バリオンがクラスターカウント宇宙論にどのように大きくバイアスをかけることができるか
バリオン物理学がクラスターカウント宇宙論にバイアスをかける2つの主要な経路を定量化します。X線観測から推測されたバリオンの内容を再現する模擬クラスターサンプルを作成します。クラスターは、暗黒物質密度プロファイルの形状がバリオンによって大幅に変化しないと仮定することにより、その存在量を確実に予測できる暗黒物質のみの宇宙の対応するものにリンクされています。さまざまな弱いレンズ効果のフィッティング方法からハロー質量を導き出し、最適な宇宙論的パラメーター$\Omega_\mathrm{m}$、$S_8=\sigma_8（\Omega_\mathrm{m}/0.3）^{0.2}$、模擬クラスターサンプルからの$w_0$。バリオンの放出による密度プロファイルの変化に対応する必要があるため、弱いレンズ効果の質量キャリブレーションは、減少したせん断をNFWプロファイルに適合させるときに濃度が自由のままである場合にのみ偏りがないことがわかります。ただし、測定された質量関数を暗黒物質のみのシミュレーションからの予測と比較すると、偏りのない総質量推定値でさえ、偏った宇宙論的パラメーターが生じます。これは、$m_\mathrm{500c}<10^{14.5}\、h^{-1}\、\mathrm{M}_\odot$のハローの支配的なバイアスです。面積が$\約15000\、\mathrm{deg^2}$で、一定の質量カットが$m_\mathrm{200m、min}=10^{14}\、h^{-1}\、\mathrm{M}_\odot$、バイアスは$-11\pm1\、\％$in$\Omega_\mathrm{m}$、$-3.29\pm0.04\、\％$S_8$の$、および$w_0$の$9\pm1.5\、\％$。これらの構造的バイアスは、統計的不確実性をそれぞれ11、82、および6倍上回っています。クラスターカウント宇宙論には、全ハロー質量ではなく、弱いレンズ効果と高温ガスの観測の組み合わせから推測される（再スケーリングされた）暗黒物質の質量を使用することをお勧めします。
非ハロー構造とその重力レンズへの影響
四重レンズのクエーサーの画像のフラックス比の異常は、暗黒物質の性質を制約するために使用されてきました。これらのレンズの摂動が暗黒物質のハローによって引き起こされると仮定すると、仮想のウォームダークマター（WDM）粒子の質量を$m_\chi>5.2$keVに制限することができます。ただし、摂動がDMハローによってのみ引き起こされるという仮定は、フィラメントやパンケーキなどの他の構造が存在し、5$\％$-50の範囲で宇宙の質量のかなりの部分を構成しているため、正しくない可能性があります。暗黒物質モデルに応じて$\％$。1および3keVWDM宇宙論の新しい断片化のないシミュレーションを使用して、これらの「非ハロ」構造を研究し、フラックス比観測への影響を推定します。これらの構造は、短い相関長で鋭い密度勾配を示し、ハーフモード質量までのすべてのハローよりもレンズ信号に大きく寄与することができるため、WDMモデル間で予想される差異が減少することがわかります。これは、質量$M\sim10^8M_\odot$のハローに敏感なフラックス比ベースの制約にとって特に重要になると推定されます。現在および将来の制約の精度を向上させるには、強いレンズの観測ですべてのタイプの構造を考慮する必要があると結論付けます。
強い重力レンズと天の川伴銀河の統一分析からの暗黒物質の制約
| Title |
Dark_Matter_Constraints_from_a_Unified_Analysis_of_Strong_Gravitational_Lenses_and_Milky_Way_Satellite_Galaxies |
| Authors |
Ethan_O._Nadler,_Simon_Birrer,_Daniel_Gilman,_Risa_H._Wechsler,_Xiaolong_Du,_Andrew_Benson,_Anna_M._Nierenberg,_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07810 |
小規模な宇宙構造プローブの共同分析は比較的未踏であり、不均一なデータを使用して微物理的な暗黒物質の特性の測定を進めることを約束します。ここでは、強い重力レンズと天の川（MW）伴銀河集団を使用して、モデル予測の縮退を説明し、これらの個々のプローブの拘束力の共分散を初めて使用して、暗黒物質の下部構造の多次元分析を示します。半解析モデル$を使用して、予測されたサブハロ数密度と、熱遺物ウォームダークマター（WDM）$M_{\mathrm{hm}}$におけるサブハロ質量関数の抑制を表すハーフモード質量を同時に推測します。\texttt{Galacticus}$は、MW衛星観測から推測されたサブハロ集団を強いレンズホストのハロー質量と赤方偏移体制に接続します。このパラメータ空間でMW衛星と強力なレンズ事後確率を組み合わせると、$M_{\mathrm{hm}}<10^{7.0}\\mathrm{M}_{\mathrm{\odot}}$（WDM粒子質量$m_{\mathrm{WDM}}>9.7\\mathrm{keV}$）$95\％$の信頼度で、$M_{\mathrm{hm}}=10^{7.4}\\mathrm{M}_{\mathrm{\odot}}$（$m_{\mathrm{WDM}}=7.4\\mathrm{keV}$）、周辺尤度比20：1で、$m_{\mathrm{WDM}}$の制限を改善します。$\sim30\％$によって独立して2つの方法。これらの結果は、強いレンズ信号、MWホストハローの質量、およびバリオンによるサブハロ破壊の効率に対する見通し内の寄与については無視されており、MWと強いの間の破壊効率の違いに対してロバストです。$\sim10\％$レベルでのレンズ方式。この作業は、広範囲のスケールと赤方偏移をカバーする次世代の小規模構造測定の統合分析への道を開きます。
我々は、エクスカーション集合論（EST）における原始ブラックホール（PBH）の形成を、それらの存在量に対する確認された制約がある場合とない場合の広範囲のPBH質量で研究します。この作業では、ESTの最初のタッチの新しい概念が、より小さな質量の初期の地平線再突入を考慮に入れたPBH形成に導入されます。私たちの研究は、ESTでは、すべての暗黒物質を構成する可能性のあるさまざまな質量範囲のPBHを生成することが可能であることを示しています。また、広い青色傾斜パワースペクトルでは、PBHの生成がより小さな質量に向かって支配されていることも示しています。私たちの分析では、PBHの形成に関連する長さスケールでの曲率パワースペクトルの振幅に上限$\sim\、$0.1を設定しました。
| Title |
Measuring_the_cosmological_parameters_from_cosmic_microwave_background_and_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Jun_Li_and_Guang-Hai_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07970 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と重力波観測からの宇宙論的パラメーターを制約します。LIGO観測とCMBを組み合わせて宇宙論的パラメーターを測定するだけでなく、LISA検出器とPTAプロジェクトの潜在的な能力を予測します。$\Lambda$CDM+$r$モデルでは、BK15およびFASTプロジェクトからの制約が、テンソルとスカラーの比率に大きな影響を与えます。
異なるQCD問題における一次閉じ込め/非閉じ込め相転移からのNANOGrav信号
| Title |
NANOGrav_Signal_from_First-Order_Confinement/Deconfinement_Phase_Transition_in_Different_QCD_Matters |
| Authors |
Shou-Long_Li,_Lijing_Shao,_Puxun_Wu_and_Hongwei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08012 |
最近、潜在的な確率的重力波信号として解釈される可能性のある12。5年パルサータイミングアレイデータの分析に基づいてNANOGravコラボレーションによって報告された確率過程の証拠が、理論家の強い関心を呼び起こしました。QCDスケールでの一次宇宙論的閉じ込め/非閉じ込め相転移は、NANOGrav信号の宇宙論的ソースの1つである可能性があります。相転移がフレーバーに依存し、連続して発生する場合、宇宙の進化中にNANOGrav信号と一致する重力波を生成する支配的な相転移を見つけることが重要です。この論文では、NANOGrav信号が、バリオンの化学ポテンシャルがゼロの重い静的クォーク、バリオンの化学ポテンシャルが有限のクォーク、または純粋なグルーオンシステムのいずれかで閉じ込め/閉じ込め解除遷移から生成される可能性があることを説明します。さらに、化学ポテンシャルが有限であるかどうかに関係なく、グルーオン閉じ込めと比較してクォーク閉じ込めがNANOGrav信号のソースである可能性が高くなります。将来の観察は、異なるシナリオを区別するのに役立ちます。
| Title |
Core_Fragmentation_in_Simplest_Superfluid_Dark_Matter_Scenario |
| Authors |
Lasha_Berezhiani,_Giordano_Cintia,_Max_Warkentin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08117 |
高密度領域で超流動相転移を起こすことができる、反発する四次自己相互作用を備えたスカラー暗黒物質モデル内の銀河ハローの構造を研究します。熱化されたコアは、ジーンズ不安定性のために超流動液滴に断片化する傾向があることを示しています。さらに、天体物理学的サイズのコアは、ハローを構成する粒子のほとんどが高度に縮退した位相空間に存在する場合にのみ生成される可能性があるため、クラスターの衝突から推測される暗黒物質の自己相互作用断面積のよく知られた境界は、縮退による相互作用率の向上を考慮して、改訂されます。その結果、弾丸銀河団の境界と一致するパラメーター部分空間内でのkpcサイズの超流動ソリトンの生成には、暗黒物質粒子が超軽量である必要があります。
キラル磁気効果からの遺物重力波
| Title |
Relic_gravitational_waves_from_the_chiral_magnetic_effect |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Yutong_He,_Tina_Kahniashvili,_Matthias_Rheinhardt,_Jennifer_Schober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08178 |
遺物重力波（GW）は、原始磁場によって生成される可能性があります。ただし、結果として得られるGW振幅と、生成メカニズムの詳細への依存性についてはあまり知られていません。ここでは、キラル磁気効果（CME）による磁場生成を一般的なメカニズムとして扱い、生成速度（磁気拡散係数と特性波数の積）およびCMEから期待される限界磁場強度を特徴付ける速度への依存性を調査します。。後者が前者（初期宇宙に適用可能な体制）を超えると、磁気エネルギーの3乗に比例する中程度のGWエネルギーを持つ逆カスケードが得られます。生成速度がCME制限（レジームII）を超えると、GWエネルギーは、対応する磁気エネルギーの増加なしに増加し続けます。初期の運動学的段階では、GWエネルギースペクトル（線形波数間隔ごと）は両方のレジームで反対の勾配を持ち、レジームIの慣性範囲スペクトルとレジームIIのホワイトノイズスペクトルによって特徴付けられます。これらの2つの勾配の発生は、磁場のほぼ単色の指数関数的成長の一般的な結果であることが示されています。結果として得られるGWエネルギーは、制限CME速度の5乗と成長速度レジームI（II）の1乗（3乗）に比例することがわかります。
TESSはどの星の周りで地球のような惑星を検出できますか？改訂されたTESSハビタブルゾーンカタログ
| Title |
