グループとクラスターの形状と接続性：動的状態と付着履歴の影響
クラスターの周りの物質分布は、それらが宇宙のウェブのノードであることから非常に異方性です。クラスターの形状とそれらが接続されているフィラメントの数、つまりそれらの接続性は、それらの異方性物質分布のレベルを反映する必要があり、原則として、それらの物理的特性に関連している必要があります。z=0での大規模な流体力学シミュレーションIllustrisTNGから、銀河団の約2400のグループとクラスターの形態と局所的な接続性の両方に対する動的状態と形成履歴の影響を調査します。グループとクラスターの質量は主に物質分布の形状に影響を与えることがわかります。質量の大きいハローは、質量の小さいハローよりもはるかに楕円形であり、宇宙のウェブに接続されています。質量駆動効果を超えて、楕円率と接続性は相関しており、グループとクラスターの成長率の痕跡です。両方の異方性測定値は、緩和されていないグループとクラスターが緩和されたものよりも楕円形で接続されているなど、さまざまな動的状態をトレースしているように見えます。物質の異方性と動的状態の間のこの関係は、異なる降着履歴の兆候です。リラックスしたグループやクラスターは、ほとんどがはるか昔に形成され、現在はゆっくりと物質を蓄積しています。それらはかなり球形であり、環境とのつながりが弱い。これは主に、リラックスするのに十分な時間があり、したがって、降着と融合の優先的な方向とのつながりを失ったためである。対照的に、後期に形成された緩和されていないオブジェクトは、大きな接続性と楕円率で非常に異方性があります。これらのグループとクラスターは形成段階にあり、フィラメントからの物質の落下によって強く影響を受ける必要があります。
スパイダー：分光的に確認されたX線銀河団の最大のカタログの概要
| Title |
SPIDERS:_An_Overview_of_The_Largest_Catalogue_of_Spectroscopically_Confirmed_X-ray_Galaxy_Clusters |
| Authors |
C._C._Kirkpatrick,_N._Clerc,_A._Finoguenov,_S._Damsted,_J._Ider_Chitham,_A._E._Kukkola,_A._Gueguen,_K._Furnell,_E._Rykoff,_J._Comparat,_A._Saro,_R._Capasso,_N._Padilla,_G._Erfanianfar,_G._A._Mamon,_C._Collins,_A._Merloni,_J._R._Brownstein,_and_D._P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04695 |
SPIDERSは、X線で選択された銀河団を特定するためのスローンデジタルスカイサーベイIV（SDSS-IV）プロジェクトの分光学的フォローアップ活動です。SDSSデータリリース16（DR16）の一部として、2740個の視覚的に検査された銀河団のカタログを紹介します。ここでは、ターゲットの選択、候補クラスターの検証方法、調査のパフォーマンス、最終サンプルの作成、およびカタログにあるものの完全な説明について詳しく説明します。サンプルのうち、クラスターあたりのメンバー数の中央値は約10であり、818は15以上です。$z<0.3$未満で5つの赤方偏移が得られた場合、および$z>0.3$を超えて9つの赤方偏移が得られた場合、クラスターの99％以上を検証できることがわかります。$\Deltaz_{\rm{phot}}/\Deltaz_{\rm{spec}}\sim100$を使用して、33,340の赤方偏移を使用したこのカタログのクラスターの識別の改善について、他の測光および分光調査と比較して説明します。また、以前の（$\sigma-L_{X}$）および（$\sigma-\lambda$）関係の更新を提示します。最後に、速度分散関数を使用して導出された宇宙論的制約を示します。
DESCDC2データリリースノート
| Title |
DESC_DC2_Data_Release_Note |
| Authors |
LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration,_Bela_Abolfathi,_Robert_Armstrong,_Humna_Awan,_Yadu_N._Babuji,_Franz_Erik_Bauer,_George_Beckett,_Rahul_Biswas,_Joanne_R._Bogart,_Dominique_Boutigny,_Kyle_Chard,_James_Chiang,_Johann_Cohen-Tanugi,_Andrew_J._Connolly,_Scott_F._Daniel,_Seth_W._Digel,_Alex_Drlica-Wagner,_Richard_Dubois,_Eric_Gawiser,_Thomas_Glanzman,_Salman_Habib,_Andrew_P._Hearin,_Katrin_Heitmann,_Fabio_Hernandez,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Joseph_Hollowed,_Mike_Jarvis,_Saurabh_W._Jha,_J._Bryce_Kalmbach,_Heather_M._Kelly,_Eve_Kovacs,_Danila_Korytov,_K._Simon_Krughoff,_Craig_S._Lage,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Patricia_Larsen,_Nan_Li,_Emily_Phillips_Longley,_Robert_H._Lupton,_Rachel_Mandelbaum,_Yao-Yuan_Mao,_Phil_Marshall,_Joshua_E._Meyers,_Ji_Won_Park,_Julien_Peloton,_Daniel_Perrefort,_James_Perry,_St\'ephane_Plaszczynski,_Adrian_Pope,_Eli_S._Rykoff,_F._Javier_S\'anchez,_Samuel_J._Schmidt,_Thomas_D._Uram,_Antonio_Villarreal,_Christopher_W._Walter,_Matthew_P._Wiesner,_W._Michael_Wood-Vasey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04855 |
ベラC.ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）の宇宙論的分析の準備として、LSSTダークエネルギーサイエンスコラボレーション（LSSTDESC）は、データと呼ばれる取り組みの一環として300度$^2$のシミュレートされた調査を作成しました。チャレンジ2（DC2）。DC2でシミュレートされた空の調査は、参照LSST観測ケイデンスに従った観測を伴う6つの光学バンドで、LSSTサイエンスパイプライン（19.0.0）で処理されました。このノートでは、関連する真理カタログとともに、5年間のシミュレートされた観測の同時追加画像の結果のオブジェクトカタログの公開データリリースについて説明します。利用可能なデータセットの主な機能の簡単な説明が含まれています。データ製品への便利なアクセスを可能にするために、Globusデータサービスに接続されたWebポータルを開発しました。データにアクセスする方法を説明し、PythonでJupyterNotebookの例を提供して、データとの最初の対話を支援します。GitHubリポジトリを介したデータリリースに関するフィードバックや質問を歓迎します。
SPT-SZで選択されたクラスターによるDES-Y1クラスターサンプルの汚染の調査
| Title |
Exploring_the_contamination_of_the_DES-Y1_Cluster_Sample_with_SPT-SZ_selected_clusters |
| Authors |
S._Grandis,_J._J._Mohr,_M._Costanzi,_A._Saro,_S._Bocquet,_M._Klein,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_B._Ansarinejad,_D._Bacon,_E._Bertin,_L._Bleem,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosel,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vincente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Floyd,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_N._Gupta,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_O._Lahav,_C._Lidman,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Myles,_R._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_C._L._Reichardt,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04984 |
ダークエネルギーサーベイ1年目（DES-Y1）のデータで、レッドシーケンスマッチドフィルター確率パーコレーションアルゴリズム（redMaPPer）によって選択されたクラスターカタログを、スニヤエフゼルドビッチ効果（SZE）と照合することにより、相互検証を実行します。南極点望遠鏡SPT-SZ調査から選択されたクラスターカタログ。SZE信号からの質量情報を使用して、ベイジアンクラスター人口モデルを使用して、測定されたリッチネス$\hat\lambda>40$を超えるリッチネス-質量関係を較正します。質量傾向$\lambda\proptoM^{B}$は、線形関係（$B\sim1$）と一致し、有意な赤方偏移の進化はなく、$\sigma_{\lambda}=0.22\の豊富さの本質的なばらつきがあります。pm0.06$。2つのエラーモデルを検討することにより、投影効果が豊かさ（質量モデリング）に与える影響を調査し、そのような効果が現在の体系的な不確実性のレベルでは検出できないことを確認します。低リッチ度では、SPT-SZは予想よりも少ないredMaPPerクラスターを確認します。確認されたシステムにおけるこの濃厚依存の不足は、汚染物質と呼ばれる濃厚-質量散乱モデルによって正しく説明されていない低質量オブジェクトの低濃さでの存在の増加によるものと解釈します。豊かさ$\hat\lambda=40$では、この人口は総人口の$>$12$\％$（97.5パーセンタイル）を構成します。これを測定された豊かさ$\hat\lambda=20$に外挿すると、$>$22$\％$（97.5パーセンタイル）が得られます。これらの汚染率により、さまざまなもっともらしい宇宙論で予測されたredMaPPer数のカウントは、測定された存在量と互換性があります。積み重ねられた弱いレンズ効果（WL）測定からの平均質量は、これらの低質量汚染物質が、現在のSZEの感度を超える質量$\sim3$-$5\times10^{13}$M$_\odot$を持つ銀河群であることを示唆しています。X線調査ですが、SPT-3GとeROSITAの自然なターゲットです。
宇宙ひもカスプからのブラックホールはありません
JenkinsとSakellariadouによる最近の研究では、宇宙ひもの先端がブラックホールの生成につながると主張しています。この結論を導き出すために、彼らは提案されたブラックホールの残りのフレームではなく、ストリングループの残りのフレームでフープ推測を使用します。それらに含まれるエネルギーのほとんどは、心臓弁膜尖近くの弦のバルク運動です。これを考慮して分析をやり直し、現実的なエネルギースケールの宇宙ひものカスプは、カスプパラメータが極端に微調整されない限りブラックホールを生成しないことを発見しました。
この論文では、宇宙の加速膨張が非標準的な運動項を持つ非相対論的ガス（フェルミ粒子またはボソンのいずれかで構成される）によって駆動されるフラクショナルダークエネルギーモデルを紹介します。運動エネルギーは、状態方程式パラメーターがマイナス1に等しく、対応するエネルギー密度が宇宙定数の1つを模倣している、流体の運動量の絶対値の3乗に反比例します。一般的なケースでは、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター（3倍）は、正確には運動量の運動量の指数です。この逆運動量演算子が分数量子力学に現れ、それがRiesz分数導関数の逆であることを示します。観測された真空エネルギーの小ささは、フェルミ-ディラック（またはボース-アインシュタイン）分布と粒子の最低許容エネルギーの積分によって自然に説明されます。最後に、フラクショナルダークエネルギーの可能な熱生成と運命が調査されます。
PBH、暗黒物質-バリオンおよび暗黒物質-暗黒エネルギーの相互作用が21cm信号のEDGESに及ぼす影響の調査
| Title |
Investigating_the_Effect_of_PBH,_Dark_Matter_--_Baryon_and_Dark_Matter_--_Dark_Energy_Interaction_on_EDGES_in_21cm_Signal |
| Authors |
Ashadul_Halder,_Madhurima_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05228 |
21cmの無線信号は、宇宙の暗黒時代（再電離への再結合）を調査する上で重要なプローブとして浮上しています。現在の分析では、21cmの輝度温度に対するバリオンと暗黒物質の相互作用、原始ブラックホール（PBH）の複合効果を調査します。輝度温度の変化は、暗黒物質の質量（$m_{\chi}$）とバリオン-暗黒物質の断面積（$\sigma_0$）への顕著な依存性を示しています。宇宙の3つの異なる相互作用ダークエネルギー（IDE）モデルのフレームワークで、PBHが存在する場合の$m_{\chi}$-$\sigma_0$スペースの境界に対処します。限界は、EDGES実験によって観測された21cmの輝度温度の超過（$-500^{+200}_{-500}$mK）に基づいて推定されます。最終的には、暗黒物質の質量とIDEモデルの結合パラメーターのさまざまな値について、PBH質量の限界も推定され、推定された境界におけるIDEモデルの制約の互換性についても取り上げられます。
複雑なサンプル選択関数を使用した銀河調査における倍率バイアス
| Title |
Magnification_bias_in_galaxy_surveys_with_complex_sample_selection_functions |
| Authors |
Maximilian_von_Wietersheim-Kramsta,_Benjamin_Joachimi,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Marika_Asgari,_Tilman_Tr\"oster_and_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05261 |
重力レンズの倍率は、観測された銀河の空間分布を変更し、正確にモデル化されていない場合、大規模構造の宇宙論的プローブに深刻なバイアスをかける可能性があります。多くの銀河サンプルには複雑な、しばしば暗黙の選択関数があるため、この倍率バイアスをモデル化するための標準的なアプローチは実際には適用できない場合があります。単純なフラックス限界を超える選択関数の対象となる銀河サンプルのクラスタリングおよび銀河-銀河レンズ（GGL）信号で誘発される倍率バイアスを定量化する手順を提案し、テストします。この方法では、現実的な模擬データを使用して、観測された銀河の数から有効な光度関数の傾き$\alpha_{\rm{obs}}$を較正します。これは、標準の形式で使用できます。赤方偏移範囲$0.2<z\leq0.5$および$0.5<z\leq0.75$のバリオン振動分光調査（BOSS）から得られた2つの銀河サンプルについて、この方法を示します。これは、MICE2シミュレーションから作成された模擬データによって補完されます。2つのBOSSサンプルに対して$\alpha_{\rm{obs}}=1.93\pm0.05$および$\alpha_{\rm{obs}}=2.62\pm0.28$を取得します。BOSSのようなレンズの場合、キロ度からのソースの累積信号対雑音比が$0.1$から$1.1$で、角度スケールが$100$から$4600$の間のGGL信号への倍率バイアスの寄与を予測します。調査（KiDS）、HyperSuprime-Cam調査（HSC）からのソースの場合は$0.4$から$2.0$、ESAEuclidのようなソースサンプルの場合は$0.3$から$2.8$。これらの貢献は、これらおよび同様の調査の将来の分析で明示的なモデリングを必要とするほど重要です。
OGLE-2019-BLG-0960Lb：最小のマイクロレンズ惑星
| Title |
OGLE-2019-BLG-0960Lb:_The_Smallest_Microlensing_Planet |
| Authors |
Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Andrzej_Udalski,_Yoon-Hyun_Ryu,_Jonathan_Green,_Steve_Hennerley,_Andrew_Marmont,_Takahiro_Sumi,_Shude_Mao,_Mariusz_Gromadzki,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Radoslaw_Poleski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Etienne_Bachelet,_Grant_Christie,_Markus_P.G._Hundertmark,_Dan_Maoz,_Jennie_McCormick,_Tim_Natusch,_Matthew_T._Penny,_Rachel_A._Street,_Yiannis_Tsapras,_Charles_A._Beichman,_Geoffery_Bryden,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04696 |
