| Title |
Towards_Cosmological_Simulations_of_Dark_Matter_on_Quantum_Computers |
| Authors |
Philip_Mocz_(Princeton),_Aaron_Szasz_(Perimeter_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05821 |
古典的なコンピューターでの最先端の宇宙論的シミュレーションは、時間、エネルギー、およびメモリ使用量によって制限されます。量子コンピューターは、指数関数的に少ないエネルギーとメモリを使用して、従来のコンピューターよりも指数関数的に高速に計算を実行でき、統計的に代表的な宇宙ボリューム内の宇宙の構造のダイナミックレンジ全体を正確にキャプチャする非常に大規模なシミュレーションを可能にします。ただし、すべての計算タスクが「量子超越性」を示すわけではありません。量子回路は量子状態に線形に作用するため、非線形性（宇宙論的シミュレーションでの自己重力など）は大きな課題となります。ここでは、この課題を克服し、ハイブリッド量子古典変分アルゴリズムフレームワーク（Lubasch2020）に基づいて、自己重力暗黒物質の進化のための（非線形）シュレディンガー-ポアソン方程式を解くための1つの潜在的なアプローチの概要を説明します。概念実証の模擬量子シミュレーションを使用してこの方法を示し、量子コンピューターがいつか暗黒物質のシミュレーションをリードする未来を想定しています。
ハッブル定数とIa型超新星の絶対等級のモデルに依存しない測定
| Title |
Model-independent_measurement_of_the_Hubble_Constant_and_the_absolute_magnitude_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Jian-Chen_Zhang,_Kang_Jiao,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05897 |
この作業では、ハッブル定数$H_0$を制約するために、宇宙論モデルに依存しない非局所的な方法を提案します。Weietal。によって定義されたHII銀河（HIIGx）の「シフトされた」ハッブル図の準宇宙論モデルに依存しない$H_0$フリーの特性に触発されました。（2016）、パラメトリックタイプIa超新星（SNIa）ハッブル図（例：ジョイント-光度曲線-分析サンプル、JLA）を使用して共同分析し、ハッブル定数のベイズ推定を取得します、$H_0=71\pm20\\mathrm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$。大きな不確実性はありますが、$H_0$はSNIaのBバンド絶対等級（$M_B$）でのみ強く縮退しますが、他の妨害パラメータにはほとんど依存しません。したがって、宇宙論的で$H_0$に依存しない方法で、$M_B$の厳しい制約によって、精度を同時に向上させることができます。この方法をさらに拡張して、より高い赤方偏移で他のハッブル図を使用することにより、より文字通り非局所的な$H_0$の結果を得ることができます。
ビリアル半径までの47個の銀河団と銀河団のガスエントロピープロファイルの研究
| Title |
A_Study_of_Gas_Entropy_Profiles_of_47_Galaxy_Clusters_and_Groups_Out_to_the_Virial_Radius |
| Authors |
Zhenghao_Zhu_(1),_Haiguang_Xu_(1_and_2),_Dan_Hu_(1),_Chenxi_Shan_(1),_Yongkai_Zhu_(1),_Shida_Fan_(1),_Yuanyuan_Zhao_(1),_Liyi_Gu_(3_and_4),_Xiang-Ping_Wu_(5)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(2)_IFSA_Collaborative_Innovation_Center,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(3)_RIKEN_High_Energy_Astrophysics_Laboratory,_(4)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(5)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05947 |
ウォーカーらに提示されたものなどのいくつかの観察。銀河団ガス（ICM）の観測されたエントロピープロファイルが、断熱シミュレーションのべき乗則予測から逸脱していることを示しています。これは、シミュレーションにはない非重力プロセスがICMの進化において重要である可能性があることを意味し、偏差を定量化することにより、ICMのフィードバックエネルギーを推定し、それをのプローブとして使用できる可能性があります。非重力プロセス。この問題に対処するために、チャンドラ、XMM-ニュートン、および/またはスザクで少なくとも$\simr_{500}$まで観測された、47個の銀河団およびグループのサンプルのICMエントロピープロファイルを計算します。ベイズ統計を介して観測されたガス温度と表面輝度プロファイルに適合するように、重力プロセスと非重力プロセスの両方の効果を組み込む物理モデル。系統的誤差の影響を注意深く評価した後、モデルの最適な結果で得られたガスエントロピープロファイルは、ビリアル半径付近のシミュレーションで予測されたべき乗則プロファイルと一致していることがわかりましたが、以前に報告された平坦化されたプロファイルは説明できますガス凝集効果を導入することにより、サンプルの19個の発光ターゲットでその存在が確認されました。粒子あたりの総フィードバックエネルギーを計算すると、中心の$\sim10$keVから$\sim0.35$$r_{200}$でほぼゼロに減少し、$\sim0.35$$の外側のゼロと一致していることがわかります。r_{200}$は、最も明るいクラスター銀河でホストされている超大質量ブラックホールのフィードバック効率$\sim0.02$の上限を意味します。
宇宙ウェブのフィラメントの磁場に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_magnetic_field_in_filaments_of_the_cosmic_web |
| Authors |
Nicola_Locatelli,_Franco_Vazza,_Annalisa_Bonafede,_Serena_Banfi,_Gianni_Bernardi,_Claudio_Gheller,_Andrea_Botteon,_Timothy_Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06051 |
強い降着衝撃は、シンクロトロン電波放射を通して、宇宙ウェブのフィラメントに囲まれた暖かくて熱い銀河間媒体を照らすと予想されます。それらの高感度を考えると、低周波の大規模な無線施設は、2つの近くの巨大な銀河団の間の領域からのこの拡張された電波放射の兆候をすでに検出できる可能性があります。この作業では、比較的近い（$\simeq10$Mpc）と大きい（$M_{500}\geq10^{14}M_\odot$）の2つのペアの深い観測による、このような拡散放射の非検出を利用します。LOw-FrequencyARray（LOFAR）を使用した銀河団。2つの推定クラスター間フィラメントの結果を組み合わせることにより、銀河間磁場の強度の中央値に対する新しい独立した制約を導き出します。$B_{\rmMpc}<2.5\times10^2\、\rmnG\、（95\％\、\rmCL）$。宇宙論的シミュレーションに基づいて、B磁場の原始起源を仮定すると、これらの推定値を使用して、原始シード磁場の振幅を制限できます：$B_0\leq10\、\rmnG$。銀河系外磁場の振幅に厳しい制約を設定するための強力なツールとして、同様のクラスターペアを観察することをお勧めします。
HOLISMOKES-V.II型超新星のマイクロレンズ法と分光学的位相回復による時間遅延推論
| Title |
HOLISMOKES_--_V._Microlensing_of_type_II_supernovae_and_time-delay_inference_through_spectroscopic_phase_retrieval |
| Authors |
J._Bayer,_S._Huber,_C._Vogl,_S._H._Suyu,_S._Taubenberger,_D._Sluse,_J._H._H._Chan_and_W._E._Kerzendorf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06229 |
Ia型超新星（SNeIa）の以前のマイクロレンズ研究を拡張した、マイクロレンズ効果を組み込んだ時間遅延宇宙誌のために、強く重力レンズ化されたII型超新星（LSNeII）を調査します。放射伝達コード${\rm\smallTARDIS}$を使用して、光度曲線のプラトーフェーズ内のさまざまな時間にプロトタイプSN1999emの5つのスペクトルを再現します。スペクトルと光度曲線のマイクロレンズによる変形は、コード${\rm\smallGERLUMPH}$で生成された倍率マップにSNを配置することによって計算されます。マイクロレンズがカラーカーブに与える影響を調べたところ、プラトーフェーズの調査時間間隔中にマイクロレンズに強い影響がないことがわかりました。カラーカーブは、強度プロファイルのほとんど無彩色の振る舞いのために、マイクロレンズによって弱く影響を受けるだけです。ただし、色曲線に非線形構造がないため、減光差が存在する可能性があるため、時間遅延測定が困難になります。したがって、マイクロレンズ法とガウスノイズの影響下で、スペクトル吸収線を介したSN位相推定をさらに調査します。爆発後の時間の経過とともにスペクトルの特徴がより長い波長にシフトするにつれて、特定の吸収線の測定された波長は、SNのエポックに関する情報を提供します。次に、2つの観測されたレンズ画像の取得されたエポック間の比較により、画像の時間遅延が得られます。スペクトル特徴を使用する位相回復方法は、不確実性$\small{\lesssim}$2日で正確な遅延をもたらし、有望なアプローチであることがわかりました。
