最適なHPM-Pad \ 'e技術による光度距離の新しい分析的近似
| Title |
A_new_analytical_approximation_of_luminosity_distance_by_optimal_HPM-Pad\'e_technique |
| Authors |
Bo_Yu,_Jian-Chen_Zhang,_Tong-Jie_Zhang_and_Tingting_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05276 |
ホモトピー摂動法-Pad\'e（HPM-Pad\'e）手法を使用することにより、平坦な宇宙における光度距離の新しい分析的近似が提案されます。これには、光度距離の近似の精度が大幅に向上するという利点があります。$0\leqz\leq2.5$内の宇宙の赤方偏移の範囲。次に、新しいアプローチで得られた光度距離の解析式と観測データを対峙させ、うまく機能しているかどうかを確認します。提案された方法のロバスト性を精査するために、超新星タイプIaとハッブル膨張率$H（z）$に関する最近のデータにも直面します。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）コード司会者がデータフィッティングで使用されます。結果は、それがかなりうまく機能することを示しています。
いくつかの証拠は、宇宙の再電離の時代（赤方偏移$z>6$）のライマンブレーク銀河（LBG）が巨大なブラックホール（MBH）をホストしている可能性があることを示しています。7MsChandra調査からの厳しい制約と、既知の高$z$スーパーMBH人口を組み合わせたマージツリーモデルを使用して、この質問に対処します。$z=6$の$M_h\約10^{12}M_\odot$ハローにある$M_{\rmUV}=-22$の典型的なLBGは、質量$M_\bulletのMBHをホストしていることがわかります。\約2\回10^8M_\odot$。直接崩壊ブラックホールシード（$M_{\rmseed}=10^5M_\odot$）が植えられた初期ハローの割合$f_{\rmseed}$に応じて、モデルは2つの可能なシナリオを提案します。（a）$f_{\rmseed}=1$の場合、LBGのMBHは主にマージによって成長し、実験値を超えないように低い（$\lambda_E\simeq10^{-3}$）エディントン比で増加する必要があります。X線光度の上限$L_X^*=10^{42.5}{\rmerg\、s}^{-1}$;（b）$f_{\rmseed}=0.05$降着が支配的であり（$\lambda_E\simeq0.22$）、LBGでのMBH放出が大幅に隠されている必要がある場合。どちらのシナリオでも、UVの光度関数は、非常に明るいmag、$M_{\rmUV}>-23$までの恒星の放射によって主に支配され、BHの放射が主な役割を果たします。シナリオ（a）は、DCBHの形成に関して、非常に困難で、場合によっては非物理的な要件をもたらします。シナリオ（b）は、FIRの光度、輝線、および流出の存在を含むLBGの物理的特性に対するテスト可能な影響を伴います。
任意の空間曲率に対する宇宙の距離二重性関係のテスト
| Title |
Test_of_the_cosmic_distance_duality_relation_for_arbitrary_spatial_curvature |
| Authors |
Jin_Qin,_Fulvio_Melia_and_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05574 |
宇宙の距離梯子関係（CDDR）、eta（z）=（1+z）^2d_A（z）/d_L（z）=1は、宇宙論における最も基本的で重要な公式の1つです。この関係は、宇宙で最も頻繁に使用される構造の2つの尺度である、光度と角直径距離を結び付けます。ここでは、強い重力レンズ（SGL）と、ベジェパラメトリックフィットで再構築された高赤方偏移クエーサーハッブル図を使用して、この関係をテストするための新しいモデルに依存しない方法を提案します。結果の信頼性を向上させるために、Planckによって最適化された値Omega_K=0.001+/-0.002を採用し、空間曲率がゼロであると事前に想定せずにこのテストを実行します。eta（z）=1+eta_0z、1+eta_1z+eta_2z^2、および1+eta_3z/（1+z）を使用してCDDRをパラメーター化し、強いレンズモデルのSISレンズモデルと非SISレンズモデルの両方を検討します。レンズ。最適な結果は次のとおりです。eta_0=-0.021^{+0.068}_{-0.048}、eta_1=-0.404^{+0.123}_{-0.090}、eta_2=0.106^{+0.028}_{-0.034}、SISモデルの場合はeta_3=-0.507^{+0.193}_{-0.133}、非SISモデルの場合はeta_0=-0.109^{+0.044}_{-0.031}。PlanckパラメーターOmega_Kに基づいて測定されたeta（z）は、CDDRが完全に尊重された場合に予想される値（=1）と本質的に一致しています。比較のために、Omega_Kの他の値のテストも実行しますが、Planckの最適化を超える空間平坦度の偏差は、CDDRとの緊張がさらに大きいことがわかります。SGLの将来の測定により、統計が改善され、この結果が変わる可能性がありますが、現時点では、CDDRはフラットユニバースを優先すると結論付けています。
異方性分離宇宙とワインバーグの断熱モード
セパレートユニバースアプローチでは、不均一なユニバースは、接着された多数の均一なローカルパッチのセットとして言い換えられます。これが勾配展開と$\deltaN$形式の本質であり、宇宙の長波長進化を解くのに広く使用されてきました。この論文では、検討中の理論が局所的であり、空間微分同相写像の不変性を維持する限り、個別の宇宙アプローチを一般的に使用できることを示します。これらの2つの条件に焦点を当てて、いわゆるワインバーグの断熱モードが存在するための条件も明らかにします。注目すべきことに、個別の宇宙アプローチと$\deltaN$形式は、大規模なせん断を伴うモデルや、修正された重力理論にも適用可能であり、4次元の微分形態不変性の違反を受け入れます。一般化された$\deltaN$形式により、重力波を含むすべての大規模な変動を計算できます。また、異方性インフレと超スローロールインフレに対するいくつかの影響についても議論します。
量子拡散を伴う超低速ロールインフレーション
超スローロールインフレーションの期間中のインフラトンのダイナミクスに対する量子拡散の影響を検討します。確率論的$\delta\mathcal{N}$形式を超低速ロールレジームに拡張し、このシステムを古典的ドリフトと量子拡散の両方が支配的な限界で解析的に解く方法を示します。特性関数を導出することにより、原始密度場の完全な確率分布関数を構築することができます。拡散が支配的な限界では、以前にスローロールインフレーションで見られたように、確率分布の指数テールを回復します。これらの分析手法を補完するために、ランジュバン方程式の非常に多数のシミュレーションと、反復ヴォルテラ積分に基づく新しいより効率的なアプローチの両方で見つかった数値結果を示します。原始ブラックホールの生成の可能性につながる超低速ロール相を示すポテンシャルの2つの例を使用して、これらの手法を説明します。
近日点前のC / 2009 P1彗星（ガラッド）の測光研究
| Title |
Photometric_Studies_of_Comet_C/2009_P1_(Garradd)_before_the_Perihelion |
| Authors |
A.V._Ivanova,_S.A._Borisenko,_M.V._Andreev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05277 |
テルスコル天文台の60cmツァイス-600望遠鏡で行われたC/2009P1彗星（ガラッド）の測光観測の結果を分析しました。観測中、彗星は地動説と天動説の距離がそれぞれ1.7AUと2.0AUでした。彗星のCCD画像は、ヘールボップ彗星の国際研究プログラムによって提案され、それに応じて「ヘールボップ（HB）セット」と呼ばれる標準的な狭帯域干渉フィルターで取得されました。これらのフィルターは、BC（$\lambda$4450/67{\AA}）、GC（$\lambda$5260/56{\AA}）、およびRC（$\lambda$7128/58{\AA}）の連続体とC2（$\lambda$5141/118{\AA}）、CN（$\lambda$3870/62{\AA}）、およびC3（$\lambda$4062/62{\AA}）の発光バンド。測光データから、彗星のダスト生成率とそのカラーインデックスおよび色過剰が決定されました。C2、CN、およびC3分子の濃度と、視線に沿ったそれらの生成速度が推定されました。得られた結果は、彗星の物理的パラメータが、動的に新しい彗星に典型的な平均特性に近いことを示しています。
高分解能太陽系外惑星透過分光法によるNa検出のための地電流補正法の評価
| Title |
Assessing_telluric_correction_methods_for_Na_detections_with_high-resolution_exoplanet_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Adam_B._Langeveld,_Nikku_Madhusudhan,_Samuel_H._C._Cabot,_Simon_T._Hodgkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05283 |
地球の大気への吸収による固有のテルル汚染のため、高解像度の地上ベースの透過分光法を使用して太陽系外惑星の大気を調べることは困難です。光学領域の地電流特性を除去し、惑星の透過スペクトルを計算するために、これまでさまざまな方法が使用されてきました。この論文では、特に高解像度の光透過スペクトルを使用したNa検出に焦点を当てた、2つのそのような方法を提示して比較します。（a）気団に基づいて経験的にテルル吸収を計算し、（b）地球の透過スペクトルのモデルを使用します。3回のトランジット中にHARPSスペクトログラフで取得したアーカイブデータを使用して、ホットジュピターHD189733bの透過スペクトルでこれらの方法をテストします。中心から四肢への変動とロシター-マクラフリン効果のモデルを使用して、透過スペクトル内に刻印されるスプリアス信号が低減されます。地球の大気モデルを使用して地電流を補正する方が堅牢であり、大気条件が変化するさまざまな夜のデータに適用すると、一貫した結果が得られることがわかりました。HD189733bの大気中のナトリウムの検出を確認し、ダブレットラインのコントラストは-0.64$\pm$0.07％（D2）および-0.53$\pm$0.07％（D1）です。平均線コントラストは、1.13$R_p$付近にあるNa線の有効光球に対応します。また、1.8$\pm$1.2km/sの速度の正味の大気東向き風に対応する線重心の全体的な青方偏移を確認します。私たちの研究は、高分解能透過分光法を使用した太陽系外惑星大気の一貫した信頼性の高い特性評価のための正確な地電流除去の重要性を強調しています。
ホットジュピターの予想外に大きな半径は長年の謎であり、その解決策はそれらの内部物理学への重要な洞察を提供します。インフレの詳細について多様な予測を行う多くの潜在的な解決策が提案されています。特に、有効なモデルでは大きな惑星半径を維持できる必要がありますが、時間の経過とともに半径が大きくなるのは一部のモデルだけです。この再膨張プロセスは、惑星への入射フラックスが増加したときに発生する可能性があります。この作業では、観測されたホットジュピターの個体数を調べて、主系列に沿って親星が明るくなるにつれて成長するかどうかを確認します。半径と、質量、入射フラックス、年齢、および部分年齢（主系列の寿命にわたる年齢）を含む他の観測量との関係を考慮し、主系列の明るさが検出可能な再膨張を生成するのに十分であることが多いことを示します。さらに、これらが巨大惑星の比較的急速な再膨張の強力な証拠を提供すると主張し、提案された加熱メカニズムへの影響について議論します。私たちの人口分析では、惑星が予想よりもはるかにゆっくりと冷えて収縮する「遅延冷却効果」の証拠も見つかりました。観測された半径だけを説明することはできませんが、それは効果の重要な要素を表している可能性があります。最後に、恒星の金属量と惑星の半径の間の弱い負の関係を特定します。これはおそらく、金属が豊富な星の周りの惑星のバルク金属量の強化の結果であり、惑星形成理論に重要な意味を持っています。
衛星の軌道に対する潮汐散逸の影響を説明するモデルについて説明します。潮の膨らみは、散逸的な相互作用によって回転と結びついたダンベルの観点から説明されます。この散逸結合に関する仮定は、システムの進化において重要であることが判明しました。
超高温木星HAT-P-7bの大気特性と化学組成を理解する：III。イオン化の変化と電離層の出現
| Title |
Understanding_the_atmospheric_properties_and_chemical_composition_of_the_ultra-hot_Jupiter_HAT-P-7b:_III._Changing_ionisation_and_the_emergence_of_an_ionosphere |
| Authors |
Ch._Helling_(1,2),_M._Worters_(1),_D._Samra_(1),_K._Molaverdikhani_(3),_N._Iro_(4)_(1_-_Centre_for_Exoplanet_Science,_University_of_St_Andrews,_2_-_SRON,_3_-_Landessternwarte,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_4_-_Institute_for_Astronomy,_University_of_Vienna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05767 |
