また検出器の基準系に対するソース位置の関数として使用されました。
仮想データコスモス-現代天文学における情報デザイン
宇宙のX線はどこから来るのですか？すべての新しい未確認のX線源は、宇宙の理解に革命を起こす可能性があります。X線衛星XMM-Newtonの大規模な観測データベースで、新しいX線放射源（星や銀河など）を自動的に分類することを目的とした国際共同天文学プロジェクトEXTraS。データアーカイブがビッグデータの次元に達したため、天文学者は分類プロセスを実行するさまざまな機械学習（ML）ランダムフォレスト決定木アルゴリズムを使用しました。情報デザインのこの独身の論文では、これらの大きなデータセットとMLアルゴリズムの結果をインタラクティブで直感的な方法で視覚化して、内部構造と関係の視覚的な調査を容易にするという課題に興味がありました。VIRTUALDATACOSMOSは、科学者が多次元データセットを探索するための仮想現実（VR）のインタラクティブなデータ視覚化ツールです。
| Title |
The_scientific_payload_on-board_the_HERMES-TP_and_HERMES-SP_CubeSat_missions |
| Authors |
Y._Evangelista,_F._Fiore,_F._Fuschino,_R._Campana,_F._Ceraudo,_E._Demenev,_A._Guzman,_C._Labanti,_G._La_Rosa,_M._Fiorini,_M._Gandola,_M._Grassi,_F._Mele,_D._Milankovich,_G._Morgante,_P._Nogara,_A._Pal,_R._Piazzolla,_S._Pliego_Caballero,_I._Rashevskaya,_F._Russo,_G._Sciarrone,_G._Sottile,_and_the_HERMES-TP_and_HERMES-SP_Collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03032 |
エルメス（衛星の高エネルギー高速モジュラーアンサンブル）技術的および科学的パスファインダーは、超小型衛星のLEOコンステレーションに基づく宇宙搭載ミッションです。3UCubeSatバスは、ガンマ線バースト（GRB）などの明るい高エネルギー過渡現象の一時的な放出をプローブするための新しい小型化された検出器をホストします。少なくとも3つの超小型衛星で発生した同じイベント検出エポック間の時間遅延を比較することにより、いくつかのステラジアンの視野で、分角レベルの精度で、高速の過渡的な位置特定が得られます。2022年の発売日で、HERMES過渡モニタリングは、次世代の重力波実験を補完する重要な機能を表しています。この論文では、HERMESペイロードの設計について説明し、広帯域で高感度のX線およびガンマ線検出器を完全な制御電子機器およびデータとともにCubeSat1Uボリュームに収容できるようにするために採用された技術ソリューションに焦点を当てます。ハンドリングシステム。
| Title |
An_innovative_architecture_for_a_wide_band_transient_monitor_on_board_the_HERMES_nano-satellite_constellation |
| Authors |
F._Fuschino,_R._Campana,_C._Labanti,_Y._Evangelista,_F._Fiore,_M._Gandola,_M._Grassi,_F._Mele,_F._Ambrosino,_F._Ceraudo,_E._Demenev,_M._Fiorini,_G._Morgante,_R._Piazzolla,_G._Bertuccio,_P._Malcovati,_P._Bellutti,_G._Borghi,_G._Dilillo,_M._Feroci,_F._Ficorella,_G._La_Rosa,_P._Nogara,_G._Pauletta,_A._Picciotto,_I._Rashevskaya,_A._Rachevski,_G._Sottile,_A._Vacchi,_E._Virgilli,_G._Zampa,_N._Zampa,_N._Zorzi,_T._Chen,_N._Gao,_J._Cao,_Y._Xu,_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03035 |
超小型衛星コンステレーションに基づくHERMES-TP/SPミッションは、感度とコンパクトさの非常に厳しい制約があり、革新的な広いエネルギー範囲の機器を必要とします。機器技術は「シスウィッチ」コンセプトに基づいており、カスタム設計の低ノイズシリコンドリフト検出器を使用して、軟X線を同時に検出し、GAGG内の高エネルギー光子の相互作用によって生成される光を読み取ります。Ceシンチレータ。SDDの固有の優れた分光性能を維持するには、高度な読み出し電子機器が必要です。このホワイトペーパーでは、HERMES検出器アーキテクチャの概念と、特別に開発されたフロントエンドASIC（LYRA-FEおよびLYRA-BE）および統合ソリューションについて詳しく説明します。シンチレータ+SDD+LYRAASICで構成される統合システムの実験性能について説明し、2keVから2MeVまでの広いエネルギー範囲の感度の要件がコンパクトな機器で満たされることを示します。
