最適ホモトピー摂動法による光度距離の計算
| Title |
Computing_the_luminosity_distance_via_optimal_homotopy_perturbation_method |
| Authors |
Bo_Yu,_Zi-Hua_Wang,_De-Zi_Liu_and_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04110 |
Shchigolevのホモトピー摂動法に基づく宇宙定数を用いて、平坦な宇宙の光度距離を計算するための新しいアルゴリズムを提案します。このアルゴリズムでは、Shchigolevのホモトピーにおける初期値の選択の恣意性を防ぐために最適化のアイデアが適用されます。いくつかの既存の数値手法と比較して、数値シミュレーションの結果は、私たちのアルゴリズムが光度距離を計算するための非常に有望で強力な手法であることを示しています。これは、特定の{\Omega_m}の計算精度、計算効率、および堅牢性に明らかな利点があります。
速度から推定された宇宙論的パラメータの精度の評価-シミュレーションによる密度比較
| Title |
Assessing_the_accuracy_of_cosmological_parameters_estimated_from_velocity_--_density_comparisons_via_simulations |
| Authors |
Amber_M._Hollinger_and_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04120 |
宇宙論的パラメーターの組み合わせfsigma_8を測定するための有望な方法は、観測された固有速度を、摂動論を使用して銀河密度場から予測された固有速度と比較することです。この方法の精度と精度を定量化するために、N体シミュレーションと半解析的銀河形成モデルを使用します。具体的には、密度場に適用される最適な平滑化長さ、密度場のトレーサーとしての暗黒物質ハローまたは銀河の使用、ハロー質量推定値または恒星におけるノイズの影響など、多くの技術的側面を調べます。対ハロー質量関係、および有限の調査量の影響。4Mpc/hのガウス平滑化の場合、この方法には5％のレベルの小さな系統的バイアスしかないことがわかります。宇宙分散は、現在のredshiftデータセットのボリュームにより、5％レベルで現在の測定に影響を与えます。
アクシオンミニハロのシミュレーション
強いCP問題の解決策として動機付けられたアクシオンも、実行可能な暗黒物質の候補です。N体シミュレーションを使用して、ホワイトノイズ密度の変動から下部構造の形成を研究します。リラックスしたアクシオンミニハロの密度プロファイルは、Navarro-Frenk-Whiteプロファイルで表すことができ、ミニハロの濃度数は、単純で物理的に動機付けられたモデルとよく一致しています。シミュレーションからの質量関数に適合する半解析式を開発します。これは、さまざまな赤方偏移で広く一致し、従来のハロー質量関数とは2レベルの係数でのみ異なります。この分析的な質量関数により、インフレ後のアクシオンシナリオの不確実性を考慮し、高赤方偏移シミュレーションの結果を現在に外挿することができます。私たちの研究は、宇宙論的マイクロレンズコースティクスとパルサータイミングへの影響を予測するために必要な、現在のアクシオン下部構造の存在量を推定しています。私たちの計算は、パルサータイミングとマイクロレンズプローブが最近の感度予測に到達できる場合、アクシオンストリングに関連する不確実性を考慮しても、それらはインフレーション後のアクシオン暗黒物質シナリオに敏感である可能性があることを示唆しています。パルサータイミングの場合、最も重要な注意点は、アクシオンミニハロが星によって破壊されているかどうかです。これは、最も関連性の高い質量でやや重要であると私たちの推定が示しています。最後に、私たちの重力シミュレーションはスケール不変であるため、結果は、暗黒物質が他のアクシオンのような粒子や原始ブラックホールのクラスターでさえ構成されているモデルに拡張できます。
クラスターの積み重ねられたSunyaev-Zel'dovichプロファイルの衝撃I：300のシミュレーションによる分析
| Title |
Shocks_in_the_Stacked_Sunyaev-Zel'dovich_Profiles_of_Clusters_I:_Analysis_with_the_Three_Hundred_Simulations |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Susmita_Adhikari,_Jes\'us_Vega-Ferrero,_Weiguang_Cui,_Chihway_Chang,_Bhuvnesh_Jain,_Alexander_Knebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04179 |
巨大な銀河団の重力ポテンシャル井戸に落下するガスは、銀河団ガス（ICM）の一部になるまでの過程で1つ以上の衝撃を受けると予想されます。これらの衝撃は、ICMの熱力学的特性を設定するために重要であり、したがって、X線放射やスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果などのクラスター観測量に影響を与える可能性があります。銀河団の平均熱SZプロファイルでクラスターショックからの信号を検出する可能性を調査します。ThreeHundredProjectの大規模クラスターのズームイン流体力学シミュレーションを使用して、クラスターSZプロファイルが$R/R_{200m}$の関数としてスタックされている場合、衝撃によって誘発された特徴が平均化されたSZプロファイルに現れることを示します。これらの特徴は、銀河団のSZプロファイルの標準的なフィッティング式では考慮されていません。衝撃の特徴は、進行中および将来のSZ調査からのクラスターのサンプルで検出可能である必要があることを示します。また、これらの機能の場所がクラスターの降着率、およびクラスターのスプラッシュバック半径の場所と相関していることも示しています。SPT-3g、AdvACT、SimonsObservatory、CMB-S4など、ガスショックを含む現在および将来の調査の分析により、ガスと質量の両方で、巨大なハローの周辺の特性とダイナミクスを新たに把握できるようになります。
クインテセンスの再構築
宇宙論的データから直接暗黒エネルギーの真髄モデルの有効場の理論に基づく再構成を提示します。現在の宇宙論的データは、スカラー場ポテンシャルの振る舞いについての仮定なしに、赤方偏移$z\in[0,1.5]$のいくつかの典型的なモデル特性をテストするのに十分な拘束力を持っていることを示します。宇宙マイクロ波背景放射、超新星距離、銀河のクラスター化とレンズ効果の測定を使用して、ダークエネルギーの状態方程式、スワンプランド推測、スカラー場の再構築ポテンシャルの形状、およびその位相空間の構造の進化を制約します。。標準宇宙論モデルは依然としてデータに支持されており、典型的なモデル内では、その拡張履歴からの偏差は、$z=1.5$未満の赤方偏移で95％の信頼度で10％レベルを下回ることになります。
確率的赤方偏移推定から赤方偏移分布を取得しない方法：どのような条件下で、photo-z
PDFを積み重ねて赤方偏移分布N（z）を推定することが不適切ではありませんか？
| Title |
How_not_to_obtain_the_redshift_distribution_from_probabilistic_redshift_estimates:_Under_what_conditions_is_it_not_inappropriate_to_estimate_the_redshift_distribution_N(z)_by_stacking_photo-z_PDFs? |
| Authors |
Alex_I._Malz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04675 |
現在および今後の測光銀河調査の科学的影響は、多数のかすかな銀河の赤方偏移推定値を取得する能力に左右されます。分光的に確認された赤方偏移がない場合、広帯域の測光赤方偏移点推定（photo-$z$s）は、重要な不確実性をカプセル化するphoto-$z$確率密度関数（PDF）に取って代わられました。宇宙論の弱い重力レンズ効果の研究における写真$z$PDFの最初のアプリケーションは、確率の法則に違反する計算上単純なスタッキング手法を採用することにより、赤方偏移分布関数$\mathcal{N}（z）$を取得しました。これに応えて、「写真のカタログから赤方偏移分布関数$\mathcal{N}（z）$を取得する正しい方法は何ですか？」という質問に答えるために、さまざまな複雑さの数学的に自己無撞着なモデルが提案されました。$z$PDF？」この手紙は、そのようなモデルのより一般的な表現の対偶に対処することによって、そのような原理的な方法の採用を動機付けることを目的とし、「従来のスタッキング方法はどのような条件下で真の赤方偏移分布関数$\mathcal{N}（z）$？」厳密な数学的環境にスタッキングを配置することにより、そのような2つの条件を識別します。完全に有益なデータと完全に有益な事前情報の条件です。問題の条件が過去にわずかに違反されただけだったので、スタッキングは長い間天文学コミュニティでその足場を維持してきました。しかし、これらの条件は、将来の銀河調査によって強く違反されるでしょう。したがって、観測的宇宙論を進歩させるためには、数学的にサポートされている方法を優先して、スタッキングを放棄する必要があると結論付けます。
観測されたホットジュピターの多くは、大気からの流出の影響を受けます。数値シミュレーションは、大気から逃げる物質が惑星の軌道の外に蓄積し、トーラスを形成する可能性があることを示しています。数10^8年で、トーラスの質量は、惑星に重大な重力効果を及ぼすのに十分な大きさになる可能性があります。質量の蓄積は、それ自体が星の活動によって妨げられ、トーラス物質の光蒸発につながります。原始惑星系円盤がすでに消えた時代の惑星の移動におけるこれらの要因や他の要因の役割を探ります。例としてHD209458システムを使用して、トーラスとの重力相互作用が、軌道>=0.3AUから始まる観測可能な位置への惑星の移動の可能性につながることを示します。
| Title |
A_Bayesian_neural_network_predicts_the_dissolution_of_compact_planetary_systems |
| Authors |
Miles_Cranmer,_Daniel_Tamayo,_Hanno_Rein,_Peter_Battaglia,_Samuel_Hadden,_Philip_J._Armitage,_Shirley_Ho,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04117 |
300年以上の努力にもかかわらず、一般的な惑星の構成がいつ不安定になるかを予測するための解決策は存在しません。コンパクトシステムでこの問題を推進するために、ディープラーニングアーキテクチャを紹介します。この分野の現在の機械学習アルゴリズムは、科学者が導出した不安定性メトリックに依存していますが、新しい手法は、ダイナミクス理論に触発された新しい内部構造によって可能になる独自のメトリックをゼロから学習します。私たちのベイジアンニューラルネットワークモデルは、3つ以上の惑星を持つコンパクトな惑星系が不安定になるかどうかだけでなく、いつ不安定になるかを正確に予測できます。生の軌道要素の短いN体時系列から直接トレーニングされたモデルは、分析推定量よりも不安定時間の予測において2桁以上正確であると同時に、既存の機械学習アルゴリズムのバイアスを3分の1近く削減します。。コンパクトな共振および近共振の3惑星構成でトレーニングされているにもかかわらず、モデルは非共振構成とより高い多重度構成の両方への堅牢な一般化を示しています。後者の場合、モデルよりも優れたパフォーマンスがその特定の統合セットに適合します。このモデルは、数値積分器よりも最大5桁速く不安定性の推定値を計算し、以前の取り組みとは異なり、予測に信頼区間を提供します。私たちの推論モデルは、オープンソースのトレーニングコードとともにSPOCKパッケージで公開されています。
ディスクからイオン化風へのダストの供給のモデリング
原始惑星系円盤の風の塵を取り除くために必要な最初のステップは、円盤から風への塵の供給です。イオン化された風の場合、ディスクと風は、ガスの密度と温度が1桁以上変化する狭いイオン化フロントによってはっきりと描かれます。ディスク乱流の存在下でイオン化フロントを横切るダストの輸送をモデル化できる新しい方法を使用して、ダスト供給の問題を再検討します。私たちの結果は、風への塵の供給は、乱流拡散ではなく、質量損失によって引き起こされたディスクを通る垂直ガス流によって決定されることを示しています（乱流が強い場合、つまり$\alpha\gtrsim0.01$の場合を除く）。これらの結果を使用して、風に送ることができる粒子の最大サイズと、風からの単位面積あたりの局所的な質量損失率との間の単純な関係を提供します。この関係は、風の物理的な起源とは無関係であり、EUVまたはX線駆動の風の0.01〜$1\、\mum$の範囲の一般的なサイズを予測します。これらの値は、風が穀物を運び去ることができるかどうかだけを考慮した場合に得られる値よりも10ドル小さい係数です。
星形成領域における遠紫外線および極紫外線放射場とその結果としての円盤破壊
| Title |
Far_and_extreme_ultraviolet_radiation_fields_and_consequent_disc_destruction_in_star-forming_regions |
| Authors |
Richard_J._Parker_(1),_Rhana_B._Nicholson_(1)_and_Hayley_L._Alcock_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04130 |
惑星形成の最初の段階は通常、ホスト星がまだ（比較的）密な星形成領域にあるときに発生します。そこでは、外部環境の影響が惑星形成プロセスの結果を理解するために重要である可能性があります。特に、大質量の星を含む星形成領域には、強い遠紫外線（FUV）と極紫外線（EUV）の放射場があり、光蒸発によって原始惑星系円盤から質量損失を引き起こす可能性があります。この論文では、初期条件の範囲で星形成領域のN体シミュレーションで予想されるFUVおよびEUVフィールドのパラメータ空間研究を提示します。次に、最近公開されたモデルを使用して、原始惑星系円盤からの光蒸発による質量損失を決定します。特に、星形成領域における初期の空間構造の程度と初期のビリアル比、および初期の恒星密度の変化の影響に焦点を当てています。星形成領域のFUV場は、その領域の星密度が銀河系の場と同じくらい低い場合でも、中間質量で巨大な星が存在するため、星間物質よりもはるかに高いことがわかります（>5Msun）。これらの強い放射場は、1Myr以内の原始惑星系円盤のガス成分の破壊につながります。これは、ガスの巨大惑星が非常に急速に形成されるか（<1Myr）、またはトーラスのような星形成領域でのみ形成されることを意味します。中間質量や大質量の星はありません。後者のシナリオは、太陽とその原始惑星系円盤が巨大な星のすぐ近くで生まれたことを示唆する太陽系からの隕石の証拠と直接的な緊張関係にあります。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡でM矮星を周回する通過する地球のような太陽系外惑星の大気の特徴づけ
| Title |
Characterizing_Atmospheres_of_Transiting_Earth-like_Exoplanets_Orbiting_M_Dwarfs_with_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Megan_Gialluca_and_Tyler_Robinson_and_Sarah_Rugheimer_and_Fabian_Wunderlich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04139 |