超高温木星は、これまでに発見された最も高温の太陽系外惑星であり、1つの物体で高温と低温の化学を探索するユニークな可能性を示しています。潮汐的にロックされた超高温の木星HAT-P-7bは、昼/夜の温度差が約2500Kで、雲の形成を夜側に限定し、効率的なイオン化を昼側に限定します。どちらも明確な観測シグネチャを持っています。超高温木星HAT-P-7bの大気中のプラズマと磁気プロセスを分析して、熱電離層の形成と、拡張外気圏のベースとして大気ガスを磁気的に結合する可能性を調査します。どのイオンと原子をスペクトルトレーサーとして使用できるか、HAT-P-7bの雲の中で雷の条件が発生するかどうか、どこで発生するかを示し、特徴的なプラズマと磁気結合パラメーターを評価し、イオン化されたイオン化されたLTE放射伝達を解きます気相。HAT-P-7bの大気中のイオン化は、昼と夜で大きく異なります。昼間は高レベルの熱イオン化があり、長距離の電磁相互作用が動的な電子中性相互作用よりも支配的であり、磁気結合の昼夜の違いを示唆しています。K+、Na+、Li+、Ca+、およびAl+は、昼間の原子の対応物よりも豊富です。磁気結合用の電子の最小磁束密度は、HAT-P-7bの大気のすべての領域でB<0.5Gです。HAT-P-7bの昼側には、大気の奥深くまで伸びる非対称電離層があり、夜側には熱駆動電離層がありません。対応する非対称性は、ターミネーターのイオン/ニュートラル組成に刻印されています。HAT-P-7bの電離層は、局所温度が5000Kを超える場合、Ca+H＆Kラインによって直接追跡される可能性があります。大気全体が地球規模の大規模な磁場と結合し、夜間に雷が発生する可能性があります。
宇宙が約1Gyr古いときの、典型的な星形成銀河のキロパーセクビュー。パートI.流出、ハロー、星間物質の特性
| Title |
A_kiloparsec_view_of_a_typical_star-forming_galaxy_when_the_Universe_was_~1_Gyr_old._Part_I._Outflow,_halo,_and_interstellar_medium_properties |
| Authors |
R._Herrera-Camus,_N._F\"orster_Schreiber,_R._Genzel,_L._Tacconi,_A._Bolatto,_R._L._Davies,_D._Fisher,_D._Lutz,_T._Naab,_T._Shimizu,_K._Tadaki,_and_H._\"Ubler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05279 |
[CII]158$\mu$m遷移と、宇宙がわずか$\sim1$Gyr古いときの典型的な星形成銀河であるHZ4の塵の連続体の新しいアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測を提示します（$z\upperx5.5$）。私たちの高い$\upperx0.3$''空間分解能により、[CII]線放射、星形成率（SFR）、および遠赤外線（FIR）放射の間の関係を$\sim2$kpcの空間スケールで研究することができます。HZ4の中央の$\sim$4kpcでは、[CII]/FIR比はグローバルスケールおよび空間分解スケール$\sim$2kpcで$\sim3\times10^{-3}$であり、これに匹敵します。M82やM83などの局所的な中程度のスターバースト銀河で観測された比率。この赤方偏移の個々の通常の銀河で初めて、銀河の短軸の方向に中央の星形成領域からガスが流出している証拠を見つけました。流出の予測速度は$\sim400$kms$^{-1}$であり、中性ガスの質量流出速度は中央領域のSFRの$\sim3-6$倍です。最後に、[CII]放出の拡散成分、つまり「[CII]-halo」を検出します。これは、星形成ディスクを超えて広がり、直径が$\sim12$kpcのサイズです。おそらく、システムの脱出速度の約半分の速度を持つ流出が、[CII]の拡張放出に燃料を供給する原因の一部です。HZ4の運動学的分析（次の論文で発表）とともに、この分析は、HZ4が$z\sim5$にある典型的な星形成ディスクであり、現在の銀河が星を形成するのと同様の星間物質（ISM）条件を備えていることを裏付けています。同様のレベルで、すでにその進化に役割を果たしているかもしれない銀河の流出を推進しています。
質量を超えたハロー特性の観測的測定
成長速度、濃度、相互作用の履歴、スピンなど、ダークマターハローのさまざまな特性は、スケールに依存する独自の方法で環境と相関しています。これらのハローの特性は直接観測することはできませんが、銀河はホストハローと環境との相関関係を継承します。この論文では、これらの特徴的な環境シグネチャが、銀河環境の測定値を使用して、どの暗黒物質ハロー特性が観測可能な銀河特性に最も密接に関連しているかを制約する方法を示します。質量を超えたさまざまなハロー特性が、銀河の2点相関関数と、銀河のk番目に近い隣人までの距離の分布の両方で、スケールに依存する明確な特徴を刻印し、低解像度でもアクセスできるほど強力な機能を備えていることを示します（グリズム）より高い赤方偏移での分光法。アプリケーションとして、スローンデジタルスカイサーベイからz=0で半質量半径でビニングされた銀河の観測された2点相関関数を計算し、古典的な銀河サイズモデル（つまり、銀河サイズがハロースピンに比例する）も示しています他の最近の提案が観測データとの重大な緊張を示しているように。観測されたクラスタリングとの一致は、銀河のサイズがハローの成長と相関する単純な経験的モデルで改善できることを示しています。
銀河中心の煙突：天の川の混相流の基盤
| Title |
The_Galactic_center_chimneys:_The_base_of_the_multiphase_outflow_of_the_Milky_Way |
| Authors |
G._Ponti,_M._R._Morris,_E._Churazov,_I._Heywood,_R._P._Fender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05284 |
流出とフィードバックは銀河の進化の重要な要素です。銀河中心（GC）から生じる流出の証拠は、最近、さまざまな波長で発見されました。X線、無線、および赤外線の放射が深く相互に関連しており、相互に影響を及ぼし、数百パーセクのスケールで一貫した特徴を形成していることを示します。したがって、GCの流出に関連する共通の物理的リンクを示しています。北側の煙突の位置について議論し、煙突が私たちに向かって大きく傾いているため、GCの前面にある可能性があることを示唆します。煙突と星間物質の間の境界面に強い衝撃が存在することを報告します。これは、電波と暖かい塵の放出によって追跡されます。煙突内での同伴分子ガスの流出を観察し、流出の多相性を明らかにします。特に、分子の流出は、煙突の北西の壁に沿って長く、強く、構造化された衝撃を生み出します。流出のさまざまな要素の動的時間は異なるため、煙突はさまざまな時期に発生する方向付けられた大規模な風によって形作られているように見えます。データは、煙突が（しばしば支配的な）垂直磁場に埋め込まれているという考えを支持しています。これは、緯度が高くなるにつれて発散する可能性があります。高温プラズマに関連する熱圧力は、分子流出のラム圧力および磁気圧力よりも小さいように見えることがわかります。これは、流出の主な推進力が観測された高温プラズマよりも強力であるか、煙突が過去のより強力な活動の「遺物」を表す可能性を残します。これらの多波長観測は、煙突が、GCでの準連続的であるが断続的な活動をフェルミバブルの基部と接続するチャネルを表すという考えを裏付けています。
銀河ハロー磁場の根底にある普遍的なパターン
銀河ハローの磁場は、一般に観測が非常に困難です。ごく最近、CHANG-ESコラボレーション（近くの銀河の連続ハロー-EVLA調査）は、35の近くのエッジオン渦巻銀河の電波ハローを詳細に調査し、そのうちの16で大規模な磁場を検出しました。CHANG-ES電波偏光データを使用して、サンプル内のすべての銀河の回転測定（RM）マップを作成し、それらを積み重ねて、銀河の円盤の上下のハローにある基礎となるユニバーサルトロイダル磁場パターンを増幅しました。積み重ねられた銀河プロファイルの中央領域に、ディスクの平面の上下両方の中心から普遍的に流出する軸方向の電流に起因する大規模な磁場を発見しました。同様の対称性の破れは、天体物理学のジェットでも観察されていますが、銀河のハローではこれまでに一度も観察されていません。これは、銀河のハロー磁場が、銀河の中央領域での純粋な理想的な電磁流体力学（MHD）プロセスによって生成されていない可能性があることを示しています。そのような有望な物理的メカニズムの1つは、中央の超大質量ブラックホールの周りの最も内側の降着円盤で動作する宇宙電池です。私たちの発見は、天体物理学的磁場の起源に関するより一般的な議論を刺激することを期待しています。
z〜0.06でのスーパーアンテナ銀河におけるミリメートル183 GHzH2Oメーザー放出のALMA検出
| Title |
ALMA_detection_of_millimetre_183_GHz_H2O_maser_emission_in_the_Superantennae_galaxy_at_z_~_0.06 |
| Authors |
Masatoshi_Imanishi_(1),_Yoshiaki_Hagiwara_(2),_Shinji_Horiuchi_(3),_Takuma_Izumi_(1),_Kouichiro_Nakanishi_(1)_((1)_NAOJ,_(2)_Toyo_University,_(3)_CDSCC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05296 |
高光度赤外線銀河「スーパーアンテナ」（IRAS19254-7245）のz=0.0617でのALMAバンド5（〜170GHz）観測の結果を示します。これは、明るい不明瞭な活動銀河核を含むと診断されています（AGN）。高密度の分子線発光（HCN、HCO+、およびHNCJ=2-1）に加えて、高輝度（〜6e4Lsun）183GHzH2O3（1,3）-2（2,0）輝線を検出します。強いH2O放出は、（1）空間的に分解された（>500pc）高密度とは異なり、H2O放出の空間的にコンパクト（<220pc）の性質に基づいて、主にAGN照射された高密度で暖かい分子ガスのメーザー増幅に起因すると解釈します。分子輝線、および（2）とは著しく異なる速度プロファイル、および（3）高密度分子輝線と比較して大幅に上昇したフラックス比。広く研究されている22GHz6（1,6）-5（2,3）線以外の、H2Oメーザー放出は、中央の質量降着超大質量ブラック付近のガスの物理的特性に関する重要な情報を提供することが期待されています。異なる励起エネルギーのための穴（SMBH）。ここでは、高感度のALMAを使用して、ミリメートル183GHzH2Oメーザー検出が>270Mpcまで実行可能であり、すぐに局所的な宇宙をはるかに超えた質量降着SMBH周辺の分子ガス特性を精査するための新しいウィンドウを開きます。
VLAは、ペルセウス銀河団の予期しない無線構造を解決します
| Title |
VLA_resolves_unexpected_radio_structures_in_the_Perseus_cluster_of_galaxies |
| Authors |
Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Charles_L._H._Hull,_Rick_Perley,_Lawrence_Rudnick,_Ralph_Kraft,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Andrew_C._Fabian,_Elke_Roediger,_Reinout_J._van_Weeren,_Annabelle_Richard-Laferri\`ere,_Emmet_Golden-Marx,_Naoki_Arakawa,_and_James_D._McBride |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05305 |
KarlG.Jansky超大型アレイからの典型的な近くのペルセウス銀河団の新しい深く高解像度の1.5GHz観測を提示します。以前は電波ミニハローの一部であると誤解されていたベントジェット電波銀河NGC1272の電波放射の完全な尾部を初めて分離しました。拡散電波銀河放出がミニハロー放出に寄与する可能性は、緩和されたクールコアクラスターの一般的な現象である可能性があり、調査する必要があります。NGC1272のコリメートされたジェットは、最初は西に曲がり、次に東に向かって、渦のような構造とフィラメントを備えた、長さ60kpcのかすかな延長に移行します。銀河団内ガスのバルク運動、投影効果を含む銀河の軌道、およびスロッシング寒冷前線を通る銀河の通過を含むこれらの構造の解釈を提案します。この寒冷前線の表面と、落下するホスト銀河の乱流の後流で生成された不安定性と乱流は、観測された構造の形成に役割を果たす可能性が最も高いです。また、NGC1272の南東にある一連のかすかなリングを発見しました。これは、銀河団ではこれまで見られなかったタイプの構造です。
複合バルジ-II。禁止された銀河における古典的なバルジと核ディスク：NGC4608とNGC4643の対照的なケース
| Title |
Composite_Bulges_--_II._Classical_Bulges_and_Nuclear_Discs_in_Barred_Galaxies:_The_Contrasting_Cases_of_NGC_4608_and_NGC_4643 |
