直交化された対数多項式による宇宙誌
| Title |
Cosmography_by_orthogonalized_logarithmic_polynomials |
| Authors |
Giada_Bargiacchi,_G._Risaliti,_M._Benetti,_S._Capozziello,_E._Lusso,_A._Saccardi,_M._Signorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08278 |
宇宙誌は、宇宙の運動学を調査し、モデルに依存しない方法でダイナミクスを再構築するための強力なツールです。ただし、超新星Iaとクエーサーの最近の新しい測定値は、高赤方偏移（$z\sim7.5$）までハッブル図に入力されており、従来の宇宙観測アプローチの適用は、暗示される大きな赤方偏移のために簡単ではなくなりました。ここでは、「直交」対数多項式の観点から、光度距離と赤方偏移の関係を拡張して、この問題を調査します。特に、「直交化」の新しい手順の利点を指摘し、そのような拡張が、さまざまな宇宙論モデルを想定して得られた実際のデータと模擬データの両方に、$z=0\div7.5$の範囲全体で非常によく適合することを示します。。さらに、宇宙論シリーズが収束半径をはるかに超えてテストされているという事実にもかかわらず、光度距離を拡張して得られたパラメータ-$\Lambda$CDMモデルの赤方偏移関係は、で得られた模擬データの適合からの結果とほぼ一致しています。同じ宇宙論モデル。これは、高赤方偏移で宇宙モデルを研究するための宇宙関数の信頼性をテストする方法を提供し、対数多項式系列を使用して、クエーサーの現在のハッブル図と$\Lambda$CDMモデルの整合性をテストできることを示します。超新星Ia。一致宇宙論モデルと$z>1.5$のハッブル図との間に強い緊張（$>4\sigma$）があることを確認します。このような緊張は、$z>2$でのクエーサーの寄与によって支配され、$z>1$で観測されたいくつかの超新星Iaにも存在し始めます。
アタカマ宇宙望遠鏡：熱的および運動学的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果によるSDSSDR15銀河のバリオン含有量の調査
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Probing_the_Baryon_Content_of_SDSS_DR15_Galaxies_with_the_Thermal_and_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Effects |
| Authors |
Eve_M._Vavagiakis,_Patricio_A._Gallardo,_Victoria_Calafut,_Stefania_Amodeo,_Simone_Aiola,_Jason_E._Austermann,_Nicholas_Battaglia,_Elia_S._Battistelli,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_J._Devlin,_Cody_J._Duell,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_Dunner,_Simone_Ferraro,_Yilun_Guan,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Renee_Hlozek,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Arthur_Kosowsky,_Yaqiong_Li,_Martine_Lokken,_Mathew_Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Bruce_Partridge,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Cristobal_Sifon,_David_N._Spergel,_Suzanne_T._Staggs,_Joel_N._Ullom,_Leila_R._Vale,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08373 |
光学的に選択された銀河団と銀河団からの平均熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の高い信号対雑音比（最大12$\sigma$）を提示し、2.1$^\prime$内のバリオン含有量を推定します。半径アパーチャ。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）バリオン振動分光サーベイ（BOSS）DR15カタログのソースは、3,700平方度と重複しています。アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）によって2008年から2018年に150および98GHz（ACTDR5）、および2,089平方度で観測された空の角度。