広視野測光を用いたエアロゾル測定の新しい方法
| Title |
A_New_Method_for_Aerosol_Measurement_using_Wide-field_Photometry |
| Authors |
Jan_Ebr,_Sergey_Karpov,_Ji\v{r}\'i_Eli\'a\v{s}ek,_Ji\v{r}\'i_Bla\v{z}ek,_Ronan_Cunniffe,_Ivana_Ebrov\'a,_Petr_Jane\v{c}ek,_Martin_Jel\'inek,_Jakub_Jury\v{s}ek,_Du\v{s}an_Mandat,_Martin_Ma\v{s}ek,_Miroslav_Pech,_Michael_Prouza_and_Petr_Travn\'i\v{c}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03074 |
赤道儀に写真レンズを備えたCCDカメラである広視野イメージャーを使用して、晴れた夜の垂直エアロゾル光学的厚さ（VAOD）を測定する新しい方法を紹介します。地平線上のさまざまな高度で行われた一連の30秒間の露光を使用して、数分以内に0.008光学的厚さよりも優れた精度でVAODを測定できます。このような測定は光を生成しないため、他の天文機器が配置されている場所での使用に適しています。VAOD測定の精度は、システムのスペクトル特性とさまざまな照明レベルに対するカメラの電子機器の応答の実験室でのキャリブレーション、および恒星測光の詳細の慎重な検討と、測定された恒星フラックスの星の色の依存性のモデリングに依存します。視野内の位置。チェレンコフ望遠鏡アレイの将来のサイトでロボットのセットアップで得られた結果は、同じサイトにある太陽/月の光度計からの同時測定との良好な内部一貫性と一致を示しています。
POLAR-2：GRB用の大規模ガンマ線偏光計
| Title |
POLAR-2:_a_large_scale_gamma-ray_polarimeter_for_GRBs |
| Authors |
J._Hulsman,_N._de_Angelis,_J._M._Burgess,_F._Cadoux,_J._Greinerd,_M._Kole,_H._Li,_S.Mianowski,_A._Pollo,_N._Produit,_D._Rybka,_J._Stauffer,_X._Wu,_A._Zadrozny,_S.N.Zhang,_J._Sun_and_B._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03084 |
GRBの迅速な放出は、50年以上にわたって調査されてきましたが、十分に理解されていないままです。一般的に、{\gamma}線放出のスペクトルおよび時間プロファイルが分析されます。ただし、GRB関連の物理学の全体像を把握するには不十分です。偏光測定の追加は、これらの天体物理学の情報源の理解に向けて貴重な情報を提供します。近年、POLARやGAPなどの専用偏光計が製造されました。前者は、低レベルの偏光と偏光角の時間的変化を観察しました。理論モデルを制約するには、GRB偏光測定と時間分解研究のより大きなサンプルが必要であることが理解されました。POLAR-2ミッションは、POLARと比較して有効面積を1桁増やすことにより、これに対処することを目的としています。POLAR-2は、2024年に中国の宇宙ステーションで打ち上げられる予定であり、少なくとも2年間は運用されます。POLARからの洞察は、全体的なPOLAR-2設計の改善に役立ちます。主な改善点（POLARと比較して）には、マルチアノードPMT（MAPMT）のSiPMへの置き換え、高感度ボリュームの増加、およびさらなる技術的アップグレードが含まれます。POLAR-2は、POLARで最もよく見られるものと比較して、同等以上の品質で年間約50GRBを測定すると予測されています。このミッションの機器設計、予備的な結果、および予想される科学的可能性について説明します。
低軌道におけるトラップされた粒子モデルの比較
宇宙放射線は、固体高エネルギーセンサーに深刻な問題を引き起こすことがよく知られています。したがって、放射線モデルは、放射線による損傷、デューティサイクル、性能、および検出器の寿命の予防的評価において重要な役割を果たします。HERMES-SPミッションのコンテキストで、地球近傍天体に閉じ込められた放射線環境のAE8/AP8およびAE9/AP9仕様の調査を提示します。さまざまな円形の低軌道を検討します。トラップされた粒子フラックスが取得され、そこから放射領域のマップが計算され、さまざまなフラックスしきい値でのデューティサイクルが推定されます。結果は、現場測定に関する公表された結果とも比較されます。
アメゴ：エクストリームマルチメッセンジャーユニバースの探索
