暗黒物質の引きを示す突き出た弾頭
銀河団の銀河団ガスの中を移動する塊は、弾丸のようなコアによって引きずられるバウショックを引き起こす可能性があります。原型の弾丸銀河団などの場合、X線は頭が突き出て肩がはっきりしているガス弾を示します。これらの特徴は、暗黒物質（DM）なしでは説明が難しいものの、減速したガスの頭部が重力によって妨げられていないDMの対応物に向かって引き寄せられるときに自然に発生することを指摘します。したがって、X線イメージングは、重力レンズやその他の補助データがなくても、オフセットの無衝突DMの独自の堅牢なプローブを提供します。数値シミュレーションとおもちゃのモデルは、効果が大規模な合併で一般的であり、しばしば小さな弾頭の曲率半径に関連付けられ、観察と一致する明確な弾丸の形態につながる可能性があることを示唆しています。
宇宙論的シミュレーションからの消滅放射の速度依存Jファクター
| Title |
Velocity-dependent_J-factors_for_annihilation_radiation_from_cosmological_simulations |
| Authors |
Erin_Board,_Nassim_Bozorgnia,_Louis_E._Strigari,_Robert_J._J._Grand,_Azadeh_Fattahi,_Carlos_S._Frenk,_Federico_Marinacci,_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06284 |
AurigaとAPOSTLEのシミュレーションで、天の川のようなハローのセットで暗黒物質のペアごとの相対速度分布を決定します。滑らかなハロー成分に焦点を当てると、相対速度分布は、ハロー内のほぼすべての半径にわたるマクスウェル-ボルツマン分布によってよく説明されます。相対速度の異なる累乗としてスケーリングする4つのモデル、Sommerfeld、s波、p波、およびd波モデルに焦点を当てて、速度依存の暗黒物質消滅の影響を調査します。Jファクターが相対速度分布のモーメントとしてスケーリングすること、およびハローからハローへの散乱がd波で最大であり、Sommerfeldモデルで最小であることを示します。Jファクターはハロー内の暗黒物質密度と強く相関しており、速度分散とは非常に弱く相関しています。これは、天の川の暗黒物質密度を確実に決定できれば、銀河の暗黒物質速度分布を特定することなく、暗黒物質消滅信号を正確に予測できることを意味します。
この記事では、CMBの異常な特徴をテストするための新しい手法を提案します。観測されたCMB角度パワースペクトル（$C_\ell$）の分離を、WMAP9年ILCおよびコマンダー、NILC、SMICAの2018プランクマップからの温度異方性データを使用して分析します。重み付きスペクトル$f（\ell）C_{\ell}$の連続する多重極間の最小、最大、平均分離、および最大分離と最小分離の比率を推定します。より高い多重極パワーを持つそのような$f（\ell）$は、パリティの非対称性の異常を軽減することがわかります。異常な分離の場合、データは、特にこの作業の$2〜31$の多重極の全範囲について、異なる$\ell_{max}$および$\ell_{min}$値によって定義された異常な範囲の多重極を示すことがわかります。パリティベースの区別がない場合、最も重要なこととして、$8\leq\ell\leq31$の範囲の最大分離は、$f（\ell）=\ell$（WMAP）の$99.93\％$信頼水準で異常に低いことがわかります。、$\frac{\ell（\ell+1）}{2\pi}$（PlanckNILC）、後者は、低い多重極間の最大分離について、ザックス・ヴォルフェ高原からの強い偏差を示しています。分析は、同じ多重極範囲で別々に取得された奇数と偶数の多重極に対して繰り返されます。最も注目に値するのは、偶数の多重極が奇数の多重極に比べて異常に低い最大および平均分離を持っていることです。その中で最も顕著なのは、$fの範囲$6\leq\ell\leq31$の偶数の多重極の異常に低い最大分離です。（\ell）=\ell$（WMAP）、$99.77\％$信頼水準。分離比の場合、多重極範囲は、分離のみを考慮した場合に異常として現れる範囲と同様です。
| Title |
Non-tensorial_Gravitational_Wave_Background_in_NANOGrav_12.5-Year_Data_Set |
| Authors |
Zu-Cheng_Chen,_Chen_Yuan_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06869 |
北米の重力波ナノヘルツ天文台（NANOGrav）12。5年データセットで一般的な重力の計量理論で許可されている等方性の非張力重力波バックグラウンド（GWB）の最初の検索を実行します。GWBをべき乗則スペクトルとしてモデル化することにより、空間的に相関のない共通スペクトルプロセスに対するベイズ因子が$99\pm7$であるが、統計的に有意ではないスカラー横（ST）相関を持つ空間的に相関するプロセスの強力なベイズ証拠を見つけます。テンソル横、ベクトル縦およびスカラー縦分極モードの証拠。STモードの中央値と$90\％$の等尾振幅は、$\mathcal{A}_{\mathrm{ST}}=1.06^{+0.35}_{-0.28}\times10^{-15}です。$、または同等に対数周波数あたりのエネルギー密度パラメーターは$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{ST}}=1.54^{+1.20}_{-0.71}\times10^{-9}$、1/年の頻度で。
| Title |
Fuzzy_Dark_Matter_and_the_21cm_Power_Spectrum |
| Authors |
Dana_Jones_(1),_Skyler_Palatnick_(1),_Richard_Chen_(1),_Angus_Beane_(2),_Adam_Lidz_(1)_((1)_University_of_Pennsylvania_department_of_Physics_and_Astronomy,_(2)_Harvard_University_and_Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07177 |
ファジー暗黒物質（FDM）宇宙論において、宇宙の夜明けと再電離の時代（EoR）にわたる21cmのパワースペクトルをモデル化します。FDMモデルでの小さな質量のハローの抑制は、コールドダークマター（CDM）シナリオと比較して、これらのエポックの開始赤方偏移の遅延につながります。これは、21cmのパワースペクトルとその赤方偏移の進化に大きな影響を与えます。EoR/CosmicDawnプロセスの特定の段階での21cmのパワースペクトルも変更されます。一般に、21cmの変動の振幅は、FDMの銀河ホスティングハローのバイアス係数の強化によってブーストされます。天体物理学的パラメーターと暗黒物質特性の間の縮退を説明する、HERAからの今後のパワースペクトル測定で、CDMとFDMを区別する見通しを予測します。FDMが暗黒物質全体を構成し、FDM粒子の質量が10〜21eVの場合、HERAは2シグマの信頼度で質量を20パーセント以内に決定できます。
GJ9827システムの多波長観測-HSTおよびCARMENESデータからのGJ9827bおよびdの拡張大気の証拠はありません
| Title |
A_multi-wavelength_look_at_the_GJ_9827_system_--_No_evidence_of_extended_atmospheres_in_GJ_9827_b_and_d_from_HST_and_CARMENES_data |
| Authors |
Ilaria_Carleo,_Allison_Youngblood,_Seth_Redfield,_Nuria_Casasayas_Barris,_Thomas_R._Ayres,_Hunter_Vannier,_Luca_Fossati,_Enric_Palle,_John_H._Livingston,_Antonino_F._Lanza,_Prajwal_Niraula,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_Guo_Chen,_Davide_Gandolfi,_Eike_W._Guenther,_Jeffrey_L._Linsky,_Evangelos_Nagel,_Norio_Narita,_Lisa_Nortmann,_Evgenya_L._Shkolnik,_Monika_Stangret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06277 |
GJ9827は、3つの通過する惑星を持つ惑星系をホストする明るい星です。GJ9827は、地球型惑星とガス状惑星の間の半径ギャップの境界内に広がる惑星を持つ多惑星系として、共通の進化の歴史を持つ近接惑星の大気の進化と、それらの恒星からの依存を研究するための最適なターゲットです。照射。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とGJ9827惑星bおよびdのCARMENESトランジット観測について報告します。紫外線HSTスペクトルから恒星および星間物質の特性評価を行い、F（Ly-alpha）=（5.42+0.96-0.75）X10^{-13}ergcm^{-2のLy-alphaおよびMgIIのフラックスを取得しました。}s^{-1}およびF（MgII）=（5.64+-0.24）X10^{-14}ergcm^{-2}s^{-1}。また、HSTスペクトルからのトランジットイベント中のGJ9827bの大気中のLy-alphaでの可能な吸収シグネチャ、およびCARMENESスペクトルからのGJ9827bとdの大気でのH-alphaとHeIシグネチャを調査しました。どちらの惑星にも、大気が広がっているという証拠は見つかりませんでした。この結果は、このシステムの3つの惑星すべてで測定された放射場に基づく質量損失の分析的推定によっても裏付けられています。これにより、GJ9827bの質量損失率はGyrあたり0.4、0.3、および0.1の惑星質量になりました。、c、およびdそれぞれ。これらの値は、惑星が進化の過程で揮発性物質を急速に失った可能性があり、おそらく現段階では大気を保持していないことを示しています。
がか座ベータ星の塵円盤の遠方
| Title |
The_far_reaches_of_the_beta_Pictoris_debris_disk |
| Authors |
Markus_Janson,_Alexis_Brandeker,_G\"oran_Olofsson,_Rene_Liseau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06281 |
近くの若い星のベータ星ピクトリスは、少なくとも2つの巨大な惑星と、微惑星のいくつかの動的な亜集団を含むほぼエッジオンの塵円盤を備えた、豊かで複雑な惑星系をホストしています。塵円盤の内側の範囲は広範囲に研究されてきましたが、円盤の外側のより暗い部分についてはあまり情報が知られていません。ここでは、明るい恒星点広がり関数のハロー下部構造が複雑であるため、これまで科学的に調査されていなかった、2003年から2004年までのアーカイブFORSVバンドイメージングデータの分析を示します。角度微分イメージングに基づくハイコントラストスキームと、自己減算を軽減するフォワードモデリングアプローチにより、ベータPicディスクの外側の範囲でこれまでで最も深いイメージングを生成し、その形態学的特性を抽出しました。内側のディスクで以前に指摘された、エッジオンディスクの2つのアーム間の明るさの非対称性は、角度の間隔が大きくなるとさらに顕著になり、約1000AUの係数で約10に達します。2000AUに近づくと、27〜28mag/arcsec^2の表面輝度でより明るいアームが見えます。明るさの非対称性と同様に、2つのアーム間に傾斜角の非対称性が存在し、大きな間隔でますます極端になります。7.2度の外側の傾斜角は、外側の円盤が内側の円盤よりもエッジオンの傾きから遠い場合、またはその塵がより強い散乱異方性を持っている場合、あるいは（おそらく）両方の場合にのみ説明できます。強い非対称性は、非常に偏心した運動学的ディスクコンポーネントの存在を意味します。これは、ディスク内のより近い場所で発生したと考えられる破壊的なイベントによって引き起こされた可能性があります。
恒星の動的履歴に相関する惑星発生率：ケプラー星からの証拠
| Title |
Planet_Occurrence_Rate_Correlated_to_Stellar_Dynamical_History:_Evidence_from_Kepler_Stars |
| Authors |
Yuan-Zhe_Dai,_Hui-Gen_Liu,_Dong-Sheng_An,_Ji-Lin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06621 |
星の動的な歴史は、惑星の形成と進化に大きく影響します。観測から惑星の形成と進化に対する動的な歴史の影響を調査するために、より高い相対速度を持つ星が重大な動的なイベントを経験した可能性が高いと仮定します。正確なガイアケプラーステラプロパティカタログを利用して、単一の主系列星を選択し、これらの星を相対速度に従って3つのグループ、つまり高V、中央値V、および通常Vの星に分割します。ケプラーデータからの既知のバイアスを考慮し、惑星の発生率に対する恒星の特性の影響を最小限に抑えるために事前および事後補正を採用した後、High-V星はスーパーアースおよびサブネプチューンの発生率が低いことがわかりました（1--4R$_{\rm\oplus}$、P<100日）および通常-Vよりもサブアースの発生率が高い（0.5--1R$_{\rm\oplus}$、P<2日）出演者。さらに、結果を説明するために2つのシナリオについて説明します。ガスディスク散逸の前に機能する「最初はディスクの割合が低い高V星」と、ガスディスク散逸またはガスディスク散逸後に機能する「極端な動的進化を伴う高V星」です。惑星系の形成。多重度と離心率を調査した後、High-V惑星ホストは、マルチプラネットシステムの割合が高く、平均離心率が低いことを好みます。これは、ケプラー惑星系の離心率と多重度の二分法と一致しています。したがって、最初のシナリオをサポートします。将来的には、Gaia、TESS、およびPLATOからのデータリリースにより、より多くの惑星を使用して統計結果をテストし、さまざまなシナリオを確認できるようになります。
| Title |
Metallization_of_Shock-Compressed_Liquid_Ammonia |
| Authors |
A._Ravasio_and_M._Bethkenhagen_and_J.-A._Hernandez_and_A._Benuzzi-Mounaix_and_F._Datchi_and_M._French_and_M._Guarguaglini_and_F._Lefevre_and_S._Ninet_and_R._Redmer_and_T._Vinci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06692 |
アンモニアは、天王星型惑星である天王星と海王星の深部にある主要な成分の1つであると予測されています。それらのダイナミクス、進化、および内部構造は十分に理解されておらず、モデルは状態方程式と輸送特性のデータに不可欠に依存しています。その大きな重要性にもかかわらず、今日のアンモニア状態図の実験的にアクセスされた領域は、圧力と温度がまだ非常に制限されています。ここでは、プローブされたレジームを前例のない条件、最大$\sim$350GPaおよび$\sim$40000Kにプッシュします。Hugoniotに沿って、圧力の関数として測定された温度は、$\sim$7000Kおよび$で勾配の微妙な変化を示します。\sim$90GPa、実行したabinitioシミュレーションと一致します。この特徴は、分子液体からプラズマ状態への段階的な移行と一致します。さらに、反射率測定を実行し、高圧アンモニアの電子伝導の最初の実験的証拠を提供しました。衝撃反射率は、50GPaを超える圧力で継続的に上昇し、120GPaを超える飽和値に達します。対応する電気伝導率の値は、100GPaレジームの水よりも最大1桁高く、天王星型惑星内部での磁気ダイナモの生成に対する予測されるアンモニアに富む層の重要な寄与の可能性があります。
コア降着パラダイムを通じて形成されるガス巨大惑星の質量分布の理論的枠組み
| Title |
A_Theoretical_Framework_for_the_Mass_Distribution_of_Gas_Giant_Planets_forming_through_the_Core_Accretion_Paradigm |
| Authors |
Fred_C_Adams,_Michael_R_Meyer,_and_Arthur_D_Adams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06714 |
この論文は、コア降着パラダイムを介して形成されるガス巨大惑星の質量の分布を計算するための理論的枠組みを構築します。星周円盤の既知の特性から始めて、$0.1M_J<M_{\rmp}<10M_J$の範囲にわたる惑星の質量分布のモデルを提示します。星周円盤の寿命が惑星の質量降着の終わりに単独で責任がある場合、ディスクの寿命の観測された（ほぼ）指数分布は、惑星の質量関数の指数関数的な低下を刻印します。この結果は、質量分布が（ほぼ）べき乗則形式$dF/dM_{\rmp}\simM_{\rmp}^{-p}$であり、インデックスが付いていることを示唆する観測結果と明らかに矛盾しています。$p\upperx1.3$、関連する惑星の質量範囲（および恒星の質量の場合は$\sim0.5-2M_\odot$）。惑星への質量降着率は、ヒル球に入る（星周）円盤降着流の割合と、惑星が入ってくる物質を捕獲する効率に依存します。これらの効率の分布を含む惑星質量関数のモデルは、事前情報がない場合、現在の観測と一致して、ほぼべき乗則の動作を生成できます。ディスクの寿命、降着率、およびその他の入力パラメータは、ホスト星の質量によって異なります。これらの変動が、さまざまな恒星の質量に対する惑星の質量関数のさまざまな形にどのようにつながるかを示します。質量が$M_\ast$=$0.5-2M_\odot$の星と比較して、質量が小さい星は、惑星の質量関数が急勾配である（大きな惑星が少ない）と予測されます。
エウロパや他の世界の内部を調査するためのマグネトテルリック機器
| Title |
A_magnetotelluric_instrument_for_probing_the_interiors_of_Europa_and_other_worlds |
| Authors |
Robert_Grimm,_Ton_Nguyen,_Steve_Persyn,_Mark_Phillips,_David_Stillman,_Tim_Taylor,_Greg_Delory,_Paul_Turin,_Jared_Espley,_Jacob_Gruesbeck,_Dave_Sheppard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06730 |
木星の氷衛星エウロパへの着陸船ミッションの目的の1つは、30km以内の液体の水を検出し、地下の海を特徴づけることです。この目的を達成するために、氷の殻内の水も特定する必要があります。エウロパでの水の検出には、誘導電磁（EM）法が最適です。これは、溶解した塩のごく一部でも、氷の殻よりも水を桁違いに導電性にするためです。ガリレオ宇宙船による誘導研究と比較して、シェル内の水の浅い深さを解決するには、より高い周波数の周囲EMフィールドの測定が必要です。これらのフィールドは主に以前のミッションによって特徴付けられていますが、それらの未知のソース構造とプラズマ特性は、それぞれ単一表面磁力計または軌道から表面への磁気伝達関数を使用したEMサウンディングを許可しません。代わりに、ブロードバンドEMサウンディングは、水平電場と3成分磁場を測定するマグネトテルリック（MT）法を使用して、単一の表面ステーションから実現できます。関連する熱、真空、および放射環境での測定要件を満たすために、プロトタイプのEuropaマグネトテルリックサウンダー（EMS）を開発しました。EMSは、中央の電子機器、マスト上のフラックスゲート磁力計、および表面電位の差を測定するための3つの弾道的に配置された電極で構成されています。このホワイトペーパーでは、EMSの開発とテストについて説明するとともに、操作の概念と水の検出可能性に関する計算に関するサポート情報を提供します。EMSは、エウロパでの貝殻内水の発生を独自に判断でき、居住性に重要な制約を与えます。
静止状態の逆行惑星ホスト$ \ nu $ OctantisAの光球および彩層活動分析
| Title |
A_photospheric_and_chromospheric_activity_analysis_of_the_quiescent_retrograde-planet_host_$\nu$_Octantis_A |
| Authors |
David_Ramm,_Paul_Robertson,_Sabine_Reffert,_Fraser_Gunn,_Trifon_Trifonov,_Karen_Pollard,_Faustine_Cantalloube |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06844 |
単線分光連星$\nu$はちぶんぎ座は、最初に推測された星周惑星が恒星軌道への逆行軌道を要求している証拠を提供しました。惑星のような振る舞いは現在、2001年から2013年に取得された1437の視線速度（RV）に基づいています。$\nu$Octの準主軸はわずか2.6AUで、候補惑星は$\nu$OctAのほぼ中間を周回しています。これらの詳細は、受け入れられている恒星変動シナリオと同様に矛盾するホストを持ちながら、惑星形成の理解と軌道再構成および安定性シナリオの決定的なモデリングに真剣に挑戦します。惑星以外のすべての説明は、二等分線と線の深さの比率の以前の分光学的研究、ヒッパルコスからの測光、最近の宇宙ミッションTESSとGAIA（視差の増加が$\nu$OctAを分類する）を含む複数の定性的および定量的テストに基づいて信頼性が低くなりますまだサブジャイアントに近い〜K1IV）。以前のRVキャンペーン（2009-2013）のスペクトルを使用して、$\nu$OctAの彩層の最初の大規模調査を実施しました。198CaIIHラインと1160H$\alpha$インデックスです。また、主に光球の温度に非常に敏感な追加の線深度比に使用される135のスペクトル（2018-2020）を取得しました。RVに相関する有意な変動は見られませんでした。私たちの線の深さの比率は、以前に達成されたように、わずか$\pm$4Kの温度変化を示しています。私たちの非定型CaII分析は、S/Nの観点からインデックスをモデル化し、それらのエラーに共分散を大幅に含めます。H$\alpha$インデックスには、地電流によるものであることを示す準周期的な変動があります。私たちの新しい証拠は、地球を支持するだけで現実的にさらに複数の議論を提供します。