Around_which_stars_can_TESS_detect_Earth-like_planets?_The_Revised_TESS_Habitable_Zone_Catalog |
| Authors |
L._Kaltenegger,_J._Pepper,_P._M._Christodoulou,_K._Stassun,_S._Quinn,_C._Burke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07898 |
宇宙での生命の探索において、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションは、潜在的に居住可能な世界を含む、トランジット系外惑星の空の約74％をすでに監視しています。しかし、TESSは、地球のような惑星を見つけることができるのに十分な長さの星のほんの一部しか観測しませんでした。主要なミッションデータ（観測の最初の2年間）を使用して、TESSが地球に同様の照射を受ける太陽系外惑星の3つの通過を見るのに十分長く観測した210pc内の4,239個の星を特定します。これらの星のうち738個は30pc以内にあります。ガイアDR2を組み込んだTESS入力カタログから信頼できる恒星パラメータを提供し、地球アナログ惑星の通過深度と視線速度の半振幅も計算します。改訂されたTESSHZカタログの4,239個の星のうち、9個は既知の太陽系外惑星のホストです-GJ1061、GJ1132、GJ3512、GJ685、Kepler-42、LHS1815、L98-59、RRCae、TOI700-追加の地球のような惑星の仲間を特定します。37個の追加の星がまだ確認されていないTESS対象物をホストしています：ハビタブルゾーンのこれらの軌道のうちの3つ-TOI203、TOI715、およびTOI2298。4,239個の星のうち614個のサブセットについて、TESSは火星の軌道に相当する範囲まで、全温で居住可能なゾーン全体の惑星を観察します。したがって、改訂されたTESSハビタブルゾーンカタログは、観測者が宇宙での生命を発見するための追跡観測のために星に優先順位を付けるためのツールを提供します。これらの星は、TESSミッションデータを使用して居住可能な惑星を発見するための最良の道です。
アーカイブ測光と視線速度によるTESSシングルトランジットのフォローアップ
| Title |
Following_up_TESS_Single_Transits_With_Archival_Photometry_and_Radial_Velocities |
| Authors |
Xinyu_Yao,_Joshua_Pepper,_B._Scott_Gaudi,_Paul_A._Dalba,_Jennifer_A._Burt,_Robert_A._Wittenmyer,_Diana_Dragomir,_Joseph_E._Rodriguez,_Steven_Villanueva,_Jr.,_Daniel_J._Stevens,_Keivan_G._Stassun,_David_J._James |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07964 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションは、光度曲線で最初に特定された単一のトランジットを介して数百の惑星を発見することが期待されています。これらの単一通過候補の軌道周期を決定するには、通常、2回目の通過を観測したり、視線速度軌道を測定したりするために、かなりの量のフォローアップ作業が必要です。八尾らで。（2019）、私たちは、TESSと組み合わせてアーカイブ測光データを使用して、円軌道を想定して、これらの候補の軌道周期を数分の精度で「カバー」する機能を実証するシミュレーションを開発しました。この作業では、TESSシングルトランジットの更新されたモデルを組み込み、離心率軌道を可能にし、結果の信頼性を向上させるための更新された方法論を提供します。さらに、軌道周期がわかっているときに採用された戦略とは異なる戦略を使用して、視線速度（RV）観測を使用して単一の通過イベントを追跡する方法を探ります。円軌道に基づく推定期間を使用して偵察RV観測をスケジュールすると、食変光星と惑星を効率的に区別できることがわかります。偵察RV観測に合格した候補者については、おおよその軌道解を取得できるRV監視キャンペーンをシミュレートします。この方法では、0.5M_Jを超える惑星の公転周期を定期的に決定でき、公転周期は100日にもなります。
| Title |
Observational_constraints_on_the_formation_and_evolution_of_Neptune-class_exoplanets |
| Authors |
M._Deleuil,_D._Pollacco,_C._Baruteau,_H._Rauer,_M._Blanc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08025 |
太陽系外惑星の中で、小さな集団が支配的な集団を構成し、岩石からガスが支配的なエンベロープに至るまで、多様な特性と組成を持っています。それらの大部分は海王星と同じかそれよりも小さい質量と半径を持っていますが、公転周期と天王星型惑星との断熱の点で共通の特性を共有しているものはありません。これらの太陽系外惑星は、惑星がAUの最初の10分の1以内に密集していて、しばしばそれらのホスト星からの強い照射にさらされている多惑星系に属しています。それらの形成過程、その後の進化、そして運命はまだ議論されており、惑星形成モデルの新しい開発を引き起こしています。このペーパーでは、半径が$\sim$1.6から4.0$_\oplus$の惑星のこの拡張サンプルの特性と特性を確認します。私たちはまだ実際の海王星/天王星の類似物を欠いていますが、これらの太陽系外惑星は、私たちの太陽系の唯一の例よりも一般的な枠組みに天王星型惑星の形成を配置できるようにする重要な観測上の制約を提供します。
幸運な惑星：周連星惑星が内部バイナリコンポーネントの1つで超新星をどのように生き残るか
| Title |
Lucky_planets:_how_circum-binary_planets_survive_the_supernova_in_one_of_the_inner-binary_components |
| Authors |
Fedde_Fagginger_Auer_and_Simon_Portegies_Zwart_(Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08033 |
パルサーの周りの太陽系外惑星の発見以来、それらの起源についての議論がありました。人気のあるシナリオには、その場での形成や、高密度の恒星系での惑星の動的な捕獲が含まれます。惑星がそのホスト星の超新星を生き残る可能性はしばしば無視されます。なぜなら、単一の爆発する星の周りの軌道にある惑星は超新星を生き残ることが期待されていないからです。ただし、周連星惑星は、バイナリコンポーネントの1つが爆発したときに、バインドされたままになる可能性があります。後者を調査し、周連星惑星の超新星後の軌道パラメータの分布を制約します。これは、最初の超新星まで連星の集団合成計算を実行することによって行われます。超新星の直前に、バイナリの周りの軌道に惑星を追加して、その生存性を研究します。超新星モデルでは、爆発する星の質量が瞬時に変化すると仮定し、新しく形成された残骸に速度キックを適用します。質量損失と速度キックは、2つの星と惑星の軌道に影響を与えます。周連星惑星を束縛したまま、超新星を生き残るのは$2\cdot10^{-3}$だけです。生き残った惑星の軌道は広く（$a\apgt10$au）、偏心しています（$e\apgt0.3$）。新しく形成されたコンパクトオブジェクトがシステムから駆出され、惑星がそのコンパニオンスターに非常に偏心した軌道（通常は$\apgt）でバインドされたままになる可能性がはるかに高くなります（$3\cdot10^{-2}$システムの割合）。0.9$）。天の川銀河は、まだ惑星によって周回している最大$10$のX線連星と、コンパクトオブジェクトのコンパニオンの周りの軌道で生き残った$\aplt150$の惑星をホストすると予想しています。これらの数は、惑星によって周回されている巨大なバイナリの割合と畳み込まれている必要があります。
TRAPPIST-1惑星の水圏の特性評価
| Title |
Characterisation_of_the_hydrospheres_of_TRAPPIST-1_planets |
| Authors |
Lorena_Acu\~na,_Magali_Deleuil,_Olivier_Mousis,_Emmanuel_Marcq,_Ma\"eva_Levesque_and_Artyom_Aguichine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08172 |
環境。惑星の質量と半径のデータは、低質量の太陽系外惑星の密度にさまざまな変化を示しています。これにはサブネプチューンが含まれ、その低密度は揮発性物質に富む層の存在で説明できます。水は最も豊富な揮発性物質の1つであり、惑星の表面状態に応じてさまざまな相の形をとることがあります。それらの組成と内部構造を制約するには、さまざまな段階での水の特性を正確に計算するモデルを開発する必要があります。目的。蒸気、超臨界および凝縮相を含む多相水層を含む内部構造モデルを提示します。暖かい惑星と温帯の惑星の両方を提示する多惑星システムTRAPPIST-1に焦点を当てて、惑星の組成パラメータとその不確実性の制約を導き出します。メソッド。水層が自己無撞着に超臨界相にある内部との放射対流平衡にある1D蒸気雰囲気を使用します。温帯の表面状態では、水圏に液体と氷のIhから氷のVII相を実装します。MCMC反転スキームを採用して、コアと水の組成パラメータの確率分布を導き出します。すべての惑星の構成を改良し、惑星bとcの大気パラメータを導き出します。後者は暴走後の温室効果ガス状態にあり、JWSTなどの宇宙ミッションによって調査されるのに十分に拡張される可能性があります。惑星dからhは凝縮した氷相を示し、最大水塊分率は20％未満です。結論。TRAPPIST-1惑星の派生水量は、惑星dを除いて、準主軸で一般的に増加しています。この傾向からの逸脱は、惑星dが形成された地域での移動や水の濃縮などの形成メカニズム、または拡張されたCO$_{2}$に富む大気が原因である可能性があります。
$ R $ -GALAHDR3でのGaia-Enceladusのプロセス拡張
| Title |
$R$-process_enhancements_of_Gaia-Enceladus_in_GALAH_DR3 |
| Authors |
Tadafumi_Matsuno,_Yutaka_Hirai,_Yuta_Tarumi,_Kenta_Hotokezaka,_Masaomi_Tanaka,_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07791 |
中性子星合体の最近の観測にもかかわらず、$r$プロセス元素の主要な生産場所は不明なままです。サイトのプロパティに対する観測上の制約は、さまざまな環境での$r$プロセスの存在量を比較することで取得できます。最近のガイアデータリリースと高解像度光学分光調査からの大きなサンプルにより、矮小銀河ガイア-エンセラダスに形成された星と天の川で形成された星の間で$r$プロセス要素の存在量を比較することができます。Gaia-Enceladusの$r$プロセス要素の起源を理解することを目指しています。まず、検出限界の影響を受けずにEuの存在量を調べるために、星のサンプルを作成します。次に、HERMES（GALAH）DR3を使用した銀河考古学から71個のガイア-エンセラダス星と93個のその場星を運動学的に選択します。そのうち、50個と75個の星を使用してEuを確実に研究できます。ガイア・エンセラダス星は、その場の星よりも明らかに高い[{Eu}/{Mg}]の比率を示しています。高い[{Eu}/{Mg}]と低い[{Mg}/{Fe}]は、LMC、ろ座、いて座の矮星などの比較的巨大な伴銀河でも見られます。一方、これらの銀河とは異なり、ガイア-エンセラダスは[{Ba}/{Eu}]または[{La}/{Eu}]の比率の向上を示さず、$s$プロセスへの有意な寄与がないことを示唆しています。単純な化学進化モデルとの比較から、ガイア・エンセラダスの高い[{Eu}/{Mg}]は、次のような遅延時間分布を持つ中性子星合体による$r$プロセスの濃縮を考慮することで自然に説明できることを示します。type〜Ia超新星と同様のべき乗則ですが、最小遅延時間が短くなります。