OGLE-2019-BLG-0960の分析を報告します。これには、これまでに見つかった最小の質量比マイクロレンズ惑星が含まれています（1シグマでq=1.2--1.6x10^{-5}）。スピッツァーによって測定された衛星パララックスにはかなりの不確実性がありますが、有限ソース効果と組み合わせた年間パララックス効果の測定により、ホスト星の質量（M_L=0.3--0.6M_Sun）、その質量を決定することができます。惑星（m_p=1.4--3.1M_Earth）、ホストと惑星の間の投影された分離（a_perp=1.2--2.3au）、およびレンズシステムまでの距離（D_L=0.6--1.2kpc）。レンズはおそらくブレンドであり、補償光学観測で確認できます。質量比関数のブレークを明らかに下回る最小の惑星として（Suzukietal。2016;Jungetal。2019）、現在の実験は、そのブレークを下回る質量比関数の傾きを確実に測定するのに十分強力であることを示しています。。小さな惑星を検出するための断面積は、共鳴コースティクスの境界のすぐ外側にある分離を持つ惑星で最大化され、そのような惑星に対する感度は、イベントがA>5倍に拡大されるたびにイベントを集中的に監視することで最大化できることがわかります。、経験的調査は、（s>1）と（s<1）の解の間の縮退を示すほとんどの惑星が、「近い」/「広い」縮退があった体制（|logs|>>0）にないことを示しています派生。この調査は、「近い」/「広い」と「内側/外側」の縮退の間の関連を示唆し、また、レンズ方程式の対称性は、限定的な場合に明らかにされた対称性よりもはるかに深くなることを示唆しています。
地球から火星への惑星間輸送中に乗組員が遭遇した惑星間課題
| Title |
Interplanetary_Challenges_Encountered_by_the_Crew_During_their_Interplanetary_Transit_from_Earth_to_Mars |
| Authors |
Malaya_Kumar_Biswal_M_and_Ramesh_Naidu_Annavarapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04723 |
火星は、地球に次ぐ陸生生物の目的地です。火星探査の数十年は、宇宙探検家を魅了して人間の遠征に努めてきました。しかし、人間の火星の事業は、地球型惑星から惑星表面までの明確な課題が豊富にあるため、従来のミッションよりも複雑です。惑星間チャレンジの影響を認識して克服するために、地球から火星への惑星間輸送中に遭遇するすべてのチャレンジを明らかにするための研究を実施しました。私たちの研究は、すべての課題は、軌道修正と操縦、宇宙船の管理、銀河放射への暴露の危険性、微小重力環境での乗組員の健康の影響、太陽電池の不足、核要素の危険性、心理的および健康への影響、地上からの通信の中断、燃料の加圧と管理の複雑化、宇宙廃棄物のリサイクル、船外活動の実行、火星の軌道挿入。この論文の主な目的は、今後数十年の低軌道を超えた持続可能な乗組員の任務のためのすべての可能な課題とその対策を強調することです。
火星探査のための軌道および惑星の課題
宇宙の課題は、銀河の自然現象と人工技術によって発生する火星への人間の遠征のあらゆる段階で存在します。この論文は、軌道から地表探査までに遭遇する火星の軌道と惑星の課題に重点を置いています。火星の軌道上の課題には、宇宙線と軌道上の小惑星の衝突の危険性、地上からの通信リレーの中断、惑星の気象クリアランスのインテリジェンス、および成功した進入、降下、着陸の実行が含まれます。比較的惑星の課題には、科学的な着陸地点の特定、不安定な環境と天候の侵入、その場での資源の抽出と開発の複雑さ、ナビゲーションと地表の動員、リレーオービターからの通信の遅延が含まれます。この研究の主な目的は、火星への人間の定住が差し迫っているすべての将来の課題とその推奨事項を提示することです。
太陽のアナログHD110113を周回する半径の谷の熱いミニ海王星
| Title |
A_hot_mini-Neptune_in_the_radius_valley_orbiting_solar_analogue_HD_110113 |
| Authors |
H.P._Osborn,_D.J._Armstrong,_L.D._Nielsen,_Karen_A._Collins,_V._Adibekyan,_E._Delgado-Mena,_G.W._King,_J.F._Otegi,_N.C._Santos,_S._B._Howell,_J._Lillo-Box,_C._Ziegler,_Coel_Hellier,_C._Brice\~no,_N._Law,_A.W._Mann,_N._Scott,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_J.N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Diana_Dragomir,_Dana_R._Louie,_Benjamin_V._Rackham,_Joel_Villase\~nor,_Chris_Burke,_Tansu_Daylan,_Ares_Osborn,_D._Barrado,_Dennis_M._Conti,_Eric_L._N._Jensen,_S._G._Sousa,_S._Hoyer,_D._A._Caldwell,_Jeffrey_C._Smith,_David_R._Rodriguez,_Olivier_D._S._Demangeon,_Daniel_Bayliss,_Keivan_G._Stassun,_Susana_C.C._Barros,_Edward_M._Bryant,_D._J._A._Brown,_P._Figueira,_D.R._Anderson,_R._West,_F._Bouchy,_S._Udry,_Peter_J._Wheatley,_R.F._D\'iaz,_D.L._Pollacco,_M._Deleuil,_C._Dorn,_R._Helled,_Paul_Str{\o}m |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04745 |
太陽系アナログHD110113（Teff=5730K）の周りの2。5日間の軌道上を通過するミニネプチューン太陽系外惑星であるHD110113b（TOI-755.01）の発見を報告します。NCORESプログラムによって収集されたTESS測光とHARPS視線速度を使用すると、HD110113bの半径は$2.05\pm0.12$$R_\oplus$で、質量は$4.55\pm0.62$$M_\oplus$であることがわかります。結果として得られる密度$2.90^{+0.75}_{-0.59}$gcm^{-3}は、純粋な岩の世界から予想されるよりも大幅に低くなります。したがって、HD110113bは、揮発性の高い雰囲気のミニネプチューンである必要があります。高い入射フラックスは、それをいわゆるラジアスバレー内に配置します。ただし、HD110113bは、$\sim4$Gyrの寿命にわたって、実質的な（0.1-1\％）H-He雰囲気を維持することができました。複数の活動指標に適合する新しい同時ガウス過程を通じて、RVからの周期$20.8\pm1.2$dの強い恒星の自転信号に適合し、質量$10.5\の追加の非通過惑星を確認することもできました。pm1.2$$M_\oplus$および$6.744^{+0.008}_{-0.009}$の期間d。
多分散ストリーミング不安定性III。粉塵の発生は急速な不安定性を助長する
| Title |
Polydisperse_Streaming_Instability_III._Dust_evolution_encourages_fast_instability |
| Authors |
Colin_P._McNally,_Francesco_Lovascio,_Sijme-Jan_Paardekooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04761 |
コア降着による惑星形成には、宇宙塵からのkmサイズの微惑星の生成が必要です。このプロセスは、ストリーミング不安定性（SI）が頻繁に呼び出される単純な衝突成長への障壁を克服する必要があります。激しい不安定性を経験するのに十分な大きさの粒子を作成するには、ダストの進化が依然として必要です。SIは主に単一サイズのダストで研究されており、完全に進化したダスト分布の役割はほとんど解明されていません。原始惑星系円盤のもっともらしい条件に対応する物理的パラメータを使用して、PolydispserseStreamingInstability（PSI）を調査します。粒子停止時間の全範囲、一般化されたダストサイズ分布、および乱流の影響を考慮します。多くの場合、PSIは単一サイズよりも星間べき乗則ダスト分布の方がゆっくりと成長しますが、合理的な衝突ダストの発生により、最大ダストサイズが強化され、単分散の場合と同様の不安定な振る舞いが発生します。乱流拡散を考慮すると、傾向は似ています。惑星形成にPSIの高速線形成長が必要な場合、ダストの進化により、0.1軌道のオーダーのピーク停止時間の分布が生成され、フラグメンテーションによって生成される単一のべき乗則分布を大幅に上回る最大のダストが強化されると結論付けます。カスケードで十分であり、ダストとガスの体積質量密度比が局所的に強化されて、1次になります。
多分散ストリーミング不安定性II。線形安定性問題を解決するための方法
| Title |
Polydisperse_Streaming_Instability_II._Methods_for_solving_the_linear_stability_problem |
| Authors |
Sijme-Jan_Paardekooper,_Colin_P._McNally,_Francesco_Lovascio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04763 |
塵とガスで構成される原始惑星系円盤で発生するストリーミング不安定性は、微惑星の形成を促進するための好ましいメカニズムです。PolydispserseStreamingInstabilityは、一連のダストサイズに対するStreamingInstabilityの一般化です。シリーズのこの2番目の論文は、支配方程式のより詳細な導出を提供し、関連する線形安定性の問題を解決するための新しい数値手法を提示します。前の論文で紹介した2次の固有問題の直接離散化に加えて、積分方程式のシステムを求根アルゴリズムと組み合わせた複素多項式に数値的に縮小することに基づく新しい手法が、はるかに低い計算コストで正確な結果をもたらすことがわかりました。それらの根を特定せずに等高線内の分散関係の根を数えるための関連する方法も示されている。これらのメソッドのアプリケーションは、文献の以前の結果の精度を再現および超えることができることを示しており、新しいベンチマーク結果が提供されています。説明されているメソッドの実装は、付属のPythonパッケージpsitoolsで利用できます。
Manx候補A / 2018V3の特徴
| Title |
Characterizing_the_Manx_Candidate_A/2018_V3 |
| Authors |
Caroline_Piro,_Karen_J._Meech,_Erica_Bufanda,_Jan_T._Kleyna,_Jacqueline_V._Keane,_Olivier_Hainaut,_Marco_Micheli,_James_Bauer,_Larry_Denneau,_Robert_Weryk,_Bhuwan_C._Bhatt,_Devendra_K._Sahu,_Richard_Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04830 |
マンクス天体は、長周期彗星（LPC）軌道上で太陽系内部に接近し、その結果、インバウンド速度が高くなりますが、彗星とは異なり、マンクスは近日点付近でもほとんどまたはまったく活動を示しません。これは、それらが通常のLPCとは異なる状況で形成された可能性があることを示唆しています。さらに、この重要な活動の欠如はまた、それらを遠距離で検出することを困難にします。したがって、それらの物理的特性を分析することは、太陽系形成のモデルを制約するだけでなく、NEOとして分類されたものの検出方法を鋭くするのに役立ちます。ここでは、Manxes全体を特徴づけるためのより大きな取り組みの一環として、Manx候補A/2018V3に焦点を当てます。この特定の天体は、2019年9月の$q$=1.34auの近日点でも非アクティブであることが観察されました。そのスペクトル反射率は、$g'-r'=0.67\pm0.02$、$r'-i'=0.26\pm0.02$、および$r'-z'の色を持つ典型的な有機物に富む彗星表面と一致しています。=0.45\pm0.02$、$10.6\pm0.9$％/100nmのスペクトル反射率スロープに対応します。構築した光度曲線を観測データに最小二乗法で当てはめると、アルベドを0.04と仮定すると、平均原子核半径は$\約$2kmになります。これは、NEOWISEから測定された値と一致しています。2020年7月13日に取得されたデータの表面輝度分析は、活動が低い可能性があることを示しました（$\lesssim0.68$g$\rms^{-1}$）が、光学的に大量のほこりを持ち上げるには不十分です。最後に、太陽系の動的モデルに対する制約としてのマンクスと、惑星防衛への影響について説明します。
原始惑星状星円盤内のガス流による多孔質ダスト凝集体の回転破壊
| Title |
Rotational_Disruption_of_Porous_Dust_Aggregates_due_to_Gas_Flow_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Misako_Tatsuuma_and_Akimasa_Kataoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04910 |
惑星形成への第一歩は、ダスト粒子の凝固です。それらの成長は、例えば、それらの衝突破壊によって停止される可能性があり、これは、原始惑星系円盤で観測されたサブミリ波-センチメートルサイズのダスト粒子を説明すると考えられています。ここでは、惑星形成におけるダスト粒子の回転運動による別の破壊メカニズムを紹介します。このメカニズムは、星間ダスト粒子の回転破壊として議論されてきました。多孔質のダスト凝集体がそれらの回転運動によって破壊される可能性があるかどうか、そしてそれが原始惑星系円盤でのダストの成長を妨げるかどうかを理論的に計算します。回転運動の駆動源として放射トルクとガス流トルクを想定し、ダスト凝集体が定常状態の剛体回転に達すると仮定し、遠心力によって得られた引張応力をそれらの引張強度と比較します。その結果、多孔質ダスト凝集体は、質量が$\sim10^8$gより大きく、体積充填率が$\sim0.01$より小さい場合、ガス流によって引き起こされる回転運動によって回転的に破壊されることがわかりました。モデルでは、体積充填率が0.01を超える比較的コンパクトなダスト凝集体は、この問題に直面しません。ダストの気孔率の変化を仮定すると、ストークス数が$\sim0.1$のダスト凝集体は、成長と圧縮の過程で回転的に破壊される可能性があることがわかります。我々の結果は、ダスト凝集体の成長が回転の混乱のために停止する可能性があること、またはそれを回避するために他の圧縮メカニズムが必要であることを示唆している。
硫黄氷天体化学：実験室研究のレビュー
| Title |
Sulfur_Ice_Astrochemistry:_A_Review_of_Laboratory_Studies |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Zuzana_Kanuchova,_Peter_Herczku,_Sergio_Ioppolo,_Zoltan_Juhasz,_Sandor_T._S._Kovacs,_Nigel_J._Mason,_Robert_W._McCullough,_Bela_Sulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05001 |
硫黄は宇宙で10番目に豊富な元素であり、生物系で重要な役割を果たすことが知られています。したがって、近年、天体化学反応および惑星地質学および地球化学における硫黄の役割への関心が高まっています。現在探求されている多くの研究手段の中には、天体物理学の氷類似体の実験室での処理があります。このような研究には、選択された天体物理学的設定（星間物質や氷衛星の表面など）に関連する温度と圧力での特定の形態と化学組成の氷の合成が含まれます。選択された天体物理学的設定をシミュレートする条件下でのその後の氷の処理には、通常、放射線分解、光分解、熱処理、中性中性フラグメント化学、またはこれらの任意の組み合わせが含まれ、いくつかの研究の対象となっています。このような処理中に発生する氷の形態と化学的性質のその場での変化は、分光法または分光法によって監視されています。この論文では、いくつかの天体物理学的氷類似体の硫黄化学に関する実験室調査の結果をレビューしました。具体的には、（i）凝縮相の硫黄含有星化学分子の分光法、（ii）原子およびラジカル付加反応、（iii）硫黄含有氷の熱処理、（iv）光化学実験、（v）をレビューします。硫黄含有氷の非反応性荷電粒子放射線分解、および（vi）硫黄イオンの衝撃および氷類似体への注入。固相硫黄天体化学の分野における潜在的な将来の研究は、NASAジェームズウェッブ宇宙望遠鏡やESAジュピターアイシームーンエクスプローラーミッションなどの今後の宇宙ミッションの文脈でも議論されています。
惑星の胚の衝突と極端な塵円盤の波状の性質
この論文では、多段階の数値キャンペーンの結果を提示して、極端な塵円盤の検出がまれである理由、極端な塵円盤をもたらす影響の種類、および衝突のパラメータについて何から学ぶことができるかを説明および決定し始めます。極端な塵円盤。まず、表形式の状態方程式を使用して平滑化粒子流体力学コードを使用して多くの巨大な衝撃をシミュレートし、衝突から逃げる蒸気を追跡します。$N$-bodyコードを使用して、衝突後の蒸気生成ダストの空間的進化をシミュレートします。衝撃は、以前に想定されていたように等方的にではなく異方性的に蒸気を放出し、結果として生成されるダストの分布は、衝突の質量比と衝撃角度に依存することを示します。さらに、衝突後のダストの異方性分布が、中心星の周りの軌道に対する衝突の方向に応じて、フラックスの短期変動の形成または形成の欠如を引き起こす可能性があることを示します。最後に、我々の結果は、蒸気で生成されたディスクがかなりの時間観察できる半主軸の狭い領域があることを示唆しており、逃げる質量の大部分が蒸気である巨大な衝突は頻繁には観察されないことを意味しますが、これは衝突が発生していないという意味ではありません。
彗星C / 2009 P1（Garradd）の偏光測定、測光、および分光法
| Title |
Polarimetry,_photometry,_and_spectroscopy_of_comet_C/2009_P1(Garradd) |
| Authors |
Oleksandra_Ivanova,_Vera_Rosenbush,_Viktor_Afanasiev,_Nikolai_Kiselev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05110 |