最近、いくつかの近くのM矮星の周りで、多数の通過する、潜在的に居住可能な地球サイズの太陽系外惑星が検出されました。これらの世界は、次のNASAJamesWebbSpaceTelescopeの大気特性評価の重要なターゲットを表しています。太陽系外惑星の特性評価に利用できる時間が限られていることを考えると、クールな星を周回する潜在的に地球のような世界の大気成分を検出しようとするとき、最初にJWSTの機能と制限を理解することが非常に重要です。ここでは、M矮星ホストのグリッドを周回する地球のような惑星の結合された気候化学大気モデルを探索します。新しく開発および検証されたJWST機器モデル（JWST太陽系外惑星トランジットシミュレーター（JETS））を使用して、さまざまな関連機器および観測モードの主要な生命存在指標および居住性指標ガス種の検出可能性を調査します。スペクトル分解された検出シナリオ、および特定の種のスペクトル影響が機器/モードの全範囲にわたって統合されている場合が考慮され、観察可能なスペクトル範囲全体にわたって得られた情報を考慮することの重要性を強調するのに役立ちます。機器/モードのスペクトル範囲全体を考慮すると、信号対雑音比5でのメタン、二酸化炭素、酸素、および水の検出は、雲のない地球の数十（またはそれ以下）のトランジットの観測で達成できます。最大10〜15pcのシステム距離で中期から後期型のM矮星を周回する世界のように。以前の結果と比較した場合、ガス種の検出に必要な曝露時間は、種のスペクトルへの影響を定量化するためのアプローチと、基礎となる光化学モデルの仮定に依存します。したがって、JWSTによる大気の存在量の制約は、たとえ上限であっても、陸域の大気化学の理解を深める可能性があります。
2013年と2017年の出現における2P /エンケ彗星：I。イメージング測光とロングスリット分光法
| Title |
Comet_2P/Encke_in_apparitions_of_2013_and_2017:_I._Imaging_photometry_and_long-slit_spectroscopy |
| Authors |
Vera_Rosenbush,_Oleksandra_Ivanova,_Valerii_Kleshchonok,_Nikolai_Kiselev,_Viktor_Afanasiev,_Olena_Shubina,_Dmitry_Petrov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04172 |
2013年11月4日、地動説距離0.56au、地動説距離0.65au、位相角109.2度、1.05au、1.34au、およびエンケ彗星の2P/Encke彗星の測光およびロングスリット分光観測の結果を示します。2017年1月23日46.8度。観測は、マルチモード焦点減速機SCORPIO-2を使用して、特別天体分光学観測所（ロシア）の6mBTA望遠鏡で実施されました。2013年には、エンケ彗星の直接画像が広帯域Vフィルターで取得されましたが、2017年には、狭帯域彗星BC、RC、NH2フィルター、および中帯域SED500フィルターと広帯域r-sdssフィルターが使用されました。観測に使用されました。CN、C2、C3、NH2、CH、およびCO+分子に属する約60の排出物が、3750〜7100{\AA}の範囲内で特定されました。生成率C2/CNとC3/CNの比率は、炭素鎖が枯渇していない典型的な彗星に対応しています。コマの複雑な構造が両方の観測期間で検出されました。2017年1月、ダストは一般に核の近くに集中し、ダスト/ガス比はr-sdssフィルターで2.9でしたが、この比は核から3000〜40000kmの距離で1より大きかった。中央のピクセルでの反射光のフラックスの約75％が核によるものであるのに対し、核のフラックスはコマの2000km領域の全強度の48％に寄与していることがわかりました。ダストコマ汚染を補正した後、核の大きさは18.8m+/-0.2mであることがわかりました。
PDS70原始惑星の性質をVLTI / GRAVITYで制約する
| Title |
Constraining_the_Nature_of_the_PDS_70_Protoplanets_with_VLTI/GRAVITY |
| Authors |
J._J._Wang,_A._Vigan,_S._Lacour,_M._Nowak,_T._Stolker,_R._J._De_Rosa,_S._Ginzburg,_P._Gao,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_M._Baubck,_M._Benisty,_J.P._Berger,_H._Beust,_J.-L._Beuzit,_S._Blunt,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_A._Cridland,_P._T._de_Zeeuw,_R._Dembet,_J._Dexter,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_S._Facchini,_F._Gao,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_T._Gardner,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._Girard,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Horrobin,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jocou,_J._Kammerer,_M._Keppler,_P._Kervella,_M._Meyer,_L._Kreidberg,_A.-M._Lagrange,_V._Lapeyr\`ere,_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04187 |
VLTI/GRAVITYを使用して、PDS70原始惑星とそのホスト星のKバンド干渉観測を提示します。2つのエポックでPDS70bとcの両方のKバンドスペクトルと100$\mu$を精密な位置天文学として取得し、星の周りの高温の内部ディスクを空間的に分解しました。不安定な軌道を拒否すると、PDS70bの離心率は$0.17\pm0.06$でゼロではなく、PDS70cのほぼ円軌道であり、惑星が2：1の平均運動共鳴に移行するのと一致する軌道構成であることがわかりました。動的安定性を強化することで、PDS70cの質量に制約がない場合にPDS70bの質量の95％の上限を10$M_\textrm{Jup}$で取得しました。重力Kバンドスペクトルは、両方の惑星の光球の純粋な黒体モデルを除外します。代わりに、データから最も支持されているモデルは、ほこりの多い惑星の大気ですが、ほこりの性質は不明です。これらの惑星の周りの周惑星円盤の塵は、惑星の1〜5$\mu$mスペクトルエネルギー分布（SED）によって十分に制約されておらず、SED分析でプローブするにはより長い波長のデータが必要です。しかし、VLTI/GRAVITYを使用して、周惑星円盤環境をau未満の空間分解能で最初に観測し、PDS70b付近の明るい円盤のサイズに0.3〜auの上限を設定しました。
遠い木星ファミリー彗星P / 2011 P1（マクノート）
| Title |
Distant_Jupiter_family_Comet_P/2011_P1_(McNaught) |
| Authors |
Pavlo_Korsun,_Oleksandra_Ivanova,_Viktor_Afanasiev,_Irina_Kulyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04190 |
木星の家族彗星P/2011P1の広帯域BVRフィルターを通して得られたスペクトルと画像を分析しました。2011年11月24日、地動説の距離が5.43AUの彗星を観測しました。2次元の長いスリットスペクトルと測光画像は、6m望遠鏡BTA（SAORAS、ロシア）の主焦点に取り付けられた焦点レデューサーSCORPIOを使用して取得されました。スペクトルは、4200〜7000{\AA}の波長範囲をカバーしています。この波長領域で予想されるC2およびCO+の放出は、3シグマレベルを超えて検出されませんでした。C2のガス生成率の上限は1.1*10^24mol*s^-1と予想されます。連続体は、1000{\AA}あたり5.1％の分散に沿った反射率の正規化された勾配で赤化効果を示します。測光データから導き出された、核領域のカラーインデックス（BV）=0.89および（VR）=0.42、またはコマ領域の（BV）=0.68および（VR）=0.39も、彗星の核と塵は太陽に対してより赤いです。渦巻銀河のようなダストコマは、モンテカルロモデルを使用して取り付けられました。
2017年の出現における2P /エンケ彗星：II。偏光と色
| Title |
Comet_2P/Encke_in_apparition_of_2017:_II._Polarization_and_color |
| Authors |
Nikolai_Kiselev,_Vera_Rosenbush,_Oleksandra_Ivanova,_Ludmilla_Kolokolova,_Dmitry_Petrov,_Valeriy_Kleshchonok,_Viktor_Afanasiev,_Olena_Shubina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04193 |
近日点通過の46日前に、2017年1月23日に地動説（1.052au）と天動説（1.336au）の距離と位相角46.8度で実行されたエンケ彗星のイメージング偏光測定の結果を示します。観測は、中帯域SED500（{\lambda}5019/246{\AA}）および広帯域r-sdss（{\lambda}6200/1200{\AA}）フィルターを介して行われ、マルチモード焦点レデューサーSCORPIO-2が特殊天体物理観測所（ロシア）の6mBTA望遠鏡。エンケ彗星のダストは主にコマの核付近の領域に集中していました。SED500と核付近のr-sdssフィルターの最大ダスト/ガス比は1.5と2.9でしたが、約0.2と約1に急激に低下しました。それぞれ〜2500kmの距離で。その後、これらの比率は核から約12000kmの距離で増加し始め、比率は約0.3（SED500）および約1.3（r-sdds）でした。コマ収差全体で分極の有意な変動があり、これはダストの色とダスト/ガス比の変動と相関していました。2P/エンケ彗星全体の偏光と色の変化は、核からの距離に伴うダスト粒子の物理的特性の変化を示しています。ガウス粒子による光散乱のSh-matrixコンピューターシミュレーションにより、観察された色と偏光の傾向は主に粒子サイズの変化に起因することが示唆されます。
ミリメートルおよび赤外線熱放射からのガニメデの表面特性
| Title |
Ganymede's_Surface_Properties_from_Millimeter_and_Infrared_Thermal_Emission |
| Authors |
Katherine_de_Kleer,_Bryan_Butler,_Imke_de_Pater,_Mark_A._Gurwell,_Arielle_Moullet,_Samantha_Trumbo,_John_Spencer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04211 |
2016〜2019年のアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）からのガニメデの熱観測を、空間分解能300〜900km（0.1〜0.2インチの角度分解能）および周波数97.5、233、343.5GHz（波長3、1.3、および0.87mm）;観測はすべてのガニメデ経度をまとめてカバーしました。検索アルゴリズムと組み合わせて、地下放射と深さおよび温度に依存する熱物理的および誘電的特性を考慮した熱モデルを使用して、グローバルな熱物理的特性を決定します。データは、表面の上部$\sim$0.5メートルからの放射に敏感であり、400〜800Jの有効熱慣性に対応して、0.75〜0.78のミリメートル放射率と10〜40％の（サブ）表面多孔度が見つかります。m^{-2}K^{-1}s^{-1/2}。過去の赤外線結果、および以前に公開されていないガリレオPPR夜間赤外線観測のここに提示されたモデリングと組み合わせると、多波長制約は、気孔率が表面の約85％から10{+30に低下する圧縮プロファイルと一致します。/-10}％、数十cmの圧縮長さスケールでの深さ。モデルよりも5〜8K低いように見える、一部の（すべてではない）暗い地形と衝突クレーターでの熱表面特性の局所的な変動を示す、最適なグローバルモデルからの温度残差のマップを示します。赤道域は、特に前半球と後半球の中心付近で、モデルによって予測されたよりも暖かく、中緯度（〜30-60度）は一般に予測よりも寒いです。これらの傾向は、外因性の起源を示唆しています。
NGTS-13b：準巨星を通過する熱い4.8木星質量惑星
| Title |
NGTS-13b:_A_hot_4.8_Jupiter-mass_planet_transiting_a_subgiant_star |
| Authors |
Nolan_Grieves,_Louise_D._Nielsen,_Jose_I._Vines,_Edward_M._Bryant,_Samuel_Gill,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Monika_Lendl,_Daniel_Bayliss,_Philipp_Eigmueller,_Damien_Segransan,_Jack_S._Acton,_David_R._Anderson,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Alexander_Chaushev,_Benjamin_F._Cooke,_Edward_Gillen,_Michael_R._Goad,_Maximilian_N._G\"unther,_Beth_A._Henderson,_Aleisha_Hogan,_James_S._Jenkins,_Douglas_R._Alves,_Andr\'es_Jord\'an,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Didier_Queloz,_Liam_Raynard,_Julia_V._Seidel,_Alexis_M._S._Smith,_Rosanna_H._Tilbrook,_Stephane_Udry,_Richard_G._West,_and_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04245 |
次世代トランジットサーベイ（NGTS）による巨大なホットジュピターNGTS-13bの発見を報告します。V=12.7のホスト星は、logg$_{*}$=4.04$\pm$0.05、T$_{eff}$=5819$\pm$73K、M$_{の準巨星進化段階にある可能性があります。*}$=1.30$^{+0.11}_{-0.18}$M$_{\odot}$、およびR$_{*}$=1.79$\pm$0.06R$_{\odot}$。NGTSは、星の周りにP=4。12日の周期で通過する惑星を検出しました。これは、後でトランジット系外惑星探査衛星（TESS;TIC454069765）で検証されました。CORALIEスペクトログラフからの視線速度を使用して惑星を確認します。NGTSとTESSのフルフレーム画像測光をCORALIEの視線速度と組み合わせて使用すると、NGTS-13bの半径はR$_{P}$=1.142$\pm$0.046R$_{Jup}$、質量はM$であると判断されます。_{P}$=4.84$\pm$0.44M$_{Jup}$および離心率e=0.086$\pm$0.034。いくつかの以前の研究は、$\sim$4M$_{Jup}$が2つの別々の形成シナリオ（例えば、コア降着とディスクの不安定性）の間の境界である可能性があり、巨大な巨大惑星が低質量褐色矮星と同様の形成メカニズムを共有することを示唆しています。NGTS-13bは4M$_{Jup}$をわずかに上回っているため、さまざまなクラスの亜恒星コンパニオンの違いを理解するために必要な統計サンプルへの重要な追加です。NGTS-13の高い金属量[Fe/H]=0.25$\pm$0.17は、巨大な巨人がより低い金属量のホスト星の周りに優先的に見られるという以前の提案をサポートしていませんが、NGTS-13bはより大規模で進化した発見をサポートしていますホストは、質量の小さい未進化の星よりも、近くにある巨大な惑星の発生率が高い可能性があります。