全天中エネルギーガンマ線観測所（AMEGO）は、次の10年でマルチメッセンジャー天体物理学に不可欠な貢献を提供するプローブクラスのミッションコンセプトです。AMEGOは、コンプトン望遠鏡とペア望遠鏡の両方として機能し、200keVから$>$5GeVの間で前例のない感度を実現します。機器は4つのサブシステムで構成されています。両面ストリップシリコントラッカーは、最初のコンプトン散乱相互作用とペア変換生成物の追跡を正確に測定します。優れた位置とエネルギー分解能を備えた新しいCdZnTe低エネルギー熱量計がトラッカーの底面と側面を囲み、偏光と狭線感度を高めるコンプトン散乱光子を検出します。厚いCsI高エネルギー熱量計には、高エネルギーコンプトンイベントとペアイベントが含まれています。機器は、宇宙線の背景を拒否するためのプラスチック製の不一致検出器に囲まれています。望遠鏡の性能を予測するために詳細なシミュレーションを実行し、現在、プロトタイプの機器を構築しています。ComPairとして知られるAMEGOプロトタイプは、2021年に高強度ガンマ線源でテストされ、続いて2022年秋に気球飛行が行われます。このプレゼンテーションでは、科学の動機の概要、天文台の説明を行います。、およびプロトタイプ機器開発の更新。
206 SUUMa型矮新星のスーパーバーストサイクル長の決定
| Title |
Determination_of_the_superoutburst_cycle_lengths_of_206_SU_UMa_type_dwarf_novae |
| Authors |
N._Vogt,_E._C._Puebla,_and_A._Contreras-Quijada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02756 |
SUUMa星は、最大光で明るく、これらの矮新星のより頻繁な「通常の」爆発よりもはるかに長く続く「スーパー爆発」によって特徴付けられます。現在、1180を超えるSUUMaタイプの矮新星がカタログ化されていますが、それらのスーパーバーストサイクル長Csoに関する知識は、これまで、既知のSUUMa星のサンプル全体の約6$\％$に制限されていました。公開データベースを使用して、2の間の合計時間間隔内で17d$<$Cso$<$4590d（一部のERUMaおよびWZSgeタイプの代表を含む）の範囲で合計206個の追加のSUUMa星の新しいCso値を決定しました。そして57年、そして$\pm$11$\％$の推定不確実性で。このようにして、Cso値に関する現在の知識を$\sim$3.8の係数で増やしています。その分布は、Cso$\upperx$270日前後の広い最大値と、Cso$\upperx$800dまで徐々に減少する数によって特徴付けられます。ドメインCso$>$450dは、これまで未踏でした。ここに、この長いサイクルの範囲に106のケース（サンプル全体の$\sim$51$\％$）を追加します。これは、それらの分布の将来の研究のためのより良い統計的基礎を意味します。私たちのサンプルには16個の既知のWZSge星が含まれており、これまで通常のSUUMa星として分類されていた他の5個のWZSgeメンバーシップを提案します。個々のスーパーバーストのタイミングは、サイクル長の平均で約$\pm$7$\％$であり、全体的な線形エフェメリスから逸脱しており、スーパーバーストの顕著な準周期的な再現性が確認されています。関連するすべてのパラメータがエラーとともに一覧表示され、ターゲットの個々のスーパーバーストエポックの表が示されているため、将来の研究者は、結果を他の（過去または将来の）観測と組み合わせることができます。
初期の白色矮星冷却枝上のCNO点滅低質量Heコア星の新しい不安定領域
| Title |
A_new_instability_domain_of_CNO-flashing_low-mass_He-core_stars_on_their_early_white-dwarf_cooling_branches |
| Authors |
Leila_M._Calcaferro,_Alejandro_H._C\'orsico,_Leandro_G._Althaus,_and_Keaton_J._Bell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02777 |
静止末端の白色矮星冷却ブランチに到達する前に、一部の低質量ヘリウムコア白色矮星恒星モデルは、水素エンベロープを大幅に減少させる多数の核フラッシュを経験します。各閃光が発生する直前に、安定した水素燃焼が、星震学を通じてこれらの星の内部構造に光を当てることに関連する可能性のある地球規模の脈動を引き起こす可能性があります。$\varepsilon$メカニズムが重力モードの脈動を励起できる可能性を研究するために、CNOフラッシュを通過する初期の白色矮星冷却枝の低質量ヘリウムコア星に適用される脈動安定性解析を提示します。初期の冷却段階でCNOフラッシュを通過する低質量ヘリウムコア白色矮星モデルの非断熱脈動解析を実行しました。安定した水素燃焼による$\varepsilon$メカニズムは、$0.2025\の星の場合、$\sim80$から$500\$sの間の周期で低次（$\ell=1、2$）重力モードを励起できることがわかりました。