ACTと$\it{Planck}$データ（ACTDR4）を組み合わせた内部線形結合コンポーネント分離マップの例。ハローのバリオン含有量に依存する対応する光学的厚さ$\bar{\tau}$は、AGNフィードバック放射冷却モデルを想定した宇宙論的流体力学シミュレーションの結果を使用して推定されます。複数の光度ビンのハローの平均質量を推定し、tSZベースの$\bar{\tau}$推定値を、Navarro-Frenk-Whiteプロファイルのバリオン含有量の理論的予測と比較します。コンパニオンペーパーで得られた同じデータセットの運動学的スニヤエフゼルドビッチ効果（kSZ）のペアワイズバリオン運動量測定への適合から抽出された$\bar{\tau}$推定値についても同じことを行います。この作業のtSZ測定値とコンパニオンペーパーのkSZ測定値からの$\bar{\tau}$推定値は、調査した3つの互いに素な光度ビンのうち2つについて、$1\sigma$以内で一致しますが、2つは異なります。-3$\sigma$は、最も高い光度のビンにあります。光学的厚さの推定値は、光度ビン全体のハロー内の理論的に予測されたバリオン含有量の3分の1を占めています。潜在的な体系的な不確実性について説明します。tSZおよびkSZ測定は、経験的なコンプトン-$\bar{y}$-$\bar{\tau}$関係に向けたステップを提供し、クラスター形成および進化モデルの新しいテストを提供します。
アタカマ宇宙望遠鏡：SDSSDR15銀河によるペアワイズ運動学的スニヤエフゼルドビッチ効果の検出
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Detection_of_the_Pairwise_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_with_SDSS_DR15_Galaxies |
| Authors |
Victoria_Calafut,_Patricio_A._Gallardo,_Eve_M._Vavagiakis,_Stefania_Amodeo,_Simone_Aiola,_Jason_E._Austermann,_Nicholas_Battaglia,_Elia_S._Battistelli,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_J._Devlin,_Cody_J._Duell,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_Dunner,_Simone_Ferraro,_Yilun_Guan,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Renee_Hlozek,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Arthur_Kosowsky,_Yaqiong_Li,_Martine_Lokken,_Mathew_Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Bruce_Partridge,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Cristobal_Sifon,_David_N._Spergel,_Suzanne_T._Staggs,_Joel_N._Ullom,_Leila_R._Vale,_Alexander_Van_Engelen,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08374 |
AtacamaCosmologyTelescope（ACT）と$\it{Planck}$CMB観測をSloanDigitalのLuminousRedGalaxyサンプルと組み合わせて使用して、ペアワイズキネマティックSunyaev-Zel'dovich（kSZ）効果の5.4$\sigma$検出を示します。スカイサーベイ（SDSS）DR15カタログ。結果は、3つのACTCMBマップを使用して取得されます。3,700平方度を超えるSDSSDR15と重複する2008年から2018年までの観測（ACTDR5）を組み合わせた、150GHzと98GHzのマップの同時追加、および夜間を使用したコンポーネント分離マップ-2014年から2015年までの時間のみの観測（ACTDR4）、2,089平方度を超えるSDSSDR15と重複。これらの3つのマップの結果を比較すると、周波数に依存する前景の汚染の可能性に関する整合性チェックが提供されます。合計343,647個の銀河がトレーサーとして使用され、アパーチャ測光を使用してkSZ信号が抽出される銀河群と銀河団を特定して特定します。信号抽出に対するさまざまなアパーチャ測光の仮定と共分散推定方法の影響を検討します。ペアワイズ速度の理論的予測を使用して、5つの光度で選択されたトレーサーサンプルのそれぞれについて、最適な質量平均の光学的厚さの推定値を取得します。ここで得られたkSZから得られた光学的厚さの測定値と、同じサンプルの熱SZ効果から得られた測定値との比較は、コンパニオンペーパーに示されています。