| Authors |
Peter_Erwin_(1),_Anil_Seth_(2),_Victor_P._Debattista_(3),_Marja_Seidel_(4),_Kianusch_Mehrgan_(1),_Jens_Thomas_(1),_Roberto_Saglia_(1),_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres_(5),_Witold_Maciejewski_(6),_Maximilian_Fabricius_(1),_Jairo_M\'endez-Abreu_(5),_Ulrich_Hopp_(1),_Matthias_Kluge_(1),_John_E._Beckman_(5),_Ralf_Bender_(1),_Niv_Drory_(7),_Deanne_Fisher_(8)_((1)_Max-Planck-Institut_fuer_extraterrestrische_Physik,_Garching,_Germany,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Utah,_Salt_Lake_City,_Utah,_USA,_(3)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_Preston,_UK,_(4)_IPAC,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_California,_USA,_(5)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(6)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Birkenhead,_UK,_(7)_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_Texas,_USA,_(8)_Center_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05321 |
ほぼ同一の大規模な形態を持つ2つの巨大な初期型の禁止された銀河の中央領域の詳細な形態学的、測光的、および恒星運動学的分析を提示します。どちらにも大きくて強いバーがあり、ボックス状/ピーナッツ型（B/P）の膨らみに関連する顕著な内部測光過剰があります。後者は銀河の光の約30％を構成します。そのB/Pバルジの内部では、NGC4608はコンパクトでほぼ円形の構造（半光半径R_e約310pc、S\'ersicn=2.2）を持ち、全光の12.1％に相当する古典的なバルジとして識別されます。、核星団（R_e〜4個）と一緒に。対照的に、NGC4643は、異常な指数関数的表面輝度プロファイル（光の13.2％）と非常に小さい回転楕円体成分（R_e約35pc、n=1.6;光の0.5％）を備えた核ディスクを持っています。）。IFUの運動星団はこの図を支持しており、NGC4608の古典的なバルジはゆっくりと回転し、高速分散が支配的です。一方、NGC4643の核ディスクは、低分散、急速回転、V-h3反相関、および上昇したh4への低下を示しています。両方の銀河は、モデルの予測と一致して、バー（それぞれの古典的なバルジと核ディスクの外側）でV-h3相関の少なくともいくつかの証拠を示しています。標準的な2成分（バルジ/ディスク）分解では、両方の銀河でB/T〜0.5-0.7（およびバルジn>2）が得られます。これは、真の「回転楕円体」成分を4倍（NGC4608）および100倍以上（NGC4643）過大評価しており、大規模な禁止銀河に適用される素朴なバルジディスク分解の危険性を示しています。
光度コンパクトブルー銀河の光度関数のz = 1への進化
| Title |
The_Evolution_of_the_Luminosity_Function_for_Luminous_Compact_Blue_Galaxies_to_z=1 |
| Authors |
L._R._Hunt,_D._J._Pisano,_S._M._Crawford,_M._A._Bershady,_and_G._D._Wirth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05342 |
ルミナスコンパクトブルー銀河（LCBG）はコンパクトな星形成銀河であり、局所宇宙ではめったに観察されませんが、z=1で豊富に存在します。宇宙のルックバック時間にわたるLCBG数密度のこの増加は、同じ期間における宇宙の星形成率密度の増加にほぼ従います。COSMOS分野で公開されているデータを使用して、$0.1\leq〜z\leq1$の範囲の4つの赤方偏移ビンで光度関数を導出することにより、これまでで最大の均質なLCBGサンプルの進化を研究します。この赤方偏移の範囲で、特徴的な光度（M$^{*}$）が$\sim$0.2等増加し、数密度が4倍に増加することがわかります。LCBGは、$z\sim0.2$でM$_{B}=-$18.5よりも明るい銀河の約$18\％$しか構成していませんが、z$\sim$0.9で約$54\％$を構成しています。数密度の強い進化は、LCBGが$z\sim1$以降の宇宙の星形成率密度の減少をよりよく理解するために研究する重要な銀河の集団であることを示しています。
銀河ハローにおけるSrとBaの進化による恒星の自転への制約
| Title |
Constraints_on_stellar_rotation_from_the_evolution_of_Sr_and_Ba_in_the_Galactic_halo |
| Authors |
F._Rizzuti,_G._Cescutti,_F._Matteucci,_A._Chieffi,_R._Hirschi,_M._Limongi,_A._Saro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05345 |
最近の研究によると、銀河系でのSrとBaの化学的進化は、rプロセスとsプロセスをホストするさまざまな生産サイトを考慮に入れると説明できることが示されています。ただし、これらのサイトを明確に識別する問題はまだ解決されていません。回転を考慮すると、巨大な星がS物質の生成に重要な役割を果たすことが示されています。この研究では、SrとBaの生成に対する回転する大質量星の寄与を詳細に研究して、それらの化学進化を説明するだけでなく、大質量星の回転挙動を制約します。確率論的化学進化モデルを使用して、銀河ハローの濃縮を再現しました。確率的結果を観測値と客観的に比較するのに役立つモデルデータ比較の新しい方法を開発しました。これらの方法を使用して、恒星の金属量に依存すると想定される、大質量星の回転を表す自由パラメーターの値を推定しました。SrとBaの観測値を使用してパラメーターを制約します。確率モデルで大質量星を回転させるためにこれらのパラメーターを使用すると、SrとBaだけでなく、Y、Zr、Laの化学進化を正しく再現できます。データは、増加に伴う平均回転速度とそれらの分散の両方の減少をサポートします。金属性。私たちの結果は、金属量に依存する回転が、大質量星のs過程を説明するために必要な仮定であることを示しています。モデルデータ比較の私たちの新しい方法は、将来の銀河の化学進化研究のための有望なツールを表しています。
パルサー観測からの天の川の磁場：熱電子と磁場の間の相関の影響
| Title |
Magnetic_fields_in_the_Milky_Way_from_pulsar_observations:_effect_of_the_correlation_between_thermal_electrons_and_magnetic_fields |
| Authors |
Amit_Seta_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05384 |
パルサーは天の川磁場の優れたプローブとして機能することができます。視線に平行な銀河磁場成分の平均強度は、$\langleB_\parallel\rangle=1.232\、\text{RM}/\text{DM}$として見積もることができます。ここで、$\text{RM}$と$\text{DM}$は、パルサーの回転と分散の尺度です。ただし、これは、星間物質の熱電子密度と磁場が無相関であることを前提としています。数値シミュレーションと観察を使用して、この仮定の妥当性をテストします。駆動乱流の電磁流体力学シミュレーションに基づいて、熱電子密度と小規模磁場の間の相関が乱流のマッハ数の増加とともに増加することを示します。相関のない熱電子密度と磁場の仮定は、亜音速と遷音速の流れに対してのみ有効であることがわかりますが、超音速乱流の場合、$1.232\、\text{RM}/\text{DM}を使用すると、磁場強度を大幅に過大評価できます。$。次に、オーストラリア望遠鏡国立施設からの既存のパルサー観測を、分子雲の${^{12}\mathrm{CO}}$データ、ゼーマン分割からの磁場によってプローブされた、強化された熱電子密度と磁場の領域と相関させます。21cm線、中性水素カラム密度、およびH$\alpha$観測。これらの観測データを使用して、熱電子密度と磁場がkpcスケールでほとんど無相関であることを示します。したがって、関係$\langleB_\parallel\rangle=1.232\、\text{RM}/\text{DM}$は、銀河スケールでの磁場の適切な推定値を提供しますが、サブkpcで崩壊する可能性があると結論付けます。スケール。
eROSITAで検出されたクエーサーからの$ z \ sim 6 $でのAGNX線光度関数の最初の制約
| Title |
First_constraints_on_the_AGN_X-ray_luminosity_function_at_$z_\sim_6$_from_an_eROSITA-detected_quasar |
| Authors |
Julien_Wolf,_Kirpal_Nandra,_Mara_Salvato,_Teng_Liu,_Johannes_Buchner,_Marcella_Brusa,_Duy_N._Hoang,_Vanessa_Moss,_Riccardo_Arcodia,_Marcus_Br\"uggen,_Johan_Comparat,_Francesco_de_Gasperin,_Antonis_Georgakakis,_Aidan_Hotan,_Georg_Lamer,_Andrea_Merloni,_Arne_Rau,_Huub_J._A._Rottgering,_Timothy_W._Shimwell,_Tanya_Urrutia,_Matthew_Whiting_and_Wendy_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05585 |
性能検証段階でeROSITAによって観測された隣接する$\sim140^2$eFEDSフィールドで検出されたX線源母集団内の高zクエーサーを検索しました。現在知られているすべての光学的に選択されたz>5.5クエーサーのサンプルや、この分光サンプルを使用してeROSITAで検出されたX線ポイントのようなソースのクロスマッチされた安全なレガシーDR8の対応物など、フィールドで利用可能な分光情報を収集しました。よく知られているクエーサーSDSSJ083643.85+005453.3（z=5.81）に安全に一致するeROSITAソースのX線検出を報告します。eROSITAから得られた線源の軟X線フラックスは、以前のチャンドラ観測と一致しています。さらに、145MHzのLOFARと888MHzのASKAPによるクエーサーの検出を報告します。報告されたフラックス密度は、無線コアの放射におけるより低い周波数でのスペクトルの平坦化を確認し、クエーサーが（サブ）ギガヘルツのピークスペクトル源である可能性があることを示しています。SDSSJ083643.85+005453.3の推定スペクトル形状とパーセクスケールの電波形態は、大規模な電波源への進化の初期段階にあるか、高密度環境に閉じ込められていることを示唆しています。クエーサーのX線放射への強いジェットの寄与の兆候は見られません。したがって、これは降着過程に関連している可能性があります。このソースの検出により、安全な分光学的赤方偏移に基づいて、XLFにz>5.5の最初の制約を課すことができます。低赤方偏移の観測からの外挿と比較して、これは$L_*$を超える$z\sim6$でのXLFの比較的平坦な勾配を支持します。高赤方偏移でのX線発光AGNの人口は、以前に考えられていたよりも多い可能性があります。XLFの制約から、eROSITAが全天観測（De+RU）で赤方偏移5.7<z<6.4で$\sim90$X線発光AGNを検出するという控えめな予測を行います。
VSTXIを使用したFornaxDeep Survey（FDS）。 FornaxメインクラスターとFornaxAグループ間の前処理の兆候の検索
| Title |
The_Fornax_Deep_Survey_(FDS)_with_the_VST_XI._The_search_for_signs_of_preprocessing_between_the_Fornax_main_cluster_and_Fornax_A_group |
| Authors |
Alan_H._Su,_Heikki_Salo,_Joachim_Janz,_Eija_Laurikainen,_Aku_Venhola,_Reynier_F._Peletier,_Enrica_Iodice,_Michael_Hilker,_Michele_Cantiello,_Nicola_Napolitano,_Marilena_Spavone,_Maria_A._Raj,_Glenn_van_de_Ven,_Steffen._Mieske,_Maurizio_Paolillo,_Massimo_Capaccioli,_Edwin_A._Valentijn,_Aaron_E._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05699 |