lesssimM_{\star}/M_{\odot}\lesssim0.3630$は、$\logg--T_{\rmeff}$ダイアグラムの拡張領域にあり、有効温度と表面重力は$15\、000\の範囲です。lesssimT_{\rmeff}\lesssim38\、000\$Kおよび$5.8\lesssim\logg\lesssim7.1$。これらのモードが観測可能なほど大きな振幅に到達するために必要なタイムスケールは、対応する進化のタイムスケールよりも短いため、これらの星の脈動の検出は実行可能です。低質量の白色矮星がこの不安定な領域で低次の重力モードで脈動することがわかった場合、そのような脈動は$\varepsilon$メカニズムによって駆動できるという我々の結果を確認するでしょう。さらに、これらの脈動の周期変化の急速な速度を確認することは、進化論的計算によって予測されるように、これらの星が実際にCNOフラッシュを経験することを支持するでしょう。
VLT / SPHERE / ZIMPOLで見られる赤色超巨星アンタレスの内側の星周塵
| Title |
The_inner_circumstellar_dust_of_the_red_supergiant_Antares_as_seen_with_VLT/SPHERE/ZIMPOL |
| Authors |
E._Cannon,_M._Montarges,_A._de_Koter,_L._Decin,_M._Min,_E._Lagadec,_P._Kervella,_J.O._Sundqvist_and_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02785 |
赤色超巨星が質量を失うプロセスはこれまで完全には理解されておらず、それらの質量損失率には理論上の制約がありません。近くのM0.5Iabスターアンタレスの周囲環境は、その開始時の流出特性、したがって間接的に質量損失のモードに関する詳細な経験的情報を取得するための理想的な環境を提供します。恒星円盤とその直接の周囲の両方を空間的に分解するのに十分な、23ミリ秒角までの角度分解能を備えた光学VLT/SPHERE/ZIMPOL偏光イメージングを提示および分析します。塵を含む塊として識別される偏光強度の顕著な特徴を検出します。これは、3D放射伝達モデリングによって特徴付けられます。塊は空の平面の後ろに配置されているため、星の裏側から解放されており、その内縁は表面からわずか0.3恒星の半径です。塊の中の現在の塵の質量は$1.3^{+0.2}_{-1.0}\times10^{-8}$M$_{\odot}$ですが、星に近いということはおそらく塵の核形成がまだ続いていることを意味します進行中。ガスと塵の塊の放出は、対流運動や非放射状の脈動などの局在表面活動に関連している可能性がある、星から失われた総質量に無視できない貢献をします。
TESSの2年目の観測とLAMOSTのスペクトルからの太陽型星のスーパーフレア、彩層活動と測光変動
| Title |
Superflares,_chromospheric_activities_and_photometric_variabilities_of_solar-type_stars_from_the_second-year_observation_of_TESS_and_spectra_of_LAMOST |
| Authors |
Zuo-Lin_Tu,_Ming_Yang,_H.-F._Wang_and_F._Y._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02901 |
この作業では、北半球をほぼ覆っているトランジット系外惑星探査衛星（{\emTESS}）の2年目の観測から、22,539個の太陽型星から311個の星の1272個のスーパーフレアが収集されます。3つのスーパーフレア星には、ホットジュピター候補または超短周期惑星候補が含まれています。すべてのスーパーフレアについて、フレア周波数とフレアエネルギー（$dN/dE\proptoE^{-\gamma}$）の相関関係の$\gamma=-1.76\pm0.11$を取得し、$\beta=0.42\pm0を取得します。スーパーフレアの持続時間とエネルギーの間の相関の.01$（$T_{\text{duration}}\proptoE^{\beta}$）。これは、同様のメカニズムが恒星のスーパーフレアと太陽フレアによって共有されることをサポートします。すべての太陽型星について、恒星の測光変動（$R_{\rmvar}$）が推定され、$E\propto{R_{\rmvar}}^{3/2}$の関係が含まれています。彩層活動の指標（$S$-index）は、7454太陽型星の大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）からのデータを使用して取得されます。これらの2つの特性の分布は、太陽が一般にスーパーフレア星よりも活動が少ないことを示しています。$R_{\rmvar}\sim0.1$の飽和のような特徴が、スーパーフレアエネルギーが$10^{36}$erg付近で飽和する理由である可能性があることがわかりました。TIC93277807は、{\emTESS}の初年度ミッションによってキャプチャされ、最もエネルギッシュなスーパーフレアを生成しました。このスーパーフレアは、他のスーパーフレアとは異なるメカニズムによって生成される可能性のある極端なイベントとして扱われるために価値があり、ユニークです。