強く棒渦巻銀河NGC1300における環境、雲と雲の衝突速度、星形成活動の間の関係
| Title |
Connection_among_environment,_cloud-cloud_collision_speed,_and_star_formation_activity_in_the_strongly_barred_galaxy_NGC1300 |
| Authors |
Fumiya_Maeda,_Kouji_Ohta,_Yusuke_Fujimoto,_Asao_Habe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07798 |
大規模な星形成を誘発するメカニズムとして、雲と雲の衝突（CCC）が提案されています。最近のシミュレーションは、CCC速度が銀河規模の環境間で異なることを示唆しており、これが星形成活動の観測された違いの原因となっています。特に、棒渦巻銀河の棒渦巻銀河の星形成抑制の原因として、高速CCCが提案されています。強く棒渦巻銀河NGC1300に焦点を当て、CCC速度を調査します。バーとバーエンドのCCC速度は、アームの速度よりも速い傾向があることがわかります。推定CCC速度は、$\sim20〜\rmkm〜s^{-1}$、$\sim16〜\rmkm〜s^{-1}$、および$\sim11〜\rmkm〜s^{-です。バー、バーエンド、アームにそれぞれ1}$。星形成活動はバーとバーエンドで異なりますが、CCC速度と$>20〜\rmkm〜s^{-1}$の高速CCCの数密度は両方の地域で高く、これは星形成を制御する他のパラメータの存在。バー（低質量と低密度）とバーエンド（高質量と高密度）の間の巨大分子雲（GMC）の分子ガス質量（平均密度）の違いは、異なる星形成活動の原因となる可能性があります。私たちの以前の研究（前田ら）と組み合わせると、NGC1300のバーでの星形成抑制の原因の主な候補は、大量の拡散分子ガスと低質量GMC間の高速CCCの存在です。
z> 1銀河団の低表面輝度銀河：HSTは局所超拡散銀河の前駆体に接近します
| Title |
Low_Surface_Brightness_Galaxies_in_z_>_1_Galaxy_Clusters:_HST_approaches_the_Progenitors_of_Local_Ultra_Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Aisha_Bachmann,_Remco_F.J._van_der_Burg,_J\'er\'emy_Fensch,_Gabriel_Brammer,_Adam_Muzzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07799 |
超拡散銀河（UDG）は、特に大きな有効半径（r_eff>1.5kpc）を持つ大きな低表面輝度（LSB）銀河の一種であり、現在、ローカル（z<0.1）宇宙で日常的に研究されています。それらはクラスター、グループ、およびフィールドに豊富に存在することがわかっていますが、それらの形成メカニズムはとらえどころのないままであり、議論の活発なトピックです。宇宙論的な表面輝度の調光により、そこでの検出と研究が特に困難になったとしても、より高い赤方偏移（z>1.0）で対応するものを研究することにより、新しい洞察が見つかる可能性があります。この作業では、z>1クラスターの最も深いハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングスタック、つまりSPT-CLJ2106-5844およびMOOJ1014+0038を使用します。これらの2つのクラスター（z=1.13とz=1.23）は、HSTSee-Changeプログラムの一部として監視されました。参照フィールドとしてのハッブルエクストリームディープフィールド（XDF）と比較すると、両方のクラスターで大きなLSB銀河の統計的な過密度が見つかります。星の種族のモデリングに基づいており、サイズの進化がないと仮定すると、検出できる最も暗い光源は、最も明るいローカルUDGの前駆体に期待されるのとほぼ同じくらい明るいことがわかります。SPT-CLJ2106-5844およびMOOJ1014-5844で検出されたLSBには、すでに古い星の種族があり、それらを赤いシーケンスに配置していることがわかります。不完全性を修正し、ローカルスケーリング関係の外挿に基づいて、ローカルUDGと比較して約3倍の距離のUDGが比較的不足していると推定します。時間の経過に伴う暗黙の増加のもっともらしい説明は、流体力学的シミュレーションによっても示唆されているように、これらの銀河は最後の約8Gyrにあります。
大規模な星形成領域G10.6-0.4における複雑な有機化学のサブ秒秒イメージング
| Title |
Sub-arcsecond_Imaging_of_the_Complex_Organic_Chemistry_in_Massive_Star-forming_Region_G10.6-0.4 |
| Authors |
Charles_J._Law,_Qizhou_Zhang,_Karin_I._\"Oberg,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Eric_Keto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Paul_T._P._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07801 |
巨大な星形成領域は、非常に豊富で多様な化学を示し、原則として、豊富な分子プローブと、星間プレバイオティクス化学の実験室を提供します。これらのソースの化学構造は、小規模（${\lesssim}10^4$au）で種間でかなりの空間的変動を示すため、化学構造をローカル環境に接続し、天体化学モデルに大規模な星形成を通知するには、高角度分解能の観測が必要です。。これに対処するために、0.14$^{\prime\prime}$（700au）の解像度でOBクラスター形成領域G10.6-0.4（以下「G10.6」）に向けたALMA1.3mm観測を提示します。2つの高温分子コアといくつかのシェルまたはフィラメントを含む、中央の20,000au全体の複雑な有機分子（COM）からの高度に構造化された放出が見つかります。COMと温かいガストレーサーの大規模なサンプルの空間分解回転温度とカラム密度マップを提示します。これらのマップは、OおよびN含有種の両方におけるガス下部構造の範囲を明らかにしています。NH$_2$CHO/HNCOやCH$_3$OCHO/CH$_3$OCH$_3$など、COM形成の既存のモデルで説明できるいくつかの空間相関を特定しますが、予期しない分布や相関を観察します。COM形成に関する現在の理解は完全にはほど遠いです。重要なことに、複雑な化学的性質は、ホットコアに限定されるのではなく、G10.6全体で観察されます。COM組成は、より拡張された構造と比較してコアで異なるように見えます。これは、大規模な星形成に関連する物理的および化学的プロセスを解明する上での分子ガスの高空間分解能観測の重要性を示しています。
| Title |
The_Gas_Content_and_Stripping_of_Local_Group_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Mary_E._Putman_(Columbia),_Yong_Zheng_(UC-Berkeley),_Adrian_M._Price-Whelan_(CCA),_Jana_Grcevich_(Columbia),_Amalya_C._Johnson_(Columbia),_Erik_Tollerud_(STScI),_Joshua_E.G._Peek_(STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07809 |
局部銀河群の矮小銀河（2Mpc以内に119個）の完全な編集のガス含有量は、HI調査データを使用して提示されます。天の川のビリアル半径（ここでは224kpc）内では、55個の矮小銀河のうち53個が、M$_{\rmHI}<10^4$M$_\odot$の限界までガスを欠いています。M31のビリアル半径（266kpc）内では、30個の矮小銀河のうち27個にガスがありません（通常、制限は$<10^5$M$_\odot$です）。天の川銀河とM31のビリアル半径を超えて、矮小銀河の大部分はHIガスを検出し、限界よりも高いHI質量を持っています。局部銀河群のビリアル半径を使用してガス含有量と距離の関係を調査すると、検出されなかった矮小銀河の多くが、のビリアル半径内よりもこの半径内にあります（93個の検出されなかった矮小銀河の85$\pm1$）。天の川とM31。38個の矮小銀河で利用可能なガイア固有運動測定を使用して、それらからガスを完全に取り除くために必要な最小ガス密度が計算されます。通常、ペリガラクティコンでの瞬間的なストリッピングには、$10^{-5}$から$5\times10^{-4}$cm$^{-3}$のハロー密度が必要です。シミュレーションと観測からの半径の期待値を持つハロー密度と比較すると、固有運動をしている矮小銀河の80％は、天の川銀河の中心でラム圧力によって剥ぎ取られていることと一致しています。結果は、拡散ガス状銀河ハロー媒体が矮小銀河の消光に重要であり、局部銀河群媒体も潜在的に役割を果たすことを示唆しています。
XQ-100調査IIのサブダンプされたライマンアルファシステム-2.4
| Title |
Sub-damped_Lyman_alpha_systems_in_the_XQ-100_survey_II_--_Chemical_evolution_at_2.4 |
| Authors |
Trystyn_A.M._Berg,_Michele_Fumagalli,_Valentina_D'Odorico,_Sara_L._Ellison,_Sebastian_Lopez,_George_D._Becker,_Lise_Christensen,_Guido_Cupani,_Kelly_D._Denney,_Ruben_Sanchez-Ramirez,_Gabor_Worseck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07821 |
宇宙の化学進化へのsubDLAの寄与を調査する目的で、155のサブ減衰ライマンアルファシステム（subDLA）で測定された気相金属カラム密度を示します。サンプルは、赤方偏移範囲2.4<=z<=4.3にわたる吸収体ブラインドXQ-100クエーサー分光調査内で識別されました。調査したイオン種の利用可能なすべてのカラム密度（主にCIV、SiII、MgII、SiIV、AlII、FeII、CII、およびOI、検出頻度の高い順に）を使用して、各システムのイオン化補正気相金属性を推定します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、曇ったイオン化モデルの大きなグリッドを探索します。イオン化とダスト枯渇の影響を考慮せずに、subDLAのHI加重気相金属量の進化は減衰ライマンアルファシステム（DLA）と一致していることがわかります。イオン化補正が含まれている場合、サブDLAは、赤方偏移範囲3<=z<=4.3で最大〜1.0dexだけ、DLAよりも体系的に金属が少なくなります（〜0.5シグマと〜3シグマの有意性の間）。気相[Si/Fe]とsubDLAの金属量との相関関係は、DLAの相関関係と一致しているようであり、2つのクラスの吸収体が同様の相対的なダスト枯渇パターンを持っていることを示唆しています。ライマン制限システムで以前に見られたように、subDLAの気相[C/O]はすべての金属量に対して常に太陽のままであり、サブDLAとライマン制限システムの両方が潜在的に銀河系環境で炭素に富む噴出物を追跡できることを示しています。
18個のMHONGOOSE銀河周辺の拡張中性水素の国勢調査
| Title |
A_Census_of_the_Extended_Neutral_Hydrogen_Around_18_MHONGOOSE_Galaxies |
| Authors |