火星とエンケラドゥスでの可能な生命への応用を伴う運動性に対する物理的制約
運動性は地球上の微生物の生命の遍在する特徴であり、有望な生命存在指標の候補として広く見なされています。したがって、運動性生物の探索では、特定の領域または体積で見つかると予想されるそのような微生物の数を大まかに見積もることが重要です。この作業では、特定の環境で利用可能な自由エネルギーの量と運動性のエネルギーコストを考慮に入れた単純な理論モデルを採用することにより、この質問を調査します。問題の運動性微生物がメタン生成からエネルギーを引き出すと仮定することにより、火星の地下とエンケラドスの海のバイオマス密度と運動性生物の数密度のヒューリスティックな上限を提示します。その結果、結果として得られる密度は、地球上のさまざまな極限環境で記録されている密度に匹敵するか、はるかに低い可能性があることを示しています。
木星の将来の大きな傾斜角
目的：私たちは、木星の赤道傾斜角が太陽系で非常に小さいままであるかどうか、または将来成長して他の巨大惑星と同等の値に達する可能性があるかどうかを判断することを目指しています。方法：木星の回転軸は、通常の衛星と太陽からの重力トルクの影響を受けます。これらのトルクは、軌道の長期的な変動と衛星の移動により、時間の経過とともに変化します。数値シミュレーションを使用して、慣性モーメントのさまざまな値と衛星のさまざまな移動率について、木星のスピン軸の将来の進化を調査します。分析式は、関連するすべての共振の位置と特性を示します。結果：ガリレオ衛星の移動により、木星の赤道傾斜角は現在増加しています。これは、天王星の節点歳差運動モードによる長期的なスピン軌道共鳴のドリフトを断熱的に追跡するためです。衛星の移動率の現在の推定値を使用すると、木星の赤道傾斜角は、極慣性モーメントの正確な値に応じて、5Gyr後に6{\deg}から37{\deg}の範囲の値に達する可能性があります。ドリフトが断熱的である限り、衛星の移動が速くなると、傾斜角が大幅に増加します。結論：その特異に小さい電流値にもかかわらず、木星の傾斜角は太陽系の他の傾斜角と同じです：それは経年的なスピン軌道相互作用に等しく敏感であり、おそらく将来同等の値に達するでしょう。
ExoGRAVITYプロジェクト：シングルモード干渉法を使用して太陽系外惑星を特徴付けます
| Title |
The_ExoGRAVITY_project:_using_single_mode_interferometry_to_characterize_exoplanets |
| Authors |
S._Lacour,_J._J._Wang,_M._Nowak,_L._Pueyo,_F._Eisenhauer,_A.-M._Lagrange,_P._Molli\`ere,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_M._Baub\"ock,_M._Benisty,_J.P._Berger,_H._Beust,_S._Blunt,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_A._Cridland,_P.T._de_Zeeuw,_R._Dembet,_J._Dexter,_A._Drescher,_G._Duvert,_F._Gao,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_T._Gardner,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._H._Girard,_X._Haubois,_G._Heissel,_T._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Horrobin,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jocou,_J._Kammerer,_M._Keppler,_P._Kervella,_L._Kreidberg,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_A.-L._Maire,_A._M\'erand,_J.D._Monnier,_D._Mouillet,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07098 |
補償光学と干渉観測を組み合わせると、単一望遠鏡の極端なAOシステムと比較してかなりのコントラストゲインが得られます。これを利用して、ExoGRAVITYプロジェクトは、星から0.1インチから2インチの範囲にある既知の若い巨大な太陽系外惑星の調査です。観測は前例のない精度の位置天文データを提供し、惑星の軌道パラメータを洗練し、それらの動的履歴を明らかにするために重要です。さらに、GRAVITYは、多惑星系における惑星-惑星相互作用による非ケプラーの摂動を測定し、動的質量を測定します。時間の経過とともに、中程度の解像度（$R=500$）で太陽系外惑星を繰り返し観測すると、多くの太陽系外惑星について、前例のない品質のKバンドスペクトルのカタログが提供されます。Kバンドには、多くの分子シグネチャー（CO、H$_2$O、CH$_4$、CO$_2$）が含まれているという独自の特性があります。これにより、Exo-REMのような自己無撞着モデルと組み合わせて使用すると、表面重力、金属量、および温度を正確に制限できます。さらに、パラメータ検索アルゴリズムpetitRADTRANSを使用して、惑星のC/O比を制約します。最終的には、太陽系外惑星の最初のC/O調査を作成し、惑星の形成と測定された原子の存在量を関連付けるという難しいプロセスを開始する予定です。
高解像度トランジット観測における大気風のスペクトルシグネチャ
太陽系外惑星の大気の研究は、私たちの太陽系の惑星と比較して大きな多様性を示しました。特に、ホスト星を接近軌道で周回する木星型の太陽系外惑星、いわゆるホットジュピターとウルトラホットジュピターは、大気の特徴が強化されているため、詳細に研究されています。自転と公転状態のため、昼と夜の温度差が大気の風を引き起こし、観測にさまざまな指紋をもたらす可能性があります。ナトリウム（Na）などの輸送中に空間的に分解された吸収線は、そのような風の優れたトレーサーになる可能性があります。さまざまな研究により、さまざまな線幅を示すさまざまな太陽系外惑星のNa$^-$吸収線が解決されました。これがそのような帯状ジェット気流に起因する可能性があると仮定して、この作業は合成吸収線に対するそのような風の影響をモデル化します。このために、高温および超高温の木星と同様の回転速度を持つ通過する木星型惑星が考慮されます。調査は、高風速が、さまざまな高解像度通過観測で推測されたNa線プロファイルの広がりを再現できることを示しています。平衡温度が低い惑星では、広がりの値が減少する傾向があります。これは、帯状ジェット気流を減速させるアルカリ線のイオン化によって引き起こされた大気抵抗によって説明でき、超高温木星よりも高温木星に存在することを支持します。
火星環境でのエネルギー生産-火星の直接ベースの生息地への電力供給
この論文の仕事は、火星の土壌でのエネルギー生産の可能性を研究し、特に、エネルギーシステムの最適な構成を確立することを目的としています。この目標は、「マーズダイレクト」の概念に基づいて、科学的基盤を養うという意志で文脈化されています（RobertZubrin、1990）。この生息地は、火星の1年（地球の1、88年）にわたる熱損失の分析を実行するために、その熱的特徴で再現されています。この分析の一部として、2つの可能なシナリオが研究されました：中程度の太陽放射を伴う晴天（「太陽の季節」）と砂嵐の季節（「嵐の季節」）。その後、AspenPLUSのおかげで、一次救命処置システムがシミュレートされました。熱分析の結果を使用して、Habの熱および電気需要プロファイルを取得することができました。考えられるすべてのエネルギー源（太陽、風力、核、燃料電池、rtg）を特定した後、Excelでの計算は、可能な限り最小の質量を持つ構成の1つを見つけ、さらに厳密な道を開くことを目的として設定されました。、最適化。火星への1キログラムの輸送には数十万ドルの費用がかかることは確かに明らかです。
原始惑星状星円盤中の複雑な有機分子：メタノール含有氷からのX線光脱離。パートII-混合メタノール-COおよびメタノール-H2O氷
| Title |
Complex_organic_molecules_in_protoplanetary_disks:_X-ray_photodesorption_from_methanol-containing_ices._Part_II_--_Mixed_methanol-CO_and_methanol-H2O_ices |
| Authors |
R._Basalg\`ete,_R._Dupuy,_G._F\'eraud,_C._Romanzin,_L._Philippe,_X._Michaut,_J._Michoud,_L._Amiaud,_A._Lafosse,_J.-H._Fillion,_M._Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07216 |
天体物理学的観測は、原始惑星状星円盤の気相に複雑な有機分子（COM）があることを示しています。中央の若い恒星状天体（YSO）から放出され、円盤内の星間氷を照射し、続いて気相で分子を放出するX線は、寒冷地で観測された存在量を説明するための可能なルートです。X線光脱離として知られるこのプロセスは、メタノールを含む氷について定量化する必要があります。$^{13}$CO：CH$_3$OH氷とH$_2$O：CH$_3$OH氷の2成分混合氷からのメタノールとその光生成物のX線光脱離収率を実験的に測定することを目的としています。これらの氷を15Kで525〜570eVの範囲のX線で照射しました。気相での化学種の放出は、四重極質量分析によって監視され、光脱離収率が導き出されました。$^{13}$CO：CH$_3$OH氷の場合、CH$_3$OHX線光脱離収率は564eVで10$^{-2}$分子/光子と推定されます。エタノール、ジメチルエーテル、および/またはギ酸のいずれかに起因する可能性のある、より大きなCOMのX線光脱離が、10$^{-3}$分子/光子の収率で検出されます。メタノールを水と混合すると、メタノールおよび以前のCOMのX線光脱離は検出されません。低エネルギーの二次電子が支配的なX線誘起化学が、これらの結果を説明する主なメカニズムであることがわかっています。また、天体化学モデルの原始惑星系円盤環境に適用できる脱着収率も提供します。YSOからのX線放射は、メタノールを含む氷からのX線光脱離のため、低温およびX線が支配的な領域でのメタノールなどのCOMによる原始惑星系円盤気相の濃縮に関与するはずです。
Blanco DECam Bulge Survey（BDBS）III：光度と色の分布による天の川の膨らみの二重レッドクランプの新しいビュー
| Title |
Blanco_DECam_Bulge_Survey_(BDBS)_III:_A_new_view_of_the_double_red_clump_in_the_Milky_Way_bulge_through_luminosity_and_color_distribution |
| Authors |
Dongwook_Lim,_Andreas_J._Koch-Hansen,_Chul_Chung,_Christian_I._Johnson,_Andrea_Kunder,_Iulia_T._Simion,_R._Michael_Rich,_William_I._Clarkson,_Catherine_A._Pilachowski,_Scott_Michael,_A._Katherina_Vivas,_Michael_D._Young |
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https://arxiv.org/abs/2101.06269 |
レッドクランプ（RC）星は、天の川（MW）バルジの構造の最高の恒星トレーサーの1つです。ここでは、9つのバルジフィールド（$l$=0.0$^{\circ}$、$\pm$4.5$^{\circ}$;$b）におけるRC星の光度と色分布によるダブルRCの新しいビューを報告します。$=-6.0$^{\circ}$、-7.5$^{\circ}$、-9.0$^{\circ}$）は、近紫外線から近赤外線までをカバーするBlancoDECamBulgeSurvey（BDBS）からのものです。赤外線バンドパス。明るく暗いRCは、（$ug$）$_{0}$と（$ui$）$_{0}$の色で対照的な分布を示しますが、（$J-K_{s}$）$_{では同様の分布を示します。0}$銀河の経度に応じて変化します。明るいRCは通常、暗いRCよりも赤くなります。特に、（$ug$）$_{0}$カラー（青いRCの場合は（$ug$）$_{0}$$<$2.5）を使用すると、RC星は明らかに青い集団と赤い集団に分けられます。;（$ug$）$_{0}$$\ge$2.5（赤いRCの場合））。青い星は、かすかなRCレジームで単一の塊を示していますが、赤い星は、明るいRCとかすかなRCの両方で二重の塊を形成しています。赤い星の明るい塊は正の経度のフィールドで支配的ですが、それらの赤い星のかすかな塊は負の経度で重要です。また、分光法（$\Delta$[Fe/H]$\sim$0.45dex）と比較して、青い星と赤い星のピーク金属量が異なることを確認します。したがって、我々の結果は、MWバルジが金属量の少ない星の回転楕円体と主に金属量の多い星で構成される箱型/ピーナッツ形（X字型）で構成されているシナリオをサポートしています。
近くの活動銀河における狭線領域の流出からのフィードバックの定量化-III。セイファート2銀河Markarian3、Markarian
78、およびNGC1068の結果
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Quantifying_Feedback_from_Narrow_Line_Region_Outflows_in_Nearby_Active_Galaxies_--_III._Results_for_the_Seyfert_2_Galaxies_Markarian_3,_Markarian_78,_and_NGC_1068 |
| Authors |
Mitchell_Revalski,_Beena_Meena,_Francisco_Martinez,_Garrett_E._Polack,_D._Michael_Crenshaw,_Steven_B._Kraemer,_Nicholas_R._Collins,_Travis_C._Fischer,_Henrique_R._Schmitt,_Judy_Schmidt,_W._Peter_Maksym,_Marc_Rafelski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06270 |
活動銀河核（AGN）によって駆動されるイオン化ガスの流出は、それらのホスト銀河の進化に大きな影響を与える可能性があります。ただし、これらの流出のエネルギーを決定することは、強力なグローバル選択効果の影響を受ける空間的に未解決の観測では困難です。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とアパッチポイント天文台（APO）の分光法とイメージングを使用して、マルチに基づく近くのAGNの狭線領域（NLR）流出の空間分解質量流出率とエネルギーを導出する進行中の研究の一部を紹介します。-ガスのイオン化、密度、存在量、およびダスト含有量の空間的変動を説明するための成分光イオン化モデル。この拡張分析では、Mrk3、Mrk78、およびNGC1068が追加され、Revalski（2019）のサンプルが2倍になります。流出には、イオン化されたガスの総質量が$M\upperx10^{5.5}-10^{7.5}$$M_{\odot}$であり、ピーク速度が$v\upperx800-2000$kms$に達することがわかります。^{-1}$。流出は$\dotM_{out}\approx3-12$$M_{\odot}$yr$^{-1}$の最大質量流出率に達し、$E\above10^{54の総運動エネルギーを含みます}-10^{56}$erg。流出は、原子核から半径方向の距離$r\approx0.1〜3$kpcまで広がり、ガスの質量、流出エネルギー、および半径方向の範囲は、AGNの光度と正の相関があります。流出速度は、ガスが複数の半径で放射的に駆動されるその場でのイオン化と加速と一致しています。これらの放射状の変動は、空間的に分解された観測がAGNフィードバックの位置を特定し、最も正確な流出パラメータを決定するために不可欠であることを示しています。
z = 2.67の巨大なスターバースト銀河の周りの金属に乏しい冷たいガスの長い流れ
| Title |
A_Long_Stream_of_Metal-Poor_Cool_Gas_around_a_Massive_Starburst_Galaxy_at_z_=_2.67 |
| Authors |
Hai_Fu,_Rui_Xue,_J._Xavier_Prochaska,_Alan_Stockton,_Sam_Ponnada,_Marie_Wingyee_Lau,_Asantha_Cooray,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06273 |
z>2の巨大なスターバースト銀河の銀河周囲媒体（CGM）の最初の詳細な解剖を提示します。私たちのターゲットは、1200$M_\odot$/yrの星形成率を持つz=2.674のサブミリ銀河（SMG）です。そして$1.3\times10^{11}M_\odot$の分子ガス貯留層。そのCGMを、93kpcと176kpcの衝突パラメーターでの2つのバックグラウンドQSOで特徴付けます。それぞれが1500km/sを超える3つの主要なサブシステムで構成される両方のQSOへのSMGの赤方偏移の近くで強いHIと金属線の吸収を検出します。吸収体は、86kpcの間隔で顕著な運動学的および金属量のコヒーレンスを示します。特に、SMGのCGM内の低温ガスは、高いHIカラム密度（$\logN_{\rmHI}/{\rmcm}^{-2}=20.2、18.6$）、低い金属量（[M/H]$\upperx$-2.0）、および同様の視線速度（$\upperx$-300km/s）。HIカラム密度は、z>2のQSO周辺のCGMでの以前の結果と一致しますが、金属量は1桁以上低くなっています。大きな物理的範囲、速度コヒーレンス、高い面密度、および低い金属量はすべて、z>1.5で高温の巨大なハローに浸透すると予測される、低温で流入するほぼ自然のままのガス流と一致しています。このような3つのストリームから、合計ガス降着率は約100$M_\odot$/yrと推定されます。これは、星形成率には達していませんが、シミュレーションと一致しています。この速度では、中央スターバーストの分子ガス貯留層を取得するのに約10億年かかります。
ガイアEDR3は、ウェスタールンド1が以前に考えられていたよりも近く、古いことを確認しています
| Title |
Gaia_EDR3_confirms_that_Westerlund_1_is_closer_and_older_than_previously_thought |
| Authors |
Mojgan_Aghakhanloo,_Jeremiah_W._Murphy,_Nathan_Smith,_John_Parejko,_Mariangelly_D\'iaz-Rodr\'iguez,_Maria_R._Drout,_Jose_H._Groh,_Joseph_Guzman,_and_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06285 |
{\itGaia}EarlyDataRelease3（EDR3）視差とベイズ推定を使用して、ウェスタールンド1（Wd1）クラスターの視差を推定します。$2.8^{+0.7}_{-0.6}$kpcの距離に対応する$0.34\pm{0.05}$masの視差が見つかります。新しい{\itGaia}EDR3距離は、{\itGaia}DR2視差を使用した以前の結果と一致しています。これは、Wd1が以前に想定されていたよりも質量が小さく、古いことを確認します。DR2と比較して、各星のEDR3の個々の視差の不確実性は30\％減少しました。ただし、クラスターの総視差の不確実性は同じままでした。これは、不確実性が系統学によって支配されていることを示唆しています。これは、おそらく混雑、クラスター内の運動、またはバイナリ軌道による運動が原因です。
Sh 2-185（IC59およびIC63）領域における星間減光、偏光、および粒子配列
| Title |
Interstellar_extinction,_polarization,_and_grain_alignment_in_the_Sh_2-185_(IC_59_and_IC_63)_region |
| Authors |
Archana_Soam,_B-G_Andersson,_V._Strai\v{z}ys,_Miranda_Caputo,_A._Kazlauskas,_R._P._Boyle,_R._Janusz,_J._Zdanavi\v{c}ius,_and_J.A._Acosta-Pulido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06312 |
星間物質からの光学的および赤外線の連続偏光は、粒子を磁場に整列させる放射プロセスによって駆動されます。放射アライメントトルク（RAT）の定量的で予測的な理論が存在し、広範囲にわたってテストされていますが、理論のいくつかのパラメーターは完全に制約されたままです。最近の論文で、\citet{medan2019}は、ローカルバブル（LB）の壁のさまざまな場所での偏光効率（したがって、粒子配列効率）が、周囲の星からの積分光強度に比例してモデル化できることを示しました。OBアソシエーション。ここでは、B0IV星$\gamma$に照らされた、Sh2-185HII領域の2つの反射星雲IC\、59とIC\、63の消光と偏光を調べることにより、高放射場強度でのその関係を調べます。カシオペア。ビリニュスシステムでは、アーカイブの視覚偏光測定と新しい7バンド測光を組み合わせて、材料から偏光効率を導き出します。ローカルバブル壁に見られるのと同じ線形関係がSh2-185領域にも当てはまり、以前の研究からの結論が強化されていることがわかります。