磁束管内の磁気音響波
現在、磁束管の電磁流体力学波診断に関する多くの研究は、磁気ねじれの寄与を考慮していないいくつかの先駆的な研究に基づいています。他の研究は電磁流体力学波への影響を考慮しましたが、彼らが提示した分散関係はm=0,1,2の波動モードしか与えませんでした。m=-1のキンクモードはありませんでした。したがって、この研究では、磁気ねじれとm=-1の波動モードの両方を含む完全な分散関係を提示したいと思います。m=+1波動モードと同様に、m=-1のモードも、有限kr0で、ボディモードからサーフェスモードへのモード変化を示します。このモードの位相速度は通常、m=+1モードの位相速度よりも遅くなります。分散関係図のm=+1/-1モードの調和曲線は、特性速度に関してほぼ対称です。フラックスチューブのチューブ速度。現在の分散関係に基づいて、太陽黒点の渦巻波パターンの問題を再検討し、線形摂動解析のフレームで磁気ねじれがそれらの形態に大きな影響を与えないことを発見しました。
13の分解された階層的恒星系における内軌道と外軌道
13個以上のトリプルまたは高次の恒星系の内部および外部サブシステムの軌道は、位置測定と、3つの場合には視線速度を使用して計算または更新されます。目標は、階層システムの統計を補完するために、相互の軌道傾斜角、周期比、および質量を決定することです。外側の軌道（ぐらつき）の動きに対するサブシステムの影響は、内側の質量比を決定するために明示的にモデル化されます。ここで研究された星（HD5408、8036、9770、15089、29310、286955、29316、140538、144362、154621、156034、185655、および213235）は明るく、近くにあります（15\、pcから150\、pc）。それらの内側の期間は1。7年から49年の範囲であり、外側の期間は83から2400年の範囲です。いくつかの長周期の外側の軌道はあまり制約されていません。4つの位置天文の内側の軌道と1つの外側の軌道が初めて計算されます。
逆第一イオン化ポテンシャル（FIP）効果、中性のものと比較して太陽彩層でイオン化されるFe、Mg、Siなどの元素の冠状動脈存在量の減少がいくつかの太陽フレアで確認されています。通常のFIP効果、すなわち冠状面の増強との関係をよりよく理解するために、逆FIP分別が発生する条件に特に注意を払いながら、電磁流体力学的波に関連するポンデロモーティブ力による分別のメカニズムについてより詳細に説明します。豊富なFe、Mg、Siなど。FIP効果は、光球またはより可能性の高い冠状起源のいずれかで、平行に伝播するAlfv\'en波によって生成されます。逆FIP効果は、光球またはそれ以下を起源とする上向きに伝搬する高速モード波が、高度とともにアルフベン速度が増加している彩層内で下向きに屈折するときに発生します。太陽大気の不均一性の周りの波の屈折に基づいて、レーザービームによる粒子の光トラッピングにおける類似の現象の以前の議論に触発されて、FIP分別のより物理的に動機付けられた図を提供します。これらの洞察を分別のモデリングに適用し、勝田らの観察結果とよく一致しています。（2020;arXiv：2001.10643）およびDennisetal。（2015;arXiv：1503.01602）。
退化したドナーによる食の激変星OVうしかい座とSDSSJ103533.02 +055158.3のX線および紫外線観測
| Title |
X-ray_and_ultraviolet_observations_of_the_eclipsing_cataclysmic_variables_OV_Bootis_and_SDSS_J103533.02+055158.3_with_degenerate_donors |
| Authors |
Axel_Schwope,_Hauke_Worpel,_Iris_Traulsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03059 |
激変星の大部分は、退化したドナー星、周期バウンサーを伴う周期後の最小システムであると予測されています。しかし、それらの本質的な弱さのために、これらのシステムのほんの一握りだけがこれまで安全に識別されています。地球に近いためにこの研究のために選択された2つの食期バウンサー、OVうしかい座とSDSSJ103533.02+055158.3のX線特性を研究したいと思います。スペクトルおよびタイミング分析のために、2つのオブジェクトのXMM-Newton位相分解X線および紫外線観測を取得しました。最近の矮新星の爆発により、OVBooはX線と紫外線の波長でSDSSJ103533.02+055158.3よりもはるかに明るく、日食をある程度詳細に調べることができました。更新された日食天体暦が導き出されました。X線は、白色矮星である境界層の近くで発生し、そのスペクトルに大きな吸収が影響することが示されました。ディスクとディスクリムの形状が異なることを示す同じ傾斜で観察されたにもかかわらず、SDSSJ103533.02+055158.3には吸収がありませんでした。