Amy_Sardone,_D.J._Pisano,_N._M._Pingel,_Amidou_Sorgho,_Claude_Carignan,_W.J.G._de_Blok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07822 |
18個のMHONGOOSE銀河の拡散した低カラム密度HI環境の分析を提示します。ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡で深い観測を行い、20km/sの線幅で3シグマのカラム密度検出限界NHI=6.3x10^{17}cm^{-2}に達しました。NHI=10^{19}cm^{-2}未満のカラム密度に達するHIガスに焦点を当てて、これらの銀河周辺の環境を分析します。銀河内とその周辺のHIガスの総量を計算すると、これらの銀河のほぼすべてがディスクの外側に過剰なHIを含んでいることがわかります。カラム密度が10^{19}cm^{-2}未満のHIガスによって定義される、各銀河のマップ内の拡散ガスの量を定量化し、拡散ガスのパーセンテージに大きな広がりがあることを確認します。ただし、拡散HIの割合を4分の1にビニングすることにより、銀河の数が最も多いビンが最も低い四分位数（0〜25\％拡散HI）であることがわかります。ディスクを超えたカラム密度の方位角平均化や、統合された強度（モーメント0）マップ内の構造の特定など、複数の分析方法を使用して、銀河ディスクにガスが降着している可能性のあるいくつかの銀河を特定しました。ほとんどの銀河の円盤の外側でHI質量を測定し、大きな半径でも累積フラックスが上昇しました。また、銀河内の拡散ガスの割合とそのバリオン質量との間に強い相関関係があることを発見し、スピアマンとピアソンの両方の相関係数を使用してこの相関関係をテストします。M_{halo}〜10^{11.1}\msun{}の暗黒物質ハロー質量しきい値の証拠が見られます。ここでは、拡散HIの割合が高い銀河がすべて下に存在します。コールドモード降着が支配的であるのはこの体制です。最後に、拡散ガスが支配的な銀河を見つけるための上限しきい値として、v_{rot}〜80km\sの回転速度を提案します。
若い星形成領域における星周円盤の進化
| Title |
Evolution_of_circumstellar_discs_in_young_star-forming_regions |
| Authors |
Francisca_Concha-Ram\'irez,_Simon_Portegies_Zwart,_Martijn_J._C_Wilhelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07826 |
星周円盤の進化は、それらの周囲、特に近くの星による外部の光蒸発と動的な切り捨てによって大きく影響されます。これらのプロセスがディスク集団に与える影響は、星形成領域の動的進化に依存します。ここでは、分子雲の崩壊と星形成の単純なモデルを実装して、若い星の原始的な位置と速度を取得し、星周円盤を含む時間の進化を追跡します。私たちのディスクモデルは、粘性の進化、内部と外部の光蒸発、塵の進化、および動的な切り捨てを考慮に入れています。ディスクの進化は、星団のダイナミクスと恒星の進化と同時に解決されます。私たちの結果は、長期間の星形成により、シミュレーションの後半で形成された巨大な円盤が数百万年生き残ることができることを示しています。これは、高紫外線の領域で生き残っている巨大なディスクを説明することができます。
1.4GHzで80年にわたる磁束密度にまたがるソースカウント
| Title |
Source_Counts_Spanning_Eight_Decades_of_Flux_Density_at_1.4_GHz |
| Authors |
A._M._Matthews,_J._J._Condon,_W._D._Cotton_and_T._Mauch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07827 |
1.4GHzで$0.25\、\mu\mathrm{Jy}$と25Jyの間の80年間のフラックス密度にまたがる輝度加重微分光源カウント$S^2n（S）$は、（1）混同輝度分布から測定されました。$10\、\mu\mathrm{Jy}$の下のMeerKATDEEP2画像では、（2）$10\、\mu\mathrm{Jy}$と$2.5\、\mathrm{mJy}$の間のDEEP2ソースの数、および（3）$2.5\、\mathrm{mJy}$より強いNVSSソースの数。$S=10\、\mu\mathrm{Jy}$より$\Omega=1.04\、\mathrm{deg}^2$を超える$1.7\times10^4$離散ソースのDEEP2カタログを提示します。明るさ加重カウントは、$S=10\、\mu\mathrm{Jy}$より下の$S^2n（S）\proptoS^{1/2}$として収束するため、$>99\％$$\DeltaT_\mathrm{b}\sim0.06\、\mathrm{K}$活動銀河核によって生成された空の明るさと、$\DeltaT_\mathrm{b}\sim0.04\の$\upperx96\％$、星形成銀河によって追加された\mathrm{K}$は、$S\geq0.25\、\mu\mathrm{Jy}$のソースに解決されました。ARCADE2で測定された$\DeltaT_\mathrm{b}\upperx0.4\、\mathrm{K}$の過剰な明るさは、クラスター化した場合、$\upperx50\、\mathrm{kpc}$よりも小さい微弱な光源では生成できません銀河のように。
タイプ2AGNの隠された幅広い\ oiiiコンポーネントの証拠
原稿では、SDSSDR12のタイプ1およびタイプ2AGNの大規模なサンプルで幅広い\oiii放出の特性を確認した後、統一モデルのフレームワークの下でタイプ2AGNで明らかに不明瞭になっている幅広い\oiiiコンポーネントに関する証拠を報告します。。タイプ1AGNよりもタイプ2AGNのブロードとコアの\oiiiコンポーネントのフラックス比が統計的に低いことを十分に確認できます。これは、タイプ2の中央ダストトーラスによってより強く隠されたブロード\oiiiコンポーネントによって自然に説明できます。AGNの統一モデルが狭い輝線に適していない場合を除き、AGN。結果は、中央BHに近い放出領域から来る幅広い\oiiiコンポーネントをサポートするためのさらなる証拠を提供し、コアへの不明瞭化の影響がほとんどないため、タイプ2AGNの中央アクティビティのより良い指標としてコア\oiiiコンポーネントも示します。\oiiiコンポーネント。中央流出の兆候として幅広い\oiii成分を考慮すると、結果は、タイプ2AGNで優先的に覆い隠されている強い中央流出の証拠を提供します。さらに、不明瞭な広い\oiiiコンポーネントを適用して、BPT図のタイプ1とタイプ2のAGN間の\oiiihbの異なるフラックス比を説明できます。
中央分子帯の巨大な雲のALMA観測：遍在する原始星の流出
| Title |
ALMA_Observations_of_Massive_Clouds_in_the_Central_Molecular_Zone:_Ubiquitous_Protostellar_Outflows |
| Authors |
Xing_Lu,_Shanghuo_Li,_Adam_Ginsburg,_Steven_N._Longmore,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Daniel_L._Walker,_Siyi_Feng,_Qizhou_Zhang,_Cara_Battersby,_Thushara_Pillai,_Elisabeth_A._C._Mills,_Jens_Kauffmann,_Yu_Cheng,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07925 |
銀河の中央分子ゾーンにある4つの巨大な分子雲に向かって2000〜AUの解像度で1.3〜mmのスペクトル線を観測し、それらの星形成活動を調査します。私たちは、SiO、SO、CH$_3$OH、H$_2$CO、HC$_3$N、HNCOなど、通常は原始星の流出に豊富に存在するいくつかの潜在的なショックトレーサーに焦点を当てています。37個の可能性が高いものと6個の候補を含む、43個の原始星の流出を特定します。流出は、既知の高質量星形成コアと、質量が小さく、一見静止しているコアの両方に向かって見られますが、連続体に基づいて識別された834個のコアのうち791個は流出を検出していません。流出質量は1〜$M_\odot$未満から数十$M_\odot$の範囲であり、典型的な不確実性は70倍です。これらの流出とでの相対的な分子量の間に不一致の証拠は見つかりません。よく研究されたL1157やNGC7538Sの流出などの近くの類似体。結果は、i）流出を駆動する原始星降着円盤がCMZ環境に遍在していること、ii）これらの雲が非常に初期の進化段階にある場合、候補となる星のないコアの大部分が予想され、流出の潜在的な不完全性に関する警告があることを示唆しています。iii）高質量星と低質量星の形成がこれらの雲で同時に進行しており、iv）現在のデータは、CMZ環境と近くの雲の分子量を決定する流出の衝撃化学の違いの証拠を示していません。
| Title |
A_restless_supermassive_black_hole_in_the_galaxy_J0437+2456 |
| Authors |
Dominic_W._Pesce,_Anil_C._Seth,_Jenny_E._Greene,_James_A._Braatz,_James_J._Condon,_Brian_R._Kent,_Davor_Krajnovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07932 |
Pesceetal。で最初に報告されたJ0437+2456の超大質量ブラックホール（SMBH）の特異な動きを確認するための観測キャンペーンの結果を提示します。（2018）。アレシボ天文台での深い観測により、中性水素（HI）放出が検出され、銀河全体で4910kms$^{-1}$の後退速度が測定されました。また、ジェミニノース望遠鏡を使用して銀河核の近赤外面分光観測を取得し、最も内側の半径（$0.1^{\prime\prime}\約34$pc）で中心速度を持つ空間分解された恒星およびガスの運動学を生成しました。）4860kms$^{-1}$。両方の測定値は、SMBHの$\sim$4810kms$^{-1}$H$_2$Oメガマーサー速度とは大きく異なり、SMBHとそのホスト銀河の間の速度オフセットの以前の指標をサポートしています。しかし、2つの測定値も互いに大きく異なり、銀河全体が複雑な速度構造を示しています。これは、システムが最近動的に乱されたことを意味します。これらの結果は、モバイルSMBHの特定の性質、つまり、進行中の銀河の合体、ブラックホール連星システム、または重力波反跳イベント-不明なままです。
MAGIC調査の$ z \ sim 0.7 $での密集したグループのタリーフィッシャー関係
| Title |
The_Tully-Fisher_relation_in_dense_groups_at_$z_\sim_0.7$_in_the_MAGIC_survey |
| Authors |
V._Abril-Melgarejo,_B._Epinat,_W._Mercier,_T._Contini,_L._A._Boogaard,_J._Brinchmann,_H._Finley,_L._Michel-Dansac,_E._Ventou,_P._Amram,_D._Krajnovi\'c,_G._Mahler,_J._C._B._Pineda,_J._Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08069 |
