CMBマップのピクセルドメイン多重解像度最小分散ペインティング
この作業では、欠落している空の領域と使用可能な空の領域の両方について、ピクセルドメインCMBマップの偏りのない最小分散ペインティングを紹介します。欠落している領域では、予想されるCMB信号と同一の統計的特性を持つCMB実現が生成されます。そして利用可能な領域では、それは望ましくない残余、例えばEB漏れの残余を大幅に軽減します。このメソッドの時間コストは$\sim$$O（N_{side}^3）$（$N_{side}$はマップ解像度パラメーター）に従います。これは高速球面調和関数変換に似ており、よりもはるかに優れています。$\sim$$O（N_{side}^6）$に従う従来の最小分散法。この方法は、CMBデータセットを分析するための一連の最小分散推定の基礎であり、これに基づく作業は今後さらに増える予定です。
高速電波バーストの赤方偏移分布と銀河間バリオン含有量に関する共同推論
| Title |
Joint_inference_on_the_redshift_distribution_of_fast_radio_burst_and_on_the_intergalactic_baryon_content |
| Authors |
Stefan_Hackstein,_Marcus_Br\"uggen,_Franco_Vazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03569 |
コンテキスト：高速電波バーストは、銀河系外起源の一時的な電波パルスです。それらの分散測定値は、ソースと観測者の間のイオン化された銀河間媒体のバリオン含有量を示しています。ただし、ローカライズされていない高速電波バーストを使用した推論は、ホスト銀河の赤方偏移の分布に縮退しています。方法：最も可能性の高いモデルを推測するために、異なるモデルが観測された統計を再現する可能性を比較することにより、ベイズ統計を使用して銀河間バリオンの内容と高速電波バーストのレッドシフト分布の共同推論を実行します。銀河間媒体の2つのモデルに加えて、マグネターであると想定されるソースのローカル環境からの寄与、およびホスト銀河と介在銀河の代表的なアンサンブルを考慮します。結果：欠落しているバリオンがイオン化された銀河間媒体に存在すると仮定すると、我々の結果は、観測された高速電波バーストの赤方偏移分布が$z\lesssim0.6$でピークに達することを示唆しています。ただし、銀河間バリオンの内容に関するさまざまな機器からの結論は発散しているため、望遠鏡の選択効果によって引き起こされるものを超えて、観測されたホストの赤方偏移の分布に追加の変更が必要です。
インドラ：宇宙論的$ N $ -bodyシミュレーションの計算上アクセス可能な公開スイート
| Title |
Indra:_a_Public_Computationally-Accessible_Suite_of_Cosmological_$N$-body_Simulations |
| Authors |
Bridget_Falck,_Jie_Wang,_Adrian_Jenkins,_Gerard_Lemson,_Dmitry_Medvedev,_Mark_C._Neyrinck,_Alex_S._Szalay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03631 |
インドラは、暗黒物質の分布の大規模な特徴の優れた統計を提供することを目的とした、大量の宇宙論的な$N$体シミュレーションのスイートです。384のシミュレーションのそれぞれは、同じ宇宙パラメータと異なる初期段階で計算され、長さ1Gpc/hのボックスに1024$^3$の暗黒物質粒子、粒子データとハローカタログの64のスナップショット、および505のタイムステップがあります。密度場のフーリエモードは、ほぼペタバイトのデータになります。すべてのIndraデータは、インタラクティブおよびバッチコンピューティングモード、個人データストレージ、およびミレニアムシミュレーションや多くの掃天観測などの他のホストされたデータセットを提供するSciServerサイエンスプラットフォームを介して分析にすぐに利用できます。Indraシミュレーションを提示し、データ製品とそれらにアクセスする方法を説明し、物質パワースペクトル、物質相関関数、およびハロー質量関数のアンサンブル平均、分散、共分散を測定して、Indraが可能にする計算のタイプを示します。。Indraが大規模な構造研究のリソースであり、非常に大規模なデータセットを公開して計算でアクセスできるようにする方法のデモンストレーションになることを願っています。
PAU調査：ガウス過程を使用した狭帯域測光赤方偏移
| Title |
The_PAU_Survey:_narrowband_photometric_redshifts_using_Gaussian_processes |
| Authors |
John_Y._H._Soo,_Benjamin_Joachimi,_Martin_Eriksen,_Malgorzata_Siudek,_Alex_Alarcon,_Laura_Cabayol,_Jorge_Carretero,_Ricard_Casas,_Francisco_J._Castander,_Enrique_Fern\'andez,_Juan_Garci\'a-Bellido,_Enrique_Gaztanaga,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Ramon_Miquel,_Cristobal_Padilla,_Eusebio_S\'anchez,_Santiago_Serrano,_Pau_Tallada-Cresp\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03723 |
ハイブリッドテンプレート-機械学習フォトメトリック赤方偏移（photo-z）アルゴリズムDelightのパフォーマンスを、PhysicsoftheAcceleratingUniverseSurvey（PAUS）の初期データリリースのサブセットで研究します。銀河の見かけのサイズと全体的なフラックスの間の相関を利用する新しい方法を含む3つの異なる方法を使用して、COSMOSフィールドで6つの広帯域フラックス（uBVriz）を使用して40のPAUS狭帯域のフラックスを較正します。ガウス過程を訓練するためのガイドとして、経験的に導き出された銀河スペクトルテンプレートの豊富なセットを使用し、その結果が、以前にPAUSに適用された特注のテンプレートベースのBCNz2を含む、他の標準的な測光赤方偏移アルゴリズムと競合することを示します。z$i_\mathrm{auto}<22.5$の銀河の品質カットなしで、$\sigma_{68}\approx0.009（1+z）$に対する68パーセンタイルエラー。DelightとBCNz2の結果を組み合わせて使用し、zCOSMOSの安全な分光赤方偏移測定の中で少数の暫定的な壊滅的な障害を特定します。このプロセスでは、両方のアルゴリズムの結果から導出されたパフォーマンスメトリックを導入し、$i_\mathrm{autoの大きさで$\sigma_{68}<0.0035（1+z）$を達成するようにphoto-z品質を向上させます。銀河サンプルの50％のオブジェクトを保持しながら、}<22.5$。
BBNを使用したハッブル張力に対する初期の暗黒エネルギーと追加の放射ソリューションの比較
| Title |
Comparing_early_dark_energy_and_extra_radiation_solutions_to_the_Hubble_tension_with_BBN |
| Authors |
Osamu_Seto_and_Yo_Toda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03740 |
余分な放射や初期暗黒エネルギー（EDE）などの余分なエネルギー成分を導入することにより、再結合エポックでのサウンドホライズンスケールを短くすることは、いわゆるハッブル張力への簡単なアプローチです。ビッグバン元素合成（BBN）への適合に注意を払いながら、EDEモデル、追加の放射線モデル、およびEDEと追加の放射線の共存モデルを比較します。推定されるバリオン非対称性の増加により重水素の存在量が少なくなるため、EDEモデルのBBNへの適合も$\Lambda$CDMモデルの適合よりもいくらか劣ることがわかります。追加の放射-EDE共存モデルは、調査したモデル間で現在最大のハッブルパラメーター$H_0$を示していることがわかります。また、BBNを含めるかどうかに関係なく、データセットの依存関係を調べます。追加の放射モデルの違いは、BBNのないデータセットの場合は$3.22<N_\mathrm{eff}<3.49\、（68\％）$であり、$3.16<N_\mathrm{eff}<3.40\、（68\％）$BBNを含むデータセットの場合、大きい方の$1\sigma$境界が$2\sigma$境界になるほど大きい。
ミンコフスキーテンソルとベッチ数を使用した再電離モデルパラメータの制約の見通し
| Title |
Prospects_of_constraining_reionization_model_parameters_using_Minkowski_tensors_and_Betti_numbers |
| Authors |
Akanksha_Kapahtia,_Pravabati_Chingangbam,_Raghunath_Ghara,_Stephen_Appleby,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03962 |
等高線ミンコフスキーテンソル（CMT）の固有値、ベッチ数（接続領域の数$n_）から構築された形態学的記述子の組み合わせを使用して、21cmの輝度温度マップからEpochofReionization（EoR）のモデルパラメーターを制約する可能性を探ります。{con}$とholes$n_{hole}$）およびフィールドのエクスカーションセット内の構造の領域。21\textrm{cmFAST}を使用してシミュレートされたEoRの3つのパラメーターモデル、つまり、ソース$\zeta$の電離効率、ハローへの崩壊に必要な最小ビリアル温度$T_{vir}$、および電離の最大半径を使用します。$R_{mfp}$で表される放射線。ベイズ分析を実行して、$\mathrm{\barx}_{HI}\simeq0.5の平均中性水素分率に対応する$z=7.4$の赤方偏移でSKAフェーズIから模擬21cm画像のモデルパラメータを復元しました。$。ノイズがない場合、$x_{HI}\lesssim0.5$のフィールドの構造の平均サイズは、$x_{HI}\gtrsim0.5$の領域よりも小さく、$\mathrmの場合、構造は等しく等方性であることがわかります。{\barx}_{HI}=0.5$。また、観測時間$t_{obs}<2000で、$1〜\mathrm{MHz}$の単一周波数チャネルで、モックノイズのある画像の入力モデルを$1-\sigma$の精度内に復元することもわかりました。〜\mathrm{hrs}$、ノイズの多い$\deltaT_b$マップは、スケール$R_s>9.5〜\mathrm{Mpc}$で平滑化する必要があります。最後に、イオン化が進行するときの統計の体系的な動作により、$\mathrm{\barx}_{HI}$に対する厳しい制約を取得できることを示します（変動係数$\sim0.05$と$\の比較）モデルパラメータ制約の場合はsim0.1-0.2$）、これにより、これらの記述子はEoRモデルパラメータを制約するための有望な統計になります。
{\ alpha}-非最小インフレーションモデルでのアトラクタと再加熱
| Title |
{\alpha}-Attractors_and_Reheating_in_a_Non-Minimal_Inflationary_Model |
| Authors |
Raheleh_Shojaee,_Kourosh_Nozari_and_Farhad_Darabi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03981 |
正準スカラー場とその導関数が重力に非最小結合されている拡張非最小導関数（NMD）インフレーションで、EモデルとTモデルの両方のポテンシャルを持つ{\alpha}-アトラクターモデルを研究します。この体制の間の摂動の進化を計算します。次に、モデルのインフレーションポテンシャルを採用することにより、大きなNと小さな{\alpha}の限界において、スカラースペクトルインデックスnsとテンソル対スカラー比rの値が普遍的であることを示します。次に、この形式でインフレ後の再加熱を研究します。Planck2018での結果を採用することにより、モデルのパラメーター空間に関するいくつかの制約を取得します。
渦巻銀河の集団におけるスピン方向の非ランダムパターンの整列の分析
| Title |
Analysis_of_the_alignment_of_non-random_patterns_of_spin_directions_in_populations_of_spiral_galaxies |
| Authors |
Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04068 |
反対のスピン方向を持つ銀河の非ランダム分布の観測は、最近かなりの注目を集めています。ここでは、スピン方向によって注釈が付けられた銀河のデータセット内の余弦依存性を識別する方法を、データの統計分析に影響を与える可能性のあるさまざまな側面に照らして説明します。これらの側面には、データセット内の重複オブジェクトの存在、銀河注釈プロセスのエラー、および必ずしも双極子または四重極軸を形成しない非対称性の非ランダム分布が含まれます。結果は、データセット内の重複オブジェクトがデータで検出されるコサイン依存の可能性を人為的に高める可能性があることを示していますが、軸の誤検出につながるには非常に多くの重複オブジェクトが必要です。銀河の注釈の不正確さは、誤差が時計回りと反時計回りの銀河の間でランダムに分布している場合、余弦依存性の識別に比較的小さな影響を及ぼします。ただし、誤差がランダムでない場合、1％のわずかなバイアスでも、統計的に有意な余弦依存性が生じ、天の極でピークになります。分布がランダムではない人工データセットを使用した実験では、データが完全な双極子軸アライメントを形成していなくても、強いコサイン依存性が示されました。変更されていないデータを使用した場合の分析では、いくつかの異なる望遠鏡を使用した以前の複数の研究で示されたプロファイルと同様の非対称プロファイルが示されています。
CMBスペクトル歪みとの暗黒物質の相互作用のテスト
暗黒物質（DM）と標準模型（SM）粒子との相互作用の可能性は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪み（SD）でテストできます。特に、光子、電子、または原子核で弾性的に散乱する非相対論的DM粒子は、CMBスペクトルに負の化学ポテンシャル$\mu$を刻印します。この記事では、DM粒子とSM粒子の間の熱交換を正確に処理して、この効果の最初の研究を再検討します。元の研究で行われた瞬間デカップリング近似が、SDの振幅を体系的かつ大幅に過小評価していることを示します。結果として、FIRASによる$\mu$歪みの非検出から、DM質量$m_\chi\lesssim0.1$MeVのDM-SM弾性散乱断面積に対してより厳しい上限を導き出します。また、$|\mu|に敏感なPIXIEのような将来の機器も示します。\sim10^{-8}$は、最初に予測されたよりもはるかに小さいDM-SM断面積をプローブでき、CMB異方性データから現在の上限を桁違いに下回り、DM質量は$\sim1$までGeV。最後に、DMの電気および磁気双極子モーメントに対するSDの感度を調べます。SDはこれらのモデルに重要な制約を課す可能性がありますが、将来のSD実験でさえ最良の電流限界を改善する可能性は低いことがわかります。この記事には、SM粒子による弾性散乱と消滅の断面積で指定された一般的な粒子-DMモデルのCMBSDを計算できる公開コードDMDISTが付属しています。
中赤外波長での原始惑星状星の炭素および酸素キャリアの観測
| Title |
Observing_Carbon_&_Oxygen_Carriers_in_Protoplanetary_Disks_at_Mid-infrared_Wavelengths |
| Authors |
D._E._Anderson_(University_of_Virginia),_G._A._Blake_(Caltech),_L._I._Cleeves_(University_of_Virginia),_E._A._Bergin_(University_of_Michigan),_K._Zhang_(University_of_Wisconsin-Madison),_K._R._Schwarz_(University_of_Arizona),_C._Salyk_(Vassar_College)_and_A._D._Bosman_(University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03182 |
赤外線観測は、若い太陽のようなおうし座T星の周りの惑星形成円盤の内部領域の暖かいガスを調べます。これらのシステムでは、H$_2$O、OH、CO、CO$_2$、C$_2$H$_2$、およびHCNが広く観察されています。ただし、潜在的に豊富な炭素キャリアCH$_4$はほとんど制約されていません。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、他のいくつかの炭素と酸素のキャリアとともに、CH$_4$の中赤外線フラックスを特徴づけることができます。JWSTの使命を見越して、おうし座T星の円盤の物理的および化学的構造をモデル化して、観測可能な分子の存在量と中赤外線フラックスを予測します。耐火性炭素材料の破壊と全元素（揮発性および耐火性）C/O比の変更を含む、さまざまな組成シナリオが検討されています。内側のディスク表面層での光子駆動の化学的性質は、最初の炭素と酸素のキャリアを大部分破壊します。これにより、同じ物理構造とC/O比を持つモデルは、初期の化学的存在量に関係なく、同様の定常状態の表面組成を持つようになります。初期のディスク構成は、シールドされた内側のディスクミッドプレーンでより適切に保存されます。内側のディスクの表面とミッドプレーンの組成の類似度は、これらの半径での垂直方向の混合の特性に依存します。観測可能な分子のモデル化されたフラックスは、ディスクガス温度、内径、および総元素C/O比の変化に敏感に反応します。その結果、ディスクの中赤外線観測は、惑星大気に対して決定された値と比較できるC/O比を含む、これらの基本的なディスクパラメータの有用なプローブになります。
小さな周連星惑星の検索I.STANLEY自動化アルゴリズムと既存のシステムに新しい惑星がない
| Title |
Searching_for_Small_Circumbinary_Planets_I._The_STANLEY_Automated_Algorithm_and_No_New_Planets_in_Existing_Systems |
| Authors |
David_V._Martin,_Daniel_C._Fabrycky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03186 |
地球半径3未満の周連星は発見されていませんが、この小さなサイズの惑星は、単一の星の周りの発見の75％以上を占めています。観測は、小さな周連星惑星が存在しないことを証明するものではありませんが、通過タイミングの変動が通過時間よりもはるかに大きいため、単一の星の周りよりも見つけるのがはるかに困難です。STANLEY：小さな周連星惑星を見つけるための自動化されたアルゴリズムを紹介します。カスタムメソッドを使用して、食変光星の光度曲線をトレンド除去し、N体統合を使用して可変期間と間隔の浅いトランジットをスタックします。ケプラー周連星惑星に適用され、ケプラー47の3つの惑星を含むすべての既知の惑星を回復し、同様またはより小さなサイズの追加の惑星がないことを制限します。また、既知のシステムの半分で3つ未満の地球半径の惑星を検出できた可能性があることも示しています。私たちの研究は、最終的には食変光星の幅広いサンプルに適用され、（願わくば）新しい発見を生み出し、単一の星のそれと比較できる周連星のサイズ分布を導き出します。
JUICEミッションの3GMカリスト重力実験の分析
| Title |
Analysis_of_3GM_Callisto_Gravity_Experiment_of_the_JUICE_Mission |
| Authors |
Mauro_Di_Benedetto,_Paolo_Cappuccio,_Serena_Molli,_Lorenzo_Federici,_Alessandro_Zavoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03401 |
ESAのJUICEミッションでは、エウロパとカリストのフライバイを含む名目ツアー中の木星システムとガリレオ衛星の徹底的な調査と、ミッション終了時のガニメデに関する軌道フェーズを提供します。3GM実験では、正確なドップラーと距離の測定値を利用して、衛星の軌道と重力場（静的および潮汐の両方）を決定し、それらの内部構造を推測します。この論文は、カリスト測地学実験の達成可能な精度を提示し、潮汐愛数k2の推定に対するさまざまなフライバイ平均近点角の分布と形状の影響に対処します。
惑星の赤道傾斜角の進化に対する月の影響：非共鳴の場合