白色矮星の温度は、両方のオブジェクトについて再決定されました。OVBooの白色矮星は、矮新星の爆発から5か月後もまだ高温（23,000K）であり、SDSSJ103533.02+055158.3の白色矮星は以前に想定されていたよりも高温でした（テフ=11,500K）。SDSSJ121209.31+013627.7を含む、これまでX線で研究された縮退ドナーを伴う3つの激変星はすべて、X線で明確に発見され、質量降着率dot（M）>=8x10^（-15）Msunを明らかにしました。/年それらのX線の振る舞いが周期バウンサーの亜集団を代表している場合、eROSITAによる全天X線調査と包括的なフォローアップにより、後期激変星の進化に関する残りの質問に対処するのに十分な数の新しいオブジェクトが明らかになります。。
乱流圧力によって開始された赤色超巨星風の解析的でダストに依存しない質量損失率
| Title |
Analytic,_dust-independent_mass-loss_rates_for_red_supergiant_winds_initiated_by_turbulent_pressure |
| Authors |
N._D._Kee,_J._O._Sundqvist,_L._Decin,_A._de_Koter,_and_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03070 |
環境。赤色超巨星は激しい質量損失を受けることが観察されています。しかし、これまでのところ、これらの物体の風の起源を説明することに成功した理論モデルはありません。これは、赤色超巨星の進化とタイプII-PおよびII-Lの超新星前駆体の特性についての私たちの理解を強く制限します。目的。赤色超巨星の質量損失率を開始および決定する際に、激しい大気の乱流が果たす可能性のある役割を調べます。メソッド。質量保存の法則と運動量の方程式を解析的および数値的に解き、後で大気温度構造に結合して、理論的に動機付けられた質量損失率を取得します。次に、これらを最新の経験的質量損失率スケーリング式、および赤色超巨星の観測的に推定された質量損失率と比較します。結果。赤色超巨星について推定された特徴的な乱流速度による圧力は、星周塵から通常使用される不透明度がない場合のこれらの天体の質量損失率を説明するのに十分であることがわかります。この最初の成功に動機付けられて、赤色超巨星のための最初の理論的で完全に分析的な質量損失率の処方箋を提供します。特に金属量への直接の依存の欠如に照らして、恒星進化の将来の研究のためのこれらの速度のいくつかの興味をそそる可能性のある含意を強調することによって結論を下します。
標準太陽モデル構築のための核反応の関連性
| Title |
The_relevance_of_nuclear_reactions_for_Standard_Solar_Models_construction |
| Authors |
Francesco_L._Villante_and_Aldo_Serenelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03077 |
原子力が太陽で生成される基本的なプロセスは、長年にわたって知られています。しかし、ニュートリノ実験、恒星分光法、ヘリオ地震データおよび技術などの分野での継続的な進歩には、太陽モデルの基本的な物理的入力である核反応断面積のこれまで以上に正確で正確な決定が必要です。この作業では、（標準）太陽モデルの現状を確認し、太陽特性の詳細な予測のための核反応の関連性に関する詳細な議論を提示します。さらに、核断面積、ニュートリノフラックス、およびそれらが太陽内部の物理的特性を決定するために提供する可能性の間の関係を理解するのに役立つ分析モデルも提供します。後者は、太陽の組成、太陽の存在量の問題によって引き起こされる難問の文脈で、そして最近Borexinoの共同研究によって得られた太陽のCNニュートリノの最初の直接検出に照らして特に関連性があります。最後に、太陽の理解をさらに進めるために核反応速度を決定する精度についての希望の短いリストを提示します。
内側太陽圏における太陽風エネルギーフラックス観測：パーカーソーラープローブからの最初の結果
| Title |
Solar_wind_energy_flux_observations_in_the_inner_heliosphere:_First_results_from_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