密集した環境の銀河は、それらのガスの割合を下げ、それらの孤立した対応物よりも早くそれらの星形成能力を減らすことによってそれらの進化に直接影響を与える相互作用とメカニズムの影響を受けます。私たちのプロジェクトの目的は、タリー・フィッシャー関係（TFR）の研究を通じて、運動学的アプローチを使用して、銀河の恒星およびバリオンの内容に対する環境の役割についての新しい洞察を得ることです。赤方偏移の範囲が$0.5<z<0.8$で、MAGICMUSE保証時間観測プログラムの10個のポインティングにある8つのグループの銀河のサンプルを研究します。このサンプルの形態運動学分析を実行し、銀河サイズ、[OII]輝線ダブレット信号対雑音比、バルジ対ディスク比、および核活動に基づいて選択を設定し、67の堅牢な運動学サンプルを構築します。星形成銀河。この選択により、主に分散が支配的な銀河であるTFRの外れ値の数が大幅に減少します。私たちの結果は、運動学推定量がどのように使用されていても、低密度環境と高密度環境の銀河間のTFRゼロ点の有意なオフセットを示唆しています。これは、比較に使用したサンプルに応じて、グループ内の銀河の場合、恒星の質量が$\sim0.05〜0.3$dex減少するか、回転速度が$\sim0.02〜0.06$dex増加すると解釈できます。また、恒星円盤内の恒星とバリオンの質量分率を調べたところ、どちらも恒星の質量とともに増加し、その傾向は恒星成分のみでより顕著であることがわかりました。これらの分数は50％を超えません。このTFRの進化は、星形成の減少または環境による質量分布の縮小のいずれかと一致していることを示しています。これらの2つの効果は、質量レジームに応じて、おそらくそれらの相対的な寄与とともに作用します。
GhostlyDLAのモデリングに向けて
クエーサーブロードライン領域（BLR）の空間構造の単純なモデルを使用して、SDSSデータで検出されたいわゆるゴーストダンプライマン-{\alpha}（DLA）システムの特性を調査します。これらの吸収体は強い金属線の存在を特徴としていますが、クエーサースペクトルにHiLyman-{\alpha}トラフは見られません。これは、クエーサー連続体を放出する領域が吸収雲で覆われているにもかかわらず、BLRが部分的にしか覆われていないことを示しています。。モデルの1つは球面幾何学であり、もう1つは2つの風の流れの組み合わせであり、3番目のモデルはケプラーの円盤です。モデルは、クエーサーライマン-{\alpha}放射の典型的な形状とさまざまな幽霊のような構成を再現できます。DLAHiカラム密度は、使用するBLRモデルとは無関係に正確に回復できることを示しています。吸収する雲のサイズとAGNの中心までの距離は相関しています。ただし、粒子密度の決定から半径の独立した推定値を使用して、2つを解きほぐすことが可能かもしれません。モデル出力をSDSSデータと比較すると、風モデルと円盤モデルは球形モデルよりも用途が広く、観測に簡単に適合できることがわかります。すべてのシステムについて、logN（Hi）（cm^{-2}）>20.5を導出します。より高品質のデータを使用すると、モデルを区別できる場合があります。
モデルスペクトルマップを観測されたものにフィッティングすることにより、L1287高密度コアのパラメータを推定するための主成分分析
| Title |
Principal_component_analysis_for_estimating_parameters_of_the_L1287_dense_core_by_fitting_model_spectral_maps_into_observed_ones |
| Authors |
L._E._Pirogov_and_P._M._Zemlyanukha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08219 |
モデルのスペクトルマップを観測されたマップに適合させることにより、多次元誤差関数のグローバル最小値を見つけるためのアルゴリズムが開発されました。主成分分析は、モデルの次元とパラメーター間の結合度を減らし、最小の領域を決定するために適用されます。k最近傍法は、最適なパラメーター値を計算するために使用されます。このアルゴリズムは、L1287の収縮する高密度の星形成コアの物理的パラメーターを推定するために使用されます。1D微視的乱流モデル内で計算されたHCO+（1-0）、H13CO+（1-0）、HCN（1-0）、およびH13CN（1-0）線のマップは、観測されたものに適合されます。密度（$\proptor^{-1.7}$）、乱流速度（$\proptor^{-0.4}$）、収縮速度（$）の半径方向プロファイルを含む、コアの物理パラメータの推定値が取得されます。\proptor^{-0.1}$）。信頼区間は、パラメーター値に対して計算されます。決定誤差を考慮した収縮速度視線プロファイルのべき乗則指数は、自由落下で原始星にガスが崩壊した場合に予想されるものよりも絶対的に低くなっています。この結果は、L1287コアのグローバル収縮モデルを支持する議論として役立つ可能性があります。
ブラックホール連星の合併の観測された速度は、球状星団によって完全に説明することができます
| Title |
The_Observed_Rate_of_Binary_Black_Hole_Mergers_can_be_Entirely_Explained_by_Globular_Clusters |
| Authors |
Carl_L._Rodriguez,_Kyle_Kremer,_Sourav_Chatterjee,_Giacomo_Fragione,_Abraham_Loeb,_Frederic_A._Rasio,_Newlin_C._Weatherford,_Claire_S._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07793 |
2015年の最初の信号以来、LIGOとVirgoのコラボレーション（LVC）によるマージバイナリブラックホール（BBH）の重力波（GW）検出は、コンパクトオブジェクトバイナリの生と死の理解を完全に変え、動機付けられました。これらの天体の天体物理学的起源に関する膨大な量の理論的および現象論的研究。この作業では、アボットらのBBHの赤方偏移に依存する合併率への現象論的適合を示します。（2020）は、これらのオブジェクトの純粋に動的な起源と一致しており、LVCからのBBHの現在の合併率は、球状星団だけで完全に説明できます。これは、球状星団（GC）が唯一の（または支配的な）形成チャネルであることを証明するものではありませんが、多くの潜在的な形成シナリオが現在のLVC率のかなりの部分に寄与する可能性があること、および単一の（または支配的な）BBH合併を生み出すメカニズムは、暗黙のうちに、疑わしい天体物理学の事前情報を使用しています。
反動するAGN / LBV候補SDSS1133における複数の巨大な噴火とX線放射
| Title |
Multiple_giant_eruptions_and_X-ray_emission_in_the_recoiling_AGN/LBV_candidate_SDSS1133 |
| Authors |
Mitsuru_Kokubo_(Tohoku_University,_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07797 |
20年分のマルチカラー測光光度曲線、マルチエポック光学スペクトル、およびMrk177のオフ核可変オブジェクトSDSS1133のX線データの包括的な分析を$z=0.0079$で提示します。UV光学光度曲線は、SDSS1133が2001年、2014年、および2019年に3回の爆発を経験したことを示しています。非爆発状態での持続的なUV光学光度は、小規模フラックスで$\sim10^{41}$erg/sです。変動、および爆発中のピーク光度は$\sim10^{42}$erg/sに達します。光学スペクトルは、$\sim-2,000$km/sで最小吸収を伴う、耐久性のある幅広い水素バルマーP-Cygniプロファイルを示し、高速で移動する噴出物の存在を示しています。チャンドラは、2019年の爆発後、0.3〜10keVの光度$L_{X}=4\times10^{38}$erg/sで弱いX線放射を検出しました。これらの証拠は、SDSS1133が、放出された殻と異なる殻および/または星周円盤（CSM）との相互作用を伴う複数の巨大な噴火を経験している非常に明るい青色変光星（LBV）であり、反跳する活動銀河核（AGN）を強く嫌っていることを強く示唆しています。）文献で提案されているシナリオ。脈動対不安定性は、SDSS1133の複数のエネルギッシュな噴火の実行可能な説明を提供するかもしれないことを提案します。SDSS1133の現在の活動が超新星爆発の前兆である場合、将来の観測で、いくつかの追加の巨大な噴火とその後の最終的な超新星爆発を観測できる可能性があります。
超高エネルギーガンマ線が強力なパルサーに近い普遍的な特徴であるという証拠
| Title |
Evidence_that_Ultra-High-Energy_Gamma_Rays_are_a_Universal_Feature_Near_Powerful_Pulsars |
| Authors |
HAWC_Collaboration,_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.D._\'Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_G._Giacinti,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_D._Kieda,_A._Lara,_W.H._Lee,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_V._Marandon,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_Y.J._Roh,_D._Rosa-Gonz\'alez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_H._Schoorlemmer,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_P._Surajbali,_M._Tanner,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_T._Weisgarber,_E._Willox,_H._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07895 |
既知の最高エネルギーのガンマ線源はすべて、非常に強力なパルサーから0.5度以内にあります。これは、超高エネルギー（UHE;$>$56TeV）ガンマ線放出が、高いスピンダウンパワーを持つパルサーの近くで期待される普遍的な特徴であるかどうかという疑問を提起します。高高度水チェレンコフ（HAWC）ガンマ線観測所からの4年間のデータを使用して、これらの場所に相関するUHEガンマ線放出を検索するための10個の非常に強力なパルサーの共同尤度分析を提示します。UHEガンマ線放出が強力なパルサーの一般的な特徴であることを示す重要な検出（$>$3$\sigma$）を報告します。ガンマ線の放出メカニズムとこの結果の意味について説明します。各パルサーが見られる個々の環境は、放出量に影響を及ぼしているように見えます。
SGR 1806-20の短いバーストで起こりうる周期的な活動：高速電波バーストへの接続
| Title |
Possible_periodic_activity_in_the_short_bursts_of_SGR_1806-20:_connection_to_fast_radio_bursts |
| Authors |
G._Q._Zhang,_Zuo-Lin_Tu,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07923 |
マグネターは高度に磁化された中性子星であり、軟ガンマ線/硬X線での短時間のバーストの繰り返し放出を特徴としています。最近、FRB200428は、銀河マグネターからのX線バーストに関連していることが判明しました。2つの高速電波バースト（FRB）は、不思議な周期的活動を示しています。しかし、マグネターX線バーストが周期的な現象であるかどうかは不明です。この論文では、SGR1806-20の活動期間を調査します。RXTE、HETE-2、ICE、Konusの観測を含め、さまざまな望遠鏡で観測された3000を超える短いバーストが収集されます。観測ウィンドウを考慮し、データを2つのサブサンプルに分割して、不均一なサンプルの影響を軽減します。エポックフォールディングとLomb-Scargleメソッドは、短いバーストの期間を導出するために使用されます。$398.20\pm25.45$日程度の可能性のある期間が見つかりました。ピリオドグラムには他のピークが存在します。周期が実数である場合、マグネターの短いバーストとFRBの間の関係を広範囲に調査する必要があります。
球状星団M13の6ミリ秒パルサーのチャンドラとHSTの研究