形態学的プローブとしてのOTELO調査。銀河の進化の最後の10Gyr。 z = 2までの質量とサイズの関係
| Title |
The_OTELO_survey_as_a_morphological_probe._Last_ten_Gyr_of_galaxy_evolution._The_mass--size_relation_up_to_z=2 |
| Authors |
Jakub_Nadolny,_\'Angel_Bongiovanni,_Jordi_Cepa,_Miguel_Cervi\~no,_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia,_Mirjana_Povi\'c,_Ricardo_P\'erez_Mart\'inez,_Miguel_S\'anchez-Portal,_Jos\'e_A._de_Diego,_Irene_Pintos-Castro,_Emilio_Alfaro,_H\'ector_O._Casta\~neda,_Jes\'us_Gallego,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Carmen_P._Padilla_Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06460 |
銀河の形態は、他の物理的特性と宇宙時間の経過に伴うそれらの変化を関連付けて理解するための独自のツールを提供します。大規模で詳細な調査のおかげで、前例のない数の銀河の豊富なデータにアクセスできるようになったのはごく最近のことです。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で検出されたOTELO調査銀河の形態カタログを提示します-ACSF814W画像。銀河テンプレートを使用してスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングによって分類された初期型（ET）と後期型（LT）の銀河を分離するために、以前の研究で適用されたさまざまな方法を調査します。この記事と一緒に、8\、000以上のソースから派生したF606WおよびF814Wバンドの主な形態学的パラメーターを含むカタログをリリースします。形態素解析は、単一のS\'ersicプロファイルフィットに基づいています。GALAPAGOS2ソフトウェアを使用して、2つのHST-ACSバンドに同時に適合した多波長形態パラメータを提供しました。GALAPAGOS2ソフトウェアは、GALFTI-Mの推定値を検出して準備し、各ソースの両方の帯域で最適なシングルS\'ersicモデルを提供します。恒星の質量は、銀河テンプレートのSEDフィッティングから回収された合成レストフレームの大きさを使用して推定されました。形態学的カタログは、個別のSExtractorデュアル高動的範囲モードからの濃度インデックスで補完されます。合計8,812のソースが、単一のS\'ersicプロファイルに正常に適合しました。この作業では、phot_z=2までの約3,000のソースの慎重に選択されたサンプルの分析が示されていますが、以前の研究では873のソースが検出されませんでした。z=2以降、ETとLTの質量サイズの関係の低質量端の進化に関する統計的証拠は見つかりませんでした。さらに、我々は、文献からのデータを用いて、与えられた恒星の質量について、ET銀河とLT銀河のサイズ進化の中央値について良い一致を見つけました。
近くのFRI電波銀河の赤外線スペクトルで核の不明瞭さを探す
| Title |
Searching_for_Nuclear_Obscuration_in_the_Infrared_Spectra_of_Nearby_FR_I_Radio_Galaxies |
| Authors |
R._C._Gleisinger_(University_of_Victoria)_and_C._P._O'Dea_(University_of_Manitoba)_and_J._F._Gallimore_(Bucknell_University)_and_S._Wykes_(Independent_Researcher)_and_S._A._Baum_(University_of_Manitoba) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06579 |
光度の低い活動銀河核はどのようにして強力な電波放射を生成しますか？中程度の電波と低光度の活動銀河核（Fanaroff＆RileyクラスI、FRI）の最近の研究では、いくつかの活動銀河核統一モデルによって予測されるように、偏光で広い核輝線を探していますが、不均一な結果が見つかりました。これらのモデルは通常、離散的なほこりっぽい雲のトーラスに囲まれた中央エンジンで構成されています。これらの雲は、光放射を吸収および散乱し、広い核輝線を遮断し、中赤外線で再放射します。偏光されるジオメトリによっては、散乱したブロードライン放射が観察される場合があります。ほこりっぽい覆い隠された構造からの有意な放射があるかどうかを決定するために、10個の近くのFRI電波銀河の広帯域赤外線分光分析を提示します。マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを使用して、サンプルのスピッツァー/IRSスペクトルを分解しました。TwoMicronAllSkySurvey、Spitzer/IRAC、Spitzer/MIPS、およびHerschel/SPIREの測光を使用して、モデルの広帯域動作を制限しました。1つの銀河が塊状のトーラスに最もよく適合し、他の3つの銀河が熱的な中赤外線成分を示していることがわかります。これは、これら3つに、トーラスモデルと矛盾する不明瞭なダスト構造が存在する可能性があり、ダストを加熱する光子のソースが存在する必要があることを示しています。私たちのFRI電波銀河の40％は、ほこりっぽい物質、おそらく他の形の隠れたブロードライン核を覆い隠している証拠を示していると結論付けていますが、特に塊状トーラスモデルを支持しているのはわずか10％です。
SDSS J165202.60 + 172852.4のX線分析、銀河形成のピークエポックで流出を伴う不明瞭なクエーサー
| Title |
X-ray_analysis_of_SDSS_J165202.60+172852.4,_an_obscured_quasar_with_outflows_at_peak_galaxy_formation_epoch |
| Authors |
Yuzo_Ishikawa,_Andy_D._Goulding,_Nadia_L._Zakamska,_Fred_Hamann,_Andrey_Vayner,_Sylvain_Veilleux,_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06613 |
空間分解された[OIII]輝線を介して検出された既知の銀河イオン化流出を伴う、高赤方偏移、z=2.94、極度に赤いクエーサー（ERQ）、SDSSJ165202.60+172852.4の深いXMM-NewtonおよびNuSTAR観測について報告します。X線観測により、降着円盤の光度と核周囲の不明瞭化の形状とスケールを直接調べることができます。XMM-Newton/EPICおよびNuSTAR検出器からのスペクトルを、物理的に動機付けられたトーラスモデルに適合させ、$N_H=（1.02^{+0.76}_{-0.41}）のほぼコンプトンの厚さの列密度を示すようにソースを制約します。\times10^{24}\textrm{cm}^{-2}$、視線傾斜角が$\theta_i=85^{\circ}$のニアエッジオンジオメトリ、および散乱率$f_{sc}\sim3$％の。$L_{\textrm{2-10}}=（1.4^{+1}_{-1}）\times10^{45}\textrm{ergの吸収補正された固有の2-10keVX線光度s}^{-1}$は、他のERQで観測された傾向と一致して、本質的にX線に弱いわけではない強力なクエーサーを明らかにします。非常に不確実ですが、不明瞭化の物理的特性も推定します。$n_e\sim7.5\times（10^2-10^3）\textrm{cm}^{-3}$の温かいイオン化散乱密度と不明瞭化$M_{obsc}\sim1.7\times（10^4-10^6）M_{\odot}$の質量。より浅いX線観測で以前に示唆されたように、ERQの光学的および赤外線選択は、強力な流出サインを持つ不明瞭なクエーサーを見つけるのに効果的であることが証明されています。私たちの観測は、ERQのX線特性の詳細なビューを提供し、高赤方偏移での不明瞭なクエーサー集団の厳しく光子が制限された研究の結論をサポートします。
局所および高赤方偏移銀河におけるCO励起、分子ガス密度および星間放射場
| Title |
CO_excitation,_molecular_gas_density_and_interstellar_radiation_field_in_local_and_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Daizhong_Liu,_Emanuele_Daddi,_Eva_Schinnerer,_Toshiki_Saito,_Adam_Leroy,_John_Silverman,_Francesco_Valentino,_Georgios_Magdis,_Yu_Gao,_Shuowen_Jin,_Annagrazia_Puglisi,_Brent_Groves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06646 |
一酸化炭素（CO）励起、平均分子ガス密度、星間放射場（ISRF）強度を、CO遷移の検出に基づいて選択されたローカルから高レッドシフト（z〜0-6）までの76個の銀河の包括的なサンプルで研究します。J=2-1および5-4とそれらの光学/赤外線/（サブ）ミリメートルのスペクトルエネルギー分布（SED）。CO（5-4）/（2-1）ライン比（R52）によってトレースされたCO励起と、ダストSEDテンプレートを使用した赤外線SEDフィッティングから導出された平均ISRF強度Uとの間に密接な相関関係があることを確認します。銀河の分子ガス密度確率分布関数（PDF）をモデル化し、大きな速度勾配放射伝達計算でCO線比を予測することにより、グローバルCO線比を平均分子水素ガス密度nH2および運動温度Tkinにリンクするフレームワークを提示します。このように観測されたR52比をnH2およびTkin確率分布にマッピングすると、正のU-nH2およびU-Tkin相関が得られます。これは、銀河のISRFが主にTkinによって、および（非線形に）nH2によって制御されるシナリオを意味します。強化されたnH2を示すスターバースト銀河のごく一部は、合併による圧縮が原因である可能性があります。私たちの研究は、ISRFとCOの励起が緊密に結合していること、および密度-PDFモデリングが銀河内の詳細なISM特性を精査するための有望なツールであることを示しています。
| Title |
An_Active_Galactic_Nucleus_Recognition_Model_based_on_Deep_Neural_Network |
| Authors |
Bo_Han_Chen,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Ting_Wen_Wang,_Daryl_Joe_D._Santos,_Simon_C.-C._Ho,_Tetsuya_Hashimoto,_Artem_Poliszczuk,_Agnieszka_Pollo,_Sascha_Trippe,_Takamitsu_Miyaji,_Yoshiki_Toba,_Matthew_Malkan,_Stephen_Serjeant,_Chris_Pearson,_Ho_Seong_Hwang,_Eunbin_Kim,_Hyunjin_Shim,_Ting-Yi_Lu,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_Ting-Chi_Huang,_Martin_Herrera-Endoqui,_Blanca_Bravo-Navarro_and_Hideo_Matsuhara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06683 |
超大質量ブラックホールの宇宙降着の歴史を理解するには、活動銀河核（AGN）と星形成銀河（SFG）から放射線を分離することが重要です。ただし、AGNを測光的に認識するための信頼できるソリューションはまだ解決されていません。この作業では、ディープニューラルネットワーク（ニューラルネット;NN）に基づく新しいAGN認識方法を紹介します。この作業の主な目標は、（i）NorthEclipticPoleWide（NEPW）フィールドのAGN認識問題がNNによって解決できるかどうかをテストすることです。（ii）NNが、テストサンプルの従来の標準スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング方法と比較してパフォーマンスの向上を示すことを示します。（iii）利用可能な最良のNEPWデータを使用して、信頼できるAGN/SFGカタログを天文学コミュニティに公開し、将来の研究者が高度なNEPWデータベースを計画するのに役立つより良い方法を提案する。最後に、実験結果によると、NN認識精度は約80.29％〜85.15％であり、AGNの完全性は約85.42％〜88.53％、SFGの完全性は約81.17％〜85.09％です。
恒星の金属量でガスの流入と流出の間の縮退を打破する：M101に関する洞察
| Title |
Breaking_the_degeneracy_between_gas_inflow_and_outflows_with_stellar_metallicity:_Insights_on_M101 |
| Authors |
Xiaoyu_Kang,_Ruixiang_Chang,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Xiaobo_Gong,_Fenghui_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06833 |
星形成銀河の気相および恒星の金属量の動径分布を調査するために、分析的な化学進化モデルが構築されています。このモデルにより、気相と恒星の金属量は、恒星とガスの質量比から得ることができます。ガスの流入と流出の両方のプロセスは、最終的な気相の金属量を構築する上で重要な役割を果たし、星形成銀河のガスの流入と流出の速度の間には縮退効果があります。一方、恒星の金属量は、ガスの流入速度よりもガスの流出速度に敏感であり、これは、星形成銀河のパラメーターの縮退を打破するのに役立ちます。この分析方法を近くの円盤銀河M\、101に適用し、古典的な$\chi^{2}$方法論を採用して、結果として生じる金属量に対するモデルパラメーターの影響を調査します。気相と恒星の金属量の組み合わせは、ガスの流入と流出の速度を制限するために実際により効果的であることがわかります。我々の結果はまた、比較的強いガス流出があるが弱いガス流入があるモデルがM\、101の進化をかなりよく説明していることを示しています。
OzDES残響マッピングプログラム：6年間のCIV分析のためのラグリカバリーの信頼性
| Title |
OzDES_Reverberation_Mapping_Program:_Lag_recovery_reliability_for_6-year_CIV_analysis |
| Authors |
Andrew_Penton,_Umang_Malik,_Tamara_Davis,_Paul_Martini,_Zhefu_Yu,_Rob_Sharp,_Christopher_Lidman,_Brad_E._Tucker,_Janie_Hoormann,_Michel_Aguena,_Sahar_Allam,_James_Annis,_Jacobo_Asorey,_David_Bacon,_Emmanuel_Bertin,_Sunayana_Bhargava,_David_Brooks,_Josh_Calcino,_Aurelio_Carnero_Rosell,_Daniela_Carollo,_Matias_Carrasco_Kind,_Jorge_Carretero,_Matteo_Costanzi,_Luiz_da_Costa,_Maria_Elidaiana_da_Silva_Pereira,_Juan_De_Vicente,_H._Thomas_Diehl,_Tim_Eifler,_Spencer_Everett,_Ismael_Ferrero,_Pablo_Fosalba,_Josh_Frieman,_Juan_Garcia-Bellido,_Enrique_Gaztanaga,_David_Gerdes,_Daniel_Gruen,_Robert_Gruendl,_Julia_Gschwend,_Gaston_Gutierrez,_Samuel_Hinton,_Devon_L._Hollowood,_Klaus_Honscheid,_David_James,_Alex_Kim,_Kyler_Kuehn,_Nikolay_Kuropatkin,_Marcio_Maia,_Jennifer_Marshall,_Felipe_Menanteau,_Ramon_Miquel,_Anais_M\"oller,_Robert_Morgan,_Antonella_Palmese,_Francisco_Paz-Chinchon,_Andr\'es_Plazas_Malag\'on,_Kathy_Romer,_Eusebio_Sanchez,_Vic_Scarpine,_Daniel_Scolnic,_Santiago_Serrano,_Mathew_Smith,_Eric_Suchyta,_Molly_Swanson,_Gregory_Tarle,_Chun-Hao_To,_Syed_Uddin,_Tamas_Norbert_Varga,_William_Wester,_Reese_Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06921 |
OzDES残響マッピングサンプルを分析するために開発された統計手法を紹介します。この統計分析を実行するために、OzDESサンプルの個々の光源の特性を模倣する一連のカスタマイズ可能なシミュレーションを作成しました。これらの特性には、測光および分光光度曲線の変動、測定の不確かさ、および観測のリズムが含まれます。CIV輝線を含む6つの実際のソースをシミュレートすることにより、さまざまな回復方法間の一致、不確実性の大きさ、および誤検出率に応じて、回復されたタイムラグの信頼性をランク付けする一連の品質基準を開発しました。シミュレーションで見つかりました。これら6つのソースのうち、2つには「ゴールドスタンダード」に対応する品質評価1が与えられました。ラグは223$\pm$56日と378$\pm$104日で回復し、赤方偏移はそれぞれ1.93と2.74でした。今後の作業では、これらのメソッドを$\sim$750AGNのOzDESサンプル全体に適用します。
遠方の銀河からのH \、\ textsc {i}放射を回復するための干渉計キューブレットスタッキング
| Title |
Interferometric_Cubelet_Stacking_to_Recover_H\,\textsc{i}_Emission_from_Distant_Galaxies |
| Authors |
Qingxiang_Chen,_Martin_Meyer,_Attila_Popping,_Lister_Staveley-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06928 |
この論文では、赤方偏移した21cmH\、\textsc{i}線の銀河の干渉計調査から抽出されたデータキューブレットを積み重ねる方法を紹介します。データキューブから抽出された1次元スペクトルをスタックする従来のスペクトルスタッキング手法とは異なり、デコンボリューションを可能にする画像ドメインスタックに基づく方法を検討します。この仮定の妥当性をテストするために、最近DINGO-VLAプロジェクトの一部として画像化された、GAMA調査から抽出された3622個の赤道銀河のサンプルをモックします。最初に、ノイズのないシミュレーションを使用してメソッドの精度を調べ、スタックされた画像とフラックスの推定が従来のスタッキングと比較して劇的に改善されていることに注目します。デコンボリューションされた画像から抽出されたH\、\textsc{i}の質量は、平均入力質量と3\％以内で一致します。ただし、従来のスペクトルスタッキングでは、導出されたH\、\textsc{i}は2倍以上正しくありません。有限のS/Nを持つスタックのより現実的なケースでは、20の異なるノイズ実現も生成しました。DINGO-VLA干渉計調査の特性を模倣します。予測された平均H\、\textsc{i}質量を$\sim$4\％以内に回復しました。従来のスペクトルスタッキングと比較して、この手法は、スタッキングを使用できる科学アプリケーションの範囲を拡張し、干渉計を使用して拡張ソースからの放射を特徴付けるのに特に役立ちます。
それはケージのままです：惑星状星雲におけるC60フラーレンのイオン化耐性
| Title |
It_Remains_a_Cage:_Ionization_Tolerance_of_C60_Fullerene_in_Planetary_Nebulae |
| Authors |
SeyedAbdolreza_Sadjadi,_Quentin_Andrew_Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06945 |
2つの堅牢な理論的量子化学計算手法を組み合わせることにより、UVおよび極紫外線光子によるC60フラーレンの段階的イオン化が、ケージのクーロン爆発の前に、原則としてq=+26まで発生する可能性があることを示します。さらに、これらの高度にイオン化された形態は、中性フラーレンと同等の構造および結合安定性を示します。惑星状星雲の中心星や最も高温の白色矮星のような特定の天体物理学の源は、q=1からq=16までの一連の高電荷C60（q+）種をもたらす可能性のある十分に硬いUV放射場を持っています。惑星状星雲の高温X線泡、X線連星、その他の線源などのより過酷な環境では、イオン化がq=+26の限界までさらに押し上げられる可能性があります。これらの注目に値する理論的発見は、複雑なイオン/分子反応、フラグメンテーション生成物の化学、および宇宙全体に炭素を拡散するための追加の経路に新しい道を追加します。すべての可能な状態でのC60フラーレンの天体化学の新たな分野への影響は深刻である可能性があります。