彗星C / 2011 J2（LINEAR）：測光と恒星通過
| Title |
Comet_C/2011_J2_(LINEAR):_Photometry_and_Stellar_transit |
| Authors |
Oleksandr_Ivanova,_Serhi_Borysenko,_Evgenij_Zubko,_Zuzana_Seman_Kri\v{s}andov\'a,_J\'an_Svore\v{n},_Aleksandr_Baransky,_Maksim_Gabdeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05837 |
2013年2月から2014年12月までの近日点通過前後のC/2011J2彗星（LINEAR）の2年間の測光モニタリングの結果を紹介します。観測は広帯域Rフィルターを使用して実施されました。彗星C/2011J2（LINEAR）の観測結果の分析により、幾何アルベドと位相暗化係数の関数として核半径を推定することができます。さらに、私たちの観測は彗星の分裂を示しました。プライマリC/2011J2核に追加されたフラグメント（B）が明確に検出されました。相対速度は0.17''/日近くと推定されています。Afrhoパラメータを導出し、観測の実行全体にわたって彗星C/2011J2（LINEAR）のダスト生成率を推定します。2014年9月18日から2014年11月5日までの間に、核が分裂したと思われる時期に、Afrhoパラメーターの顕著な増加が見られました。2014年9月28日、C/2011J2彗星（LINEAR）の核付近で、16等星（USNO-A21275-18299027）の通過を観測しました。コマの光学的厚さ0.034を取得します。このような光学的厚さに対応する充填率fは、彗星の塵の幾何アルベドに関する合理的な仮定の下で、Afrhoパラメーターから導出できる値と定量的によく一致しています。
ガイア初期データリリース3：銀河系アンチセンター
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_The_Galactic_anticentre |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_T._Antoja,_P._McMillan,_G._Kordopatis,_P._Ramos,_A._Helmi,_E._Balbinot,_T._Cantat-Gaudin,_L._Chemin,_F._Figueras,_C._Jordi,_S._Khanna,_M._Romero-Gomez,_G._Seabroke_(and_about_400_additional_authors) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05811 |
私たちは、天の川の構造と進化の研究のために、ガイア初期データリリース3（EDR3）の科学的可能性を実証することを目指しています。位置天文位置、固有運動、視差、およびEDR3の測光を使用して、さまざまな母集団とコンポーネントを選択し、反中心の方向の距離と速度を計算しました。現在の円盤の擾乱、初期降着星とその場星の空間的および運動学的分布、円盤の外側部分の構造、散開星団バークレー29とソーラー1の軌道を調べます。）銀河円盤のダイナミクスは、垂直方向の非対称性と非常に複雑であり、新しい相関関係には、大きな角運動学を持つ円盤星が平面の下から垂直に上向きに移動する双峰性や、わずかに低い角運動学を持つ円盤星が優先的に下向きに移動するなどがあります。ii）ディスクの外側部分の運動学的下部構造（対角隆起）を初めて解決します。iii）ガイア-エンセラダス-ソーセージとの合併時に存在していた銀河円盤の原始銀河円盤に関連付けられていた赤いシーケンスは、現在、約14kpcまで放射状に集中していますが、破片に関連付けられている青いシーケンス衛星のそれを超えて拡張します。iv）平面の上下両方の外側の円盤に密度構造があり、おそらくいっかくじゅう座、アンチセンターストリーム、およびTriAndに関連しており、ガイアデータにより候補メンバーの星の徹底的な選択と動的研究が可能です。v）散開星団Berkeley〜29とSaurer〜1は、銀河中心から遠く離れた場所にありますが、ほぼ円形の円盤状の軌道上にあります。もう一度、ガイアが私たちの銀河のさまざまな部分とそのグローバルな構造と歴史との関係を理解するためにどのように重要であるかを示します。
OH Megamaser IRAS 10597 + 5926のアパーティフビュー：広域HI調査におけるOH 18cm衛星線
| Title |
Apertif_view_of_the_OH_Megamaser_IRAS_10597+5926:_OH_18_cm_satellite_lines_in_wide-area_HI_surveys |
| Authors |
Kelley_M._Hess,_H._Roberts,_H._D\'enes,_B._Adebahr,_J._Darling,_E._A._K._Adams,_W._J._G._de_Blok,_A._Kutkin,_D._M._Lucero,_Raffaella_Morganti,_V._A._Moss,_T._A._Oosterloo,_R._Schulz,_J._M._van_der_Hulst,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_M._Ivashina,_G._Marcel_Loose,_Yogesh_Maan,_\'A._Mika,_H._Mulder,_M._J._Norden,_L._C._Oostrum,_M._Ruiter,_Joeri_van_Leeuwen,_N._J._Vermaas,_D._Vohl,_S._J._Wijnholds,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05818 |
非ターゲットApertif広域銀河外調査（AWES）で、z=0.19612のIRAS10597+5926に関連する1667および1665MHzでの2つの主要なOHメーザーラインの偶然の検出と、それに続くOH1612MHz衛星の測定を示します。同じソースの行。log（L/L_Sun）=3.90+/-0.03の合計OH光度で、IRAS10597+5926は既知の4番目に明るいOHメガマー（OHM）です。R_1612>45.9の1667/1612比の下限を測定します。これは、これまでに1612MHzOH衛星回線で測定された最高の制限比です。OH衛星ライン測定は、OHメーザーポンピングメカニズムの詳細なモデルを比較するための潜在的に価値のある制約を提供します。光学画像は、銀河が後期段階の合併である可能性が高いことを示しています。公開されている赤外線および遠赤外線フラックスに基づいて、銀河はlog（L_TIR/L_Sun）=12.24の超高光度赤外線銀河（ULIRG）であり、推定星形成率179+/-40M_Sunの星バーストを受けていることがわかります。/年。これらのホスト銀河の特性は、非常に明るいOHM放射の原因となる物理的条件と一致しています。最後に、AWESで検出される可能性のあるOHメーザーの予測数に関する最新情報を提供し、個々のメインおよび衛星OH18cmラインのそれぞれで検出されるOHメーザーの総数を推定します。
1.0
銀河が進化するにつれて、半旗の半径、中心の質量密度（$\Sigma_1$）、および色のグラデーションがどのように変化するかを調べます。$\sim7,000$銀河を同様のスペクトル形状を持つ16のグループに分類します。各グループは、異なる進化段階を表しています。さまざまな銀河タイプが、サイズ-質量と$\Sigma_1$-質量空間の両方のさまざまな領域に存在することがわかります。9つの星形成グループは、統合された星形成$\Sigma_1$-質量関係に沿って存在します。しかし、これらの星形成グループは、静止したサイズと質量の関係に似た傾きで、サイズと質量の平面で急な平行関係を形成します。これらの急な傾斜は、星形成$\Sigma_1$-質量関係とその散乱の変換として説明できます。3種類の遷移銀河を特定します。緑の谷とスターバースト後の銀河も同様にコンパクトで$z>1.5$です。ただし、それらの明確な色のグラデーションは、2つの集団が消光への異なる経路を表していることを示しています。スターバースト後の銀河は、フラットな色のグラデーションとコンパクトな構造を持っており、構造の変化を必要とし、主に高赤方偏移で動作する高速消光経路と一致しています。緑の谷の銀河は負の色のグラデーションを持っており、赤方偏移が低くなるほど大きく、数も多くなります。これらの銀河は、大きな構造変化を伴わずにゆっくりと急冷することと一致しています。$z\gtrsim2$にあるほこりっぽい星形成銀河は非常にコンパクトであり、スターバースト後の銀河の前の「バースト」を表している可能性があります。$z\lesssim2$では、ほこりっぽい星形成銀河が拡張され、ゆっくりとした消光と一致する浅い色のグラデーションがあります。私たちの結果は、星形成銀河が（a）静止に必要な高い$\Sigma_1$値に自然に達するか、（b）圧縮タイプのイベントが急速に$\Sigma_1を増加させるまで、\sig-mass関係を徐々に上っていくことを示唆しています。$。