| Title |
Chandra_and_HST_Studies_of_Six_Millisecond_Pulsars_in_the_Globular_Cluster_M13 |
| Authors |
Jiaqi_Zhao,_Yue_Zhao,_Craig_O._Heinke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07986 |
銀河団M13の55ksのチャンドラX線観測を分析します。Wangetal。のM13にある6つの既知のミリ秒パルサー（MSP）の最新の無線タイミング位置を使用します。（2020）、$L_X$（0.3-8keV）$\sim3\times10^{30}-10^{31}〜のX線光度で6つのMSPのうち5つに対応する自信のあるX線を検出します。{\rmerg〜s^{-1}}$、新しく発見されたPSRJ1641+3627Fを含む。PSRJ1641+3627Aの位置でのX線カウントには制限があり、上限$L_X<1.3\times10^{30}〜{\rmerg〜s^{-1}}$を取得します。単一の黒体または単一のべき乗則モデルのいずれかによって十分に記述されている6つのMSPすべてのX線スペクトルを分析します。また、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からの光学/UVイメージング観測を組み込み、PSRJ1641+3627DおよびJ1641+3627Fに対応する光学機器を見つけます。私たちの色と大きさの図は、後者が白色矮星を含んでいることを示しており、無線タイミング観測によって示唆された特性と一致しています。J1641+3627Dに対応するものは、Vバンドでのみ表示されます。ただし、J1641+3627Dのコンパニオンも白色矮星であると主張します。これは、黒体のようなX線スペクトルが見られるためです。一方、非縮退コンパニオンを持つMSPは、通常、パルサー風とコンパニオン風の間の衝撃による非熱X線を示します。。私たちの仕事は、球状星団のMSPの既知のX線および光学的対応物のサンプルを増やします。
高速電波バーストの人口は、星形成率とともに進化します
| Title |
The_fast_radio_burst_population_evolves_with_the_star-formation_rate |
| Authors |
C.W._James,_J.X._Prochaska,_J.-P._Macquart,_F._North-Hickey,_K._W._Bannister,_A._Dunning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07998 |
高速電波バースト（FRB）は、宇宙論的な距離で観測される非常に強力な電波源です。洗練されたFRB観測モデル（コンパニオンペーパーで詳細に説明）を使用して、ASKAPとParkesによって検出されたFRBの大規模なサンプルを使用して、FRBの母集団パラメーターを適合させます。これには、ホスト銀河が確認された7つのソースが含まれます。私たちの適合パラメータは、FRBの母集団が星形成率と一致する方法で赤方偏移とともに進化し、代替モデルを検討する場合でも、98\％C.L。および95\％で非進化の母集団を除外することを示しています。推定最大FRBエネルギーは$\log_{10}E_{\rmmax}[{\rmerg}]=41.85_{-0.20}^{+0.44}$（68\％CL）1\、GHzと仮定します累積光度分布の傾きを伴う放射帯域幅$\gamma=-1.16_{-0.12}^{+0.11}$。$\の典型的なローカル（ISMおよびハロー）の寄与に加えて、$138_{-51}^{+71}$\、pc\、cm$^{-3}$の対数平均ホストDMの寄与が見つかります。sim80$\、pc\、cm$^{-3}$は、ほとんどの文献値よりも高くなっています。これらの結果は、マグネターバーストの高エネルギー限界として生じるFRBのモデルと一致しています。
高速電波バーストのz--DM分布
固有の宇宙論的ガス分布とホスト銀河の寄与を考慮して、FRB観測の洗練されたモデルを開発し、バースト幅、分散測定、および正確な望遠鏡のビーム形状による観測バイアスを完全に説明します。私たちの結果は、以前に得られたものを超えて、精度と精度の両方を大幅に向上させます。ASKAPとParkesの結果を使用して、コンパニオンペーパーで最適なFRB母集団パラメーターを示します。ここでは、レッドシフト、分散測定、および信号対雑音比の予想および適合分布を詳細に検討します。ローカライズされていないASKAPFRBは$z<0.5$から発生し、3分の1から2分の1が$z<0.1$以内であると推定されます。予測されたソースカウント（"logN--logS"）の分布は、パークスの検出しきい値である$1$\、Jy\、ms付近の急勾配のインデックスの以前の兆候を確認しています。最小FRBエネルギーの証拠は見つからず、90\％C.Lで$E_{\rmmin}>10^{39}$\、ergを除外します。重要なのは、特定のDMを超えると、観測バイアスによってMacquart（DM--z）の関係が反転することです。これは、ローカライズされていないParkesおよびASKAPサンプルで検出された最高DMイベントが最も遠い可能性が低いことを意味します。ローカライズされたFRBで直接調査されるまで、この地域での定量的推定が正確であるとは期待していません。ただし、この影響の原因はよく理解されている観測バイアスであるため、ある程度存在することが保証されています。したがって、1〜1のDM--z関係を想定した作業では、誤った結果が生じる可能性があります。
| Title |
Two-dimensional_Inflow-Wind_Solution_of_Hot_Accretion_Flow._I._Hydrodynamics |
| Authors |
Amin_Mosallanezhad,_Fatemeh_Zahra_Zeraatgari,_Liquan_Mei,_De-Fu_Bu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08006 |
熱伝導の存在下での高温降着流の2次元流体力学方程式を解きます。流れは定常状態で軸対称であると想定され、半径方向に自己相似近似が採用されます。この流体力学的研究では、角運動量を駆動するための磁気回転不安定性の影響を模倣する粘性応力テンソルを検討します。回転軸と赤道面の両方に物理的境界条件を課し、$r-\theta$空間全体で解を取得します。質量降着率が非常に低い高温降着流の流入風構造を調べるには、熱伝導が不可欠な用語であることがわかりました。ここで最も興味深い結果の1つは、ディスクが高温降着モードおよび熱伝導の存在下で対流的に安定していることです。さらに、風の性質とその駆動メカニズムも研究されています。私たちの分析結果は、高温降着流の以前の数値シミュレーションと一致しています。
独特の過渡的AT2018cow：タイプIbn / IIn超新星の考えられる起源
| Title |
The_Peculiar_Transient_AT2018cow:_A_Possible_Origin_of_A_Type_Ibn/IIn_Supernova |
| Authors |
Danfeng_Xiang,_Xiaofeng_Wang,_Weili_Lin,_Jun_Mo,_Han_Lin,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Stefan_Valenti,_J\'ozsef_Vink\'o,_J._Craig_Wheeler,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Davron_Mirzaqulov,_Attila_B\'odi,_Zs\'ofia_Bogn\'ar,_Borb\'ala_Cseh,_Ott\'o_Hanyecz,_Bernadett_Ign\'acz,_Csilla_Kalup,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_Levente_Kriskovics,_Andr\'as_Ordasi,_Andr\'as_P\'al,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_B\'alint_Seli,_R\'obert_Szak\'ats,_T._Arranz-Heras,_R._Benavides-Palencia,_D._Cejudo-Mart\'inez,_P._De_la_Fuente-Fern\'andez,_A._Escart\'in-P\'erez,_F._Garc\'ia-De_la_Cuesta,_J.L._Gonz\'alez-Carballo,_R._Gonz\'alez-Farf\'an,_F._Lim\'on-Mart\'inez,_A._Mantero,_R._Naves-Nogu\'es,_M._Morales-Aimar,_V._R._Ru\'iz-Ru\'iz,_F.C._Sold\'an-Alfaro,_J._Valero-P\'erez,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08009 |
特有の一時的なAT2018cowの測光および分光観測を提示します。マルチバンド測光はピークから$\sim$70日までカバーし、分光法は5から$\sim$50日までの範囲です。急激な上昇（$t_{\mathrm{r}}$$\lesssim$2。9日）、高光度（$M_{V、\mathrm{peak}}\sim-$20.8等）、ピーク後の急激な下降により、AT2018cowが際立っています他の光トランジェントの。その光度曲線はタイプIbn超新星のものと非常に類似していることがわかります。さらに、スペクトルエネルギー分布は、発見から15日後も$\sim$14,000Kの高温のままです。スペクトルは最初の10日間は特徴がありませんが、H、He、C、Oによるいくつかの広い輝線が後で現れ、速度は$\sim$14,000kms$^{-1}$から$\sim$3000kmに低下します。観測の最後にs$^{-1}$。狭くて弱いHeI輝線は、発見から$t>$20日でスペクトルに現れます。これらの輝線は、タイプIbnやIInサブクラスのような相互作用する超新星に見られる特徴を彷彿とさせます。星周相互作用（CSI）と\Niの放射性崩壊（RD）のモデルを使用してボロメータ光度曲線を適合させ、噴出物の質量$M_{\mathrm{ej}}\sim$3.16M$_{\odotとの良好な適合を見つけます。}$、星周物質の質量$M_{\mathrm{CSM}}\sim$0.04M$_{\odot}$、および放出された\Ni質量$M_{^{56}\mathrm{Ni}}\sim$0.23M$_{\odot}$。CSMシェルは、前駆星の噴火による大量放出で形成される可能性があります。さらに、AT2018cowのホスト環境は、AT2018cowと巨大な星とのつながりを意味します。観測特性と光度曲線フィッティングの結果を組み合わせることで、AT2018cowは巨大な星に由来する独特の相互作用する超新星である可能性があると結論付けます。
セイファート1銀河アーク120の長期X線観測：ソフト過剰の起源について
| Title |
Long_term_X-Ray_Observations_of_Seyfert_1_Galaxy_Ark_120:_On_the_origin_of_soft-excess |
| Authors |
Prantik_Nandi,_Arka_Chatterjee,_Sandip_K._Chakrabarti_and_Broja_G._Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08043 |