このショーケースの例で銀河の前処理の効果を調査し、Fornaxメインクラスターと落下するFornaxAグループを研究することにより、クラスター銀河とグループ銀河の構造特性を調査します。さらに、ろ座銀河の構造の複雑さをおとめ座銀河団や野外の銀河と比較します。私たちのサンプルは、ろ座メインクラスターとろ座Aグループからの582個の銀河で構成されています。開口測光、S\'ersic+PSF（点像分布関数）と多成分分解、および形態のノンパラメトリック測定（濃度$C$;非対称性$A$）の組み合わせに基づいて、各銀河の配光を定量化しました。、Clumpiness$S$;Gini$G$;2次の光のモーメント$M_{20}$）、および多成分分解に基づく構造の複雑さ。次に、これらの量をFornaxメインクラスターとFornaxAグループの間で比較しました。ろ座銀河の構造の複雑さも、おとめ座や野外の銀河と比較されました。全体として、S\'ersicプロファイル（$g'-r'$、$r'-i'$、$R_e$、および$\bar{\mu}_{e）から導出された量の分布に有意差があります。、r'}$）、およびFornaxメインクラスターとFornaxAグループ間のノンパラメトリックインデックス（$A$および$S$）。さらに、$r'-i'$、$R_e$、$\bar{\mu}_{e、r'}$、および$A$、$S$で、クラスター中心の重要な傾向が見られます。Fornaxメインクラスター内の銀河の場合は$G$、および$M_{20}$。銀河の構造の複雑さは、絶対的な$r'$バンドの大きさ（および恒星の質量）の関数として増加し、最大の変化は-14等$\lesssimM_{r'}\lesssim$-19等の間で発生することがわかります。。これと同じ傾向がおとめ座銀河団と野外の銀河で観察されました。これは、形態学的構造（バルジ、バーなど）の形成または維持が、環境ではなく銀河の恒星の質量に大きく依存していることを示唆しています。
二次宇宙線電離の厳密な理論
星間宇宙線（CR）によって分子ガスで生成された電子のエネルギースペクトルは、CRが通過するガス柱密度$N$の関数として厳密に計算されます。これにより、水素分子の二次イオン化率の局所値$\zeta_{\rmsec}（N）$を、局所一次イオン化率$\zeta_p（N）$の関数として正確に計算できます。比率$\zeta_{\rmsec}/\zeta_p$は$N$とともに単調に増加し、文献で一般的に採用されている$\upperx0.67$の値を大幅に超える可能性があります。十分に柔らかい星間スペクトルの場合、$\zeta_{\rmsec}/\zeta_p$対$N$の依存性は、それらの特定の形状に実質的に影響されないため、高密度ガスでの二次CRイオン化の一般的な特性です。
酸素に富む超新星残骸の膨張と時代の中心1E0102.2-7219
| Title |
The_Center_of_Expansion_and_Age_of_the_Oxygen-rich_Supernova_Remnant_1E_0102.2-7219 |
| Authors |
John_Banovetz_(1),_Dan_Milisavljevic_(1),_Niharika_Sravan_(1),_Robert_A._Fesen_(2),_Daniel_J._Patnaude_(3),_Paul_P._Plucinsky_(3),_William_P._Blair_(4),_Kathryn_E._Weil_(1),_Jon_A._Morse_(5),_Raffaella_Margutti_(6),_and_Maria_R._Drout_(7,8)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Purdue_University,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_(3)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_(5)_BoldlyGo_Institute,_(6)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA)_and_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Northwestern_University,_(7)_David_A._Dunlap_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(8)_Observatories_of_the_Carnegie_Institute_for_Science) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05288 |
超新星残骸1E0102.2-7219（E0102）の光学的に放出する酸素に富む結び目の新しい固有運動測定を提示します。これは、残骸の膨張と年齢の中心を推定するために使用されます。19年にわたる高解像度ハッブル宇宙望遠鏡画像の4つのエポックが取得され、分析されました。F475Wを使用した掃天観測用高性能カメラで取得した画像から、45ノットを使用して、1シグマの不確実性が1.77秒角で、alpha=1：04：02.48およびdelta=-72：01：53.92（J2000）の堅牢な拡張中心が見つかりました。2003年と2013年に最も高い信号対雑音比を持つフィルター。また、固有運動が最も高く、減速が最も少ないと想定されるノットを選択することにより、爆発の上限年齢を1738+/-175年と推定します。位置角の関数としての結び目の固有運動に非対称性の証拠が見つかります。これらの非対称性は、固有の爆発の非対称性とは対照的に、E0102の元の超新星爆風と不均一な周囲環境との間の相互作用によって引き起こされた可能性が最も高いと結論付けます。観察された非相同伸長は、自由膨張モデルの使用が膨張の中心を不正確に相殺し、爆発年齢を過大評価することにつながることを示唆しています。E0102の以前の年齢と拡張中心の推定値、および最近特定された候補中央コンパクトオブジェクトとの関連性と比較して、調査結果について説明します。
ミリ秒マグネター星雲からのガンマ線熱化と漏れ：超高輝度超新星の自己無撞着モデルに向けて
| Title |
Gamma-ray_Thermalization_and_Leakage_from_Millisecond_Magnetar_Nebulae:_Towards_a_Self-Consistent_Model_for_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Indrek_Vurm,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05299 |
超高輝度超新星（SLSNe）は、放射性56Niなどの従来のエネルギー源から電力を供給するには明るすぎる大規模な星の爆発です。これらの過渡現象は、代わりにミリ秒パルサーやマグネターなどの中央エンジンによって駆動される場合があり、その相対論的な風が高エネルギー粒子の星雲と膨張する噴出物の背後の放射を膨張させます。星雲から光放射への高エネルギー放射の生成と熱化を追跡し、逆に、熱化せずに噴出物から逃げるガンマ線放出を決定する3Dモンテカルロ放射伝達計算を提示します。結合された2ゾーン（「風/星雲」と「エジェクタ」）モデルで光子と物質の進化を追跡し、放射プロセスの範囲を説明します。上流のパルサー風でのガンマ-ガンマペアの生成が、爆発後の最初の数年間に星雲に入る粒子の平均エネルギーを調節する新しいメカニズムを特定し、このタイムスケールでの結果を（不確実な）固有の風ペアの影響を受けないようにします多様性。ガンマ線漏れの結果として観測されたSLSNe光学光度曲線の遅い時間の急峻化を説明するには、星雲の磁化は非常に低くなければなりません、epsB<〜1e-6-1e-4。より高いepsBの場合、シンクロトロン放射はすぐに熱化星雲放射を支配するようになり、その低い光子エネルギーのために容易に吸収され、SN光学光度曲線は、1年を超える遅い時間までスピンダウンパワーを追跡します。観察。マグネターがSLSNeに電力を供給するための実行可能な候補であり続けるためには、風/星雲での磁気散逸が非常に効率的であるか、スピンダウン光度が標準的な双極子率〜1/t^2よりも大幅に速く減衰すると結論付けます。偶然にもガンマ線の脱出を模倣します。
M87とSgrA *のジェットおよび降着流モデルからの偏光画像とスペクトルに対する陽電子の影響
| Title |
Positron_Effects_on_Polarized_Images_and_Spectra_from_Jet_and_Accretion_Flow_Models_of_M87_and_Sgr_A* |
| Authors |
Razieh_Emami_(Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian),_Richard_Anantua,_Andrew_A._Chael,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05327 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）によって観測された偏光近地平線サブミリ波画像に対するM87およびSgrA*の半解析モデルで、放出プラズマに非ゼロの陽電子対電子の割合を含めることの影響を検討します。M87のモデルは、GRMHDジェットシミュレーションの力のない領域への半解析的適合であり、SgrA*のモデルは、標準的な放射非効率の降着流（RIAF）です。RIAFディスクの場合、電子と陽電子からの放出を、非熱的テールが小さい支配的な熱集団に含めます。半解析的ジェットモデルの場合、非熱電子および陽電子分布からの放射を含め、2つのクラスのパラメトリック放射モデルを適用します。一定の電子対磁気圧力比を持つモデルと、シンクロトロン放射が指数関数的であるマルチゾーンモデルです。臨界血漿ベータを超えて抑制された。すべてのモデルで、陽電子と電子の比率は発光領域全体で固定されています。一般相対論的光線追跡と放射伝達を使用して、モデルから偏光ストークス画像とスペクトルを生成します。考慮されたパラメータ空間では、偏光スペクトルが血漿陽電子分率の敏感な指標であることがわかります。陽電子の割合が高いと、ファラデー変換によりサブミリ波画像の円偏光が向上します。スペクトルデータに最もよく一致するM87ジェットモデルは、サブ等分配の、均一に混合されたペア/イオンプラズマです。SgrA*の陽電子ディスクモデルは、円偏光度パターンと偏光スペクトルが大きく異なりますが、三日月形の強度と電気ベクトルの偏光角分布を持つ傾向があります。
アップグレードされたGMRTによる星間分散測定の高精度測定
| Title |
High_Precision_Measurements_of_Interstellar_Dispersion_Measure_with_the_upgraded_GMRT |
| Authors |
M._A._Krishnakumar,_P._K._Manoharan,_Bhal_Chandra_Joshi,_Raghav_Girgaonkar,_Shantanu_Desai,_Manjari_Bagchi,_K._Nobleson,_Lankeswar_Dey,_Abhimanyu_Susobhanan,_Sai_Chaitanya_Susarla,_Mayuresh_P._Surnis,_Yogesh_Maan,_A._Gopakumar,_Avishek_Basu,_Neelam_Dhanda_Batra,_Arpita_Choudhary,_Kishalay_De,_Yashwant_Gupta,_Arun_Kumar_Naidu,_Dhruv_Pathak_and_Jaikhomba_Singha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05334 |
パルサー電波放射は、星間物質（ISM）に自由電子が存在するために分散します。パルサー信号の到着時間の分散遅延は、視線に沿って変化するISM電子カラム密度のために時間とともに変化します。この遅延を正確に補正することは、パルサータイミングアレイを使用してナノヘルツの重力波を検出するために重要です。この作業では、2つの異なるテンプレートアラインメント方法を使用して、1年のタイムスケールでuGMRTで観測された4つのパルサーのバンド内およびバンド間DM推定値を示します。これらの両方の方法を使用して取得されたDMは、PSR1713+0747とJ1909$-$3744のわずかな違いのみを示しています。PSRJ1939+2134とJ2145$-$0750のDMには、2つの方法の間にかなりのオフセットが見られます。これは、前者の散乱と後者のプロファイル進化の存在が原因である可能性があります。どちらの方法も有用ですが、取得したDM間に体系的なオフセットがある可能性があることがわかりました。従うテンプレートの位置合わせ方法に関係なく、取得されるDMの精度は\texttt{BAND3}と$10^{-4}$pc〜のみを使用して約$10^{-3}$pc〜cm$^{-3}$です。uGMRTの\texttt{BAND3}と\texttt{BAND5}からのデータを結合した後のcm$^{-3}$。特定の結果では、PSR〜J2145$-$0750について、2019年2月24日に約$5\times10^{-3}$pc\、cm$^{-3}$のDM超過が検出されました。この過剰は、コロナホールからの速い太陽風とその時代の太陽から観測されたコロナ質量放出（CME）によって作成された相互作用領域によるものと思われます。この興味深いイベントの詳細な分析が提示されます。
SN 2013ai：水素に富む超新星と水素に乏しいコア崩壊超新星の間のリンク