CaFeプロジェクト：活動銀河における光学FeIIおよび近赤外線CaIIトリプレット放出。 II。
CaIIおよびFeIIのドライバーと化学時計としてのその潜在的な使用
| Title |
The_CaFe_Project:_Optical_FeII_and_Near-Infrared_Ca_II_triplet_emission_in_active_galaxies._II._The_driver(s)_of_the_Ca_II_and_Fe_II_and_its_potential_use_as_a_chemical_clock |
| Authors |
Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Swayamtrupta_Panda,_Bo\.zena_Czerny,_Murilo_Marinello,_Paola_Marziani,_Deborah_Dultzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06999 |
このシリーズの2番目の論文では、サンプルの特性の背後にある駆動メカニズムを定義するために、光学FeIIおよびNIRCaIIトリプレット特性の観測特性、および光度、ブラックホール質量、およびエディントン比を注意深く分析します。重要な相関関係のほとんどは、CaIIトリプレットに関連しています。CaIIは逆ボールドウィン効果を示し、H$\beta$などの他の低イオン化線に対するこのイオンの特定の動作を引き出します。また、主成分分析を実行しました。ここで、分散の$\sim80\％$は、FWHM、光度、および同等の幅から抽出された最初の3つの主成分によって説明できます。最初の主成分は、主にブラックホールの質量と光度の組み合わせによって駆動され、$99.9\％$を超える有意性があります。これは、最初の固有ベクトルとエディントン比の強い相関に反映されます。観測相関はエディントン比によってより適切に表されるため、これがCaII-FeIIサンプルで観測された関係の背後にある主要なメカニズムである可能性があります。カルシウムは$\alpha$元素に属しているため、FeII/CaIIフラックス比は、AGNの金属含有量を決定し、ホスト銀河の進化を追跡するための化学時計として使用できます。エディントン比によるFeII/CaII比の負の増強を確認し、低$z$オブジェクトに対して中間$z$でのBLRの金属濃縮を示唆します。現在の結果を確認するには、特に$z>2$のより大きなサンプルが必要です。
謎めいたマリン1の中央部
| Title |
The_central_region_of_the_enigmatic_Malin_1 |
| Authors |
Kanak_Saha,_Suraj_Dhiwar,_Sudhanshu_Barway,_Chaitra_Narayan,_and_Shyam_N._Tandon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07002 |
巨大な低表面銀河の一種であるマリン1は、今日でも私たちを驚かせ続けています。HST/F814Wの観測によると、マリン1の中央領域は、通常のSB0/a銀河に似ていますが、ディスクの残りの部分は、低表面輝度システムの特徴を持っています。AstroSat/UVITの観測は、ディスク全体、特に渦巻腕に沿って散在する最近の星形成活動を示唆しています。中央の9"（$\sim14$kpc）領域は、天の川の恒星円盤のサイズと同様に、いくつかの遠紫外線の塊を持っています。これは、最近の星形成活動を示しています。高解像度のUVIT/F154W画像ははるかに遠いことを示しています-バー領域内のUV放射（$\sim4$kpc）-バー内に高温の若い星が存在することを示唆しています。バー領域からのこれらの若い星は、おそらくH$\alphaなどの強い輝線の生成に関与しています。$、[OII]はSDSSスペクトルに見られます。矮星の初期型銀河であるマリン1Bは中央領域と相互作用しており、おそらくこの銀河で最近の星形成活動を誘発する原因となっています。
局所活動銀河核のサブアークセカンド中赤外線ビュー。 IV。 LバンドおよびMバンドのイメージングアトラス
| Title |
The_Subarcsecond_Mid-Infrared_View_of_Local_Active_Galactic_Nuclei._IV._The_L-_and_M-band_Imaging_Atlas |
| Authors |
Jacob_W._Isbell_(1),_Leonard_Burtcher_(2),_Daniel_Asmus_(3_and_4),_J\"org-Uwe_Pott_(1),_Paul_Couzy_(2),_Marko_Stalevski_(5_and_6),_Violeta_G\'amez_Rosas_(2),_Klaus_Meisenheimer_(1)_((1)_Max-Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Sterrewacht_Leiden,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southhampton,_(4)_Gymnasium_Schwarzenbek,_(5)_Astronomical_Observatory,_Belgrade,_(6)_Sterrenkundig_Observatorium,_Universiteit_Ghent) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07006 |
119のローカル（$z<0.3$）活動銀河核（AGN）の現在存在する最大のサブアークセカンド3-5$\mu$mアトラスを提示します。このアトラスには、5つのサブタイプのAGNが含まれています。22はセイファート1です。5つは中間セイファートです。46はセイファート2です。26はライナーです。および20はコンポジット/スターバーストです。各AGNは、2000年から2013年の間に$L$および/または$M$バンドでVLTISAACで観測されました。3$\sigma$の信頼度で、$L$バンドで92のソース、$で83のソースを検出します。M$バンド。フラックスを未解決の核フラックスと2ガウスフィッティングによる解決されたフラックスに分離します。各ソースの核フラックス、拡張フラックス、見かけのサイズ、および位置角を報告し、検出されないソースの$3\sigma$上限を示します。WISEW1およびW2バンド測光を使用して、W1-W2カラーおよびWISEフラックスに基づいて、Sy1およびSy2AGNの核$L$および$M$フラックスを予測する関係を導き出します。最後に、測定された中赤外線の色を、ほこりっぽいトーラスモデルSKIRTOR、CLUMPY、CAT3D、およびCAT3D-WINDによって予測された色と比較し、後者との最良の一致を見つけます。極風を含むモデルは、3〜5$\mu$mの色を最もよく再現していることがわかります。これは、風がほこりの多いトーラスモデルの重要なコンポーネントであることを示しています。いくつかのAGNは、モデルが予測するよりも青いことがわかります。これについていくつかの説明を議論し、それがISAAC$L$バンド核フラックス内の最ももっともらしい恒星の光害であることを発見します。
大型電波銀河3C35および3C284の多周波研究
大きな電波銀河3C35と3C284の多周波観測を報告します。低周波観測は$\sim$150MHzから始まる巨大メートル波電波望遠鏡で行われ、高周波観測は超大型アレイで行われました。これら2つのソースの異なる周波数での電波形態を研究しました。最も広く使用されている2つのモデル、Kardashev-PacholczykモデルとJaffe-Perolaモデルを使用して、スペクトルエージングマップを示します。別のより現実的で複雑なTribbleモデルも使用されます。また、これらの銀河の電波ローブのジェットパワーと速度も計算します。これらの銀河に一時的なジェット活動が存在するかどうかを確認しましたが、そのような活動の兆候は見つかりませんでした。
SOSIMPLE銀河、NGC7135における新旧の主要な合併
| Title |
Old_and_New_Major_Mergers_in_the_SOSIMPLE_galaxy,_NGC_7135 |
| Authors |
Thomas_A._Davison,_Harald_Kuntschner,_Bernd_Husemann,_Mark_A._Norris,_Julianne_J._Dalcanton,_Alessandra_De_Rosa,_Pierre-Alain_Duc,_Stefano_Bianchi,_Pedro_R._Capelo,_Cristian_Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07072 |
高分解能面分光法と堅牢なフルスペクトルフィッティングコードの同時進歩により、近くの銀河からの空間分解された運動学、化学組成、および星形成の履歴を調べることが可能になりました。レガシー探査のための合併とペアのスナップショット光学分光イメージング（SOSIMPLE）調査から新しいMUSEデータを取得して、NGC7135を調べます。ガスの逆回転、運動学の混乱、および非対称化学分布により、NGC7135は進行中の合併と一致しています。現在の合併ではよく隠されていますが、6〜10Gyr前に発生した古い合併に由来する星を区別することができます。さらに、銀河中心の0％から0.6有効半径内で約7％に上昇する、ガラクトセントリック半径の生息域外材料の勾配を見つけます。
ガイアDR2からの恒星分布関数と局所垂直ポテンシャル
銀河のローカルパッチで、鉛直ポテンシャル、力、恒星の$z-v_z$位相空間分布関数（DF）を同時に決定する新しい方法を開発します。ソーラーネイバーフッドは、動的平衡状態にある1次元システムとして扱うことができ、$z-v_z$平面の数密度をRationalLinearDF（RLDF）モデルと呼ばれるものに直接適合させることができると仮定します。このモデルは、等温モデルよりもパラメーターが1つ多いだけですが、等温DFの連続和と見なすことができます。ガイアデータリリース2の巨星のサンプルにこの方法を適用し、RLDFがデータに優れた適合性を提供することを示します。よく知られている位相空間スパイラルは、$z-v_z$平面の残差マップに現れます。最適なポテンシャルを使用して、垂直振動の周波数と角度の観点から残余をプロットし、スパイラルが直線にマッピングされることを示します。その傾きから、位相スパイラルは$\sim540$Myr年前の摂動によって生成されたと推定されます。また、垂直方向の速度分散、別名垂直方向の温度分布の関数として、微分面密度を決定します。結果は、SDSS/SEGUEG矮星で以前に見つかったものと質的に類似しています。最後に、パラメータの縮退と1D近似の妥当性について説明します。特に、1D近似がより安全であるコールドサブサンプルから導出された中央平面密度は、サンプル全体から導出されたものよりも文献値に近くなります。
タフィー橋の乱流断熱圧縮による星形成効率の低さ
| Title |
Low_star_formation_efficiency_due_to_turbulent_adiabatic_compression_in_the_Taffy_bridge |
| Authors |
B._Vollmer_(1),_J._Braine_(2),_B._Mazzilli-Ciraulo_(1_and_3),_B._Schneider_(1_and_4)_((1)_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_France,_(2)_Laboratoire_d'astrophysique_de_Bordeaux,_France,_(3)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universite_Paris-Saclay,_Universite_Paris_Diderot,_France,_(4)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07092 |
タフィー系（UGC12914/15）は、約20Myr前に正面衝突した2つの巨大な渦巻銀河で構成されています。IRAMPdBIを使用したTaffyシステムの新しい高感度で高解像度のCO（1-0）観測が提示されます。干渉計のCO光度全体の約25％は、ブリッジ領域に由来します。銀河円盤の銀河N（H2）/ICO変換係数と、ブリッジガスのこの値の3分の1を想定すると、分子ガス質量の約10％がブリッジ領域にあります。UGC12915に近い巨大なHII領域は、高表面輝度の巨大分子雲協会（GMA）の北端に位置し、橋のGMAの中で最も速度分散があります。ブリッジGMAは、速度分散が速いため、明らかにビリアライズされていません。3つの動的モデルが提示され、観察されたすべての特徴を再現する単一のモデルはありませんが、それらはすべて、少なくとも1つのモデルに存在します。COで検出されたブリッジガスのほとんどは星を形成しません。乱流断熱圧縮が、分子ISMの非常に高速な分散と、タフィー橋での星形成の抑制の原因であることを示唆します。このシナリオでは、最大の渦と乱流の下部構造/雲の乱流速度分散が増加し、巨大な分子雲がもはやグローバルなビリアル平衡にないようになります。ビリアルパラメータの増加は、星形成効率の低下につながります。低表面密度のCO放出ガスのほとんどは星を形成せずに分散しますが、高密度ガスの一部はおそらく崩壊して、UGC12915に近い明るいHII領域などの高密度の星団を形成します。そして、銀河の相互作用の間に乱流の断熱圧縮によって以前に圧縮されたガスの重力崩壊を通して形成された、そしてまだ形成されているスーパースタークラスター。
UOCS。 III。 \ textit {Gaia} EDR3位置天文学を使用した機械学習ベースのメンバーシップを持つ散開星団のUVITカタログ
| Title |
UOCS._III._UVIT_catalogue_of_open_clusters_with_machine_learning_based_membership_using_\textit{Gaia}_EDR3_astrometry |
| Authors |
Vikrant_V._Jadhav,_Clara_M._Pennock,_Annapurni_Subramaniam,_Ram_Sagar_and_Prasanta_Kumar_Nayak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07122 |
\textit{ASTROSAT}および\textit{Gaia}EDR3に搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用した、6つの散開星団（Berkeley67、King2、NGC2420、NGC2477、NGC2682、およびNGC6940）の研究を紹介します。位置天文学、測光、体系的なパラメーターの組み合わせを使用して、クラスターメンバーシップを決定するためのガウス混合モデルとともに、機械学習アルゴリズムをトレーニングおよび監視しました。この手法は、さまざまなクラスター環境で堅牢で再現性があり、用途が広いです。この研究では、\textit{Gaia}EDR3メンバーシップカタログが、6つのクラスターの\texttt{members、candidates}および\texttt{field}としての星の分類とともに提供されます。以前の研究に関して私たちの方法を使用して200〜2500の追加のメンバーを検出できました。これは、平均空間速度、距離、メンバーの数、およびコア半径の推定に役立ちました。青色はぐれ星、主系列星、赤色巨星を含むUVIT測光カタログも提供されています。UV-光学色-大きさの図から、NGC2682の光源の大部分と、NGC2420、NGC2477、およびNGC6940のいくつかの光源が過剰なUVフラックスを示していることがわかりました。NGC2682画像には、遠紫外線で10個の白色矮星が検出されています。大規模クラスターNGC2477の遠紫外線および近紫外線画像にはそれぞれ92および576の\texttt{members}があり、これは、主系列星からの拡張ターンオフおよびさまざまな進化段階における星のUV特性を研究するのに役立ちます。-レッドクランプへのシーケンス。将来の研究では、この研究で検出された注目すべきメンバーのパンクロマティックおよび分光分析を実行します。
| Title |
Spectroscopy_and_polarimetry_of_the_gravitationally_lensed_quasar_Q0957+561 |
| Authors |
L.\v{C}._Popovi\'c,_V._L._Afanasiev,_E._S._Shablovinskaya,_V._I._Ardilanov,_Dj._Savi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07154 |
特殊天体物理観測所（SAO、ロシア）の6m望遠鏡で得られた、最初に発見された重力レンズQ0957+561の新しい分光および偏光観測を紹介します。Q0957+561A、Bコンポーネントの分光偏光パラメータを調べて、クエーサーの最も内側の構造を調べ、レンズ付きクエーサーの偏光の性質を調べます。さらに、長期的なスペクトル変化を研究するために、現在のスペクトル特性を以前の観測と比較します。A画像とB画像のスペクトルを比較するだけでなく、以前に観測された画像スペクトルを現在のものと比較するレンズクエーサーのスペクトル特性を分析します。A-B画像の偏光パラメータが比較されます。また、特異な等温楕円ポテンシャルを持つ重力レンズを表す画像の偏光に対するマクロレンズの影響をモデル化します。A成分とB成分の輝度とSED比が長期間変化していることがわかります。成分AとBの広い線の偏光は、このクエーサーでは赤道散乱を検出できないことを示しました。ディスクからの偏光と流出する物質の組み合わせとして説明できる波長依存の偏光を見つけます。A画像とB画像の偏光パラメータには大きな違いがあります。B成分はより高い偏光度と偏光角を示します。ただし、両方の偏光ベクトルは、観測された無線ジェット投影に対してほぼ垂直です。これは、連続体の分極が降着円盤から来ていることを示しています。偏光光源の単純なレンズモデルは、マクロレンズがQ0957+561A、B画像の偏光パラメータに観察された違いを引き起こす可能性があることを示しました。コンポーネントAのMgIIブロードラインと光度を使用して、Q0957+561ブラックホールの質量はM〜（4.8-6.1）$10^8$M$\odot$であると推定しました。
銀河の恒星質量関数の進化：$ z = 2 $から現在まで$ M ^ * $が増加している証拠
| Title |
Evolution_of_the_galaxy_stellar_mass_function:_evidence_for_an_increasing_$M^*$_from_$z=2$_to_the_present_day |
| Authors |
N._J._Adams,_R._A._A._Bowler,_M._J._Jarvis,_B._Hau{\ss}ler,_C._D._P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07182 |
最もよく研究されている銀河系外のレガシーフィールドの2つ（COSMOSとXMM-LSS）で$>5\、{\rmdeg}^2$をカバーする光学および近赤外線ブロードバンド測光を利用して、銀河の恒星質量関数（GSMF）$0.1<z<2.0$の間。GSMFを測定する際のスピッツァーIRAC3.6および4.5$\mu$m測光の包含/除外に加えて、2つのソース抽出方法（SExtractorおよびProFound）の効果を詳細に調査します。IRACデータを含めると、測光赤方偏移の精度が向上したために見つかった巨大な（$\log_{10}（M/M_\odot）>11.25$）銀河の数が減りますが、より多くの低質量銀河にはほとんど影響がないことがわかります。。結果のGSMFを、z=0.1（2.0）で$\log_{10}（M/M_\odot）$=7.75（9.75）までの二重Schechter関数で近似し、ソース抽出ソフトウェアの選択が有意な影響を及ぼさないことを確認します。導出された最適パラメータについて。ただし、エディントンバイアスを修正するために使用される方法の選択は、GSMFの高質量端に大きな影響を与えます。これは、以前の研究から導出された$M^*$値の広がりを部分的に説明できます。経験的補正を使用して固有のGSMFをモデル化すると、$\delta\log_{10}（M^*/M_\odot）/\deltaz$=$-0.16\pm0.05で進化する特徴的な恒星の質量の証拠が見つかります。\、（-0.11\pm0.05）$、SExtractor（ProFound）を使用する場合。赤方偏移が小さい（$z<0.5$）巨大な銀河で広く抑制された星形成率では、より高い特性の質量へのそのような進化を維持するために、合併による追加の成長が必要であると主張します。
重心速度マップに示されている、物理的に動機付けられたパラメータを使用して乱流データを統計的に特徴付けるための方法
| Title |
A_method_to_statistically_characterize_turbulent_data_with_physically_motivated_parameters,_illustrated_on_a_centroid_velocity_map |
| Authors |
J.-B._Durrive,_P._Lesaffre,_T._Ghosh,_B._Regaldo-Saint_Blancard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07205 |
最近提案された3D圧縮性MHD乱流モデル（Chevillardetal。2010;Durriveetal。2021）の可能性を調査し、2Dおよび3D乱流データを統計的に特徴付けるためのツールとして使用します。このモデルは、フィールド（密度、速度、および磁場）の統計を制御する、多数の無料の（直感的で物理的に動機付けられた）パラメーターによってパラメーター化されます。本研究は概念実証研究です：（i）モデルの非圧縮性流体力学的部分に限定し、（ii）データ重心速度マップと見なし、（iii）3つの自由パラメーターのみを変化させます（つまり、相関長、ハーストパラメーターおよび間欠性パラメーター）。このフレームワーク内で、重心速度マップが与えられると、モデルが与えられたマップに似ているように、つまり統計を公正に再現するように、パラメーターの値を自動化された方法で（つまり、マルコフ連鎖モンテカルロ分析によって）見つけることができることを示します。上手。したがって、この手順のおかげで、さまざまな乱流データを統計的に特徴付けて比較することができます。言い換えると、このモデルを、観測データセットまたはシミュレーションデータセットを比較するためのメトリックとして使用する方法を示します。さらに、このモデルは数値的に特に高速であるため（参照データの生成に使用する数値シミュレーションよりも約500倍高速）、代理モデルとして使用できます。最後に、このプロセスによって、このモデルのパラメーター空間の最初の体系的な調査も開始します。そうすることで、パラメーターが重心速度マップの視覚的および統計的特性にどのように影響するかを示し、さまざまなパラメーター間の相関関係を示し、モデルへの新しい洞察を提供します。