バリオン音響振動スケールでの相関関数のラゲール再構成
| Title |
Laguerre_reconstruction_of_the_correlation_function_on_Baryon_Acoustic_Oscillation_scales |
| Authors |
Farnik_Nikakhtar,_Ravi_K._Sheth,_Idit_Zehavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08376 |
バリオン音響振動機能は、標準的な宇宙論的定規として使用できます。実際には、距離スケールのサブパーセントレベルの精度を得るには、標準化する必要があります。物理的な理由が理解されているので、これを使用して、推定スケールを改善するアルゴリズムを開発します。このアルゴリズムは、初期相関関数が多項式によく適合しているスケールの範囲にわたって、定規の長さを歪める主要な次数効果を分析的に説明できるという事実を利用しています。数値シミュレーションでのこの方法のテストは、BAOフィーチャの完全な形状の単純で高速な再構築、および基礎となる宇宙モデルまたは観測されたトレーサーの性質。
$ H_0 $のモデルに依存しない宇宙の決定について
ハッブルの緊張に動機付けられて、私たちは最近、宇宙論的スケールでの多くの「モデルに依存しない」$H_0$の決定を目撃しました。ここでは、2つの「モデルに依存しない」手法、テイラー展開とガウス過程（GP）を比較します。テイラー展開は限られた範囲で真にモデルに依存しませんが、展開の範囲を広げることで$H_0$エラーを減らすことができることを示しますが、近似には問題があります。GPの場合、Mat\'ernクラスのカーネルについて、$H_0$のエラーがパラメーター$\nu\rightarrow\infty$として減少することを確認します。ここで、ガウスカーネルを回復します。GPからの誤差は通常、テイラーよりも小さく、GP分析をテイラー展開にマッピングして戻すことにより、GPがパラメーター空間のより小さな部分を探索することを示します。GPと動的暗黒エネルギーの最も単純なモデルであるCPLモデルを直接比較すると、CPLと比較してGPによって相関が抑制されていることがわかります。したがって、GPをモデルに依存させることはできません。ハッブル緊張の真にモデルに依存しないステートメントが存在する場合、それはFLRWフレームワークに深刻な結果をもたらすことを強調します。
さまざまなアルファ一般化ディラック-ボルン-インフェルトモデル
ディラック-ボルン-インフェルトモデルのクラスの宇宙論的結果を研究し、最近の宇宙の加速の候補としてのそれらの実行可能性を評価します。モデルには、特定の制限としてローリングタキオンフィールドと一般化されたチャプリギンガスモデルの両方が含まれ、現象論的には、これらのそれぞれが、暗黒エネルギー状態方程式の値をその標準（宇宙定数）値から偏差させるための可能なメカニズムを提供します。ローリングタキオンの特徴であるフィールド依存ポテンシャルは、微細構造定数$\alpha$の変動にもつながります。これは、モデルが標準的な宇宙論的プローブと$\alpha$の天体物理学的測定の両方によって制約される可能性があることを意味します。最新の利用可能な低赤字データと、原子時計および弱い等価原理実験からの局所制約を使用した分析では、暗黒エネルギー状態方程式の2つの可能な偏差が$\log_{10}{（1+w_0）_V}<-7.85$および$\log_{10}{（1+w_0）_C}<-0.85$、それぞれローリングタシオンおよびチャプリギンコンポーネントの場合、どちらも$95.4\％$の信頼水準にあります（ただし、後者は、私たちが定量化する方法で、事前確率の選択に依存します）。あるいは、ポテンシャルの無次元勾配に制限された$95.4\％$信頼水準は$\log_{10}{\lambda}<-5.36$です。これは、これらのモデルではポテンシャルが非常にフラットである必要があることを示す以前の分析を裏付けています。
ホッケースティックのダークエネルギーは$ H_0 $危機の解決策ではありません
非常に低い赤方偏移（$z<0.1$）での突然のファントム遷移まで宇宙定数として振る舞う暗黒エネルギーは、ハッブル定数のローカルと高赤方偏移の決定の間の>4$\sigma$の不一致を解決するようです、他の観測量に関して$\Lambda$CDMモデルの現象論的成功を維持しながら。ここでは、そのようなホッケースティックのダークエネルギーでは$H_0$の危機を解決できないことを示します。基本的な理由は、ローカル$H_0$制約を導出するために使用される超新星絶対等級$M_B$は、超新星、BAO、およびCMBデータを適合させるために必要な$M_B$と互換性がなく、この不一致はによって解決されないためです。非常に低い赤方偏移での突然のファントム遷移。最後に、$H_0$の事前確率の代わりに、超新星の絶対等級$M_B$の事前確率を統計分析で採用することをコミュニティに推奨します。3つの理由は次のとおりです。i）低赤方偏移超新星の二重カウントを回避する。ii）減速パラメーターを標準モデル値$q_0=-0.55$に固定することを回避する。iii）分析に$M_B$という事実を含める。はローカルキャリブレーションによって制約されます。これは、そうでなければ分析で無視される情報であり、モデル選択とパラメーター制約の両方にバイアスをかけます。