シミュレートされた宇宙風化修正を伴うかんらん石-斜方輝石混合物のスペクトルデコンボリューション分析
| Title |
Spectral_Deconvolution_Analysis_on_Olivine-Orthopyroxene_Mixtures_with_Simulated_Space_Weathering_Modifications |
| Authors |
Hui-Jie_Han,_Xiao-Ping_Lu,_Te_Jiang,_Chih-Hao_Hsia,_Ya-Zhou_Yang,_Peng-Fei_Zhang,_Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04275 |
かんらん石と輝石は、苦鉄質体の表面物質組成を研究するための重要な鉱物端成分です。かんらん石-斜方輝石混合物の可視および近赤外スペクトルのプロファイルは、それらの組成比によって体系的に変化しました。私たちの実験では、RELABスペクトルデータベースを、いくつかの組み立てられたかんらん石-輝石混合物から得られた新しいスペクトルデータと組み合わせます。一般的に使用されているバンド面積比（BAR、Cloutisetal。1986）は、新しく取得したスペクトルデータではうまく機能しないことがわかりました。この問題を調査するために、修正ガウスモデルによるフィッティング結果に基づく経験的手順を提案してスペクトル曲線を分析します。新しい経験的手順に従って、いくつかの以前の鉱物吸収機能を使用して、端成分の存在量を15％の精度で推定できます。さらに、私たちの実験で構成された混合物サンプルは、宇宙風化の影響をシミュレートおよび調査するために、パルスレーザーによっても照射されます。スペクトルデコンボリューションの結果は、天体上の低含有量のかんらん石を測定および推定することが難しいことを確認しています。したがって、宇宙風化物質のかんらん石の存在量は、リモートセンシングデータから過小評価される可能性があります。この研究は、かんらん石-斜方輝石混合物のスペクトル関係を定量化し、さらに、通常のコンドライトとケイ酸塩小惑星のスペクトル間の相関関係を明らかにするために使用できます。
逆行軌道のカオス特性に対する非重力効果の影響
逆行軌道、つまり軌道傾斜角が90度を超える小惑星集団の動的研究は、そのような軌道の起源がまだ説明されていないため、興味深いものです。一般に、逆行性小惑星の集団には、主にケンタウロスと太陽系外縁天体（TNO）が含まれます。特殊なケースは、アポロ群の地球近傍天体（343158）2009HC82です。もう1つの興味深い天体は、333P/LINEAR彗星です。これは、数年間、地球に接近する2番目の逆行天体と見なされていました。逆行軌道にある別の彗星、161Pハートレー/IRASは同様のタイプの天体のようです。これら2つの彗星の大量の観測データのおかげで、それらのダイナミクスに適用された彗星の非重力のさまざまなモデルをテストしました。目標は、どの非重力摂動が逆行体の安定性に影響を与える可能性があるかを推定することでした。原則として、近くの軌道の発散を測定することにより、局所的な安定性を研究します。リアプノフ特性指標（LCI）と関連するリアプノフ時間（LT）を数値的に決定しました。今回、私たちの計算は、非重力摂動のより高度なモデル（つまり、ヤルコフスキードリフトと選択された場合には彗星の力）によって拡張されました。これにより、リアプノフの意味でのカオスを推定することができました。$\gamma=0^{\circ}$と$\gamma=180^{\circ}$の傾斜に対するヤルコフスキー効果により、LTが大幅に変化する可能性があることがわかりました。ほとんどの場合、順行ローテーションでは、より安定したソリューションを受け取りました。さらに、このプロセスにおける逆行性共鳴の役割を確認しました。さらに、研究された彗星の影響は、選択された彗星の長期的な振る舞いにも大きく影響します。LTは100年から1000年以上の値に達する可能性があります。結論。私たちのすべての結果は、逆行性の物体に非重力効果を持つモデルを使用することが明らかに正当化されることを示しています。
超高速回転子（499998）2011PTの低熱伝導率
| Title |
The_low_thermal_conductivity_of_the_super-fast_rotator_(499998)_2011_PT |
| Authors |
Marco_Fenucci,_Bojan_Novakovi\'c,_David_Vokrouhlick\'y,_Robert_J._Weryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04399 |
コンテキスト：直径数十メートルまでの小惑星は非常に速く回転し、数分の期間で完全な回転を完了する場合があります。これらの小さくて速い回転体は、その小さいサイズによる弱い重力が、速い回転によって引き起こされる大きな求心力を打ち消すのに十分なほど強くないので、モノリシックオブジェクトであると考えられています。さらに、高速スピンがほこりや小さな粒子（レゴリス）を表面に保持するのを防ぐかどうかは明らかではありません。目的：私たちは、小さくて高速で回転する地球近傍小惑星の表面の熱伝導率を制限するモデルを開発することを目指しています。このモデルは、レゴリスの存在がありそうかどうかを示唆しているかもしれません。方法：私たちのアプローチは、測定されたヤルコフスキードリフトと、物体の軌道、物理、および熱パラメータに依存する理論モデルを使用した予測値との比較に基づいています。必要なパラメータは、地球近傍小惑星の母集団から導出された統計分布から推定されるか、関連する不確実性を伴う観測から決定されます。利用可能な情報を使用して、モンテカルロシミュレーションを実行し、熱伝導率の確率密度分布を作成します。結果：モデルを超高速回転小惑星（499998）2011PTに適用すると、測定されたヤルコフスキードリフトは、表面の熱伝導率$K$が低い場合にのみ達成できることがわかります。結果として得られる導電率の確率密度関数は二峰性であり、最も可能性の高い2つの値は約0.0001と0.005Wm$^{-1}$K$^{-1}$です。これに基づいて、$K$が0.1Wm$^{-1}$K$^{-1}$よりも小さい確率は少なくとも95％であることがわかります。この低い熱伝導率は、2011PTの表面が月の塵に似たレゴリスのような材料で構成された断熱層で覆われていることの手がかりになる可能性があります。
褐色矮星と雲の放射フィードバックによって駆動される直接画像化された太陽系外惑星の大気循環：グローバルおよび赤道ダイナミクス
| Title |
Atmospheric_circulation_of_brown_dwarfs_and_directly_imaged_exoplanets_driven_by_cloud_radiative_feedback:_global_and_equatorial_dynamics |
| Authors |
Xianyu_Tan_and_Adam_P._Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04417 |
褐色矮星と直接画像化された太陽系外惑星は、活発な大気循環の観測的証拠を示しており、循環を駆動するメカニズム、その基本的な性質、および時間変動について重大な疑問を投げかけています。私たちの以前の研究は、カルテシアン幾何学と一定のコリオリパラメータを仮定するローカルモデルを使用して、活発な大気循環を推進する上での雲の放射フィードバックの重要な役割を示しました。この研究では、グローバルダイナミクスの特性を調査します。モデルの最下層での比較的強い散逸の下で、水平等方性渦が中緯度から高緯度で優勢であるのに対し、大規模な帯状伝搬波は観測可能な層の近くの低緯度で支配的であることを示します。赤道波は東向きと西向きの両方の位相速度を持ち、通常、数百m/sの典型的な速度の東向きの成分が赤道の時間変動を支配します。グローバルシミュレーションの光度曲線は、回転周期と視野角に応じて、振幅が0.5％から数％の変動を示しています。シミュレートされた光度曲線の時間発展は、赤道波の影響を大きく受け、波の鼓動効果と、固有の自転周期に対する光度曲線の周期性の違いを示しています。雲の垂直範囲は赤道で最大であり、緯度の増加とともに回転の影響が大きくなるため、極方向に減少します。より弱い底部散逸の下で、強くて広い帯状ジェットが波の伝播と光度曲線の変動性を発達させ修正します。私たちのモデリング結果は、観測された光度曲線の不可解な時間発展、電波波長よりもわずかに短いIRの変動期間、および変動振幅とIR色の視野角依存性を説明するのに役立ちます。
スーパーアース、M矮星、および光合成生物：実験室での居住性
| Title |
Super-Earths,_M_Dwarfs,_and_Photosynthetic_Organisms:_Habitability_in_the_Lab |
| Authors |
R._Claudi,_E._Alei,_M._Battistuzzi,_L._Cocola,_M._S._Erculiani,_A._C._Pozzer,_B._Salasnich,_D._Simionato,_V._Squicciarini,_L._Poletto_and_N._La_Rocca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04448 |
数年以内に、宇宙望遠鏡は、主に岩石の惑星を観察することによって、生命の証拠を検出するために私たちの銀河を調査するでしょう。過去10年間で、太陽系外惑星の大気の観測と生命存在指標ガスに関する理論的研究はかなりの加速を経験しました。太陽系外惑星の領域の最も魅力的な特徴は、M矮星の40\％が、最小質量が1〜30の地球質量、50日より短い公転周期、および地球と海王星の間の半径を持つスーパーアースをホストしていることです（1--3.8R$_\oplus$）。さらに、クロロフィル$d$および$f$の合成により、酸素光合成に遠赤色（FR）光を使用できるシアノバクテリアの最近の発見は、生体内の光吸収を750\nmまで拡張し、エキゾチックな可能性を示唆しています。M矮星周辺の惑星における光合成。革新的な実験装置を使用して、さまざまなシアノバクテリアをM矮星のシミュレートされた照射にさらし、太陽およびFRのシミュレートされた光の下での応答と比較しました。〜予想どおり、FRの光では、シアノバクテリアのみがクロロフィル$d$および$fを合成できます$は成長する可能性があります。驚いたことに、FR光を使用できるかどうかにかかわらず、すべての株は、太陽光と同様の方法で、FR光よりもはるかに効率的に、M矮星生成スペクトルの下で成長および光合成されました。私たちの発見は、M矮星スペクトルの可視光成分とFR光成分の両方をシミュレートして、そのようなエキゾチックな光条件下で曝露された酸素生物の光合成性能を正しく評価することの重要性を強調しています。
岩が多いハビタブルゾーンの世界でのフレア駆動大気化学の持続性
| Title |
Persistence_of_Flare-Driven_Atmospheric_Chemistry_on_Rocky_Habitable_Zone_Worlds |
| Authors |
Howard_Chen,_Zhuchang_Zhan,_Allison_Youngblood,_Eric_T._Wolf,_Adina_D._Feinstein,_Daniel_E._Horton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04507 |
低質量の星は、大きなフレアとコロナ質量放出の形で活発な磁気活動の証拠を示しています。このような宇宙天気イベントは、太陽系外惑星の大気の居住性と観測の指紋に重要な影響を与える可能性があります。ここでは、一連の3次元結合化学気候モデル（CCM）シミュレーションを使用して、G、K、およびM矮星を周回する岩石惑星大気に対する時間依存の恒星活動の影響を調査します。MUSCLESキャンペーンとTransitingExoplanetSatelliteSurveyで観測されたデータを使用して、自転周期、磁場の強さ、フレア周波数の仮定の範囲をテストします。繰り返し発生するフレアは、K型およびM型準惑星の大気を化学平衡に追い込み、フレア前の状態から大幅に逸脱するのに対し、G型矮星の惑星大気はすぐにベースライン状態に戻ることがわかります。興味深いことに、フレアを経験しているシミュレートされたO$_2$の少ない大気とO$_2$の多い大気は、同様の中間圏の一酸化窒素の存在量を生成し、恒星のフレアが他の方法では検出できない化学種を強調できることを示唆しています。放射伝達モデルをCCMの結果に適用すると、二酸化窒素、亜酸化窒素、硝酸などの生物指標種のフレア駆動透過機能が、将来の機器による検出に特に有望であることがわかります。
高度に傾斜した軌道上の小さな太陽系オブジェクト：表面の色と寿命
| Title |
Small_solar_system_objects_on_highly_inclined_orbits:_Surface_colours_and_lifetimes |
| Authors |
T._Hromakina,_I._Belskaya,_Yu._Krugly,_V._Rumyantsev,_O._Golubov,_I._Kyrylenko,_O._Ivanova,_S._Velichko,_I._Izvekova,_A._Sergeyev,_I._Slyusarev,_I._Molotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04541 |
発見された小さな太陽系の天体の1％未満が高度に傾斜した軌道（$i>60^{\circ}$）を持ち、極に近い軌道または逆行軌道で太陽の周りを回転します。これらのオブジェクトの起源と進化の歴史はまだ明らかではありません。この作業では、選択した高傾斜オブジェクトの表面特性と軌道力学を研究します。BVRI測光観測は、テルスコル天文台の2.0m望遠鏡とクリミア天体物理観測所の2.6m望遠鏡を使用して、2019年から2020年に実施されました。さらに、スローンデジタルスカイサーベイとパンスターズで高傾斜オブジェクトを検索しました。選択したオブジェクトのダイナミクスは、数値シミュレーションを使用して研究されました。6つの高傾斜オブジェクトの新しい測光観測を取得しました。すべてのオブジェクトは、同様の$B-V$、$V-R$、$R-I$の色を持っており、適度に赤いTNOと灰色のケンタウロスの色に近いです。全天観測から抽出された測光データは、傾斜角の高い物体の適度に赤い表面にも対応しています。高傾斜小惑星の表面に超赤色物質の兆候は見られず、これは以前の研究の結果を裏付けています。彗星C/2018DO4（Lemmon）は、彗星の核から放出された粒子に関連する可能性のある構造を持ついくつかの複雑な形態を明らかにしました。オブジェクト2013LU28、2015KZ120、および2020EPについて、軌道上の将来および過去の寿命を推定しました。考慮されているオブジェクトの軌道は非常に混沌としているようであり、軌道要素の利用可能な精度では、それらの遠い過去または未来について信頼できる予測を行うことはできません。高傾斜オブジェクトの寿命は、軌道要素の精度とヤルコフスキー軌道ドリフトに非常に鈍感であることが判明しました。
ATLASデータからのL4およびL5トロヤ群の小惑星の物理的特性の比較
| Title |
Comparison_of_the_physical_properties_of_the_L4_and_L5_Trojan_asteroids_from_ATLAS_data |
| Authors |
A._McNeill,_N._Erasmus,_D.E._Trilling,_J.P._Emery,_J._L._Tonry,_L._Denneau,_H._Flewelling,_A._Heinze,_B._Stalder,_and_H.J._Weiland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04602 |
木星には、木星のトロヤ小惑星と呼ばれる、L4およびL5ラグランジュ点を周回する8000近くの既知の共軌道小惑星があります。L4クラウドの数密度が高いことを除けば、2つのクラウドは多くの点で同一であると見なされます。863L4トロイの木馬と380L5トロイの木馬について、小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）によって取得されたまばらな測光データを使用して、各雲の形状分布を導き出し、平均して、L4小惑星がL5小惑星。この形状の違いは、母集団が多いためにL4クラウドでの衝突率が高いことが原因である可能性があります。さらに、266〜オブジェクトの位相関数と$c-o$色を示します。