最小質量での銀河形成における散乱の定量化
| Title |
Quantifying_scatter_in_galaxy_formation_at_the_lowest_masses |
| Authors |
Ferah_Munshi,_Alyson_Brooks,_Elaad_Applebaum,_Charlotte_Christensen,_Jordan_P._Sligh,_T._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05822 |
矮小銀河の恒星質量とハロー質量（SMHM）の関係を、ピークハロー質量がM$_{\rmピーク}=10^{11}$M$_{\odot}$のシミュレートされた銀河を使用して予測します。M$_{\rmピーク}=$10$^7$M$_{\odot}$までの超微弱な矮小銀河の範囲。私たちのシミュレートされた矮星は、M$_{\rmstar}=$790M$_{\odot}$から$8.2\times10^8$M$_{\odot}$の恒星の質量を持ち、対応する$V$バンドがあります$-2$から$-18.5$までの大きさ。M$_{\rmピーク}>10^{10}$M$_{\odot}$の場合、シミュレートされたSMHM関係は、0.3dexの小さなばらつきを示すなど、文献の決定と一致します。ただし、SMHM関係のばらつきは、質量の小さいハローで増加します。最初に、シミュレートされた星の種族を含む十分に分解されたハローの結果を示しますが、ハローが銀河をホストするかどうかは本質的に質量分解能に依存することを認識しています。したがって、確率モデルを採用して、解像度の制限を下回る「暗い」ハローを作成し、SMHM関係の「固有の」勾配と散乱を予測します。線形に成長する対数正規散乱を恒星の質量に適合させます。これは、M$_{\rmピーク}$$=$10$^8$M$_{\odot}$で1デックス以上に成長します。私たちのシミュレーションによって精査されたSMHM関係の最も弱い端では、銀河はその光度だけに基づいて固有のハロー質量を割り当てることはできません。代わりに、結果に従って低質量ハローを確率的に配置する式を提供します。最後に、対数正規散乱の増加により、予測された恒星質量関数のかすかな端の傾きが急になることを示します。
TMC-1のGOTHAM観測における星間トランスシアノビニルアセチレン（HCCCH = CCHCN）とビニルシアノアセチレン（H $
_2 $ C = CHC $ _3 $ N）の発見
| Title |
Discovery_of_Interstellar_trans-cyanovinylacetylene_(HCCCH=CCHCN)_and_vinylcyanoacetylene_(H$_2$C=CHC$_3$N)_in_GOTHAM_Observations_of_TMC-1 |
| Authors |
Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_A._Loomis,_Andrew_M._Burkhardt,_Ilsa_R._Cooke,_Ci_Xue,_Mark_A._Siebert,_Christopher_N._Shingledecker,_Anthony_Remijan,_Steven_B._Charnley,_Michael_C._McCarthy_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05858 |
100mグリーンバンク望遠鏡を使用したTMC-1に対するGOTHAM深部調査の2回目のデータリリースを使用して、2つの不飽和有機種、trans-（E）-シアノビニルアセチレンとビニルシアノアセチレンの発見を報告します。両方の検出で、マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用して速度スタッキングと整合フィルター分析を実行し、trans-（E）-シアノビニルアセチレンでは、低い信号対雑音比（${\sim}$3$\）で3本の回転線が観察されました。sigma$）。この分析から、ビニルシアノアセチレンとトランス-（E）-シアノビニルアセチレンについて、それぞれ$2\times10^{11}$と$3\times10^{11}$cm$^{-2}$のカラム密度を導き出します。トランス-（Z）-シアノビニルアセチレンの場合、$<2\times10^{11}$cm$^{-2}$の制限。G3//B3LYPの半経験的熱化学計算との比較は、[H$_3$C$_5$N}]異性体の存在量が熱力学的安定性と一致せず、代わりにそれらの存在量が主にダイナミクスによって駆動されることを示しています。これらの種がTMC-1でどのように形成されるかについて、シアン化ビニル（CH$_2$=CHCN）などの関連種を参照して説明します。この議論の一環として、CH$_2$=CHCNの水素化生成物であるシアン化エチル（CH$_3$CH$_2$CN）について同じ分析を実行しました。この分析は、4.17$\sigma$の有意性で-$<4\times10^{11}$cm$^{-2}$の列密度の上限の証拠を提供します。このソースに対する以前の上限よりも1桁低い。
SIRIUSプロジェクトII：星団の平滑化粒子流体力学/ N体シミュレーションのための新しいツリーダイレクトハイブリッドコード
| Title |
SIRIUS_project_II:_a_new_tree-direct_hybrid_code_for_smoothed_particle_hydrodynamics/N-body_simulations_of_star_clusters |
| Authors |
M.S.Fujii,_T._R._Saitoh,_L._Wang,_Y._Hirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05934 |
星団は、分子雲内の星形成のクラスター化によって形成されます。星団がまだ周囲のガスに埋め込まれている初期段階での星団の動的進化を理解するためには、ガスと星の両方を含むシステムでも、重力による軟化なしに個々の星団を正確に統合する必要があります。現実的な質量関数で個々の星をモデル化するように。新しいツリーダイレクトハイブリッド平滑化粒子流体力学/N体コードASURA+BRIDGEを開発します。このコードでは、重力なしで、直接$N$-bodyスキームまたはPeTar、粒子-粒子粒子-ツリースキームコードを使用して星が統合されます。軟化。ASURA+BRIDGEでは、星は与えられた初期質量関数からランダムに引き出された質量を持っていると想定されています。このコードを使用して、重力による軟化なしに分子雲から開始して星団形成シミュレーションを実行します。軟化を使用しないと、軟化による星団中心の人工高密度コアが消失することがわかります。さらに、星団が小さな塊の合併によって構築されていることを示します。私たちのシミュレーションで形成された星団には、数から100auの準主軸を持ついくつかの動的に形成されたバイナリが含まれ、バイナリの割合はより重い星の方が高くなります。
Kilo-Degree Survey Data Release 4の明るい銀河サンプル：選択、測光赤方偏移、および物理的特性
| Title |
Bright_galaxy_sample_in_the_Kilo-Degree_Survey_Data_Release_4:_selection,_photometric_redshifts,_and_physical_properties |
| Authors |
M._Bilicki,_A._Dvornik,_H._Hoekstra,_A.H._Wright,_N.E._Chisari,_M._Vakili,_M._Asgari,_B._Giblin,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_B.W._Holwerda,_A._Hopkins,_H._Johnston,_A._Kannawadi,_K._Kuijken,_S.J._Nakoneczny,_H.Y._Shan,_A._Sonnenfeld,_E._Valentijn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06010 |
Kilo-DegreeSurvey（KiDS）DataRelease4（DR4）の$ugriZYJHK_\mathrm{s}$測光を使用して選択された、正確で正確な測光レッドシフト（photo-zs）を備えた明るい銀河サンプルを紹介します。非常に純粋で完全なデータセットは、$r<20$magでフラックス制限され、$\sim1000$deg$^2$をカバーし、アーティファクトマスキング後に約100万個の銀河を含みます。ANNz2ソフトウェアに実装された教師あり機械学習ニューラルネットワークアルゴリズムを使用してphoto-zsを決定するためのキャリブレーションとして、GalaxyAndMassAssembly（GAMA）分光法とのオーバーラップを活用します。photo-zsの平均誤差は$|\langle\deltaz\rangle|です。\sim5\times10^{-4}$および低散乱（$\sim0.018（1+z）$のスケーリングされた平均絶対偏差）。どちらも$r$バンドの大きさと$0.05のphoto-zに実質的に依存しません。<z_\mathrm{phot}<0.5$。これらを9バンド測光と組み合わせると、サンプル全体のロバストな絶対等級と恒星の質量を推定できます。これらのデータの有用性を示すために、データセットを赤と青の銀河に分割し、それらをレンズとして使用して、5つの恒星質量ビンについてそれらの周りの弱い重力レンズ効果信号を測定します。これらの高精度測定にハローモデルを適合させて、青銀河と赤銀河の恒星-質量-ハロー-質量の関係を制約します。高い恒星質量（$M_\star>5\times10^{11}M_\odot$）の場合、赤い銀河は、同じ恒星質量を持つ青い銀河が占める暗黒物質ハローよりもはるかに重い暗黒物質ハローを占めることがわかります。。ここに示されているデータは、KiDSWebページを介して公開されます。