架空の太陽系外衛星の傾斜角（軸傾斜）の変化が、衛星である太陽系外衛星の存在によってどのように影響を受けるかを調査します。つまり、太陽系外衛星、太陽系外衛星、太陽系外衛星からなるシステムに太陽系外衛星を追加した場合に、太陽系外衛星の赤道傾斜角の範囲がどのように変化するかを解析的および数値的に研究します。太陽系外衛星の追加時に傾斜範囲が減少すると、太陽系外衛星の影響は安定していると言いますが、太陽系外衛星がシステムに追加されるにつれて範囲が増加すると、影響は不安定になると言います。この問題は、一般的な設定で考慮されます。exo-Earthは、剛体で、軸対称で、ほぼ球形であると想定されています。最大と最小の主慣性モーメントの差は、問題の小さなパラメーターです。天体の軌道が準周期的であると仮定して、時間平均を適用して、それぞれの周期と比較して大きい時間での地球外の回転を研究します。非共振周波数が想定されています。太陽系外衛星の影響が安定していることを分析的に証明するシステムのクラスと、それが不安定になっているクラスを特定します。また、星と2つの惑星で構成される特定のシステムにおける太陽系外衛星の影響が、太陽系外衛星と2番目の惑星の軌道の形状と初期の赤道傾斜角の変更によってどのように変化するかを数値的に調査します。
三体問題のフラックスベースの統計的予測のテスト
| Title |
Testing_the_Flux-based_statistical_prediction_of_the_Three-Body_Problem |
| Authors |
Viraj_Manwadkar,_Barak_Kol,_Alessandro_A._Trani,_Nathan_W._C._Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03661 |
非階層的な3体システムの統計的特性と対応する3体の理論的予測との広範な比較を提示します。高精度の統計を提供するために、等しい質量と等しくない質量の3体システムを考慮して、異なる初期条件ごとに100万の実現を実行および分析します。エルゴード崩壊の統計的分布を特徴付ける4つの量を測定します。各物体の脱出確率、狭いマージンによる脱出の特徴的な指数、バイナリエネルギーとバイナリ角運動量の関数としての予測吸収率、そして最後に寿命分布です。脱出確率は、放射率ブラインドのフラックスベースの理論的予測と1％レベルまで一致していることが示されています。これは、以前の3体統計理論と比較して精度が飛躍的に向上したことを表しています。わずかに束縛されていないエスケープのしきい値での特徴的な指数は、放射率に依存しないフラックスベースの予測であり、測定値は予測とよく一致することがわかります。両方のテストを、フラックスベースの3体統計形式の強力な証拠として解釈します。予測された吸収率と寿命の分布は、統計理論の将来のテストを可能にするために測定されます。
火星、ゲールクレーター、ベラルービンリッジでの続成作用中の鉄の移動性
| Title |
Iron_Mobility_During_Diagenesis_at_Vera_Rubin_Ridge,_Gale_Crater,_Mars |
| Authors |
J_l'Haridon_(LPG),_N_Mangold_(LPG),_A_Fraeman_(JPL),_J_Johnson_(APL),_A_Cousin_(IRAP),_W_Rapin_(IRAP),_G_David_(IRAP),_E_Dehouck_(LGL-TPE),_V_Sun_(CALTECH),_J_Frydenvang,_O_Gasnault_(IRAP),_P_Gasda_(LANL),_N_Lanza_(LANL),_O_Forni_(IRAP),_P.-Y_Meslin_(IRAP),_S_Schwenzer_(OU),_J_Bridges,_B_Horgan_(IUPUI),_C_House_(Penn_State),_S_Maurice_(IRAP),_R_Wiens_(LANL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03767 |
キュリオシティローバーは、軌道スペクトルの赤鉄鉱の特徴に関連するヴェラルービンリッジとして知られる地形構造を調査しました。そこで好奇心は、アイオリス山の麓にあるマレー層の厚さ300mの堆積岩と連続して、湖沼堆積物と解釈される泥岩に遭遇しました。ヘマタイト（$\alpha$-Fe2O3）の存在は、MastcamとChemCamの両方のスペクトル観測とCheMin機器によってその場で確認されましたが、ChemCamもAPXSも、FeO$_T$（総酸化鉄）の存在量の有意な増加を観察しませんでした。マレーフォーメーション。代わりに、好奇心は、異常に高いFeO$_T$の存在量を示す暗い色調の続成作用の特徴を発見しました。これは、明るい色調の硫酸カルシウム脈に関連して一般的に観察されますが、母岩の結晶仮像としても観察されます。これらの鉄分が豊富なダイアジェネティックな特徴は、主に尾根の上部にある「灰色」の露頭で観察され、他のヴェラルービンの尾根露頭の明らかな第二鉄の特徴が欠けています。鉄の濃縮は他の元素の濃縮や揮発性物質の検出とは関連がないため、それらの組成は無水酸化鉄と一致しています。ChemCam反射スペクトルに第二鉄吸収機能がないことと、暗い色調の結晶に関連する六方晶の結晶構造は、粗い「灰色」のヘマタイトを示しています。さらに、これらの特徴に隣接する母岩は白化しており、FeO$_T$の含有量が少なく、Mnが枯渇していることを示しており、続成作用中のこれらの酸化還元感受性元素の動員を示しています。したがって、地下水流体の循環は、続成作用中の結晶性ヘマタイトとしての鉄の再移動と再結晶、およびヴェラルービンの尾根露頭で観察された色の変化を説明する可能性があります。
惑星エンベロープの収縮率と惑星移動に対する粒子サイズと組成の影響
| Title |
Influence_of_grain_sizes_and_composition_on_the_contraction_rates_of_planetary_envelopes_and_on_planetary_migration |
| Authors |
Bertram_Bitsch,_Sofia_Savvidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03818 |
惑星の成長中の重要な段階は、惑星の核が組み立てられたときの移動ですが、惑星はまだ深いギャップを開いていません。この段階では、惑星は高速のタイプI移動の影響を受けますが、これは主に内側に向けられており、惑星はその準主軸のかなりの部分を失う可能性があります。このフェーズの期間は、惑星のエンベロープが惑星のコアの質量と同様の質量に達するまで収縮する必要がある時間によって設定されます。これは、暴走するガスの降着が始まり、惑星がディスクのより深いギャップを開くことができるときです。、より遅いタイプII移行への移行。このエンベロープ収縮段階は、惑星の質量と惑星エンベロープ内の不透明度に大きく依存します。ここでは、さまざまな不透明度の処方がエンベロープの収縮時間にどのように影響し、これが次に惑星がディスクを移動する距離にどのように影響するかを研究します。シミュレーションの中で、粒子のサイズ分布と粒子の化学組成が、暴走するガス降着段階に到達する前に惑星が移動する距離に決定的に影響することがわかりました。より大きな粒子サイズの粒子サイズ分布は、より効率的な冷却によって可能になるより速いガス降着のために、成長する惑星のより少ない内向きの移動をもたらします。さらに、水不足の環境で形成される惑星は、エンベロープの収縮が速く、したがって移動が少ないことがわかります。これは、水不足の環境で形成されるガス巨人が、水が豊富な環境で形成されるガス巨人と比較して、中心星から遠く離れている可能性があることを意味します。形成された巨大ガスの化学組成を調査することを目的とした惑星形成の将来の研究は、これらの影響を一貫して考慮に入れる必要があります。
ハイケイデンスマイクロレンズ光度曲線の分類I;機能の定義
| Title |
Classifying_High-cadence_Microlensing_Light_Curves_I;_Defining_Features |
| Authors |
Somayeh_Khakpash,_Joshua_Pepper,_Matthew_Penny,_B._Scott_Gaudi,_R._A._Street |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04019 |
マイクロレンズは冷たい太陽系外惑星を発見するための強力なツールであり、ローマ宇宙望遠鏡のマイクロレンズ調査は1000を超えるそのような惑星を発見します。ローマのマイクロレンズイベントの迅速で自動化された分類を使用して、最も興味深いイベントの追跡観察に優先順位を付けることができます。機械学習は現在、天文学の分類問題によく使用されていますが、そのようなアルゴリズムの成功は、対象のパラメーターにマッピングできる観測の重要な要素をキャプチャする適切な機能の定義に依存する可能性があります。この論文では、さまざまなタイプのマイクロレンズイベントのシミュレートされたローマ光度曲線の特徴をキャプチャするために開発したツールを紹介し、マイクロレンズ光度曲線の分類におけるそれらの有効性を評価します。これらの機能は、特定のタイプのマイクロレンズイベントが原因で特定の光度曲線が発生する可能性を判断するために使用できるパラメーターとして定量化されます。この方法では、ピークの滑らかさ、対称性、ピークの数、メインピークからのわずかな偏差の幅と高さなどの特徴を説明するパラメーターのリストが残ります。これにより、一連のマイクロレンズ光度曲線をすばやく分析し、後で結果のパラメーターを機械学習アルゴリズムへの入力として使用して、イベントを分類できます。
DHタウBとGSC6214-210Bの周りのディスクを明らかにする最初の偏光検出
| Title |
A_survey_of_the_linear_polarization_of_directly_imaged_exoplanets_and_brown_dwarf_companions_with_SPHERE-IRDIS._First_polarimetric_detections_revealing_disks_around_DH_Tau_B_and_GSC_6214-210_B |
| Authors |
R.G._van_Holstein,_T._Stolker,_R._Jensen-Clem,_C._Ginski,_J._Milli,_J._de_Boer,_J.H._Girard,_Z._Wahhaj,_A.J._Bohn,_M.A._Millar-Blanchaer,_M._Benisty,_M._Bonnefoy,_G._Chauvin,_C._Dominik,_S._Hinkley,_C.U._Keller,_M._Keppler,_M._Langlois,_S._Marino,_F._M\'enard,_C._Perrot,_T.O.B._Schmidt,_A._Vigan,_A._Zurlo,_F._Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04033 |
若い巨大惑星と褐色矮星の仲間は、数パーセントまで直線偏光できる近赤外線を放射します。この分極は、星下降着円盤の存在、回転によって引き起こされた大気の扁平率、または大気の塵雲の不均一な分布を明らかにする可能性があります。VLTで高コントラストイメージャSPHERE-IRDISを使用して、20個の既知の直接画像化された太陽系外惑星と褐色矮星のコンパニオンの近赤外直線偏光を測定しました。IRDAPパイプラインを使用してデータを削減し、偏光度の絶対偏光精度<0.1％で機器の偏光とクロストークを補正しました。亜恒星のコンパニオンに由来する偏光の最初の検出を報告します。HバンドのDHタウBとGSC6214-210Bの偏光は10分の数パーセントです。測定された偏光を近くの星の偏光と比較することにより、偏光が星間塵によって引き起こされる可能性が低いことがわかります。コンパニオンは以前に水素輝線と赤色を測定したことがあるため、分極はおそらく星下円盤に起因します。放射伝達モデリングを通じて、ディスクの位置角を制限し、ディスクの傾斜が大きくなければならないことを発見しました。これらの円盤の存在、およびDHTauBの円盤とその主星の周りの円盤との不整合は、コンパニオンのその場での形成を示唆しています。他の18のコンパニオンについては、有意な分極を検出せず、分極の程度にサブパーセントの上限を設定します。これらの非検出は、星下円盤の欠如、若い仲間の遅い回転速度、主にサブミクロンサイズのダスト粒子を含む上層大気、および/または限られた雲の不均一性を示している可能性があります。最後に、DHTau、GQLup、PDS70、BetaPic、およびHD106906の星周円盤の画像を示します。
エスプレッソで見たHD209458bの雰囲気。高解像度で検出可能な惑星吸収はありません
| Title |
The_atmosphere_of_HD_209458b_seen_with_ESPRESSO._No_detectable_planetary_absorptions_at_high_resolution |
| Authors |
N._Casasayas-Barris,_E._Palle,_M._Stangret,_V_Bourrier,_H._M._Tabernero,_F._Yan,_F._Borsa,_R._Allart,_M.R._Zapatero_Osorio,_C._Lovis,_S._G._Sousa,_G._Chen,_M._Oshagh,_N._C._Santos,_F._Pepe,_R._Rebolo,_P._Molaro,_S._Cristiani,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_C._Allende_Prieto,_F._Bouchy,_O._D._S._Demangeon,_P._Di_Marcantonio,_V._D_Odorico,_D._Ehrenreich,_P._Figueira,_R._G\'enova_Santos,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_B._Lavie,_J._Lillo-Box,_G._Lo_Curto,_C._J._A._P._Martins,_A._Mehner,_G._Micela,_N._J._Nunes,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no_and_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04094 |
高解像度のESPRESSOスペクトログラフを使用して、象徴的なガス巨人HD209458bが380nmと780nmの間で2回通過するのを観察しました。導出された惑星透過スペクトルは、親星が強い吸収線を示すすべての波長で特徴を示します。たとえば、NaI、MgI、FeI、FeII、CaI、VI、H$\alpha$、KIなどです。これらの特徴は、ロシター-マクラフリン効果による恒星線プロファイルの変形の兆候であり、星の表面の中心から肢への効果と組み合わされていると解釈しました。また、惑星の大気には存在するが、恒星のスペクトルには存在しない可能性のあるTiOやVOなどの種を検索したところ、否定的な結果が得られました。したがって、以前に報告されたNaIを含め、HD209458bの大気中に惑星吸収の証拠は見つかりません。透過スペクトルの高い信号対雑音比により、異なる1次元の恒星大気モデルを想定して、恒星線のモデル化された変形を比較することができます。さまざまなモデルと観測値の違いは、データの精度の限界内にとどまっていると結論付けます。ただし、中心から四肢への変動が計算に含まれておらず、ロシター-マクラフリン変形のみが考慮されている場合、透過光度曲線はより適切に説明されます。これは、ESPRESSOが現在、トランジット観測を使用して光学範囲の恒星表面スペクトルを空間的に分解し、恒星モデルの経験的検証を実行するための最良の施設であることを示しています。
オリオンコンプレックス内の若い星による乱気流の測定
| Title |
Measuring_Turbulence_with_Young_Stars_in_the_Orion_Complex |
| Authors |
Trung_Ha,_Yuan_Li,_Siyao_Xu,_Marina_Kounkel,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03176 |
星は、乱流の運動学的状態を持つ星間物質（ISM）の分子雲に形成されます。したがって、生まれたばかりの星は、出生時の雲の乱流運動学を保持する必要があります。GaiaDR2とAPOGEE-2の調査を組み合わせることで、オリオン座分子雲複合体の若い星の3次元（3D）位置と3D速度が得られます。完全な6D測定を使用して、OrionComplex内の6つの異なるグループの星の速度構造関数（VSF）を計算します。すべての拡散グループの星の動きは、乱流の強い特性を示すことがわかります。彼らの一次VSFは、数個から数十個のスケールで$\sim0.2-0.5$の範囲のべき乗則指数を持ち、一般的にラーソンの関係と一致しています。一方、オリオン大星雲（ONC）のような高密度の星団は、急速な動的緩和を経験し、初期の乱流運動学の記憶を失っています。いくつかの個別のグループのVSFとコンプレックス全体はすべて、超新星からの局所的なエネルギー注入をサポートする機能を示しています。測定された乱流の強さは、超新星の震源地に対する相対的な位置とグループの形成履歴に依存します。若い星によって追跡された乱流の検出は、ISMの乱流運動学を精査する新しい方法を紹介します。観測にアクセスできる投影された測定値のみを使用した以前のガスベースの研究とは異なり、私たちは星の完全な6D情報を利用して、3D星間乱流のより完全な画像を提示します。
三百プロジェクト：銀河団周辺の銀河群の流体力学的および暗黒物質シミュレーションにおける下部構造
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_Substructure_in_hydrodynamical_and_dark_matter_simulations_of_galaxy_groups_around_clusters |
| Authors |
Roan_Haggar,_Frazer_R._Pearce,_Meghan_E._Gray,_Alexander_Knebe,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03178 |
暗黒物質のみのシミュレーションは、より物理的に動機付けられた流体力学的シミュレーションよりもはるかに低い計算コストで、$\Lambda$CDM宇宙の宇宙構造を生成することができます。しかし、暗黒物質のみのシミュレーションによって、より小さな下部構造がどれだけうまく再現されるかは明らかではありません。これを調査するために、流体力学的シミュレーションと暗黒物質のみのシミュレーションで、銀河団と周囲の銀河群の下部構造を直接比較します。流体力学で暗黒物質のみでシミュレーションされた銀河団の324のシミュレーションのスイートであるTheThreeHundredプロジェクトを利用します。暗黒物質のみのシミュレーションは、流体力学的シミュレーションと比較して、グループとクラスターの中心にある銀河の数密度を過小評価しており、この効果は密度の高い領域でより強いことがわかります。また、落下する銀河群の位相空間を調べて、暗黒物質のみのシミュレーションが、これらの銀河群の中心にある銀河の数密度を約4倍過小予測していることを示します。これは、落下するグループの構造と進化が、暗黒物質のみのシミュレーションによって予測されたものとは異なる可能性があることを意味します。最後に、物理的影響と分析の数値的差異の両方を考慮して、この過小評価の潜在的な原因について説明します。
| Title |
A_Luminous_Quasar_at_Redshift_7.642 |
| Authors |
Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Aaron_J._Barth,_Eduardo_Banados,_Fuyan_Bian,_Konstantina_Boutsia,_Thomas_Connor,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Richard_Green,_Linhua_Jiang,_Jiang-Tao_Li,_Chiara_Mazzucchelli,_Riccardo_Nanni,_Jan-Torge_Schindler,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter,_Xue-Bing_Wu_and_Minghao_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03179 |