マルチモード焦点レデューサーSCORPIO-2を搭載した特殊天体物理観測所（ロシア）の6m望遠鏡BTAで実施されたcometC/2009P1（Garradd）の測光、線形分光偏光測定、およびイメージング円形偏光測定の結果を示します。彗星は近日点通過後の2つの時期に観測されました。2012年2月2日から14日まで、r=1.6auと{\alpha}=36{\deg}で観測されました。2012年4月14〜21日、r=2.2auおよび{\alpha}=27度。相対強度と円偏光の空間マップ、および直線偏光のスペクトル分布が表示されます。2月2日と14日に太陽と反太陽の方向に向けられた2つの特徴（塵とガスの尾）があり、それによって私たちは核の回転周期を11.1時間と決定することができました。C2、C3、CN、CH、NH2分子、CO+およびH2O+イオンの放出と、高レベルのダスト連続体を検出しました。2月2日、0.67〜0.68{\mu}mの波長範囲内の連続体の直線偏光度は、6000km近くまでの近核領域で約5％でしたが、近距離で約3％に減少しました。40,000キロ。2月14日と4月21日には、核から3*10^4kmまでの距離で、それぞれ約-0.06％から-0.4％のレベルの左回り（負）の円偏波が観測されました。
GMRTを使用したC / 2020 F3彗星（NEOWISE）からの水素原子（HI）吸収線と連続放出の検出
| Title |
Detection_of_the_atomic_hydrogen_(HI)_absorption_line_and_continuum_emission_from_comet_C/2020_F3_(NEOWISE)_using_GMRT |
| Authors |
Sabyasachi_Pal,_Arijit_Manna_and_Ruta_Kale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05267 |
彗星は、私たちの太陽系で最も原始的な天体であり、氷のような物体でできています。彗星は、太陽に近づくとガスや塵を放出するために使用されていました。C/2020F3（NEOWISE）は、放物線に近い軌道を移動する大きな周期彗星です。C/2020F3（NEOWISE）は、1997年のヘールボップ彗星に続いて北半球で最も明るい彗星です。ここでは、巨大メートル波電波望遠鏡（NEOWISE）を使用したC/2020F3（NEOWISE）彗星の最初の干渉高解像度検出を紹介します。GMRT）。観測周波数範囲は1050〜1450MHzです。また、$\nu$=1420MHz（$\sim$6$\sigma$有意性）で、カラム密度$N（HI）=（1.8\pm0.09）\times10^{20}$cmの原子HI吸収線を検出します。$^{-2}$。メートル波長での彗星からの連続放射は、大きな氷粒ハロー（IGH）領域から発生します。$>$21cmでのC/2020F3の有意な検出は、彗星のコマ領域に大きなサイズの粒子が存在することを示しています。
EDGE-CALIFA調査：kpcスケールでの星形成の自己調節
| Title |
EDGE-CALIFA_survey:_Self-regulation_of_Star_formation_at_kpc_scales |
| Authors |
J.K._Barrera-Ballesteros,_S.F._S\'anchez,_T._Heckman,_T._Wong,_A._Bolatto,_E._Ostriker,_E._Rosolowsky,_L._Carigi,_S._Vogel,_R._C._Levy,_D._Colombo,_Yufeng_Luo,_Yixian_Cao_and_the_EDGE-CALIFA_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04683 |
位置するkpcサイズの4260個の星形成領域について、星形成率の面密度$\Sigma_{\rmSFR}$と静水圧中央面圧力P$_{\rmh}$の関係を示します。広範囲の恒星の質量と形態をカバーするEDGE-CALIFA調査に含まれる96個の銀河で。これらの2つのパラメーターは密接に相関しており、他の星形成スケーリング関係と比較して、散乱が小さく、強い相関を示していることがわかります。わずかに劣線形のインデックスを持つべき乗則は、この関係の良い表現です。局所的に、この相関の残差は、恒星の年齢と金属量の両方との有意な反相関を示していますが、総恒星の質量は、$\Sigma_{\rmSFR}$-P$_{\rmの形成においても二次的な役割を果たしている可能性があります。h}$関係。アクティブな星形成領域（つまり、H$\alpha$相当幅の値が大きい領域）のサンプルでは、単位恒星質量（$p_\ast/m_\ast$）あたりの有効フィードバック運動量が測定されていることがわかります。P$_{\rmh}$/$\Sigma_{\rmSFR}$の比率は、P$_{\rmh}$とともに増加します。サンプリングされたすべての領域のこの比率の中央値は、超新星爆発だけで予想される運動量よりも大きくなっています。バーを含む銀河の形態は、$\Sigma_{\rmSFR}$-P$_{\rmh}$の関係に大きな影響を与えていないようです。私たちの分析は、kpcスケールでの$\Sigma_{\rmSFR}$の自己調節は、主に超新星爆発からの星間物質への運動量注入に起因することを示唆しています。ただし、円盤銀河の他のメカニズムも、ローカルスケールで$\Sigma_{\rmSFR}$を形成する上で重要な役割を果たす可能性があります。我々の結果はまた、P$_{\rmh}$が、バリオン質量の個々の成分ではなく、kpcスケールで星形成を変調する主要なパラメーターと見なすことができることを示唆しています。
磁化された銀河系周囲媒体における熱伝導の効率
| Title |
Efficiency_of_Thermal_Conduction_in_a_Magnetised_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Richard_Kooij,_Asger_Gr{\o}nnow,_Filippo_Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04684 |
銀河の周りの冷たいガス雲とそれらが通過している熱いハローの間の大きな温度差は、熱伝導が銀河周辺の媒体で重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。ただし、磁場が存在する場合の熱伝導は異方性が高く、磁力線に垂直な方向に強く抑制されます。これは通常、熱伝導が特定の効率$f<1$で等方性であると仮定する単純な処方を使用してモデル化されますが、その正確な値にはほとんど制約がありません。人工的に抑制された等方性熱伝導（$f$を使用）を使用して、高温媒体を移動する冷たい雲の3D流体力学（HD）シミュレーションの進化を、（true）を使用した3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションと比較することにより、熱伝導の効率を調査します。）異方性熱伝導。私たちの主な診断は、天の川のような銀河のより低い（円盤に近い）銀河系の媒体を表す条件での冷たいガスの量の時間発展です。ほぼすべてのHDおよびMHDの実行で、低温ガスの量が時間とともに増加することがわかります。これは、高温ガスの凝縮が銀河へのガス降着に寄与する可能性のある重要な現象であることを示しています。雲の動きに関する磁場の最も現実的な方向については、$f$が0.03〜0.15の範囲にあることがわかります。したがって、熱伝導は常に高度に抑制されますが、雲の進化に対するその影響は一般に無視できません。
{\ sc mirkwood：}機械学習を使用した高速で正確なSEDモデリング
銀河の物理的特性を導出するために使用される従来のスペクトルエネルギー分布（SED）のフィッティングコードは、銀河の星形成履歴とダスト減衰曲線の不確実性のために、数レベルの要因で不確実であることがよくあります。これに加えて、ベイジアンフィッティング（通常はSEDフィッティングソフトウェアで使用されます）は本質的に計算集約型のタスクであり、多くの場合、長期間にわたって高価なハードウェアにアクセスする必要があります。これらの欠点を克服するために、{\scmirkwood}を開発しました。これは、銀河フラックスをそのプロパティに非線形にマッピングできる教師あり機械学習ベースのモデルのアンサンブルで構成されるユーザーフレンドリーなツールです。複数のモデルをスタックすることにより、パラメーター空間の特定の領域での個々のモデルのパフォーマンスの低下を最小限に抑えます。\textsc{Simba}、\textsc{EAGLE}、および\textsc{IllustrisTNG}からのz=0銀河の模擬測光の組み合わせデータセットでトレーニングすることにより、従来の手法よりも大幅に改善された\textsc{mirkwood}のパフォーマンスを示します。宇宙シミュレーション、および導出された結果を従来のSEDフィッティング技術から得られた結果と比較します。\textsc{mirkwood}は、観測の固有ノイズと、有限のトレーニングデータおよび誤ったモデリングの仮定の両方から生じる不確実性を説明することもできます。観測コミュニティへの付加価値を高めるために、シャープレイ値の説明（SHAP）を使用して、さまざまなバンドの相対的な重要性を公正に評価し、特定の予測に到達した理由を理解します。\textsc{mirkwood}は、従来のSEDフィッティングと比較して、銀河の観測から非常に正確な物理的特性を提供する、進化するオープンソースフレームワークであると想定しています。
| Title |
Powerful_winds_in_high-redshift_obscured_and_red_quasars |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Nadia_L._Zakamska,_Rogemar_A._Riffel,_Rachael_Alexandroff,_Maren_Cosens,_Fred_Hamann,_Serena_Perrotta,_David_S._N._Rupke,_Thaisa_Storchi_Bergmann,_Sylvain_Veilleux,_Greg_Walth,_Shelley_Wright,_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04688 |
クエーサーによる流出は、巨大な銀河が最も急速に形成されていた時代に、銀河形成に最も大きな影響を与えたに違いありません。クエーサーフィードバックの影響を研究するために、NIFSおよびOSIRIS機器で取得した、3つの極度に赤いクエーサー（ERQ）と1つのタイプ2クエーサーのレストフレーム光学積分フィールドスペクトログラフ（IFS）観測を$z=2-3$で実施しましたジェミニノースとWMケック天文台でレーザー誘導適応光学系の助けを借りて。近赤外に赤方偏移した[OIII]5007\AA\およびH$\alpha$6563\AA\輝線の運動学と形態を使用して、クエーサー内のイオン化された流出の範囲、運動エネルギー、運動量フラックスを測定します。ホスト銀河。ERQの場合、銀河規模の流出は、高カラム密度環境での放射圧または断熱ショックによって引き起こされる可能性があります。タイプ2クエーサーの場合、流出は、低カラム密度環境での放射圧または放射衝撃によって駆動されます。ERQの流出は、クエーサーのボロメータ光度の0.05-5$\％$の範囲のかなりの量のエネルギーを運び、クエーサーのホスト銀河に大きな影響を与えるのに十分強力です。ただし、流出は各ホスト銀河の内側の数kpcにのみ影響を与える可能性があります。観測された流出サイズは、一般に、高赤方偏移で観測された他のイオン化流出よりも小さくなっています。イオン化された流出の運動量フラックスとクエーサー降着円盤からの光子運動量フラックスの比率が高く、核の不明瞭化が大きいため、これらのERQは、流出が各銀河の内部領域の物質の除去に関与している可能性が高い遷移オブジェクトの優れた候補になります。光子波長でのクエーサー降着円盤の発表。
z = 2.5プロトクラスター銀河における原子状炭素[CI]による低温ガス含有量の再検討
| Title |
Revisited_cold_gas_content_with_atomic_carbon_[C_I]_in_z=2.5_protocluster_galaxies |
| Authors |
Minju_M._Lee,_Ichi_Tanaka,_Daisuke_Iono,_Ryohei_Kawabe,_Tadayuki_Kodama,_Kotaro_Kohno,_Toshiki_Saito,_Yoichi_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04691 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測からの最低の中性原子炭素遷移[CI]$^3$P$_1$-$^3$P$_0$を使用して、z=2.49のプロトクラスター内の銀河の低温ガス含有量を再検討します。。散在銀河に適用されたのと同じガス質量較正がプロトクラスター銀河に適用できるかどうかをテストすることを目指しています。[CI]ラインでは16個のターゲット銀河のうち5個の銀河が検出されており、これらはすべて以前にCO（3-2）とCO（4-3）で検出され、1.1mmのダスト連続体で3個検出されました。プロトクラスター内のCOと[CI]の間の線の光度関係を調査し、他の以前の研究と比較します。次に、[CI]、CO（3-2）、および最後の2つのトレーサーの少なくとも1つが使用可能な場合はダストの、3つのガストレーサーに基づいてガス質量を比較します。フィールド主系列銀河に採用されたキャリブレーションを使用すると、[CI]ベースのガス測定値は、COベースのガス測定値よりも最低で-0.35dex低く、平均偏差は-0.14dexです。[CI]ベースの測定値とダストベースの測定値の差は、最大0.16dexと比較的穏やかで、平均差は0.02dexです。これらすべてをキャリブレーションの不確実性と合わせて、[CI]線を使用して、平均ガス分率が$\log（M_{\rmstar}/M_\の恒星質量範囲の散在銀河に匹敵するという以前の発見を再確認します。odot=[10.6、11.3]$。ただし、少なくともこれらの安全な5つの検出では、散在銀河よりも恒星の質量の方が枯渇時間スケールが急速に減少します。これは、高密度環境での早期の消光に関連している可能性があります。
PHANGS-ALMAの巨大分子雲カタログ：方法と初期結果
| Title |
Giant_Molecular_Cloud_Catalogues_for_PHANGS-ALMA:_Methods_and_Initial_Results |
| Authors |
Erik_Rosolowsky,_Annie_Hughes,_Adam_K._Leroy,_Jiayi_Sun,_Miguel_Querejeta,_Andreas_Schruba,_Antonio_Usero,_Cinthya_N._Herrera,_Daizhong_Liu,_J\'er\^ome_Pety,_Toshiki_Saito,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_Guillermo_Blanc,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Jonathan_D._Henshaw,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Kirsten_Larson,_Janice_Lee,_Sharon_Meidt,_Angus_Mok,_Eva_Schinnerer,_David_A._Thilker,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04697 |
銀河からのCO放出を個々の分子雲にセグメント化するための改善された方法を提示し、Rosolowsky＆Leroy（2006;arXiv：astro-ph/0601706）によって提示されたCPROPSアルゴリズムの更新を提供します。新しいコードは、ノイズの均質化とデータ間の空間分解能の両方を可能にし、厳密な比較分析を可能にします。このコードはまた、誤ったソース注入を介してデータの完全性をモデル化し、混合放出をより適切に処理するための更新されたセグメンテーションアプローチを含みます。これらの改善されたアルゴリズムは、公開されているPythonパッケージPYCPROPSに実装されています。これらの方法をPHANGS-ALMA調査で最も近い10個の銀河に適用し、一般的な90pcの解像度と一致するノイズレベルでCO排出量をカタログ化します。これらのターゲットで識別された4986個の個々の雲の特性を測定します。各銀河における雲の性質と雲の質量分布の間のスケーリング関係を調査します。雲の物理的性質は、銀河中心半径の関数として、また動的環境の関数として、銀河間で異なります。全体として、私たちのターゲット銀河の雲は、おおよそのエネルギー等分配によってよく説明されていますが、恒星の棒と銀河の中心の雲は、線幅とビリアルパラメータが高くなっています。渦巻腕の雲の質量分布は、腕間雲の2.5倍の典型的な質量スケールを持ち、渦巻腕雲は、腕間雲と比較してわずかに低い中央値のウイルスパラメータを示します（1.2対1.4）。
静止銀河の星間物質とその時間とともにの進化
| Title |
The_Interstellar_Medium_of_Quiescent_Galaxies_and_its_Evolution_With_Time |
| Authors |
Georgios_E._Magdis_(DAWN),_R._Gobat,_F._Valentino,_E._Daddi,_A._Zanella,_V._Kokorev,_S._Toft,_S._Jin,_K._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04700 |
基本的な遠赤外線（FIR）の特性と、大規模な（<log（M*/Msun）>〜11.0）静止銀河（QG）のガス質量分率を特徴付け、これらがz=2.0から現在までどのように進化するかを調べます。堅牢な多波長（中赤外線から遠赤外線、サブミリ波から無線）のスタッキングアンサンブルを使用して、log（M*/Msun）>10.8QGの均一に選択された質量の完全なサンプルを作成します。塵と恒星の質量比（Md/M*）は、赤方偏移の関数としてz〜1.0まで急激に上昇し、少なくともz=2.0までは平坦なままであることがわかります。ガス質量（Mgas）の代用としてMdを使用すると、ガス質量分率（fgas）の進化について同様の傾向が見られます。z>1.0QGのfgasは約7.0％です（太陽金属量の場合）。このfgasは、対応する赤方偏移で通常の星形成銀河（SFG）の3〜10倍低いですが、z=0.5およびローカルQGのfgasと比較して約3倍および約10倍大きくなっています。さらに、推定されるガス枯渇時間スケールは、ローカルSFGのスケールに匹敵し、対応する赤方偏移で主系列銀河のスケールよりも体系的に長くなります。私たちの分析では、大規模なQGの平均ダスト温度（Td）は、少なくともz〜2.0までほぼ一定（<Td>=21.0\pm2.0K）のままであり、z>の平均ダスト温度と比較して大幅に低い（〜10K）ことも明らかにしています。0SFG。これにより、赤方偏移不変のテンプレートIRSEDを構築してリリースすることになりました。これを使用して、ALMA観測の予測を行い、大規模な高zQGのMgas推定における体系的な影響を調査します。最後に、前駆体バイアスを考慮した単純なモデルが、観察されたMd/M*とfgasの進化を効果的に再現する方法について説明します。私たちの結果は、クエンチされた銀河の普遍的な初期星間物質条件と、宇宙時間にわたるそれらの内部プロセスの大きな均一性を示しています。