複数の高速シンチレータのASKAP観測により、1度の長さのプラズマフィラメントが明らかに
| Title |
ASKAP_observations_of_multiple_rapid_scintillators_reveal_a_degrees-long_plasma_filament |
| Authors |
Yuanming_Wang,_Artem_Tuntsov,_Tara_Murphy,_Emil_Lenc,_Mark_Walker,_Keith_Bannister,_David_L._Kaplan,_Elizabeth_K._Mahony |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06048 |
時間のタイムスケールで無線変数を検索したオーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダーの結果を示します。30度$^2$のフィールドで、945MHzの中心周波数で、数日から数か月の間隔で複数の10時間の観測を行い、ターゲットを絞らない検索を実行しました。$\sim200\、\mu$Jy/beamの感度を持つ15分のモデル減算画像から6つの高速シンチレータを発見しました。それらのうちの2つは、変調指数が最大$\sim40\％$で、タイムスケールが数十分と短い極端な時間内変数です。変数のうちの5つは、角度幅$\sim1$arcmin、長さ$\sim2$度で空に線形に配置されており、それらの前に巨大なプラズマフィラメントが存在することを示しています。このプラズマの運動学的モデルは、ソースのシンチレーションレートの年次変調から導き出され、その可能性のある物理的特性を推定しました。距離は$\sim4$pc、長さは$\sim0.1$pcです。散乱スクリーンで観察された特性は、時間内変動の原因に関する公開された提案と互換性がなく、根本的な現象が冷たい潮流であるという新しい画像を提案することになります。同じプラズマスクリーンの背後で複数のシンチレータが検出されたのはこれが初めてであり、シンチレーションの強化に関与する散乱媒体の形状を直接洞察することができます。
空間的に分解された星形成履歴によるIa型超新星遅延時間の制約
| Title |
Constraining_Type_Ia_Supernova_Delay_Time_with_Spatially_Resolved_Star_Formation_Histories |
| Authors |
Xingzhuo_Chen,_Lei_Hu,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06242 |
MUSEとMaNGAからの空間的に分解されたSN〜Iaホスト銀河スペクトルを使用して、Ia型超新星（SNe〜Ia）の遅延時間分布（DTD）推定値を提示します。k-meansと地球移動距離（EMD）に基づくグループ化アルゴリズムを採用することにより、ホスト銀河星形成履歴（SFH）を空間的に異なる領域に分離し、最尤法を使用してSNeIa前駆体のDTDを制約しました。$DTD（t）\proptot^{s}（t>\tau）$の形式のべき乗則モデルを使用すると、SN率の減衰勾配$s=-1.41^{+0.32}_{が見つかりました。-0.33}$と遅延時間$\tau=120^{+142}_{-83}Myr$。さらに、べき乗則モデルや2成分べき乗則モデルなどの他のDTDモデルをテストしたところ、これらの代替モデルに対する統計的に有意なサポートは見つかりませんでした。
コンパクトなバイナリイジェクタに関連する不透明度のプラズマ内研究
| Title |
In-plasma_study_of_opacity_relevant_for_compact_binary_ejecta |
| Authors |
Angelo_Pidatella,_Sergio_Cristallo,_Alessio_Galat\`a,_Marco_La_Cognata,_Maria_Mazzaglia,_Albino_Perego,_Roberta_Spart\`a,_Aurora_Tumino,_Diego_Vescovi_and_David_Mascali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05814 |
INFNプロジェクトPANDORA_Gr3（天体物理学のためのプラズマ、核崩壊観測および考古学のための放射）およびマルチメッセンジャー天文学の文脈において、我々は、典型的な熱力学的条件に似た環境での実験室プラズマの不透明度調査の実現可能性研究を提案します。少なくとも中性子星を含むコンパクトなバイナリマージの噴出物。キロノバの物理学、合併後の電磁過渡現象についての知識を深めることを目指しています。これは、r過程元素合成によって生成された宇宙の重い原子核の起源の研究に関連しています。この論文では、将来の実験室での不透明度分光測定のための可能な実験設定に照らして考慮されたいくつかの物理学の場合の数値シミュレーションの予備的な結果を提示します。
ディスクの引き裂き：歪んだディスクの不安定性の数値的調査
一連のパラメータをカバーする回転するブラックホールの周りのずれたディスクの数値シミュレーションを提示します。以前のシミュレーションでは、強制歳差運動によって強く歪んだディスク（この場合は回転するブラックホールからのレンス・ティリング効果）が、短いタイムスケールで準独立して動作できる個別のディスクまたはリングに分解される可能性があることが示されています。ここで紹介するシミュレーションでは、薄くて傾斜の大きいディスクは、厚いディスクや傾斜の小さいディスクよりもディスクが裂けやすいことを確認し、ディスク粘度パラメータの値が低いと、ワープ振幅が低くなると不安定になることを示しています。これは、歪んだディスク方程式の詳細な安定性解析と一致しています。数値シミュレーションで見られた不安定性の成長率は、広範囲のパラメーターにわたって類似しており、予測された成長率と同じオーダーであることがわかります。ただし、粘度パラメータによる成長率の予想される傾向は見つかりませんでした。これは、成長率が数値分解能の影響を受けること、または最も速く成長するモードの波長がローカルディスクパラメータの関数であることを示している可能性があります。最後に、歪んだディスク方程式の局所安定性解析によって予測されるよりも高い粘度パラメータを持つディスクでは、ディスクの裂けが発生する可能性があることもわかりました。この場合、不安定性は、低粘度のディスクで通常発生するディスクのねじれの大きな変化ではなく、ディスクの局所的なディスクの傾きに大きな変化をもたらすさまざまな形で現れます。
ディスクの引き裂き：ブラックホールの降着とAGNの変動性への影響
ブラックホールの周りの降着円盤は、宇宙で最も明るい物体のいくつかに電力を供給します。ブラックホールのスピンにずれているディスクは、Lense-Thirring歳差運動によって時間の経過とともに歪む可能性があります。最近の研究では、強く反ったディスクが不安定になり、ディスクが個別のリングに分裂して、より動的で可変的な降着流が生成される可能性があることが示されています。コンパニオンペーパーでは、この不安定性とその結果生じるダイナミクスの数値シミュレーションを紹介します。この論文では、活動銀河核（AGN）の変動性に特に焦点を当てて、ブラックホールシステムの降着に対するこのダイナミクスの影響について説明します。変動が現れる可能性のあるタイムスケールと、ブラックホールのスピン軸に対する観測者の向きの影響について説明します。円盤の反りが円盤の内縁近くで不安定な場合、内側の円盤の準周期的な振る舞いが見られます。これは、たとえばセイファート2銀河GSN069やRXの銀河核で観測された最近の準周期的な噴火を説明している可能性があります。J1301.9+2747。これらの噴火は、一部のX線連星（GRS1915+105やIGRJ17091-3624など）で観察される「ハートビート」モードに類似していると考えられています。不安定性がディスクのより大きな半径で現れるとき、中央降着率は、例えば、変化する外観のAGNに見合ったタイムスケールで変化する可能性があることがわかります。したがって、降着するブラックホールシステムの変動特性のいくつかは、ディスクが大幅に歪んでディスクが裂けることによって説明される可能性があることを示唆しています。
マグネターの運動からの周期的な高速電波バーストの放射特性：動的モデルのテスト
| Title |
Emission_Properties_of_Periodic_Fast_Radio_Bursts_from_the_Motion_of_Magnetars:_Testing_Dynamical_Models |
| Authors |
Dongzi_Li,_J._J._Zanazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05836 |
周期的な高速電波バースト源180916.J0158+65（FRB180916）の最近の観測では、バースト中およびバースト間の小さな直線偏光位置角の変動が見られ、バースト活動ウィンドウはより高い周波数でより狭く、より早くなります。観測された色彩活動ウィンドウは、恒星の伴星からの光学的厚さの風による中性子星の掩蔽によって駆動されるFRB180916の周期性のモデルを嫌いますが、周期性が破裂するマグネターの動きから生じる理論との関係は不明です。この論文では、磁気双極子軸に関して非対称な領域から放射されるバーストを伴う、磁気曲率放射からの高度依存の電波放射が、最近の観測と一致するバースト活動ウィンドウと偏光にどのようにつながるかを示します。特に、バーストがより高い周波数で体系的に早く到着するという事実は、FRB周期性がコンパニオンまたはフォールバックディスクによるマグネターの強制歳差運動から生じる理論を嫌いますが、周期性がゆっくりと回転するか自由に歳差運動することから生じる理論と一致していますマグネター。残りの理論を検証/区別するためにいくつかの観測テストが提案され、FRB180916の周期性を説明する理論を特定します。