遠方のクエーサーは、最も初期の超大質量ブラックホール（SMBH）の形成と宇宙の再電離の歴史を研究するためのユニークなトレーサーです。多大な努力にもかかわらず、クエーサーの選択におけるそれらの低い空間密度と高い汚染率の組み合わせのために、2つのクエーサーだけが$z\ge7.5$で発見されました。$z=7.642$、J0313$-$1806で、これまでに知られている中で最も遠いクエーサーである発光クエーサーの発見を報告します。このクエーサーの放射光度は$3.6\times10^{13}L_\odot$です。深い分光観測は、このクエーサーに$（1.6\pm0.4）\times10^9M_\odot$の質量を持つSMBHを明らかにします。ビッグバンからわずか6億7000万ドル後のこのような大規模なSMBHの存在は、SMBHの成長の理論モデルに大きく挑戦しています。さらに、クエーサースペクトルは、CIVおよびSiIVで強力な広い吸収線（BAL）の特徴を示し、最大速度は光速の20％に近くなります。相対論的BALの特徴は、強く青方偏移したCIV輝線と組み合わされて、このシステムに強い活動銀河核（AGN）によって駆動される流出があることを示しています。ALMA観測は、クエーサーホスト銀河からの塵の連続体と[CII]放出を検出し、$7.6423\pm0.0013$の正確な赤方偏移をもたらし、クエーサーが$\の星形成率で強い星形成銀河によってホストされていることを示唆しています。rm\sim200〜M_\odot〜yr^{-1}$およびダスト質量$\sim7\times10^7〜M_\odot$。この再電離時代のBALクエーサーの追跡観測は、最も初期の巨大な銀河の成長に対するAGNフィードバックの影響の強力なプローブを提供します。
ソロ矮小銀河II：孤立した局部銀河群矮小銀河の恒星構造
| Title |
Solo_dwarfs_II:_The_stellar_structure_of_isolated_Local_Group_dwarf_galaxies |
| Authors |
C.R._Higgs,_A.W._McConnachie,_N._Annau,_M._Irwin,_G._Battaglia,_P._C\^ot\'e,_G.F._Lewis_and_K._Venn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03189 |
ソロ（孤独なローカル）矮小銀河調査は、近くにあるすべての既知の（<3Mpc）および孤立した（天の川またはM31から>300kpc）矮小銀河のボリュームが制限された広視野gおよびiバンド調査です。この44の矮星のセットは、天の川とM31の衛星矮星集団との定量的比較のために均一に分析されます。この論文では、北半球からアクセス可能な12個の最も近いソロ矮小銀河の分析を示します。これには、距離、空間分布、形態、および内部統合光特性と外部分解星分布を含む拡張構造の導出が含まれます。特にUGC4879は、2つの異なる成分の暫定的な証拠を示していますが、12個の銀河すべてが2次元のセルシック関数によってかなりよく記述されていることがわかります。調べたシステムの外側の領域では、かすかな衛星または最近の合併の兆候である可能性のある、顕著な拡張された恒星の下部構造は識別されていません。
SDSS-IVMaNGAのWolf-Rayet銀河。 II。恒星の初期質量関数の高質量勾配の金属量依存性
| Title |
Wolf-Rayet_galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA._II._Metallicity_dependence_of_the_high-mass_slope_of_the_stellar_initial_mass_function |
| Authors |
Fu-Heng_Liang,_Cheng_Li,_Niu_Li,_Shuang_Zhou,_Renbin_Yan,_Houjun_Mo_and_Wei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03217 |
生きている高質量星のホストとして、ウォルフ・ライエ（WR）領域またはWR銀河は、恒星の初期質量関数（IMF）の高質量端を拘束するための理想的なオブジェクトです。SDSSとSDSS-IV/MaNGAの調査から以前に選択されたWR銀河/領域の3つのカタログを組み合わせることにより、広範囲の恒星の金属量をカバーする910のWR銀河/領域の大規模なサンプルを構築します。各スペクトルから〜4650\r{A}でWRブルーバンプの相当幅を測定し、Starburst99の特異な人口モデルとBPASSのバイナリ人口モデルの両方の予測と比較します。また、ベイズ推定コードを適用して、スペクトルテンプレートとしてBPASSの特異およびバイナリ星の種族モデルを使用してWRスペクトルに完全なスペクトルフィッティングを実行し、ベイズ証拠比に基づいてさまざまなIMF勾配のモデルのモデル選択を行います。これらの分析は一貫して、IMFの高質量勾配$\alpha$と恒星の金属量$Z$、つまりより高い金属量でのより急なIMF（より底が重い）との正の相関をもたらし、バイナリ人口モデルが採用。
自己重力乱流分子雲における磁場配向
| Title |
Magnetic_Field_Orientation_in_Self-Gravitating_Turbulent_Molecular_Clouds |
| Authors |
Lucas_Barreto-Mota,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Blakesley_Burkhart,_Claudio_Melioli,_Reinaldo_Santos-Lima,_Lu\'is_H._S._Kadowaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03246 |
星は、重力と乱流および磁場との競合から分子雲フィラメントの内部に形成されます。磁場によるこれらのフィラメントの正確な方向は、これらの磁場の強さ、重力ポテンシャル、および平均場に対する視線（LOS）に依存します。これらの効果を解きほぐすために、重力の有無にかかわらず、広範囲の初期乱流および磁気状態、つまりサブアルフエニックからスーパーアルフベニック乱流を探索する3次元電磁流体力学数値シミュレーションを採用しています。相対配向のヒストグラム（HRO）と関連する投影レイリー統計（PRS）を使用して、密度の配向を研究し、観測と比較するために、磁場に対する積分密度を調べます。サブAlfv\'enicシステムでは、磁気の初期コヒーレンスが雲の内部で維持され、フィラメントが磁場に垂直に形成されることがわかります。この傾向は、重力と乱流によって線が引きずられ、フィラメントが主にフィールドに整列するスーパーAlfv\'enicモデルでは観察されません。統合されたマップのPRS分析は、LOS効果がサブAlfv\'enic雲に対してのみ重要であることを示しています。LOSが初期磁場配向に垂直である場合、ほとんどのフィラメントは投影された磁場に垂直です。重力を含めると、磁場に垂直な高密度構造の数が増加し、モデルがサブアルフエニックかスーパーアルフベニックかに関係なく、密度の高い領域のPRSの値が低くなります。私たちの結果を観測された分子雲と比較すると、ほとんどがサブAlfv\'enicモデルと互換性があることがわかります。
原始星系における磁気円盤風とエピソードジェット間の相互作用の最初の検出
| Title |
First_Detection_of_Interaction_between_a_Magnetic_Disk_Wind_and_an_Episodic_Jet_in_a_Protostellar_System |
| Authors |
Chin-Fei_Lee,_Benoit_Tabone,_Sylvie_Cabrit,_Claudio_Codella,_Linda_Podio,_Ferreira,_J.,_and_Jacquemin-Ide,_J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03293 |
原始星円盤からの回転する流出は、拡張電磁流体力学（MHD）円盤風（DW）を追跡し、星形成のための円盤降着円盤の角運動量問題の解決策を提供する可能性があります。ジェットシステムHH212では、SiOで検出された一時的なジェットの周りのSOで回転流出が検出されました。ここでは、このSOの流出を3つのコンポーネントに空間的に分解します。SiOジェットと整列したコリメートジェット、広角ディスクの流出、および大きなジェット駆動のバウショックによって作成された間にある真空キャビティです。以前は理論的に予測されていましたが、このようなジェットとDWの相互作用が直接観察されて解決されるのは初めてであり、未解決のDW候補の適切な解釈とモデリングにとって重要です。解決された運動学と明るさの分布は両方とも、40auまでの局所角運動量抽出を支配する拡張MHDDWである広角流出をサポートしますが、内側の発射半径は$\gtrsim4$auに切り捨てられます。DWが存在しない可能性のある4auの内部では、磁気回転不安定性（MRI）が角運動量を外側に輸送している可能性があります。他の同様のシステムに存在する可能性のあるHH212のジェット-DW相互作用は、原始星ディスクの大規模磁場を精査するためのまったく新しい道を開きます。
ガイアDR2ハロー白色矮星集団：光度関数、質量分布およびその星形成の歴史
| Title |
The_Gaia_DR2_halo_white_dwarf_population:_the_luminosity_function,_mass_distribution_and_its_star_formation_history |
| Authors |
Santiago_Torres,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Mar\'ia_E._Camisassa_and_Roberto_Raddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03341 |
ガイアの2回目のデータリリースで特定された95個のハロー白色矮星候補のボリュームが制限されたほぼ完全な100個のサンプルを分析します。詳細な集団合成モデルに基づいて、ガイアの位置天文学と測光に依存する方法を適用して、個々の白色矮星のパラメーター（質量、半径、有効温度、ボロメータの光度、年齢）を正確に導き出します。この方法は、光学スペクトルを取得して分光分析を行ったサンプルの25個の白色矮星でテストされています。白色矮星の光度関数を構築して分析します。これにより、最も暗い端でのカットオフの可能性のある証拠が初めて見つかり、推定年齢は$\simeq12\pm0.5$Gyrになります。サンプルの質量分布は$0.589\、M_{\odot}$でピークに達し、白色矮星の質量の$71\％$は$0.6\、M_{\odot}$を下回り、$0.8\を超える2つの巨大な白色矮星だけです。M_{\odot}$。年齢分布から、合計年齢が12Gyrを超える3つの白色矮星が見つかります。そのうち、J1312-4728は、$12.41\pm0.22$Gyrの年齢で知られている最も古い白色矮星です。星形成の歴史は、主に過去に10から12Gyrに発生したが、8Gyrまで拡大した星形成のバーストによって特徴付けられることを証明します。また、星形成の歴史のピークは約11Gyrに集中していることがわかります。これは、ガイアとエンセラダスの遭遇の現在の時代と互換性があります。最後に、ハローサンプルの$13\％$は、高速の若い物体（総年齢<7Gyr）によって汚染されています。これらの白色矮星の起源は不明ですが、それらの年齢分布はいて座銀河との遭遇と互換性があるかもしれません。
電波銀河によって膨張したX線空洞の3次元シミュレーション
銀河間媒体の広大な空洞は電波銀河によって発掘されています。X線画像では、外部媒体が掃き出されて、電波ローブの周囲に高温で低密度の気泡が残っているため、空洞がそのように表示されます。ここでは、超音速ジェットによって駆動される電波銀河の高解像度3次元シミュレーションの大規模なセットから予測される熱X線放射を調べます。ノズルから放出される超音速ガスの真っ直ぐで歳差運動するジェットが注入された断熱的な非相対論的流体力学を想定しています。X線制動放射の画像は、軟X線で楕円形の空洞を生成し、硬X線で主要な弧状構造を生成する傾向があります。ただし、キャビティの形状はジェットと周囲の密度のコントラストに敏感で、$\eta=0.1$の凹型から$\eta=0.0001$の凸型まで変化します。ここで、$\eta$はジェット/周囲の密度比です。ある場合には軟X線で横肋骨を発見し、はくちょう座A付近で検出されたものの説明としてこれを提案します。バイローブまたはX字型の線源、および湾曲したジェットまたは偏向したジェットでは、最も強いX線放射はホットスポットではなく、遺物ローブまたは偏向位置に関連付けられます。これは、高温の高圧領域と高密度の高圧縮領域が一致しないためです。観察者に向けられた空洞は、円形の波紋に囲まれた深い丸い穴になります。デューティサイクルが10\％の短い無線モードの爆発では、銀河団ガスは低いマッハ数の衝撃で沸騰し、アクティブなジェットエピソードの間にジェットエネルギーを広く散逸させます。
不完全な調査からの遠紫外線全天図の構築：深層学習アルゴリズムの適用
| Title |
Construction_of_a_far_ultraviolet_all_sky_map_from_an_incomplete_survey:_Application_of_a_deep_learning_algorithm |
| Authors |
Young-Soo_Jo,_Yeon-Ju_Choi,_Min-Gi_Kim,_Chang-Ho_Woo,_Kyoung-Wook_Min_and_Kwang-Il_Seon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03666 |
韓国のマイクロサテライトSTSAT-1に搭載された遠紫外線イメージング分光器（FIMS）からの観測に基づいて、遠紫外線（FUV）全天図を作成しました。FIMS観測でカバーされていない空の約20％については、深い人工ニューラルネットワークからの予測が使用されました。H-alpha、E（B-V）、N（HI）の5つのすべての星図、および銀河の経度と緯度を持つ2つのX線バンドを含む、7つのデータセットが入力パラメーター用に選択されました。観測されたFIMSデータセットのピクセルの70％がターゲットパラメーターとしてトレーニング用にランダムに選択され、残りの30％が検証に使用されました。3つの畳み込み層と最後に密な層で構成される単純な4層ニューラルネットワークアーキテクチャが採用され、畳み込み層ごとに個別の活性化関数が使用されました。各畳み込みレイヤーの後にドロップアウトレイヤーが続きました。予測されたFUV強度は、銀河系の高緯度で同様のFUV波長帯で行われたGalaxyEvolutionExplorer（GALEX）の観測結果とよく一致していました。構築されたマップのサンプルアプリケーションとして、モデルの光学パラメータと、観測および予測されたピクセルを含む領域の銀河ダストモデルを使用して、ダスト散乱シミュレーションを実行しました。全体として、観測領域と予測領域のFUV強度はよく再現されました。
ハーシェルが選択したレンズ付きサブミリ波銀河（SMG）のALMA 1.3 mm調査：空間的に拡張されたSMGの発見とその意味
| Title |
ALMA_1.3_mm_Survey_of_Lensed_Submillimeter_Galaxies_(SMGs)_Selected_by_Herschel:_Discovery_of_Spatially_Extended_SMGs_and_Implications |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Eiichi_Egami,_Timothy_D._Rawle,_Gregory_L._Walth,_Ian_Smail,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Johan_Richard,_Francoise_Combes,_H._Ebeling,_Roser_Pello,_Paul_P._van_der_Werf,_B._Altieri,_Frederic_Boone,_Antonio_Cava,_Scott_C._Chapman,_Benjamin_Clement,_Alexis_Finoguenov,_Kimihiko_Nakajima,_Wiphu_Rujopakarn,_Daniel_Schaerer,_Ivan_Valtchanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03677 |
レンズ付きサブミリ波銀河（SMG）のALMA1.3mm（バンド6）連続体調査を、角度分解能$\sim0.2$"で$z=1.0\sim3.2$で提示します。これらの銀河はHerschelLensingによって発見されました。サーベイ（HLS）であり、レンズ倍率により、非常に明るい遠赤外線連続放射（$S_\mathrm{peak}\gtrsim90$mJy）を特徴としています。ALMAを使用して、20の巨大な銀河クラスターのフィールドで29の光源を検出します。Spitzer/IRAC（3.6/4.5$\mathrm{\mum}$）とALMAデータを使用して、近赤外線と遠赤外線の残りのフレームで26の光源の表面輝度プロファイルをモデル化することに成功しました。以前の研究と同様に、観測されたSMGの場合、ダストと恒星の連続体のサイズ比の中央値は小さい（$R_\mathrm{e、dust}/R_\mathrm{e、star}=0.38\pm0.14$）ことがわかり、その星が形成は中央に集中しています。ただし、これは、1.3mm（$\lesssim0.1$mJyarcsec$^{-2}$）で表面輝度が低い2つの空間的に拡張されたメインシーケンスSMGには当てはまりません。、星形成が銀河全体に分布している（$R_\mathrm{e、dust}/R_\mathrm{e、star}>1$）。全体として、SMGサンプルは、（$R_\mathrm{e、dust}/R_\mathrm{e、star}$）と遠赤外線表面輝度（$\Sigma_\mathrm{IR}）の間に密接な反相関を示しています。$）$\Sigma_\mathrm{IR}$の$\simeq$1000の係数を超えています。これは、星形成の活発さが少ない（つまり、$\Sigma_\mathrm{IR}$が低い）SMGは中央のスターバーストがなく、銀河全体にわたって星形成のより広い空間分布を保持する可能性が高いことを示しています（つまり、$R_\mathrmが大きい）。{e、dust}/R_\mathrm{e、star}$）。同じ傾向は、中央のスターバーストとそれに続く「裏返し」の消光の結果としての宇宙論的シミュレーションで再現できます。これは、$z\sim2$でのコンパクトな静止銀河の出現を説明している可能性があります。
市販のスキャナーを使用した1903年の写真乾板からの正確な測光測定
| Title |
Precise_Photometric_Measurements_from_a_1903_Photographic_Plate_Using_a_Commercial_Scanner |
| Authors |
William_Cerny,_Alexis_Chapman,_Rowen_Glusman,_Richard_G._Kron,_Yingyi_Liang,_Jason_J._Lin,_Michael_N._Martinez,_Elisabeth_Medina,_Amanda_Muratore,_Buduka_Ogonor,_Jorge_A._Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03699 |
市販のスキャナーを使用して、アーカイブ写真乾板上の星の大きさを決定する可能性を示します。他の研究の有用な例として役立つ可能性のある1つの測光アプローチについて説明します。特に、ヤーキス天文台コレクションの1903年の写真乾板から恒星の大きさを測定および較正し、私たちの方法による全体的な精度が0.10等よりも優れていることを示しています。特に、これらの測定値は、スキャン/デジタル化プロセスによって導入されたノイズではなく、固有のプレートノイズによって支配されています。このアプローチの低費用は、天文台プレートコレクションのアーカイブ内の変光星を研究するための科学的可能性を拡大します。渦巻銀河NGC7331で、写真等級$pg$=16.60のトランジェント候補の偶然の発見を使用して、測光法を説明します。この未知のソースが超新星である場合、NGC7331で4番目に知られている超新星を表します。
宇宙線の電離率（$\zeta$、s$^{-1}$）は、星間物質で重要な役割を果たします。イオン分子化学を制御し、加熱源を提供します。ここでは、HD169454、HD110432、HD204827、$\lambda$Cep、XPer、HD73882、HD154368、CygOB25、CygOB212に向かう9つの視線に沿ってスペクトル合成コードCLOUDYを使用して計算のグリッドを実行します。$\zeta$の値は、H$_3^+$とH$_2$の観測された列密度を一致させることによって決定されます。多環芳香族炭化水素（PAH）の存在は、自由電子密度に影響を与え、H$_3^+$密度と導出されるイオン化率を変化させます。PAHは銀河系に遍在していますが、PAHが存在しない地域もあります。したがって、PAHの存在量の範囲を持つ雲を検討し、H$_3^+$の存在量に対するそれらの影響を示します。H$_2$（$\zeta$（H$_2$））=（7.88$\pm$2.89）$\times$10$^{-16}$s$^の平均宇宙線イオン化率を予測します。CygOB25とCygOB212を除いて、銀河系PAHの平均存在量（PAH/H=10$^{-6.52}$）のモデルの{-1}$$\zeta$の値は、CygOB212への視線12.$\zeta$（H$_2$）=（95.69$\pm$46.56）$\times$10$^{-16}$s$^{-1}の平均値を推定しますPAHのないモデルの場合は$。
銀河と質量の集合：星形成率におけるグループおよび散在銀河の形態-恒星の質量平面