片側渦巻銀河NGC247：NGC253との相互作用の可能性への手がかり
広範囲の波長にまたがる観測は、近くの後期型渦巻銀河NGC247の円盤の非対称性を調べるために使用されます。北の渦巻腕は、同様の銀河中心半径で銀河の他の部分と比較すると、すべての波長で明るすぎます。、この腕のすぐ南にあるボイド内の非常に明るい赤い星の密度は、同じ銀河中心半径にあるディスクの他の部分の密度と一致します。多くのkpcの空間範囲を持つ2つの泡が円盤で識別され、NGC247の南の円盤の若い星の多くはこれらの構造の1つの壁にあります。これらの気泡の動的年代推定は、核内の最後の大規模な星形成イベントと一致しており、過去数百MyrのNGC247の円盤全体に大規模な星形成があったことを示唆しています。形態学的類似性は、古典的な片側銀河NGC4027で見られ、NGC247は著しく片側渦巻銀河であると結論付けられています。北の円盤の空隙は、円盤の本体と投影で見た北の腕の間の領域です。近くのスターバースト銀河の仲間であるNGC253との相互作用の文脈における、NGC247の片側形態の意味について説明します。
ケプラーフィールドでのGaiaEarly Data Release3ゼロポイントモデルの検証
GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）は、15億個の星に三角関数の視差を提供し、GaiaDataRelease2と比較して系統が減少し、精度が最大2倍向上しました。EDR3の新機能は、5パラメーターおよび6パラメーターの位置天文ソリューション$Z_5$および$Z_6$の大きさ、位置、および色に依存する系統分類学の視差を修正するための暫定モデルです。星震学の視差を持つ2,000を超える赤色巨星分枝のサンプルを使用して、ガイアの大きさの範囲$9\lesssimG\lesssim13$と色の範囲$1.4\mu\で$Z_5$モデルの独立したチェックを実行します。mathrm{m}^{-1}\lesssim\nu_{\mathrm{eff}}\lesssim1.5\mu\mathrm{m}^{-1}$。したがって、この分析は、$G>13$の場合の$Z_5$のガイアチームの整合性チェックと、$G<11$の場合の$\約15\mu\mathrm{as}$の過剰補正のCepheidsを使用した独立した分析からの指標を橋渡しします。$G\lesssim10.8$に過剰補正セットがあり、$Z_5$補正されたEDR3視差が星震学視差より$15\pm3\mu\mathrm{as}$大きいことがわかります。$G\gtrsim10.8$の場合、ケプラーフィールドのEDR3と星震学の視差は、線形の色依存調整後のEDR3視差の予想される空間変動と一致する定数に一致します。また、$22\pm6\％$のサンプルでは、EDR3視差の不確実性の平均過小評価を推測します。これは、同様の大きさでのGaiaチームの推定と、幅広いバイナリを使用した独立した分析と一致しています。最後に、Gaiaチームの視差空間共分散モデルをより明るい大きさ（$G<13$）とより小さなスケール（$\約0.1\deg$まで）に拡張します。ここで、体系的なEDR3視差の不確実性は少なくとも$\約3-4です。\mu\mathrm{as}$。
NICERによるIGRJ17494-3030でのミリ秒X線脈動と超小型軌道の発見
| Title |
NICER_Discovery_of_Millisecond_X-ray_Pulsations_and_an_Ultracompact_Orbit_in_IGR_J17494-3030 |
| Authors |
Mason_Ng,_Paul_S._Ray,_Peter_Bult,_Deepto_Chakrabarty,_Gaurava_K._Jaisawal,_Christian_Malacaria,_Diego_Altamirano,_Zaven_Arzoumanian,_Keith_C._Gendreau,_Tolga_G\"uver,_Matthew_Kerr,_Tod_E._Strohmayer,_Zorawar_Wadiasingh,_and_Michael_T._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06324 |
2020年10月/11月の低質量X線連星IGRJ17494-3030の一時的な爆発のNICER観測における376.05Hz（2.66ms）のコヒーレントX線脈動の検出を報告します。このシステムは、75分の超小型バイナリで降着するミリ秒のX線パルサーです。マスドナーは、HeまたはC/Oで構成される$\simeq0.02M_\odot$有限エントロピー白色矮星である可能性が最も高いです。フラクショナルrmsパルス振幅は7.4％であり、軟（1〜3keV）X線パルスプロファイルには重要な2次高調波が含まれています。パルス振幅とパルス位相遅れ（平均タイミングモデルと比較して）はエネルギーに依存し、それぞれ4keVと1.5keVに極大値を持ちます。また、アーカイブ2012XMM-Newton観測でX線脈動を回復し、$\dot\nu=-2.1（7）\times10^{-14}$Hzの長期パルサースピンダウン率を測定できるようにしました。/sおよび$\simeq10^9$Gのパルサー表面双極子磁場強度を推測します。バイナリでの質量移動が非保守的である可能性が高いことを示し、システムからの質量損失のさまざまなシナリオについて説明します。
ブラックホール連星4U〜1630 $-$ 47の反射モデリング：ディスク密度と戻り放射
| Title |
Reflection_Modeling_of_the_Black_Hole_Binary_4U~1630$-$47:_the_Disk_Density_and_Returning_Radiation |
| Authors |
Riley_Connors,_Javier_Garc\'ia,_John_Tomsick,_Jeremy_Hare,_Thomas_Dauser,_Victoria_Grinberg,_James_Steiner,_Guglielmo_Mastroserio,_Navin_Sridhar,_Andrew_Fabian,_Jiachen_Jiang,_Michael_Parker,_Fiona_Harrison,_Timothy_Kallman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06343 |
相対論的反射分光法を用いたブラックホール連星4U〜1630$-$47のX線観測の分析を提示します。RXTE、Swift、およびNuSTAR天文台からのアーカイブデータを使用します。これは、1998ドルから2015ドルの間のソースのさまざまな爆発中に取得されたものです。私たちのモデリングには、最新の反射コードにおける2つの比較的新しい進歩が含まれています。高密度ディスクと戻り熱ディスク放射です。恒星質量ブラックホールの周りの降着円盤は、従来の反射モデルで想定されている標準値（つまり、$n_{\rme}\sim10^{15}〜{\rmcm^{-3}}）をはるかに超える密度を持つと予想されます。$）。新しい高密度反射モデルは、ディスクの切り捨て（つまり、ディスクの内側の半径）の決定に重要な影響を及ぼします。これは、照射フラックスとそれに対応するディスクイオン化状態の自己無撞着を維持する必要があるためです。これは、ディスク密度とシステムジオメトリの関数です。ディスク密度は、すべてのスペクトル状態で$n_{\rme}\ge10^{20}〜{\rmcm^{-3}}$であることがわかります。この密度は、材料のイオン化状態に対する制約と組み合わされて、予想される理論的推定値と一致する、ディスクに衝突する照射フラックスを意味します。熱ディスク放射（ディスクに戻って追加の反射成分を生成するディスク光子の割合）を返すことは、主にソフト状態であると予想されます。戻り放射モデルが実際にソフト状態データにより良く適合し、ソフト状態では照射連続体がディスク自体からの黒体放射である可能性があることを示す以前の結果を補強することを示します。
過渡的な02esのようなタイプIa超新星2019yvqの明るい紫外線過剰
| Title |
A_Bright_Ultraviolet_Excess_in_the_Transitional_02es-like_Type_Ia_Supernova_2019yvq |
| Authors |
J._Burke,_D._A._Howell,_S._K._Sarbadhicary,_D._J._Sand,_R._C._Amaro,_D._Hiramatsu,_C._McCully,_C._Pellegrino,_J._E._Andrews,_P._J._Brown,_Koichi_Itagaki,_M._Shahbandeh,_K._A._Bostroem,_L._Chomiuk,_E._Y._Hsiao,_Nathan_Smith,_S._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06345 |
爆発の1日後の発見からピーク輝度の100日後の$\sim$100まで、近くのタイプIaSN2019yvqの測光および分光観測を提示します。このSNは、いくつかの異常な機能を示します。特に、爆発から5日以内に見られる非常に明るいUV過剰です。SwiftUVデータに見られるように、この初期の過剰はその「ピーク」の明るさを上回り、このオブジェクトを初期のUV/青の過剰を持つ他のSNe（iPTF14atgやSN2017cbvなど）よりも極端にします。さらに、それは明るさが弱く（$M_B=-18.4$）、比較的急速に減少し（$\Deltam_{15}（B）=1.35$）、初期の青い隆起を過ぎて赤い色を示しています。異常な（前例のないものではありませんが）スペクトルの特徴には、非常に広い線と高速のSi吸収が含まれます。ピークスペクトルの明らかな違いにもかかわらず、SN2019yvqは、いくつかの点（色、ピーク光度、ピークTi、星雲[CaII]など）が類似しているため、02esのようなサブクラスの移行メンバーとして分類されます。このデータセットは、SNイジェクタ（コンパニオンショック相互作用およびサブチャンドラセカール質量WD二重爆発モデル）を含む、さまざまな公開モデルを使用してモデル化されています。VLAからの無線の制約により、共生前駆星からの質量損失率に$（4.5-20）\times10^{-8}$M$_{\odot}$/年の上限が設定されます。赤色巨星または主系列星の仲間。最終的に、1つのモデルでデータセットのすべての側面を正確に複製できるわけではないことがわかりました。さらに、02esのようなSNeIaの初期の過剰の遍在性には、等方性UVフラックスを生成できる前駆体システムが必要であることがわかりました。このクラスのオブジェクト。
| Title |
Searching_for_signatures_of_chaos_in_gamma-ray_light_curves_of_selected_Fermi-LAT_blazars |
| Authors |
O._Ostapenko,_M._Tarnopolski,_N._\.Zywucka,_J._Pascual-Granado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06652 |
ブレーザーの変動性は、本質的に確率論的であるように見えます。しかし、過去には低次元のカオスの可能性が考えられていましたが、今のところ明確な検出はありません。存在する場合、基礎となる動的システムを提案することにより、放出メカニズムを制約します。11個のブレーザーのフェルミ-大域望遠鏡の光度曲線でカオスの兆候を厳密に検索しました。データは、非線形時系列分析の方法を使用して包括的に調査されました：位相空間再構成、フラクタル次元、最大リアプノフ指数（mLE）。結果のスプリアス性を検証するために、結果に影響を与える可能性のあるいくつかのパラメーター、特にmLEをテストしました。分析したブレーザーのいずれにも混乱の兆候は見られませんでした。ブレーザーの変動性は、本質的に確率論的であるか、ランダム性に似ていることが多い高次元のカオスによって支配されています。
迅速なGRB分極の時間的進化
ガンマ線バースト（GRB）で迅速な放出を生み出す主要な放射線メカニズムは、依然として主要な未解決の問題です。スペクトル情報だけでは、その性質を解明するには不十分であることが証明されています。時間分解直線偏光は、一般的な放射メカニズム、たとえば、パワーローエネルギー分布を持つ電子からのシンクロトロン放射またはソフトシード熱光子の逆コンプトン散乱を区別する可能性があります。これにより、典型的なGRBスペクトルが生成されますが、分極。さらに、流出の組成（つまり、運動エネルギーが支配的かポインティングフラックスが支配的か）と角度構造について学習するために使用できます。シンクロトロン放射光の場合、それは磁場形状の強力なプローブです。ここでは、単一のバンド関数スペクトルを放射するバルクローレンツ因子$\Gamma（R）=\Gamma_0（R/R_0）^{-m/2}\gg1$を使用して、薄い超相対論的流出からのシンクロトロン放射を検討します。半径の範囲にわたる（複数の）パルス、$R_0\leqR\leqR_0+\DeltaR$。与えられたエネルギーでのパルスプロファイルと分極の進展は、惰行（$m=0$）と加速（$m=-2/3$）の薄い球殻と、同様に鋭い軸外のシルクハットジェットについて示されています。放射率の滑らかなエッジとして。角度スケール$\theta_B\gtrsim1/\Gamma$でコヒーレントな局所的に秩序化された磁場、半径方向を横切る平面内のもつれた磁場（$B_\perp$）、秩序化された磁場など、4つの異なる磁場構成が考慮されます。（$B_\parallel$）は半径方向に整列し、グローバルに順序付けられたトロイダルフィールド（$B_{\rmtor}$）。すべてのフィールド構成は、偏光位置角のシングル（$B_\perp$および$B_\parallel$の場合）およびダブル（$B_{\rmtor}$の場合）$90^\circ$の変化で明確な偏光の変化を生成します。
脈動対不安定超新星の最終的なコア崩壊
| Title |
The_final_core_collapse_of_pulsational_pair_instability_supernovae |
| Authors |
Jade_Powell,_Bernhard_M\"uller,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06889 |
脈動対不安定型レジームへの移行時の巨大なPop-III前駆星の3Dコア崩壊超新星シミュレーションを提示します。LS220、SFHo、およびSFHxの状態方程式を使用して、初期質量が$85\、\mathrm{M}_{\odot}$および$100\、\mathrm{M}_\odot$の2つの前駆体モデルをシミュレートします。$85\、\mathrm{M}_{\odot}$前駆体は、コア崩壊と同時に対不安定パルスを経験しますが、$100\、\mathrm{M}_{\odot}$前駆体はすでに一連の崩壊の500$年前にHとHeのエンベロープを放出した4つのパルス$1\mathord。$85\、\mathrm{M}_{\odot}$モデルは衝撃の復活を経験し、数百ミリ秒以内の継続的な降着のためにブラックホール（BH）への崩壊を遅らせました。初期爆発の診断エネルギーは、SFHxモデルで最大$2.7\times10^{51}\、\mathrm{erg}$に達します。金属コアの結合エネルギーが高いため、フォールバックによるBHの崩壊は最終的には避けられませんが、部分的な質量放出が可能になる場合があります。$100\、\mathrm{M}_\odot$モデルは、シミュレーションの終了までに衝撃の復活を達成していないか、BH崩壊を経験していません。すべてのモデルは、高周波gモード放射帯域と低周波数の両方で比較的強い重力波放射を示します。SFHxモデルとSFHoモデルは、定常降着ショックの不安定性からの明確な放出を示しています。モデルの場合、最大検出距離はLIGOで最大$\mathord{\sim}46\、\mathrm{kpc}$、CosmicExplorerで最大$\mathord{\sim}850\、\mathrm{kpc}$と推定されます。。
短時間のガンマ線バーストとそれに続く長時間のX線プラトーは、コンパクトなバイナリ合体イベントからのマグネターの誕生と流体力学的進化によって促進される可能性があります。システムの回転軸と磁気軸が互いに直交していない場合、星は自由に歳差運動し、光源の光度が変動します。場合によっては、歳差運動によって誘発されるスピンダウンパワーの変調が、プラトーのX線束で識別できることがあります。この作業では、プラトーを示すバーストに関連する25個のX線光度曲線を、歳差運動する斜め回転子に適した光度プロファイルに適合させます。赤池情報量基準に基づくと、サンプル内のマグネターの16$（64\％）$は、歳差運動の証拠が中程度または強いことを示しています。さらに、星の歳差運動期間はその四重極楕円率に直接関係しているので、フィットは星が内部応力によって変形する程度の独立した測定を可能にします。これらの変形がポロイダル-トロイダル磁場の混合によって生じると仮定すると、磁気エネルギー比の分布は二峰性であり、データポイントはエネルギー的に等しくトロイダルが支配的なパーティションの周りに集まっていることがわかります。新生児マグネターにおける重力波放出とダイナモ活動に対するこの結果の意味が議論されています。
大規模磁場を伴う構造化相対論的ジェットにおける噴出物からのフラックス変動
| Title |
Flux_variability_from_ejectas_in_structured_relativistic_jets_with_large-scale_magnetic_fields |
| Authors |
Ga\"etan_Fichet_de_Clairfontaine,_Zakaria_Meliani,_Andreas_Zech_and_Olivier_Hervet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06962 |
相対論的MHDコードMPI-AMRVACと後処理での放射伝達コードを使用して、磁場構成と過圧ジェットの横方向成層がその形態、移動衝撃力学、および放射された電波光度曲線。まず、さまざまな大規模磁場を、定常衝撃波と層状ジェット形態への影響とともに調査します。次に、移動する衝撃波と立っている衝撃との相互作用を研究します。合成シンクロトロンマップと電波光度曲線を計算し、2つの周波数1GHzと15.3GHz、およびいくつかの観測角度での変動を分析します。最後に、シミュレートされた光度曲線の特性を、2008年から2019年までのMOJAVE調査で、ブレーザー3C273とOVROおよびVLBAから観測された電波フレアと比較します。大規模な磁場構造は、立っている衝撃波の特性を変化させ、ジェットの開口部につながります。このような立っている衝撃波を横切るとき、ジェットの基部に注入された過密度に伴う移動する衝撃波は、非常に明るい電波フレアを引き起こしています。異なる視野角でのこれらのフレアの時間的構造の観察は、異なる光学的厚さでジェットをプローブします。1GHzおよび小さな角度では、移動する衝撃波によって引き起こされる自己吸収がより重要になり、最も明るい立っている結び目と相互作用した後、観測されたフラックスの低下につながります。衝撃を受けた立っている衝撃の残りの放出に起因する、シミュレートされたフレアの形状に弱い非対称性が見られます。シミュレートされたフレアの特性と、光度曲線のピークと移動および立っている衝撃の交差との相関は、3C273の観測された無線フレアの説明としてこのシナリオを支持します。
NuSTARおよびFermi / GBMで観測されたX線パルサーXTEJ1858 + 034：スペクトルおよびタイミングの特性評価とサイクロトロン線
| Title |
The_X-ray_pulsar_XTE_J1858+034_observed_with_NuSTAR_and_Fermi/GBM:_spectral_and_timing_characterization_plus_a_cyclotron_line |
| Authors |
C._Malacaria,_P._Kretschmar,_K.K._Madsen,_C._A._Wilson-Hodge,_Joel_B._Coley,_P._Jenke,_A._A._Lutovinov,_K._Pottschmidt,_S._S._Tsygankov,_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07020 |
降着するX線パルサー（XRP）は、明るいX線爆発を起こし、その間に中性子星のスペクトルとタイミングの振る舞いを詳細に調べることができます。2019年の爆発時のXRPXTEJ1858+034の$NuSTAR$観測を分析します。スペクトルは、現象論的、半経験的、および物理的スペクトルモデルに適合しています。候補サイクロトロン線は$48\、$keVにあり、放出サイトでの$5.4\times10^{\rm12}\、$Gの磁場を意味します。これは、物理的な最適モデルでもサポートされています。X線爆発の再発時間の目視検査に基づいて、約$81$日の公転周期を提案します。$Fermi$ガンマ線バーストモニターのデータに基づいて、標準のディスク降着トルク理論により、$10.9\pm1.0\、$kpcの距離を推測することができました。パルスプロファイルは単一ピークであり、少なくとも$40$keVまでエネルギーに強く依存するパルスフラクションを示します。
X線パルサーXTEJ1858 + 034：サイクロトロン線の発見と改訂された光学的識別
| Title |
X-ray_pulsar_XTE_J1858+034:_discovery_of_the_cyclotron_line_and_the_revised_optical_identification |
| Authors |
Sergey_S._Tsygankov,_Alexander_A._Lutovinov,_Sergey_V._Molkov,_Anlaug_A._Djupvik,_Dmitri_I._Karasev,_Victor_Doroshenko,_Alexander_A._Mushtukov,_Christian_Malacaria,_Peter_Kretschmar,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07030 |