2005- 2014年のSuzakuによるTeVBlazar PKS2155-304のX線日中変動
| Title |
X-ray_Intraday_Variability_of_the_TeV_Blazar_PKS_2155-304_with_Suzaku_During_2005-2014 |
| Authors |
Zhongli_Zhang,_Alok_C._Gupta,_Haritma_Gaur,_Paul_J._Wiita,_Tao_An,_Yang_Lu,_Shida_Fan,_Haiguang_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05977 |
すざく衛星が運用期間を通じて撮影した、高シンクロトロンピークブレーザーPKS2155-304を放出するTeVの13個の尖った観測を調べました。ブレーザーは、光度曲線のソフト（0.8〜1.5keV）バンドとハード（1.5〜8.0keV）バンドで大振幅の日中変動を示すことがわかりました。日中のタイムスケールでのスペクトル変動は、硬度比を使用して推定されます。高シンクロトロンピークブレーザーの典型的な振る舞いに従って、ブレーザーは通常、明るくなると硬くなり、逆もまた同様です。全エネルギー（0.8〜8.0keV）の13個の光度曲線のうち11個のパワースペクトル密度（PSD）分析は、-2.81〜2.81からの広い範囲にわたるべき乗則スペクトルインデックスで、レッドノイズが支配的であることがわかります。-0.88。ソフトバンドとハードバンドの間の13の光度曲線すべての離散相関関数分析は、それらが十分に相関しており、ゼロラグで、またはゼロラグに非常に近いピークであることを示しています。これは、ソフトバンドとハードバンドの放射がおそらく空間的であり、同じレプトン集団から放射されていることを示しています。フラックスと変動のタイムスケールを考慮すると、日中のタイムスケールに相関関係は見られませんでした。これは、PKS2155-304からのX線放射がドップラー係数の単純な変化によって支配されていないことを意味します。観測されたフラックスとスペクトルの変動の原因となる最も可能性の高い放出メカニズムについて簡単に説明し、最も可能性の高いシナリオでX線を放出する電子の磁場強度とローレンツ因子に制約を課します。
せん断流における乱流と粒子の加速
相対論的せん断流における高エネルギー粒子の加速に対するせん断駆動不安定性によって課せられる制約を調査します。大規模なAGNジェットのせん断層は、ジェット半径のかなりの部分（$\geq0.1$）を含む可能性が高く、効率的な加速のためにGeV電子のシード注入が必要であることを示します。注入がより高いエネルギーで発生する場合、拡散プロセスは事前に発生した乱流に依存する可能性がありますが、ジェットの安定性によって課せられる制約内で、PeVへの電子加速とEeVエネルギーへの陽子加速が可能であるように見えます。
機械学習による銀河パルサー分布の分析
| Title |
Analyzing_the_Galactic_pulsar_distribution_with_machine_learning |
| Authors |
Michele_Ronchi,_Vanessa_Graber,_Alberto_Garcia-Garcia,_Jose_A._Pons,_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06145 |
機械学習を通じて銀河系中性子星集団の特性を推測する可能性を探ります。特に、この論文では、それらの動的特性に焦点を当て、人工ニューラルネットワークがパルサーの模擬集団の現在の位置を制御するパラメータを高精度で推定できることを示します。この目的のために、単純化された人口合成フレームワーク（この段階では選択バイアスが無視される）を実装し、出生時のキック速度分布と銀河面からの出生距離の分布に焦点を当てます。これらを変化させ、パルサーの軌道を時間とともに進化させることにより、適切に構造化された畳み込みニューラルネットワークをトレーニングおよび検証するために使用される一連のシミュレーションを生成します。私たちのネットワークは、キック速度と銀河の高さの分布を支配するパラメーターを、約$10^{-2}$の平均相対誤差で回復できることを示しています。理想化されたアプローチの限界について議論し、216個の孤立したパルサーの観測された固有運動を組み込むことによって現象論的な方法で選択効果を導入するためのトイプロブレムを研究します。私たちの分析は、正確な固有運動測定でパルサーのサンプルを$\sim$10の係数で増やすことを強調しています。これは、スクエアキロメートルアレイの将来のブレークスルーの1つであり、中性子の誕生空間およびキック速度分布を制約することに成功する可能性があります。機械学習を通じて高精度で天の川の星。
| Title |
A_Machine_Learning_approach_for_classification_of_accretion_states_of_Black_hole_binaries |
| Authors |
H_Sreehari,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06218 |
この論文では、ブラックホールX線連星の爆発の降着状態を初めて分類するために、マルチミッション観測で機械学習アルゴリズムを採用しています。RXTE、Swift、MAXI、およびAstroSat観測所からのアーカイブデータを使用して、ソースXTEJ1859+226（1999爆発）、GX339-4（2002、2004、2007、および2010爆発）の爆発の硬度強度図（HID）を生成します。、IGRJ17091-3624（2016年の爆発）、およびMAXIJ1535-571（2017年の爆発）。X線フラックス、硬度比、さまざまなタイプの準周期的振動（QPO）の存在、光子指数、ディスク温度の変化に基づいて、K-Meansクラスタリングや階層的クラスタリングなどのクラスタリングアルゴリズムを適用して、付着状態（クラスター）各爆発の。分類プロセスには複数のパラメーターが関係しているため、クラスタリングアルゴリズムが、「標準」の分類方法よりも効率的に類似した特性の観測値をまとめることを示します。また、K-Meansクラスタリングは、階層的クラスタリングよりも信頼性の高い結果を提供すると推測します。機械学習に基づく分類の重要性を、「標準」分類の結果と比較することで示します。
オーストラリアのSKAPathfinderVAST調査用のスケーラブルな過渡検出パイプライン
| Title |
A_scalable_transient_detection_pipeline_for_the_Australian_SKA_Pathfinder_VAST_survey |
| Authors |
Sergio_Pintaldi,_Adam_Stewart,_Andrew_O'Brien,_David_Kaplan_and_Tara_Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05898 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）は、高い角度分解能とサブミリヤンスキーの感度を組み合わせて、前例のない視野で電波波長の空の画像を収集します。生成された大量のデータは、動的な電波の空を研究するために、ASKAP変数および低速過渡現象（VAST）調査科学プロジェクトによって使用されます。このような研究では、効率的なパイプラインが不可欠です。このような調査では、検索によって「干し草の山の中の針」タイプの問題が形成されることがよくあります。ただし、無線トランジェントコミュニティ間で開発された既存のパイプラインは、ASKAPデータセットの規模には適していません。このホワイトペーパーでは、新しい「VASTパイプライン」の技術的な概要を説明します。これは、最新の依存関係とメソッドを使用した、一時的な検索のための最新のスケーラブルなPythonベースのデータパイプラインです。パイプラインにより、PandasDataFrameインターフェイスとよく知られているAstropyクロスマッチ関数を使用して、ソースの関連付けを大規模に実行できます。DaskPythonフレームワークは、ワーカーのクラスターを使用して、操作を並列化し、垂直方向と水平方向の両方にスケーリングするために使用されます。最新のDjangoWebフレームワークをBootstrapと組み合わせて使用して、データ探索とクエリ用の最新のWebインターフェイスも開発されました。
43GHzの繰り返し周波数を持つコンパクトなグリーンのTi：Sapphireアストロコーム
| Title |
A_compact_green_Ti:Sapphire_astro-comb_with_43-GHz_repetition_frequency |
| Authors |
Eunmi_Chae,_Eiji_Kambe,_Kentaro_Motohara,_Hideyuki_Izumiura,_Mamoru_Doi,_and_Kosuke_Yoshioka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05926 |
Ti：Sapphire光周波数コム（OFC）とモード選択キャビティに基づいて、43GHzの繰り返し率を持つコンパクトなグリーンアストロコムが開発されました。OFCの1.6GHzの大きな繰り返しレートにより、モード選択キャビティの要件が緩和されます。OFCの不要な周波数モードは、線幅70MHzの単一モード選択キャビティを使用して、535nm〜550nmで$5\times10^{-4}$まで抑制されます。視線速度の精度$\sigma\sim1.4$m/sは、国立天文台の岡山188cm望遠鏡の高分散エシェル分光法でアストロコームを使用して達成されています。モード選択キャビティのさらなる改善とファイバーモーダルノイズの除去により、当社のシステムは、可視波長領域でのシンプル、コンパクト、かつ正確なアストロコームセットアップを提供します。