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly:_Group_and_field_galaxy_morphologies_in_the_star-formation_rate_-_stellar_mass_plane |
| Authors |
W._J._Pearson,_L._Wang,_S._Brough,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins_and_J._Loveday |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03804 |
銀河が存在する環境（つまり、フィールドまたはグループ）と、銀河の形態との関係を研究します。これは、星形成率（SFR）-恒星質量（M$_{\star}$）平面全体のパラメトリック統計とノンパラメトリック統計の分布を調べ、これらの分布がローカル宇宙の環境によってどのように変化するかを調べることによって行われます。（$z<0.15$）。濃度（C）、Gini、M$_{20}$、非対称性、Gini-M$_{20}$バルジ統計（GMB）、50\％光半径（$r_{50}$）、合計を決定しますKiloDegreeSurveyの光学画像を使用したGalaxyandMassAssembly（GAMA）調査の銀河の、S\'{e}rsicインデックス、およびバルジS\'{e}rsicインデックス（$n_{Bulge}$）。GAMAグループカタログを使用して銀河環境を決定し、銀河をフィールド銀河またはグループ銀河に分割します。グループ銀河はさらにグループハロー質量（M$_{h}$）によって分割されます-$11\leq\mathrm{log（M}_{h}/\mathrm{M}_\odot）<12$、$12\leq\mathrm{log（M}_{h}/\mathrm{M}_\odot）<13$、および$13\leq\mathrm{log（M}_{h}/\mathrm{M}_\odot）<14$-そして中央銀河と伴銀河に。次に、これらの各サンプルの銀河がSFR-M$_{\star}$平面に配置され、各パラメーターが3番目の次元として使用されます。2つの2次元ガウス分布を使用して、各サンプルの各パラメーターの結果の分布を適合させます。1つは星形成銀河用、もう1つは静止銀河用です。次に、これらのガウスフィットの係数が環境間で比較されます。Cと$r_{50}$を使用すると、銀河は通常、グループの質量が増加するにつれて大きくなることがわかります。この変化は、銀河が大きいほど大きくなります。環境が変化するにつれて、銀河が通常多かれ少なかれ塊になるという兆候はありません。GMBと$n_{Bulge}$を使用すると、グループの質量が変化しても、星形成銀河が膨らんだり、円盤が支配的になったりすることはありません。非対称性は、環境に大きく影響されるようには見えません。
DAWIS、クラスター内光研究のためのウェーブレットを使用した検出アルゴリズム
| Title |
DAWIS,_a_Detection_Algorithm_with_Wavelets_for_Intracluster_light_Studies |
| Authors |
A._Ellien,_E._Slezak,_N._Martinet,_F._Durret,_C._Adami,_R._Gavazzi,_C._R._Raba\c{c}a,_C._Da_Rocha_and_D._N._Epit\'acio_Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03835 |
近い将来、大量の深部光学画像が利用可能になり、銀河団内のクラスター内光（ICL）などの低表面輝度構造の統計的に有意な研究が可能になります。これらの構造の検出には、従来の方法では困難なこのタスク専用の効率的なアルゴリズムが必要です。画像、特に（ただしこれに限定されない）ICLの低表面輝度源の検出用に開発および最適化された、クラスター内光研究用ウェーブレット（DAWIS）を使用した新しい検出アルゴリズムを紹介します。DAWISは、ウェーブレット表現に基づく多重解像度ビジョンに従って光源を検出し、分析による合成アプローチと呼ばれる反復手順に組み込まれて、これらの光源の完全なマスクされていない配光を非常に高品質で復元します。アルゴリズムは、分析の目標に応じた基準に基づいてソースを分類できるように構築されています。この作業では、ICL検出とICLフラクションの測定の場合を示します。さまざまなICLプロファイルを持つ銀河団の270の模擬画像で、DAWISの効率をテストし、その効率を、表面輝度しきい値法などの従来のICL検出方法と比較します。また、実際の銀河団の画像でDAWISを実行し、出力を以前のマルチスケール分析アルゴリズムで得られた結果と比較します。シミュレーションでは、平均してDAWISが銀河の光をICLからより効率的に解きほぐし、空の背景ノイズを処理する方法により、より多くのICLフラックスを検出できることがわかりました。また、ICLを特徴づけるために定期的に使用されるメトリックであるICLフラクションは、銀河とICLフラックスの両方でいくつかの測定バイアスの影響を受けることも示しています。実際の銀河団の画像では、DAWISは、以前のマルチスケール法よりも2桁明るい絶対等級で、かすかに拡張された光源を検出します。
宇宙の進化地図（EMU）：銀河面に向かうさそり座フィールドのコンパクトな電波源
| Title |
Evolutionary_Map_of_the_Universe_(EMU):Compact_radio_sources_in_the_SCORPIO_field_towards_the_Galactic_plane |
| Authors |
S._Riggi,_G._Umana,_C._Trigilio,_F._Cavallaro,_A._Ingallinera,_P._Leto,_F._Bufano,_R.P._Norris,_A.M._Hopkins,_M.D._Filipovi\'c,_H._Andernach,_J.Th._van_Loon,_M.J._Micha{\l}owski,_C._Bordiu,_T._An,_C._Buemi,_E._Carretti,_J.D._Collier,_T._Joseph,_B.S._Koribalski,_R._Kothes,_S._Loru,_D._McConnell,_M._Pommier,_E._Sciacca,_F._Schillir\'o,_F._Vitello,_K._Warhurst,_M._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03843 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）の初期科学プログラム中に撮影された銀河面の領域の観測を提示します。これに関連して、15個のコミッションアンテナで構成される未完成のアレイを使用して、912MHzでSCORPIOフィールドを観測しました。結果のマップは、（l、b）=（343.5{\deg}、0.75{\deg}）を中心とする、約40deg^2の正方形の領域をカバーし、合成されたビームは24"x21"でバックグラウンドrmsノイズがあります。150〜200{\mu}Jy/ビーム、銀河面に近い500〜600{\mu}Jy/ビームに増加します。CAESARソースファインダーを使用して、合計3963の電波源が現場で検出され、特性評価されました。シミュレーションデータから推定された、ソース抽出と特性評価の不確実性を補正した後、以前に公開されたデータと一致する差分ソースカウントを取得しました。ASKAPの位置およびフラックス密度スケールの精度も、以前の調査（MGPS、NVSS）との比較、および2.1GHzと10"の空間分解能でATCAを使用して実行されたSCORPIOフィールドの追加の観測を通じて調査されました。カタログ化されたソースのサブセットのスペクトルインデックスと、報告されたカタログ内の解決されたソースの（少なくとも）8％の推定割合。カタログ化されたソースをさまざまな天文データベースと照合して、可能な対応物を検索し、最大150の関連を見つけました。最後に、これまでに報告されていない銀河源をそれらの電波赤外線の色に基づいて分類するためのマルチパラメトリックアプローチを検討しました。
棒渦巻銀河NGC1365におけるH2O、CO、CH、CH
- 、およびNIIのハーシェルおよびオーディンの観測。外側および内側の核周囲トーラスにおけるバー誘導活動
| Title |
Herschel_and_Odin_observations_of_H2O,_CO,_CH,_CH+,_and_NII_in_the_barred_spiral_galaxy_NGC_1365._Bar-induced_activity_in_the_outer_and_inner_circumnuclear_tori |
| Authors |
Aa._Sandqvist,_AA._Hjalmarson,_B._Larsson,_U._Frisk,_S._Lundin,_and_G._Rydbeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03876 |
オーディン衛星は現在、運用開始から20年になり、設計寿命である2年をはるかに上回っています。その主要な追求の1つは、太陽系と天の川銀河におけるH2Oの探索と研究でした。ハーシェルはNGC1365の中央領域を2つの位置で観測しており、そのSPIREとPACSの両方の観測はハーシェルサイエンスアーカイブで入手できます。ハーシェルPACS画像は、銀河全体からの70ミクロンと160ミクロンの赤外線放射、および160ミクロンと70ミクロンの画像の比率から得られたコールドダスト分布から生成されました。HerschelSPIRE観測は、557GHzo-H2O、752GHzp-H2O、691GHzCO（6-5）、1037GHzCO（9-8）、537GHzCH、835GHzCH+のマップを作成するために使用されています。および1461GHzNIIライン。ただし、これらの観測には有効な速度分解能がありません。オーディンは最近、中央領域で557GHzのo-H2O基底状態線を高い（5km/s）スペクトル分解能で観測しました。5km/sの速度分解能での557GHzでのH2Oの放出と吸収は、Odinを使用したNGC1365でわずかに検出されました。H2Oは主に、核を取り巻く分子トーラスの北東成分に近い、いくつかの中央のコンパクトな電波源とホットスポットHII領域の近くの衝撃を受けた15"（1.3kpc）領域にあります。H2O線の強度と速度の分析は、衝撃領域がここにあることを示しています。これは、SESTCO（3-2）観測の統計画像デコンボリューション、5インチの解像度、およびVLAHI吸収観測の研究によって裏付けられています。さらに、魅力的な20"HIの尾根が核から南南東に伸び、OIII流出コーンの南端と一致し、核から放出されていることがわかります。衝撃を受けた中央領域の分子化学は、特に重点を置いて分析されます。CO、H2OおよびCH、CH+の結果。
統計的視差によること座RR型変光星の運動学とマルチバンド周期-光度-金属量関係
| Title |
Kinematics_and_Multi_Band_Period-Luminosity-Metallicity_Relation_of_RR_Lyrae_Stars_via_Statistical_Parallax |
| Authors |
T.D.Muhie_(1_and_2),_A._K._Dambis_(3),_L.N.Berdnikov_(3),_A.Y.Kniazev_(3,_4_and_5)_and_Eva_K._Grebel_(6)_((1)_Astronomy_and_Astrophysics_Research_Division,_Entoto_Observatory_and_Research_centre_(EORC),_Ethiopian_Space_Science_and_Technology_Institute_(ESSTI),_Addis_Ababa,_Ethiopia_(2)_Washera_Geospace_and_Radar_Science_Research_Laboratory,_Department_of_Physics,_Science_College,_Bahir_Dar_University,_Bahir_Dar,_Ethiopia_(3)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia_(4)_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(5)_Southern_African_Large_Telescope_Foundation,_Cape_Town,_South_Africa._(6)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Astronomisches_Recheninstitut,_M\"onchhofstr._Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03899 |
この論文は、850フィールドのRRLyrae（RRL）変数のサンプルの測光および統計的視差分析の結果を示しています。サンプルRRLの測光および分光データは、（1）南アフリカ大型望遠鏡（SALT）で実行された新しい分光観測（448RRLの場合）から取得されます。（2）南アフリカ天文台（SAAO）の1.0m望遠鏡を使用した測光観測、および（3）文献。これらは、\textit{Gaia}ミッション（DR2）の2番目のリリースからの正確な固有運動データと組み合わされます。この研究は、主に太陽近傍RRLの速度分布を決定し、RRLの視覚的Vバンド光度-金属量（LZまたは$M_V-$[\text{Fe/H}]）関係のゼロ点とそれらの周期も較正します。-\textit{WISE}$W_1-$および\textit{2MASS}$Ks-$bandの光度-金属量（PLZ）関係。キャリブレーションされたPLZとLZの関係は、銀河中心距離と大マゼラン雲（LMC）の距離係数を推定するために使用され、7.99$\pm$0.49\、kpcと18.46$\pm$0.09\、mag、それぞれ。私たちの結果はすべて、統計的視差分析に基づく入手可能な文献と非常によく一致していますが、かなり正確で正確です。さらに、キャリブレーションされたPLZとLZの関係のゼロ点は、他の手法で見つかった現在の結果と完全に一致しており、現在の最も正確な推定値の0.04μm以内のLMC距離係数を生成します。
マゼラン雲の総観図：VMC、ガイア、およびその先
| Title |
A_Synoptic_View_of_the_Magellanic_Clouds:_VMC,_Gaia,_and_Beyond |
| Authors |
Maria-Rosa_L._Cioni,_Martino_Romaniello,_Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03912 |
2019年は、マイナーな合併イベントの初期段階での矮小銀河の最も近い例であるマゼラン雲の名前の由来であるフェルディナンドマゼランの南半球への到着の50周年を迎えました。これらの銀河は、変光星、恒星進化論、銀河相互作用の研究のための実験室として、また銀河外距離スケールのアンカーとしてしっかりと確立されています。この会議の目的は、高度な観測プログラムに基づく最先端の結果と、オンラインで公開される高度に多重化された広視野分光調査の議論を組み合わせることにより、マゼラン雲に関連する将来の研究を形作るための肥沃な基盤を提供することでした。2020年代。
| Title |
A_titanic_interstellar_medium_ejection_from_a_massive_starburst_galaxy_at_redshift_1.4 |
| Authors |
Annagrazia_Puglisi,_Emanuele_Daddi,_Marcella_Brusa,_Frederic_Bournaud,_Jeremy_Fensch,_Daizhong_Liu,_Ivan_Delvecchio,_Antonello_Calabr\`o,_Chiara_Circosta,_Francesco_Valentino,_Michele_Perna,_Shuowen_Jin,_Andrea_Enia,_Chiara_Mancini,_Giulia_Rodighiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04021 |
星形成または活動銀河核からのフィードバック駆動風は、巨大な銀河における突然の消光星形成に関連するチャネルである可能性があります。ただし、観察とシミュレーションの両方で、これらのプロセスは競合せずに共進化し、自己調整しているという考えが裏付けられています。さらに、迅速な消光が可能な破壊的事象の証拠はまれであり、それらの統計的有病率に対する制約は欠けています。ここでは、z=1.4の巨大なスターバースト銀河を紹介します。これは、分子ガスの質量の$46\pm13$\％を$\gtrsim10,000$M$_{\odot}{\rmyr}^{の驚異的な速度で放出しています。-1}$。銀河の放出から赤方偏移した幅広い成分が、4つの（低Jおよび高J）COおよび[CI]遷移とイオン化相で検出され、放出されたガス質量のロバストな推定を保証します。暗黙の統計は、同様のイベントが潜在的に主要な星形成消光チャネルであることを示唆しています。しかし、私たちの観察は、これがフィードバック主導の風ではなく、おそらくきちんと排出された合併からの材料であるという説得力のある証拠を提供します。この発見は、フィードバック駆動風の役割が誇張されているかもしれないいくつかの文献研究に挑戦します。
レンガまでの新しい距離、密な分子雲G0.253 + 0.016
| Title |
A_new_distance_to_the_Brick,_the_dense_molecular_cloud_G0.253+0.016 |
| Authors |
M._Zoccali,_E._Valenti,_F._Surot,_O.A._Gonzalez,_A._Renzini_and_A._Valenzuela_Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04022 |
VLTにHAWK-Iを使用して、高空間分解能で観測された巨大分子雲G0.253+0.016（別名ブリック）を含むフィールドの近赤外色の大きさの図を分析します。雲を横切る視線内の赤い塊の星の分布は、雲を横切っていない方向と比較して、太陽からの雲の距離を7.20と測定することができますが、統計的に不確実です。+/-0.16および+/-0.20kpcの系統誤差。これは、一般的に想定されているもの、つまり、雲が銀河中心から60pcにある、中央の分子ゾーンの手前側に属しているというものよりも大幅に近いものです。この仮定は、中央の分子ゾーンの動的モデルに基づいており、この雲と他の雲の視線速度によって一意に制約されています。これは銀河系で最も密度の高い雲であり、進行中の星形成を示さないため、レンガ雲の真の位置を決定することは重要です。これは、高密度ガスの密度と星形成率の間のケニカット-シュミットの関係から1桁離れて雲を遠ざけます。この星形成の欠如についていくつかの説明が提案されており、それらのほとんどは銀河中心領域内のこの雲と他の雲の動的進化に基づいています。私たちの結果は、私たちの銀河中心分子ゾーンの解釈に恒星観測から来る制約を含める必要性を強調しています。
J-PLUS：d <75Mpcでの星形成の主系列星と速度密度
| Title |
J-PLUS:_The_star_formation_main_sequence_and_rate_density_at_d_ |
| Authors |
G._Vilella-Rojo,_R._Logro\~no-Garc\'ia,_C._L\'opez-Sanjuan,_K._Viironen,_J._Varela,_M._Moles,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._Ederoclite,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_A._Mar\'in-Franch,_H._V\'azquez_Rami\'o,_L._Galbany,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_A._Hern\'an-Caballero,_A._Lumbreras-Calle,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_D._Sobral,_J._M._V\'ilchez,_J._Alcaniz,_R._E._Angulo,_R._A._Dupke,_L._Sodr\'e_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04062 |