| Title |
SN_2013ai:_a_link_between_hydrogen-rich_and_hydrogen-poor_core-collapse_supernovae |
| Authors |
S._Davis,_P.J._Pessi,_M._Fraser,_K._Ertini,_L._Martinez,_P._Hoeflich,_E.Y._Hsiao,_G._Folatelli,_C._Ashall,_M._M._Phillips,_J._P._Anderson,_M._Bersten,_B._Englert,_A._Fisher,_S._Benetti,_A._Bunzel,_C._Burns,_T._W._Chen,_C._Contreras,_N._Elias-Rosa,_E._Falco,_L._Galbany,_R._P._Kirshner,_S._Kumar,_J._Lu,_J._D._Lyman,_G._H._Marion,_S._Mattila,_J._Maund,_N._Morrell,_J._Ser\'on,_M._Stritzinger,_M._Shahbandeh,_M._Sullivan,_N._B._Suntzeff,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05424 |
SN2013aiの光度曲線とともに、光学および近赤外線（NIR）スペクトルの研究を紹介します。これらのデータは、発見から爆発後380日までの範囲です。SN2013aiは、立ち上がり時間が異常に長い、急速に衰退するII型超新星（SNII）です。$V$バンドで$18.9\pm2.7$d、明るい$V$バンドのピーク絶対等級は$-18.7\pm0.06$等。スペクトルは、光学およびNIRの水素の特徴によって支配されます。SN2013aiのスペクトルの特徴は、その膨張速度が独特であり、SNeIIの大きなサンプルと比較した場合、爆発から50日後に1,000km以上高速になります。さらに、光度曲線の長い立ち上がり時間は、SNeIIではなくSNeIIbによく似ています。SN2013aiが近くのコンパクトクラスターと同時代である場合、$\sim$17M$_\odot$の前駆ZAMS質量を推測します。光度曲線モデリングを実行した後、SN2013aiは、水素の質量が少なく、大量の合成された$^{56}$Ni、0.3〜0.4M$_\odot$、および$2.5-3.0\times10^{51}$エルグの爆発エネルギー。SN2013aiの密度構造と膨張速度は、典型的なSNIIb、SN1993Jのものと類似しています。ただし、SN2013aiは、おそらく$\gamma$線の大部分が逃げてヘリウムを励起するのを妨げる高密度のコアが存在するため、光学系に強力なヘリウムの特徴を示していません。私たちの分析は、SN2013aiがSNeIIとストリップされたエンベロープSNeの間のリンクである可能性があることを示唆しています。
活動銀河NGC6814のX線放射領域の食
| Title |
Eclipsing_the_X-ray_emitting_region_in_the_active_galaxy_NGC_6814 |
| Authors |
Luigi_C._Gallo_(Saint_Mary's_Univ.),_Adam_G._Gonzalez_(Saint_Mary's_Univ.),_Jon_M._Miller_(Univ._of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05433 |
一時的な光度曲線とスペクトル変動で同時に捕捉された、近くのセイファート銀河NGC6814での急速な掩蔽イベントの検出を報告します。強度と硬度の比率の曲線は、持続時間が対称である明確な入口と出口の期間をキャプチャします。選択された連続体モデルとは関係なく、変化は、通過する不明瞭なガスによって覆われる中央エンジンの割合を変えることによって簡単に説明できます。一緒に、スペクトル分析とタイミング分析は、不明瞭なガスの特性、その位置がブロードライン領域（BLR）にあること、およびX線源のサイズが約25rgであることを自己無撞着に明らかにします。私たちの結果は、巨大なブラックホールの近くの不明瞭さがそれらの外観を形作ることができ、事象の地平線を囲む活動領域を測定するために利用できることを示しています。
数値相対論の枠組みの中で、$50M_\odot$の回転するブラックホールを周回する質量$15-50M_\odot$の高質量ディスクを進化させます。このような高質量システムは、急速に回転する非常に質量の大きい星の崩壊の結果である可能性があります。巨大な円盤は、$\delta\rho/\rho\gtrsim0.1$の最大分数密度摂動を伴う、いわゆる片腕スパイラル形状変形に対して動的に不安定であるため、高振幅の重力波が放出されます。波形は、周波数が$\sim40-50$Hzで、最大振幅が$（1-10）\times10^{-22}$で、仮想距離が100Mpcの初期の高振幅バーストによって特徴付けられます。そしてそれに続く低振幅の準周期的振動によって。広範囲のディスク質量を持つモデルの波形がGW190521の波形に似ていることを示します。また、急速に回転する非常に質量の大きい星からの重力波が、質量の急速に回転する高質量ブラックホールの形成過程を調査するための第3世代重力波検出器の源になる可能性があることも指摘します$\sim50-100M_\初期の宇宙におけるodot$。
ブラックホール周辺の低角運動量流における定常衝撃に対する抵抗率の影響
PLUTOコードの抵抗性電磁流体力学モジュールを使用して、ブラックホールの周りの2次元の低角運動量の流れを研究します。シミュレーションは、SgrA*の周りの流れに期待される比角運動量、比エネルギー、および磁場のパラメーターを使用して流れに対して実行されました。抵抗率が低い{\eta}=1e-6および0.01のフローの場合、赤道上の光度と衝撃位置は準周期的に変化します。光度変化のパワー密度スペクトルは、それぞれ5e5、1.4e5、および5e4秒の周期に対応するピーク周波数を示しています。これらの準周期的振動（QPO）は、外側の振動するスタンディングショックと最も内側のホットブロブで発生する内側の弱いショックとの間の相互作用によって発生します。{\eta}=0.1および1.0の高い抵抗率の場合、高い抵抗率はMHD乱流などの磁気活動を大幅に抑制し、流れは安定して赤道に対して対称になる傾向があります。定常的な定常衝撃は、流体力学的流れと比較してより外側に形成されます。上記のフローパラメータと低抵抗率の低角運動量フローモデルは、チャンドラ、スウィフトによる最新の観測で、1日あたり約1回と5〜10日のSgrA*による長期フレアの説明の可能性があります、およびXMM-SgrA*のニュートンモニタリング。
$ \ gamma $線パルサーの回転の相対論的効果-招待レビュー
この論文では、$\gamma$線パルサーの磁気圏における回転の相対論的効果を考察します。この論文では、過去30年間にこの分野で達成された進歩をレビューしています。この目的のために、粒子の直接遠心加速とそれに対応する制限要因を調べます。曲率放射による制約と、ソフトフォトンに対する電子の逆コンプトン散乱です。得られた結果に基づいて、パラメトリックに励起されたラングミュア波の生成と、対応するランダウ-ラングミュア-遠心ドライブが研究されます。
ミリ秒パルサーの放出物理学
回転駆動のミリ秒パルサー（MSP）の物理学を理解することは、リサイクルされていないパルサー集団の物理学と比較して多くの課題を提示します。それらの速い回転速度は高いスピンダウンパワーと加速電場を生み出すことができますが、それらの比較的低い表面磁場は電波放射に必要な電子-陽電子対の生成を困難にします。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、MSP集団の大部分から、若いパルサーと驚くほど似た光度曲線を持つパルスW線を発見しました。しかし、それらの非常にコンパクトな磁気圏は、最もエネルギーの高いパルサーの磁場に匹敵する、ライトシリンダーでの磁場を可能にします。この事実と、粒子加速がライトシリンダーの近くとそれを超えて起こることを示す最近のグローバル磁気圏モデルは、MSPからのW線をもっともらしいものにします。MSPを含む連星系の大幅な増加は、そのような系における衝撃加速と高エネルギー放出の研究を活性化し、多くは軌道変調されたX線を示しています。この章では、MSPからの多波長放射のメカニズムの歴史と現在の研究をレビューします。
ローレンツ不変性違反の抜本的な仮定を呼び出さずに、星間空間を通過するガンマ線バーストを説明できますか？
| Title |
Can_the_gamma-ray_bursts_travelling_through_the_interstellar_space_be_explained_without_invoking_the_drastic_assumption_of_Lorentz_invariance_violation? |
| Authors |
Masud_Chaichian,_Iver_Brevik,_Markku_Oksanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05758 |
実験的観測は、ガンマ線バースト（GRB）と高エネルギーニュートリノバーストが、数時間または数日のオーダーで測定される典型的な遅延で異なる速度で移動する可能性があることを示しています。GRB遅延の2つの潜在的な解釈について説明します。星間物質における光の分散と、量子重力変動によるローレンツ不変性の違反です。他のいくつかの媒体の中で、我々はアクシオンプラズマにおける光の分散を考慮し、初めて場の量子論からアクシオンプラズマ周波数と分散関係を取得します。観測から推測されるアクシオンの密度が低すぎて、観測されたGRB遅延を生成できないことがわかりました。ただし、最終的な結果を得るには、アクシオンの空間分布をより正確に推定する必要があります。他の既知のメディアもGRBの遅延を説明できませんが、遅延の観測には不確実性が残っています。ローレンツ不変性違反と修正された分散関係に関する解釈には、それ自体の問題があります。分散関係の修正は粒子タイプに依存してはならないため、光子とニュートリノの間の遅延を説明するのは困難です。したがって、どちらの解釈も観察を説明するのに十分ではありません。2つの解釈の決定的な違いは、放射の伝播速度の周波数依存性であると結論付けます。分散プラズマでは、群速度は周波数が高くなると増加しますが、ローレンツ不変性違反は周波数が高くなると速度が遅くなることを意味します。将来の実験では、GRBの2つの周波数依存性のどちらが実際に当てはまるかを解決する必要があります。
重力波放出の電磁カウンターパートとしての超大質量ブラックホール合体からの合併後のジェット
| Title |
Post-Merger_Jets_from_Supermassive_Black_Hole_Coalescences_as_Electromagnetic_Counterparts_of_Gravitational_Wave_Emission |
| Authors |
Chengchao_Yuan,_Kohta_Murase,_B._Theodore_Zhang,_Shigeo_S._Kimura,_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05788 |
重力波（GW）の強力な発生源として、超大質量ブラックホール（SMBH）の合併には、検出可能な電磁放射（EM）につながる相対論的ジェットが伴う場合があります。ディスク風によって形成された合併前の核周囲環境内での合併後のジェットの伝播をモデル化し、前方衝撃領域からの多波長EMスペクトルを計算します。SMBH合併からの非熱的EM信号は、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの将来のGW施設の検出範囲まで検出可能であることを示します。私たちのモデルに基づく計算は、合体後数日から数ヶ月の時間遅延を伴うゆっくりと衰退する過渡現象を予測し、GW検出後のEMフォローアップ観測に影響を与えます。
LiteBIRD衛星ミッションのための検出器製造開発
| Title |
Detector_fabrication_development_for_the_LiteBIRD_satellite_mission |
| Authors |
Benjamin_Westbrook,_Christopher_Raum,_Shawn_Beckman,_Adrian_T._Lee,_Nicole_Farias,_Trevor_Sasse,_Aritoki_Suzuki,_Elijah_Kane,_Jason_E._Austermann,_James_A_Beall,_Shannon_M._Duff,_Johannes_Hubmayr,_Gene_C._Hilton,_Jeff_Van_Lanen,_Michael_R._Vissers,_Michael_R._Link,_Greg_Jaehnig,_Nils_Halverson,_Tommaso_Ghinga,_Samantha_Stever,_Yuto_Minami,_Keith_L._Thompson,_Megan_Russell,_Kam_Arnold,_Joseph_Siebert,_Maximiliano_Silva-Feaver,_the_LiteBIRD_Joint_Study_Group |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05306 |