$ z \ sim1-2 $ディスクと局所類似体におけるイオン化ガス速度分散と分子ガス速度分散の系統的差異
| Title |
Systematic_difference_between_ionized_and_molecular_gas_velocity_dispersion_in_$z\sim1-2$_disks_and_local_analogues |
| Authors |
M._Girard,_D._B._Fisher,_A._D._Bolatto,_R._Abraham,_R._Bassett,_K._Glazebrook,_R._Herrera-Camus,_E._Jim\'enez,_L._Lenki\'c_and_D._Obreschkow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04122 |
新しいALMAおよびGMOS/Gemini観測を使用して、DYNAMOサンプルからの、高赤方偏移銀河に類似した9つの近くの乱流ディスクの分子およびイオン化ガス速度分散を比較します。サンプルを$z\sim$0.5-2.5の12個の銀河と組み合わせます。熱的広がりを補正した後、分解された速度分散は、イオン化ガスと比較して、分子ガスの係数$2.45\pm0.38$だけ系統的に低いことがわかります。このオフセットは銀河円盤内で一定であり、薄い分子と厚いイオン化ガス円盤が共存していることを示しています。この結果は、Toomre$Q$と銀河に由来する圧力に直接影響を及ぼします。分子ガス速度分散$\sigma_{0、mol}$を使用すると、平均で$\sim0.22$dex低い圧力が得られます。$\sigma_{0、mol}$は、ガスの割合と星形成率とともに増加することがわかります。また、赤方偏移で増加が見られ、EAGLEおよびFIREシミュレーションが全体的に高赤方偏移で$\sigma_{0、mol}$を過大評価していることを示しています。我々の結果は、全ガスの代用としてイオン化ガスを使用してガスの運動学を比較する努力は、宇宙の星形成のピークで銀河の速度分散をかなり過大評価するかもしれないことを示唆している。分子ガスをトレーサーとして使用する場合、乱流の発生源として輸送を含めた場合でも、サンプルは一定効率の星形成モデルからの予測と一致しません。変光星形成効率$\epsilon_{ff}$および/またはフィードバック効率$p_*/m_*$を持つフィードバックモデルは、観測をより正確に予測します。
天の川の階層的な恒星構造の第1段階の空間ポートレート
| Title |
First_phase_space_portrait_of_a_hierarchical_stellar_structure_in_the_Milky_Way |
| Authors |
E._Dalessandro,_A.L._Varri,_M._Tiongco,_E._Vesperini,_C._Fanelli,_A._Mucciarelli,_L._Origlia,_M._Bellazzini,_S._Saracino,_E._Oliva,_N._Sanna,_M._Fabrizio,_A._Livernois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04133 |
拡張領域（$6^{）の恒星の全位相空間（3D位置と運動学および分光光度特性）の分析によって明らかにされた、銀河円盤で進行中の可能性のある大規模なクラスター階層アセンブリの最初の詳細な観測画像を提示します。\circ}$直径）PerseusArmの有名な$\ith$と$\chi$Persei二重星団を囲んでいます。Gaia-EDR3は、このエリアに7つの共動クラスターが存在し、そのうち3つは以前は不明であり、拡張された非常に大規模な（$M\sim10^5M_{\odot}$）ハローが存在することを示しています。すべての星とクラスターは、クラスター内の過密度および/またはブリッジの形で相互作用の可能性の証拠を伴う複雑な構造を定義します。それらは、小さな信頼区間内で同じ化学的存在量（半太陽金属量）と年齢（$t\sim20$Myr）を共有し、周囲の拡散恒星ハローの恒星密度分布は、クラスターのような恒星系のそれに似ています。これらの証拠の組み合わせは、$\ith$と$\chi$Perseiから数度以内に分布する星が、私たちがLISCAIと名付けた一般的なサブ構造化された恒星複合体の一部であることを示唆しています。直接$Nを通じて得られた結果との比較$-bodyシミュレーションは、LISCAIが進行中のクラスターアセンブリの中間段階にあり、最終的には比較的大規模な（数ドルの$10^5M_{\odot}$）恒星系に進化する可能性があることを示唆しています。このようなクラスター形成メカニズムは、天の川銀河や円盤状銀河で非常に効率的である可能性があり、その結果、環境と赤方偏移の関数としてのクラスター形成効率の理解に関連する影響があると主張します。
MaNGAで観測されたほぼ正面を向いた銀河の座屈バー
| Title |
Buckling_bars_in_nearly_face-on_galaxies_observed_with_MaNGA |
| Authors |
K._M._Xiang,_D._M._Nataf,_E._Athanassoula,_N._L._Zakamska,_K._Rowlands,_K._Masters,_A._Fraser-McKelvie,_N._Drory,_and_K._Kraljic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04157 |
円盤銀河の半分以上が禁止されていますが、棒の形成のメカニズムと棒の座屈の寿命はよくわかっていません。シミュレーションでは、細いバーは「座屈」と呼ばれる急速な（<1Gyr）イベントを経験します。このイベントでは、バーの内部が銀河面から非対称に曲がり、最終的に太くなり、表示するとピーナッツ/X字型のプロファイルが生成されます。サイドオン。座屈段階の前、最中、後の銀河のN体モデルスナップショットの星の運動学を分析することにより、ほぼ正面を向いた銀河における面外の星の速度の明確な四極パターンを確認します。この座屈の運動学的特徴により、アパッチポイント天文台（MaNGA）調査での434個の禁止された銀河の中から現在座屈している棒の5つの候補を特定できます。これは、の組成と運動学的構造を測定する面分光調査です。近くの銀河。検出された座屈イベントの頻度は、シミュレーションによって予測された0.5〜1Gyrのタイムスケールと一致しています。私たちが提示する5つの候補は、候補座屈バーの総数の2倍以上であり、運動学的署名を使用して見つかった唯一の候補です。
| Title |
Processing_of_gas_in_cosmological_filaments_around_Virgo_cluster |
| Authors |
G._Castignani,_F._Combes,_P._Jablonka,_R._A._Finn,_G._Rudnick,_B._Vulcani,_V._Desai,_D._Zaritsky,_P._Salom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04389 |
銀河団のような密集した環境では、銀河の形態、ガス含有量、星形成率（SFR）が異なります。環境密度の影響はいくつかのビリアル半径にまで及び、銀河はクラスターに落ちる前にフィラメントとグループで前処理されます。私たちの目標は、この前処理を、ガス含有量とSFRの観点から、宇宙フィラメントの密度の関数として定量化することです。おとめ座周辺のフィラメントにある245個の銀河のサンプルについて、IRAM-30m望遠鏡で163個の銀河の最初の2つのCO遷移を観測し、文献から82個の測定値を追加しました。文献からHI-21cmの測定値を収集し、Nan\c{c}ay望遠鏡で69個の銀河を観測してサンプルを完成させました。フィラメント銀河をおとめ座銀河団からの同等のサンプルおよびAMIGAサンプルの孤立した銀河と比較します。SFRを減少させ、急冷期の銀河の割合を増加させ、初期型銀河の割合を増加させ、ガス含有量を減少させるために、フィールド銀河からフィラメント銀河、クラスター銀河への明確な進行が見られます。SFRが主系列星の1/3未満であると定義される急冷期の銀河は、分離されたサンプルでは0〜20\％であり、フィラメントでは20〜60\％、では30〜80\％です。おとめ座銀河団。星形成の消光につながるプロセスは、フィラメントですでに機能しています。それらは主に局所的な銀河密度に依存しますが、フィラメントスパインまでの距離は二次的なパラメーターです。HIと恒星の質量比は、局所密度とともにフィラメントで約1dex、おとめ座銀河団でフィールドに対して約2dex減少しますが、H$_2$と恒星の質量比の減少ははるかに小さくなります。ガス含有量はSFRよりも速く減少するため、環境密度が増加すると、ガス枯渇時間は減少します。これは、ガスの枯渇が星形成の消光に著しく先行することを示唆しています。
AGB星における磁気浮力によって誘発された混合：非普遍的な[Y / Mg]-年齢関係の理論的説明
| Title |
Magnetic-buoyancy-induced_mixing_in_AGB_Stars:_a_theoretical_explanation_of_the_non-universal_[Y/Mg]-age_relation |
| Authors |
Magrini_L.,_Vescovi_D.,_Casali_G.,_Cristallo_S.,_Viscasillas_Vazquez_C.,_Cescutti_G.,_Spina_L.,_Van_Der_Swaelmen_M.,_Randich_S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04429 |
Yやその他の低速中性子捕獲元素を含む存在比の使用は、恒星の年齢を推測するために日常的に使用されています。目的。私たちは、漸近巨星分枝（AGB）星で混合するための新しい処方の内側の円盤。銀河の化学進化モデルでは、磁気混合が含まれているAGB恒星収量の新しいセットを採用しています。モデルの結果を、異なるガラクトセントリック距離にある散開星団の存在量と年齢のサンプルと比較します。磁気混合により、高い金属量でYの生成効率が低下します。超太陽金属量を持つ無視できない部分の星が内側の円盤で生成され、それらのYの存在量は収量の減少の影響を受けます。新しいAGBモデルの結果は、[Y/H]と[Y/Mg]の両方で観察された傾向と、さまざまなガラクトセトリック距離での年齢を定性的に再現しています。私たちの結果は、理論的な観点から、[Y/Mg]と恒星の年齢との関係は普遍的ではない、つまり銀河のすべての部分で同じではないことを確認しています。星形成率、s過程の収量、およびそれらの金属量との関係に強く依存しているため、銀河円盤全体で異なります。
エリダヌス座IIの星形成の歴史：超微弱な矮小銀河の消光におけるSNeフィードバックの役割について
| Title |
The_star_formation_history_of_Eridanus_II:_on_the_role_of_SNe_feedback_in_the_quenching_of_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
C._Gallart,_M._Monelli,_T._Ruiz-Lara,_A._Calamida,_S._Cassisi,_M._Cignoni,_J._Anderson,_G._Battaglia,_J.R._Bermejo-Climent,_E.J._Bernard,_C.E._Mart\'inez-V\'azquez,_L._Mayer,_S._Salvadori,_A._Monachesi,_J._F._Navarro,_S._Shen,_F._Surot,_M._Tosi,_V._Bajaj,_G.S._Strinfellow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04464 |
エリダヌス座II（EriII）は、天の川のビリアル半径に近い距離にある超微弱な矮星（UFD）銀河（M_V=-7.1）です。初期の浅い色の大きさの図（CMD）は、この質量の銀河では珍しい、中年または若い星の種族をホストしている可能性があることを示していました。この論文では、優れた測光精度で最も古い主系列星のターンオフに到達する新しいACS/HSTCMDを提示し、CMDフィッティングを通じてこの銀河の正確な星形成履歴（SFH）を導き出します。このSFHは、非常に短い星形成で形成されたEriIIの恒星質量の大部分が、可能な限り早い時期に破裂したことを示しています。導出された星形成率プロファイルは、半値全幅が500Myrで、13Gyr前のヌル星形成と互換性のある値に達します。ただし、模擬星の種族と球状星団M92のCMDを使用したテストでは、星形成期間が100Myrよりも短い可能性があることが示されています。この初期の星形成バースト（〜2x10^5Msun）で星に変わった質量の量の定量的決定から、SNeイベントの数と星間物質に注入された対応するエネルギーを推測します。EriIIのウイルス質量とSNeエネルギーの結合効率の値の合理的な推定値については、EriIIはSNeフィードバックのみでクエンチできると結論付けており、宇宙の再電離を早期クエンチングの好ましい説明として呼び出す必要性に疑問を投げかけています。古いUFD銀河。
ホスト銀河の恒星質量の関数としての厚い円盤の年代の予測
提案された厚いディスク形成メカニズムの1つは、乱流の塊状ディスクからその場で速く生まれたというものです。その後、乱流相の残りから、そして冷たい流れとマイナーな合併によって蓄積された材料から、薄いディスクがそれらの中にゆっくりと形成されました。この手紙では、この仮説を検証するための観察テストを提案します。赤方偏移範囲$z\leq3.0$で計算された銀河の恒星質量関数と、エッジオン銀河の厚い円盤と全恒星質量を組み合わせることにより、厚い円盤の最年少星の年齢と恒星質量の間に正の相関を導き出します。ホスト銀河の;現在の恒星の質量が$\mathcal{M}_\star（z=0）<10^{10}\、\mathcal{M}_\odot$の銀河は、4〜6ドルの厚い円盤の星を持っています\、{\rmGyr}$であるのに対し、天の川のような銀河の厚い円盤の中で最も若い星は$\sim10\、{\rmGyr}$古いです。私はこの予測を、利用可能な厚い円盤の年齢の推定値に対してテストします。それらはすべて、$\mathcal{M}_\star（z=0）\gtrsim10^{10}\、\mathcal{M}_\odot$の銀河です。そして、フィールド渦巻銀河が予想に従っているように見えることを発見します。一方、私の導出では、レンズ状銀河の厚い円盤の年齢が低すぎると予測しており、S0銀河の初期の進化が速いことを示しています。質量が$\mathcal{M}_\star（z=0）\sim10^{9.5}\、\mathcalの散在銀河で厚い円盤の年齢を取得することにより、厚い円盤が高速かつその場で形成されたかどうかを最終的にテストすることを提案します。{M}_\odot$と、それらに$\sim5\、{\rmGyr}$-古い星が含まれているかどうかを確認します。
天の川銀河ディスクにおける[$ \ alpha $ / Fe]の分布
| Title |
The_distribution_of_[$\alpha$/Fe]_in_the_Milky_Way_disc |
| Authors |