私たちの目標は、JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）の最初のデータリリースを使用して、z<=0.017（d<75Mpc）での星形成主系列（SFMS）と星形成率密度（SFRD）を推定することです。12個の光学バンドで897.4deg2をプローブします。J-PLUSフィルターJ0660から805個の局所銀河のHalpha放出フラックスを抽出します。これは、他の11個のJ-PLUSバンドで推定された連続体レベルであり、ダスト減衰と窒素汚染は経験的関係で補正されています。恒星の質量（M）、Halphaの光度（L）、および星形成率（SFR）は、パラメーターの共分散を考慮して推定されました。私たちのサンプルは、689個の青い銀河と67個の赤い銀河で構成され、（u-g）と（g-z）の二色図に分類され、さらに49個のAGNがあります。SFMSはlogM>8で探索され、青い銀河によって明確に定義され、赤い銀河はその下にあります。SFMSは、logSFR=0.83logM-8.44として記述されます。SFMSの以前の推定値、特に面分光法に基づく推定値とよく一致しています。AGNを含まないサンプルのHalpha光度関数は、logL*=41.34、logphi*=-2.43、およびalpha=-1.25のSchechter関数によって十分に説明されます。私たちの測定は、文献のいくつかの以前の研究よりも低い特徴的な光度を提供します。d<75Mpcで導出された星形成率密度は、logrho_SFR=-2.10+-0.11であり、赤い銀河がSFRDの15％を占めています。私たちの値は、同様の赤方偏移での以前の推定よりも低く、宇宙の星形成の歴史に関する進化論的研究のためのローカルリファレンスを提供します。
短いガンマ線バースト観測のカタログを使用したキロノバエジェクタの特性の調査
| Title |
Probing_Kilonova_Ejecta_Properties_Using_a_Catalog_of_Short_Gamma-Ray_Burst_Observations |
| Authors |
J._C._Rastinejad_(Northwestern,_CIERA),_W._Fong,_C._D._Kilpatrick,_K._Paterson,_N._R._Tanvir,_A._J._Levan,_B._D._Metzger,_E._Berger,_R._Chornock,_B._E._Cobb,_P._Milne,_A._E._Nugent,_N._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03175 |
AT2017gfoと並行してGW170817とGRB170817Aが発見されたことで、中性子星合体、短いガンマ線バースト（GRB）、およびキロノバの間のつながりが強化されました。多様なキロノバの振る舞いのコンテキストで短いGRB観測を調査するために、$\lesssim12$日のタイムスケールで2005年から2020年に発見された85バーストの包括的な光学および近赤外線（NIR）カタログを提示します。サンプルには、これまでに公開されていない23バーストの観測が含まれており、検出と深い上限の両方が含まれています。カタログで短いGRBの11.8％と15.3％を特定し、上限はAT2017gfoと基準NSBHキロノバモデル（ポールオン方向の場合）よりも低い光度をプローブします。カタログの最も深い制限で許容される噴出物の質量を定量化し、バーストの14.1％の青色および「極度に青色」のキロノバ成分を$M_{\rmej}\lesssim0.01-0.1M_{\odot}$に制限します。短いGRBのサンプルは、赤いキロノバ成分を特に制約していません。大規模なカタログと多様なキロノバの振る舞いのモデル予測に動機付けられて、短いGRBへの将来のフォローアップのために変更された検索戦略を調査します。$\gtrsim2$日のタイムスケールでの地上ベースの光学およびNIR観測は、より多様な結果を制約する上で重要な役割を果たすことができることがわかりました。{\itJamesWebbSpaceTelescope}などの将来の短いGRBフォローアップの取り組みにより、キロノバの検出可能範囲が$z\約1$の赤方偏移に拡大されることが予想されます。
爆発の2。6年前のIb型超新星2019yvrのクールで膨張した前駆体候補
| Title |
A_Cool_and_Inflated_Progenitor_Candidate_for_the_Type_Ib_Supernova_2019yvr_at_2.6_Years_Before_Explosion |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_Maria_R._Drout,_Katie_Auchettl,_Georgios_Dimitriadis,_Ryan_J._Foley,_David_O._Jones,_Lindsay_DeMarchi,_K._Decker_French,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_Wynn_V._Jacobson-Galan,_Raffaella_Margutti,_Anthony_L._Piro,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Armin_Rest,_Cesar_Rojas-Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03206 |
Ib型超新星（SNIb）として爆発の2。6年前に取得されたSN2019yvrに対応する爆発前のハッブル宇宙望遠鏡のイメージングを紹介します。爆発後のGemini-S/GSAOI画像に合わせて、iPTF13bvnに続く2番目のSNIb前駆体候補であるSN2019yvr前駆体システムと一致する単一のソースがあることを示します。爆発前のスピッツァー/IRACイメージングも分析しましたが、SNの場所で対応するものは検出されません。SN2019yvrは非常に赤くなり、そのスペクトルと測光を他の消光の少ないSNeIbのものと比較すると、$E（B-V）=0.51\substack{+0.27が導き出されます。
銀河の拍車の起源：ラジオ/ X線全天図からの新しい洞察
| Title |
Origin_of_Galactic_Spurs:_New_Insight_from_Radio/X-ray_All-sky_Maps |
| Authors |
Jun_Kataoka,_Marino_Yamamoto,_Yuki_Nakamura,_Soichiro_Ito,_Yoshiaki_Sofue,_Yoshiyuki_Inoue,_Takeshi_Nakamori,_Tomonori_Totani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03302 |
この研究では、ラジオとX線の全天図の両方で見られる巨大な銀河の拍車を分析して、それらの起源を明らかにします。2種類の巨大な渦巻銀河について説明します。1つはマップの中心付近で最も明るい拡散放射であり、フェルミバブル（それぞれNPS/SPS、北/南極渦巻銀河）に関連している可能性があり、もう1つは一致する弱い渦巻銀河です。銀河系のローカルスパイラルアーム（LAS、ローカルアームスパー）で位置的に。私たちの分析では、NPSからだけでなくSPSからのX線放射は、対応する電波放射と比較して銀河中心に約5度近いことがわかりました。さらに、LASでは10〜20度の大きなオフセットが観察されます。ただし、それらは異なる物理的起源に起因します。さらに、LASのX線放射の温度はkT〜0.2keVであり、NPSおよびSPSの温度（kT〜0.3keV）よりも系統的に低いが、銀河ハローガスの典型的な温度と一致している。ラジオ/X線オフセットとNPS/SPSX線ガスのわずかに高い温度は、過去の大規模な銀河爆発中のハローガスの衝撃圧縮/加熱によるものであるのに対し、強化されたX線はLASからの放出は、アーム電位でのハローガスの弱い凝縮または衝撃加熱なしの星形成活動が原因である可能性があります。
| Title |
Search_for_Tens_of_MeV_Neutrinos_associated_with_Gamma-Ray_Bursts_in_Super-Kamiokande |
| Authors |
The_Super-Kamiokande_Collaboration,_A._Orii,_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_H._Ito,_J._Kameda,_Y._Kataoka,_Y._Kato,_Y._Kishimoto,_M._Miura,_S._Moriyama,_T._Mochizuki,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_Y._Nakajima,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_G._Pronost,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_R._Wang,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Berguno,_L._Labarga,_Ll._Marti,_B._Zaldivar,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_B._W._Pointon,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_S._Mine,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_P._Weatherly,_K._S._Ganezer,_J._Hill,_J._Y._Kim,_I._T._Lim,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_et_al._(154_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03480 |
スーパーカミオカンデ（SK）検出器を使用して、ガンマ線バースト（GRB）と同時に生成されたニュートリノの探索を行いました。2008年12月から2017年3月の間に、ガンマ線座標ネットワークは、通常のSK操作中に発生した2208個のGRBを記録しました。各GRBの周りのいくつかの時間枠を使用して、同時発生するニュートリノイベントを検索しました。推定されたバックグラウンドを超える統計的に有意なシグナルは検出されませんでした。$\bar\nu_e+p\rightarrowe^{+}+n$の陽電子総エネルギーで8MeVから100MeVの範囲の$\bar\nu_e$フルエンスは、$\rm5.07\未満であることがわかりました。90\％CLのGRBあたり10^5$cm$^{-2}$ニュートリノエネルギーの関数としてのフルエンスの上限も得られた。
| Title |
Estimating_the_Neutrino_Flux_from_Choked_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Michela_Fasano,_Silvia_Celli,_Dafne_Guetta,_Antonio_Capone,_Angela_Zegarelli_and_Irene_Di_Palma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03502 |
等方性ガンマ線バックグラウンドに関するFermi-LATデータからの強い制約は、IceCubeによって観測されたニュートリノがガンマ線観測に隠されているソースから来ている可能性があることを示唆しています。最近文献で議論された可能性は、ニュートリノが星のエンベロープから抜け出せない崩壊する巨大な星のジェットから来るかもしれないということです、そしてこの理由でそれらはチョークジェットとしても知られています。この論文では、これらのソースから予想されるニュートリノフラックスとスペクトルを推定します。すべてのニュートリノ生成チャネルと散乱角を考慮して、p-ガンマ相互作用の詳細な計算を実行します。私たちは、ANTARESやIceCubeとしてのニュートリノ望遠鏡の運用、およびKM3NeTとしての次世代望遠鏡の予想イベント率の予測を提供します。ガンマ線バースト（GRB）エネルギーの10％〜100％が陽子に向けられている場合、局所速度が3〜0.3Gpc^（-3）yr^の場合、チョークされたGRBは観測された天体物理学的ニュートリノフラックスを再現する可能性があることがわかります。（-1）。この速度は、ガンマ線で検出されたGRBの速度と一致しています。
原始的なワイベルの不安定性
インフレーションの終わりと電弱（EW）遷移の間の原始磁場増幅のメカニズムとして、宇宙のインフレーション後の時代におけるベクトル不安定性の開始を研究します。重力に任意に結合された帯電した観客スカラー場の存在を想定しています。この場は、膨張中は真空状態にありますが、重力粒子の生成により、放射優勢に移行した後、非常に励起されます。放射時代の初めに、次の州は流体力学的記述を認めます。特にその高温のため、流体は共形のものと見なすことができます。再加熱中に誘発される大きな量子ゆらぎは統計的ゆらぎになり、それによって過剰電荷と異方性圧力が任意の有限領域で観察されます。これらの条件下では、ワイベルの不安定性が引き起こされ、宇宙の膨張による原始磁場の希釈に反対する可能性があります。効果の大きさは、領域のサイズ、像面湾曲への結合、および流体の緩和時間によって決まります。EW相転移での粒子の地平線以下のスケールの場合、宇宙の再加熱温度とスカラー場の重力への結合が十分に小さければ、ワイベル不安定性は宇宙膨張を克服できることがわかります。
低エネルギー宇宙線のプローブとしての核脱励起線
低エネルギー宇宙線（LECR）は、星間物質のエネルギーバランスに大きく貢献します。それらはまた、ガスの加熱と化学において、そしてその結果として、星形成過程において重要な役割を果たします。伝播が遅く、相対論的でない粒子のエネルギー損失が増大するため、LECRは加速サイトの周囲に集中します。LECRは、核反応を通じて周囲のガスと効果的に相互作用します。これらのプロセスは、加熱やイオン化に比べてエネルギー的に効果が低いですが、LECRに関する独自の情報を運ぶ核脱励起ラインの観点からは非常に重要です。コードTALYSを使用した核反応の数値処理と、LECRの伝播およびエネルギー損失を組み合わせた脱励起ラインの生成に関する結果を示します。
超新星残骸CTB80の殻と一致するガンマ線源
CTB80（G69.0+2.7）は、比較的古い（50〜80kyr）超新星残骸（SNR）であり、複雑な電波形態を持ち、パルサーPSRの位置の近くに3つの拡張電波アームと電波およびX線星雲を示しています。B1951+32。\emph{Fermi}-LATデータを使用してCTB80の領域でのGeV放出の研究について報告します。SNRに関連付けられた赤外線シェルのサイズと一致する1.3$^\circ$のサイズの拡張ソースが発見されました。$\sim20$GeVのエネルギーまで検出されたGeV放出は、以前の観測がSNRショックが周囲の物質と相互作用していることを示唆している北の無線アームの位置でより重要です。ハドロンとレプトンの両方のシナリオで、多波長データをかなりうまく再現できます。必要なハドロン宇宙線のエネルギー密度は、局所的な銀河の値よりもかなり大きく、ガンマ線のレプトン放出は主に制動放射の相互作用によるものです。GeV粒子は、SNRによってトラップまたは加速され、周囲の物質と相互作用するときに観測された高エネルギー放出を生成すると結論付けます。
Palomar Gattini-IRからの、大きく赤くなり、光学的に見落とされた古典的な新星の集団：銀河系の新星率に対する制約
| Title |
A_population_of_heavily_reddened,_optically_missed_classical_novae_from_Palomar_Gattini-IR:_Constraints_on_the_Galactic_nova_rate |
| Authors |
Kishalay_De,_Mansi_M._Kasliwal,_Matthew_J._Hankins,_Jennifer_L._Sokoloski,_Scott_M._Adams,_Michael_C._B._Ashley,_Aliya-Nur_Babul,_Ashot_Bagdasaryan,_Alexander_Delacroix,_Richard_Dekany,_Timothee_Greffe,_David_Hale,_Jacob_E._Jencson,_Viraj_R._Karambelkar,_Ryan_M._Lau,_Ashish_Mahabal,_Daniel_McKenna,_Anna_M._Moore,_Eran_O._Ofek,_Manasi_Sharma,_Roger_M._Smith,_Jamie_Soon,_Roberto_Soria,_Gokul_Srinivasaragavan,_Samaporn_Tinyanont,_Tony_Travouillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04045 |
銀河系の化学進化のモデルを制約し、Ia型超新星の前駆体チャネルを理解する上で極めて重要であるにもかかわらず、天の川の古典的な新星率はほとんど不確実なままです。レートは、一握りの非常に明るい光新星からの外挿または近くの銀河の新星レートに基づいて、以前は$\approx10-300$yr$^{-1}$の範囲で推定されていました。どちらの方法も議論の余地のある仮定の対象となります。全天の光学時間領域調査が登場したとしても、光学新星の総発見率はこれらの推定値よりもはるかに小さいままです（$\upperx5-10$yr$^{-1}$）。ここでは、広視野近赤外時間領域調査であるPalomarGattini-IR（PGIR）の最初の17か月で検出された、分光的に確認された12個の銀河新星の系統サンプルを示します。ダストの消滅に比較的影響を受けない$J$バンド（$\approx1.2$$\mu$m）で動作しているため、PGIRサンプルの消滅分布は大きな消滅値（イベントの$>50$％）に大きく偏っています。$A_V\gtrsim5$magによって隠されています）。銀河の質量と塵の分布に関する最近の推定値を使用して、PGIRサンプルの観測された絶滅分布が塵モデルから予想されるものと釣り合っていることを示します。PGIRの絶滅分布は、以前の光学検索で報告されたものと一致していません（null仮説確率$<0.01$\％）。これは、非常に不明瞭な古典的な新星の大集団が以前の光学検索で見落とされたことを示唆しています。$3\pi$時間領域調査の最初の定量的シミュレーションを実行して、PGIRを使用して銀河の新星率を推定し、$\約46\pm13$yr$^{-1}$の率を導き出します。私たちの結果は、全天の近赤外線時間領域調査が銀河系の新星の個体数を明らかにする準備が整っていることを示唆しています。
パークス、ASKAP、CHIME、およびUTMOSTで検出されたイベントの分散測定値とフルエンスの同時分布を使用して、高速電波バースト（FRB）プロパティを制約します。
| Title |
Constraining_the_Fast_Radio_Burst_(FRB)_properties_using_the_joint_distributions_of_dispersion_measure_and_fluence_of_the_events_detected_at_Parkes,_ASKAP,_CHIME_and_UTMOST |
| Authors |
Siddhartha_Bhattacharyya_and_Somnath_Bharadwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04082 |
すべてFRBが検出されたパークス、ASKAP、CHIME、UTMOST望遠鏡は、それぞれ異なる周波数で動作し、異なる検出基準を持っています。シミュレーションを使用して、4つの望遠鏡すべてからの制約を組み合わせて、FRBソース母集団のモデルパラメーター$（\alpha、\E33）$の許容範囲を特定しました。ここで、$\alpha$はスペクトルインデックスであり、$\E33$は$2128〜2848\にわたる$10^{33}\、{\rmJ}$の単位での平均FRBエネルギーです。FRBレストフレームの{\rmMHz}$バンド。いくつかの異なるFRBエネルギー分布、および散乱パルスの広がり、$z$によるイベントレート密度の変動、およびホスト分散測定のさまざまなシナリオを検討しました。すべての場合において、共通の許可された領域には、$-3.9\leq\alpha\leq-1.3$と$0.42\leq\E33\leq1$の範囲が含まれていることがわかります。いずれの場合も、大きな値$\alpha>4$および$\E33>60$は除外されます。許可された$（\alpha、\E33）$パラメータ範囲を考慮すると、CHIMEが銀河系外分散測定値$（DM_{Ex}）$が$3700\、{\rmpc\、cmを超えるFRBを検出する可能性は低いと予測します。}^{-3}$。CHIMEから予想される大きなFRBサンプルのかなり大きな$DM_{Ex}$は、現在の分析の仮定を改ざんします。私たちの分析は、より多くのFRBデータの出現により、より厳しいパラメーター制約をもたらすことが期待されています。
TiEMPO：地上ベースのサブミリ波天文観測をシミュレートするためのオープンソースの時間依存エンドツーエンドモデル
| Title |
TiEMPO:_Open-source_time-dependent_end-to-end_model_for_simulating_ground-based_submillimeter_astronomical_observations |
| Authors |