拡散星間物質における粒子成長の効率
気相金属の降着による粒子成長は、ダスト発生のモデルでは一般的な仮定ですが、タイムスケールが十分に短いために降着が効果的である高密度ガスでは、材料は氷のマントルの形で降着します。耐火性の粒子の塊。拡散星間物質（ISM）内の負に帯電した小さな粒子は、正に帯電したイオンのクーロン引力により効率的に堆積し、この問題を回避できることが示唆されています。これにより、小粒子半径が正に帯電するまで必然的に成長し、正に帯電すると、それ以上の成長が効果的に停止することを示します。一定の粒度分布が仮定されている場合、拡散ISM条件下で結果として生じる気相の枯渇は大幅に過大評価されます。観察された枯渇は、初期サイズ分布を変更するか、非常に効率的な粒子粉砕を想定することで再現できますが、どちらのオプションでも、非現実的なレベルの遠紫外線消滅が発生します。拡散ISMで観測された元素の減少は、中程度の超新星による非効率的なダスト破壊と組み合わされた、より高い初期の減少によってよりよく説明されることを示唆します（$n_{\rmH}\sim30{\rm\、cm^{-3}}$）より高い降着効率ではなく、密度。
過去130億年におけるIR光度関数と塵に覆われた星形成の進化
| Title |
The_Evolution_of_the_IR_Luminosity_Function_and_Dust-obscured_Star_Formation_in_the_Last_13_Billion_Years |
| Authors |
J._A._Zavala,_C._M._Casey,_S._M._Manning,_M._Aravena,_M._Bethermin,_K._I._Caputi,_D._L._Clements,_E._da_Cunha,_P._Drew,_S._L._Finkelstein,_S._Fujimoto,_C._Hayward,_J._Hodge,_J._S._Kartaltepe,_K._Knudsen,_A._M._Koekemoer,_A._S._Long,_G._E._Magdis,_A._W._S._Man,_G._Popping,_D._Sanders,_N._Scoville,_K._Sheth,_J._Staguhn,_S._Toft,_E._Treister,_J._D._Vieira_and_M._S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04734 |
2mmのマッピングの不明瞭化から再電離（MORA）調査の最初の結果を示します。これは、これまでで最大のALMA連続ブランクフィールド調査で、総面積は184平方分で、2mmでのみ塵の多い星形成銀河を検索します。（DSFG）。5シグマ以上で検出された13のソースを使用して、この波長での最初のALMA銀河数カウントを推定します。次に、これらの数のカウントは、1.2mmと3mmの最先端の銀河の数のカウント、および後方進化モデルと組み合わされて、過去13回のIR光度関数と塵に覆われた星形成の進化に制約を課します。十億年。私たちの結果は、DSFGの空間密度の急激な赤方偏移の進化を示唆し、$\alpha_{LF}=-0.42^{+0.02}_{-0.04}$の傾きで、かすかな光度でのIR光度関数の平坦化を確認します。。我々は、z=2-2.5でピークに達する塵に覆われた成分が、過去約120億年の間、z〜4に戻って星形成の宇宙史を支配してきたと結論付けます。z=5では、塵に覆われた星形成は、全星形成率密度の約35％であると推定され、z=6-7で25％-20％に減少します。これは、塵に覆われた星形成のわずかな寄与を意味します。宇宙の最初の10億年で。宇宙の再電離の時代の終わりまで、塵で隠された星形成の歴史が制約されているので、私たちの結果は、銀河形成モデルをテストし、銀河の質量集合の歴史を研究し、宇宙の塵と金属の濃縮を理解するためのベンチマークを提供します。早い時期。
高速電波バーストとパルサーの分散と散乱からギャラクシーハローを拘束する
| Title |
Constraining_Galaxy_Haloes_from_the_Dispersion_and_Scattering_of_Fast_Radio_Bursts_and_Pulsars |
| Authors |
Stella_Koch_Ocker,_James_M._Cordes,_and_Shami_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04784 |
高速電波バースト（FRB）は、その地域の環境、ホスト銀河、視線に沿った介在銀河、銀河間媒体、天の川のイオン化ガスによって散乱される可能性があります。これらの異なる媒体の相対的な寄与は、それらの幾何学的構成とガスの内部特性に依存します。これらの相対的な寄与がよく理解されている場合、FRB散乱は、視線に沿った密度変動の強力なプローブです。ケーススタディとしてFRB121102とFRB180916を使用して、天の川のハローがFRBに与える散乱の量に上限を設定します。散乱時間$\tau\propto（\tilde{F}\times{\rmDM}^2）A_\tau$、ここでDMは分散測定値であり、$\tilde{F}$は$\で電子密度の変動を定量化します。滑らかな媒体の場合はtilde{F}=0$であり、無次元定数$A_\tau$は、平均散乱遅延と通常測定される$1/e$散乱時間の差を定量化します。尤度分析を使用して、$（\tilde{F}\times{\rmDM}^2）_{\rmMW、halo}<250/A_\tau$pc$^{4/3}$km$^を見つけます。{-1/3}$cm$^{-1/3}$。想定されるハロー$\widehat{{\rmDM}}_{\rmMW、halo}=60\pm18$pccm$^{-3}$の場合、$\tilde{F}_{\rmMWを取得します。、halo}<0.03/A_\tau$pc$^{-2/3}$km$^{-1/3}$。対照的に、パルサー散乱とDMは、銀河の薄い円盤と$\tilde{Fの場合は$\tilde{F}\sim0.1$pc$^{-2/3}$km$^{-1/3}$を意味します。}\sim0.001$pc$^{-2/3}$km$^{-1/3}$（シックディスクの場合）。ハローから広がる最大パルスは、1GHzで$\tau\lesssim12$$\mu$sです。天の川ハローの分析を他の銀河ハローと比較するために、視線と交差するハローからFRB181112およびFRB191108への散乱の寄与を制限します。FRBの散乱時間。
$ M _ {\ rm BH} $-$ \ rm n_ {sph} $および$ M _ {\ rm BH} $-$
\での形態依存部分構造の発見による（ブラックホール）-回転楕円体接続の定義rm R_ {e、sph}
$図：高度な理論と現実的なシミュレーションのための新しいテスト
| Title |
Defining_the_(Black_Hole)-Spheroid_Connection_with_the_Discovery_of_Morphology-Dependent_Substructure_in_the_$M_{\rm_BH}$--$\rm_n_{sph}$_and_$M_{\rm_BH}$--$\rm_R_{e,_sph}$_Diagrams:_New_Tests_for_Advanced_Theories_and_Realistic_Simulations |
| Authors |
Nandini_Sahu,_Alister_W._Graham,_Benjamin_L._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04895 |
ブラックホールの質量が直接測定された123個の局所銀河（$M_{\rmBH}$）について、ホスト回転楕円体のS\'ersicインデックス（$\rmn_{sph}$）、有効半光半径（$\rmR_{e、sph}$）、および注意深い多成分分解から得られた有効表面輝度（$\mu_e$）。これらを使用して、形態に依存する$M_{\rmBH}$-を導出します。$\rmn_{sph}$と$M_{\rmBH}$-$\rmR_{e、sph}$の関係。さらに、形態に依存する$M_{\rm*、sph}$-$\rmn_{sph}$および$M_{\rm*、sph}$-$\rmR_{e、sph}$を示します。関係。次の理由による違いを調査しました。初期型銀河（ETG）と後期型銀河（LTG）。S\'ersic対コア-S\'ersic銀河;禁止された銀河と禁止されていない銀河。恒星円盤がある場合とない場合の銀河。べき乗則の傾きが$3.95\pm0.34$と$2.85\pm0.31$のETGとLTGにより、2つの異なる$M_{\rmBH}$-$\rmn_{sph}$関係が検出されます。さらに、$M_{\rmBH}$と、回転楕円体の中央濃度指数（S\'ersic指数と単調に変化する）との相関関係を定量化しました。さらに、ETGとLTGの単一のほぼ線形の$M_{\rm*、sph}$-$\rmR_{e、sph}^{1.08\pm0.04}$関係が観察されます。これには、古典的なものと疑惑の疑似バルジ。対照的に、ETGとLTGは、$\Delta_{\rmrms|BH}\sim\rm0.60〜dex$との2つの異なる$M_{\rmBH}$-$\rmR_{e、sph}$関係を定義します（cf.\$\sim$0.51〜dex（$M_{\rmBH}$-$\sigma$関係の場合）および$\sim$0.58〜dex（$M_{\rmBH}$-$M_{\rmの場合）*、sph}$関係）、ETGだけで2つの急勾配の$M_{\rmBH}$-$\rmR_{e、sph}$関係を定義し、$\logの$\sim$1〜dexでオフセットしますM_{\rmBH}$-方向。ディスクがあるかどうかに応じて、$M_{\rmBH}$-$M_{\rm*、sph}$図で同様のオフセットを説明します。この傾向は、$10\％$、$50\％$、または$90\％$の半径を使用しても当てはまります。（要約）
角運動量とファジィ暗黒物質ハローのコアにおける渦の欠如
| Title |
Angular_Momentum_and_the_Absence_of_Vortices_in_the_Cores_of_Fuzzy_Dark_Matter_Haloes |
| Authors |
Sonja_O._Schobesberger,_Tanja_Rindler-Daller,_Paul_R._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04958 |
超流動（$\gtrsim10^{-22}$eV）ボソンで構成されるスカラーフィールド暗黒物質（SFDM）は、その新しい構造によって、大規模（$\gtrsim$GeV）の無衝突コールドダークマター（CDM）と区別されます-グロス・ピタエフスキー・ポアソン（GPP）方程式で記述された、ボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）および波状特性を持つ量子超流動としての形成ダイナミクス。SFDM（FDM）の自由場（ファジー）限界では、構造はドブロイ波長$\lambda_{\text{deB}}$未満で抑制されますが、大規模なCDMに似ています。ビリアル化されたハローは、半径$\sim\lambda_{\text{deB}}$のソリトンコアを持ち、CDMのようなエンベロープに囲まれたGPPの基底状態アトラクターソリューションに従います。超流動として、SFDMは非回転ですが、渦形成に対して不安定になる可能性があります。渦の外側では、渦度がありません。十分に強い反発自己相互作用（SI）が存在する場合、構造形成中に予想される角運動量からハローコアが渦を形成できることを以前に示しました。これにより、2番目の長さスケールより下の構造が抑制されます$\lambda_{\text{SI}}$、$\lambda_{\text{SI}}>\lambda_{\text{deB}}$で、FDMコアができなかったことを示唆しています。FDMシミュレーションは後で渦を発見しましたが、ハローコアの外側のみであり、私たちの提案と一致しています。ここで分析をFDMに拡張すると、角運動量からソリトンコアに渦が発生してはならないことを明示的に示し、ガウス球または圧縮性（$n=2$）-ポリトロープ非回転リーマン-S楕円体としてモデル化します。典型的なハロースピンパラメータの場合、粒子あたりの角運動量は$\hbar$未満であり、中央の1つの単一量子化された渦に必要な最小値です。より大きな角運動量であっても、渦の形成はエネルギー的に有利ではありません。
z <2.5までの銀河の合体II：3〜15kpcの間隔での銀河の合体のAGN発生率
| Title |
Galaxy_mergers_up_to_z_ |
| Authors |
Andrea_Silva,_Danilo_Marchesini,_John_D._Silverman,_Nicholas_Martis,_Daisuke_Iono,_Daniel_Espada,_and_Rosalind_Skelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05000 |
0.3<z<2.5での主要なマージシステムのサンプルにおける活動銀河核（AGN）の発生率の研究を提示します。この合併サンプルの銀河は、3〜15kpcの間隔が予測されており、ピーク検出アルゴリズムを使用してCANDELS/3D-HSTカタログから選択されています。合併および非合併のAGNは、X線放射、光線、中赤外線色、および無線放射に基づいて識別されます。潜在的なAGNを見つけるための適切な測定値を持つ銀河の中で、非合体銀河で見つかった割合（15.4％）と比較して、合体でのAGNの同様の割合（16.4％）が見つかりました。合併では、この割合は、未解決の観測では、合併する銀河の1つだけがAGNソースであると仮定することによって得られます。フラクション間の類似性は、おそらく、高赤方偏移での低温ガスの利用可能性が高いためであり、マージの結果としての過剰な核活動は、低赤方偏移よりも重要ではありません。星形成銀河は、静止銀河よりもAGNの発生率が高くなっています。特に、合併におけるスターバーストは、AGNの割合が高く、ブラックホールの降着率が高いため、AGN活動の最も一般的な場所です。合併と非合併において、ブラックホールの降着率と銀河の特性（すなわち、星形成率、恒星の質量）との間に明確な相関関係は見られません。しかし、合併は非合併よりも星形成との相関が高いようであり、これはおそらく、この合体前の段階でさえ、合併プロセスが星形成とAGN活動に影響を及ぼし始めていることを示しています。
HC3S +の宇宙および実験室での発見
| Title |
Space_and_laboratory_discovery_of_HC3S+ |
| Authors |
J._Cernicharo,_C._Cabezas,_Y._Endo,_N._Marcelino,_M._Agundez,_B._Tercero,_J._D._Gallego,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05163 |
C3Sのプロトン化型のTMC-1での検出を報告します。陽イオンHC3S+の発見は、Yebes40m電波望遠鏡を使用して、Qバンドの4つの調和的に関連する線の観測を通じて行われ、正確な非経験的計算とその回転スペクトルの実験室測定によってサポートされています。カラム密度N（HC3S+）=（2.0+/-0.5）e11cm-2を導き出します。これは、存在比C3S/HC3S+が65+/-20に相当します。この比はCS/HCS+比（35+/-8）であり、同じソースで以前に見つかったC3O/HC3O+比よりも約10倍大きくなります。ただし、存在比HC3O+/HC3S+は1.0+/-0.5ですが、C3O/C3Sはわずか0.11です。また、分光パラメータのabinitio計算に基づいて、TMC-1でプロトン化されたC2Sを検索し、N（HC2S+）<9e11cm-2およびC2S/HC2S+>60の3シグマ上限を導き出しました。観測結果を比較します。最先端の気相化学モデルを使用して、HC3S+は主に、C3Sへのプロトン移動、S+とc-C3H2の反応、中性原子硫黄とイオンC3H3+の反応などのいくつかの経路で形成されると結論付けています。
宇宙化学における化学ネットワークの制約
ガスおよび表面化学反応のデータベースは、幅広い物理科学で働く科学者にとって重要なツールです。天体化学では、化学反応のデータベースが化学モデルへの入力として使用され、星間物質の存在量を決定します。しかしながら、ガス化学、特に粒子表面化学とガス粒子化学モデルにおけるその処理は、大きな不確実性の領域です。多くの反応、特にダスト粒子に対する反応は、体系的に実験的に研究されていません。さらに、実験測定は、天体化学モデリングで最も一般的に使用される反応速度式アプローチに簡単に変換されないことがよくあります。したがって、これらのデータベースに内在する不確実性の程度を減らすことは主要な問題ですが、これまでのところ、主に試行錯誤のアドホックな手順によってアプローチされてきました。この章では、天体化学のより広い文脈における正確で完全な化学ネットワークの決定の問題をレビューし、化学ネットワークの不確実性を減らすために統計的手法と機械学習（ML）技術を使用する可能性を探ります。
重水素化シアノメチルラジカルHDCCNの宇宙および実験室での観測
| Title |
Space_and_laboratory_observation_of_the_deuterated_cyanomethyl_radical_HDCCN |
| Authors |
Carlos_Cabezas,_Yasuki_Endo,_Evelyne_Roueff,_Nuria_Marcelino,_Marcelino_Ag\'undez,_Bel\'en_Tercero,_and_Jos\'e_Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05187 |
31.0〜50.3GHzの範囲でYebes40m電波望遠鏡を使用してTMC-1を観測したところ、未確認の線のグループを検出でき、オープンシェル種を示す複雑な線パターンを示しました。{}これらの線の観測された周波数と、H$_2$CCNの2$_{0,2}$-1$_{0,1}$回転遷移のスペクトルパターンとの類似性は、線が重水素化シアノメチルラジカル、HDCCNから発生します。フーリエ変換マイクロ波分光実験と放電を組み合わせて、実験室でラジカルHDCCNを生成することに成功し、その1$_{0,1}$-0$_{0,0}$と2$_{0を観察しました。2}$-1$_{0,1}$回転遷移。私たちの観察から、5Kの回転温度を仮定して、存在比H$_2$CCN/HDCCN=20$\pm$4を導き出します。H$_2$CCNの重水素化形態の豊富さは、H$_2$D$^+$分子イオンからの重水素移動によって重水素化が駆動される標準的な気相モデルによって十分に説明されます。