Fiorenzo_Vincenzo,_David_H._Weinberg,_Andrea_Miglio,_Richard_R._Lane,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04488 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）データリリース16の赤色巨星のサンプルを使用して、条件付き分布$p（[\alpha/\text{Fe}]\、|\、[\text{Fe/H}]）$は、Mg、O、Si、S、およびCaの$\alpha$要素のMilkyWayディスクにあります。[Fe/H]とガラクトセントリック半径$R$の各ビンで、$p（[\alpha/\text{Fe}]）$を2つのガウス分布の合計としてモデル化します。これは「low-$\alpha$」とスケールの高さがそれぞれ$z_1=0.45\、\text{kpc}$および$z_2=0.95\、\text{kpc}$の「high-$\alpha$」母集団。APOGEEの年齢依存および$z$依存の選択効果を考慮することにより、すべての$z$をカバーする長寿命の星の公正なサンプルで見られる[$\alpha$/Fe]分布を推測します。太陽円の近くでは、この分布は太陽直下[Fe/H]で明らかに二峰性であり、低$\alpha$と高$\alpha$のピークは、$\sim3$倍低い谷で区切られています。以前の結果と一致して、高$\alpha$の母集団は、$R$が小さく、[Fe/H]が小さく、$|z|$が大きいほど顕著であり、Siの場合はシーケンス分離が小さいことがわかります。低$\alpha$と高$\alpha$の両方の母集団について、固定[Fe/H]で[$\alpha$/Fe]に有意な固有散乱が見られます。通常$\sim0.04$-dex。この2ガウス記述の平均、分散、相対振幅、およびこれらのパラメーターの$R$、[Fe/H]、および$\alpha$要素への依存性は、化学進化モデルの定量的ターゲットを提供します。円盤銀河形成の流体力学的シミュレーションのテスト。観測されたバイモダリティを説明するには、星の種族の放射状の混合に加えて、ディスクのガス降着、星形成、または流出履歴の1つ以上の鋭い遷移がおそらく必要になると主張します。
WISE-WHISP調査におけるHIグローバルスケーリング関係
中性原子水素ガス、恒星円盤、星形成円盤の間のグローバルなスケーリング関係を、HI線放射で空間的およびスペクトル的に分解された228個の近くの銀河のサンプルで示します。不規則および渦巻銀河（WHISP）におけるHIのウェスターボーク調査からのHIデータと、広域赤外線調査エクスプローラー（WISE）調査からの中赤外線（3.4$\mum$、11.6$\mum$）データを使用しました。、均一性、解像度、感度の点でそのような研究に適した2つのデータセットを組み合わせます。HIディスク上で積分するのではなく、恒星円盤内に囲まれた量のスケーリング関係を導出する新しい方法を利用し、囲まれた量に対して定義された場合、グローバルなスケーリング関係がより緊密になることを発見します。また、対応する速度場とともに、ロバストなノイズ除去技術を使用して導出されたWHISP調査の新しいHI強度マップを提示します。
宇宙および実験室でのアセチルカチオンCH3CO +の発見
| Title |
Discovery_of_the_acetyl_cation,_CH3CO+,_in_space_and_in_the_laboratory |
| Authors |
J._Cernicharo,_C._Cabezas,_S._Bailleux,_L._Margules,_R._Motiyenko,_L._Zou,_Y._Endo,_C._Bermudez,_M._Agundez,_N._Marcelino,_B._Lefloch,_B._Tercero,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04603 |
Yebes40mおよびIRAM30m電波望遠鏡を使用して、対称ローターに取り付けることができる2つの一連の調和的に関連する線を空間で検出しました。線は、コールドデンスコアTMC-1、L483、L1527、およびL1544に向かって見られました。高レベルの理論abinitio計算は、可能な限り最良の候補がアセチルカチオン、CH3CO+であることを示しています。これは、ケテンのプロトン化から生じる最も安定した生成物です。この種を実験室で生成し、Ju=10からJu=27までの回転遷移を観察しました。したがって、観察、理論計算、および実験室実験に基づいて、宇宙でのCH3CO+の発見を報告します。導出された回転定数と歪み定数により、最大500GHzの高精度でCH3CO+のスペクトルを予測できます。存在比N（H2CCO）/N（CH3CO+）=44を導き出します。H2CCOのプロトン化された形態の高い存在比は、中性種の高いプロトン親和力によるものです。もう1つの異性体であるH2CCOH+は、CH3CO+よりも178.9kJ/mol高いことがわかります。K=0とK=1の線の間で観察された強度比2.2は、AとEの対称状態が、Hおよび/またはH2との衝突のため、またはH3+との反応によるそれらの形成中に相互変換プロセスを受けたことを強く示唆しています。H2CCO。
GOODSフィールドの候補z〜2.5 Lyman Continuum Sources
ハッブルディープUVレガシーサーベイ（HDUV）データセットで、ケック、VLT、およびその他の施設からのGOODS-Southフィールドでの豊富なディープアーカイブ光学分光法を使用して、候補の高赤方偏移ライマン連続体（LyC）リーカーを選択します。$2.35<z<3.05$のソースを選択します。ここで、HST/WFC3F275Wフィルターは赤方偏移したLyCのみをプローブします。この赤方偏移の範囲で、5つの適度にF275Wの明るい光源（4つは$\gtrsim3\sigma$の有意性で検出）が見つかります。しかし、これらのうちの2つは、視線に沿った前景銀河による汚染の光学スペクトルに証拠を示しています。次に、GOODS-NとGOODS-Sの両方のHDUV領域で$2.35<z<3.05$で、129個の銀河すべてのフラックスのF275W誤差加重和を実行して、総電離フラックスを推定します。結果は、5つの候補F275W-明るいLyCソースによって支配されています。最後に、メタ銀河の電離バックグラウンドへの寄与を調べ、HDUVF275Wデータの感度で、銀河間媒体（IGM）でのLyC透過の影響を考慮して、星形成銀河が必要なUVフラックスと一致できることを発見しました。イオン化されたIGMを$z\sim2.5$に維持します。
Fermi3FGL非関連ソースの可能性のあるカウンターパートのX線スペクトルおよび多波長機械学習分類
| Title |
X-ray_Spectra_and_Multiwavelength_Machine_Learning_Classification_for_Likely_Counterparts_to_Fermi_3FGL_Unassociated_Sources |
| Authors |
Stephen_Kerby,_Amanpreet_Kaur,_Abraham_D._Falcone,_Michael_C._Stroh,_Elizabeth_C._Ferrara,_Jamie_A._Kennea,_Joseph_Colosimo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04128 |
フェルミ-LAT3FGLに関連付けられていないソースに対応する可能性のある184個のX線スペクトルフィットを実行します。これらのソースの特性評価と分類により、高エネルギーの空のより完全な人口調査が可能になります。これらのX線スペクトルのほとんどは、ブレーザーとパルサーが優勢な母集団で予想されるように、吸収されるべき乗則モデルによく適合しています。7つのX線源の小さなサブセットは、ブレーザーまたはパルサーから予想されるべき法則とは異なるスペクトルを持ち、一致する星またはバックグラウンド放射にリンクされている可能性があります。ガンマ線とX線の観測を使用して、関連のないソースをパルサーとブレーザーに分類するための多波長機械学習分類器を開発します。既知のパルサーとブレーザーを使用してランダムフォレスト手順をトレーニングすると、98.6％の交差検定された分類精度が達成されます。ランダムフォレストルーチンを関連付けられていないソースに適用すると、126の可能性のあるブレーザー候補（$P_{bzr}>90\％$として定義）と5つの可能性のあるパルサー候補（$P_{bzr}<10\％$）が返されました。私たちの新しいX線スペクトル分析は、以前の研究と比較してこれらのソースのランダムフォレスト分類を大幅に変更しませんが、より堅牢な分類スキームを構築し、X線スペクトルフィッティングの重要性を強調します。私たちの手順は、UV、視覚、または無線スペクトルパラメータを使用して、またはフラックスの変動性を測定することにより、さらに拡張できます。
4U1608-52およびAqlX-1の連続体の最小タイムスケール
| Title |
A_Minimal_Timescale_for_the_Continuum_in_4U_1608-52_and_Aql_X-1 |
| Authors |
K._Mohamed,_E._Sonbas,_K._S._Dhuga,_E._G\"o\u{g}\"u\c{s},_A._Tuncer,_N._N._Abd_Allah,_and_A._Ibrahim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04201 |
ブラックホールX線連星（BHXRB）の過渡現象と同様に、ヒステリシスのような状態遷移は、一部の中性子星X線連星（NSXRB）でも見られます。アーカイブRXTE観測から構築されたウェーブレットと光度曲線に基づく方法を使用して、2002年と2007年の爆発およびAqlX-1の1999年と2000年の爆発の間の4U1608-52の遷移の全範囲にわたって最小のタイムスケールを抽出します。この最小タイムスケールと、これらのソースの対応するパワースペクトルから抽出された同様のタイムスケールとの間に強い正の相関があるという証拠を提示します。
はくちょう座スーパーバブルのHaloSat分析
| Title |
A_HaloSat_Analysis_of_the_Cygnus_Superbubble |
| Authors |
Jesse_Bluem,_Philip_Kaaret,_William_Fuelberth,_Anna_Zajczyk,_Daniel_M._LaRocca,_R._Ringuette,_Keith_M._Jahoda,_and_K._D._Kuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04278 |
はくちょう座スーパーバブル（CSB）は、局所的な渦巻腕の方向に幅が約13度の軟X線放射の領域です。このような広い領域は、近くの恒星の保育園からの強い恒星風と超新星の結果である可能性があります。または、単一のイベント、つまり極超新星の結果である可能性があります。HaloSatは、CSB領域で0.4〜7keVの帯域にわたって4つの重なり合わない10度の直径のフィールドを観測しました。CSBの吸収と温度は、4つのフィールドすべてで一貫しており、加重平均はそれぞれ6.1x10^21cm^-2と0.190keVでした。これらの観察結果は、CSBが単一の起源を持つ凝集物体であることを示唆しています。CSBの総熱エネルギーは、CSBのシェルのような物理モデルに基づいて、4x10^52ergと推定されます。CygOB関連への吸収と距離の推定値が調べられます。CSBの吸収は、CygOB1で見られる吸収と最も一致していることがわかります。これは、CSBが1.1〜1.4kpcの同様の距離にあることを意味します。
{\ it Fermi}データを使用したガンマ線バーストの高緯度曲率効果のテスト：迅速な放出におけるバルク加速の証拠
| Title |
Testing_High-latitude_Curvature_Effect_of_Gamma-Ray_Bursts_with_{\it_Fermi}_Data:_Evidence_of_Bulk_Acceleration_in_Prompt_Emission |
| Authors |
Liang_Li,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04325 |
GRBエミッターが放射を突然停止すると、観測者は、「曲率効果」として知られる、視線に対して高緯度から急速に減衰する放射を受け取ります。GRB即発放出光度曲線からのそのような放出を特定することは、中央エンジンからの即発放出の半径とGRBジェットの組成を制約するでしょう。{\itFermi}衛星に搭載されたガンマ線バーストモニターによって検出された単一パルスバーストのサンプルのスペクトルおよび時間分析を通じて、高緯度放射（HLE）の専用検索を実行します。バーストのサブサンプルからHLEを識別し、放出半径を中央エンジンから$R_{\rmGRB}\sim（10^{15}-10^{16}）$cmに制限します。一部のバーストでは、一定のローレンツ因子ジェットによって予測されるよりも速くHLEが減衰します。これは、放出領域が迅速な放出中に加速していることを示唆しています。これは、これらのバーストのポインティングフラックスが支配的なジェット構成をサポートします。結論は、迅速な放出のスペクトルラグモデリングとX線フレアのHLE分析から引き出された以前の結果と一致しています。
フェムトパルサーを用いた散逸磁気圏におけるエネルギー依存放射特性の調査
| Title |
Exploring_the_energy-dependent_radiation_properties_in_dissipative_magnetospheres_with_Fermi_pulsars |
| Authors |
Xiongbang_Yang,_Gang_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04451 |
最近の数値シミュレーションの結果から、ライトシリンダー（LC）の外側の赤道海流シートは、高エネルギー放出の有望な場所であると考えられています。FIDO磁気圏に基づいて曲率放射を計算することにより、パルサーの光度曲線とエネルギースペクトルを調べます。LC内ではほぼ力のない領域を持ち、LC外では有限であるが高い導電率を持つFIDO磁気圏は、スペクトルアルゴリズムによって構築されます。パルサーの高エネルギー放出特性は、加速電場と曲率放射損失の両方の影響下でテスト粒子の軌道を統合することによって調査されます。アプリケーションとして、予測されたエネルギー依存の光度曲線とエネルギースペクトルを、Fermi2PCカタログで公開されているカニとベラパルサーのものと比較します。カニパルサーとベラパルサーから観測された光度曲線とエネルギースペクトルの特性は、FIDOモデルによって十分に再現できることがわかります。
ブラックホールX線連星のハード状態での降着形状MAXIJ1820 + 070
| Title |
Accretion_Geometry_in_the_Hard_State_of_the_Black-Hole_X-Ray_Binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Marta_A._Dzielak,_Barbara_De_Marco,_Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04482 |
降着するブラックホール連星MAXIJ1820+070の爆発の上昇中に取得されたX線スペクトルを研究します。ハードスペクトル状態の発光部分内で降着円盤の内側半径に大きな変化が見られ、円盤の内側の打ち切り半径が100を超える重力半径から$\sim$10に変化しています。主な傾向は、スペクトル硬度の低下に伴う減少です。光子エネルギー$>$3keVでのスペクトルでは、スペクトルの傾きが異なる少なくとも2つの成分を含む降着流を構造化する必要があります。より硬い成分は、ボロメータの光度を支配し、X線反射機能の強力で狭いコアを形成します。より柔らかいコンポーネントは、基礎となるより広い反射機能を担っています。データは、より硬いスペクトル成分を放出するディスクトランケーション半径の下流に存在する高温のコンプトン化プラズマと互換性があります。ただし、その反射はディスクのリモート部分からのものです。2番目のComptonizingコンポーネントは、ある遷移半径まで、切り捨てられたディスクの上にコロナを形成しているように見えます。私たちの発見は、ディスクの特徴的な半径の変化によって引き起こされる、他の研究で見られる特徴的な変動の時間スケールの変化を容易に説明することができます。
マグネターの場合の回転ベクトルモデルの修正が計算されます。マグネターは、通常のパルサーと比較して、ねじれた磁場を持っている可能性があります。マグネターの分極位置角は、ねじれた磁場の場合に変化します。ツイストダイポールフィールドの場合、位置角が垂直方向と水平方向の両方で変化することがわかりました。マグネター磁気圏のねじれを解く過程で、位置角の変化は時間とともに単調に変化します。これは、マグネターPSRJ1622-4950およびXTEJ1810-197の位置角の進化を説明している可能性があります。放出点と視線の関係も変化します。マグネターのすべての磁気圏モデルも、モデル内の位置角の対応する変化を計算することをお勧めします。これを行うための桁違いの推定式が与えられます。これにより、マグネターの電波偏光観測からマグネターの磁場形状を抽出する可能性が開かれます。