ストークス-1メートル望遠鏡用偏光計
| Title |
Stokes-polarimeter_for_1-meter_telescope |
| Authors |
Victor_Afanasiev,_Elena_Shablovinskaya,_Roman_Uklein,_and_Eugene_Malygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05945 |
2020年初頭からロシア科学アカデミー特別天体物理観測所の1m望遠鏡で観測に使用された「StoP」光度計-偏光計（ストークス偏光計）を紹介します。光度および偏光測定モードで。ブレーザーS50716+714の偏光測定を通じて機器の機能を実証し、その結果を6m望遠鏡で以前に得られた結果と比較します。
| Title |
The_simulation_framework_of_the_timing-based_localization_for_future_all-sky_gamma-ray_observations_with_a_fleet_of_Cubesats |
| Authors |
Masanori_Ohno,_Norbert_Werner,_Andras_Pal,_Laszlo_Meszaros,_Yuto_Ichinohe,_Jakub_Ripa,_Martin_Topinka,_Filip_Munz,_Gabor_Galgoczi,_Yasushi_Fukazawa,_Tsunefumi_Mizuno,_Hiromitsu_Takahashi,_Nagomi_Uchida,_Kento_Torigoe,_Naoyoshi_Hirade,_Kengo_Hirose,_Hiroto_Matake,_Kazuhiro_Nakazawa,_Syohei_Hisadomi,_Hirokazu_Odaka,_Teruaki_Enoto,_Jan_Hudec,_Jakub_Kapus,_Martin_Koleda,_Robert_Laszlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05979 |
ガンマ線光子の到着時間が異なる三角測量の原理を利用し、Cubesatのフリートを使用するタイミングベースのローカリゼーションは、識別の鍵となる将来の全天ガンマ線観測のためのユニークで強力なソリューションです。重力波源の電磁対応物の。過渡現象の測定と位置特定に適用されるCubesats（CAMELOT）ミッションは、現在、低軌道にある9つのCubesats星座の基本概念を用いたハンガリーと日本の協力によって推進されています。軌道パラメータ、ガンマ線光子の予想される観測プロファイルを推定するアルゴリズム、相互相関関数のピークを見つけるアルゴリズム、および最適なものを見つけるための統計的手法を含む、局在化能力を推定するためのシミュレーションフレームワークが開発されました。位置とその不確実性。将来の広視野地上望遠鏡でカバーできる、明るく短いガンマ線バーストのCAMELOTミッションコンセプトによって、次数スケールの局在化の不確実性を達成できることが明らかになりました。機械学習アプローチを利用した新しいアプローチも調査され、将来の大規模なコンステレーションのために手順が自動化されます。人工のショートバーストテンプレートによって生成された10$^6$のシミュレートされた光度曲線を使用したトレーニング済みニューラルネットワークは、実際の光度曲線の時間遅延を正常に予測し、完全に自動化された手順による相互相関アルゴリズムと同等のパフォーマンスを実現します。
次世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）である将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）をオープン天文台として運用するには、科学界がデータ製品と分析ツールにアクセスして使用できるようにする必要があります。この要件により、ガンマ線天文学者はオープンソースの科学ツールと標準化されたデータ形式を開発するようになりました。このプレゼンテーションの目的は、高レベルのガンマ線天文データの典型的な形式を定義するための現在の取り組みについての展望を提供することです。2016年にIACTコミュニティによって開始されたこのイニシアチブは、現世代のIACTによるこのような形式の最初の公開データリリースのおかげで、2018年と2019年に完全に認識され、その後、機能をテストするためにそれを使用する一連の論文が続きました。オープンソースのガンマ線分析ツールの例、または再現性のあるマルチ機器分析の例を紹介します。
ピエールオージェ天文台の水-チェレンコフ検出器による信号測定の精度
| Title |
The_accuracy_of_signal_measurement_with_the_water-Cherenkov_detectors_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
M._Ave,_P._Bauleo,_A._Castellina,_A._Chou,_J.L._Harton,_R._Knapil_and_G._Navarra_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06158 |
オージェ表面検出器は、高エネルギー宇宙線を検出するための、それぞれが12,000リットルの容量を持つ大量の水チェレンコフ検出器タンクで構成されています。検出器ユニットの積分信号振幅の測定の精度は、実験的なエアシャワーデータを使用して研究されています。これは、一次宇宙線の天頂角に依存する正規化定数を持つポアソンのような項として説明できます。この依存性は、ミューオン/電磁（e+-およびガンマ）比と天頂角によるミューオントラック長の両方の増加による、シャワーのミューオン成分の信号への寄与の増加を反映しています。
天体物理学環境における2-アミノオキサゾール：エネルギー処理のためのIRスペクトルと破壊断面積
| Title |
2-aminooxazole_in_astrophysical_environments:_IR_spectra_and_destruction_cross_sections_for_energetic_processing |
| Authors |
Bel\'en_Mat\'e,_Ricardo_Carrasco-Herrera,_Vicente_Tim\'on,_Isabel_Tanarro,_Victor_J._Herrero,_H\'ector_Carrascosa,_Guillermo_M._Mu\~noz_Caro,_Crist\'obal_Gonz\'alez-D\'iaz_and_Izaskun_Jim\'enez-Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06164 |
N-複素環式分子である2-アミノオキサゾール（2AO）は、プレバイオティクス合成の中間体として提案されています。星間空間に存在するシアナミドやグリコールアルデヒドなどの小分子から合成できることが実証されています。この作業の目的は、天体物理学環境に典型的な条件の固相で赤外線スペクトルを提供し、UV光子と宇宙線に対するその安定性を推定することです。20K、180K、および300Kでの赤外線（4000-600cm$^{-1}$）吸収スペクトル、IRバンド強度、および室温UV（120-250nm）吸収スペクトルが初めて示されます。この種。純粋な2AOおよび2AO：H$の20Kでの照射で、9.510$^{-18}$cm$^2$および210$^{-16}$cm$^2$の破壊断面積が見つかりました。それぞれUV（6.3-10.9eV）光子または5keV電子を伴う_2$O氷。これらのデータは、さまざまな環境での分子の半減期の推定に使用されました。2AOは、雲の崩壊を超えて、密集した雲の氷のマントル内の紫外線と宇宙線に耐えることができると推定されています。対照的に、カイパーベルトオブジェクトのような冷たい太陽系小天体の表面では非常に不安定ですが、分子はダスト粒子の凝集体や彗星の中で生き残ることができます。
原始惑星状星円盤中の複雑な有機分子：メタノール含有氷からのX線光脱離。パートI-純粋なメタノール氷
| Title |
Complex_organic_molecules_in_protoplanetary_disks_:_X-ray_photodesorption_from_methanol-containing_ices._Part_I_--_Pure_methanol_ices |
| Authors |
R._Basalg\`ete,_R._Dupuy,_G._F\'eraud,_C._Romanzin,_L._Philippe,_X._Michaut,_J._Michoud,_L._Amiaud,_A._Lafosse,_J-H._Fillion,_M._Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06179 |