Esmee_Huijten,_Yannick_Roelvink,_Stefanie_A._Brackenhoff,_Akio_Taniguchi,_Tom_J.L.C._Bakx,_Kaushal_B._Marthi,_Stan_Zaalberg,_Jochem_J.A._Baselmans,_Kah_Wuy_Chin,_Robert_Huiting,_Kenichi_Karatsu,_Alejandro_Pascual_Laguna,_Yoichi_Tamura,_Tatsuya_Takekoshi,_Stephen_Yates,_Maarten_van_Hoven,_and_Akira_Endo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03213 |
ミリメートル-サブミリ波天文学における次の技術的進歩は、広い瞬間スペクトル帯域幅と広い視野を備えた3Dイメージング分光法です。焦点面機器、望遠鏡、観測戦略、および信号処理ソフトウェアの全体的な最適化により、時間に依存し、周波数が非常に非線形である地球の大気から前景放射を効率的に除去できる必要があります。ここでは、TiEMPO：DESHIMA分光計の後処理最適化のための時間依存エンドツーエンドモデルを紹介します。TiEMPOは、大気の動的モデルと、天文源、望遠鏡、機器、および検出器のパラメーター化されたモデルを利用します。TiEMPOの出力は、空の輝度温度と検出された電力のタイムストリームであり、標準の信号処理ソフトウェアで分析できます。まず、TiEMPOシミュレーションを広帯域DESHIMA分光計による空上測定と比較し、ノイズパワースペクトル密度と感度がよく一致していることを確認します。次に、TiEMPOを使用して、開発中のDESHIMA2.0分光計を使用して、高赤方偏移銀河の輝線スペクトルの検出をシミュレートします。TiEMPOモデルはオープンソースです。そのモジュラーおよびパラメーター化された設計により、ユーザーは、既存および将来の望遠鏡での分光および測光機器のエンドツーエンドのパフォーマンスを設計および最適化するためにそれを適応させることができます。
極低温半導体ボロメータにおける非熱フォノン伝搬のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_athermal_phonon_propagation_in_a_cryogenic_semiconducting_bolometer |
| Authors |
Samantha_Lynn_Stever,_Fran\c{c}ois_Couchot,_Bruno_Maffei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03318 |
複合半導体ボロメータ「Bolo184」のダイヤモンド吸収体における非熱フォノンの伝搬に関する3つのモンテカルロモデルを提示します。$\alpha$粒子による衝撃に対するこのボロメータの応答の以前の測定は、粒子の入射位置への強い依存性を示しており、応答関数の形状は、非熱フォノンの伝播と熱化によって決定されます。現時点での非熱フォノン伝播の具体的なメカニズムは解明されていないため、実験データに見られる統計的特徴を再現することにより、この挙動を調べるための3つのモデルを開発しました。最初の2つのモデルは、平均自由行程$\lambda$によって決定されるフォノンの熱化長さを想定しています。最初のモデルは、フォノンがディスクの境界で熱化することを想定しています（$\lambda$が小さい）。（ディスクのサイズよりも大きい$\lambda$を使用）。3番目のモデルでは、非熱光子が幾何学的な視線（光線光学系と同様）に沿って伝播し、徐々にエネルギーを失います。反射モデルと幾何学的モデルの両方が実験データに見られる特徴を再現しているのに対し、ディスク境界でのフォノン熱化を想定したモデルは非現実的な結果を生み出すことがわかりました。幾何学的モデルではエネルギー吸収の方向性に大きな依存はなく、この薄い結晶ダイヤモンドのスキーマでは、反射吸収法則と幾何学的法則の両方が一貫した結果を生み出します。
マルチオブジェクト分光計に最適なマスクの設計
この論文は、構成可能なスリットユニットを備えた多目的分光計の管理で生じる新しい最適化問題に関するものです。分光器の視野は、隣接する平行な空間バンドに分割され、それぞれが1つの天体を観測するために配置できる2つの反対側のスライド式金属バーに関連付けられています。したがって、マスクと呼ばれるバーの構成内で、複数のオブジェクトを同時に分析できます。天文学者からの需要が高いため、分光器の視野を空に向け、回転させ、マスクに適合するオブジェクトを選択することは、分光計を効率的に使用するための重要な最適化問題です。この論文では、この問題について説明し、回転角が固定されている場合の混合整数線形計画法の定式化、回転角が固定されていない場合の非凸定式化、一般的な問題のヒューリスティックなアプローチについて説明し、実世界およびランダムに生成されたインスタンスの計算結果。
惑星レーダーアプリケーション用のデータ取得システム
ほとんどの惑星レーダーアプリケーションでは、最大20MHzのサンプリングレートで複雑な電圧を記録する必要があります。アレシボ天文台、ゴールドストーンソーラーシステムレーダー、グリーンバンク望遠鏡に設置されているサンプリングシステムの設計と実装について説明します。長年の運用の後、これらのデータ取得システムは何百ものデータセットの取得を可能にし、その多くはまだ公開を待っています。
全体論的アプローチを使用したALMAのデータ処理効率の改善
| Title |
Improving_ALMA's_data_processing_effciency_using_a_holistic_approach |
| Authors |
Theodoros_Nakos,_Harold_Francke,_Kouichiro_Nakanishi,_Dirk_Petry,_Thomas_Stanke,_Catarina_Ubach,_Luciano_Cerrigone,_Erica_Keller,_Alfonso_Trejo,_Junko_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03420 |
アルマ（アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ）は、ミリ波/サブミリ波領域での観測のための世界最大の地上施設です。ALMAの際立った特徴の1つは、天文学コミュニティに提供されるキャリブレーションおよび画像化されたデータ製品の品質保証（QA）に専念する多大な努力です。ALMAデータのデータ処理、レビュー、および配信を担当するデータ管理グループ（DMG）は、ALMA地域センター（ARC）および合同ALMA天文台（JAO）からのデータ削減の約60人の専門家で構成されています。14か国に配布されています。年間3,000を超えるデータセットのスループットを備えているため、データ収集後30日以内にパイプライン対応のデータ製品を提供するという目標を達成することは大きな課題です。このペーパーでは、（a）ALMAでのデータ処理の歴史、（b）チームが抱えていた、または現在直面している課題、（c）オペレーショナルリスクを軽減するための方法論、（d）進行中の最適化イニシアチブ、（e）現在のデータ処理ステータス、（f）これから数サイクルで、JAOの約10のデータリデューサー（DR）のチームが、データセットの約80％を処理およびレビューできるようにするための戦略。サイクルを観察し、最後に、（g）残りのデータセットを処理するためのARCの重要な役割。
共同ALMA天文台（JAO）によるALMAデータの80％の処理、レビュー、および配信に向けて
| Title |
Towards_the_processing,_review,_and_delivery_of_80%_of_the_ALMA_data_by_the_Joint_ALMA_Observatory_(JAO) |
| Authors |
Jorge_F._Garc\'ia_Yus,_Bill_Dent,_Drew_Brisbin,_Chin-Shin_Chang,_Laura_G\'omez,_Theodoros_Nakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03427 |
アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）は、8回の観測サイクルの後、66個のアンテナと2個の相関器を備えた8つの異なる帯域（84〜950GHzの周波数範囲をカバー）で観測できます。現在のサイクル（7）では、ALMAは12mアレイで最大4300時間、AtacamaCompactアレイ（ACA）とTPアレイの7mで3000時間、さらに補足コールで750時間を提供します。顧客の観点（つまり、天文コミュニティ）から見ると、ALMAは統合された製品サービスプロバイダーです。つまり、サービスモードで監視し、取得したデータを処理して配信します。データ管理グループ（DMG）は、ALMAデータの処理、レビュー、および配信を担当し、ALMA地域センター（ARC）および合同ALMA天文台（JAO）からのデータ削減の約60人の専門家で構成されています。14カ国で。納品前に、ALMAデータ製品は徹底的な品質保証（QA）プロセスを経るため、天文学者は大幅な追加のキャリブレーション再処理を必要とせずに科学に取り組むことができます。現在、取得したデータの約90％はALMAパイプライン（いわゆるパイプライン対応データ）で処理され、残りの10％は完全に手動で処理されます。ObservatorytoDMGによって設定されたレベル1の主要なパフォーマンス指標は、パイプライン可能なデータセットの90％（つまり、観測サイクル中に観測されたデータセットの約80％）を、30日以内に処理、レビュー、および配信する必要があることです。データ収集。このホワイトペーパーでは、サイクル7で観察された全データの80％近くを処理するために、JAOが従った方法論について説明します。これは、サイクル4（2016年10月から2017年9月）の約30％に比べて大きな飛躍です。
LHAASO-WCDAの性能と標準光源としてのかに星雲の観測
LHAASO実験の最初の水チェレンコフ検出器（WCDA-1）は、2019年4月から運用されています。最初の10か月のデータは、かに星雲を標準光源として観測することにより、その性能をテストするために分析されました。WCDA-1は、5$\sigma$の統計的しきい値で、年間65mCUの感度を達成します。そうするために、シャワーフットプリントの$コンパクトネス$を10より大きいものとして使用することにより、約1TeVの97.7\％宇宙線バックグラウンド除去率と約6TeVの99.8\％で、約50\％の光子受容が得られます。ガンマ誘導シャワーと宇宙線背景の識別器。角度分解能は、かに星雲を点光源として使用して、1TeVで約0.45$^\circ$を使用し、6TeVを超えると0.2$^\circ$を上回り、ポインティング精度は0.05$^\circ$を上回ります。それらはすべて設計仕様と一致しています。エネルギー分解能は、6TeV付近のガンマ線で33\％です。500GeVから15.8TeVの範囲のかに星雲のスペクトルエネルギー分布が測定され、他のTeVガンマ線観測所の結果と一致しています。
個々の星の確率分布から恒星サンプルの年齢-金属量分布を推定する
| Title |
Estimating_the_age-metallicity_distribution_of_a_stellar_sample_from_the_probability_distributions_of_the_individual_stars |
| Authors |
Christian_L._Sahlholdt,_Lennart_Lindegren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03743 |
天の川の星の種族の年齢分布、つまり星形成の歴史を推定することは、元素の存在量と運動学の傾向の進化を研究するために重要です。以前の研究に基づいて、個々の星の完全な年齢-金属量確率密度関数（PDF）を使用して年齢-金属量分布を推定するためのアルゴリズムを開発しました。基礎となる分布の形状については仮定が行われず、アルゴリズムの唯一の自由パラメーターがスムーズな解を保証するために使用されます。この作業では、既知の金属量を持つ星の等時線フィッティングからの個々の年齢金属量PDFを使用します。この方法は合成サンプルでテストされ、個別に推定された年齢と金属量の分布よりも正確に入力年齢-金属量分布を回復することがわかっています。復元されたサンプルの年齢分布は、最も正確な個々の年齢に制限されている場合でも、個々の年齢の分布よりも常に正確です。ジュネーブ-コペンハーゲン調査の星にこの方法を適用することにより、個々の年齢の分布には見られない、10Gyrの年齢での太陽近傍の星形成履歴の可能な最小値を検出します。この方法は年齢-金属量分布にのみ適用されますが、アルゴリズムはより一般的に説明されており、原則として他のパラメーター空間に適用できます。また、等時線フィッティングからの個々のパラメータ分布に限定されません。つまり、サンプルの年齢分布は、星震学やジャイロクロノロジーなどの他の方法からの個々の年齢PDFに基づいて推定できます。
LiteBIRD中高周波望遠鏡の光学設計
| Title |
The_optical_design_of_the_LiteBIRD_Middle_and_High_Frequency_Telescope |
| Authors |
L._Lamagna,_J.E._Gudmundsson,_H._Imada,_P._Hargrave,_C._Franceschet,_M._De_Petris,_J._Austermann,_S._Bounissou,_F._Columbro,_P._de_Bernardis,_S._Henrot-Versille,_J._Hubmayr,_G._Jaehnig,_R._Keskitalo,_B._Maffei,_S._Masi,_T._Matsumura,_L._Montier,_B._Mot,_F._Noviello,_C._O'Sullivan,_A._Paiella,_G._Pisano,_S._Realini,_A._Ritacco,_G._Savini,_A._Suzuki,_N._Trappe,_B._Winter_(for_the_Litebird_Joint_Study_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03833 |
LiteBIRDは、宇宙マイクロ波背景放射の偏波の測定に専念するJAXAの戦略的Lクラスミッションであり、偏波のBモードパターンで原始重力波の特徴を探します。搭載されている計装には、それぞれ89〜224GHzと166〜448GHzの帯域をカバーする、極低温に冷却された屈折望遠鏡のペアに基づく中周波および高周波望遠鏡（MHFT）が含まれています。ミッションの科学的目標を達成するために必要な高いターゲット感度と注意深い系統的制御を考慮して、2つの屈折望遠鏡の実際の性能に影響を与える可能性のある物理的影響のほとんどをキャプチャすることを目的として光学モデリングと特性評価が実行されます。MHFTの主な機能、その設計ドライバー、およびシステムの最適化と特性評価における主な課題について説明します。光学システムの開発の現状を提供し、光学性能のシミュレーションと検証に関連する活動の現在の計画について説明します。
HERMES超小型衛星ミッション内の将来の宇宙アプリケーションのコンテキストでのGAGG：Ce残光放出の調査に関する要約
| Title |
A_summary_on_an_investigation_of_GAGG:Ce_afterglow_emission_in_the_context_of_future_space_applications_within_the_HERMES_nanosatellite_mission |
| Authors |
G._Dilillo,_R._Campana,_N._Zampa,_F._Fuschino,_G._Pauletta,_I._Rashevskaya,_F._Ambrosino,_M._Baruzzo,_D._Cauz,_D._Cirrincione,_M._Citossi,_G._Della_Casa,_B._Di_Ruzza,_G._Galgoczi,_C._Labanti,_Y._Evangelista,_J._Ripa,_A._Vacchi,_F._Tommasino,_E._Verroi,_F._Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03945 |
GAGG：Ce（セリウムドープガドリニウムアルミニウムガリウムガーネット）は、有望な新しいシンチレータ結晶です。GAGG：Ceは、高い光出力、速い減衰時間、ほとんど存在しない固有のバックグラウンド、堅牢性など、さまざまな興味深い機能により、新しい宇宙ベースのガンマ線検出器のコンポーネントとして興味深い候補となっています。その目新しさの結果として、GAGG：Ceに関する文献は、宇宙ミッションでの適用性に不可欠な点についてまだ不足しています。特に、GAGG：Ceは、異常に高く、長続きする遅延発光を特徴としています。この残光放出は、シンチレータと地球に近い放射線環境の粒子との間の相互作用によって刺激される可能性があります。ノイズに寄与することにより、検出器の性能にある程度影響を与えます。この原稿では、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）ミッションの枠組みで実施された、陽子によるGAGG：Ce結晶の照射キャンペーンの結果を要約します。GAGG：Ceサンプルは、衛星の寿命を表す時間経過である6か月から10年にわたる軌道期間にわたって、赤道および太陽同期低軌道で予想される線量と同等の線量で、70MeVの陽子を照射されました。観測を完全に捉えることができるGAGG：Ce残光放出の新しいモデルを紹介します。結果はHERMES-TP/SPシナリオに適用され、シンチレータと地球に近い放射線環境との相互作用から予想される残光放出による検出器の性能低下の上限推定を目指します。
衛星搭載の高エネルギー検出器の起動バックグラウンドをシミュレートするソフトウェアツールキット
| Title |
A_software_toolkit_to_simulate_activation_background_for_high_energy_detectors_onboard_satellites |
| Authors |
G._Galgoczi,_J._Ripa,_G._Dilillo,_M._Ohno,_R._Campana,_N._Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03946 |
HERMES-SPコラボレーションに代わって、衛星搭載の高エネルギー検出器の起動バックグラウンドをシミュレーションするためのソフトウェアツールキットが提供されます。このフレームワークは、直接モンテカルロ計算と分析計算を採用しているため、直接モンテカルロシミュレーションよりも2桁速く正確に計算できます。フレームワークは、衛星のモデルを簡単に置き換えることができるように開発されました。したがって、フレームワークはさまざまな衛星ミッションに使用できます。例として、HERMESCubeSatのプロトン誘導活性化バックグラウンドが定量化されます。
HERMES-TPおよびHERMES-SPCubeSatミッションに搭載されたペイロードデータ処理ユニット（PDHU）
| Title |
The_Payload_Data_Handling_Unit_(PDHU)_on-board_the_HERMES-TP_and_HERMES-SP_CubeSat_Missions |
| Authors |
A._Guzman,_S._Pliego,_J._Bayer,_Y._Evangelista,_G._La_Rosa,_G._Sottile,_S._Curzel,_R._Campana,_F._Fiore,_F._Fuschino,_A._Colagrossi,_M._Fiorito,_P._Nogara,_R._Piazzolla,_F._Russo,_A._Santangelo,_C._Tenzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03947 |
高エネルギー高速モジュラー衛星アンサンブル（HERMES）の技術的および科学的パスファインダーは、LEO超小型衛星の星座に基づく宇宙搭載ミッションです。これらのCubeSatのペイロードは、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用に設計された小型の検出器で構成されています。このプラットフォームは、ガンマ線バースト（GRB）の科学に影響を与え、重力波（GW）の電磁対応物の検出を強化することを目的としています。この目標は、いくつかのステラジアン、分角精度、および最先端のタイミング精度の視野で達成されます。コンステレーション全体のローカリゼーションパフォーマンスは、コンポーネントの数に比例し、コンポーネント間の平均ベースラインに反比例するため、さらに増加すると予想されます。この論文では、HERMES-TPおよびHERMESSPミッションのペイロードデータ処理ユニット（PDHU）について説明します。PDHUは、ペイロードと衛星バスの間の主要なインターフェイスです。PDHUは、シンチレーション鉱石検波器のオンボード制御と監視も担当しています。TM/TCの設計と個別の動作モードについて説明します。また、PDHUによって実行されるオンボードデータ処理と、それが検出器の出力データに与える影響についても説明します。
見逃した星のケプラー：ガイアDR2を使用したケプラーターゲット選択機能の調査
| Title |
The_Stars_Kepler_Missed:_Investigating_the_Kepler_Target_Selection_Function_Using_Gaia_DR2 |
| Authors |