LiteBIRDは、2020年代後半にL2から全天にわたって34〜448GHzの宇宙マイクロ波背景放射と宇宙前景の偏波を測定するように設計された、JAXA主導の戦略的大型衛星ミッションです。ミッションの主な焦点は、原始的に生成されたBモード偏光を大きな角度スケールで測定することです。LiteBIRDは、その主要な科学的目的を超えて、ニュートリノの質量の合計を含む多くの科学的調査を精査できるデータセットを生成します。米国の主な責任は、ミッション用の3つの飛行モデルフォーカルプレーンユニットを製造することです。これらの焦点面ユニットの設計と製造は、地上ベースの実験からの遺産によって推進されており、レンズレット結合の曲がりくねったアンテナピクセルとホーン結合のオルソモードトランスデューサピクセルの両方が含まれます。実験には、低周波望遠鏡、中周波望遠鏡、高周波望遠鏡と呼ばれる3つの光学望遠鏡があり、それぞれがミッションの周波数範囲の一部をカバーします。JAXAは低周波望遠鏡の建設を担当し、欧州コンソーシアムは中周波および高周波望遠鏡を担当しています。宇宙環境によって可能になった広い周波数範囲と低い光負荷条件は、他の宇宙マイクロ波背景放射実験によって最近展開された検出器技術の開発と適応を必要とします。この設計、製造、および特性評価は、カリフォルニア大学バークレー校、NIST、スタンフォード、およびコロラド大学ボルダー校で行われます。米国の成果物の現状をLiteBIRDミッションに提示します。
HyperSuprime-カムレガシーアーカイブ
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Legacy_Archive |
| Authors |
Masayuki_Tanaka,_Hiroyuki_Ikeda,_Kazumi_Murata,_Satoshi_Takita,_Sogo_Mineo,_Michitaro_Koike,_Yuki_Okura,_Sumiko_Harasawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05463 |
HyperSuprime-Cam（HSC）からの処理済みの科学対応データの公開アーカイブであるHyperSuprime-CamLegacyArchive（HSCLA）の立ち上げを紹介します。HSCは、すばる望遠鏡の主焦点に設置された光学広視野イメージャで、2014年から運用されています。HSCの総観測時間の約1/3がすばる戦略プログラム（SSP）に使用されていますが、残りの時間はPIプログラムに使用されます。これらのPIプログラムからのデータを処理し、処理された高品質のデータをHSCLAを通じてコミュニティで利用できるようにしました。HSCLAの現在のバージョンには、2014年の科学運用の最初の年に取得されたデータが含まれています。個別画像と同時追加画像の両方、および測光カタログを提供しています。coaddからの測光カタログがデータベースにロードされ、大きなカタログへの高速アクセスが提供されます。画像ブラウザや画像カットアウトツールなどの他のオンラインツールがあり、それらは科学分析に役立ちます。コアッド画像は、ポイントソースで$5\sigma$で24〜27の大きさに達し、合計1億5000万個のオブジェクトを持つ少なくとも1つのフィルターで約580平方度をカバーします。広範な品質保証テストを実行し、データの測光および位置天文学の品質がほとんどの科学的調査に十分であることを確認します。ただし、データに問題がないわけではなく、ユーザーはデータを科学に利用する前に既知の問題のリストを参照します。すべてのデータとドキュメントは、データリリースサイトhttps://hscla.mtk.nao.ac.jp/にあります。
ハブ：専用のホットな銀河系中型エクスプローラー
HotUniverseBaryonSurveyor（HUBS）ミッションは、宇宙の「失われた」バリオンを研究するために提案されています。暗黒物質とは異なり、バリオン物質は周期表の元素でできており、生成する電磁信号から直接観測することができます。星には、宇宙に存在することが知られているバリオン物質のごく一部しか含まれていません。追加のバリオンは、銀河内または銀河間で拡散（ガス状）の形であることがわかっていますが、かなりの部分はまだ見られていません。後者（バリオンの欠落）は、理論的研究と最近の観測結果に基づいて、低密度の温熱イオン化媒体（WHIM）に隠れており、銀河（すなわち銀河周辺媒体）の近くに分布していると考えられています。銀河間（すなわち、銀河間媒体）。このようなガスは主に軟X線バンドで放射され、密度が非常に低いため、放出は非常に弱くなります。HUBSは、銀河系周辺の媒体にある高温のバリオンからのX線放射を検出するように最適化されているため、観測天文学の隙間を埋めます。目標は、欠落しているバリオンを検出するだけでなく、それらの物理的および化学的特性を特徴付け、それらの空間分布を測定することです。その結果は、銀河の進化を理解するための境界条件を確立するでしょう。非常に困難ではありますが、おそらく銀河団の郊外で、銀河間媒体で失われたバリオンを検出することを試みることができ、宇宙の大規模な構造に大きな光を当てることができます。HUBSの現在の設計と技術開発の状況を紹介します。
ブラックホール連星合体の合体およびリングダウン相における重力波形に関する深層学習モデル
| Title |
Deep_Learning_Model_on_Gravitational_Waveforms_in_Merging_and_Ringdown_Phases_of_Binary_Black_Hole_Coalescences |
| Authors |
Joongoo_Lee,_Sang_Hoon_Oh,_Kyungmin_Kim,_Gihyuk_Cho,_John_J._Oh,_Edwin_J._Son,_and_Hyung_Mok_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05685 |
整合フィルタリングベースの重力波検索の波形テンプレートは、繁栄する検出のための幅広いパラメータをカバーする必要があります。数値相対論（NR）は、波形をモデル化するための最も正確な方法として広く受け入れられています。それでも、NRは通常、膨大な量の計算コストを必要とすることはよく知られています。この論文では、非回転連星ブラックホール合体のマージフェーズとリングダウンフェーズから重力波形を生成できる、新しい決定論的ディープラーニング（DL）アーキテクチャの概念実証を示します。私たちのモデルは、約$1500$の波形を生成するのに、${\calO}$（1）秒かかります。これは、最先端の波形近似の1つである実効一体型と平均99.9\％一致します。また、DL波形を使用して整合フィルタリングを実行し、波形が注入された重力波信号のイベント時間を回復できることを確認します。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Data_Release_2 |
| Authors |
T._M._C._Abbott,_M._Adamow,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_S._Avila,_D._Bacon,_M._Banerji,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Chang,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_L._Gelman,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_M._Gill,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_D._Huterer,_D._J._James,_T._Jeltema,_M._D._Johnson,_S._Kent,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05765 |
チリのセロトロロアメリカ大陸間天文台にある4mブランコ望遠鏡に取り付けられたダークエネルギーカメラによる光学/近赤外線イメージングに基づいた、ダークエネルギーサーベイの2番目の公開データリリースであるDESDR2を紹介します。DESDR2は、縮小された単一エポックおよび同時追加画像、同時追加画像から派生したソースカタログ、および6年間のDES科学運用から組み立てられた関連データ製品で構成されています。このリリースには、5つの広い測光バンドgrizYで南銀河キャップの約5000deg2をカバーするDES広域調査からのデータが含まれています。DESDR2は、半値全幅でg=1.11、r=0.95、i=0.88、z=0.83、およびY=0.90アーク秒の測光均一性で、標準偏差が3mmag未満の中央値の点像分布関数を持っています。GaiaDR2Gバンド、測光精度は約10mmag、内部天文精度の中央値は約27masです。S/N=10での1.95秒角のアパーチャの中央値の同時追加カタログ深度は、g=24.7、r=24.4、i=23.8、z=23.1、およびY=21.7等です。DESDR2には、76,217個のシングルエポック画像から生成されたサイズ0.534deg2の10,169個の同時追加画像タイルで検出された約6億9,100万個の異なる天体が含まれています。基本的な品質の選択後、ベンチマーク銀河と恒星のサンプルには、それぞれ5億4300万個と1億4500万個の天体が含まれています。これらのデータには、インタラクティブな画像視覚化ツール、Webベースのクエリクライアント、画像カットアウトサーバー、Jupyterノートブックなどのいくつかのインターフェイスを介してアクセスできます。DESDR2は、達成された深度と測光精度でこれまでで最大の測光データセットを構成します。
科学プラットフォームのチェックポイント、復元、ライブマイグレーション
JupyterHubプラットフォームの（ユーザーごとの）チェックポイント、復元、およびライブマイグレーション機能の完全に機能する実装を示します。チェックポインティング（一連のプロセスの実行状態（メモリの内容、レジスター、開いているファイルなど）をフリーズしてディスクに一時停止する機能）により、システムはユーザーのJupyterセッションを永続ストレージにスナップショットできます。復元機能は、チェックポイントされたセッションを実行状態に戻し、後で中断したところから、場合によっては別のマシンで続行します。最後に、ライブマイグレーションにより、実行中のJupyterノートブックサーバーを異なるマシン間で移動でき、分析コードに対して透過的であり、ユーザーを切断する必要がありません。これらの機能の実装は、システムレベルで機能しますが、制限はほとんどなく、O（1s）のライブマイグレーションへの経路を備えたO（10s）の一般的なチェックポイント/復元時間です。これにより、特にクラウドベースの展開で、無数の興味深いユースケースが開かれます。ユーザーの作業を中断せずにアイドルセッションをチェックポイントすること（4倍以上のコスト削減を達成）から、スポットインスタンスでの実行まで。エビクション時の透過的な移行（最大3倍の追加コスト削減を伴う）、理想的に適したインスタンスへのワークロードの自動移行（たとえば、観測されたリソース使用率に基づいて、RAMまたはコアが多かれ少なかれマシンに分析を移動する）。私たちが実証する機能は、優れたユーザーエクスペリエンスを維持しながら、科学プラットフォームを完全に弾力的にすることができます。
Gaia eDR3からの100万のバイナリ：Gaia視差の不確実性のサンプル選択と検証
| Title |
A_million_binaries_from_Gaia_eDR3:_sample_selection_and_validation_of_Gaia_parallax_uncertainties |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_and_Tyler_M._Heintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05282 |
GaiaeDR3から、太陽から$\approx$1kpc以内にある、空間的に分解された連星の広範なカタログを作成します。投影された間隔は、数auから1pcの範囲です。Gaiaカタログ自体を使用して、観測量の関数としてチャンスアラインメントの割合を計算し、各ペアがチャンスアラインメントである確率を経験的に推定します。カタログには、16,000個の白色矮星-主系列（WD+MS）バイナリと1,400個のWD+WDバイナリを含む、バインドされる確率が90％（>99％）を超える130万個のバイナリが含まれています。完全なカタログと、それを作成するためのクエリとコードを公開しています。次に、このサンプルを使用して、バイナリコンポーネントのほぼ同一の視差を利用して、公開されているガイアDR3視差の不確実性を較正します。これらの不確実性は、一般的に暗い星（$G\gtrsim18$）に対しては信頼できるが、明るい星に対しては大幅に過小評価されていることを示しています。過小評価は、一般に、位置天文学が適切に機能する孤立したソースの場合は$\le30\％$ですが、$\lesssim4$arcsec以内にコンパニオンがある、明らかに適切に機能するソースの場合は大きく（最大80％）、位置天文の適合が不十分なソース。分離されたソースに対して公開された$\sigma_{\varpi}$値を膨らませる経験的なフィッティング関数を提供します。公開カタログは、分光学的調査の較正から、フィールドスターの年齢の正確な制約、白色矮星の質量と初期-最終質量関係、銀河の潮汐場の動的な調査まで、幅広いフォローアップの機会を提供します。
ループスYSOの進化的指標としての流出、エンベロープ、およびディスク
| Title |
Outflows,_envelopes,_and_disks_as_evolutionary_indicators_in_Lupus_YSOs |
| Authors |
M._M._Vazzano,_M._Fern\'andez-L\'opez,_A._Plunkett,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_A._Santamar\'ia-Miranda,_S._Takahashi_and_C._Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05330 |