天体物理学的観測は、原始惑星状星円盤の気相に複雑な有機分子（COM）があることを示しています。中央の若い恒星状天体（YSO）から放出され、円盤内の星間氷を照射し、続いて気相で分子を放出するX線は、寒冷地で観測された存在量を説明するための可能なルートです。X線光脱離として知られるこのプロセスは、メタノールを含む氷について定量化する必要があります。この論文では、純粋なメタノール氷からのX線光脱離の場合に焦点を当てます。純粋なCH$_3$OH氷からのメタノールとその光生成物のX線光脱離収率を実験的に測定し、脱離プロセスの原因となるメカニズムに光を当てることを目的としています。メタノール氷に15Kで525〜570eVの範囲のX線を照射しました。気相での化学種の放出は、四重極質量分析によって監視され、光脱離収率が導き出されました。私たちの実験条件下では、純粋なメタノール氷からのCH$_3$OHX線光脱離収率は、564eVで10$^{-2}$分子/光子です。CH$_4$、H$_2$CO、H$_2$O、CO$_2$、COなどの写真製品も効率を上げて脱着します。エタノール、ジメチルエーテル、および/またはギ酸のいずれかに起因する可能性のある、より大きなCOMのX線光脱離も検出されます。作用している物理的メカニズムが議論されており、おそらく氷中のオージェ電子の熱化を伴うはずであり、したがってその組成が重要な役割を果たしていることを示しています。最後に、天体化学モデルの原始惑星系円盤環境に適用可能な脱着収率を提供します。X線は、ディスク内のメタノールの気相存在量を説明するための潜在的な候補であることが示されています。ただし、混合氷での実験から得られたより適切な脱着収率は、メタノールの非熱脱着においてX線が果たす役割を適切にサポートするために必須です（論文IIを参照）。
M星の動的質量と恒星進化モデルの予測
| Title |
Dynamical_Masses_and_Stellar_Evolutionary_Model_Predictions_of_M-Stars |
| Authors |
Jamila_Pegues,_Ian_Czekala,_Sean_M._Andrews,_Karin_I._\"Oberg,_Gregory_J._Herczeg,_Jennifer_B._Bergner,_L._Ilsedore_Cleeves,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_Feng_Long,_Richard_Teague,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05838 |
ガイアとアルマのこの時代では、動的な恒星の質量測定は、恒星の特性とその不確実性の観測とは独立したベンチマークを提供します。次に、これらのベンチマークを使用して、恒星進化モデルを検証および改善できます。これにより、前主系列星の低質量星の質量予測が不正確または不正確になる可能性があります。$^{12}$CO（J=2--1）と$^{のALMA観測を使用して、3つのM星（FPTau、J0432+1827、およびJ1100-7619）の周りのディスクから導出された動的な恒星の質量を示します。13}$CO（J=2--1）排出量。これらは、J0432+1827およびJ1100-7619の最初の動的恒星質量測定であり、FPタウの最も正確な測定です。磁気活動の処理を含まない基準恒星進化モデルトラックは、J0432+1827の動的測定と一致しますが、FPタウの場合は$\sim$60\％、J1100-7619の場合は$\sim$80\％だけ質量を過小予測します。。過小予測の考えられる説明には、恒星の有効温度の不正確な仮定、J1100-7619の検出されない二値性、および基準の恒星進化モデルがこれらの星を表すのに十分複雑ではないことが含まれます。前者の場合、基準モデルの予測を動的に測定された質量と一致させるには、恒星の有効温度を$\sim$40Kから$\sim$340Kに上げる必要があります。後者の場合、磁気活動の発現を表すために部分的な星黒点の範囲を組み込んだ星黒点を持つ恒星進化モデルからの結果を使用して、動的質量を再現できることを示します。文献から低質量のM星を折りたたんで、恒星の有効温度が不正確であるが正確であると仮定すると、これらの若くて涼しい星の恒星黒点被覆率と観測された有効温度との関係の暫定的な証拠が見つかります。
表面効果と乱流圧力。ガスの評価-$ \ Gamma_1 $および削減-$ \ Gamma_1 $の経験的モデル
| Title |
Surface_effects_and_turbulent_pressure._Assessing_the_Gas-$\Gamma_1$_and_Reduced-$\Gamma_1$_empirical_models |
| Authors |
K._Belkacem,_F._Kupka,_J._Philidet,_R._Samadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06065 |
恒星の地震学の可能性を最大限に活用することは、太陽のような星の最上層の不適切なモデリングと、モデル化された周波数へのそれらの影響によって困難になっています。これらの\emph{表面効果}に関する知識は、3D流体力学シミュレーションの使用のおかげで向上しましたが、固有周波数の計算は、乱流圧力のラグランジアン摂動の記述のための経験的モデルに依存しています：縮小$\Gamma_1$モデル（RGM）およびガス-$\Gamma_1$モデル（GGM）。完全に圧縮可能な乱流方程式から始めて、乱流運動エネルギーのフラックスをモデル化するためにクロージャーを使用して、GGMモデルとRGMモデルの両方を導出します。どちらのモデルも、振動によって生成される圧縮による乱流圧力の発生源と、乱流圧力のフラックスの発散という2つの項に由来することがわかります。また、それらは両方とも断熱近似と互換性があるだけでなく、主にモード物理学に関する多くの疑わしい仮定を暗示していることも示されています。他の仮説の中でも、乱流運動エネルギーの熱への散逸のラグランジアン摂動と浮力仕事のラグランジアン摂動を無視する必要があります。
A / Fタイプ（候補）ハイブリッドパルセータを備えた4つの{\ itKepler}システムの視線速度と時間遅延から導出された軌道解
| Title |
Orbital_solutions_derived_from_radial_velocities_and_time_delays_for_four_{\it_Kepler}_systems_with_A/F-type_(candidate)_hybrid_pulsators |
| Authors |
P._Lampens_(1),_L._Vermeylen_(1),_Y._Fr\'emat_(1),_\'A._S\'odor_(2),_M._Skarka_(3_and_4),_A._Samadi-Ghadim_(5),_Zs._Bogn\'ar_(2_and_6),_H._Lehmann_(7),_P._De_Cat_(1),_A._Goswami_(8),_L._Dumortier_(1)_((1)_Koninklijke_Sterrenwacht_van_Belgi\"e,_Brussels,_Belgium_(2)_Konkoly_Observatory,_Budapest,_Hungary,_(3)_Astronomical_Institute,_Ondrejov,_Czech_Republic,_(4)_Masaryk_Univerzity,_Brno,_Czech_Republic,_(5)_Universidad_Diego_Portales,_Santiago,_Chile,_(6)_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Budapest,_Hungary,_(7)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany_and_(8)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06174 |
$\delta$Sct-$\gamma$Dor不安定帯全体に広がる、A/Fタイプの{\itKepler}ハイブリッド星の存在はほとんど説明されていません。これらの特定の星をよりよく理解するために、49個の候補A/Fタイプのハイブリッド星と{\itKepler}ミッションによって検出された1つのクールな（er）ハイブリッドオブジェクトのマルチエポック分光研究を実行しました。多重度の割合の下限を27％と決定しました。6つの分光システムについて、時間遅延の長期変動も報告しました。4つのシステムの場合、時間遅延の変動は視線速度の変動と完全にコヒーレントであり、軌道運動に起因する可能性があります。{\itKepler}ハイブリッド星の中で、軌道周期が長い（4〜6年程度）システムの軌道解を改善することを目指しています。軌道は、高解像度分光器で得られたRVの同時モデリングと、{\itKepler}光度曲線の時間依存周波数分析から得られた測光時間遅延に基づいて計算されます。A/Fタイプ{\itKepler}ハイブリッドコンポーネントスターを使用して、4つの分光システムの軌道解を改良しました：KIC4480321、5219533、8975515、KIC9775454。一緒に分析された両方のデータタイプの同時モデリングにより、軌道解を改善できました。質量比に関するより堅牢で正確な情報を取得し、短周期の$\delta$Sctタイプの脈動でコンポーネントを識別します。いくつかのケースでは、最小成分質量の新しい制約を導き出すこともできました。各システムのフーリエ変換の高周波領域での規則的な周波数パターンの検索から、近い（内側の）コンパニオンを持つトリプルシステム間での潮汐分裂の証拠は見つかりませんでした。ただし、一部のシステムは、回転分割のメカニズムによって説明できる周波数間隔を示します。
SuperWASP変光星：市民科学を使用した光度曲線の分類
| Title |
SuperWASP_Variable_Stars:_Classifying_Light_Curves_Using_Citizen_Science |
| Authors |
Heidi_B._Thiemann,_Andrew_J._Norton,_Hugh_J._Dickinson,_Adam_McMaster,_Ulrich_C._Kolb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06216 |