「ベアタイプAGN」アーク120の長期X線スペクトルおよび時間分析を提示します。2003年から2018年までのXMM-Newton、Suzaku、Swift、およびNuSTARからの観測を検討します。このソースのスペクトル特性文献に存在するさまざまな現象論的および物理的モデルを使用して研究されています。（a）電子雲の温度と光学的厚さ、コンプトン雲のサイズ、過去15年間の降着率など、いくつかの物理的パラメーターの変動を報告します。スペクトル変動は、降着ダイナミクスの変化から説明されます。（b）0.2〜2keVと3〜10keVの光度曲線間のX線時間遅延は、2003年にゼロ遅延、2013年に4.71\pm2.1ksの正の遅延、および4.15\pm1.5ksの負の遅延を示しました。2014.遅延は、コンプトン化、反射、および光交差時間を考慮して説明されています。（c）nthcompを使用して得られた、ソフト過剰および一次連続体の長期固有光度は、0.922のピアソン相関係数との相関を示しています。これは、ソフト過剰と一次連続体が同じ物理的プロセスから発生していることを示しています。物理モデルのフィッティングから、Ark120のソフト過剰は、コンプトン雲内の少数の散乱が原因である可能性があると推測されます。モンテカルロシミュレーションを使用して、実際に、より少ない散乱に対応するスペクトルが、0.2〜3keVの範囲でより急なソフト過剰べき乗則を提供できることを示します。シミュレートされた光度は、観測値と一致していることがわかります。
SN1987Aニュートリノスペクトルでの8MeV線の発見
SN1987Aに関連する8MeVニュートリノ線の証拠が報告されています。この発見は、超新星の日にカミオカンデII検出器に記録された997のイベントの分析と他のデータに基づいており、非常に高い統計的有意性を持っています。
周波数111MHzでの観測によるRRATJ0139 +33のパルスエネルギー分布
| Title |
Pulse_energy_distribution_for_RRAT_J0139+33_according_to_observations_at_the_frequency_111_MHz |
| Authors |
E.A._Brylyakova_and_S.A._Tyul'bashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08131 |
5年間のモニタリング観測を使用して、回転無線過渡（RRAT）J0139+33およびPSRB0320+39のパルスをブラインド検索しました。子午線を通過するソースに対応する時間の間隔\pm1.5mで、パルサーB0320+39の39377個のパルスと、RRATJ0139+33の1013個のパルスが検出されました。パルサーB0320+39の観測された期間の総数からの登録されたパルスのシェアは74％であり、一時的なJ0139+33の場合は0.42％です。最も強い登録パルスの信号対雑音比（S/N）は、S/N=262（B0320+39の場合）およびS/N=154（J0139+33の場合）にほぼ等しくなります。パルサーと回転過渡現象のS/N単位で検出されたパルス数の分布が得られます。分布は、対数正規および電力の依存関係で近似できます。B0320+39パルサーの場合、依存性は対数正規であり、S/Nの高い値で電力依存性になります。また、RRATJ0139+33の場合、エネルギーによるパルスの分布は、壊れた（バイモーダル）電力依存性によって記述されます。約0.4および1.8の指数（S/N<19およびS/N>19）。J0139+33の通常の（パルサー）放出は検出されていません。得られたデータの分析は、RRATJ0139+33が巨大なパルスを持つパルサーであることを示唆しています。
効率的な高亜音速乱流ダイナモと原始磁場の成長
マッハ数が$10^{-3}$から$0.4$の範囲で、高度に亜音速の領域での乱流ダイナモによる磁場の増幅に関する最初の研究を紹介します。マッハ数が低い場合、ダイナモの飽和効率$（E_{\mathrm{mag}}/E_{\mathrm{kin}}）_{\mathrm{sat}}$がマッハ数とともに増加することがわかります。減少します。エネルギーの注入が純粋に縦方向の強制モードを介している場合でも、$（E_{\mathrm{mag}}/E_{\mathrm{kin}}）_{\mathrm{sat}}$$\gtrsim10^{-マッハ数$10^{-3}$で2}$。私たちの結果を初期の宇宙の磁場増幅に適用し、乱流ダイナモが最大0.1pcおよび$\gtrsim$$10^{までのスケールで原始磁場を$\gtrsim$$10^{-16}$ガウスに増幅できると予測します。-13}$100個までのスケールのガウス。これにより、ブレーザー$\gamma$線観測から推測される銀河間磁場の下限と互換性のある磁場が生成されます。
モーメント法によるLISA-Pathfinder臨界試験質量力学における静電効果の推定
| Title |
Estimation_of_the_electrostatic_effects_in_the_LISA-Pathfinder_critical_test_mass_dynamics_via_the_method_of_moments |
| Authors |
Carlo_Zanoni_and_Daniele_Bortoluzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07837 |
LISA-Pathfinderは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）など、宇宙に重力波望遠鏡を構築するのに十分な技術的成熟度を実証するために2015年から2017年の間に飛行したESA宇宙ミッションです。立方体のテストマスのペアは、LISA-Pathfinder宇宙船内でホストされ、惑星間重力場以外の力から保護されています。シールドの純度は、ミッションのパフォーマンスを提供します。機内で確認しなければならない側面がいくつかあります。それらの1つは、テストマスがロックされているときの打ち上げ構成から、科学の自由落下構成への移行フェーズです。各テストマスは、最初に専用のメカニズムを介して機械的制約から解放され、次に静電制御システムによってキャプチャされます。実際、各テストマスは、作動および検知の目的で電極のセットに囲まれています。リリースのパフォーマンス基準は、宇宙船に対するテストマスの最終速度であり、上限しきい値は5$\mum/s$に設定されています。LISA-Pathfinderの最初の飛行中のリリース速度は、大きな直線速度と角速度を伴う予期しないダイナミクスを浮き彫りにしました。静電制御は成功しましたが、LISAのベースラインとは見なされない手動の手順にのみ依存していました。このペーパーは、各テストマスの周囲の静電環境のモデリングと、リリースおよびキャプチャダイナミクスへの寄与を処理することにより、飛行中の非準拠の調査に役立ちます。静電モデルは、導体間の力と静電容量を推定するのに適した境界要素数値手法であるモーメント法に基づいています。また、LISA内の他の現象の分析や、将来の重力波望遠鏡や宇宙プロジェクトの設計に使用できる方法の概要も説明します。
無線干渉データの広視野連続イメージングのための実用的な前提条件
| Title |
A_practical_preconditioner_for_wide-field_continuum_imaging_of_radio_interferometric_data |
| Authors |
Hertzog_L._Bester,_Audrey_Repetti,_Simon_Perkins,_Oleg_M._Smirnov,_Jonathan_S._Kenyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08072 |
有名なCLEANアルゴリズムは、ほぼ1970年代の構想以来、無線干渉法におけるデコンボリューションアルゴリズムの基礎となっています。CLEANは、そのすべての欠点に対して、非常に高速で、キャリブレーションアーティファクトに対して堅牢であり、点光源をモデル化する機能を備えています。CLEANにその速度を与える同じ仮定を使用して、より高度なデコンボリューションアルゴリズムを高速化する方法を示します。
6m望遠鏡用最新世代センサーをベースにした大判カメラシステムの開発
| Title |
Development_of_Large-Format_Camera_Systems_Based_on_the_Latest_Generation_Sensors_for_the_6-m_Telescope |
| Authors |
V.I._Ardilanov_and_V.A._Murzin_and_I.V._Afanasieva_and_N.G._Ivaschenko_and_M.A._Pritychenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08144 |
この論文では、大判CCDおよびCMOS検出器に基づく天文カメラの設計と実装について説明します。Dinacon-5コントローラーは、CCDを操作し、高性能と低ノイズを実現するために使用されます。新しいコントローラーは、CMOSセンサー用に設計されています。提供されたシステムの主な特性は、実験データに基づいて推定されています。空間自己相関分析は、PSF推定に適用されます。得られた試験結果を示します。
Octo-Tiger：HPX並列化を使用するStellarMergers用の新しい3D流体力学コード
| Title |
Octo-Tiger:_A_New,_3D_Hydrodynamic_Code_for_Stellar_Mergers_that_uses_HPX_Parallelisation |
| Authors |
Dominic_C._Marcello,_Sagiv_Shiber,_Orsola_De_Marco,_Juhan_Frank,_Geoffrey_C._Clayton,_Patrick_M._Motl,_Patrick_Diehl,_and_Hartmut_Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08226 |
OCTO-TIGERは、適応メッシュ細分化を使用して、高速多重極法に基づいた任意のジオメトリの自己重力および回転システムの進化をシミュレートするための天体物理学コードです。OCTO-TIGERは現在、白色矮星や主系列星などの順圧構造で近似できる、よく解像された星の融合をシミュレートするように最適化されています。重力ソルバーは、補正アルゴリズムのおかげで、角運動量を機械の精度に合わせて保存します。このコードはHPX並列化を使用しており、作業と通信の重なりを可能にし、優れたスケーリングプロパティを実現し、妥当な実時間で大きな問題を計算できるようにします。このホワイトペーパーでは、ベンチマークテストを実行して、コードのパフォーマンスと精度を調査します。これらには、Sodショックチューブなどの単純な問題だけでなく、洗練された完全な白色矮星のバイナリシミュレーションも含まれます。結果は、既知の場合は分析ソリューション、およびFLASHなどの他のグリッドベースのコードと比較されます。また、初期の物質移動から合併までの2つの白色矮星間の相互作用を計算し、同様のシステムの過去のシミュレーションと比較します。OCTO-TIGERのスケーリングプロパティをコア数80,000まで測定し、大きな問題に対して優れたパフォーマンスを示します。最後に、過渡現象の観測に関連するいくつかの物理現象に取り組むことを目的とした、現在および計画されている開発分野の概要を説明します。
太陽彩層のスピクルとダウンフロー
何十年もの間、太陽遷移領域（TR）と下部コロナで高速の下降流が観測されてきました。それらの豊富さにもかかわらず、太陽彩層でそのような下降流の兆候を見つけることは困難でした。この作業では、高速TRダウンフローの対応物にリンクされる可能性のある、\halpha\スペクトル線での急速なスピキュラーダウンフローの十分な発生を示す拡張ネットワーク領域をターゲットにします。$k$-meansアルゴリズムを使用して、スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）から観測された\halpha{}および\cak{}データのディスク上の針状突起のスペクトルプロファイルを分類し、に基づく自動検出方法を採用しました。青方偏移および赤方偏移の急速なエクスカーション（RBEおよびRRE）と組み合わせて、このようなダウンフロー機能を検出するための高度な形態学的画像処理操作。以前の解釈とは反対に、強磁場領域に向かって移動する彩層の磁場に沿った下降流に関連する新しいカテゴリのRRE（ダウンフローRREと呼ばれる）の存在を初めて報告します。約20,000のRBEと15,000のRRE（ダウンフローの対応物を含む）で実行された統計分析は、97分の長さのデータセットで検出されました。さらに、RBE、RRE、およびダウンフローRREは、さまざまなドップラーオフセット、およびスピキュール軸に沿った垂直方向の両方の\halpha{}線コア幅を使用して、広範囲のスペクトルプロファイルで表すことができることもわかりました。一緒に進化する複数の下部構造に関連付けられています。これらの急速なプラズマの下降流は、一般的に観察されるTRの下降流の彩層の対応物である可能性が高いと推測されます。