ループス雲の7つのオブジェクトを研究することにより、一般的に使用される進化的トレーサー間にコヒーレンスが存在するかどうかをテストすることを目指しています。コアの高密度ガスとダスト、およびそれらに関連する分子流出を精査する連続体と分子線放出のALMA観測を提示します。共通の環境でのソースの選択により、さまざまな進化段階にわたる一貫した比較が可能になります。ALMA分子データの品質により、分子の形態と運動学を研究することにより、分子の流出の性質を明らかにすることができます。IRAS15398-3359の画像は、歳差運動する一時的なジェット駆動の流出を駆動し、50〜80年の期間で少なくとも4回の放出が分離されていることを示しているようですが、IRAS16059-3857のデータは広角風モデルとの類似性を示しています。また、一時的な兆候を示しています。J160115-41523の流出は、広角風モデルでもよりよく説明できますが、その性質を調査するには新しい観測が必要です。最も一般的な進化トレーサーは幅広い進化分類に役立ちますが、同じクラスに属するソースのさまざまな進化段階を解きほぐすのに十分な粒度を提供するために互いに一貫性がないことがわかります。原始星の年代トレーサーとして使用される流出特性（質量、運動量、エネルギー、開き角）は、各流出の性質の違いに悩まされる可能性があるため、進化の分類を洗練するために詳細な観察が必要です。AzTEC-lup1-2とAzTEC-lup3-5の両方が星の前の段階にあることがわかりましたが、後者はもっと進化する可能性があります。流出を明確に検出したIRAS15398-3359、IRAS16059-3857、およびJ160115-41523は、クラス0のソースですが、どちらが若いか、どちらが古いかを判別することはできません。Sz102とMerin28は最も進化したソースであり、関連するフローがある兆候を示していますが、若いソースほどCOによって追跡されていません。
| Title |
Spectroscopic_and_seismic_analysis_of_red_giants_in_eclipsing_binaries_discovered_by_Kepler |
| Authors |
M._Benbakoura,_P._Gaulme,_J._McKeever,_S._Sekaran,_P._G._Beck,_F._Spada,_J._Jackiewicz,_S._Mathis,_S._Mathur,_A._Tkachenko,_R._A._Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05351 |
食変光星（EB）は、恒星進化のユニークなベンチマークです。一方では、検出可能な太陽のような振動を伴う少なくとも1つの星をホストする分離したEBは、星震学の測定値を較正するための理想的なテストオブジェクトを構成します。一方、EBに属する星の振動と表面活動は、連星系の進化に関する独自の情報を提供します。この論文は、NASAケプラーミッションによって発見されたEBの赤色巨星（RG）に捧げられた以前の研究（これまでに20の既知のシステム）に基づいています。ここでは、ケプラーのデータからもEBで16個のRGが発見されたことを報告します。この新しいサンプルには、振動を伴う3つのSB2-EBと、RGが明確な表面活動と完全な振動抑制を示す6つの閉鎖系が含まれています。専用の高解像度分光観測（アパッチポイント天文台、オートプロヴァンス天文台）に基づいて、3つの主要な側面に焦点を当てます。14個のSB2-EBの拡張サンプルから、最初に、RGへの星震学的スケーリング関係の単純な適用がRGの質量と半径を約15％と5％過大評価していることを確認します。このバイアスは、RGの新しい星震学基準値、または星震学パラメーターのモデルベースの修正のいずれかを使用することによって減らすことができます。次に、2値が近いと、高レベルの測光変調（最大10％）が発生し、太陽のような振動が抑制されることを確認します。特に、ラジアルモードの寿命を最大10分の1に短縮することを示します。第3に、相互作用するバイナリの潮汐散逸を抑制することを目的とした以前の観測研究を補完するために、16の新しいシステムを使用します。特に、比較的若い年齢にもかかわらず円軌道を持つシステムを特定します。これは、将来、補完的な潮汐散逸メカニズムを探求することを示唆しています。最後に、3つのM-矮星コンパニオンスターの質量、半径、および年齢の測定値を報告します。
2014年9月1日の四肢後方フレアからの硬X線放射の起源について
| Title |
On_the_origin_of_hard_X-ray_emissions_from_the_behind-the-limb_flare_on_2014_September_1 |
| Authors |
Yihong_Wu,_Alexis_P._Rouillard,_Athanasios_Kouloumvakos,_Rami_Vainio,_Alexandr_N._Afanasiev,_Illya_Plotnikov,_Ronald_J._Murphy,_Gottfried_J._Mann,_Alexander_Warmuth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05401 |
掩蔽された太陽フレアの間に太陽大気から放出された硬X線とガンマ線の起源はまだ議論されています。硬X線放射は、手足の上に上昇するフレアループトップまたはコロナ質量放出（CME）衝撃波、エネルギーの高い太陽嵐の2つの副産物から発生する可能性があります。衝撃シナリオが機能するためには、加速された粒子が可視ディスクに根ざした磁力線上で放出され、沈殿する必要があります。大きな冠状磁気ループに沿って伝播する衝撃での粒子加速を計算する新しいモンテカルロコードを提示します。モデルの最初の実装は2014年9月1日のイベントで実行され、モデル化された電子スペクトルは、フェルミガンマ線バーストモニター（GBM）測定から推測されたものと比較されます。粒子拡散プロセスが呼び出されると、推定されたディスク上の硬X線がフレアサイトから停止したように見えてから約10分後にGBMによって測定された硬電子スペクトルを再現できます。
AGB星RDorの星周エンベロープの形態運動学：グローバルビュー
| Title |
Morpho-kinematics_of_the_circumstellar_envelope_of_AGB_star_R_Dor:_a_global_view |
| Authors |
P.T._Nhung,_D.T._Hoai,_P._Tuan-Anh,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_N.B._Ngoc,_N.T._Phuong_and_T.T._Thai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05455 |
$^{29}$SiO（$\nu$=0、$J$=8$-$7）およびSO$_2$（$\nu$=0、34$_{3、）の新しいALMA観測を分析します。31}$$-$34$_{2,32}$）酸素が豊富なAGB星RDorの星周エンベロープ（CSE）の線放射。それらは、星から$\sim$30au未満の距離をカバーし、以前の観測といくつかの未解決の問題を明らかにすることの間のリンクを提供します。主な結論は次のとおりです。1）回転は星から$\sim$15au未満に制限され、速度は10au未満で最大に達し、形態は有意な円盤状の平坦化を示していません。2）南東の象限では、大きなドップラー速度のガス流が以前に可能であったよりも詳細に研究されており、蒸発する惑星の伴侶との関連の可能性が疑問視されています。3）モルフォ運動学への回転、膨張、乱流のそれぞれの寄与の大まかな評価が提示されます。星から$\sim$12au未満で大幅な線の広がりが発生し、星の中心を指す視線の近くに高ドップラー速度成分が存在します。4）恒星円盤の連続放出の強い吸収とそのすぐ近くのほこりっぽい環境は、自己吸収の形でそれを超えて広がることが観察されます。星から約60auまで伸びる冷たいSiO層の存在が原因であることが示されています。5）SO、$^{28}$SiO、CO、およびHCN分子からの線放出は、星から約100auまでのCSEをプローブし、2つの広い連続した流出の存在を明らかにするために使用されます。これは以前の研究よりも詳細に研究されています。
進化した大質量星の赤いノイズと脈動
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）が、進化した大質量星（26個のウォルフライエ星と8個の高光度青色変光星または候補LBV）のサンプルを撮影した高ケイデンス空間測光を調べます。混乱の問題を回避するために、明るいガイアの隣人がなく、束縛された仲間の証拠がない星だけが考慮されます。これにより、クリーンなサンプルが得られます。このサンプルの変動特性は、WRクラスとLBVクラスの特性を真に反映している必要があります。すべてのケースでレッドノイズが検出され、そのフィッティングにより、OBスターで見られるものと非常によく似た特性が明らかになります。コヒーレント変動は、WRサンプルの20％でも検出されます。ほとんどの検出は適度に高い頻度（3〜14/日）で発生するため、おそらく脈動活動に関連しています。この作業により、高周波信号を示すことが知られているWRの数が2倍になります。
低太陽コロナにおけるジェット駆動ピストン衝撃のLOFAR観測
太陽は、コロナを通して衝撃を与える可能性のある非常に動的で噴火的なイベントを生成します。これらの衝撃は電子を加速する可能性があり、その結果、タイプIIの電波バーストの形でプラズマが放出されます。タイプIIの電波バーストの観測が多数あるにもかかわらず、コロナルショックの正確な起源はまだ調査の対象となっています。ここでは、2015年10月16日に発生した、大気イメージングアセンブリ（SDO/AIA）によって極紫外線（EUV）で観測されたジェットに焦点を当てて、よく観測された太陽爆発イベントを紹介します。および分光コロナグラフ（SOHO/LASCO）、およびLOw周波数アレイ（LOFAR）によって観測されたメトリックタイプII電波バースト。LOFARは、タイプII電波バーストの基本波源と高調波源を干渉計で画像化し、プラズマ発光メカニズムから予想されるように、線源が共空間的ではないように見えることを明らかにしました。乱流プラズマ中の電子密度変動による電波の散乱を説明するモデルを使用して、基本波と高調波の分離を補正します。これにより、タイプIIの電波源がジェットの上の$\sim$0.5R$_\odot$に位置し、$\sim$1000kms$^{-1}$の速度で伝搬したことを示すことができます。これは、$\sim$200kms$^{-1}$のジェット速度。これは、タイプIIバーストが低コロナのジェットによって駆動されたピストン衝撃によって生成されたことを示唆しています。
平均的な超粒子におけるプラズマの流れと音速の摂動
超粒子は、光球速度の特徴の空間スペクトルにピークを作成します。それらは対流細胞のいくつかの特性を持っていますが、それらの起源はまだ文献で議論されています。時間-距離日震学は、超粒子の深層構造を調査するのに適した方法を構成します。私たちの目的は、完全に一貫した時間距離逆法を使用して、平均的な超顆粒セル内の流れのモデルを構築することです。クロストークの正則化を伴うマルチチャネル減算最適ローカライズ平均反転法を使用しました。差と平均移動時間平均ジオメトリを組み合わせました。この方法論を、10000を超える個々の超顆粒細胞の平均移動時間マップに適用しました。これらの細胞は、ディスクの中心の周りの64の静かな日について計算された移動時間マップで自動的に検出されました。アンサンブル平均化法により、信号対雑音比を大幅に改善し、平均的な超粒子内の流れの鮮明な画像を取得できます。深さとともに急速かつ単調に弱まる地表近くの発散水平流を発見しました。彼らは約7mmの深さで特に弱くなり、そこでは明らかに符号を切り替えさえしました。垂直成分について学ぶために、表面からの連続の方程式を統合しました。鉛直流の導出された推定値は、表面下の約5m/sから約3Mmの深さでの約35m/sへの表面下の増加と、それに続くより深い深さへの単調な減少を示した。鉛直流は正（上昇流）のままで、約15Mmの深さで背景と見分けがつかなくなった。さらに、縦方向の系統的な流れを検出しました。深さのあるこの体系的な流れのコースは、地下層の太陽の自転のモデルとよく一致しています。
低金属量環境における磁気的に層状の原始惑星状星円盤の噴火挙動
| Title |
Eruptive_Behavior_of_Magnetically_Layered_Protoplanetary_Disks_in_Low_Metallicity_Environments |
| Authors |
Kundan_Kadam,_Eduard_Vorobyov_and_\'Agnes_K\'osp\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05764 |
原始惑星系円盤は通常、中央の原始星から数auの距離にあるその中立面の近くに不感帯を形成します。このような磁気的に層状になった円盤を介した降着は本質的に不安定である可能性があり、若い恒星状天体の一時的な爆発と関連しています。低金属量環境が不感帯の構造に及ぼす影響と、その結果としての原始惑星系円盤の爆発挙動に関する最初の調査を提示します。原始惑星系円盤の形成とシンディスク限界における進化のグローバルな数値流体力学シミュレーションを実施しました。金属量の影響は、ディスクのガスと塵の不透明度、磁気的に活性な表面層の厚さ、および星前の雲のコアの温度への影響によって考慮されました。金属量の少ないディスクは、太陽の金属量に比べて、最も内側の領域にはるかに多くの質量を蓄積することを示しています。爆発段階の持続時間も金属量によって異なります-低金属量ディスクは、より短いバースト段階でより強力な光度噴火を示しました。これは、主にディスク進化の初期の埋め込み段階に限定されていました。雲のコア温度が高い最低の金属量ディスクは、最も大きな違いを示しました。爆発の発生は、低質量の星の周りの円盤では比較的まれであり、これは特に最低の金属量で当てはまりました。ディスク環境の金属含有量は、一時的な降着の観点から、ディスク構造と進化の両方に大きな影響を与える可能性があると結論付けています。