2019年の発生源の爆発時にNuSTAR天文台で得られたデータに基づいて、十分に研究されていないX線パルサーXTEJ1858+034の詳細な調査の結果を提示します。スペクトル分析の結果、サイクロトロン吸収機能が発見されました。パルス位相平均スペクトルと分解スペクトルの両方で、約48keVのソーススペクトル。NuSTARおよびChandra天文台を使用した線源の正確なX線位置特定により、X線源の位置を正確に決定し、パルサーの光学的コンパニオンを特定することができました。対応する特性の分析は、システムが、以前に示唆されたようにX線連星ではなく、X線パルサーとK-Mクラスの後期型コンパニオンスターをホストする共生星である可能性が高いことを示唆しました。
GrailQuest＆HERMES：重力波電磁カウンターパートの探索と時空量子泡のプロービング
| Title |
GrailQuest_&_HERMES:_Hunting_for_Gravitational_Wave_Electromagnetic_Counterparts_and_Probing_Space-Time_Quantum_Foam |
| Authors |
L._Burderi,_T._Di_Salvo,_A._Sanna,_F._Fiore,_A._Riggio,_A._F._Gambino,_the_HERMES-TP,_HERMES-SP_Collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07119 |
グレイルクエスト（時空の量子探査のためのガンマ線天文学国際研究所）は、真空中の光伝搬の分散法則を探すことを主な目的とする小さな衛星の艦隊を使用する野心的な天体物理学のミッションコンセプトです。量子重力理論の範囲内で、時空量子化のさまざまなモデルは、光子の速度の相対的な不一致を予測します。プランクエネルギーに対する光子エネルギーの比率に依存する光速。この比率は、ガンマ線バンド（100keV）の光子では1E-23と小さいです。したがって、この効果を検出するには、光が長距離を伝播し、実験の感度が非常に高い必要があります。宇宙論的な距離で発生するガンマ線バーストは、時空の粒度のこの小さな特徴を検出するために使用できます。これは、宇宙に分散された膨大な数の小さな機器をコヒーレントに組み合わせて、前例のない有効領域の単一の検出器として機能させることで得られます。これは、高エネルギー分散天文学の最初の例です。サブマイクロ秒の時間分解能と広いエネルギー帯域（keV-MeV）を備えた、低軌道の小型衛星の艦隊で構成される巨大な全体的な収集領域のモジュール式天文台の新しい概念です。収集された膨大な数の光子により、これらのエネルギー依存の遅延を効果的に検索できます。さらに、GrailQuestは、アーク秒の位置精度で衝動的なイベントの時間的三角測量を実行することを可能にします：重力波のとらえどころのない電磁的対応物を狩るのに不可欠な非常に敏感なX線/ガンマ全天モニター。マルチメッセンジャー天文学の未来。GrailQuestのパスファインダーは、HERMES（HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellites）プロジェクトを通じてすでに開発中です。これは、2022年末までに打ち上げられる6つの3Uキューブサットの艦隊です。
銀河間磁場による超高エネルギー宇宙線の偏向
| Title |
Ultra-high_energy_cosmic_rays_deflection_by_the_Intergalactic_Magnetic_Field |
| Authors |
Andres_Aramburo_Garcia,_Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_and_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07207 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）の起源と組成は謎のままです。一般的な伝承は、UHECRが銀河系および銀河系外の磁場によって一次方向から偏向されるというものです。ここでは、初期シードフィールドの強度と方向に依存しないUHECRの偏向に対する銀河系外の寄与について説明します。IllustrisTNGシミュレーションを使用して、銀河形成中のフィードバックプロセスによって作成された流出駆動磁気気泡が、すべての$10^{20}$eV陽子の約半分を$1^{\circ}$以上、最大$20$-偏向することを示します。$30^{\circ}$。これは、UHECRの発生源を特定するために、銀河間媒体の偏向を考慮に入れる必要があることを意味します。
水素強度およびリアルタイム分析実験（HIRAX）の雑音温度測定システムの設計と実装
| Title |
Design_and_implementation_of_a_noise_temperature_measurement_system_for_the_Hydrogen_Intensity_and_Real-time_Analysis_eXperiment_(HIRAX) |
| Authors |
Emily_R._Kuhn,_Benjamin_R._B._Saliwanchik,_Maile_Harris,_Moumita_Aich,_Kevin_Bandura,_Tzu-Ching_Chang,_H._Cynthia_Chiang,_Devin_Crichton,_Aaron_Ewall-Wice,_Austin_A._Gumba,_N._Gupta,_Kabelo_Calvin_Kesebonye,_Jean-Paul_Kneib,_Martin_Kunz,_Kavilan_Moodley,_Laura_B._Newburgh,_Viraj_Nistane,_Warren_Naidoo,_Deniz_\"Ol\c{c}ek,_Jeffrey_B._Peterson,_Alexandre_Refregier,_Jonathan_L._Sievers,_Corrie_Ungerer,_Alireza_Vafaei_Sadr,_Jacques_van_Dyk,_Amanda_Weltman,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06337 |
このホワイトペーパーでは、400〜800MHzで動作する無線アンテナの雑音温度を決定するためのテストベッドの設計、実装、および検証について説明します。このテストベッドの要件は、増幅が組み込まれたアンテナを使用するHIRAX実験によって推進されたため、実験室でのシステムノイズの特性評価が困難になりました。テストベッドは2つの大きな円筒形の空洞で構成され、それぞれに異なる温度（300Kと77K）に保持された高周波（RF）吸収体が含まれており、よく知られている「Yファクター」法によってシステム雑音温度を測定できます。装置はエール大学で建設され、過去1年間に詳細な検証測定が行われました。これまでに、このシステムを使用して3つの予備的な雑音温度測定セットが実施され、HIRAXフィードの最初の雑音温度測定を行い、フィードの再現性の最初の分析を実行できるようになりました。
| Title |
Mechanical_and_Optical_Design_of_the_HIRAX_Radio_Telescope |
| Authors |
Benjamin_R.B._Saliwanchik,_Aaron_Ewall-Wice,_Devin_Crichton,_Emily_R._Kuhn,_Deniz_\"Ol\c{c}ek,_Kevin_Bandura,_Martin_Bucher,_Tzu-Ching_Chang,_H._Cynthia_Chiang,_Kit_Gerodias,_Kabelo_Kesebonye,_Vincent_MacKay,_Kavilan_Moodley,_Laura_B._Newburgh,_Viraj_Nistane,_Jeffrey_B._Peterson,_Elizabeth_Pieters,_Carla_Pieterse,_Keith_Vanderlinde,_Jonathan_L._Sievers,_Amanda_Weltman,_and_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06338 |
水素強度およびリアルタイム分析実験（HIRAX）は、計画されている干渉計電波望遠鏡アレイであり、最終的には、SKA南アフリカサイトに配備される1024個の最密充填6mディッシュで構成されます。HIRAXは、中性水素の21cmの超微細遷移を使用してバリオン音響振動（BAO）を測定するために、南の空の大部分を調査します。400〜800MHz、391kHzの分解能で動作し、赤方偏移の範囲は$0.8<z<2.5$、最小の$\Deltaz/z$は〜0.003に相当します。HIRAXの主要な科学目標の1つは、宇宙論的に有意な範囲にわたる赤方偏移の関数としてBAOスケールを測定することにより、ダークエネルギーの状態方程式を制約することです。この目標を達成するには、このホワイトペーパーで説明するHIRAX機器の機械的および光学的設計に厳しい要件が課せられます。これには、ディッシュの焦点比、レシーバーのサポートメカニズム、機器のケーブル接続など、機器の最適化に使用されるシミュレーションが含まれます。これらのシミュレーションの結果、ディッシュ間のクロストークを低減するためにディッシュの焦点比が0.23に減少し、フィードサポートメカニズムが幅の広い（直径35cm）中央カラムとして再設計され、フィードの設計が次のように変更されました。ビームの非対称性を排除し、サイドローブの振幅を低減するために、レシーバーのケーブルがフィードとディッシュの対称軸に沿って直接通過できるようにします。これらのフルインスツルメントシミュレーションからのビームは、宇宙論的制約を評価し、アレイ要素の物理的な非冗長性による潜在的な系統的汚染を決定するために使用される天体物理学のmモード分析パイプラインでも使用されます。このエンドツーエンドのシミュレーションパイプラインは、第1段階のHIRAX256要素アレイの製造と構築をガイドする皿の製造と組み立ての仕様を通知するために使用されました。
CMBBモード偏波衛星LiteBIRD用低周波望遠鏡のコンセプトデザイン
| Title |
Concept_Design_of_Low_Frequency_Telescope_for_CMB_B-mode_Polarization_satellite_LiteBIRD |
| Authors |
Y._Sekimoto,_P._A._R._Ade,_A._Adler,_E._Allys,_K._Arnold,_D._Auguste,_J._Aumont,_R._Aurlien,_J._Austermann,_C._Baccigalupi,_A._J._Banday,_R._Banerji,_R._B._Barreiro,_S._Basak,_J._Beall,_D._Beck,_S._Beckman,_J._Bermejo,_P._de_Bernardis,_M._Bersanelli,_J._Bonis,_J._Borrill,_F._Boulanger,_S._Bounissou,_M._Brilenkov,_M._Brown,_M._Bucher,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F._J._Casas,_A._Challinor,_V._Chan,_K._Cheung,_Y._Chinone,_J._F._Cliche,_L._Colombo,_F._Columbro,_J._Cubas,_A._Cukierman,_D._Curtis,_G._D'Alessandro,_N._Dachlythra,_M._De_Petris,_C._Dickinson,_P._Diego-Palazuelos,_M._Dobbs,_T._Dotani,_L._Duband,_S._Duff,_J._M._Duval,_K._Ebisawa,_T._Elleflot,_H._K._Eriksen,_J._Errard,_T._Essinger-Hileman,_F._Finelli,_R._Flauger,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_K._Ganga,_J._R._Gao,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06342 |
LiteBIRDは、2020年代にJAXAの戦略的大規模ミッションとして選択され、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の$B$モード分極を全天にわたって大きな角度スケールで観測しました。LiteBIRDの課題は、システム要件から導き出されるミリ波偏波測定の広視野（FoV）およびブロードバンド機能です。迷光の可能な経路は、より広いFoVで増加し、$-56$dBの遠いサイドローブの知識は挑戦的な光学要件です。LiteBIRDの搭載望遠鏡の1つである低周波望遠鏡（LFT：34--161GHz）には、クロスドラゴン構成が選択されました。広い視野（$18^\circ\times9^\circ$）を持ち、直径400mmの開口部を持ち、100GHz付近で約30分角の角度分解能に対応します。迷光を徹底的に研究した結果、焦点比f/3.0と光軸の交差角90$^\circ$を選択しました。一次および二次反射器は、ミラーのエッジからの回折パターンを減らすために鋸歯状の長方形の形状をしています。リフレクターと構造はアルミニウム製で、ウォームダウンから動作温度$5\、$Kまで比例して収縮します。LFTの1/4縮尺モデルは、広い視野設計を検証し、遠方のサイドローブが減少していることを示すために開発されました。半波長板（HWP）で実現された偏光変調ユニット（PMU）は、このシステムの入射瞳である開口絞りの前に配置されます。約1000個のAlMnTES検出器と周波数多重化SQUID増幅器を備えた大きな焦点面は、100mKに冷却されます。レンズと曲がりくねったアンテナはブロードバンド機能を備えています。LFTの性能仕様と提案された検証計画の概要が提示されます。
Curvit：UVITデータから光度曲線を生成するためのオープンソースのPythonパッケージ
Curvitは、インド初の多波長天体衛星であるAstroSatに搭載されたUltra-VioletImagingTelescope（UVIT）によって収集されたデータから、光度曲線の作成を容易にするオープンソースのPythonパッケージです。Curvitへの入力は、UVIT-ペイロードオペレーションセンター（UVIT-POC）によって生成され、インド宇宙科学データセンターを通じて主任研究者が利用できるようにされた較正済みイベントリストです。Curvitの機能には、（i）光源を自動的に検出し、検出されたすべての光源の光度曲線を生成すること、および（ii）特定の対象光源の光度曲線をカスタム生成することが含まれます。ここでは、Curvitの機能を紹介し、例として中間ポーラーFOAqrのUVIT観測での使いやすさを示します。Curvitは、GitHubのhttps://github.com/prajwel/curvitで公開されています。
ヒント：お気に入りのAOPSFを効率的に予測するための新しいツール
| Title |
TIPTOP:_a_new_tool_to_efficiently_predict_your_favorite_AO_PSF |
| Authors |
Benoit_Neichel,_Olivier_Beltramo-Martin,_Cedric_Plantet,_Fabio_Rossi,_Guido_Agapito,_Thierry_Fusco,_Elena_Carolo,_Giulia_Carla,_Michele_Cirasuolo,_Remco_van_der_Burg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06486 |
補償光学（AO）のパフォーマンスは、利用可能なナチュラルガイドスター（NGS）と、さまざまな大気条件（Cn2、風速など）に大きく依存します。AOのパフォーマンスを簡単に予測できるようにするために、既存のAO観測モード（SCAO、LTAO、MCAO、GLAO）のいずれかに対して期待されるAO点像分布関数（PSF）を生成するTIPTOPと呼ばれる高速アルゴリズムを開発しました。および任意の大気条件。このTIPTOPツールは、シミュレーションがフーリエ領域で行われる分析アプローチにルーツを持っています。これにより、非常に高速な計算時間（PSFあたり数秒）に到達し、広いパラメーター空間を効率的に探索できます。TIPTOPはPythonで開発されており、さまざまな言語で開発された以前の作業を利用して、それらを単一のフレームワークに統合しています。TIPTOPアプリはGitHub（https://github.com/FabioRossiArcetri/TIPTOP）で入手でき、ELT露出時間計算ツールのブリックの1つとして機能します。
PolarLightの軌道上背景のモデリング
| Title |
Modeling_the_in-orbit_background_of_PolarLight |
| Authors |
Jiahui_Huang,_Hua_Feng,_Hong_Li,_Xiangyun_Long,_Dongxin_Yang,_Weihe_Zeng,_Qiong_Wu,_Weichun_Jiang,_Massimo_Minuti,_Enrico_Costa,_Fabio_Muleri,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Zhi_Zeng,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Paolo_Soffitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06606 |
PolarLightは、2018年10月に太陽同期軌道に打ち上げられたCubeSatに搭載されたガスピクセルX線偏光計です。Geant4ツールキットを使用してCubeSat全体の質量モデルを構築し、宇宙のX線によって誘発される背景をシミュレートします。軌道上の光線背景（CXB）と高エネルギー荷電粒子。シミュレートされたエネルギースペクトルとイベント画像の形態は両方とも、PolarLightで測定されたバックグラウンドが高エネルギー電子によって支配されており、陽子とCXBからの寄与はわずかであることを示唆しています。シミュレーションでは、2〜8keVのエネルギー範囲で、バックグラウンドイベントの約28％が、の検出と同じ物理プロセスで、数keVのエネルギーを持つ二次電子からのエネルギー堆積によって引き起こされることが明らかになりました。X線。したがって、バックグラウンドのこの部分は、X線イベントと区別できません。バックグラウンド分布は検出器平面上で不均一であり、エッジ付近で強調されています。エッジ効果は、高エネルギー電子が長いトラックを生成する傾向があるためです。これらのトラックは、エッジの近くに部分的なエネルギー堆積物がない限り、読み出し電子機器によって破棄されます。効果的な粒子識別アルゴリズムを適用できる場合、内部バックグラウンドレートは2〜8keVで約6x10^-3カウント/秒/cm2になると予想されます。これは、焦点サイズがmmのオーダーの将来の集束X線偏光計では内部バックグラウンドが無視できることを示しています。
条件付き変分オートエンコーダによる重力波形の深層生成モデル
コンパクトなバイナリ合体イベントの重力波形の5つの深い生成モデルを構築します。私たちの構築は、条件付き変分オートエンコーダー（cVAE）の拡張に基づいています。これらの訓練された生成モデルは、バイナリブラックホールの質量だけを入力することにより、対応する$95\％$以上の正確なインスパイラルマージ波形を$10^{-3}$秒未満で生成できます。さらに、これらのモデルは外挿も可能です。つまり、主に低質量比のトレーニングセットを使用すると、結果として得られるトレーニング済みモデルは、大量の正確な高質量比の波形を生成できます。我々の結果は、深層生成モデルが漸進的に自己訓練することにより、より高い質量比の高精度の重力波形の生成をスピードアップすることが可能であることを意味します。
KM3NeTオープンサイエンスシステム
KM3NeTニュートリノ検出器は、現在、地中海の2つの場所で建設中であり、海水中の高エネルギー相対論的荷電粒子によって生成されるチェレンコフ光を検出することを目的としています。KM3NeTのコラボレーションにより、天体物理学とニュートリノの物理学コミュニティ、および地球と海の科学コミュニティの両方にとって価値のある科学データが生成されます。オープンサイエンスポータルとインフラストラクチャは、オープンKM3NeTデータ、ソフトウェア、およびサービスへのパブリックアクセスを提供するために開発中です。この寄稿では、現在のアーキテクチャ、インターフェイス、および使用例が示されています。
QUBIC IV：TESボロメータと読み出し電子機器の性能
| Title |
QUBIC_IV:_Performance_of_TES_Bolometers_and_Readout_Electronics |
| Authors |
M._Piat,_G._Stankowiak,_E.S._Battistelli,_P._de_Bernardis,_G._D_Alessandro,_M._De_Petris,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_T.D._Hoang,_S._Marnieros,_S._Masi,_A._Mennella,_L._Mousset,_C._O_Sullivan,_D._Prele,_A._Tartari,_J.-P._Thermeau,_S.A._Torchinsky,_F._Voisin,_M._Zannoni,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi,_B._Belier,_A._Bau,_D._Bennett,_L._Berge,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_C._Chapron,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_M.M._Gamboa_Lerena,_K.M._Ganga,_B._Garcia,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06787 |