Astrosat / UVITを使用したNGC1316（Fornax A）のイメージングおよび測光研究
| Title |
Imaging_and_photometric_studies_of_NGC_1316_(Fornax_A)_using_Astrosat/UVIT |
| Authors |
Nilkanth_D_Vagshette,_Sachindra_Naik,_Neeraj_Kumari_and_Madhav_K_Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05190 |
インド初の多波長宇宙天文台の高空間分解能近紫外線（NUV）および遠紫外線（FUV）イメージング望遠鏡を使用した、電波銀河NGC1316（Fornax〜A）のイメージングおよび測光研究を紹介します{\itAstroSat}。滑らかなモデルの減算から得られたUV放射の残差マップは、中央の数kpc（1〜2kpc）領域内の特有の特徴を示しています。電波放射マップとFUVイメージング研究の間の空間的対応は、UV放射源がAGNバースト（無線ジェット）によって中心から離れて移動していることを明らかにしています。この銀河の周辺にある縁と塊状の構造の存在は、銀河が合併のような出来事を通じてガスの大部分を獲得し、まだ沈下の過程にあることを示しています。FUVとNUVの光度を使用した星形成率（SFR）の推定値は、0.15M$_\odot$yr$^{-1}$と0.36M$_\odot$yr$^{-1}$であることがわかります。、それぞれ、画面効果による下限を提供します。この銀河のSFRの推定低率は、おそらくNGC1316の中央エンジンから放出されるAGN駆動の流出によるその消光を表しています。
GOODS-Nで最も明るいサブミリ波銀河のNOEMA赤方偏移測定
| Title |
NOEMA_Redshift_Measurements_of_the_Brightest_Submillimeter_Galaxies_in_the_GOODS-N |
| Authors |
Logan_H._Jones,_Michael_J._Rosenthal,_Amy_J._Barger,_Lennox_L._Cowie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05268 |
GOODS-Nフィールドの3つの明るいサブミリ銀河（SMG）の分光赤方偏移測定を報告します。それぞれ、SCUBA-2850ミクロンフラックス>10mJyで、NorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）を使用します。フィールドのHST/ACS領域の外側の約7分角$^2$の領域を占めるこれらのソースの分子ラインスキャン観測は、2つが$z\sim$3.14にあるため、これまで知られていなかったものに属している可能性が高いことを示しています。希少銀河の過密度。これをプロトクラスターと呼びます。GOODS-N全体で最も明るいSCUBA-2光源である残りのオブジェクトでは、$z$=4.42でCO（7-6）、[CI]、およびH2Oと一致する線放射を検出します。SCUBA-2、NOEMA、およびHerschel/SPIREによって制約された、これらの銀河の遠赤外線スペクトルエネルギー分布は、瞬間的なSFR$\sim4000〜{\rmM_{\odot}〜yr^{-1}}$を示しています。2つの$z\sim$3銀河の$z$=4.42銀河と$\sim2500〜{\rmM_{\odot}〜yr^{-1}}$。これらは共動体積〜30Mpc$^3$を占め、プロトクラスターを、同時のほこりっぽいスターバーストの最もコンパクトで分光的に確認されたエピソードの1つにします。ソースのCOラインの光度に基づいて、$M_{{\rmgas}}\sim10^{11}M_{\odot}$を推定し、$\tau_{{\rmdepl}}\simのガス枯渇タイムスケールを見つけます。50$Myr、他の高赤方偏移SMGプロトクラスターでの発見と一致。
潮汐破壊現象AT2018fykに続く急速な降着状態遷移
| Title |
Rapid_accretion_state_transitions_following_the_tidal_disruption_event_AT2018fyk |
| Authors |
Thomas_Wevers,_Dheeraj_R._Pasham,_Sjoert_van_Velzen,_James_C.A._Miller-Jones,_Phil_Uttley,_Keith_Gendreau,_Ronald_Remillard,_Zaven_Arzoumanian,_Michael_Loewenstein,_and_Ani_Chiti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04692 |
潮汐破壊現象（TDE）に続いて、降着率は静止状態からエディントンに近いレベルに進化し、数か月から数年のタイムスケールに戻る可能性があります。これは、超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの降着流の形成と進化を研究するユニークな機会を提供します。X線、UV、光学、および電波波長でのTDEAT2018fykの2年間の多波長モニタリング観測を紹介します。3つの異なる降着状態とそれらの間の2つの状態遷移を識別します。これらは、爆発時の恒星質量ブラックホールの振る舞いと非常に似ているように見えます。X線スペクトル特性は、L$_{\rmbol}\sim$few$\times10^{-2}付近のソフト（熱が支配的）からハード（べき乗則が支配的）スペクトル状態への遷移を示しています。$L$_{\rmEdd}$、および時間の経過に伴うコロナの強化。同時に、スペクトルエネルギー分布（特に、UVからX線へのスペクトル勾配$\alpha_{ox}$）は、爆発が進行するにつれて顕著な軟化を示します。X線のタイミング特性も顕著な変化を示しており、最初は長い（$>$day）タイムスケールでの変動が支配的でしたが、高周波（$\sim$10$^{-3}$Hz）成分は、ハード状態。遅い時間（ピーク後$\sim$500日）に、2番目の降着状態遷移が発生します。これは、ボロメータ（X線+UV）放射が10$未満のレベルに突然崩壊することで識別されるように、ハード状態から静止状態になります。^{-3.4}$L$_{\rmEdd}$。私たちの調査結果は、TDEを使用して、個々のSMBHにおける降着プロセスのスケール（不）分散を研究できることを示しています。その結果、それらはブラックホール質量の7桁を超える降着状態を研究するための新しい手段を提供し、一般的に使用されるアンサンブル研究に固有の制限を取り除きます。
11年間のフェルミ-LATデータで測定された銀河中心過剰の特性
銀河中心領域からフェルミ-LATによって測定されたデータの過剰な$\gamma$線は、宇宙粒子物理学で最も興味深い謎の1つです。この銀河中心過剰（GCE）は、さまざまな星間放射モデル（IEM）、ソースカタログ、データ選択、および手法に関して測定されています。いくつかの提案された解釈が文献に現れましたが、その起源に関して確固たる結論はありません。このパズルを解く上での主な難しさは、そのような複雑な領域をモデル化し、GCEの特性を正確に測定することにあります。この論文では、11年間のFermi-LATデータ、最先端のIEM、および最新の4FGLソースカタログを使用して、GCEのエネルギースペクトル、空間形態、位置、および球形度の正確な測定値を提供します。GCEのスペクトルは、数GeVでピークに達し、対数放物線によく適合していることがわかります。さまざまなIEM、データ選択、および分析手法を使用すると、スペクトルの正規化は約$60\％$変化します。GCEの空間分布は、勾配$\gamma=1.2-1.3$の一般化されたNFW密度プロファイルで生成された暗黒物質（DM）テンプレートと互換性があります。$\gamma$平均値である1.25の$10\％$より大きいレベルで、$0.6-30$GeVのGCE形態のエネルギー変化は測定されません。象限に分割されたDMテンプレートでモデル化されたGCEの分析は、GCEのスペクトルと空間形態が銀河中心の周りのさまざまな領域で類似していることを示しています。最後に、GCE重心は銀河中心と互換性があり、最適な位置は$l=[-0.3^{\circ}、0.0^{\circ}]、b=[-0.1^{\circ}、0.0です。^{\circ}]$であり、球対称の形態と互換性があります。特に、DM空間プロファイルを楕円体に適合させると、長軸と短軸の比率が0.8〜1.2になります。
エキゾチック物質の温度依存性の出現は、発生期の中性子星のスピンを速くします
| Title |
Temperature_dependent_appearance_of_exotic_matter_makes_nascent_neutron_stars_spin_faster |
| Authors |
Francisco_Hernandez-Vivanco,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane,_Rory_Smith,_Debarati_Chatterjee,_Sarmistha_Banik,_Theo_Motta,_Anthony_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04782 |
中性子星は、地上の実験ではアクセスできない密度と温度での物質の振る舞いを研究する機会を提供します。二元中性子星合体の重力波観測は、合併の前後の中性子星の状態方程式を制約する可能性があります。中性子星のバイナリがマージされた後、ハイペロンが残りの部分に形成され、中性子星の状態方程式の動作が変化します。この研究では、有限エントロピー状態方程式を使用して、合併後の残骸が冷却によってスピンアップする可能性があることを示しています。スピンアップの大きさは、中性子星の状態方程式に依存します。ハイペロンが存在する場合、バリオンあたりのエントロピーが$s=2$$k_B$から$s=0$$k_Bに低下すると、合併後のスピンアップによってピーク重力波周波数が$\sim540$Hz変化します。$。ハイペロンが存在しない場合、合併後のスピンアップは$\sim360$Hz変化し、エキゾチック物質に重力波の特徴を提供します。温度に依存する相転移が引き起こされるときはいつでも、同じ定性的な振る舞いを期待します。
HESS J1858 + 020：SNRG35.6-0.4のCRを搭載している可能性のあるGeV-TeVソース
コンテキスト：超新星残骸（SNR）G35.6-0.4は非熱無線シェルを示していますが、これまでのところ、{\gamma}線またはX線の対応物は見つかりませんでした。1つのTeVソースであるHESSJ1858+020がSNRの近くで見つかりました。このソースは、3.6kpcでいくつかの雲と空間的に関連付けられています。目的：HESSJ1858+020の起源をよりよく理解するために、フェルミ-LAT分析とハドロンモデリングを通じて、SNR宇宙線（CR）と雲との関連をさらに調査します。方法：Fermi-LAT分析を実行して、SNR内およびその周辺のGeV放射を調査しました。以前に観測された多波長データを使用してSNRの物理学を調査しました。GeV-TeV観測を説明するために、SNRの暴走CRを使用してハドロンモデルを構築しました。結果：HESSJ1858+020と3.6kpcの分子雲複合体の両方と空間的に一致するハードGeVソース（SrcX2）が見つかりました。さらに、ソフトGeVソース（SrcX1）がSNRの北端で見つかりました。SrcX2のGeVスペクトルは、HESSJ1858+020のTeVスペクトルとうまく接続します。{\gamma}線のスペクトル全体は、数GeVから数十TeVの範囲であり、指数が約2.15のべき乗則に従います。中年のSNRの議論を裏付けるいくつかの観察証拠について議論します。SNRからの暴走CRを使用して、ハドロンモデルはHESSJ1858+020でのGeV-TeV放出を説明し、拡散係数は銀河系の値よりはるかに低くなっています。
高速電波バーストの物理学
2007年、オーストラリアのパークス望遠鏡のアーカイブデータで非常に明るい電波パルスが確認され、天体物理学の新しい研究部門の始まりを示しました。2013年には、輝度温度が非常に高いこの種のミリ秒バーストは、統一された名前である高速電波バースト（FRB）になりました。最初の数年間、既知のイベントのサンプルが限られていたため、FRBは非常に神秘的であるように見えました。過去5年間の機器の改良により、何百もの新しいFRBが発見されました。この分野は現在革命を遂げており、新しい観測データがますます蓄積されるにつれて、FRBの理解が急速に高まっています。このレビューでは、FRBの基本的な物理学を要約し、この分野での現在の研究の進歩について説明します。私たちは、観測特性、伝搬効果、人口調査、放射メカニズム、ソースモデル、宇宙論への応用など、FRBの幅広いトピックをカバーしようと試みました。現在、最新の観測事実に基づく枠組みを構築中です。近い将来、このエキサイティングな分野は大きな進歩を遂げると期待されています。
TGSSを使用した矮小楕円体銀河における暗黒物質消滅からの電波信号に対する厳しい制約
| Title |
Stringent_constraint_on_the_radio_signal_from_dark_matter_annihilation_in_dwarf_spheroidal_galaxies_using_the_TGSS |
| Authors |
Arghyadeep_Basu,_Nirupam_Roy,_Samir_Choudhuri,_Kanan_K._Datta_and_Debajyoti_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04925 |
弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）は、暗黒物質の候補の1つと見なされています。電磁スペクトル全体にわたるWIMPの消滅と減衰による検出可能な信号の検索は、過去数十年の間関心の対象となっています。標準模型粒子へのWIMP消滅は、シンクロトロン放射を介して低無線周波数でこの信号を検出する可能性をもたらします。矮小楕円体銀河（dSphs）には大量の暗黒物質が含まれていると予想されるため、このような大規模な拡散電波放射を探すための有望なターゲットになります。この作業では、TIFR-GMRTスカイサーベイ（TGSS）の一部として、低周波数（147.5MHz）で観測された23個のdSph銀河のスタッキング分析を示します。これらのスタッキング演習からの信号が検出されないため、暗黒物質のパラメーターに非常に厳しい制約が課せられます。最良の限界は、個々のdSph銀河フィールドの電波画像をそれぞれの半光半径でスケーリングした後、それらをスケーリングした後の新しいスタック方法に由来します。熱的に平均化された断面積に対する制約は、関連する天体物理学的パラメーターの合理的な選択のために、WIMP質量の範囲にわたって熱遺物断面積の値を下回っています。個々のターゲットの将来のより深い観測とスタッキングを使用したこのような分析は、WIMPの暗黒物質の特性についてより多くを明らかにする可能性があります。
M31と天の川の周りの巨大な宇宙線ハロー
最近、アンドロメダの方向から1-100GeV$\gamma$線の拡散放出が検出されました。放出は銀河を中心とし、その中心から$\sim100-200$kpc離れて広がります。銀河円盤または銀河中心に注入された宇宙線の脱出のための標準的なシナリオの枠組みの中で拡張された$\gamma-$ray放出を説明することは問題があります。この論文では、$\gamma$線放出の宇宙線起源（レプトンまたはハドロン）は、非標準の宇宙線伝搬シナリオの枠組みの中で、または銀河で発生する粒子加速の場合に可能であると主張します。ハロー。それは、おそらく銀河の核活動によって、または銀河間ガスの降着によって動力を与えられた、M31を取り巻く巨大な宇宙線ハローの存在を意味するでしょう。注目すべきことに、M31の周りで観測されたような宇宙線ハローが私たち自身を含む銀河の共通の特徴である場合、宇宙線陽子と天の川銀河周囲ガスとの相互作用も、アイスキューブによって観測されたニュートリノの等方性拡散フラックスを説明できます。
| Title |
Circular_Orbits_Structure_and_Thin_Accretion_Disks_around_Kerr_Black_Holes_with_Scalar_Hair |
| Authors |
Lucas_G._Collodel,_Daniela_D._Doneva_and_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05073 |
この論文では、最初にスカラーヘア（KBHsSH）を持つカーブラックホールの赤道円軌道構造を調査し、通常のハゲカーブラックホールの外部領域とはまったく異なるそれらの最も顕著な特徴、すなわち結合された境界から生じる特異性を強調しますスカラー物質の中心から外れた自己重力分布を持つ穴のシステム。これらの特性のいくつかは、シンディスクアプローチと互換性がないため、パラメータ空間のさまざまな領域をそれぞれ識別してマッピングします。安定した円形軌道速度（および角運動量）曲線が連続しているすべてのソリューションは、それらの周りに薄くて光学的に厚いディスクを構築するために使用され、そこから放射エネルギーフラックス、光度、および効率を抽出します。スピンパラメーター$j$が同じで、正規化された電荷が異なるバッチで結果を比較します。プロファイルは非常に多様です。保存されたスカラー電荷$Q$が存在するため、これらの解は$（M、J）$パラメーター空間で一意ではありません。さらに、$Q$をメトリック関数から漸近的に抽出することはできません。それにもかかわらず、さまざまな観測を通じてパラメータを制約することにより、KBHsSHが存在する場合、光度プロファイルを使用してネーター電荷を制約し、時空を特徴付けることができます。
NGC253で巨大なマグネターフレアとして解釈される明るいガンマ線フレア
| Title |
A_bright_gamma-ray_flare_interpreted_as_a_giant_magnetar_flare_in_NGC_253 |
| Authors |