12個の銀河系超新星残骸の中の暴走星の探索
| Title |
A_search_for_runaway_stars_in_twelve_Galactic_supernova_remnants |
| Authors |
O._Lux,_R._Neuh\"auser,_M._Mugrauer,_and_R._Bischoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05771 |
暴走星は、複数の恒星系のコア崩壊超新星から生じる可能性があります。超新星がシステムを破壊すると、コンパニオンは以前の軌道速度で放出されます。逃走星を明確に特定することで、爆発の時間と場所、および超新星以前のバイナリシステムの軌道パラメータを得ることができます。以前の検索では、O型とB型の星は常に絶対的に若く（前駆体の寿命よりもそれほど古くない）、より遠い距離まで検出できるため、暴走星と見なされていました。ここでは、すべてのスペクトル型の暴走星の検索を示します。後期型の星の場合、リチウムテストから若い年齢を推測することができます。ガイアデータを使用して、近くの超新星残骸の逃走星候補を特定して特徴付け、VLTでUVESを使用して39個の星のスペクトルを取得し、すばる望遠鏡でHDSを取得し、6個の矮星のスペクトルでかなりの量のリチウムを見つけました。視線速度、大気パラメータ、リチウム存在量の測定を含むスペクトル分析を提示します。次に、ヘルツシュプルングラッセル図からターゲットの年齢を推定し、リチウムテストを使用して、有望な逃走星候補の選択を提示し、モデルの予想と比較して、放出される逃走星の数に制約を付けます。
大規模な固有速度場：ニュートン対相対論的処理
| Title |
Large-scale_peculiar_velocity_fields:_Newtonian_vs_relativistic_treatment |
| Authors |
Konstantinos_Filippou,_Christos_G._Tsagas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.01186 |
摂動解析を使用して、ニュートン重力の枠組み内での大規模な固有速度場の進化を研究し、対応する相対論的処理の結果と比較します。そうすることで、私たちは同じ数学的形式を使用し、同じ物理的アプローチを適用します。これにより、2つの処理を直接かつ透過的に比較できます。私たちの研究は、一方ではおなじみのニュートン流体の結果を回復および拡張し、他方では、ニュートン解析が相対論的アプローチと比較して、固有速度場の成長率を大幅に弱めることを示しています。これは、アインシュタインの理論ではなくニュートンの理論を使用することにより、宇宙論的な固有速度の全体的な運動学的進化を深刻に過小評価する可能性があることを意味します。私たちはまた、2つの理論がそのようなかなり異なる結果と結論に到達する理由を特定する立場にあります。
静止ブラックホールは、逆フープ関係${\calA}\leq{\calC}^2/\pi$によって特徴付けられると推測されます。ここで、${\calA}$と${\calC}$それぞれ、ブラックホールの表面積と、ブラックホールの地平線をあらゆる方向に巻き込むことができる最小のリングの円周長です。一般的なカー・ニューマン-（反）-ド・ジッターブラックホールがこの推測された面積-円周関係に準拠していることを明示的に証明します。
| Title |
Magnetars_and_Axion-like_Particles:_Probes_with_the_Hard_X-ray_Spectrum |
| Authors |
Jean-Fran\c{c}ois_Fortin,_Huai-Ke_Guo,_Steven_P._Harris,_Elijah_Sheridan,_Kuver_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05302 |
中性子星からの静止した硬X線と軟ガンマ線の放出は、アクシオンのような粒子（ALP）を探索するための有望なフロンティアを構成します。コアでのALP生成は、数keVから数百keVのエネルギーでピークに達します。その後、ALPは脱出し、磁気圏で光子に変換されます。放射率は$\simT^6$になりますが、変換確率は大きな磁場で強化され、コア温度が高く磁場が強いマグネターがALPのプロービングの理想的なターゲットになります。磁気圏でのALPの変換から生じる光子のエネルギースペクトルを計算し、そのようなデータが存在する8つのマグネターのセットについて、NuSTAR、INTEGRAL、およびXMM-Newtonからの硬X線データと比較します。上限は、ALP-核子およびALP-光子結合の積に設定されます。コアでの生成については、相対論的平均場理論によってモデル化された縮退核物質のALP放射率を注意深く計算します。中性子星コアの核子超流動による放射率の強力な抑制と同様に、1パイ中間子交換近似の改善による放射率の低下が組み込まれています。コアから恒星表面への定常熱伝達のさまざまなモデルに対応する、コア温度の範囲が考慮されます。私たちの扱いには、強く縮退した核物質の限界における$n+p\rightarrown+p+a$プロセスによる放射率の最初の計算も含まれます。その後の変換では、磁気圏でALPと光子を混合する連立微分方程式を解きます。変換は、双極子磁場と外部磁場によって誘発される光子屈折率との間の競合によって発生します。半解析式は、完全な数値結果とともに提供されます。
地球の衛星の軌道安定性に関する半分析的推定
| Title |
Semi-analytical_estimates_for_the_orbital_stability_of_Earth's_satellites |
| Authors |
Irene_De_Blasi_(1),_Alessandra_Celletti_(2),_Christos_Efthymiopoulos_(3)_((1)_Department_of_Mathematics,_University_of_Torino,_(2)_Department_of_Mathematics,_University_of_Roma_Tor_Vergata,_(3)_Department_of_Mathematics,_University_of_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05340 |
正規形の安定性の推定は、天体力学の基本的なツールであり、自然体と人工体の軌道の長期的な安定性を特徴づけるものです。高次の正規形の構造を使用して、地球の周りを周回する点質量衛星の軌道安定性について3つの異なる推定値を提供します。i）対応するハミルトニアンの高速角度を排除し、$H_{J_2}$を取得する正規形の構築により、$J_2$問題のフレームワーク内での準主軸の長期安定性を示します。ii）ハミルトニアンをラプラス面に適切に縮小した後、太陰太陽暦の摂動（「geolunisolar」ハミルトニアン$H_{gls}$）を含む世俗的なハミルトニアンモデルの離心率と傾斜の安定性を示します。iii）$H_{J_2}$モデルと$H_{gls}$モデルの両方で、世俗ハミルトニアンの可積分部分の凸性と急峻性の特性を数値的に調べます。これは、指数安定性に関するネホロシェフの定理を保持するための必要条件を反映しています。軌道の。$H_{J_2}$モデルは非凸ですが、「スリージェット」条件を満たすのに対し、$H_{gls}$モデルは、ハミルトニアンの可積分部分に太陰太陽暦の項を追加することで準凸を復元します。
中性子星としてのGW190814の二次成分に対する対称性エネルギーの影響
| Title |
Symmetry_energy_effect_on_the_secondary_component_of_GW190814_as_a_neutron_star |
| Authors |
Xuhao_Wu,_Shishao_Bao,_Hong_Shen,_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05476 |
質量2.50-2.67$M_{\odot}$のGW190814の二次成分は、バイナリコンパクトオブジェクトシステムでこれまでに観測された中で最も軽いブラックホールまたは最も重い中性子星である可能性があります。このような大規模な中性子星をサポートできる可能性のある状態方程式（EOS）を調べるために、密度依存のアイソベクトル結合定数を持つ相対論的平均場モデルを適用して、中性子星の物質を記述します。許容可能なEOSは、いくつかの制約を満たす必要があります。EOSモデルは、核の十分な記述を提供できます。最大質量$M_\textrm{TOV}$が2.6$M_{\odot}$を超えています。標準的な1.4$M_{\odot}$中性子星$\Lambda_{1.4}$の潮汐変形能は、GW170817からの制約された範囲内にあるはずです。この論文では、核対称エネルギーとその密度依存性が、中性子星物質のEOSを決定する上で重要な役割を果たすことを発見しました。2.6$M_{\odot}$の質量と潮汐変形性$\Lambda_{1.4}=616_{-158}^{+273}$からの制約（GW190814が中性子星-ブラックホールであるという仮定に基づく）バイナリ）は、対称エネルギーの傾き$L\leq50$MeVとして満たすことができます。低密度でEOS剛性を抑制するGW170817からの$\Lambda_{1.4}=190_{-120}^{+390}$の制約を含めても、GW190814の二次成分が巨大な中性子星である可能性を排除することはできません。この研究では。
不活性、滅菌、または一重項スカラー、または$\phi^3+\phi^4$理論とさまざまに呼ばれる、$Z_2$対称性のない、一般的な実数スカラー場の熱相転移を研究します。このようなスカラー場は、インフラトンやダークセクターへのポータルなど、さまざまなモデルで発生します。高温では、3次元の効果的な理論に一致する次元削減を実行し、それを摂動と格子の両方で研究します。大きなツリーレベルの3次結合を伴う、強力な1次遷移の場合、ラティスモンテカルロシミュレーションは、誤差内の摂動理論と一致します。ただし、3次結合のサイズが小さくなると、4次結合に比べて摂動理論の信頼性が低下し、遷移が2次である$Z_2$対称限界へのアプローチで完全に崩壊します。それにもかかわらず、くりこみ群は摂動論の有効性を大幅に拡張することが示されています。この記事が他の理論における同様の計算のガイドとして役立つように、全体を通して、私たちの計算は可能な限り明示的に行われます。
ラセレナデータサイエンススクール：ビッグデータ時代の学際的な実践教育
| Title |
La_Serena_School_for_Data_Science:_multidisciplinary_hands-on_education_in_the_era_of_big_data |
| Authors |
A._Bayo,_M._J._Graham,_D._Norman,_M._Cerda,_G._Damke,_A._Zenteno,_and_C._Ibarlucea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05638 |
LaSerenaSchoolforDataScienceは、これまでに6つのエディションと一定の形式の学際的なプログラムです。10〜14日間、$\sim$30の学生のグループ（米国から15人、チリから15人、カリブ海諸国から1〜3人）。）と$\sim$9の教員がラセレナ（チリ）に集まり、天文学と生物科学への応用に重点を置いたデータサイエンスの集中プログラムを完了します。学生は理論的および実践的なセッションに参加し、早い段階から、実際のデータサイエンスの問題について（教員からの）「メンター」と一緒に学際的なグループで作業します。学校のSOCとLOCは、多様性を最大化するための学生選択ガイドラインを作成しました。このプログラムは、高いオーバーサブスクリプション率（ファクター5〜8）と、卒業生だけでなく、彼らと連絡を取り合っている現在および以前の教員からの多数の肯定的な証言によって証明されるように、非常に成功しています。
相対論的気泡壁からの暗黒物質の生成
この論文では、初期宇宙における一次相転移（FOPT）中に観測された暗黒物質（DM）の熱的残存粒子を生成するための新しいメカニズムを提示します。超相対論的速度での気泡膨張は、遷移のスケールよりもはるかに大きな質量を持つDM粒子の存在量につながる可能性があることを示します。一般的な相転移と電弱相転移の文脈で、この非熱的生成メカニズムを研究します。ヒッグスポータルDMへのメカニズムの適用と確率的重力背景の信号について説明します。
宇宙論は、初期の宇宙の密度が高いため、長距離の相互作用の影響を研究するのに非常に適しています。この記事では、フェルミ粒子系のエネルギー密度と状態方程式が、宇宙スケールよりもはるかに小さい範囲のスカラー長距離相互作用の存在下で、一般的に想定されている理想気体の形からどのように分岐するかを探ります。このシナリオでは、「小規模」規模の物理学が最大規模の観測に影響を与える可能性があります。ベンチマークとして、私たちは形式主義を自己相互作用ニュートリノに適用し、現在および将来の宇宙論的データの分析を実行します。我々の結果は、現在の宇宙論的ニュートリノ質量限界が長距離相互作用の存在下で完全に回避され、近い将来、実験室ニュートリノ質量検出の可能性を開くことを示しています。また、ニュートリノ実験室実験と将来のEUCLID調査の間の興味深い相補性を示しています。