SED（BINOCS）プロジェクトを使用した散開星団からの連星情報：クラスター内の連星系の信頼性の高い光度測定質量決定
| Title |
The_Binary_INformation_from_Open_Clusters_Using_SEDs_(BINOCS)_Project:_Reliable_Photometric_Mass_Determinations_of_Binary_Star_Systems_in_Clusters |
| Authors |
Benjamin_Thompson,_Peter_M._Frinchaboy,_Taylor_Spoo,_John_Donor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07857 |
新しいバイナリ検出技術である、SED（双眼鏡）を使用した散開星団からのバイナリ情報を紹介します。これは、現在のアプローチよりもはるかに広い質量範囲にわたって信頼できる恒星の多重度と質量を決定できることを示しています。この新しい手法は、散開星団の主系列のバイナリおよび単一システムの正確な成分質量を、複数の測光フィルターから観測された大きさを合成星スペクトルエネルギー分布（SED）と比較することによって決定します。-散開星団を研究しました。NOAO/NEWFIRMおよびSpitzerからの観測を使用して、主要な散開星団NGC1960（M36）、NGC2099（M37）、NGC2420、およびNGC2682（M67）の新しい深赤外線測光カタログ（1.2〜8.0ミクロン）を提供します}/IRAC。これらの深い多波長カタログを使用して、binocsメソッドをこれらのクラスターに適用し、未解決のクラスターバイナリの正確な成分質量を決定します。クラスターの年齢、銀河の位置、および金属量の関数としてバイナリ分数を調査します。
古い散開星団M67（NGC 2682）の恒星の視線速度。 II。分光連星母集団
| Title |
Stellar_Radial_Velocities_in_the_Old_Open_Cluster_M67_(NGC_2682)._II._The_Spectroscopic_Binary_Population |
| Authors |
Aaron_M._Geller,_Robert_D._Mathieu,_David_W._Latham,_Maxwell_Pollack,_Guillermo_Torres_and_Emily_M._Leiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07883 |
古い（4Gyr）散開星団M67（NGC2682）の120個の分光連星および三重星団メンバーを提示して分析します。恒星天体物理学の基礎として、M67はWIYN散開星団研究（WOCS）の重要なクラスターです。M67の視線速度（RV）観測は進行中であり、45年以上前にさかのぼり、7つの異なる望遠鏡からのデータを組み込んでおり、公転周期が約10^4日未満のバイナリを検出できます。私たちのサンプルには、10<=V<=16.5（約1.3から0.7Msolar）の大きさの1296個の星（604個のクラスターメンバー）が含まれています。（850pcの距離で7.4pc、または〜7コア半径）。この論文は主に主系列星に焦点を当てていますが、赤色巨星、黄色巨星、準巨星の軌道解も示しています。私たちの周期検出限界まで、そして私たちの大きさと空間領域内で、34％+/-3％のグローバルな主系列の不完全性が修正されたバイナリフラクションを見つけます。これはクラスターの中心で70％+/-17％に上昇します。P_circ=11.0+1。1-1。0日の潮汐循環期間を導き出します。また、バイナリ軌道要素と質量の不完全性が修正された分布を分析します。期間分布は、より長い期間に向かって上昇します。P_circを超える離心率分布は、一様分布と一致しています。質量比分布も一様分布と一致しています。全体として、これらのM67バイナリは、銀河系の分野の同様のバイナリ、および古い（7Gyr）散開星団NGC188と密接に一致しています。WIYN散開星団研究。83。
K2サンプルの恒星の自転：壊れたスピンダウンの証拠
| Title |
Stellar_Rotation_in_the_K2_Sample:_Evidence_for_Broken_Spindown |
| Authors |
Tyler_A._Gordon,_James_R._A._Davenport,_Ruth_Angus,_Daniel_Foreman-Mackey,_Eric_Agol,_Kevin_R._Covey,_Marcel_Ag\"ueros,_and_David_Kipping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.07886 |
準周期カーネル関数を使用したガウス過程モデルを使用して、284,834個の一意のK2ターゲットの光度曲線を分析します。K2星をガイアデータリリース2の観測と交差適合試験することにより、69,627個の主系列星の可能性を特定しました。これらから、非常に正確な自転周期の測定値を持つ主系列星の8,977個の星のサブサンプルを選択します。このサンプルを使用して、McQuillanらによって最初に報告された自転周期-カラー図のギャップを回復します。（2013）。ギャップはReinhold＆Hekker（2020）で暫定的に検出されましたが、この作業はK2データのギャップの最初の堅牢な検出を表しています。ケプラーの単一の視線とは対照的に、K2は広い角距離で多くの視線に沿って観測されたため、これは重要です。このギャップは、二峰性の星形成の歴史を示すものではなく、$t^{-1/2}$スクマニッチのスピンダウン法則からの逸脱の証拠として解釈されます。サンプル内の284,834個の星のそれぞれについて、準周期的光度曲線モデルのすべてのパラメーターの最尤推定値と不確実性を提供します。
双曲線フラックスチューブを含む扇状脊椎のような構成での準円形リボンフレアの連続発生
| Title |
Successive_occurrences_of_quasi-circular_ribbon_flares_in_a_fan-spine-like_configuration_involving_hyperbolic_flux_tube |
| Authors |
Prabir_K._Mitra_(USO/PRL),_Bhuwan_Joshi_(USO/PRL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08164 |
分散した負の極性領域が正の極性領域に囲まれている複雑な光球構成上に開発されたファンスパインのような構成の形成と進化の包括的な分析を提示します。このユニークな光球構成は、地質学的な「環礁」の形に類似しており、その境界内に4つの相同なフレアをホストしていました。押しつぶし係数（Q）マップの計算により、内側と外側の脊椎のような線の間に高いQ値の細長い領域が明らかになり、双曲線フラックスチューブ（HFT）の存在が示唆されました。光球環礁の構成に関連する冠状領域は、EUV画像で直接観察された拡散したドーム型の明るい構造の形で明確に識別されました。フィラメントチャネルは、環礁領域の境界近くに存在していました。フィラメントチャネルからのフラックスロープの活性化と噴火は、$\約$11時間の間隔内で4つの噴火する同種の準円形リボンフレアの開始につながりました。4つのフレアの間隔中に、環礁領域内での連続的な減衰と負極性フラックスのキャンセルが観察されました。したがって、HFTの見かけの長さは、4番目のフレアの前に徐々にヌルポイントのような構成に減少しました。各フレアの前に、フィラメントの下の局所的な明るさを観察しました。これは、フラックスのキャンセルとともに、太陽噴火のテザー切断モデルのサポートを提供しました。磁気減衰指数の分析は、事前に活性化されたフラックスロープがトーラスの不安定性の臨界高さに達すると、噴火に好ましい条件を明らかにしました。
太陽風のコア：太陽コロナを加熱するための段階的モデル
核融合研究の運用経験は、スピッツァーの抵抗率が彩層のオーム加熱を自己制限し、遷移領域の下マージンを定義するのにどのように役立つかを示しています。その上部マージンは約6000Kであり、He：Hプラズマの放射冷却が急激に減速します。提案されたスキームの第3の最後の段階は、宇宙の希薄なプラズマへの膨張であり、これは、宇宙船の機器によって長い間記録されてきた、高エネルギーへのイオンの加速につながります。したがって、対流層のレイリーベナール設定での回転柱のエネルギー源である太陽内部から太陽風のコロナ呼気まで、宇宙天気の分析に役立つはずの発見に至るまで、動的な連続性があります。太陽風中のヘリウムとコロナ質量放出の発生率との関連。
ループ量子重力と宇宙定数
ループ量子重力に対するハミルトニアン制約の1パラメータ正則化の自由度を分析します。対応する空間的に平坦で均質で等方性のモデルには、特別な場合として、ループ量子宇宙論の2つのよく知られたモデルが含まれています。量子バウンスの性質は、一般化されたケースで維持できます。正則化パラメーターの正の値の場合、有効なハミルトニアンは、量子バウンスによって標準のフリードマンブランチに接続する宇宙の漸近的なドジッターブランチにつながります。注目すべきことに、正則化パラメーターの値を適切に選択することにより、観測宇宙定数は量子重力の影響から大きな体積限界で現れることができ、有効なニュートン定数はその間に実験の制限を満たします。
古典的な分子動力学シミュレーションで作られた核パスタの試飲
中性子星の内部地殻の核クラスターまたはボイドは、集合的に核パスタと呼ばれるさまざまな形をしていると予測されました。参考文献の最近のレビュー。L\'opez、Dorso、Frankによる\cite{Lopez1}は、特性、特に古典的分子動力学モデル内の核パスタの形態学的および熱力学的相転移に関する体系的な調査を要約し、予測された核のより多くの観測的証拠を見つけるためのさらなる刺激を提供します中性子星のパスタ。
ヘイワードブラックホールソリューションへの関心の高まりに照らして、対応する失効関数とそのルーツに関する詳細な研究が提示されます。経過関数は、古典的なシュワルツシルト半径$r_s$とヘイワードのパラメーター$l$で表されます。これらの量は両方とも、関連する熱力学的量を見つけるための熱力学的変数として使用されます。このコンテキストでは、変数$l$は、正規共役変数$\mathcal{F}_H$と自由エネルギー$\Xi$に関連付けられています。さらに、2次の相転移が$l\approx0.333\、r_s$に現れることがわかります。
ホログラフィック暗黒エネルギーモデルの一般共変局所場理論が提示されます。ホログラフィック暗黒エネルギーの低エネルギー有効理論は、重力子が1つのスカラーモードと2つのテンソルモードを含む3つの分極を持っている大重力理論であることがわかります。コンプトン波長は、宇宙の将来の事象の地平線のサイズです。ホログラフィック暗黒エネルギーモデルにおけるUV-IR対応$\Lambda\sim\sqrt{M_p/L}$の物理的解釈は、有効場の理論の枠組みで提供されます。ここで、$L$は重力子のコンプトン波長として解釈されます。、および$\Lambda$は、スカラー重力子がそれ自体に強く結合するエネルギースケールとして解釈されます。
観測データ増強による深層学習推論からの中性子星状態方程式の広範な研究
質量と半径の実際の観測データを使用して、中性子星の状態方程式（EoS）の深層学習推論について説明します。従来の多項式回帰とEoSパラメーター化のニューラルネットワークアプローチを定量的に比較します。観測に不確実性を組み込む深層学習法では、観測の不確実性に対応するノイズ変動でトレーニングデータを補強します。推定されたEoSは、弱い1次相転移に対応でき、1次領域の可能性のあるヒストグラムを作成します。また、観測データの増強には、過剰適合行動を抑えるための副産物があることもわかりました。データ拡張によって改善されたパフォーマンスを確認するために、最も単純な推論問題としておもちゃモデルを設定し、二重ピーク関数を回復して検証損失を監視します。データ拡張は、ドロップアウトの挿入などのニューラルネットワークアーキテクチャを調整せずに過剰適合を回避するための有用な手法である可能性があると結論付けています。