Linnea_M._Wolniewicz,_Travis_A._Berger,_and_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03190 |
ケプラーミッションは、4年間で200,000を超える星の高精度の測光を取得することにより、太陽系外惑星の科学と恒星の天体物理学に革命をもたらしました。限られた情報を使用してケプラーCCD上の50万個の星のサンプルからすべてのターゲットを選択する必要があったため、ケプラーデータを活用するための重要な情報はその選択機能です。ここでは、ガイアDR2を使用してケプラー選択関数を再構築し、進化の状態、恒星の多重度、および運動学に関して考えられるバイアスを調査します。ケプラーターゲットの選択は、$Kp<14$magより明るい星ではほぼ完了しており、主系列星の選択に効果的であり、観測された星の割合は$14<Kp<16$の間で95％から60％に減少しました。mag。準巨星の観測された割合はわずか10％低いことがわかり、観測のために選択されたかなりの数の準巨星が主系列星であると信じられていたことが確認されました。逆に、低光度の赤色巨星（$R\約3-5R_\odot$、$T_{eff}\約5500$K）に対して強い選択バイアスがあり、$Kp=14$magで90％から低下しています。$Kp=16$magで30％未満になり、ターゲットの選択が矮星と巨星を区別するのに効率的であったことを確認しました。観測された主系列星と観測されていない主系列星のガイア再正規化単位重量誤差（RUWE）値を比較し、$\sim\、5\、\sigma$で上昇した（$>$1.2）RUWE値の違いを見つけます。重要性は、ケプラーのターゲット選択が近いバイナリまたは広いバイナリのいずれかに対してある程度のバイアスを示していることを示唆しています。さらに、ガイア固有運動を使用して、ケプラー選択関数が運動学に関して偏っていないことを示します。
HAWCによって基底レベルで観測された惑星間磁束ロープ
| Title |
Interplanetary_magnetic_flux_rope_observed_at_ground_level_by_HAWC |
| Authors |
S._Akiyama,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_E._Belmont-Moreno,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_P._Colin-Farias,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_C._Espinoza,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._Huntemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_D._Kieda,_G.J._Kunde,_A._Lara,_H._Le\'on_Vargas,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_E._Moreno,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_T._Niembro,_T._Nieves-Chinchilla,_R._Noriega-Papaqui,_E.G._P\'erez-P\'erez,_L._Preisser,_C.D._Rho,_J._Ryan,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_R.W._Springer,_I._Torres,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_and_A._Zepeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03243 |
$\sim$17時間続き、地球上の磁束ロープ（MFR）の通過に関連する銀河宇宙線（GCR）フラックス増強の地上レベルの検出を報告します。MFRは、2016年10月9日のフィラメントの噴火によって引き起こされた遅いコロナ質量放出（CME）に関連していました。噴火中の静かな状態と、地球への惑星間CME輸送中の相互作用の欠如により、関連するMFRその構成を維持し、局所的な背景と比較して強い磁場、低密度、および非常に低い乱流レベルで地球に到達したため、GCRをリダイレクトおよびガイドするための理想的な条件を生成します（$\sim$8〜60GVの剛性範囲）MFRの磁場に沿って。MFR内の重要な負の$B_Z$成分は、地磁気に大きな擾乱と比較的強い地磁気嵐を引き起こしました。ただし、これらの障害は、GCR拡張の背後にある主な要因ではありません。代わりに、主な要因はMFR軸と観測者の漸近方向の間の位置合わせであることがわかりました。
STEREOツイン宇宙船の異なる立体角度によるCORAR技術によるコロナ質量放出の3次元再構成
| Title |
Three-dimensional_Reconstruction_of_Coronal_Mass_Ejections_by_CORAR_Technique_through_Different_Stereoscopic_Angle_of_STEREO_Twin_Spacecraft |
| Authors |
Shaoyu_Lyu,_Yuming_Wang,_Xiaolei_Li,_Jingnan_Guo,_Chuanbing_Wang_and_Quanhao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03276 |
最近、デュアルビュー白色光画像を使用して太陽風の不均一な構造または過渡現象を再構築するための相関支援再構築（CORAR）メソッドを開発しました（Lietal.2020;Lietal.2018）。この方法は、ブロブやコロナ質量放出（CME）などの過渡現象の形態学的および動的特性の研究に役立つことが証明されていますが、再構成の精度は2つの宇宙船間の分離角度によって影響を受ける可能性があります（Lyuetal.2020）。HELCATS（HeliosphericCataloguing、AnalysisandTechniquesService）プロジェクトのHeliosphericImagerCMEJoinCatalog（HIJoinCAT）からのデュアルビューCMEイベントに基づいて、さまざまなSTEREO立体視角度でのCORAR法によるCME再構成の品質を研究します。宇宙船の分離角度が約150{\deg}の場合、ほとんどのCMEイベントを適切に再構築できることがわかります。同一線上の効果を考慮する場合、最適な分離角度は120{\deg}から150{\deg}の間にあるはずです。HELCATSのHeliosphericImagerGeometricalCatalog（HIGeoCAT）に記載されているCME方向と比較すると、CORAR法で取得されたCMEパラメーターは妥当です。ただし、CORARで取得した方向には、経度では子午線面に向かって、緯度では赤道面に向かって偏差があります。これらの偏差を修正するために、実験式が提案されています。この研究は、最近提案されたソーラーリングミッションコンセプトの宇宙船構成の基礎を提供します（Wangetal.2020b）。
太陽フィラメントにおける2階建て構造の噴火前の分裂
| Title |
Pre-eruption_Splitting_of_the_Double-Decker_Structure_in_a_Solar_Filament |
| Authors |
Hanya_Pan,_Rui_Liu,_Tingyu_Gou,_Bernhard_Kliem,_Yingna_Su,_Jun_Chen,_Yuming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03296 |
ソーラーフィラメントはしばしば部分的に噴火します。それらがどのように分裂するかはとらえどころのないままですが、分裂プロセスはフィラメント構造と噴火メカニズムを明らかにする可能性があります。ここでは、明らかに単一のフィラメントの噴火前の分裂と、2012年9月27日のその後の部分的な噴火を調査します。進化は、明確なダイナミクスを持つ3つの段階によって特徴付けられます。準静的段階では、分割は約1.5時間徐々に進行し、上部の枝は毎秒数キロメートルで上昇し、その軸の周りに渦巻く動きを示します。約10分間続く前兆段階では、上部の枝が毎秒数十キロメートルで上昇し、その足元に一対の共役調光領域が発達し始めます。渦巻く動きが混沌として回転すると、上部ブランチの軸が南向きに回転し、同様の方向に伝搬する円弧状のEUVフロントを駆動します。噴火段階では、C3.7クラスの2リボンフレアが発生して上部の枝が噴火しますが、下部の枝は安定しています。上部の枝の足元と下部の枝の足元が十分に離れていることから判断すると、噴火前のフィラメントは、2つの異なる磁束束で構成される2階建て構造を処理し、その形成は段階的な磁束のキャンセルと光球の収束に関連していることを示唆します。極性反転線の周りを流れます。
| Title |
Parallax_Systematics_and_Photocenter_Motions_of_Benchmark_Eclipsing_Binaries_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Keivan_G._Stassun_(1),_Guillermo_Torres_(2)_((1)_Vanderbilt_University,_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03425 |
ガイア衛星によって観測されたさまざまな標準キャンドルの以前の分析では、視差の統計的に有意な系統分類が報告されており、最初のデータリリース（DR1）の$\sim$250$\mu$asから50--80$\mu$asに改善されています。2番目のデータリリース（DR2）で。ここでは、DR1とDR2の視差を評価するために使用したベンチマーク食変光星（EB）の同じサンプルを使用して、ガイアの初期の3番目のデータリリース（EDR3）で新たに報告された視差を調べます。$-37\pm20$$\mu$as（Gaia$-$EB）の平均オフセットが見つかりました。これは、GaiaMissionチームが推奨する修正を適用すると、$-15\pm18$$\mu$asに減少します。ガイア視差のグローバル分類学は明らかに改善されており、明るさが$5\lesssim{G}\lesssim12$、距離が0.03〜3kpcのEBサンプルでは統計的に有意ではなくなりました。また、GaiaEDR3で報告されたRUWE適合度統計は、未解決のコンパニオン（EBサンプルの場合は3次）およびバイナリ自体の光中心運動に非常に敏感であることがわかります。RUWEは、$\lesssim$0.1masまでの光中心運動とほぼ完全に相関しており（$r^2=0.82$）、驚くべきことに、この相関は、1.0〜1.4の名目上の「良好な」RUWE範囲内に完全に存在します。これは、1.0よりわずかに大きいRUWE値でもガイアの未解決のバイナリを示している可能性があり、RUWE値が光中心運動の定量的予測子として機能できることを示唆しています。
TIC 168789840：六重食の六重星系
| Title |
TIC_168789840:_A_Sextuply-Eclipsing_Sextuple_Star_System |
| Authors |
Brian_P._Powell,_Veselin_B._Kostov,_Saul_A._Rappaport,_Tamas_Borkovits,_Petr_Zasche,_Andrei_Tokovinin,_Ethan_Kruse,_David_W._Latham,_Benjamin_T._Montet,_Eric_L._N._Jensen,_Rahul_Jayaraman,_Karen_A._Collins,_Martin_Masek,_Coel_Hellier,_Phil_Evans,_Thiam-Guan_Tan,_Joshua_E._Schlieder,_Guillermo_Torres,_Alan_P._Smale,_Adam_H._Friedman,_Thomas_Barclay,_Robert_Gagliano,_Elisa_V._Quintana,_Thomas_L._Jacobs,_Emily_A._Gilbert,_Martti_H._Kristiansen,_Knicole_D._Colon,_Daryll_M._LaCourse,_Greg_Olmschenk,_Mark_Omohundro,_Jeremy_D._Schnittman,_Hans_M._Schwengeler,_Richard_K._Barry,_Ivan_A._Terentev,_Patricia_Boyd,_Allan_R._Schmitt,_Samuel_N._Quinn,_Andrew_Vanderburg,_Enric_Palle,_James_Armstrong,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Bill_Wohler,_Bernie_Shiao,_Christopher_J._Burke,_Tansu_Daylan,_Joel_Villasenor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03433 |
TESSデータ、TIC168789840、別名TYC7037-89-1、3つの食変光星からなる最初の既知の食変光星システムからの食食六重星系の発見を報告します。ターゲットは、サイクル1の間にセクター4と5で観察され、TESSフルフレーム画像データから光度曲線が抽出されました。以前はWASP調査とASAS-SNでも観察されていました。このシステムは、外側のバイナリサブシステムを備えた内側の4重システムの階層構造にある、重力によって束縛された3つの食変光星で構成されています。追加のパラメータを決定する手段として、いくつかの異なる観測所からの追跡観測が実施されました。このシステムは、内側の4重星と外側の2進星の間に、0。"42の間隔を置いたスペックル干渉法によって解決され、推定外側周期は約2kyrであると推測されました。これは、1。570日と1。306日の周期で2つの食変光星を含む内側の4重星を周回します。恒星パラメータのMCMC分析は、TIC168789840の3つのバイナリが「トリプレット」であることを示しています。これは、各バイナリが他のバイナリと非常に似ているためです。質量、半径、およびテフの。そのまれな組成、構造、および方向の結果として、このオブジェクトは、複数の星系の形成、ダイナミクス、および進化に対する重要な新しい洞察を提供できます。将来の観測により、中間および外部の軌道面はすべて、3つの内側の食変光星の面と整列しています。
太陽半球ヘリシティ規則の起源について：バックグラウンドフィールドにおける磁束濃度の上昇のシミュレーション
| Title |
On_the_origin_of_the_solar_hemispherical_helicity_rules:_Simulations_of_the_rise_of_magnetic_flux_concentrations_in_a_background_field |
| Authors |
Bhishek_Manek_and_Nicholas_Brummell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03472 |
太陽の活動領域と黒点は、太陽内部からの強いトロイダル磁束の出現によって形成されると考えられています。このようなイベントのモデリングは、口語的に「フラックスチューブ」として知られるコンパクトな磁気エンティティのダイナミクスに焦点を当てています。これは、他の方法では無磁場環境に埋め込まれた孤立した磁気構造と見なされることがよくあります。この論文では、そのような理想化された仮定を緩和すると、驚くほど異なるダイナミクスにつながる可能性があることを示します。最初は静止している断熱成層圧縮性流体の大規模な体積充填水平場に埋め込まれたチューブ状のフラックス濃度の上昇を考慮します。前の手紙で、チューブの底のバックグラウンドフィールドと整列したねじれを持つ濃度が反対方向よりも上昇する可能性が高いという予期しない主要な結果を明らかにしました（パラメーターの特定の値に対して）。このバイアスは、太陽のダイナミクスに適用されると、太陽半球ヘリシティ規則（SHHR）として知られる観測と一致する選択規則につながります。ここでは、前の手紙で可能であったよりも詳細にこの選択メカニズムを調べます。シミュレーションを介してパラメーターへの依存性を調査し、バイアスが機能する選択的上昇レジーム（SRR）を示します。シミュレーションのダイナミクスを予測および説明するための理論モデルを提供します。さらに、モンテカルロシミュレーションから合成ヘリシティマップを作成して、SHHR観測を模倣し、ルールで観測された散乱と太陽周期全体でのその変動をメカニズムが説明することを示します。
激変星における白色矮星の光球の存在量：I。SSAurigaeおよびTUMensae
激変星の化学的存在量の研究により、多くの激変星の白い矮星（紫外線放射および吸収線に基づく）の高い窒素対炭素比、および多くの二次変星（赤外線CO吸収の欠如に基づく）の炭素不足の可能性が明らかになりました行）。これらは、白色矮星の表面に付着した物質とドナー自体がCNO処理された物質で汚染されている可能性があることを示しています。この存在量の異常の原因をさらに理解するには、さらなる化学的存在量の研究が必要です。本研究では、アーカイブスペクトルを使用して、極端なSUUMa矮新星TUMenとUGem矮新星SSAurの遠紫外線スペクトル分析を実行します。最近利用可能なDR2ガイア視差を使用してWDの質量と温度を導き出します。HSTSTISスペクトルの分析により、TUMenのWD質量$M_{\rmwd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$が$27,750\pm1000$〜Kで得られます。SSAurのWD質量$M_{\rmwd}\sim0.80\pm0.15$、温度$\sim30,000\pm1000$〜K。ただし、SSAurのFUSEスペクトルの分析では、より高い温度$\sim33,375\pm1875$〜Kが得られ、より高いWD質量$\sim1\pm0.25M_{\odot}$が得られます。FUSEの短波長に存在する2番目の高温発光成分の影響によるものです。最も重要なことは、白色矮星の遠紫外線吸収線に基づいて、両方のシステムが太陽直下の炭素とシリコンの存在量を持っていることを発見したことです。TUMenの場合、CNO処理の証拠である太陽上窒素の存在量もわかります。
マイクロ波ジャイロ共鳴放射によって制約されたコロナ加熱法
| Title |
Coronal_Heating_Law_Constrained_by_Microwave_Gyroresonant_Emission |
| Authors |
Gregory_D._Fleishman,_Sergey_A._Anfinogentov,_Alexey_G._Stupishin,_Alexey_A._Kuznetsov,_and_Gelu_M._Nita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03651 |
なぜ太陽コロナが目に見える太陽表面よりもはるかに熱いのかという疑問は、太陽研究者を依然として困惑させています。コロナ加熱のほとんどの理論は、コロナ磁場と関連する熱構造の間の緊密な結合を含みます。この結合は2つの事実に基づいています：（i）磁場はコロナのエネルギーの主な源であり、（ii）熱伝達は磁場に沿って優先的に発生しますが、磁場全体で抑制されます。ただし、コロナ加熱に関する情報のほとんどは、磁場に明示的に敏感ではないEUVまたは軟X線放射の分析から得られます。この論文では、別の電磁チャネル、つまり太陽黒点に関連するマイクロ波ジャイロ共振放射を採用しています。これは、磁場と熱プラズマの両方に明確に敏感です。コロナ加熱モデルを制約するために、磁場整列流体力学によって規定された熱構造でドレスアップされた磁気スケルトンの非線形力のない磁場再構成を使用します。マイクロ波ジャイロ共鳴放射は、コロナ加熱の詳細に非常に敏感であることを示しています。観測と一致する加熱モデルパラメータを推測します。
CO白色矮星$ + $中間質量/大質量星のバイナリ進化：超新星の可能な合併の起源
| Title |
The_CO_White_Dwarf_$+$_Intermediate_Mass/Massive_Star_Binary_Evolution:_Possible_Merger_Origins_for_Supernovae |
| Authors |
I._Ablimit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03670 |