D._Svinkin,_D._Frederiks,_K._Hurley,_R._Aptekar,_S._Golenetskii,_A._Lysenko,_A._V._Ridnaia,_A._Tsvetkova,_M._Ulanov,_T._L._Cline,_I._Mitrofanov,_D._Golovin,_A._Kozyrev,_M._Litvak,_A._Sanin,_A._Goldstein,_M._S._Briggs,_C._Wilson-Hodge,_A._von_Kienlin,_X.-L._Zhang,_A._Rau,_V._Savchenko,_E._Bozzo,_C._Ferrigno,_P._Ubertini,_A._Bazzano,_J._C._Rodi,_S._Barthelmy,_J._Cummings,_H._Krimm,_D._M._Palmer,_W._Boynton,_C._W._Fellows,_K._P._Harshman,_H._Enos,_R._Starr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05104 |
マグネターは、銀河系で最も明るい天体物理学的現象である、非常にまれなガンマ線の巨大なフレアを生成する、若くて高度に磁化された中性子星です。局部銀河群の外からのこれらのフレアの検出は予測されており、これまでのところ候補は2つだけです。ここでは、2020年4月15日の非常に明るいガンマ線フレアGRB200415Aについて報告します。これは、惑星間ネットワークを使用して、天球の中央領域と重なる小さな（20平方分角）領域にローカライズします。天の川から3.5Mpcの彫刻家銀河。Konus-Windの検出から、GRB200415AとGRB051103の間に顕著な類似性が見られます。これは、ほぼ同じ距離（3.6Mpc）にあるM81/M82銀河群から発生したと思われるさらにエネルギッシュなフレアです。両方のバーストは、鋭いミリ秒スケールのハードスペクトルの初期パルスを表示し、その後、約0.2秒の長さの着実にフェージングして柔らかくなるテールが続きます。マグネターの巨大なフレアの巨大な初期パルスを除いて、時間的およびスペクトル的特性と暗黙のエネルギーのこの組み合わせを伴う天体物理学的信号は以前に報告されていません。推定距離では、両方のフレアで放出されるエネルギーは、銀河マグネターSGR1806-20からの2004年12月27日のスーパーフレアのエネルギーと同等ですが、ピーク光度が高くなっています。これらを総合すると、GRB200415Aとその双子のGRB051103は、銀河系外マグネターの巨大フレアの最も重要な候補となります。どちらも、以前に観測された最も明るい銀河系マグネターフレアよりも5倍明るいため、これをよりよく理解するための重要なステップとなります。魅力的な現象。
| Title |
Common_envelope_jets_supernovae_with_a_black_hole_companion_as_possible_high_energy_neutrino_sources |
| Authors |
Aldana_Grichener,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05118 |
赤色超巨星（RSG）のエンベロープ内でスパイラルインするブラックホール（BH）によって発射される相対論的ジェットからの高エネルギーニュートリノ放出を研究し、そのような一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSNe）が〜10の潜在的な源であることを発見しますIceCubeによって検出された^15eVニュートリノ。まず、恒星進化コードMESAを使用して、RSGエンベロープに対するジェットの影響を模倣し、ジェットがエンベロープを大幅に膨張させることを確認します。次に、拡張RSGエンベロープ内のジェットの伝播を調べたところ、ほとんどの場合、ジェットはエンベロープを貫通せず、むしろ停止していることがわかりました。そのようなジェットが宇宙線を加速して、高エネルギーのニュートリノを生成するのに十分な高エネルギーにすることができることを示します。ニュートリノは自由に流れ出しますが、ニュートリノの生成に伴うガンマ線は光学的に厚いエンベロープ内に閉じ込められたままです。これは、高エネルギーニュートリノとガンマ線の間に観測的な関連性がないことを説明しています。
VLBI電波画像による中性子星合体ジェットの視野角の決定
| Title |
Determining_the_viewing_angle_of_neutron_star_merger_jets_with_VLBI_radio_images |
| Authors |
Joseph_John_Fern\'andez,_Shiho_Kobayashi_and_Gavin_P._Lamb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05138 |
超長基線干渉法（VLBI）の電波画像は、最近、中性子星合体イベントGW170817のエジェクタモデルの縮退を打破するために不可欠であることが証明されました。横方向に広がるジェットまたは広がっていないジェットの半解析モデルを使用して、マージジェット残光の合成ラジオ画像の特性について説明します。画像の重心は、最初は空の爆発点から見かけの超管腔速度で移動します。最大変位に達した後、その動きは逆になります。この動作は、完全な流体力学シミュレーションで見られる動作と一致しています。重心シフトとジェット画像サイズの変化は2つのジェットモデルで大幅に異なるため、非常に明るいイベントのこれらの特性を観察することで、マージジェットの横方向の膨張則を確認または制約できる可能性があります。ジェットコアサイズ$\theta_{c}$と視野角$\theta_{\の比率が提供される場合、無線画像の重心シフトまたはその見かけの速度によって$\theta_{\rmobs}$がどのように取得されるかを明示的に示します。rmobs}$は、残光光度曲線によって決定されます。点光源近似に基づく単純な方法が妥当な角度推定を提供することを示します（最大で$10-20\％$エラー）。構造化されたガウスジェットの結果のサンプルを取得することにより、$\theta_{\rmobs}\sim0.32$radのモデルが、GW170817の残光光度曲線と電波画像の主な特徴を説明できることがわかります。
| Title |
Identification_of_a_Local_Sample_of_Gamma-Ray_Bursts_Consistent_with_a_Magnetar_Giant_Flare_Origin |
| Authors |
E._Burns,_D._Svinkin,_K._Hurley,_Z._Wadiasingh,_M._Negro,_G._Younes,_R._Hamburg,_A._Ridnaia,_D._Cook,_S._B._Cenko,_R._Aloisi,_G._Ashton,_M._Baring,_M._S._Briggs,_N._Christensen,_D._Frederiks,_A._Goldstein,_C._M._Hui,_D._L._Kaplan,_M._M._Kasliwal,_D._Kocevski,_O._J._Roberts,_V._Savchenko,_A._Tohuvavohu,_P._Veres,_and_C._A._Wilson-Hodge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05144 |
宇宙線ガンマ線バースト（GRB）は、異なる前駆体チャネルから発生することが知られています。短いGRBは主に中性子星合体から、長いGRBはコラプサーと呼ばれるまれなタイプのコア崩壊超新星（CCSN）から発生します。マグネターと呼ばれる高度に磁化された中性子星は、マグネタージャイアントフレア（MGF）と呼ばれるエネルギッシュで短時間のガンマ線トランジェントも生成します。天の川銀河とその伴銀河から3つが観測されており、それらは銀河系外GRBの第3のクラスに寄与すると長い間疑われてきました。以前に議論されたイベントにGRB070222を追加して、4つのローカル（$<$5Mpc）の短いGRBの明確な集団の明確な識別を報告します。近くの星形成銀河への整列のみに基づいて識別されますが、それらの立ち上がり時間と等方性エネルギー放出は、99.9％ドルの信頼度でより大きな短いGRB集団とは独立して矛盾しています。これらの特性、ホスト銀河、および重力波の非検出はすべて、銀河系外のMGFの起源を示しています。サンプルが少ないにもかかわらず、$R_{MGF}=3.8_{-3.1}^{+4.0}\times10^5$Gpc$^{-3の$4\times10^{44}$ergを超えるイベントの推定体積率}$yr$^{-1}$は、銀河系外の線源から検出された主要なガンマ線トランジェントとしてMGFを配置します。以前に示唆されたように、これらの速度は、いくつかのマグネターが複数のMGFを生成し、繰り返しGRBのソースを提供することを意味します。速度とホスト銀河は、マグネターの主要な前駆体として一般的なCCSNを支持しています。
NGC253のマグネターからの巨大フレアの急速なスペクトル変動
| Title |
Rapid_Spectral_Variability_of_a_Giant_Flare_from_a_Magnetar_in_NGC_253 |
| Authors |
O._J._Roberts,_P._Veres,_M._G._Baring,_M._S._Briggs,_C._Kouveliotou,_E._Bissaldi,_G._Younes,_S._I._Chastain,_J._J._DeLaunay,_D._Huppenkothen,_A._Tohuvavohu,_P._N._Bhat,_E._Gogus,_A._J._van_der_Horst,_J._A._Kennea,_D._Kocevski,_J._D._Linford,_S._Guiriec,_R._Hamburg,_C._A._Wilson-Hodge,_E._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05146 |
マグネターは、非常に強い磁場（$10^{13-15}$G）を持つゆっくりと回転する中性子星であり、$\sim10^{40-41}$ergのエネルギーで$\sim100$msの長さのX線バーストを突発的に放出します。。まれに、マグネターの自転周期（通常は2〜12秒）によって変調された、非常に明るくエネルギッシュな巨大なフレアが生成されます。それらの起源を確認する。過去40年間で、このようなフレアは3つしか観測されていません。それらはすべて、その極端な強度のために機器の飽和に苦しんでいました。銀河系外の巨大フレアは、短いガンマ線バーストのサブセットを構成する可能性が高いと提案されており、現在の計装の感度により、脈動する尾を検出できず、最初の明るいフラッシュは距離$\simまで容易に観測できます。10〜20$Mpcここでは、GRB200415AのX線およびガンマ線観測を報告します。これは、急速な開始、非常に速い時間変動、フラットなスペクトル、およびミリ秒未満の大幅なスペクトル進化を示します。これらの属性は、銀河系外マグネターからの巨大なフレアに期待される属性とよく一致し、GRB200415Aが銀河NGC253（$\sim$3.5Mpc離れたところ）に方向的に関連付けられていることに注意してください。$\sim3$MeV光子の検出は、放出プラズマの相対論的運動の決定的な証拠を提供します。観測された急速なスペクトルの変化は、回転するマグネター内でそのような急速に移動するガスから放射される放射線によって自然に生成されます。
FRB 121102の画期的なリスン観測の再分析：8つの新しいスペクトル的に狭いバーストの偏光特性
| Title |
Re-Analysis_of_Breakthrough_Listen_Observations_of_FRB_121102:_Polarization_Properties_of_Eight_New_Spectrally_Narrow_Bursts |
| Authors |
Jakob_T._Faber,_Vishal_Gajjar,_Andrew_P._V._Siemion,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_Howard_Isaacson,_Brian_C._Lacki,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Cherry_Ng,_Imke_de_Pater,_Danny_C._Price,_Sofia_Z._Sheikh,_Claire_Webb,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05172 |
2017年8月26日に最初に撮影されたグリーンバンク望遠鏡による高周波（4〜8GHz）のブレイクスルーリッスン観測で再検出されたFRB121102からの8つの狭帯域バーストの偏波特性を報告します。ほぼ100％の線形偏光、9.3$\times$10$^4$rad-m$^{-2}$に隣接するファラデー回転測定（RM）、および安定した偏光位置角（PA）。これらはすべて以前のバースト特性と一致しています。同じ時期にFRB121102について報告されました。これらの検出が実際にスペクトル占有率が制限された物理バーストであることを確認し、FRB検出でのサブバンド検索技術の使用をさらにサポートします。
潮汐破壊現象における降着円盤、風、ジェットの物理学
ブラックホールへの降着は、ガスの質量エネルギーを放射線、風、ジェットなどのエネルギー出力に変換する効率的なメカニズムです。星がきちんと引き裂かれ、超大質量ブラックホールに降着する潮汐破壊現象は、降着物理学だけでなく、さまざまな降着レジームにわたる風とジェットの発射物理学を研究するユニークな機会を提供します。このレビューでは、潮汐破壊現象における降着流とジェットを研究するために開発されたモデルを体系的に説明し、議論します。これらの物理学の十分な知識は、観測されたイベントの放出を理解するためだけでなく、ブラックホールの周りの一般相対論的時空と潮汐破壊イベントを介した超大質量ブラックホールの人口統計を精査するためにも重要です。
以前の論文で、原始ブラックホールは、初期の放射線時代の安定した超大質量素粒子（グラビティーノ）の束縛状態の形成とその後の重力崩壊から生じる可能性があると主張しました。ここでは、アインシュタインの方程式を解く正確なメトリックを使用して、不均一性が発生するまで、放射相と物質優勢相の両方で結果として生じるミニブラックホールの進化と成長を説明する包括的な図を提供します。実際の事象の地平線の上に効果的な地平線を生成する特別な強化効果のおかげで、このプロセスが最も初期の巨大ブラックホールの観測された質量値を説明できることを示します。
ローカルバブルはラジオの背景を説明できますか？
ARCADE2気球ボロメータは、他の多くの機器とともに、約3GHz未満の周波数で無線シンクロトロンのバックグラウンドと思われるものを検出しました。現在、銀河系外の電波源も拡散銀河系放射もこの発見を説明することはできません。太陽風の影響について復調された、局所的に測定された宇宙線電子集団、および乱流磁場モデルと組み合わせた他の観測制約を使用して、局所泡の放射光を予測します。モデル化された電波放射のスペクトルインデックスは、電波の背景とほぼ一致していることがわかります。私たちのモデルは、3〜5nTの平均磁場強度Bで観測されたアンテナ温度をほぼ再現できます。これはパルサー測定からの観測上の制約に違反しないと私たちは主張します。ただし、予測されたスペクトルの曲率は、他のこれまで未知のソースが100MHz未満で寄与しなければならないことを意味します。また、磁気エネルギー密度は、熱および宇宙線の電子エネルギー密度よりも支配的であり、さまざまな空の方向での電波放射の大きな変動と高分極を伴う逆磁気カスケードを引き起こす可能性があります。これはいくつかの観察結果と一致せず、したがって磁場はおそらくはるかに低く、相対論的または熱的粒子のエネルギー密度との等分配によって制限される可能性が高いと主張します（B=0.2-0.6nT）。後者の場合、原因不明の無線バックグラウンドへのローカルバブルの寄与はせいぜいパーセントレベルであると予測します。
ボイスコイルアダプティブミラーを備えたアクチュエータのスレーブ化と無効化
ボイスコイル技術に基づくアダプティブミラーには、内部計測を備えたフォースアクチュエータがあり、ローカルループを閉じてその形状を所定の位置に制御します。アクチュエータを無効にするかスレーブにするように要求された場合、制御マトリックスを再計算する必要があります。レポートでは、再キャリブレーションを必要とせずにミラーを制御するために関連するマトリックスを再計算するアルゴリズムについて説明しています。これは特に、ボイスコイル技術を使用するMMT、LBT、マゼラン、VLT、ELT、およびGMTアダプティブミラーに関連しています。この手法は、LBTアダプティブセカンダリミラーユニットで実際に使用されています。
| Title |
Exoplanet_Imaging_Data_Challenge:_benchmarking_the_various_image_processing_methods_for_exoplanet_detection |
| Authors |
F._Cantalloube,_C._Gomez-Gonzalez,_O._Absil,_C._Cantero,_R._Bacher,_M._J._Bonse,_M._Bottom,_C.-H._Dahlqvist,_C._Desgrange,_O._Flasseur,_T._Fuhrmann,_Th._Henning,_R._Jensen-Clem,_M._Kenworthy,_D._Mawet,_D._Mesa,_T._Meshkat,_D._Mouillet,_A._Mueller,_E._Nasedkin,_B._Pairet,_S._Pierard,_J.-B._Ruffio,_M._Samland,_J._Stone,_M._Van_Droogenbroeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05080 |
太陽系外惑星イメージングデータチャレンジは、太陽系外惑星の直接検出用に設計された画像処理方法を公正かつ一般的に比較するためのプラットフォームを提供することを目的としたコミュニティ全体の取り組みです。この目的のために、専用のリポジトリ（Zenodo）に、合成惑星信号を注入した世界中のいくつかの高コントラストの地上ベースの機器からのデータを収集します。データチャレンジは、参加者が結果をアップロードできるCodaLabコンペティションプラットフォームでホストされます。データチャレンジの仕様は、当社のWebサイトで公開されています。2019年9月1日に開始され、2020年10月1日に終了した最初のフェーズは、高コントラストイメージングの分野で2種類の一般的なデータセットの点光源を検出することで構成されました。1つの波長（サブチャレンジ1、ADIとも呼ばれる）および瞳孔追跡モードで取得されたマルチスペクトルデータ（サブチャレンジ2、ADImSDIとも呼ばれる）。このホワイトペーパーでは、アプローチ、組織の教訓、データチャレンジの現在の制限、およびこの最初のフェーズへの参加者の提出の予備的な結果について説明します。将来的には、惑星系の高コントラストイメージング専用の革新的な画像処理アルゴリズムの検証をガイドし、公開をサポートするために、データセットとメトリックの標準ライブラリへの永続的なアクセスを提供する予定です。