AstroSatとXMM-Newtonを使用した非常に可変的な狭線セイファート1銀河NGC4748のスペクトルタイミング分析
| Title |
Spectro-Timing_Analysis_of_a_highly_variable_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_NGC_4748_with_AstroSat_and_XMM-Newton |
| Authors |
Main_Pal,_Neeraj_Kumari,_Pankaj_Kushwaha,_K._P._Singh,_Alok_C._Gupta,_Sachindra_Naik,_G._C._Dewangan,_P._Tripathi,_Rathin_Adhikari,_O._Adegoke_and_H._Nandan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04546 |
アストロサットとXMM-ニュートンでそれぞれ実行された2017年と2014年の観測を使用して、非常に可変的な狭線セイファート銀河NGC4748の詳細なタイミングとスペクトル研究を提示します。両方の観測は、互いに相関している非常に変動する軟X線放射と硬X線放射を示しています。2014年のデータセットでは、ソースは「明るいときに柔らかくなる」という一般的な動作を保持していますが、2017年の観測では「明るいときに硬い」という性質を示しています。このような変化する振る舞いはAGNではまれであり、通常はブラックホール連星系で観察されます。「明るくなると硬くなる」ことは、光子指数と0.3〜10keVのべき乗則フラックスとの反相関によって確認されます。これは、降着モードが標準から移流が支配的な流れに変わる可能性があることを示唆しています。さらに、両方の観測は、べき乗則の連続体上で2keV未満の軟X線過剰を示しています。この超過分には、単一または複数の黒体コンポーネントが取り付けられていました。2017年の観測中のソフト過剰の原因は、光子指数が時間とともに変化するため、クールなコンプトン化が原因である可能性があります。一方、2014年の観測中の広い鉄線と遅延したUV放射は、降着円盤へのX線照射と反射と再処理がこのAGNで重要な役割を果たしていることを強く示唆しています。
超高エネルギー宇宙線の空への大規模構造の痕跡
超高エネルギー宇宙線（UHECR）は、これまでに観測された他のどの粒子よりもはるかに高いエネルギーを持つ宇宙からの原子核です。それらの起源と化学組成は謎のままです。ここに示すように、ピエールオージェ天文台で観測された大規模および中角度の異方性は、UHECRの起源だけでなく、その組成や銀河系および銀河系外の磁場の特性を理解するための強力なツールです。特定の生成メカニズムやソースの場所を指定せずに、ソースの分布がローカルユニバースの物質分布に従うと仮定するだけで、$8\times10^{を超えるエネルギーでのダイポール異方性の大きさ、方向、およびエネルギー依存性を適切に説明できます。18}$eVは、伝播中のエネルギー損失（「GZKホライズン」）と銀河磁場（GMF）の偏向の影響を考慮した後に得られます。観測された双極子異方性は、このシナリオでは純粋な陽子組成と互換性がありません。エネルギー損失をより正確に処理することで、銀河系外磁場のUHECR組成と特性を制約し、GMFモデルを一貫して改善し、個々のUHECR源を潜在的に露出させることが可能になるはずです。
近くの変化する外観のセイファート銀河Mrk590のパーセクスケールのかすかなジェット
| Title |
A_parsec-scale_faint_jet_in_the_nearby_changing-look_Seyfert_galaxy_Mrk_590 |
| Authors |
J._Yang_(1),_I._van_Bemmel_(2),_Z._Paragi_(2),_S._Komossa_(3),_F._Yuan_(4),_X._Yang_(4),_T._An_(4),_J.Y._Koay_(5),_C._Reynolds_(6),_J.B.R._Oonk_(7),_X._Liu_(8)_and_Q._Wu_(9)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC,_Netherlands,_(3)_Max-Planck-Insitut_f\"ur_Radioastronomie,_Germany_(4)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_China,_(5)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taiwan,_(6)_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_Australia,_(7)_SURFsara,_Netherlands,_(8)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_China,_(9)_Huazhong_University_of_Science_and_Technology,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04629 |
活動銀河核（AGN）の広いバルマー輝線は、振幅の劇的な変化を示し、一部のソースでは消失と再出現さえ示す場合があります。赤方偏移がz=0.0264の近くの銀河として、Mrk590は2006年から2017年の間にこのようなセイファート型の変化のサイクルに見舞われました。過去50年間で、Mrk590は強力な連続体爆発とX線からピークボロメータ光度がエディントン光度の約10％に達する電波波長。過去の降着および放出活動を追跡するために、2015年に1.6GHzでヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）を使用して非常に長いベースライン干渉法（VLBI）観測を実行しました。EVN観測は、最大〜北に向かって2.8mas（投影スケール〜1.4pc）であり、おそらく非常に集中的なAGN活動に起因します。今日まで、このようなパーセクスケールのジェットは、既知の変化する外観のAGNではめったに見られません。かすかなジェットの発見は、Mrk590でタイプの起源が変化するにつれて、可変降着をさらに強力にサポートします。
基本カタログの科学
| Title |
The_Science_of_Fundamental_Catalogs |
| Authors |
Sergei_M._Kopeikin_(University_of_Missouri,_USA)_and_Valeri_V._Makarov_(US_Naval_Observatory,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04175 |
このレビューペーパーでは、位置天文学カタログの科学、それらの現在のアプリケーション、および基本的な天文学、天体物理学、重力物理学の進歩のための将来の展望について説明します。基本的なカタログの概念、それらの実際の実現、および将来の展望について説明します。オールト定数の測定、経年収差と視差、星震学など、カタログの天体物理学的実装に特に注意が払われています。また、一般相対性理論をテストし、宇宙論的起源の超長重力波を検出するために、重力物理学における基本的なカタログの使用を検討します。
自己教師あり表現学習を使用した画像からの銀河距離の推定
| Title |
Estimating_Galactic_Distances_From_Images_Using_Self-supervised_Representation_Learning |
| Authors |
Md_Abul_Hayat,_Peter_Harrington,_George_Stein,_Zarija_Luki\'c,_Mustafa_Mustafa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04293 |
対照的な自己教師あり学習フレームワークを使用して、測光画像から銀河までの距離を推定します。コンピュータービジョンからのデータ拡張と、銀河の塵を説明するアプリケーション固有の拡張を組み込んでいます。結果として得られる銀河画像の視覚的表現は意味的に有用であり、高速な類似性検索を可能にし、赤方偏移推定のタスクのためにうまく微調整できることがわかります。（1）ラベルなしデータの大規模なコーパスでの事前トレーニングと、それに続く一部のラベルでの微調整により、2〜4倍のラベル付きデータを必要とする完全教師ありモデルの精度を達成できること、および（2）微調整によってそれを達成できることを示します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のメインギャラクシーサンプルで利用可能なすべてのデータラベルを使用した自己教師あり表現は、最先端の教師あり学習方法よりも優れています。
シャックハルトマンセンサーのマルチアパーチャシンチレーションによる大気乱流プロファイリング
| Title |
Atmospheric_turbulence_profiling_with_multi-aperture_scintillation_of_a_Shack-Hartmann_sensor |
| Authors |
Hajime_Ogane,_Masayuki_Akiyama,_Shin_Oya,_Yoshito_Ono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04294 |
大気乱気流の3次元構造の断層撮影推定を使用する補償光学（AO）システムには、事前情報としての高度の関数としての乱気流強度を記述する垂直大気乱気流プロファイルが必要です。シャックハルトマン波面センサー（SH-WFS）によって取得されたシンチレーションデータにマルチアパーチャシンチレーションセンサー（MASS）法を適用することにより、プロファイルを再構築する新しい方法を提案します。4つの同心環状アパーチャ内で大気シンチレーションを使用する従来のMASSと比較して、新しい方法では、SH-WFSサブアパーチャの組み合わせによって作成される数百の空間パターンでのシンチレーションを利用します。乱流プロファイル再構成の精度はベイズ推定で評価され、多数の制約のおかげで10層を超える乱流プロファイルを再構成できることが確認されています。東北大学で50cm望遠鏡にSH-WFSを取り付けた新しい方法を実証し、大気乱流プロファイルの一般的な特性が再現されていることを確認します。
SPICA / SAFARI機器の校正戦略
| Title |
Calibration_strategy_for_the_SPICA/SAFARI_instrument |
| Authors |
Russell_F._Shipman,_Bart_Vandenbussche,_Edgar_Castillo-Dominguez,_Alvaro_Labiano,_Willem_Jellema,_Angiola_Orlando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04473 |
SPICAは、銀河、星、惑星を形成するプロセスを探索するための中赤外線から遠赤外線の宇宙ミッションです。SPICA/SAFARIは、34〜230マイクロメートルのバックグラウンドに近い限定的な観測を提供する遠赤外線分光計です。SAFARIのコアは、4つのグレーティングモジュールで構成され、モジュールごとに5つのTES検出器アレイに光を分散させます。グレーティングモジュールは、全波長範囲にわたって低解像度（250）の瞬間スペクトルを提供します。高分解能（1500〜12000）モードは、回折格子の前にフーリエ変換分光計（FTS）を配置することで実現されます。各グレーティングモジュール検出器は、高分解能スペクトルを構築できるインターフェログラムを確認します。SAFARIデータは、複雑なスペクトル、時間、および空間情報の畳み込みになります。<1％のスペクトル校正精度に加えて、1％の相対フラックス校正と10％の絶対フラックス校正精度が必要です。このホワイトペーパーでは、キャリブレーション戦略と、SAFARIの機器設計への影響について説明します。
星間干渉法：パルサー二次スペクトルからの正確な曲率測定
| Title |
Interstellar_Interferometry:_Precise_Curvature_Measurement_from_Pulsar_Secondary_Spectra |
| Authors |
Daniel_Baker,_Walter_Brisken,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Robert_Main,_Ue-Li_Pen,_Tim_Sprenger,_Olaf_Wucknitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04646 |
パルサーの二次スペクトルまたは共役スペクトルの放物線構造は、多くの場合、ISM内の孤立した1次元（または少なくとも高度に異方性の）レンズの結果です。これらのフィーチャの曲率には、レンズの主軸に沿った地球、ISM、およびパルサーの速度に関する情報が含まれています。その結果、1年間の曲率の変化、またはバイナリのパルサーの公転周期を測定すると、スクリーンとパルサーの特性が制約される可能性があります。特に、連星系のパルサー距離と軌道傾斜角は、$\sin（i）$に関する事前情報を持つ複数の画面またはシステムで見つけることができます。共役スペクトルをメインアークと反転アークレットが直線である空間にマッピングすることにより、固有ベクトルを使用して反転アークレットの曲率と位相から完全なコヒーレント情報コンテンツを抽出し、位相情報を一意かつ最適に取得します。これにより、これらの機能が利用可能なシステムの標準的なハフ変換よりも高精度の測定が可能になります。また、私たちの手法は、単一の天文台から見た空の画像のドップラーシフト、時間遅延、および倍率の観点から与えられた星間レンズに最適な1Dインパルス応答関数を直接生成します。これは、複数の望遠鏡を組み合わせることにより、レンズのホログラフィックイメージングで使用するために拡張できます。PSRB0834+06のシミュレーションデータと実際の観測の両方に対するこの新しい方法の例を示します。
中間質量星の重力慣性モードの周期間隔に対する遠心加速度の影響
| Title |
The_effect_of_the_centrifugal_acceleration_on_period_spacings_of_gravito-inertial_modes_in_intermediate-mass_stars |
| Authors |
Jan_Henneco,_Timothy_Van_Reeth,_Vincent_Prat,_St\'ephane_Mathis,_Joey_S._G._Mombarg,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04116 |
ケプラーとTESSのミッションは、重力慣性（g）脈動モードを持つ数百の主系列星に、高精度で長時間の測光時系列を提供しました。この高精度により、ますます詳細な理論上の恒星モデルを評価することができます。最近の理論的研究は、gモードに対するコリオリ加速度の影響を評価するためのフレームワークである従来の回転近似（TAR）を拡張し、これまでほとんどがそうであったわずかに変形した星の近似に遠心加速度の影響を含めました星震学では無視されています。TARのこの拡張は、遠心力で変形した回転楕円体座標系でTARを再導出することによって考案されました。gモードに対する遠心加速度の影響を調査し、宇宙ベースの測光におけるその検出可能性を評価します。新しいフレームワークを実装して、事前に計算された1D球形恒星構造モデルの遠心変形を計算し、均一な回転を想定して、対応するgモード周波数を計算します。フレームワークは、観測されたgモードパルセータの関連するパラメータ空間をカバーする恒星構造モデルのグリッドに対して評価されます。遠心加速度は、gモードに対するコリオリ加速度の影響を変更し、それらがトラップされる赤道帯域を狭めます。さらに、遠心加速度により、最も一般的なgモード（順行双極子モードとrモード）の脈動周期と周期間隔が、KeplerおよびTESSデータの観測の不確実性と同様の値で増加します。gモードに対する遠心加速度の影響は、現代の宇宙測光で正式に検出できます。恒星構造と脈動コードに新しい理論的枠組みを実装することで、遠心力で変形した星のより正確な星震学的モデリングが可能になり、モード励起、トラッピング、ダンピングへの影響を評価できます。