銀河団の存在量と銀河団による$ f（R）$とnDGPの修正重力モデルパラメータに対する制約
| Title |
Constraints_on_$f(R)$_and_nDGP_Modified_Gravity_Model_Parameters_with_Cluster_Abundances_and_Galaxy_Clustering |
| Authors |
Rayne_Liu,_Georgios_Valogiannis,_Nicholas_Battaglia,_Rachel_Bean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08728 |
サイモンズ天文台からの銀河団の存在量と、よく研究された2つの修正重力モデル（カメレオンでスクリーニングされた$f（R）$Hu-SawickiモデルとnDGPbraneworldVainshteinモデル。フィッシャー分析は、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）で選択された銀河団から導出された$\sigma_8$制約と、線形およびやや非線形の赤方偏移空間の2点銀河相関関数を使用して実行されます。$f（R）$の制約が銀河団によって導かれているのに対し、クラスターの存在量がnDGPモデルの制約を駆動していることがわかります。宇宙論的重力場の2つのトレーサーは相補的であることがわかり、それらの組み合わせは、特に個々のトレーサーのみと比較して、$f（R）$の制約を大幅に改善します。$\text{log}_{10}（f_{R0}）=-6$および$n=1$の$f（R）$の基準モデルの場合、$\sigma（\text{の複合制約が見つかります。log}_{10}（f_{R0}））=0.48$および$\sigma（n）=2.3$であるのに対し、$n_{\text{nDGP}}=1$のnDGPモデルでは、$\sigmaが見つかります。（n_{\text{nDGP}}）=0.087$。基準となる一般相対性理論（GR）モデルの周りで、$f_{R0}\leq5.68\times10^{-7}$の$f（R）$に$95\％$の信頼上限が見つかります。私たちの結果は、GRからの宇宙の逸脱を識別および/または制約するために、近い将来に利用可能な今後の銀河およびCMB調査データを利用するという刺激的な可能性を示しています。
VLT / SPHEREでスターホッピングRDI技術を使用して、HR8799周辺の5番目の惑星を検索
| Title |
A_search_for_a_5th_planet_around_HR_8799_using_the_star-hopping_RDI_technique_at_VLT/SPHERE |
| Authors |
Z._Wahhaj,_J._Milli,_C._Romero,_L._Cieza,_A._Zurlo,_A._Vigan,_E._Pe\~na,_G._Valdes,_F._Cantalloube,_J._Girard,_and_B._Pantoja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08268 |
太陽系外惑星の直接イメージングには、星からの最小の角度間隔（〜0.1''）で可能な限り高いコントラスト（dH〜10マグニチュード）が必要です。最近、VLTでSPHERE装置の標準キュー観測として提供された、スターホッピングと呼ばれる補償光学観測法を紹介します。この方法は、参照差分イメージング（RDI）を使用しますが、以前の作業とは異なり、ターゲット星を観測してから数分以内に、PSF減算のために参照星の画像を取得します。従来の角度差分イメージング（ADI）法とは対照的に、HR8799システムの4つの巨大惑星の内部にある10au未満の間隔で5番目の惑星を検索することを目指しています。HR8799システムと参照星の合計4.5時間の同時面分光法（R〜30、IFSを使用したY-Hバンド）とデュアルバンドイメージング（IRDISを使用したK1およびK2バンド）を取得しました。参照星は全時間の約1/3で観測され、dR〜1等で、空上で約1〜2度離れているはずです。スターホップは6〜10分ごとに作成され、ホップごとの空の統合には1分のギャップしかありませんでした。最も妥当な分離である7.5および9.7auで、3.6MJupの高い信号対雑音比の質量限界まで、仮想の5番目の惑星は検出されませんでした。以前の作品で述べたように、惑星のスペクトルはいくつかの赤いフィールドの矮星と非常に密接に一致しています。また、スターホッピングRDIを使用すると、0.1インチ間隔でのコントラストの改善が最大2桁になる可能性があることも示しました。ADI、子午線通過、それに伴う空の回転は必要ないため、観測時間は2〜3倍のウィンドウ内から選択できます。一般に、スターホッピングは、R=4の大きさよりも暗い星に使用できます。これは、これらの星には、適切な明るさと分離の参照星が通常利用できるためです。このホワイトペーパーで使用されている削減ソフトウェアは、オンラインで利用できるようになっています。
惑星地球類似体のPTALマルチスペクトルデータベース：ラマンデータの概要