宇宙論のためのQ＆Uボロメータ干渉計（QUBIC）のプロトタイプ版は、パリの宇宙粒子物理学と宇宙論の実験室でテストのキャンペーンを受けました。検出チェーンは現在、320mKに冷却された256NbSi遷移エッジセンサーで構成されています。読み出しシステムは、1Kに冷却された128のSQUIDに基づく128：1の時分割多重方式であり、40のSiGe特定用途向け集積回路によって制御および増幅されます。K.この読み出しチェーンのパフォーマンスとTESの特性を報告します。読み出しシステムは、ラボとQUBICで機能的にテストされ、特性評価されています。低ノイズアンプは、0.3nV/sqrt（Hz）のホワイトノイズレベルを示しました。QUBIC検出器と読み出し電子機器の特性評価には、I-V曲線、時定数、およびノイズ等価電力の測定が含まれます。QUBICTESボロメータアレイには、動作パラメータ内に約80％の検出器があります。パルス管からのマイクロフォニックと読み出しシステムからのノイズエイリアシングによって制限されますが、ノイズ等価電力は約2E-16W/sqrt（Hz）であり、ボロメータ干渉法のデモンストレーションには十分です。
空にソウルをもたらす
| Title |
Bringing_SOUL_on_sky |
| Authors |
Enrico_Pinna,_Fabio_Rossi,_Alfio_Puglisi,_Guido_Agapito,_Marco_Bonaglia,_Cedric_Plantet,_Tommaso_Mazzoni,_Runa_Briguglio,_Luca_Carbonaro,_Marco_Xompero,_Paolo_Grani,_Armando_Riccardi,_Simone_Esposito,_Phil_Hinz,_Amali_Vaz,_Steve_Ertel,_Oscar_M._Montoya,_Oliver_Durney,_Julian_Christou,_Doug_L._Miller,_Greg_Taylor,_Alessandro_Cavallaro,_Michael_Lefebvre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07091 |
SOULプロジェクトは、LBTの4つのSCAOシステムをアップグレードし、ElectronMultipliedCCD検出器のおかげで、現在のガイド星の限界を約2等級弱めています。この改善により、NGSSCAO補正は、可視光源での高コントラストイメージングから、NIRでの銀河系外の光源まで、より多くの科学的事例に開かれます。SOULシステムは、今日、ピラミッドWFS、アダプティブセカンダリおよびEMCCDが一緒に使用されるユニークなケースです。これにより、SOULは、同じ主要技術が採用されるE-ELTのGMT、MICADO、HARMONIなどのほとんどのELTSCAOシステムのパスファインダーになります。現在、試運転段階で望遠鏡に3つのSOULシステムがインストールされています。4番目のシステムは数か月以内にインストールされます。ここでは、現在までの昼間のテストと試運転の夜に達成された結果を紹介します。
ファラデー深度再構成の解像度を向上させるためのガウス過程モデリング
| Title |
Gaussian_Process_Modelling_for_Improved_Resolution_in_Faraday_Depth_Reconstruction |
| Authors |
S.W._Ndiritu,_A.M.M._Scaife,_D.L._Tabb,_M._Carcamo,_and_J._Hanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07099 |
電波望遠鏡からの複雑な偏光測定におけるデータの不完全なサンプリングは、回転測定（RM）伝達関数とこれらのデータから得られたファラデー深度スペクトルの両方に悪影響を及ぼします。偏波データのこのようなギャップは、主に無線周波数干渉のフラグ付けによって引き起こされ、欠落データの割合が増えるにつれてその影響は悪化します。この論文では、ガウス過程（GP）に基づいて欠落している偏光データを推測するための新しい方法を紹介します。ガウス過程は確率過程であり、モデル内の事前知識をエンコードすることができます。また、回帰モデリングに不確実性を組み込んで定量化する包括的な方法も提供します。欠測値のノンパラメトリックモデル推定を提供することに加えて、ガウス過程モデリングを使用して複雑な偏光データから直接回転測定値を復元できること、およびこの確率的手法を使用して欠測偏光データを推測すると、再構築されたファラデーの解像度が向上することも示します。深度スペクトル。
地上ベースのTESSデータを使用したBOAri光度曲線分析
| Title |
BO_Ari_Light_Curve_Analysis_using_Ground-Based_and_TESS_Data |
| Authors |
Atila_Poro,_Shiva_Zamanpour,_Maryam_Hashemi,_Yasemin_Alada\u{g},_Nazim_Aksaker,_Samaneh_Rezaei,_Arif_Solmaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06265 |
2020年に取得されたBO牡羊座の新しいBVRバンド測光光度曲線を提示し、それらをトランジット系外惑星探査衛星（TESS）の光度曲線と組み合わせます。ガウス分布とコーシー分布に基づいて最小時間を取得し、モンテカルロマルコフ連鎖（MCMC）法を適用して、CCD測光とTESSデータから不確実性の量を測定しました。バイナリシステムの新しいエフェメリスは、最小値の204倍を使用して計算されました。光度曲線は、モンテカルロ（MC）シミュレーションと組み合わせたWilson-Devinneyバイナリコードを使用して分析されました。この光度曲線ソリューションでは、主要コンポーネントのダークスポットを考慮しました。このバイナリは、質量比q=0.2074+-0.0001、軌道傾斜角i=82.18+-0.02度、およびフィルアウト係数f=75.7+-0.8％のA型システムであると結論付けます。a（Rsun）およびqパラメーターの結果は、Xu-DongZhangおよびSheng-BangQian（2020）モデルの結果と一致しています。2つのコンポーネントの絶対パラメータが計算され、バイナリシステムの距離推定値は142+-9pcであることがわかりました。
パーカーソーラープローブによる磁気スイッチバックの境界での磁気リコネクションの直接的な証拠
| Title |
Direct_evidence_for_magnetic_reconnection_at_the_boundaries_of_magnetic_switchbacks_with_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
C._Froment,_V._Krasnoselskikh,_T._Dudok_de_Wit,_O._Agapitov,_N._Fargette,_B._Lavraud,_A._Larosa,_M._Kretzschmar,_V._K._Jagarlamudi,_M._Velli,_D._Malaspina,_P._L._Whittlesey,_S._D._Bale,_A._W._Case,_K.Goetz,_J._C._Kasper,_K._E._Korreck,_D._E._Larson,_R._J._MacDowall,_F._S._Mozer,_M._Pulupa,_C._Revillet,_and_M._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06279 |
パーカーソーラープローブの太陽との最初の遭遇は、内側の太陽圏に遍在する局所的な磁気偏向の存在を明らかにしました。これらの構造は、しばしばスイッチバックと呼ばれ、コロナホールから発生する太陽風の流れで特に顕著です。パーカーソーラープローブ（PSP）が最初の遭遇時に太陽の45から48太陽半径の距離で交差した3つのスイッチバックの境界で発生する磁気リコネクションの直接的な証拠を報告します。FIELDSおよびSWEAP機器からの磁場およびプラズマパラメータを分析します。分析された3つの構造はすべて、磁気リコネクションの典型的な兆候を示しています。イオン速度と磁場は、最初に相関があり、次に中央のイオンフロージェットで分岐した電流シートのインバウンドエッジとアウトバウンドエッジで反相関します。ほとんどの再接続イベントには強いガイドフィールドと中程度の磁気シアがありますが、1つの現在のシートは、磁場の大きさが$90\％$減少するとともに、準逆平行再接続の兆候を示しています。PSPによって観察された強力な現在のシートの豊富さを考えると、スイッチバック境界での再接続はまれであるように見えます。ただし、スイッチバック境界は電流に対応しているため、これらの境界の形状が磁気リコネクションの発生に適した条件を提供していると推測できます。したがって、このようなメカニズムは、スイッチバックの磁場の再構成に寄与し、太陽風のダイナミクスに影響を与え、最終的には、太陽から離れて伝播するときに構造と通常の風との混合に寄与します。
ボヤジアンの星B：KIC8462852の共動星の仲間
| Title |
Boyajian's_Star_B:_The_co-moving_stellar_companion_to_KIC_8462852 |
| Authors |
Logan_A._Pearce,_Adam_L._Kraus,_Trent_J._Dupuy,_and_Danile_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06313 |
ボヤジアンの星としても知られるKIC8462852の光度曲線は、その起源が不明なまま深いディップを経験しています。Boyajianetal。のKeck/NIRC2イメージングで、東にあるかすかな星$\upperx$2\arcsecが発見されました。（2016）が、バイナリとしてのステータス、および観測された変動への寄与の可能性は不明でした。ここでは、5年間にわたるKeck/NIRC2イメージングの3つのエポックを、JHK近赤外線バンドで使用して、1マスの精密位置天文学を取得します。2つのオブジェクトが共通の固有運動を示し、相対速度$\mu=0.14\pm0.44$masyr$^{-1}$（$\mu=0.30\pm0.93$kms$^）を測定することを示します。{-1}$）そしてそれらは$880\pm10$AUの予測分離でのバイナリペアであると結論付けます。可能性のある軌道運動の限界検出がありますが、私たちの位置天文学は軌道を特徴づけるには不十分です。他の2つの点光源がKIC8462852に関連付けられていないことを示します。KIC8462852Aの光度曲線をモデル化する試みでは、バインドされた恒星コンパニオンが、たとえば、バイナリ軌道の長期的な軌道進化によるプライマリの周りの物体の軌道。
太陽大気の自己無撞着な3D放射MHDシミュレーションにおける冠状振動の励起と進化
| Title |
Excitation_and_evolution_of_coronal_oscillations_in_self-consistent_3D_radiative_MHD_simulations_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
P._Kohutova_and_A._Popovas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06430 |
太陽のコロナループは一般的に振動の影響を受けます。冠状振動の観測は、冠状地震学を使用して冠状プラズマの物理的特性を推測するために使用されます。コロナループの振動の励起と進化は、通常、磁束管の高度に理想化されたモデルを使用して研究されます。冠状振動の理解を深めるためには、現実的な磁場トポロジーと進化の影響を考慮する必要があります。対流層から太陽コロナまでの太陽大気の3次元自己無撞着シミュレーションで、放射-MHDコードBifrostを使用して、冠状振動の励起と進化を研究します。フォワードモデル化されたEUV放射と磁場の3次元トレースを使用して、個々の磁気ループの振動挙動を分析します。さらに、ウェーブレットパワースペクトルを使用してループに沿った個々のプラズマ速度成分の変化を分析し、振動周期の変化をキャプチャします。コロナで一般的に観察されるさまざまなタイプの振動がシミュレーションに存在します。高次の振動高調波を含む、横方向と縦方向の両方の速度成分の定常振動を検出します。また、自己無撞着シミュレーションが、横方向の冠状振動の2つの異なるレジームの存在を再現することも示します。衝撃的なイベントによってトリガーされる急速に減衰する振動と、観測可能な減衰を示さない持続的な小規模な振動です。発振ループのフットポイントでは、ハーモニックドライバーは検出されません。太陽大気の自己無撞着な3DMHDシミュレーションでは、コロナループ振動が豊富であることを示します。個々の磁気ループの動的な進化と変動性は、より現実的なモデルを支持して、一定の長さのモノリシックおよび静的なコロナループのモデルを再評価する必要があることを示唆しています。
| Title |
Review_of_the_classification_and_properties_of_62_variable_stars_in_Cygnus |
| Authors |
P._La_Rocca_(1),_M._Bonasia_(1),_P._Moreo_(1),_C._Zamariola_(1),_C._Benna_(2),_D._Gardiol_(2),_G._Pettiti_(2)_((1)_IIS_Curie_Vittorini,_Grugliasco_(TO),_Italy,_(2)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese_(TO),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06487 |
この研究は、はくちょう座の62個の変光星の特性と分類を評価することを目的としています。発見以来ほとんど研究されておらず、元々は変光星に関する情報速報（IBVS）1302で報告されています。以前の研究のデータといくつかの天文データベースを使用して、分析を行いました。主に周期解析ソフトウェアを利用し、色絶対等級図の変数の測光特性を比較します。すべての星について、変動性が確認されています。17個の変数の期間および/またはタイプについて新しい重要な結果を発見し、23個の星の天文データベースで誤った相互参照名を強調しました。元のタイプが不明だった3つ星については、新しいタイプを提案します。24個の星の最小または最大のエポックを計算しました。そのうちの3つについては、エポックが初めて定義されました。この評価はまた、変光星のASAS-SNカタログからの結果がガイアDR2および/または私たちの分析からの結果と一致しないいくつかのケースを特定します。
アクティブ領域のコアでのループの一時的な形成
AR11890のコアでの過渡ループの形成を研究します。この目的のために、大気イメージングアセンブリ（AIA）とインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）によって記録された観測を使用しました。光球場の構成には、日震磁気イメージャ（HMI）から取得した見通し内（LOS）マグネトグラムを使用しました。トランジェントは、AIAのすべてのUVおよびEUVチャネルと、IRISからの3つのスリットジョー画像で同時に観察されます。すべてのAIAチャネルとIRISSJIチャネルでのトランジェントの共存は、トランジェントのマルチサーマルの性質を示唆しています。トランジェントは、トランジェントのベースにある短いループと長いループで構成されます。ディファレンシャルエミッションメジャー（DEM）分析は、トランジェントが塊状の構造を持っていることを示しています。ベースで観測された最大の放出は、$\log\、T=6.65〜6.95$の温度ビン内にあります。非常に弱いとはいえ、同様の温度でより長いループが観察されます。LOSマグネトグラムを使用して、磁気リコネクションが過渡現象を引き起こした可能性があると結論付けます。我々の観察はさらに、そのような過渡現象の形成の物理学は、異なるトポロジー構成ではあるが、典型的なコロナルジェットの物理学に類似している可能性があることを示唆している。そのような多波長観測は、太陽コロナでの高温プラズマの形成に光を当て、そのような過渡現象の熱力学をモデル化する上でさらに本質的な制約を提供します。
フレア関連のコロナルジェットの分光観測
| Title |
Spectroscopic_observations_of_a_flare-related_coronal_jet |
| Authors |
Q._M._Zhang,_Z._H._Huang,_Y._J._Hou,_D._Li,_Z._J._Ning,_and_Z._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06629 |
コロナジェットは、アクティブ領域（AR）とコロナホールに遍在しています。この論文では、2015年10月16日のアクティブ領域12434でのC3.4円形リボンフレアに関連するコロナルジェットを研究します。2つのミニフィラメントは、フレアの前に3Dファンスパイン構造の下に配置されました。フレアは、1つのフィラメントの噴火によって生成されました。ジェットの速度論的進化は、2つのフェーズに分けられました。$\sim$131kms$^{-1}$の速度での低速上昇フェーズと、$\sim$363kms$^の速度での高速上昇フェーズです。空の平面で{-1}$。ゆっくりとした上昇段階は、ブレークアウト電流シートでの衝撃的な再接続に対応する可能性があります。高速上昇段階は、フレア電流シートでの磁気リコネクションに対応している可能性があります。2つのフェーズ間の移行は、$\sim$09：00：40UTに発生しました。Si{\sciv}1402.80{\AA}線のジェットの青方偏移したドップラー速度は、-34〜-120kms$^{-1}$の範囲です。加速された高エネルギー電子は3つのグループで構成されています。オープンフィールドに沿って上向きに伝搬するものはタイプ\textrm{III}電波バーストを生成し、下向きに伝搬するものはHXR放射を生成し、Si{\sciv}ラインで観測される彩層凝縮を駆動します。上昇するフィラメントにトラップされた電子は、$\le$40秒間続くマイクロ波バーストを生成します。ジェットの基部での双方向の流出は、Si{\sciv}線の大幅な線の広がりによって表されます。青方偏移した流出のドップラー速度は、-13〜-101kms$^{-1}$の範囲です。赤方偏移した流出のドップラー速度は、$\sim$17から$\sim$170kms$^{-1}$の範囲です。フレア関連ジェットの多波長観測は、ブレイクアウトジェットモデルを支持しており、非熱電子の加速と輸送を理解するために重要です。
IRAS 06056 + 2131に向けたOHメーザー：分極パラメータと進化状況
| Title |
OH_maser_toward_IRAS_06056+2131:_polarization_parameters_and_evolution_status |
| Authors |
Mohamed_Said_darwish,_Anita_M.S._Richards,_Sandra_Etoka,_Khaled_Edris,_Somaya_Saad,_Mohamed_Beheary,_Gary_Fullar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06664 |
高質量星形成領域IRAS06056+2131に向けたOHメーザー放出の高角度分解能観測を提示します。観測は、1720MHzのOH衛星回線に加えて、1665MHzおよび1667MHzのOH幹線で英国の無線干渉計アレイであるMulti-ElementRadioLinkedInterferometerNetwork（MERLIN）を使用して実行されました。この研究の結果は、推定総強度が$\sim4$Jyの1665MHzラインでの放射を明らかにしました。1667MHzおよび1720MHzの回線からの放射は検出されませんでした。MERLINの完全偏光モードにより、OHメーザー領域の磁場を調べることができます。私たちの結果は、IRAS06056+2131が高度に円偏光された光源であることを示しています。この遷移では、$\sim-1.5$mGの磁気強度が推測されるZeemanペアが識別されます。直線偏光ベクトルの方向は、OHメーザー放出の位置での磁力線がこのソースに関連すると考えられる流出の方向と一致している可能性があることを示唆しています。埋め込まれた原始恒星オブジェクトの星形成の進化的状態が議論されています。
SWELTO-トリノ天文台の宇宙天気研究所
| Title |
SWELTO_--_Space_WEather_Laboratory_in_Turin_Observatory |
| Authors |
A._Bemporad,_L._Abbo,_D._Barghini,_C._Benna,_R._Biondo,_D._Bonino,_G._Capobianco,_F._Carella,_A._Cora,_S._Fineschi,_F._Frassati,_D._Gardiol,_S._Giordano,_A._Liberatore,_S._Mancuso,_A._Mignone,_S._Rasetti,_F._Reale,_A._Riva,_F._Salvati,_R._Susino,_A._Volpicelli,_L._Zangrilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07037 |
SWELTO-トリノ天文台の宇宙天気研究所は、宇宙ベースおよび地上ベースのデータの分析のための新しいアイデアが開発され、テストされる概念的なフレームワークです。入力データは、リモートセンシング観測（ソーラーディスクのEUV画像、可視光コロナグラフィック画像、ラジオダイナミックスペクトルなど）、その場プラズマ測定（惑星間プラズマ密度、速度、磁場、など）、およびローカルセンサーと検出器（ラジオアンテナ、フラックスゲートマグネトメーター、OAToにある全天カメラ）によって取得された測定値。出力製品は、太陽の近く（コロナホール、活動領域、コロナ質量放出など）、および惑星間物質（ショック、プラズモイド、共回転相互作用領域）の太陽静止および動的特徴の自動識別、追跡、および監視です。、など）、および太陽の擾乱が太陽から地球へ、そしてそれを超えて伝播する可能性のある惑星間物質の再構築。これらは、経験的モデルと数値MHDシミュレーションの両方に基づいています。SWELTOの目的は、宇宙天気の監視と予測を目的とした将来のアプリケーションのために新しいデータ分析方法をテストするだけでなく、太陽活動に対する電離層と地磁気の応答を監視するための新しい地上ベースの計装を調達、テスト、展開することです。さらに、SWELTOの関係者は、宇宙天気に関連するトピックを学生や一般の人々に広めるためのアウトリーチに積極的に取り組んでいます。