原始星の円盤をモデル化するために、理想的ではない電磁流体力学が必要ですか？
さまざまな非理想的な電磁流体力学（MHD）プロセスが重要であるという観点から、原始星の円盤を調査して議論します。磁化されたディスクの従来の図（オーム抵抗率が中央平面の近くで支配的であり、ホール効果によって支配される領域に囲まれ、ディスクの残りの部分が両極性拡散によって支配される）は非常に単純化されすぎていることがわかります。単純なパラメータ化されたディスクでは、ホール効果が通常、ディスクの大部分全体で支配的な用語であることがわかります。さらに重要なことに、パラメータ化されたディスクの多くで、少なくとも2つの非理想的なプロセスの係数が互いに10倍以内であることがわかります。これは、両方が重要であり、支配的な用語の命名が他の用語の重要性を過小評価していることを示しています。以前の研究で自己無撞着に形成されたディスクもホール効果によって支配され、両極性拡散とホール係数の比率は通常10未満であり、両方の用語が等しく重要であり、支配的な用語をリストすることは誤解を招くことを示唆しています。これらの結論は、磁場の形状を考慮に入れると、より堅牢になります。私たちがレビューする文献と一致して、私たちは、非理想的なMHDプロセスが原始星の円盤の形成と進化にとって重要であると結論付けています。理想的でないプロセス、特に両極性拡散とホール効果を無視すると、ディスクの進化について誤った説明が生成されます。
コロナ加熱と太陽風加速の連成問題に対する近似解析解
| Title |
An_approximate_analytic_solution_to_the_coupled_problems_of_coronal_heating_and_solar-wind_acceleration |
| Authors |
Benjamin_D._G._Chandran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04156 |
太陽コロナの基部とアルヴェーン臨界点の間では、太陽風密度は約5桁減少しますが、温度の変動はわずか数倍です。この論文では、アルヴェーン臨界点へのそのような準等温進化が、反射駆動のアルヴェーン波（AW）乱流によって駆動される流出の一般的な特性であり、外向きに伝播するAWが部分的に反射し、逆伝播することを示します。AWは相互作用して、変動エネルギーのカスケードを小規模に生成し、乱流加熱を引き起こします。サブアルヴェーン領域を等温として近似し、最初に、伝導損失と波圧力を無視した、質量流出速度、漸近風速、および冠状温度の簡略化された計算を示します。次に、コロナベースから遷移領域への熱流束とAWによる運動量堆積を説明する、遷移領域、コロナ、太陽風のより詳細なモデルを開発します。遷移領域内で、輻射、pdV仕事、移流による内部エネルギー損失に対する伝導加熱のバランスをとることにより、この熱流束を分析的に解決します。冠状基部の密度は、乱流加熱と放射冷却の局所的なバランスをとることによって決定されます。モデルの方程式を2つの異なるパラメーターレジームで解析的に解きます。モデル方程式の解析的および数値的解法は、多くの観察結果と一致しています。
黒点の黒点の定在波の証拠としての下降する傘の閃光
| Title |
Downflowing_umbral_flashes_as_an_evidence_of_standing_waves_in_sunspot_umbrae |
| Authors |
T._Felipe,_V._M._J._Henriques,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_H._Socas-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04188 |
陰影フラッシュは、彩層線のコアに一般的に見られる突然の増光です。理論的および数値的モデリングは、それらが衝撃波の伝播によって生成されることを示唆しています。これらのモデルと初期の観測によると、傘の閃光は上昇流と関連しています。しかし、最近の研究では、下降する大気での陰影の閃光が報告されています。私たちは、流れ落ちる傘の閃光の起源を理解することを目指しています。彩層の定在波の存在がフラッシュプロファイルの生成にどのように影響するかを調べます。コードMANCHAを使用して、黒点アンブラ内の波動伝搬の数値シミュレーションを実行しました。CaII8542\AA\ラインのストークスプロファイルはNICOLEで合成されました。自由に伝播する波の場合、振動の彩層温度の向上は、速度の上昇と同相です。この場合、CaII8542\AA\大気の強度コアは、振動の上昇段階で加熱されます。共振空洞を使用した別のシナリオを検討すると、遷移領域の急激な温度勾配での波の反射により、定常振動が発生します。この状況では、温度変動は後方にシフトし、温度上昇は振動の下降流段階と部分的に一致します。スタンディングオシレーションによって生成されるアンブラルフラッシュでは、オシレーションがダウンフローしているときに放出機能の反転が生成されます。大気が下降流から上昇流に変化している間、彩層温度は上昇し続けます。フラッシュされたCaII8542\AA\コアの出現中、大気はほとんどの時間上昇しており、フラッシュされたプロファイルの38\％のみが下降流に関連付けられています。黒点の黒点の上に立っている振動の存在の自然な結果として、下降する黒点の閃光の最近の経験的発見を著しく説明するシナリオを見つけます。
ペルセウス腕で若い恒星状天体PGIR20dciを爆発させる
| Title |
Outbursting_Young_Stellar_Object_PGIR_20dci_in_the_Perseus_Arm |
| Authors |
Lynne_A._Hillenbrand,_Kishalay_De,_Matthew_Hankins,_Mansi_M._Kasliwal,_Luisa_M._Rebull,_Ryan_M._Lau,_Roc_M._Cutri,_Michael_C.B._Ashley,_Viraj_R._Karambelkar,_Anna_M._Moore,_T._Travouillon,_A.K._Mainzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04203 |
星形成領域NGC281-W（距離$\sim2.8$kpc）に関連する、爆発する可能性のあるクラスIの若い恒星状天体の発見を報告します。ソースは現在、赤外線波長でのみ見られ、PalomarGattiniInfraRed（$1.2〜\mu$m）とNearEarthObjectWidefieldInfraredSurveyExplorer（$3.4$および$4.6〜\mu$m）の両方のフォトメトリック時間領域調査に表示されます。。最近の近赤外線イメージングは、新しい拡張された散乱光星雲を明らかにしています。最近の近赤外分光法は、$CO$、$H_2O$、および$OH$での強い分子吸収、いくつかの原子線での弱い吸収、および暖かい風/流出に基づいて、PGIR20dciとFOUriタイプの光源との類似性を確認しています。HeI10830AラインのPCygniプロファイルで示されます。これは、より鋭い爆発の前に十分に測定された長期の測光上昇を伴うFUオリ星のまれなケースであり、中赤外線で2段階の明るさを記録したFUオリ星の2番目のインスタンスです。
視覚軌道と分光軌道の組み合わせを使用した、窒素に富むウォルフ・ライエ星の最初の動的質量決定
| Title |
The_First_Dynamical_Mass_Determination_of_a_Nitrogen-rich_Wolf-Rayet_Star_using_a_Combined_Visual_and_Spectroscopic_Orbit |
| Authors |
Noel_D._Richardson,_Laura_Lee,_Gail_Schaefer,_Tomer_Shenar,_Andreas_A._C._Sander,_Grant_M._Hill,_Andrew_G._Fullard,_John_D._Monnier,_Narsireddy_Anugu,_Claire_L_Davies,_Tyler_Gardner,_Cyprien_Lanthermann,_Stefan_Kraus,_and_Benjamin_R._Setterholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04232 |
CHARAアレイとMIRC-Xコンバイナーで行われた観測に基づいて、窒素が豊富なWolf-RayetバイナリーWR133（WN5o+O9I）の最初の視覚軌道を示します。この軌道は、WN星の最初の視覚軌道を表し、視覚軌道を持つ3番目のウォルフライエ星のみを表します。軌道の周期は112.8d、中程度の離心率は0.36、空の離心率は$a$=0.79masです。視覚軌道をSB2軌道およびガイア視差と組み合わせて、構成星の導出された質量が$M_{\rmWR}$=$9.3\pm1.6M_\odot$および$M_{\rmO}$であることを確認します。=$22.6\pm3.2M_\odot$、システムのほぼ正面の形状による大きな誤差と分光パラメータの誤差が組み合わされています。また、{\itGaia}で決定された距離と同じ軌道視差を導き出します。構成星の予備的なスペクトル分析と大気モデルを提示し、偏光変動と私たちの軌道と一致する質量損失率を見つけます。ただし、導出された質量は、スペクトルタイプおよびスペクトルモデルと比較して低くなっています。密接なバイナリの性質を考えると、WR133はバイナリの相互作用によって形成されるべきであり、クラスターNGC6871のメンバーシップを考えると進化モデルをテストするための理想的なターゲットを表していると思われます。
コロナ質量放出の速度と方向に基づく1AUでの10-130MeV太陽エネルギー粒子スペクトルの経験的モデル
| Title |
Empirical_Model_of_10-130_MeV_Solar_Energetic_Particle_Spectra_at_1_AU_Based_on_Coronal_Mass_Ejection_Speed_and_Direction |
| Authors |
Alessandro_Bruno_and_Ian_G._Richardson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04234 |
太陽エネルギー粒子（SEP）イベント統合および1AUでの10〜130MeVのピーク強度スペクトルを予測するための新しい経験的モデルを提示します。これは、地球静止観測所（STEREO）の多点宇宙船測定に基づいています。環境衛星（GOES）と反物質探査および軽核天体物理学（PAMELA）衛星実験のペイロード。分析されたデータサンプルには、2010年から2014年の間に発生した32のSEPイベントが含まれ、数十MeVを超えるエネルギーで統計的に有意な陽子信号が3つの宇宙船の場所で明確に記録されています。SEP強度の空間分布は、エネルギー依存の2Dガウス関数形式を想定し、親コロナ質量放出（CME）の強度と速度、および磁力線の接続角度との相関関係を考慮して再構築されます。使用されるCME測定値は、SpaceWeatherの通知、知識、情報のデータベース（DONKI）からのものです。低/高エネルギーへの外挿を含むモデルのパフォーマンスは、モデルパラメータの導出に使用されなかった20のSEPイベントのスペクトルと比較することによってテストされます。モデルの単純さにもかかわらず、地球とこれらのイベントのSTEREO宇宙船で観測および予測されたイベント統合およびピーク強度は、スペクトル形状とその絶対値の両方で顕著な一致を示しています。
恒星色回帰法によるガイアデータリリース2の測光色の補正
| Title |
Correction_to_the_photometric_colors_of_the_Gaia_Data_Release_2_with_the_stellar_color_regression_method |
| Authors |
Zexi_Niu,_Haibo_Yuan,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04290 |
2番目のガイアデータリリース（DR2）は、G、GRP、およびGBP通過帯域の前例のないミリマグニチュード（mmag）レベルに達する、全天の正確で均質な測光データを絶妙な品質で提供します。ただし、10mmagレベルでのマグニチュードに依存する体系的な効果の存在は、科学的利用におけるその力を制限します。この作業では、LAMOSTDR5と共通の約50万個の星を使用して、分光法に基づく恒星色回帰法を適用して、ガイアG-GRPおよびGBP-GRPの色を較正します。約1mmagの前例のない精度で、機器構成の変更を反映して、Gの大きさの体系的な傾向が両方の色で非常に詳細に明らかになります。GBP-GRPの色と、G〜11.5等より明るい星では、色に依存する傾向が見られます。キャリブレーションは一般に最大20mmagで、数mmag/mag異なります。GaiaDR2の改訂された色-色図が示され、いくつかのアプリケーションについて簡単に説明します。
磁気静水圧制約とストークスプロファイル反転の組み合わせ。 II。ひので/ SP観測への応用
| Title |
Combining_magneto-hydrostatic_constraints_with_Stokes_profile_inversions._II._Application_to_Hinode/SP_observations |
| Authors |
J.M.Borrero,_A._Pastor_Yabar,_B._Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04394 |
偏光の放射伝達方程式に適用される反転手法は、太陽大気の物理パラメータ（温度$T$、磁場${\bfB}$、および見通し内速度$v_{\rm）を推測することができます。los}$）スペクトル線でのストークスベクトルの観測（つまり、分光偏光観測）から。推論は通常、$（x、y、\tau_c）$ドメインで実行されます。ここで、$\tau_c$は光学的厚さのスケールを指します。一般に、$（x、y、z）$体積でのそれらの決定は、特に強い磁場を含む太陽表面の領域では、ガス圧の信頼できる推定がないために不可能です。$（x、y、z）$ドメインの物理パラメータを確実に推測できる新しい反転コードの開発を目指しています。自己無撞着な方法で、放射伝達方程式の逆ソルバー（Firtez-DZ）と、磁気静水圧（MHS）平衡のソルバーを組み合わせます。このソルバーは、磁気圧力を取り、ガス圧力の現実的な値を導き出します。緊張を考慮に入れます。ひので宇宙船に搭載された分光偏光計（SP）機器で記録された2つの黒点の分光偏光観測で新しく開発されたコードの正しい振る舞いをテストし、物理パラメータが$（x、y、z）$でどのように推測されるかを示します力のバランスの自然な結果として発生する黒点のウィルソン陥没を伴う領域。特に、私たちのアプローチは、半経験的モデルに基づいた以前の決定を大幅に改善します。私たちの結果は、太陽光球の3次元${\bfj}（x、y、z）$で信頼できる電流を計算する可能性への扉を開きます。さらなる整合性チェックには、最近提案され、同様の目標を達成する他の方法との比較が含まれます。
惑星を持つ初期型星の化学分析
| Title |
Chemical_analysis_of_early-type_stars_with_planets |
| Authors |
C._Saffe,_P._Miquelarena,_J._Alacoria,_M._Flores,_M._Jaque_Arancibia,_D._Calvo,_G._Mart\'in_Girardi,_M._Grosso,_and_A._Collado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04416 |