太陽無線分光偏光測定（50-500 MHz）：交差偏波対数周期ダイポールアンテナの設計と開発および受信機システムの構成
| Title |
Solar_Radio_Spectro-polarimetry_(50-500_MHz)_:_Design_and_Development_of_Cross-Polarized_Log-Periodic_Dipole_antenna_and_configuration_of_receiver_system |
| Authors |
Anshu_Kumari,_G._V._S._Gireesh,_C._Kathiravan,_V._Mugundhan,_Indrajit_V._Barve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05088 |
ガウリビダヌール電波観測所では、50〜500MHzの周波数範囲で恒星コロナから放出される偏光電波の特性を調べるために電波分光偏光計が開発されました。この機器には、交差偏波対数周期ダイポールアンテナ（CLPDA）、アナログ受信機、およびデジタル受信機（スペクトラムアナライザー）の3つの主要コンポーネントがあります。この記事では、CLPDAの設計と開発の側面、その特性とアナログおよびデジタル受信機の構成に関する概要、分光偏光計のセットアップ、特性を評価するために実行される段階的なテストなどについて詳しく説明します。、それで得られたスペクトルデータを使用した太陽冠状磁場強度（B{\itVs}ヘリオセントリック高さ）の推定が例示されています。上記の帯域全体で、CLPDAのゲイン、リターンロス、および偏波クロストークは、それぞれ$\upperx$6.6dBi、$\lesssim$-10dB、および$\lesssim$-27dBです。設計上の制約、インピーダンスを調整し、寸法を最小化する手順などが詳しく説明されています。アナログ受信機の雑音指数は$\約3$dBで、受信機の雑音温度（$T_{rcvr}$）は約290Kです。受信機の磁束密度（$S_{rcvr}$）は$です。\approx5.3\times10^3$、および$\upperx5.3\times10^5$Jyは、それぞれ50MHzと500MHzです。観測されたスペクトルデータは、50MHzでそれぞれ約30dBと40dBの信号対雑音比とダイナミックレンジを示しています。CLPDの平均偏波分離/クロストークは、基準位置角（$0^\circ$）に対して$\pm45^\circ$の方位角で-30dBから-24dBまで変化します。円偏光の平均次数（DCP）は、参照位置で$\約100\％$であり、徐々に減少し、方位角$\pm45^\circ$で$\約80\％$に達します。
LiteBIRDミッションの中周波および高周波望遠鏡用の偏光変調器ユニット
| Title |
A_Polarization_Modulator_Unit_for_the_Mid-_and_High-Frequency_Telescopes_of_the_LiteBIRD_mission |
| Authors |
Fabio_Columbro,_Paolo_de_Bernardis,_Luca_Lamagna,_Silvia_Masi,_Alessandro_Paiella,_Francesco_Piacentini,_Giampaolo_Pisano_(for_the_Litebird_Joint_Study_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05188 |
LiteBIRDミッションは、2020年代に開始されるすべてのスカイCMB調査のためのJAXA戦略的Lクラスミッションです。ミッションの主なターゲットは、テンソル対スカラー比{\delta}r<0.001の感度で原始重力波を検出することです。偏光変調器ユニット（PMU）は、高周波望遠鏡（HFT）と中周波望遠鏡（MFT）の両方で、1/fノイズの寄与を抑制し、検出器のゲインドリフトによって引き起こされる系統的な不確実性を軽減するための重要で強力なコンポーネントです。。各PMUは、5K環境で超伝導磁気軸受によって保持された連続回転透過半波長板（HWP）に基づいています。この手順では、LiteBIRDPMUの設計と期待されるパフォーマンス、および極低温HWPローターの代用として使用される室温回転ディスクを使用してすべてのPMUサブシステムで実行されるテストについて説明します。
| Title |
Supernova_Model_Discrimination_with_Hyper-Kamiokande |
| Authors |
Hyper-Kamiokande_Collaboration:_K._Abe,_P._Adrich,_H._Aihara,_R._Akutsu,_I._Alekseev,_A._Ali,_F._Ameli,_I._Anghel,_L.H.V._Anthony,_M._Antonova,_A._Araya,_Y._Asaoka,_Y._Ashida,_V._Aushev,_F._Ballester,_I._Bandac,_M._Barbi,_G.J._Barker,_G._Barr,_M._Batkiewicz-Kwasniak,_M._Bellato,_V._Berardi,_M._Bergevin,_L._Bernard,_E._Bernardini,_L._Berns,_S._Bhadra,_J._Bian,_A._Blanchet,_F.d.M._Blaszczyk,_A._Blondel,_A._Boiano,_S._Bolognesi,_L._Bonavera,_N._Booth,_S._Borjabad,_T._Boschi,_D._Bose,_S_.B._Boyd,_C._Bozza,_A._Bravar,_D._Bravo-Bergu\~no,_C._Bronner,_L._Brown,_A._Bubak,_A._Buchowicz,_M._Buizza_Avanzini,_F._S._Cafagna,_N._F._Calabria,_J._M._Calvo-Mozota,_S._Cao,_S.L._Cartwright,_A._Carroll,_M._G._Catanesi,_S._Cebri\`an,_M._Chabera,_S._Chakraborty,_C._Checchia,_J._H._Choi,_S._Choubey,_M._Cicerchia,_et_al._(439_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05269 |
コア崩壊超新星は、観測可能な宇宙で最も壮大なイベントの1つです。それらは生命が存在するために必要な多くの化学元素を生成し、それらの残骸---中性子星とブラックホール---はそれ自体が興味深い天体物理学的物体です。しかし、何千年にもわたる観測とほぼ1世紀にわたる天体物理学的研究にもかかわらず、コア崩壊超新星の爆発メカニズムはまだよく理解されていません。ハイパーカミオカンデは、次世代のニュートリノ検出器であり、次の銀河核崩壊超新星からのニュートリノフラックスを前例のない詳細で観測することができます。降着段階に対応するニュートリノバーストの最初の500ミリ秒に焦点を当て、新開発の高精度超新星イベントジェネレーターを使用して、5つの異なる超新星モデルに対するハイパーカミオカンデの応答をシミュレートします。ハイパーカミオカンデは、最大100kpcの距離にある超新星に対して、これらのモデルを高精度で区別できることを示しています。次の銀河超新星が発生すると、この能力は、自然界で観測された爆発メカニズムの正確な再現に向けてシミュレーションを導くための強力なツールになります。
恒星モデルの新しい解析的大気$ T（\ tau）$関係
恒星モデルは、温度$T$と光学的厚さ$\tau$の関係を使用して、光学的に薄い外層の構造を評価することがよくあります。Trampedachetal。による太陽パラメータを使用した地表近くの対流の放射結合流体力学シミュレーションのHopf関数$q（\tau）$に新しい解析関数を適合させます。（2014）。フィットは、太陽電池シミュレーションでは0.82パーセント以内、シミュレーションのグリッドの低温エッジまたは低重力エッジのいずれにも存在しないすべてのシミュレーションでは13パーセント以内の精度です。
MCFOSTIを使用した原子線放射伝達。コードの説明とベンチマーク
| Title |
Atomic_line_radiative_transfer_with_MCFOST_I._Code_description_and_benchmarking |
| Authors |
B._Tessore,_C._Pinte,_J._Bouvier,_and_F._M\'enard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04722 |
目的。マルチレベル原子システム用の新しい非局所熱力学的平衡放射伝達ソルバーであるMCFOST-artを紹介します。このコードは、3D放射伝達コードMCFOSTに埋め込まれており、ほとんどのMCFOSTモジュールと互換性があります。このコードは用途が広く、星の近い環境を3Dでモデル化するように設計されています。メソッド。このコードは、MultilevelAcceleratedLambdaIteration（MALI）法を使用して、統計的平衡方程式と放射伝達方程式を解きます。MCFOST-artは、恒星の光球の球対称モデルと太陽大気の標準モデルでテストしました。原子レベルの母集団と流出フラックスを計算し、これらの値をTURBOspectrumおよびRHコードの結果と比較しました。大気の膨張と回転を含む計算も実行されました。純粋な局所熱力学的平衡と非平衡問題の両方をテストしました。結果。すべての場合において、すべてのコードからの結果は、すべての波長で数パーセント以内で一致し、RHとMCFOST-artの間のサブパーセントレベルに達します。いくつかの重要な波長範囲でのバックグラウンド不透明度の異なる処理の結果として、MCFOST-artとTURBOspectrumの間にいくつかのわずかな不一致がまだ見られます。
おうし座T星の降着変動の合成光度曲線
| Title |
Synthetic_Light_Curves_of_Accretion_Variability_in_T_Tauri_Stars |
| Authors |
Connor_E._Robinson,_Catherine_C._Espaillat,_James_E_Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04778 |
降着する低質量の前主系列星（すなわち、古典的なおうし座T星、CTTS）の測光観測により、さまざまなカテゴリの変動が明らかになりました。これらの分類のいくつかは、$\dot{M}$の変更にリンクされています。降着の変動条件がどのように異なる光度曲線の形態につながるかをテストするために、放射伝達モデルと組み合わせた磁力線に沿った降着の1D流体力学シミュレーションと回転の簡単な処理を使用して合成光度曲線を生成しました。観測値とモデルの比較を容易にするために観測値を分類するために、以前に開発されたメトリックを採用しました。恒星の質量、磁場の形状、共回転半径、傾斜、乱流はすべて、観測された光度曲線の生成に役割を果たし、観測された変動を制御する上で完全に支配的な単一のパラメーターはないことがわかりました。光度曲線の周期的な振る舞いは傾斜によって最も強く影響されますが、それは磁場の形状と内部ディスクの乱流の関数でもあります。純粋な双極子場、強く整列した八重極成分、または内側の円盤に高い乱流のいずれかを持つオブジェクトはすべて、降着バーストを表示する傾向があります。反整列された八重極コンポーネントまたは整列された弱い八重極コンポーネントを持つオブジェクトは、バーストがわずかに少ない光度曲線を示す傾向があります。恒星の質量と経験的分類の間に明確な単調な傾向は見つかりませんでした。この作業は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）などのミッションを通じて、CTTSのより多くの光度曲線が利用可能になるにつれて、十分に研究されたターゲットのより詳細な特性評価の基礎を確立します。
ソーラージェットの観測とモデリング
太陽大気は、太陽磁場とプラズマの再構成を示す複雑な過渡現象に満ちています。ソーラージェットは、コリメートされたビームのようなプラズマ放出を表します。それらは太陽大気中に遍在しており、さまざまなスケールでの太陽活動、磁気リコネクションプロセス、粒子加速、コロナ加熱、太陽風加速、およびその他の関連する現象を理解するために重要です。地上および宇宙搭載の太陽望遠鏡によって行われた最近の高い時空間分解能、広い温度範囲、分光学的および立体視的観測は、理論モデルの開発を制限する多くの貴重な新しい手がかりを明らかにしました。このレビューは、ソーラージェットの主な観測特性、物理的な解釈とモデル、および将来の研究における未解決の未解決の質問を読者に提供することを目的としています。
磁束ロープの噴出は、実行中の半影波に影響を与えます
環境。太陽フレアが低層大気に幅広い影響を与えることはよく知られていますが、太陽黒点の波や振動にどのように影響するかはほとんどわかっていません。フレアによって引き起こされた光球の変化が、コロナ質量放出による運動量の保存によるものなのか、磁気リコネクションによるものなのかについても議論されています。目的。太陽フレアのいわゆる「逆反応」に光を当てるために、噴出する磁束ロープ（MFR）の片方の足で走る半影波（RPW）が、ロープの蓄積とその後の侵食にどのように反応するかを調査しました。結果。ロープの構築段階では、フック付きリボンで完全に囲まれているロープの西側の足が急速に膨張し、その結果、黒点の半影に重なります。これにより、元の半影フィールドがロープフィールドに変換されます。これは、リボンで掃引された半影領域を流れる電流の一時的な増加に関連しています。ロープ侵食段階では、フック付きリボンの東部が同じ半影領域をゆっくりと掃引するため、ロープの足が収縮し、そこでロープフィールドがフレアループに変換されます。この変換は、光球場の傾斜に混合効果を引き起こしますが、これらのフレアループのフットポイントの低層大気を遷移領域温度に加熱します。その結果、1600A通過帯域のコントラストが強化され、帯域幅が拡張された噴火後のRPWが得られます。6mHzでピークに達する噴火前のRPWと比較して、3〜5mHzで低周波数。結論。この観測は、低層大気に影響を与え、RPWの動作の変化につながるのはコロナの磁気リコネクションであり、フレアの再接続を診断するための新しいウィンドウを提供することを明確に示しています。
全球風モデルからのB超巨星の新しい質量損失率
巨大な星は、進化の過程で質量のかなりの部分を失います。ただし、対応する質量損失率はかなり不確実です。これを改善するために、銀河系Bの超巨星のグローバルな線駆動風モデルを計算しました。私たちのモデルは、基本的な恒星パラメータから直接放射状の風の構造を予測します。流れの流体力学的構造は、ほぼ静水圧平衡にある光球から超音速で拡大する風まで一貫して決定されます。放射力は、共動フレーム内の放射伝達方程式の解から導き出されます。恒星の光度と有効温度の関数として理論的な質量損失率を予測する簡単な式を提供します。B超巨星の質量損失率は、約22.5kKまで温度が下がるとわずかに減少し、そこでFeIVからFeIIIへの再結合の領域が現れ始めます。幅が約5kKのこの領域では、質量損失率は約6倍に徐々に増加します。質量損失率の増加は、終端速度が約2倍に徐々に減少することに関連しています。予測された風のパラメータを観測値と比較しました。観測された風の終端速度はモデルによって合理的に再現されていますが、質量損失率の状況はあまり明確ではありません。凝集が補正されていない観測から得られた質量損失率は、調査したサンプルの低温側と高温側での予測よりも、それぞれ3〜9倍高くなっています。これらの観察結果は、温度に依存する凝集係数を仮定した理論と一致させることができます。一方、凝集に敏感ではない質量損失率の推定値は、私たちの予測とはるかによく一致しています。私たちの予測は、恒星進化における風の役割の再考を訴える進化モデルで現在使用されている値よりも約10倍低くなっています。
太陽圏の現在のシート、プラズモイド、フラックスロープ。パートII：理論的側面
| Title |
Current_sheets,_plasmoids_and_flux_ropes_in_the_heliosphere._Part_II:_Theoretical_aspects |
| Authors |
O._Pezzi,_F._Pecora,_J._le_Roux,_N.E._Engelbrecht,_A._Greco,_S._Servidio,_H.V._Malova,_O.V._Khabarova,_O._Malandraki,_R._Bruno,_W.H._Matthaeus,_G._Li,_L.M._Zelenyi,_R.A._Kislov,_V.N._Obridko,_and_V.D._Kuznetsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05007 |
太陽圏で発生するプロセスの理解は、歴史的に次元の削減から始まりました。1次元（1D）および2次元（2D）のスケッチとモデルは、太陽風の大規模構造のビューを示すことを目的としています。ただし、太陽圏の次元削減されたビジョンは、その場での観測の可能な解釈を制限します。非平面構造の会計処理、例：現在のシート、磁気アイランド、磁束ロープ、プラズマバブルは、粒子加速やエネルギー散逸などのさまざまな現象に光を当てるために決定的です。このレビューのパートIでは、太陽風におけるこれらの磁気構造の遍在的かつマルチスケールの観測と、荷電粒子の加速に対するそれらの重要性について詳細に説明しました。ここでは、パートIIで、現在のシートの微細構造と安定性に特に注意を払いながら、太陽風と惑星間磁場の構造の既存の理論的パラダイムを解明します。現在のシート、磁気アイランド、および磁束ロープに関連するプロセスの2Dビューと3Dビューの違いについて説明します。最後に、数値シミュレーションとその場観察の結果をレビューし、強い乱流環境における磁気リコネクションと粒子加速の複雑な性質を指摘します。
太陽周期予測のための極性前駆体法：予測子とそれらの時間範囲の比較
| Title |
The_polar_precursor_method_for_solar_cycle_prediction:_comparison_of_predictors_and_their_temporal_range |
| Authors |
Pawan_Kumar,_Melinda_Nagy,_Alexandre_Lemerle,_Bidya_Binay_Karak,_and_Kristof_Petrovay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05013 |