M._Liu,_K._Issautier,_N._Meyer-Vernet,_M._Moncuquet,_M._Maksimovic,_J._S._Halekas,_J._Huang,_L._Griton,_S._Bale,_J._W._Bonnell,_A._W._Case,_K._Goetz,_P._R._Harvey,_J._C._Kasper,_R._J._MacDowall,_D._M._Malaspina,_M._Pulupa,_M._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03121 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の遭遇1（E01）、2（E02）、4（E04）、および5（E05）の各近日点周辺の12日間の観測を使用して、内部太陽圏の太陽風力エネルギーフラックスを調査します。、太陽圏の最小距離は27.8太陽半径（$R_\odot{}$）です。エネルギーフラックスは、プラズマ準熱雑音（QTN）の簡略化された分析から得られた電子パラメータ（密度$n_e$、コア電子温度$T_{c}$、および超熱電子温度$T_{h}$）に基づいて計算されました。RFS/FIELDSによって測定されたスペクトルと、PSP、SPC/SWEAPに搭載されたファラデーカップによって測定されたバルクプロトンパラメータ（バルク速度$V_p$および温度$T_p$）。E01、E02、E04、およびE05からの観測を組み合わせると、1$R_\odot{}$に正規化された平均エネルギーフラックス値と太陽重力を克服するために必要なエネルギー（$W_{R_\odot{}}$）は約70$\pm$14$Wm^{-2}$、これはLeChatetalが24年間の観測から導き出した平均値（79$\pm$18$Wm^{-2}$）に類似しています。さまざまな距離とヘリオラティチュードでのヘリオス、ユリシーズ、および風。$W_{R_\odot{}}$の分布がほぼ対称であり、1AUよりもはるかにガウス分布に適合していることは注目に値します。これは、地動説の距離が小さいため、一時的なプラズマ構造との相互作用が制限されることを意味します。
自己組織化臨界システムにおける有限システムサイズの影響
自己組織化臨界（SOC）によって支配される非線形エネルギー散逸システムにおける最大の雪崩または大災害の上限を調査します。不完全なサンプリング、限られた機器感度、有限のシステムサイズ効果、「ブラックスワン」および「ドラゴンキング」の極端なイベントに対応するために、理想的な「ストレート」パワーの低サイズ分布およびパレート分布関数を一般化します。私たちの調査結果は次のとおりです。（i）太陽フレアはL<200Mmまでの有限のシステムサイズ制限を示していませんが、太陽フレア期間は6時間未満の上限フレア期間を示しています。（ii）KEPLERで観測された太陽フレアは、慣性範囲が$E\約10^{34}-10^{37}$erg、有限のシステムサイズ範囲が$E\約10^{37}-10^{38）を示します。}$erg、および$E=（1-5）\times10^{38}$ergでの極端なイベント。（iii）さまざまなスペクトル型星（M、K、G、F、A、ジャイアンツ）の最大フレアエネルギーは、恒星の半径との正の相関を示しています。これは、恒星の表面積によって課せられる有限のシステムサイズ制限を示しています。有限のシステムサイズモデルを地上のデータセット（地震、山火事、都市のサイズ、停電、テロ、単語、姓、Webリンク）に適合させると、有限のシステムサイズの制限と極端なイベントの証拠が得られます（ケースの半分）。、デュアルべき乗則のサイズ分布でモデル化できます。
最近、空間的に規則的な地平線を持つブラックホールが、湾曲した時空のガウス・ボネ不変量に非最小結合された外部スカラー場（スカラーヘア構成）をサポートできることが実証されました。構成されたブラックホール-スカラー場システムは、サポートされているスカラー場の特定の質量に対して、をマークする重要な存在線$\alpha=\alpha（\mur_{\text{H}}）$によって特徴付けられます。自発的スカラー化現象の開始のしきい値[ここで$\{\alpha、\mu、r_{\text{H}}\}$はそれぞれ、場の理論の無次元の非最小結合パラメーターであり、スカラー場、および中央の支持ブラックホールの地平線半径]。本論文では、アイコナール領域$\mur_{\text{H}}\gg1における、限界的に安定な合成ブラックホール線形化スカラー場構成の物理的および数学的特性を調査するために、分析手法を使用します。大きな場の質量の$。特に、裸のシュワルツシルトブラックホール時空を構成された毛深い（）から分離するシステムの重要な存在線$\alpha=\alpha（\mur_{\text{H}}）$の非常にコンパクトな分析式を導き出します。スカラー化された）ブラックホールフィールド構成。
$ B $中間子からのバリオン数生成と暗黒物質の衝突信号：発見へのロードマップ
| Title |
Collider_Signals_of_Baryogenesis_and_Dark_Matter_from_$B$_Mesons:_A_Roadmap_to_Discovery |
| Authors |
Gonzalo_Alonso-\'Alvarez,_Gilly_Elor,_Miguel_Escudero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02706 |