より弱い偏光信号で太陽磁場を表現する際のゼーマン偏光測定と不完全な計装の限界について
| Title |
On_a_limitation_of_Zeeman_polarimetry_and_imperfect_instrumentation_in_representing_solar_magnetic_fields_with_weaker_polarization_signal |
| Authors |
Alexei_A._Pevtsov_(1),_Yang_Liu_(2),_Ilpo_Virtanen_(3),_Luca_Bertello_(1),_Kalevi_Mursula_(3),_K.D._Leka_(4,5),_Anna_L.H._Hughes_(1)_((1)_National_Solar_Observatory,_3665_Discovery_Drive,_3rd_Floor,_Boulder,_CO_80303_USA,_(2)_Stanford_University,_Stanford,_CA,_USA,_(3)_ReSoLVE_Centre_of_Excellence,_Space_Climate_research_unit,_University_of_Oulu,_POB_3000,_FIN-90014,_Oulu,_Finland,_(4)_NorthWest_Research_Associates,_3380_Mitchell_Lane,_Boulder,_CO_80301_USA,_(5)_Institute_for_Space-Earth_Environmental_Research,_Nagoya_University,_Furo-cho_Chikusa-ku_Nagoya,_Aichi_464-8601_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07204 |
フルディスクベクトル磁場は、太陽磁場の大規模な構造、形態、およびパターンをよりよく理解するために広く使用されています。このデータは、さまざまな太陽現象をモデル化するためにも重要です。ただし、ベクトル磁場の観測には、真の磁場方向の決定に影響を与える可能性のある1つの重要な制限があります。この制限は、光球の見通し線と太陽ベクトル磁場の横方向成分から生じるゼーマン偏光信号の異なる特性を解釈する能力に起因し、未解決の構造（非単一充填）によって悪化する可能性があります分数）と同様に、横磁場方位角における180$^\circ$縮退の明確化。ここでは、この現象について説明し、追加の調査が必要な問題について説明します。
若い太陽アナログEKドラコニスの観測とモデリング：星黒点の分布、元素の存在量、および進化の状態
| Title |
Observing_and_modelling_the_young_solar_analogue_EK_Draconis:_starspot_distribution,_elemental_abundances,_and_evolutionary_status |
| Authors |
H.V._\c{S}enavc{\i},_T._K{\i}l{\i}\c{c}o\u{g}lu,_E._I\c{s}{\i}k,_G.A.J._Hussain,_D._Montes,_E._Bahar,_S.K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07248 |
太陽型の星のダイナモがどのように進化するかをよりよく理解するには、進化の初期段階で太陽に近い質量を持つ星の観測とモデリングが重要です。前主系列星の太陽アナログEKDraの化学組成とスポット分布を調べます。HERMESスペクトログラフ（LaPalma）のスペクトルを使用して、太陽元素に対して23元素の存在量を取得します。これにより、$[{\rmFe/H}]=0.03$になり、LiとBaが大幅に過剰になります。。s過程元素Sr、Y、およびCeはわずかに過剰ですが、Co、Ni、Cu、Znは太陽の存在量と比較してわずかに不足しています。Baの過剰は、深さに依存しない微視的乱流速度の仮定による可能性が最も高いです。Liの存在量は年齢と一致しており、他の存在量は、恒星前の星雲の明確な初期状態を示している可能性があります。さまざまな分光および測光インジケーターを使用して、質量1.04$M_\odot$および年齢$27^{+11}_{-8}$Myrを推定します。CAFEスペクトログラフ（カラルアルト）を使用して15夜の間に収集された17のスペクトルを使用して、ダークスポットの表面分布を研究します。また、EKDraのパラメータのフラックス出現および輸送（FEAT）シミュレーションを実行し、可能性のあるスペクトルの15日間平均シノプティックマップとFEATシミュレーションを作成します。これは、極および中緯度のスポットの全体的な一致を示しています。観測された画像と比較して低緯度のスポットがない。中緯度スポットの赤道を越えた拡張は、南半球の活動のアーティファクトである可能性があるという兆候が見られます。
2フィールドモデルの急速なターンからの原始ブラックホールについて
スカラー多様体がポアンカレ円盤である2フィールド宇宙論モデルのクラスで急速回転軌道を研究します。鋭いターンを示すフィールド空間の軌道を持つマルチフィールドインフレーションのバックグラウンドソリューションは、原始ブラックホール（PBH）の形成をシードする可能性があります。隠れた対称性を持つ正確な解のクラスを調査し、それらがPBH生成を誘発するために必要な一種の一時的な急速なターン期間を示すことを示します。さらに、対称条件を緩和し、特定のレジームで、ハッブル$\eta$パラメーターの動作が改善された修正ソリューションを見つけます。これにより、回転速度関数の目的の形状が保持されます。興味深いことに、修正されたソリューションは、短時間の超低速ロールフェーズと、それに続く長期の低速ロールインフレーションについて説明しています。標準の$\alpha$-attractorの場合とは異なり、ポアンカレ円盤の中心付近（境界付近ではない）でスローロールが発生することは注目に値します。
異なるインフレーションシナリオにおけるスカラー場凝縮物バリオン数生成モデル
| Title |
Scalar_Field_Condensate_Baryogenesis_Model_in_Different_Inflationary_Scenarios |
| Authors |
Daniela_Kirilova,_Mariana_Panayotova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05555 |
いくつかのインフレーションシナリオとさまざまな再加熱モデルで得られたスカラー場凝縮（SCF）バリオン数生成モデルで生成されたバリオン非対称性の値を計算します。SCFモデルの70セット以上のパラメーターと、次のインフレシナリオ、つまり、新しいインフレ、カオス的インフレ、スタロビンスキーインフレ、MSSMインフレ、典型的なインフレについて得られたバリオン非対称性値の分析を提供します。インフレーション後の効率的な熱化と遅延熱化の両方のケースを検討しました。SFCバリオン数生成モデルは、新しいインフレーション、ShafiとVilenkinによる新しいインフレーションモデル、MSSMインフレーション、高い再加熱温度でのカオス的インフレーション、および最も単純なShafi-ビレンキンカオスインフレモデル。これらのモデルでは、低エネルギーで結果として生じるバリオンの過剰を今日の観測値まで減らすために、強力な希釈メカニズムが必要です。観測されたバリオン非対称性の生成の成功は、修正スタロビンスキーインフレーション、低再加熱温度でのカオス的インフレーション、SUGRAでのカオス的インフレーション、およびクインテセンシャルインフレーションのSCFバリオン数生成モデルによって可能であることがわかりました。
TwInflation
ハイブリッドインフレーションの一般的な構造は、テンソルとスカラーの比率の制約が改善されているにもかかわらず、小規模な宇宙のインフレーションの非常に動機付けられたメカニズムのままです。ただし、最初にモデル化されたように、このメカニズムの「ウォーターフォール」フィールドは、標準の有効場の理論（EFT）制御を要求した後、インフラトンの階層性問題（$\eta-$problem）を引き起こします。ハイブリッドメカニズムを変更し、離散的な「ツイン」対称性を組み込むことで、非超対称性の低スケールインフレーション「ツインフレーション」の実行可能で自然なEFT制御モデルを生成します。ツインヒッグスモデルと同様に、「ツイン」セクターを使用した離散交換対称性は、階層性問題の根本にある紫外線物理学に対するインフレポテンシャルの二次感度を低下させます。観測されたインフレーションのフェーズは、丘の頂上のようなポテンシャルで発生しますが、フィールドスペースの初期インフラトン位置の微調整は行われません。また、モデルのすべてのパラメーターが、関連するEFTカットオフ質量スケールおよびフィールド値を下回る自然な値をとることができることを示します。これにより、理論的な制御が簡単になります。基本的な現象論的考察と制約、および可能な将来の方向性について説明します。
| Title |
Cosmological_chirality_and_magnetic_fields_from_parity_violating_particle_decays |
| Authors |
Tanmay_Vachaspati_(ASU),_Alexander_Vilenkin_(Tufts) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06344 |
タウレプトンの例に焦点を当てて、標準模型粒子のパリティ違反崩壊による宇宙論的媒体のキラリティーを推定します。しかし、自明でないキラリティーは小さすぎて、カイラル磁気効果を介して宇宙論的磁場に大きく寄与することはできません。
テレパラレル重力宇宙論の動的複雑性
| Title |
Dynamical_complexity_of_the_Teleparallel_gravity_cosmology |
| Authors |
Geovanny_A._Rave-Franco,_Celia_Escamilla-Rivera_and_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06347 |
テレパラレル重力の探査は、現在観測されている宇宙論的進化に対してテストするために、力学系の観点から行われてきました。これまでのところ、提案された自律システムは、$H_0$値のダイナミクスに関連する情報を含む一定のダイナミクス変数に対して制限がありました。したがって、この論文では、一般的な自律動的解析を書き直すことを可能にする非一定の自由度を課すことによって、動的システムの一般化を検討します。双曲線臨界点を研究することによって非線形自律システムの処理について説明し、$H_0$に関する興味深い現象論的特徴について説明します。宇宙論的に実行可能な$f（T、B）$モデル、混合べき乗則。この結果により、現時点で$H_0$の緊張を緩和するための制約を修正できる一般的なシナリオを提示できます。
ハイブリッドスターのgモード振動：2つの音速の物語
| Title |
The_g-mode_Oscillation_in_Hybrid_Stars:_A_Tale_of_Two_Sound_Speeds |
| Authors |
Prashanth_Jaikumar_(California_State_University_Long_Beach),_Alexandra_Semposki_(Ohio_University),_Madappa_Prakash_(Ohio_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06349 |
クォーク物質を含むハイブリッド星の主要なコアgモード振動を調べたところ、通常の中性子星や自己結合クォーク星と比較して、異常に広い周波数範囲（$\約$200Hz-1kHz）があることがわかりました。クォークと核子の混合相における平衡音速と断熱音速の振る舞いの違いにこの影響をたどる理論的議論と数値計算が提供されています。混合クォーク-核子相の存在に対するコアgモード振動の独特の感度が中性子星のクォーク物質の指標になり得ることを提案します。私たちの分析に基づいて、一方または両方のコンポーネントがハイブリッド星である可能性があるバイナリマージの場合、ハイブリッド星の共鳴gモードに送り込まれる潮力エネルギーの割合は、通常の中性子星のそれを2倍超える可能性があると結論付けます。3、共鳴はインスピレーションの最後の段階で発生しますが。一方、自己結合星は、gモードとの潮汐の重なりがはるかに弱いハイブリッド星の累積潮汐位相誤差$\Delta\phi\cong$0.5ラジアンは、通常の潮汐からのそれと同等です。中性子星、2つのケースを区別する際の課題を提示します。しかし、主要なgモードが、内部にクォーク物質を含む合併後の残骸で検出するのに十分な振幅に励起された場合、その明確な周波数は、ハイブリッド星の存在を強く直接示します。
宇宙重力波アンテナB-DECIGOを使用して、GW190521のようなバイナリブラックホールのマルチバンド重力波観測をスコープアウトします。
| Title |
Scope_out_multiband_gravitational-wave_observations_of_GW190521-like_binary_black_holes_with_space_gravitational_wave_antenna_B-DECIGO |
| Authors |
Hiroyuki_Nakano,_Ryuichi_Fujita,_Soichiro_Isoyama,_Norichika_Sago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06402 |
重力波イベントであるGW190521は、これまでに地上の重力波観測所LIGO/Virgoによって観測された最も大規模なブラックホール連星の合体です。観測された重力波信号は主にマージフェーズとリングダウンフェーズにありますが、GW190521のようなバイナリのインスパイア重力波信号は、低周波数帯域の宇宙ベースの検出器によってより見やすくなります。さらに、リングダウン重力波信号は、高周波帯域の次世代（3G）地上ベースの検出器でより大きくなり、マルチバンド重力波観測の大きな可能性を示します。この論文では、ミリHzの重力波観測所：LISA、デシヘルツ観測所：B-DECIGO、および（次世代の）ヘクトHz観測所：aLIGOおよびETを使用したGW190521のようなバイナリのマルチバンド観測の科学的可能性を探ります。。準円形進化の場合、LISA、B-DECIGO、およびETによるトリプルバンド観測は、1\％-10\％のレベルでのコンポーネントブラックホールの質量とスピン振幅のパラメーター推定誤差を提供します。これにより、特に「B-DECIGO+ET」観測で、比類のない精度で強磁場における一般相対性理論の一貫性テストが可能になります。また、ETによる準ノーマルモードの測定を通じて、残りのカーBHのエルゴ領域をプローブすることもできます。偏心進化の場合、「B-DECIGO+ET」観測によるマルチバンド信号対雑音比は、最終的な偏心が高くても、合体前の5年間の観測では100より大きくなります。
XENON1T過剰に照らした自己相互作用非弾性暗黒物質
| Title |
Self-interacting_Inelastic_Dark_Matter_in_the_light_of_XENON1T_excess |
| Authors |
Manoranjan_Dutta,_Satyabrata_Mahapatra,_Debasish_Borah,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06472 |
XENON1T実験によって最近報告された過剰な電子反跳イベントの考えられる原因として、自己相互作用する非弾性暗黒物質（DM）シナリオを提案します。2つの準縮退マヨラナフェルミオンDMは、光の隠れたセクターの巨大ゲージボソンを介して相互作用し、ゲージ運動混合を介して標準模型粒子と相互作用します。また、フリーズインメカニズムとフリーズアウトメカニズムの両方で構成されるハイブリッドセットアップを介して、正しい暗黒物質の熱的残存粒子を実現するのに役立つ、追加の長寿命の一重項スカラーについても検討します。コールドダークマターの小規模な問題に対処するのに十分な自己相互作用とともに必要なDM現象論と一致している一方で、GeVスケールDMを使用したモデルは、重いDM成分の軽いものへの非弾性下方散乱を介してXENON1T過剰を説明できます。これらすべての要件により、非常に小さなパラメータースペースが残り、モデルは近い将来の実験に対して非常に予測可能になります。
最近DeserとWoodard（DW-II）によって提案された非局所重力モデルにおけるシュワルツシルトブラックホールの重力摂動を調査します。分析は、非局所補正がいくつかの補助スカラー場によって表される局所バージョンで実行されます。非局所的な補正は軸方向の重力摂動に影響を与えないため、軸方向のモードは一般相対性理論（GR）のモードと完全に同じであることがわかります。ただし、スカラー場がバックグラウンドレベルで励起されると、極性モードは対応するGRモードとは異なります。このような場合、極性モードは追加の質量のないスカラーモードによって供給され、その結果、軸モードと極性モードの間の等スペクトル性が崩れます。また、このモデルの前身（DW-I）についても同様の分析を実行し、同じ結論に到達します。
低質量X線連星における中性子星のrモード不安定性：フェルミ面の枯渇と高密度物質の超流動の影響
核子間の核子-核子相関は、高密度核物質の運動量分布の$Z$係数によって測定されるフェルミ面の枯渇につながります。フェルミ面枯渇効果（$Z$ファクター効果）とその粘性における核物質のクエンチされた中性子三重項超流動性、したがって中性子星（NS）の重力波駆動$r$モード不安定性における役割が調査されます。。バルク粘度は、2つの効果、特に低温での超流動効果の両方によって低下します。これにより、NSの推定コア温度も低下する可能性があります。興味深いことに、中性子の超流動性により、既知の低質量X線連星（LMXB）のNSのコア温度は、2つのグループに明確に分けられます。高温と低温は、繰り返し時間が短いNSと長いNSに対応します。それぞれ核動力バースト用。それでも、これらのLMXB内の多数のNSは、依然として$r$モードの不安定領域にあります。密度に依存する対称エネルギーが十分に硬い場合、直接ウルカ過程が発生すると、推定されるコア温度が約1桁低下します。したがって、予測と観測の矛盾はある程度緩和されますが、一部のNSは依然として不安定領域内にあります。
スケール依存重力における異方性物質を伴う相対論的星の内部解
| Title |
Interior_solutions_of_relativistic_stars_with_anisotropic_matter_in_scale-dependent_gravity |
| Authors |
Grigoris_Panotopoulos,_Angel_Rincon_and_Ilidio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06649 |
ニュートンの定数が星全体の半径座標で変化することが許されている、スケール依存重力における異方性相対論的星の静水圧平衡を説明する、行儀の良い内部解を取得します。i）クォーク物質のMITバッグモデルにおける線形状態方程式、およびii）エネルギー密度の特定のプロファイルを仮定して、一般化された構造方程式を数値的に統合し、ストレンジクォーク星の基本特性を計算します。質量、半径、コンパクトさなど。最後に、安定性基準とエネルギー条件が満たされていることを示します。私たちの結果は、オブジェクト全体でニュートン定数が減少すると、わずかに質量が大きくコンパクトな星になることを示しています。
一般的な$ \ epsilon $の光子からのインフラトンの有効ポテンシャル
| Title |
Inflaton_Effective_Potential_from_Photons_for_General_$\epsilon$ |
| Authors |
S._Katuwal_(Florida),_S._P._Miao_(NCKU)_and_R._P._Woodard_(Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.06760 |
任意の最初のスローロールパラメータ$\epsilon$を使用して、光子がインフレーションジオメトリの荷電インフラトンの有効ポテンシャルに与える寄与を正確に概算します。小さな非局所的な寄与と、数値的に大きな局所的な部分が見つかります。ローカル部分には、$\epsilon$の1次および2次導関数が含まれ、長距離相互作用を運ぶ電磁界の拘束された部分からのみ発生します。これにより、電磁気学によって誘発された実効ポテンシャルは、導関数を持たないスカラー、または導関数を1つだけ持つ半分の粒子をスピンするよりも幾何学的進化に強く反応します。$\epsilon=0$の場合、最終結果はdeSitter背景のAllenの結果と一致しますが、フラットスペース制限はColemanとWeinbergの古典的な結果と一致します。
バリオン物質における隠された対称性の発現：有限核から中性子星まで
| Title |
Manifestation_of_Hidden_Symmetries_in_Baryonic_Matter:_From_Finite_Nuclei_to_Neutron_Stars |
| Authors |
Mannque_Rho_and_Yong-Liang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07121 |
ハドロン-クォークの連続性が核物質密度の2倍（$n_0$）よりも高い密度でのトポロジー変化の観点から定式化される場合、巨大なコンパクト星のコアは、分数バリオン電荷の準粒子の観点から説明できます。純粋なバリオンも、閉じ込められていないクォークも好きです。ローカルゲージと疑似コンフォーマル（または壊れたスケール）の両方の隠された対称性が出現し、$\lsimn_0$での核ガモフ-テラー遷移における長年の「有効な$g_A^\ast\approx1$」の両方を引き起こします$\gsim3n_0$で疑似共形音速$v_{pcs}^2/c^2\約1/3$になります。長い間、軽い原子核で「クエンチされた$g_A$」と呼ばれてきたものは、（推定）付近でディラトン限界$g_A^{\rmDL}=1$につながるものを反映していることが示唆されています。スケール不変性の赤外固定点。これらの特性は、ガモフ-テラー遷移および天体物理学的観測における最近の観測に直面しています。