極前駆体法は、太陽黒点の最小値の周りの極の近くに集中する磁場の指標を使用して、次の太陽周期の振幅を予測するための最も堅牢な物理的動機付けの方法であると広く考えられています。ここでは、観測データ（WSOマグネトグラム、MWO極ファキュラカウントおよびPulkovo$A（t）$インデックス）とさまざまな出力（極キャップ磁束およびグローバル双極子モーメント）の両方に基づいて、さまざまなそのような予測子の広範なパフォーマンス分析を提示します既存の磁束輸送ダイナモモデル。いくつかの太陽周期ランドマークから測定された時間の関数として、次の周期振幅を持つ予測子のピアソン相関係数（$r$）を計算します。許容可能な予測の下限として$r=0.8$を設定します。観測とモデルは同様に、極子予測子を安全に使用できる最も早い時期は、極子場の反転から4年後であることを示しています。これは通常、太陽極小期の2〜3年前、予測最大値の約7年前であり、極前駆体法の{通常の}時間的範囲を大幅に拡大します。さらに3年後、太陽極小期に予測子を再評価すると、相関レベルがさらに$r\ga0.9$に増加します。結果の例として、2019年12月の現在の公式最小日でのWSO極場の値に基づいてサイクル25の予測振幅を$126\pm3$と決定します。極反転から4年後の2017年初頭の値に基づく予測は、この最終予測と$3.1\pm14.7$\％しか異なっていなかったでしょう。
KIC2852961-ケプラーフィールドの超フレアの赤いモンスター
| Title |
KIC_2852961_--_a_superflaring_red_monster_in_the_Kepler_field |
| Authors |
Zs._K\H{o}v\'ari,_K._Ol\'ah,_M.N._G\"unther,_K._Vida,_L._Kriskovics,_B._Seli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05025 |
巨星のスーパーフレアは、高エネルギーの太陽フレアの最大100,000倍のエネルギーを持っています。しかし、太陽型ダイナモのスケールアップがそのような大きさの違いを説明できるかどうかは議論の余地があります。後期型斑点巨人KIC2852961のフレア活動を調査します。自動化された手法と目視検査により、KeplerQ0-Q17データセットのフレアを探します。フレア発生率とフレアエネルギーが分析され、さまざまなエネルギーレベルで同様のフレアアクティビティを持つさまざまなターゲットのフレア統計と比較されます。KIC2852961のフレアエネルギー分布は、太陽型星のスーパーフレアのフレアエネルギー分布と一致していないようです。また、KIC2852961の場合、スポット活動がそのようなスーパーフレアの生成に重要な役割を果たすはずであると私たちは信じています。
銀河中心部の巨大な星の電波観測：アーチーズクラスター
| Title |
Radio_observations_of_massive_stars_in_the_Galactic_centre:_The_Arches_Cluster |
| Authors |
A._T._Gallego-Calvente,_R._Schoedel,_A._Alberdi,_R._Herrero-Illana,_F._Najarro,_F._Yusef-Zadeh,_H._Dong,_J._Sanchez-Bermudez,_B._Shahzamanian,_F._Nogueras-Lara,_E._Gallego-Cano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05048 |
銀河系の中心にあるアーチーズクラスターの高角度分解能の電波観測を紹介します。これは、天の川で最も巨大な若いクラスターの1つです。データは、KarlG.Jansky超大型アレイ（JVLA）を使用して、2つのエポックと6GHzおよび10GHzで取得されました。到達したrmsノイズは、以前の観測時より3〜4倍良く、クラスター内の既知の電波星の数はほぼ2倍になりました。それらのうちの9つは、イオン化された恒星風からの熱放射と一致するスペクトルインデックスを持ち、1つは確認された衝突風バイナリ（CWB）であり、2つのソースはあいまいなケースです。変動性に関しては、電波放射は数年から10年のタイムスケールで安定しているように見えます。最後に、電波星の数を、クラスターの年齢や質量、さらにはその質量関数を制約するためのツールとして使用できることを示します。
銀河中心からの、そして地上の雷雨内での511keVの光子の激しい放出は、パラポジトロニアの雲の形成に起因します。非結合電子-陽電子対と陽電子は、帯電した物体の相互作用、特に重い原子核の衝突で生成される強い電磁場によって生成される可能性があります。このプロセスの運動学は、非常に小さな質量を持つ非結合電子-陽電子対の豊富な作成と、2つの511keV量子に直接崩壊する閉じ込められたパラポジトロニア状態に有利に働きます。したがって、我々は、衝突する重イオンの電磁場の相互作用を、511keVの量子に変換できる低質量ペアのソースとして検討することを提案します。それらの生成の強度は、Z=1の陽子と比較して、係数Z$^4$（Zは重イオンの電荷）だけ拡大されます。これらのプロセスは、非常に高いエネルギーの核衝突で特に重要です。なぜなら、それらの断面積はエネルギーの対数の3乗に比例して増加し、エネルギーの2乗対数より速く増加しない可能性がある強い相互作用の断面積を超えることさえあるからです。さらに、超周辺核衝突における非常に低質量の$e^+e^-$ペアの生成は、陽電子への非相対論的電子の相互クーロン引力を説明するSommerfeld-Gamow-Sakharov（SGS）係数により大幅に強化されます。ペア質量が小さい場合。この引力は、それらの消滅につながる可能性があり、したがって、511keVの光子の強度の増加につながる可能性があります。得られた結果をNICAコライダーでの今後の実験データと対峙させることが提案されている。
| Title |
NNETFIX:_An_artificial_neural_network-based_denoising_engine_for_gravitational-wave_signals |
| Authors |
Kentaro_Mogushi,_Ryan_Quitzow-James,_Marco_Cavagli\`a,_Sumeet_Kulkarni,_Fergus_Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04712 |
重力波検出器の機器および環境の一時的なノイズバースト、またはグリッチは、空の局在化および重力波信号のパラメータ推定に悪影響を与えることにより、天体物理学的観測を損なう可能性があります。検出器データのノイズ除去は、候補検出の電磁的フォローアップが正確で迅速な空の位置特定と天体物理学的ソースの推測を必要とするため、低遅延操作中に特に関係があります。NNETFIXは、一時的な重力波信号と同時に検出されたグリッチを除去するように設計された機械学習ベースのアルゴリズムです。NNETFIXは、人工ニューラルネットワークを使用して、グリッチの存在によって失われたデータの部分を推定します。これにより、天体物理信号の空の位置特定を再計算できます。ノイズ除去されたデータの空の位置特定は、元のデータから、またはグリッチの影響を受けたデータの一部を削除することによって得られた空の位置特定よりも大幅に正確である可能性があります。バイナリブラックホール合体信号のシミュレーションシナリオでNNETFIXをテストし、将来の低遅延LIGO-Virgo-KAGRA検索での使用の可能性について説明します。信号対雑音比が高い信号のほとんどの場合、ノイズ除去されたデータと元のデータで取得された星図のオーバーラップは、元のデータで取得された星図のオーバーラップよりも優れていることがわかります。グリッチが削除されたデータ。
一般化された不確定性原理と確率的重力波バックグラウンドスペクトル
| Title |
Generalized_uncertainty_principle_and_stochastic_gravitational_wave_background_spectrum |
| Authors |
Mohamed_Moussa,_Homa_Shababi,_Ahmed_Farag_Ali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04747 |
この論文は、初期宇宙における一次宇宙論的QCD相転移の間に生成された確率的重力波（SGW）バックグラウンド信号に対する一般化不確定性原理（GUP）の影響に関するものでした。エントロピーの修正された式は、ハッブルパラメータの関数として宇宙の温度の時間的進化を計算するために使用されます。$u、〜d、〜s$クォークとグルーオンによる圧力のパラメーター化を提供する最近の格子計算から生じる圧力は、トレースアノマリとともに、QCDエポック周辺の状態方程式を記述するために使用されます。現在のエポックでのSGWのピーク周波数の赤方偏移が計算されます。結果は、GUP効果による周波数ピークの増加を示しており、それを検出する能力が向上しています。SGWの発生源として気泡壁衝突（BWC）と乱流電磁流体力学（MHD）を考慮に入れて、部分エネルギー密度を調査します。ＧＵＰ効果は、ＧＵＰがない場合の対応するものと比較して、ＱＣＤ相転移中に生成されるＳＧＷ信号を弱めることが見出されている。これらの結果は、宇宙論的なQCD相転移の理解をサポートし、GUP理論の有効性をテストします。
光学画像と畳み込みニューラルネットワークによる深層学習を使用して、惑星数値標高モデル（DEM）の忠実度の向上を示します。拡張は、利用可能な光学データの制限に再帰的に適用でき、グローバルな火星DEMで90倍の解像度の向上を表します。ディープラーニングベースのフォトクリノメトリーは、理想的ではない照明条件によって隠された特徴を確実に回復します。メソッドはグローバル規模で自動化できます。分析によると、強化されたDEM勾配誤差は、従来の労働集約的な方法を使用した高解像度マップに匹敵します。
異方性物質を伴う回転ブラックホールのシャドウキャスト
異方性物質で回転するブラックホールによって引き起こされる影のキャストを取得します。隠された対称性を表すキリングテンソルが明示的に導出されます。分離可能性構造の存在は、測地線運動の完全な可積分性を意味します。不安定な円形光子軌道の周りの有効ポテンシャルを分析して、ブラックホールの一方の側がもう一方の側よりも明るいことを示します。さらに、異方性物質（$Kr^{2（1-w）}$）を含めると、影の投影の観測量に影響を与えることが示されています。影の観測量には、おおよその影の半径$R_s$、歪みパラメータ$\delta_s$、影の面積$A_s$、および扁平率$D_{os}$が含まれます。
ポインティング・ロバートソン効果による拡張重力でのワームホールソリューションのテスト
| Title |
Testing_wormhole_solutions_in_extended_gravity_through_the_Poynting-Robertson_effect |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Emmanuele_Battista,_Salvatore_Capozziello,_Mariafelicia_De_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.04960 |
一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果と一般相対性静的および球対称ワームホールメトリックのレイトレーシング形式の拡張に基づいて、静的および球対称ワームホールソリューションを選択するためのモデルに依存しない手順を開発します。ポインティング・ロバートソン臨界超曲面（つまり、重力と放射力が平衡に達する安定した構造）によって、またはこれらの一般的な幾何学的環境で別のX線源から遠くの観測者に向かって放出されるフラックスをシミュレートするだけで、再構築できます。放出領域に局所的に、高エネルギー天体物理学的観測データと一致するワームホール解。この機械は、ワームホールの証拠が検出された場合にのみ機能します。実際、以前の論文では、ポインティング・ロバートソンの臨界超曲面が強い重力場の領域にどのように配置され、ワームホールの存在を観測的に検索するための貴重な天体物理学的プローブになるかを示しました。例として、降着円盤の光度曲線、スペクトル、および画像を生成することにより、さまざまな拡張重力理論で選択されたワームホールソリューションにこの方法を適用します。さらに、本アプローチは、重力理論もテストする手順を構成する可能性があります。最後に、得られた結果について議論し、結論を導き出します。
狭帯域ホイッスラーモード波による若い太陽風での電子の散乱に関するパーカーソーラープローブの証拠
| Title |
Parker_Solar_Probe_evidence_for_scattering_of_electrons_in_the_young_solar_wind_by_narrowband_whistler-mode_waves |
| Authors |
C._Cattell,_A._Breneman,_J._Dombeck,_B._Short,_J._Wygant,_J._Halekas,_Tony_Case,_J._Kasper,_D._Larson,_Mike_Stevens,_P._Whittesley,_S._Bale_T._Dudok_de_Wit,_K._Goodrich,_R._MacDowall,_M._Moncuquet,_D._Malaspina,_M._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05098 |
FieldsSuiteによるプラズマ波の観測と、ParkerSolarProbeのSolarWindElectronsAlphasandProtonsInvestigation（SWEAP）による電子の観測は、半径距離が〜0.3AU。ホイッスラーモード波による8つの波形キャプチャと、詳細に調べられた26の代表的な電子分布を含む数時間の2つの例の間隔を示します。2つは狭かった。17は明らかに拡大され、8は非常に拡大されました。狭いストラールを持つ2つは、ホイッスラーがないか、非常に断続的な低振幅の波があったときに発生しました。最も広い8つの分布のうち6つは、強烈で長時間の波に関連していました。観測された電子分布の約半分は、狭帯域波との相互作用から予想されるように、エネルギー依存の散乱メカニズムと一致する特徴を持っています。ホイスラモード周波数帯域の波力とピッチ角幅の比較および異方性の測定により、ホイスラモード波による電子散乱の追加の証拠が得られます。ピッチ角の広がりは、観測された波とプラズマのパラメータのn=1（コストリーミング）共振で得られたエネルギー範囲に匹敵するエネルギー範囲で発生します。複数のスイッチバックがある間隔では熱流束が低いという追加の観察結果は、スイッチバックの性質の手がかりを提供する可能性があります。これらの結果は、熱流束がストラールエネルギー電子の狭帯域ホイスラモード波散乱によって減少するという強力な証拠を提供します。
アクシオン支援シュウィンガー効果
アクシオン支援シュウィンガー効果と呼ばれる、時間依存の古典的なアクシオンのような背景場の存在下での強い電場における荷電フェルミオンの対生成率の向上を指摘します。標準のシュウィンガー生成率は$\exp（-\pi（m^2+p_T^2）/E）$に比例しますが、$m$と$p_T$は、フェルミ粒子の質量と電場を横切る運動量を示します。$E$、アクシオン支援シュウィンガー効果は、大きな運動量で$\exp（-\pim^2/E）$に強化できます。この増強の起源は、アクシオン速度によって引き起こされるフェルミオンスピンとその運動量の間の結合です。私たちの結果の自明ではない検証として、カイラル回転に関連する磁場の再定義の下でその不変性を示し、らせん状の電場と磁場の存在下でカイラルアノマリー方程式をうまく再現します。アクシオンの膨張とアクシオンの暗黒物質の検出に焦点を当てて、この結果がアクシオンの宇宙論に与える影響についてコメントします。
最初のKATRINニュートリノ質量測定の解析方法
| Title |
Analysis_methods_for_the_first_KATRIN_neutrino-mass_measurement |
| Authors |
M._Aker,_K._Altenm\"uller,_A._Beglarian,_J._Behrens,_A._Berlev,_U._Besserer,_B._Bieringer,_K._Blaum,_F._Block,_B._Bornschein,_L._Bornschein,_M._B\"ottcher,_T._Brunst,_T._S._Caldwell,_L._La_Cascio,_S._Chilingaryan,_W._Choi,_D._D\'iaz_Barrero,_K._Debowski,_M._Deffert,_M._Descher,_P._J._Doe,_O._Dragoun,_G._Drexlin,_S._Dyba,_F._Edzards,_K._Eitel,_E._Ellinger,_R._Engel,_S._Enomoto,_M._Fedkevych,_A._Felden,_J._A._Formaggio,_F._M._Fr\"ankle,_G._B._Franklin,_F._Friedel,_A._Fulst,_K._Gauda,_W._Gil,_F._Gl\"uck,_R._Gr\"ossle,_R._Gumbsheimer,_T._H\"ohn,_V._Hannen,_N._Hau{\ss}mann,_K._Helbing,_S._Hickford,_R._Hiller,_D._Hillesheimer,_D._Hinz,_T._Houdy,_A._Huber,_A._Jansen,_L._K\"ollenberger,_C._Karl,_J._Kellerer,_L._Kippenbrock,_M._Klein,_A._Kopmann,_M._Korzeczek,_A._Koval\'ik,_B._Krasch,_H._Krause,_T._Lasserre,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05253 |
分子の$\beta$崩壊運動学を介して絶対ニュートリノ質量スケールを精査するKarlsruheトリチウムニュートリノ（KATRIN）実験による最初のニュートリノ質量測定のデータセット、データ処理、および詳細な分析手法について報告します。トリチウム。ソースは高純度の極低温T$_2$ガスです。$\beta$電子は、磁力線に沿って、エネルギー分析用の高解像度の統合分光計に向けて誘導されます。シリコン検出器は、分光計のエネルギーしきい値を超える$\beta$電子をカウントするため、しきい値をスキャンすると、高エネルギースペクトルテールの正確な測定値が生成されます。分子の最終状態分布からソース内の非弾性散乱、電磁界の微妙さまで、詳細な理論的研究、シミュレーション、試運転測定を行った後、独立したブラインド分析により、ニュートリノに1.1eVの上限を設定できます。-90\％の信頼水準での質量スケール。この最初の結果は、ソース強度を下げて数週間実行し、統計の不確かさが支配的であることに基づいており、以前の制限をほぼ2倍改善しています。この結果は、将来のKATRIN測定のための分析フレームワークを確立し、粒子理論と宇宙論の両方に重要な情報を提供します。