小規模なバリオン数生成は、$B$工場とLHCで発見できます。$B$-中間子生成パラダイムでは、CP対称性の破れの振動とそれに続く初期宇宙の$B$中間子の崩壊が、宇宙のバリオンと暗黒物質の起源を同時に説明しています。$B$中間子からのバリオおよび暗黒物質生成のこのメカニズムは、コライダー実験で特有の信号を発生させます。これについては、この論文で精査します。$B^0_q-\bar{B}_q^0$システムでCP対称性の破れの観測量を研究し、$B$中間子の可視バリオンと欠落エネルギーへのエキゾチックな崩壊に対する現在および予想される感度について議論し、LHCおよび中間子混合観測量でTeVスケールの色付きスカラーを直接検索します。驚くべきことに、BaBar、Belle、BelleII、LHCb、ATLAS、およびCMSでの測定の組み合わせにより、$B$-メソジェネシスを完全にテストできると結論付けています。
他の確率的信号の存在下での原始重力波バックグラウンドの測定
| Title |
Measuring_the_primordial_gravitational_wave_background_in_the_presence_of_other_stochastic_signals |
| Authors |
Davide_Poletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02713 |
干渉信号の自動相関または相互相関から確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を抽出するための標準的な方法論では、多くの場合、フィルター関数を使用します。標準の最適フィルターは、SGWB全体とノイズの間の信号対ノイズ比（SNR）を最大化します。ターゲットSGWBとその他の不要なコンポーネントが存在する場合の最適なフィルターとSNRの式を導き出します。また、テンプレートを使用しない再構築の場合に方法論を一般化します。形式主義により、バイナリ合体から生じる典型的な$\Omega_{\rmGW}\proptof^{2/3}$バックグラウンドなど、前景信号を無視する分析と予測を簡単に実行できます。LISAミッションで方法論を示し、可能な拡張機能とアプリケーションのドメインについて説明します。
ミラ型変光星の周期と周期-光度関係の同時推論
| Title |
Simultaneous_inference_of_periods_and_period-luminosity_relations_for_Mira_variable_stars |
| Authors |
Shiyuan_He,_Zhenfeng_Lin,_Wenlong_Yuan,_Lucas_M._Macri,_Jianhua_Z._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02938 |
ミラ型変光星の周期-光度関係（PLR）は、天文学的距離を決定するための重要なツールです。PLRを推定する一般的なアプローチは、最初にMira期間を推定し、次に対数期間で大きさの線形回帰を実行する2段階の手順です。光度曲線がまばらでノイズが多い場合、周期推定の精度が低下し、エイリアシングの影響を受ける可能性があります。一部の方法では、かなりの計算コストを犠牲にして複雑なモデル構造を組み込むことにより、精度が向上します。既存の方法のもう1つの欠点は、不確実性を適切に推定せずに点推定しか提供しないことです。これらの課題を克服するために、共通のPLRを推定しながら、ミラ光度曲線のコレクションの準周期的変動を同時にモデル化する階層ベイズモデルを開発します。PLRを介して強みを借用することにより、この方法はエイリアシング効果を自動的に低減し、期間推定の精度を向上させ、推定の不確実性を特徴付けることができます。周期のマルチモーダル後部を効果的に処理できる計算のためのスケーラブルな確率的変分推論アルゴリズムを開発します。提案手法の有効性は、シミュレーションと局部銀河群M33のミラ観測への応用を通じて実証されています。アドホックな期間補正トリックを使用せずに、私たちの方法は、公開された作業と一致するM33の距離推定を達成します。私たちの方法はまた、光度曲線のダウンサンプリングに対して優れたロバスト性を示しています。
評価ギャップの概念は、研究者が研究について評価するもの、特に研究の質と、測定する指標との間の潜在的な矛盾を捉えています。評価ギャップの存在は、研究を実行する内在的動機と外在的動機の関係、つまり、フィールド固有の品質の概念が評価指標を介して取得された概念とどのように競合するか、したがって研究者が内在的価値と評価手順の要件。この研究は、文献レビューと国際天文学者への19の半構造化面接に基づいて、観測天文学者の場合の合理的な選択の観点から評価ギャップを分析します。天文学における制度的規範とさまざまな形態の資本（資金調達、公開率、望遠鏡の付与時間など）の役割を詳しく調べることで、天文学の仕組みとその研究の質への影響に光を当てることができます。天文学で。天文学者はアノミーを経験していることがわかります。彼らは、知識を前進させるために科学を追求するという彼らの本質的な動機に従うと同時に、制度的規範を遵守するという彼らの外的な動機に従うことを望んでいます。バランス法は、学界にとどまるために業績評価指標を提供すると同時に、研究の質をできるだけ損なうことのない技術です。ゲーム戦略はコンプライアンスの外観を与えるものとしますが、制度化された手段は、サラミ法や簡単な出版物の入手など、革新的な方法で優れた計量書誌学的記録を達成する方法を使用します。これは、研究の質の全体的な低下につながります。