超新星（SNe）のようなさまざまな一時的なイベントを開始するための重要な経路として、バイナリ恒星進化論が研究されてきました。バイナリの共通外層（CE）、CEの結果、およびCEフェーズ中のSN爆発の条件は不確実ですが、SN爆発はCEフェーズ中にトリガーされる可能性があることが示唆されています。この作業では、いくつかのバイナリ物理モデルを検討することにより、CEフェーズ中のCOWDと非縮退星のコアの融合をSNeの可能な起源として調査するために、炭素/酸素（CO）WDバイナリの形成および進化経路を調査します。COWD+中間質量の通常の星のバイナリの進化は、CEフェーズ中に合併を引き起こし、異なるモデルの下で星周物質と相互作用するタイプIaSNe（SNeIa）をトリガーする可能性があります。CEフェーズ内のCOWDとHeスターのコア間の合併は、他のCE合併イベントと比較してまれです。上記の2つのチャネルは、特定の部分がコア質量$\geq2M_\odot$を組み合わせているため、過発光/超チャンドラセカール質量SNeIaなどの固有のSNeIaを生成する可能性があります。COWD+大質量星（$\geq8M_\odot$）CEイベントのチャネルでは、COWDと大質量星のHeコアとの合併率は（0.85-12.18）$\times10^{-5}{であることがわかります。M_\odot}^{-1}$は、SN2006gyのようなタイプII超高輝度SNeを開始する可能性があり、このシナリオからの遅延時間は34〜120Myrの範囲です。コア合併爆轟モデルに基づく我々の結果は、特有のSNeの観測結果に匹敵します。
太陽極コロナホールにおける明るいプルームスレッドの集団
| Title |
Population_of_Bright_Plume_Threads_in_Solar_Polar_Coronal_Holes |
| Authors |
Zhenghua_Huang,_Quanhao_Zhang,_Lidong_Xia,_Li_Feng,_Hui_Fu,_Weixin_Liu,_Mingzhe_Sun,_Youqian_Qi,_Dayang_Liu,_Qingmin_Zhang,_Bo_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03768 |
コロナホールは、高速太陽風の発生源地域として広く受け入れられています。コロナホールの一般的な構造の1つとして、コロナプルームは発生期の太陽風の起源に寄与する可能性があります。発生期の太陽風に対するコロナプルームの寄与を推定するために、太陽極コロナホール内のそれらの集団を推定する最初の試みを行います。STEREOの双子衛星によって取られた2つの異なる角度から見た観測とモンテカルロシミュレーションの結果を比較することにより、$4\times10^4$arcsec$^2$の領域に根ざした約16-27のプルームを推定します。太陽極小期近くの極コロナホールは、面積の約2〜3.4％を占めます。これらの値に基づいて、発生期の太陽風への冠状プルームの寄与についても議論されています。さらなる調査は、3つ以上の視野角からの観測でより正確な数の冠状プルームを計算できることを示しています。
30ドルで最も重い星の物理学と進化。質量損失、エンベロープの膨張、および変動する恒星の質量の上限
| Title |
Physics_and_evolution_of_the_most_massive_stars_in_30_Dor._Mass_loss,_envelope_inflation,_and_a_variable_upper_stellar_mass_limit |
| Authors |
G\"otz_Gr\"afener |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03837 |
重力波放射の強力な源として最大80Msunとの恒星質量ブラックホールの合併の識別は、最も重い星の物理学への関心の高まりにつながりました。大マゼラン雲（LMC）の30ドルの星形成領域で、このような天体の可能な前駆体の最大のサンプルである、最大300Msunの質量を持つ非常に重い星（VMS）が特定されました。VMSの物理と進化は、主にエディントン限界に近いため、非常に不確実です。この作業では、エディントン限界付近で発生すると考えられる2つの最も重要な影響を調査します。光学的に厚い風による質量損失の増加、および放射状に膨張した恒星エンベロープの形成。LMC金属量でVMSの進化モデルを計算し、30ドルの若い星の種族の集団合成を実行します。強化された質量損失とエンベロープインフレーションが、最も重い星の進化に支配的な影響を与えることがわかります。観測された質量損失特性と関連する表面He濃縮は、新しいモデルによって十分に説明されていますが、観測されたO星の質量損失率は、理論的に予測されたよりもはるかに広い範囲をカバーし、特に低い質量損失率であることがわかります。最年少のオブジェクトのために。また、O型星体制における（回転）表面濃縮はよく理解されていないようです。ヘルツシュプルングラッセル図（HRD）で最も重い星の位置は、質量損失とエンベロープインフレーションの影響を受けます。たとえば、30Dorの発光B超巨星の大部分、および最高の光度でのその欠如は、エンベロープの膨張と質量損失の組み合わせによって説明できます。最後に、30Dorを超える領域で推定される初期恒星質量の上限は、中央のクラスターR136よりも大幅に低く、星の質量の上限が可変であることを示しています。
MSDPからS4IおよびSLEDイメージング分光計への40年の進歩
| Title |
Four_decades_of_advances_from_MSDP_to_S4I_and_SLED_imaging_spectrometers |
| Authors |
P._Mein,_J.-M._Malherbe,_P._Rudawy,_K.J.H._Phillips,_F.P._Keenan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03918 |
マルチチャネルサブトラクティブダブルパス（MSDP）は、イメージング分光法であり、2D視野全体で高い空間および時間分解能でスペクトル線プロファイルを観察できます。1977年以来、さまざまな分光器（Meudon、PicduMidi、ドイツの真空塔望遠鏡、THEMIS、Wroc{\l}aw）で集中的に使用されています。以前の開発を要約し、Meudonで開発され、より高いスペクトル分解能とチャネル数の増加を備えた新しい設計の機能について説明します。新しい高速偏光測定と組み合わせることができる、太陽計装用スライサーによるスペクトルサンプリング（S4I）分析。この新世代のMSDP技術は、大型望遠鏡によく適合しています。また、禁止された鉄の線で観察された冠状動脈ループの動的研究に特化した、機器の派生コンパクトバージョンであるソーラーラインエミッションドップラーメーター（SLED）の目標とプロミネンスも提示されています。皆既日食を観測するために、そしてプロミネンスとコロナ観測のためにそれぞれWroc{\l}awとLomnickyピークコロナグラフに展開するために設計されています。
直接検出と宇宙/実験室の制約によるダークフォトンメディエーターを備えたGeVスケールの非弾性暗黒物質
| Title |
GeV_Scale_Inelastic_Dark_Matter_with_Dark_Photon_Mediator_via_Direct_Detection_and_Cosmological/Laboratory_Constraints |
| Authors |
Hong-Jian_He,_Yu-Chen_Wang,_Jiaming_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05891 |
スカラーまたはフェルミ粒子のいずれかであるGeVスケールの非弾性暗黒物質（DM）の新しい候補を提案します。DMと右巻きの最初のファミリーフェルミ粒子の両方が、暗い$U（1）_X$ゲージグループの相互作用に加わります。私たちの構造は非常にテスト可能であり、重要な実験的制約を受けます。XENON1T実験では電子、XENON1T、CRESST-III、CDEX-1B、DarkSide-50実験では核子による光DMの散乱率を調べます。電子反跳検出を介して最近のXENON1T異常を解決します。電子反跳と核子反跳（ミグダル効果を含む）の両方からのXENON1T制約を組み合わせて、非弾性DM質量$\lesssim\！1\、$GeVを予測します。さらに、DMの熱的残存粒子、より重いDMコンポーネントの寿命、衝突型加速器の検索、および電弱精度テストによって限界を分析します。これにより、GeVスケールの非弾性DMの実行可能なパラメーター空間を特定します。
核飽和密度付近の中性子に富む物質の状態方程式に敏感な実験室実験は、地上実験を天文観測に接続する「密度ラダー」の最初のラングを提供します。これに関連して、208Pb（Rskin）の中性子スキンの厚さは、対称エネルギーの密度依存性に対する最も厳しい実験室の制約を提供します。次に、Rskinの最もクリーンで最も正確な値が、PREXコラボレーションによって最近報告されました。Rskinと対称エネルギー（L）の傾きの間の強い相関関係を利用して、L=（109.56+/-36.41）MeVの値を報告します。これは、理論的アプローチと実験的測定の両方に基づいて、電流制限を体系的に過大評価します。いくつかの重要な中性子星観測量に対するそのような堅い対称エネルギーの影響も調べられます。
Ellisワームホールの測定基準では、流体力学の特性と線形音波の特性を研究します。一般相対論的な方法でエネルギーと運動量の方程式と連続の方程式を暗示することにより、流れのダイナミクスを調べ、比較的単純なケースであるラジアルフローの対応する方程式を解きます。線形音波を研究するために、前述の物理システムを支配する方程式が線形化されて解かれ、興味深い特性が見つかります。
星の電気的に中立でない基底状態
電気的に中性でない星の非相対論的基底状態を概算するために、Krivoruchenko、Nadyozhin、およびYudinによって、正確に解けるモデルが最近導入され、部分的に解かれました。このモデルは、インデックス$n=1$のポリトロープガス球のよく知られたレーンエムデン方程式を2流体設定に一般化します。ここでは、その完全なソリューションを単純な初等関数の観点から示しています。また、2流体以上の設定に一般化され、正確に解けるようになります。核の数が与えられると、最大の負に帯電した溶液と最大の正に帯電した溶液が存在し、さらにこれらの両極端の間を補間する連続的な溶液のファミリーが存在することが示されています。数値比較は、この正確に解けるモデルが、近似することになっているより物理的なモデルの定性的な動作をキャプチャすることを示しています。さらに、それは質問に正しく答えます：星はどれほど中立でないことができますか？答えは、光速$c$とプランク量子$h$とは無関係です。それは、過剰電荷の限界がライスナー-ワイル-ノルドストロームブラックホールの電荷の限界と互換性があるという意味で、ペンローズの弱い宇宙検閲仮説を支持します。
| Title |
An_intuitive_parametric_model_for_3D_compressible_hydrodynamical_and_MHD_turbulence |
| Authors |
J.-B._Durrive,_K._Ferri\`ere,_P._Lesaffre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03447 |
三次元非圧縮性乱流の解析モデルが流体力学コミュニティに最近導入されました。これは、わずかなパラメータで、実験的および数値的乱流の多くの特性、特に間欠性（非ガウス性）、エネルギーカスケード（歪度）、および渦度を共有します。アライメントプロパティ。天体物理環境のモデリングを考慮して、Chevillardetal。の3次元乱流速度場モデルを圧縮性流体に拡張する方法を紹介します。（2010）、およびDurriveetal。の3つの3D乱流磁場モデル。（2020）、乗法カオスの概念に基づく同じ手順に従います。私たちのモデルは、数値シミュレーションを補完するツールを提供します。これにより、非常に迅速にかなり現実的な速度場と磁場を生成でき、その統計は直感的なパラメーターで制御できます。したがって、私たちのモデルは、天体物理学の観測者にとっても有用なツールを提供します。最後に、おそらくモデル自体よりも、最も重要なのはまさに手順です。私たちのモデルは、直感的で物理的に動機付けられたステップで徐々に構築されるという意味でモジュール式であるため、さらに多くの改善が必要です。。
ブラックホールのスカラー化は最近広く研究されていますが、特に急速に回転する領域では、このプロセスのダイナミクスを理解する方向でほとんど行われていません。本論文では、時空計量の逆反応を無視しながら、スカラー場の非線形ダイナミクスを考慮することにより、この問題に正確に焦点を当てます。このアプローチは、さまざまなシナリオで良好な結果をもたらすことが証明されており、特に分岐点に近い非回転ブラックホールの精度を明示的に示しています。スカラー場の指数関数的成長とそれに続く平衡構成への飽和まで、小さな初期摂動からブラックホールの進化を追跡しました。予想通り、放出された信号とブラックホールをスカラー化するのに必要な時間は初期摂動に依存しますが、到達する最終的な定常状態は初期データに依存しません。
多様なガンマ線バーストの発生の背後にある可能性のある天体物理学的原因を探すために、クラスター分析を実行して、従来の短いバーストと長いバースト以外の中間グループを発見する均質なグループを見つけます。しかし、ごく最近、3つ以上（つまり5つ）のグループが存在する可能性を示す研究はほとんどありません。したがって、この論文では、ファジークラスタリングを最終的な「バーストおよび過渡ソース実験」カタログからのガンマ線バーストで実行して、これらの新しいグループの重要性をクロスチェックします。ファジークラスターのメンバーシップに基づいた個々のバーストに関する綿密な調査により、以前はよく知られていた3つのグループが、新しく見つかった5つのグループに対して確認されます。
AstroCampプロジェクト
この寄稿では、2012年に作成され、CentrodeAstrof\'{\i}sicadaによって組織された、天文学と物理学の分野における国際的な学術的卓越性プログラムであるAstroCampの概念、主要な構造と目標、およびいくつかの強調された成果について説明します。ポルト大学（CAUP）は、パレーデスデクーラ自治体およびいくつかの国内および国際的なパートナーと協力しています。
重力波を検出するための興味深い提案には、ボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）の量子計測が含まれます。周波数が入ってくる連続重力波の周波数と一致するBECトラップの強制変調を検討します。トラップ変調はBECにパラメトリック共振を誘発し、それが重力波に対するBECの感度を高めます。このようなBEC検出器は、音速、凝縮液のサイズ、フォノンの周波数に応じた感度で、周波数が数桁にわたる重力波を検出するために使用できる可能性があることがわかりました。可能なBEC実験の概要を説明し、現在の技術的限界について説明します。また、潜在的なノイズ源と、そのような検出器が実現可能になるために必要なものについてもコメントします。
$ \ Delta $-混合中性子星：スピノーダル不安定性とdUrcaプロセス
核物質の共変密度汎関数理論の中で、$\Delta$が混合されたコンパクト星の状態方程式を構築します。実験データが不足しているため、$\Delta（1232）$共鳴状態と核物質との相互作用の不確実性は、スカラーおよびベクトルメソニックフィールドへの結合定数を変化させることによって説明されます。原子核物理学の実験と天体物理学の観測によって許容されるパラメータ空間の広い範囲にわたって、低温触媒星状物質は、有限温度でも持続し、ニュートリノの$\beta$-平衡から外れる一次相転移を示すことがわかります。透明な問題。外核のこのような相転移を特徴とするコンパクト星は、半径が小さく、暗黙のうちに潮汐変形性を持っています。パラメータ空間は、同時に$\Delta$が混合されたコンパクト星が最大質量の天体物理学的制約に従い、他の方法では禁止されているdUrcaプロセスを可能にする場所で識別されます。
トップヘビー二重拡散ダイナモモデルにおける地磁気の類似性と双極子-多極子遷移
| Title |
Geomagnetic_semblance_and_dipolar-multipolar_transition_in_top-heavy_double-diffusive_geodynamo_models |
| Authors |
Th\'eo_Tassin,_Thomas_Gastine_and_Alexandre_Fournier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03879 |
地球の液体外核の対流は、熱的および化学的密度の摂動によって引き起こされると予想されます。これまでに発表されたジオダイナモモデルの大部分では、2つの浮力源の違いは無視されています。この研究の主な目的は、3次元グローバルジオダイナモモデルを使用して、磁場生成に対する二重拡散対流の影響を調べることです。ここでは、熱的および組成的バックグラウンド勾配の両方が不安定になっている「トップヘビー」レジームに焦点を当てます。浮力源のさまざまな分別にまたがる79の数値ダイナモモデルを計算します。線形固有値ソルバーを使用して、対流の開始が2番目の浮力源の追加によって促進されることを示します。臨界開始モードは、共密度形式で観測された古典的な熱ロスビー波に似ています。定格パラメータを使用して、モデル磁場と地磁気の形態学的類似性を定量化することにより、対流入力電力の任意の分割について良好な一致が得られることを示します。次に、双極子ダイナモと多極子ダイナモの間の遷移が浮力強制の性質に強く依存することを示します。代わりに、作業中の力のバランスのスケール依存分析により、熱と組成の浮力の間の入力電力の分布とは無関係に、支配的な対流の長さスケールでの慣性とローレンツ力の比が0.5に達すると双極子破壊が発生することが明らかになります。統合された運動エネルギーと磁気エネルギーの比率$E_k/E_m$は、この力の比率の妥当な代用であるように見えます。地球のコアに$E_k/E_m\upperx10^{-4}-10^{-3}$があることを考えると、ジオダイナモはこの遷移から遠く離れて動作するはずです。したがって、地磁気逆転の発生が、地球のコアにおける慣性力の振幅の劇的で時間的な変化に関連している可能性は低いように思われます。
現象論的に実行可能な$ F（R、{\ cal G}）$理論のクラスでの宇宙定数の問題の回避
| Title |
Avoiding_the_cosmological_constant_issue_in_a_class_of_phenomenologically_viable_$F(R,{\cal_G})$_theories |
| Authors |
Israel_Quiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.03998 |
この論文では、宇宙定数の問題を回避することができる現象論的に実行可能な$F（R、{\calG}）$理論のクラスを調査します。ゴーストや他の種類の不安定性の問題がないことが最も重要ですが、安定した真空解としての平坦な空間を含む、有効な（低曲率）宇宙定数の消失などの他の合理的な要件も実行可能なモデルに課せられます。これらは、次の優れた機能のおかげで宇宙定数の問題がありません。ド・ジッター空間は漸近的な宇宙ダイナミクスのアトラクターであり、結果として得られる一定のハッブル率は、真空のエネルギー密度と低曲率効果の両方とは無関係です。宇宙定数。
| Title |
Quark_matter_contribution_to_the_heat_capacity_of_magnetized_neutron_stars |
| Authors |
E._J._Ferrer,_V._de_la_Incera_and_P._Sanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04032 |
この論文では、高密度クォーク物質の磁気二重キラル密度波（MDCDW）相の熱容量を見つけ、それを使用して、中性子星コアに対するこの相の実現可能性を調査します。MDCDWは、クォーク物質の空間的に不均一な相であり、キラル対称相およびカラーフレーバーロック超伝導相よりも中間密度で有利であることが知られています。我々の結果を、一時的に降着する中性子星の観測から確立されたコア熱容量の下限と比較することにより、MDCDWクォーク物質で作られたコアの熱容量がその下限をはるかに超えているため、除外できないことを示します。この結果は、MDCDWクォーク物質で作られた中性子星コアの実行可能性を強化するのに役立った豊富な補完的調査に追加されます。完全を期すために、低密度、高密度、中密度での主要な中性子星成分の熱容量への寄与を確認します。
高次元宇宙論におけるR \ 'enyiホログラフィックダークエネルギー
| Title |
R\'_enyi_Holographic_Dark_Energy_in_Higher_Dimension_Cosmology |
| Authors |
Arindam_Saha,_Souvik_Ghose,_Anirban_Chanda,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04060 |
R\'enyiホログラフィックダークエネルギー（RHDE）の対応は、高次元の宇宙論、つまりカルツァクライン（KK）宇宙論で議論されています。ここでは、相互作用する宇宙論的シナリオと相互作用しない宇宙論的シナリオの両方を検討します。宇宙の遅い時間の加速に対応するために相互作用を必要とする4$D$の標準的なホログラフィックダークエネルギーモデルとは異なり、相互作用しないモデルは自然に遅い加速された宇宙につながることがわかります。相互作用するモデルは、減速パラメータの推定現在値を達成できなかったとしても、遅い時間に加速宇宙を生成します。さまざまな宇宙論的に関連するパラメータの進化が推定されています。ここでは、最近の宇宙論的観測に照らしてより好まれている非相互作用モデルを研究するために、2つの診断テスト、つまり状態ファインダーと$Om$診断を検討します。宇宙論モデルの古典的安定性についても議論されています