目的。惑星を持つ初期型の星の化学的パターンを調査し、惑星形成の可能な兆候を探します。特に、うしかい座ラムダ星の化学パターンと巨大惑星の存在との関係の可能性を研究しています。メソッド。スペクトル合成を介して、惑星がある場合とない場合の初期型星のサンプルで詳細な存在量の決定を実行しました。結果。サンプルの星（惑星のある13個の星と検出された惑星のない24個の星）の化学パターンを、うしかい座ラムダ星や他の化学的に特異な星の化学パターンと比較しました。サンプルでうしかい座ラムダ星が4つ見つかりました。そのうち、2つは惑星と星周円盤（HR8799とHD169142）で、もう1つは惑星が検出されていません（HD110058）。また、褐色矮星（ゼータデル）が周回する最初のうしかい座ラムダ星を特定しました。この興味深いペアのうしかい座ラムダ星+褐色矮星は、星形成シナリオのテストに役立つ可能性があります。巨大な惑星を持っている初期型の星のグループに特有の化学パターンは見つかりませんでした。しかし、私たちの結果は、原則として、前主系列星を周回する巨大な惑星がディスクの塵をブロックし、うしかい座ラムダ星のようなパターンをもたらすという提案されたシナリオをサポートしています。一方、最近文献で提案された、ホットジュピターの風からの降着の可能性の考えをサポートしていない、さまざまなホットジュピター惑星のホスト星にうしかい座ラムダ星のパターンは見つかりません。次に、他のメカニズムが主系列星間のラムダうしかい座パターンの存在を説明する必要があります。最後に、HR8799やHD169142などのうしかい座ラムダ星の周りの惑星の形成は、重力の不安定性だけでなく、コア降着プロセスによっても可能であることを提案します[要約]
Ca I 4227 $ \ mathrm {\ r {A}} $線の共鳴偏光に対する3次元放射伝達の影響
| Title |
The_effects_of_three-dimensional_radiative_transfer_on_the_resonance_polarization_of_the_Ca_I_4227_$\mathrm{\r{A}}$_line |
| Authors |
J._Jaume_Bestard,_J._Trujillo_Bueno,_J._\v{S}t\v{e}p\'an_and_T._del_Pino_Alem\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04421 |
CaI4227$\mathrm{\r{A}}$線のコアでの異方性放射の散乱によって生成されるかなりの直線偏光信号は、下部太陽彩層の不均一で動的なプラズマをプローブするための重要な観測可能要素を構成します。ここでは、太陽大気の磁気流体力学的3Dモデルにおける線の散乱分極の3次元（3D）放射伝達完全周波数再分布（CRD）調査の結果を示します。モデルの磁場によって生成されるハンレ効果だけでなく、水平方向の不均一性と巨視的な速度勾配によって引き起こされる対称性の破れも考慮に入れます。巨視的速度の水平成分の空間勾配は、磁場を必要とせずに非常に重要な前方散乱偏光信号を生成しますが、ハンレ効果は、モデルの磁場が約5Gより強い場所でそれらを偏光解消する傾向があります。1.5D近似は、線の散乱偏光を理解するには不適切であることがわかりましたが、完全な3D結果と定性的に一致する結果を生成するこの近似に新しい改善を導入します。計算された偏光信号の機器による劣化も調査され、次のダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡で可視分光偏光計で何が観察できるかが示されています。
SOARでのスペックル干渉法によるバイナリの軌道と質量
SOAR4.1m望遠鏡のHRCamSpeckleカメラを使用して実行された、15個の視覚バイナリと1個の二重線分光バイナリのスペックル干渉観測の結果を示します。これらのシステムは、250パーセクの距離まで、太陽の近くのバイナリ集団を特徴づけるための進行中の調査の一部として観察されました。ビジュアルバイナリのサンプルの軌道要素と質量和を取得しました。軌道は、パラメーターの最尤推定値を提供するマルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムと、それらの不確実性を評価できる事後確率密度関数を使用して計算されました。それらの期間は5年から500年以上の範囲をカバーします。そして、それらのスペクトル型は初期のAから中期のMになります。これは、システム全体の質量が4MSunをわずかに超えるものから0.2MSunまでであることを意味します。それらは約12から200pcの距離にあり、主に銀河緯度が低い場所にあります。二重線分光連星YSC8の場合、自己無撞着な適合から生じる最初の位置天文/視線速度軌道の組み合わせを示し、個々の成分の質量は0.897+/-0.027MSunおよび0.857+/-0.026MSunになります。軌道視差は26.61+/-0.29masで、ガイアDR2三角法視差（26.55+/-0.27mas）と非常によく比較されます。公開されている測光および三角関数の視差と組み合わせて、オブジェクトをH-Rダイアグラムに配置し、それらの進化の状態について説明します。また、彼らが利用できる測光の精度と一貫性の徹底的な分析を提示します。
フラックスキャンセルによって駆動される再結合による彩層およびコロナ加熱とジェット加速。 I.3次元の現在のシートで
| Title |
Chromospheric_and_coronal_heating_and_jet_acceleration_due_to_reconnection_driven_by_flux_cancellation._I._At_a_three-dimensional_current_sheet |
| Authors |
E._R._Priest_and_P._Syntelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04600 |
環境。光球で以前に実現されていたよりもはるかに大きな磁束キャンセルが起こっているという最近の発見により、私たちは以前の研究で、さまざまな種類のジェットや太陽を含む幅広い動的現象の原因として、磁束キャンセルによって駆動される磁気リコネクションを示唆しました。大気加熱。目的。以前は、理論は2次元の現在のシートでのエネルギー放出を考慮していました。ここでは、複雑な変数理論に頼ることなく、3次元の軸対称電流シートに拡張することで理論をさらに発展させます。メソッド。再結合を解析的に研究し、現在のシートを3次元構造として扱います。この理論を、互いに接近し、上にある水平磁場内にある、等しいが反対の磁束の2つのフラグメントのキャンセルに適用します。結果。エネルギー放出は2つのフェーズで発生します。フェーズ1の間に、セパレーターが形成され、セパレーターが最大の高さまで上昇するときに再接続が駆動され、次に光球に戻り、プラズマを加熱し、プラズマジェットを加速します。フェーズ2の間、フラックスは光球でキャンセルされ、低温プラズマと高温プラズマの混合物を上向きに加速します。
差動回転する恒星と惑星の対流領域における潮汐慣性波と帯状流の間の複雑な相互作用I.自由波
| Title |
The_complex_interplay_between_tidal_inertial_waves_and_zonal_flows_in_differentially_rotating_stellar_and_planetary_convective_regions_I._Free_waves |
| Authors |
A._Astoul,_J._Park,_S._Mathis,_C._Baruteau,_F._Gallet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04656 |
近接した2体システムにおける潮汐相互作用の定量化は、それらが構造と体の回転履歴に決定的な影響を与えるため、最も重要です。さまざまな研究により、どちらの物体でも潮汐の散逸は、太陽のような星や巨大なガス状惑星の外側の対流エンベロープに存在する差動回転のように、その構造とダイナミクスに非常に敏感であることが示されています。特に、津波は、波のドップラーシフト周波数が相殺される、いわゆる共回転共鳴で帯状流と強く相互作用する可能性があります。低質量の星や巨大惑星に典型的な差動回転プロファイルの存在下で、共回転共鳴での潮汐慣性波のダイナミクスの深い物理的理解を提供することを目指しています。傾斜したせん断ボックスを開発することにより、共回転時、より一般的には支配波微分方程式の特異点である臨界レベルでの自由慣性波の伝播と伝達を調査します。波動フラックスと呼ばれる不変量の構築を通じて、臨界レベルでの波動伝達のさまざまなレジームを識別します。これは、1次元の3層数値モデルで確認されます。慣性波は、臨界レベルを超えた後、完全に伝達されるか、強く減衰されるか、さらには増幅される可能性があることがわかります。これらのレジームの発生は、想定される差動回転のプロファイル、臨界レベルの性質と緯度、および慣性周波数や縦波数と縦波数などの波パラメータに依存します。したがって、波は、臨界レベルで減衰したときに流体に作用フラックスを堆積させるか、臨界レベルで増幅したときに流体に作用フラックスを抽出することができます。両方の状況は、潮汐的に相互作用する物体間の有意な角運動量交換につながる可能性があります。
銀河球状星団M19の2つの明るいポストAGB星
| Title |
Two_Luminous_Post-AGB_Stars_in_the_Galactic_Globular_Cluster_M19 |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2),_Brian_D._Davis_(1),_Michael_H._Siegel_(1),_and_Robin_Ciardullo_(1,3)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_Institute_for_Gravitation_&_the_Cosmos,_Penn_State) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04657 |
銀河系GCのuBVI調査中に特定された、球状星団（GC）M19（NGC6273）での明るい「黄色」の漸近巨星分枝（PAGB）星の発見を報告します。uBVI測光システムは、バルマーの不連続性が大きい星を検出するように最適化されており、表面の重力が非常に低く、光度が高いことを示しています。星のスペクトルエネルギー分布（SED）は、約6250Kの有効温度と$\logg=0.5$の表面重力と一致しています。ガイアデータを使用して、星の固有運動と視線速度がクラスターのメンバーシップと一致していることを示します。私たちのプログラムの目的の1つは、銀河系外の距離を決定するための候補集団II標準キャンドルとして黄色のPAGB星をテストすることです。M19星の視覚的な絶対等級$M_V=-3.39\pm0.09$を導き出します。これは、GCオメガ星団、NGC5986、およびM79の黄色のPAGB星で見つかった$M_V$値と密接に一致しており、非常に狭い光度関数を示しています。これらの天体は、こと座RR型変光星の変数よりも4等級明るく、人口Iの距離インジケーターで問題となる星間減光の問題を大幅に回避できます。また、M19で2番目の明るいPAGBオブジェクトを特定しました。これは、より高温の「UV明るい」星です。そのSEDは、約11,750Kの有効温度と$\logg=2.0$と一致しています。2つのオブジェクトは、ほぼ同じボロメータの光度、それぞれ$\logL/L_\odot=3.24$と3.22を持っています。
低エネルギー原子反跳に対するドープされていない極低温CsIの応答
液体窒素温度で動作する純粋なCsIの明るいシンチレーションは、この材料を有望な暗黒物質およびニュートリノ検出器にします。原子反跳の消光係数の最初の測定値を示します。我々の発見は、それが室温でナトリウムをドープしたCsIのそれと区別がつかないことを示している。光の収量、残光、電子および原子反跳のシンチレーション減衰特性、エネルギー比例などの追加の特性が\mbox{108-165K}の温度範囲で研究され、まれなイベントの検索に対するこの媒体の大きな可能性が確認されています。
コペルニクスの原理は、アルファケンタウリ星系からの技術的無線信号としてBLC1を除外します
| Title |
The_Copernican_Principle_Rules_Out_BLC1_as_a_Technological_Radio_Signal_from_the_Alpha_Centauri_System |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04118 |
特別な時間や場所を占めているという証拠がなければ、私たちは宇宙の特権的な状況に住んでいると想定すべきではありません。結果として、太陽のような星を周回するすべての地球のような惑星の文脈の中で、地球上の技術文明の起源は、ランダムなプロセスの単一の結果と見なされるべきです。宇宙での生命の蔓延について本質的に楽観的であるそのようなコペルニクスの枠組みでは、最も近い星系であるアルファケンタウリが、無線送信文明をホストする可能性は$\sim10^{-8}$であることを示します。。これは、\textit{apriori}のBreakthroughListenCandidate1（BLC1）をAlphaCentauriシステムからの技術的な無線信号として除外します。このようなシナリオは、コペルニクスの原理に約8桁違反するためです。また、コペルニクスの原理は、高速電波バーストの大部分が自然起源であることに一致していることも示しています。
静的球対称3形星
| Title |
Static_spherically_symmetric_three-form_stars |
| Authors |
Bruno_J._Barros,_Zahra_Haghani,_Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04445 |
標準のヒルベルト-アインシュタイン作用を、場の強さとを介して生成する3つの形式の場$A_{\alpha\beta\gamma}$から構築されたラグランジアンで拡張する重力理論で、内部の静力学および球対称の解を検討します。ポテンシャル項、重力系の全エネルギー運動量テンソルの新しい要素。シュワルツシルト座標で場の方程式を定式化し、3つの場のポテンシャルが定数であるか、ヒッグスのような形をしていると仮定して、中性子とクォーク物質のさまざまな状態方程式の解を数値的に調べます。さらに、硬い流体、放射のようなバッグモデル、およびボーズ-アインシュタイン凝縮状態方程式によって記述される恒星モデルは、一般相対性理論と3形態重力の両方で明示的に取得されるため、天体物理学的予測間の詳細な比較が可能になります。これらの2つの重力理論の。一般的な結果として、考慮されているすべての状態方程式について、3つの形のフィールドスターは一般相対論的な対応物よりも重いことがわかります。得られた結果の可能な天体物理学的応用として、GW190814重力波イベントに関連する2.5$M_{\odot}$質量コンパクトオブジェクトは、実際には3つの形式で記述される中性子またはクォーク星である可能性があることを示唆します。場の重力理論。
重力波天文学の成功の多くは、摂動論に基づいています。歴史的に、重力波源の摂動解析は、主にポストニュートン理論に焦点を合わせてきました。ただし、連星系の統合後の準正規リングダウン、潮汐摂動コンパクトオブジェクト、極端な質量比のインスピレーションなど、多くの場合、強磁場摂動論は不可欠です。このレビューでは、主に小質量比のバイナリによって動機付けられていますが、これらに限定されません。（i）ブラックホール摂動理論、（ii）カー時空の軌道力学、および（iii）重力自己の基本的な方法の概要を示します。-力の理論。ブラックホール摂動論の私たちの扱いは、トゥコルスキー方程式とレゲエ-ウィーラー-ゼリリ方程式、メートル法再構成の方法、ローレンツゲージ定式化を含む最も一般的な方法をカバーし、それらを統一された表記法でキャストします。軌道力学の私たちの扱いは、境界測地線と加速軌道、振動測地線、ほぼ同一性の平均化変換、マルチスケール展開、および軌道共鳴の準ケプラーおよびアクションアングルの記述をカバーしています。自己力理論の基礎の要約は簡潔であり、一致した漸近展開、局所展開方法、パンクチャスキーム、および点粒子の説明の主なアイデアと結果をカバーしています。摂動アインシュタイン方程式のマルチスケール展開で上記の方法を組み合わせることにより、断熱および断熱後の進化と波形生成スキームにつながると結論付けます。私たちのプレゼンテーションにはいくつかの新しい結果が含まれていますが、主に開業医のための参照として意図されています。