SuperWASP変光星ズーニバースプロジェクトの結果の最初の分析を提示します。これは、SuperWASP周期性カタログで検出された周期でSuperWASP全天観測によって観測された候補恒星変数の160万の位相折り返し光度曲線を分類することを目的としています。結果のデータセットには、現在、市民科学者のボランティアによって提供された、$>$500,000のオブジェクトと期間の組み合わせに対応する$>$100万の分類が含まれています。ボランティアで分類された光度曲線は、デタッチドおよびセミデタッチドの食変光星では$\sim$89％の精度ですが、既知のオブジェクトに基づく回転変調変数では$\sim$9％の精度しかありません。このズーニバースプロジェクトは、個々の変数タイプの人口調査とフォローアップのための恒星変数の特定の両方に役立つことを示しています。この分析では、長周期の接触連星や短周期のカットオフ付近のバイナリなど、さまざまな固有の極端な変数に関する予備的な調査結果を示し、これまで知られていなかった301個のバイナリとパルセータを特定します。現在、他の研究者がSuperWASP変光星プロジェクトの出力にアクセスできるようにするためのWebポータルを開発中です。
星のデジタルカラーコード
天体物理学の出版物は、今日では主にデジタル化された形式で出版され、読まれています。研究と人気のあるアウトリーチの両方の天体物理学の出版物は、多くの場合、星のカラフルな表現を使用して、さまざまな星のタイプ、つまり、さまざまなスペクトルタイプまたは有効温度を示します。コンピューターで生成され、コンピューターで表示された画像は、恒星の天体物理学コミュニケーションの不可欠な部分になっています。ただし、星を説明するための天体物理学的に動機付けられた標準のカラーパレットはなく、一部の星は実際には誤解を招く色で表されています。事前に計算されたPHOENIXおよびTLUSTY恒星モデルスペクトルを使用し、360$\、$nmと830$\、$nmの間の人間の色知覚のための3つの標準カラーマッチング関数でそれらを畳み込みます。カラーマッチング機能は、赤、緑、青の光に反応する目の3セットの受容体を表しています。有効温度が2300$\、$Kから55,000$\、$Kのさまざまな金属量の主系列星のグリッドについて、星のデジタル化された色表現に使用できる赤、青、緑、および16進数のカラーコードを示します。宇宙から見た場合。恒星のスペクトルと同じ有効温度の黒体放射体から計算された星のカラーコードの間に有意な偏差があります。カラーホイールの主系列を示し、黄色、緑、シアン、または紫の星がないことを示します。赤色矮星（スペクトル型M0V-M9V）は、実際には人間の目にはオレンジ色に見えます。新たに発見された通過する巨大惑星候補のホストであるWD$\、$1856$+$534などの古い白色矮星は、白ではなく、人間の目に淡いオレンジ色で発生します。当社の無料で入手可能なソフトウェアを使用して、惑星、銀河、クエーサーなどからの入力スペクトルのカラーコードを生成できます。
AdvancedLIGOのポイントアブソーバー
| Title |
Point_absorbers_in_Advanced_LIGO |
| Authors |
Aidan_F._Brooks,_Gabriele_Vajente,_Hiro_Yamamoto,_Rich_Abbott,_Carl_Adams,_Rana_X._Adhikari,_Alena_Ananyeva,_Stephen_Appert,_Koji_Arai,_Joseph_S._Areeda,_Yasmeen_Asali,_Stuart_M._Aston,_Corey_Austin,_Anne_M._Baer,_Matthew_Ball,_Stefan_W._Ballmer,_Sharan_Banagiri,_David_Barker,_Lisa_Barsotti,_Jeffrey_Bartlett,_Beverly_K._Berger,_Joseph_Betzwieser,_Dripta_Bhattacharjee,_Garilynn_Billingsley,_Sebastien_Biscans,_Carl_D._Blair,_Ryan_M._Blair,_Nina_Bode,_Phillip_Booker,_Rolf_Bork,_Alyssa_Bramley,_Daniel_D._Brown,_Aaron_Buikema,_Craig_Cahillane,_Kipp_C._Cannon,_Huy_Tuong_Cao,_Xu_Chen,_Alexei_A._Ciobanu,_Filiberto_Clara,_Camilla_Compton,_Sam_J._Cooper,_Kenneth_R._Corley,_Stefan_T._Countryman,_Pep_B._Covas,_Dennis_C._Coyne,_Laurence_E._Datrier,_Derek_Davis,_Chiara_D._Difronzo,_Katherine_L._Dooley,_et_al._(152_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.05828 |
AdvancedLIGOのメイン干渉計光学系の表面には、小さくて吸収性の高い点がランダムに存在します。これらのミクロンスケールの吸収体から生じるナノメートルスケールの熱弾性変形と基板レンズは、電力再利用ゲインの低下とフィードバック制御システムとの間接的な相互作用を通じて、干渉計の感度を直接大幅に低下させます。ポイントアブソーバーから予想される表面変形を確認し、第2世代重力波検出器（デュアルリサイクルファブリペローマイケルソン干渉計）の電力増加への影響についての教育学的説明を提供します。この分析は、干渉計の性能が電力に依存して低下すると、最大蓄積電力が最大50％大幅に低下し、GWの感度が制限されることを予測していますが、現在および将来のGW検出器に実装できるシステム全体の補正を示唆しています。将来のGW検出器が、観測実行3のAdvancedLIGOで現在使用されているよりも桁違いに多くの蓄積電力を必要とすることを考えると、これは特に差し迫ったことです。これらの企業の成功。
ダブルモノドロミーインフレ：CMB-S4、LiteBIRD、LISAの重力波ファクトリー
初期のインフラトンがスローロールから脱落した後に生成される、物質支配の段階によって分離されたモノドロミーインフレーションの2つの段階に基づく短いローラーコースター宇宙論を検討します。最初のステージがフラットなポテンシャルによって制御されている場合、$V\sim\phi^p$、$p<1$で、${\calN}\sim30〜40$efoldが続き、スカラーとテンソルの摂動は最大でスケールはCMBに完全に適合し、$0.02\lesssimr\lesssim0.06$で遺物重力波を生成します。これは、LiteBIRDおよびCMB-S4実験でテストできます。さらに、最初のインフラトンが隠れたセクター$U（1）$と強く結合している場合、インフレの最初の段階の終わり近くでベクトル変動の生成が強化されます。これらのモードは、物質支配の短いエポックの間に急速にテンソルに変換され、その後、インフレの第2段階までに超水平スケールに押し上げられ、さらに20〜30ドルの倍増が続きます。この重力波の帯域はキラルであり、今日、$10^8$kmの範囲の波長で到着し、ベクトルソースによる長波長CMBモードと比較して振幅が大幅に強化されています。したがって、LISAからアクセスできます。したがって、私たちのモデルは、非常に近い将来に広範囲の重力波検索によってテスト可能ないくつかの同時信号を予測するまれな初期宇宙理論を提示します。
この論文では、ループ量子宇宙論（LQC）におけるk-エッセンスのダイナミクスを研究します。この研究は、ループ量子重力（LQG）効果が宇宙の初期の時代にのみ重要な役割を果たし、後の段階で希釈されることを示しています。LQCの不動点は、基本的に標準のフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）宇宙論の不動点と一致しています。ほとんどのアトラクタソリューションでは、LQCの安定条件は標準のFRWユニバースの安定条件と一致しています。ただし、一部の特別な固定小数点では、LQG効果のおかげで、より厳しい制約が課せられます。
相対論的格子ボルツマンモデルを用いた質量のない流体における二次元乱流
乱流、2次元、質量のない流体力学システムの運動方程式を再現する格子ボルツマン法の相対論的適応を調査します。古典的な格子ボルツマン法とその相対論的流体力学への拡張について説明します。数値式は、乱流を誘発するために数値に導入されたゼロ平均攪拌力を使用して評価され、生成された流れ特性は、古典的な乱流流体力学的流れの特性と比較されます。このモデルは、グラフェンまたはカゴメ格子内の電子流体の流れの定量的シミュレーションを提供することが合理的に期待できます。
10dタイプII超重力のタキオンドジッター解
初期または後期宇宙の宇宙論モデルは、さまざまな安定性特性を持つ（準）ドジッター時空を示します。弦理論から導き出されたモデルを考慮すると、沼地プログラムは今のところこの安定性の明確な特徴づけを提供していません。この作業では、古典的なdeSitter文字列背景の候補である10dタイプII超重力のdeSitterソリューションに焦点を当てます。驚くべきことに、すべての既知の例は$\eta_V<-1$で不安定です。このような体系的なタキオンの存在を証明し、$\eta_V$の値を正式に制限することを目指しています。そのために、私たちは3つの方法を開発し、ド・ジッターのノーゴー定理と同様に、仮定に基づいてタキオンを持つためのさまざまな十分条件を与えます。この知識を使用して、タイプIIB超重力の10個の新しいド・ジッター解を見つけます。これらは、異なるタキオン、より高い$\eta_V$値、および新しい6dジオメトリを持っています。