| Title |
PTAL_multi-spectral_database_of_planetary_terrestrial_analogues:_Raman_data_overview |
| Authors |
Marco_Veneranda,_Jesus_Saiz,_Aurelio_Sanz-Arranz,_Jose_Antonio_Manrique,_Guillermo_Lopez-Reyes,_Jesus_Medina,_Henning_Dypvik,_Stephanie_C._Werner,_Fernando_Rull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08305 |
地球の類似物の多分析研究は、火星や他の地球外生命体の地質学的および環境的進化についての知識を深めるための有用な戦略です。宇宙探査の分野でLIBS、NIR、およびラマン技術がますます重要になっているにもかかわらず、地上のアナログ材料の幅広いマルチスペクトルデータベースへの無料アクセスを提供するWebベースのプラットフォームが不足しています。PlanetaryTerrestrialAnalogueLibrary（PTAL）プロジェクトは、火星の地質学的状況との一致に応じて選択された94以上の地上アナログから、LIBS、NIR、およびラマンデータへの無料のWebアクセシビリティを開発および提供することにより、この重要なニーズに対応することを目的としています。このフレームワークでは、現在の原稿は、PTALデータベースに供給するために収集された4500を超えるラマンスペクトルの完全な概要を科学界に提供します。実験室および宇宙船シミュレータシステムの補完的な使用を通じて得られたラマンデータは、サンプルの主要およびマイナーな鉱物学的段階の検出のためのこの分光技術の有効性を確認しました。後者は、可能性のある地質学的プロセスの認識にとって非常に重要です。火星や他の惑星で発生しています。火星への今後のミッションに照らして、RLSExoMarsSimulatorを通じて得られた結果は、ExoMarsローバーペイロードの一部として火星に間もなく着陸するRLS分光計から得られる科学的結果に関する貴重な洞察を提供します。
暖かい木星と熱い木星の大気中の硫黄化学
大気中の熱化学および光化学硫黄反応の新しいネットワークを提示し、検証します。1次元化学反応速度モデルを使用して、一連のホットジュピターとウォームジュピターのより広範なHCNO化学ネットワークの一部としてこれらの反応を調査します。$1400\、\mathrm{K}$に近い温度は、トランジット分光法による検出が行われる可能性のある大気レベルである$\mathrm{10^{-3}\、bar}$付近のH2SおよびHSの生成に適していることがわかります。可能で、混合比は約$10^{-6}$になります。$1000\、\mathrm{K}$までの低温では、S2の存在量は、H2SとHSを犠牲にして、同じ圧力で最大$10^{-5}$の混合比になる可能性があります。$10^{-6}$の混合比まで消耗しました。また、硫黄を含まない種の存在量への影響によって、硫黄の含有が大気中に間接的にどのように現れるかを調査します。HD209458bの大気のモデルでは、硫黄を含めると、NH3、CH4、およびHCNの存在量が$\mathrm{10^{-3}\、bar}の周りで最大2桁低下する可能性があることがわかります。$。暖かいJupiter51Eribの大気では、硫黄を含めると、CO2のピーク量が5倍に減少し、以前のモデルと定性的に一致していることがわかります。ネットワークで使用される反応の多くは、特に高温では、速度が十分に決定されていないことに注意してください。高温および高温の木星大気における硫黄化学の影響を真に正確に把握するには、これらの反応速度の新しい測定を行う必要があります。
惑星をホストするディスクPDS70の化学物質目録
| Title |
The_chemical_inventory_of_the_planet-hosting_disk_PDS_70 |
| Authors |
Stefano_Facchini,_Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Miriam_Keppler,_Andrea_Isella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08369 |
PDS70は、2つの降着惑星のホストとして、大気形成物質の化学的複雑さを調査するユニークな機会を提供します。PDS〜70ディスクのALMAバンド6の観測結果を提示し、システムの最初の化学物質インベントリを報告します。$0.4''-0.5''$（$\sim50\、$au）の空間分解能で、COアイソトポログとホルムアルデヒド、小さな炭化水素、HCNとHCO$^+$アイソトポログ、およびS含有を含む12種が検出されます。分子。SOとCH$_3$OHは検出されません。すべての線は、ディスクの中心に大きな空洞を示しており、巨大な惑星によって刻まれた深いギャップを示しています。線放射の放射状プロファイルは、（サブ）mm連続体および赤外線散乱光強度プロファイルと比較されます。さまざまな分子遷移がさまざまな半径でピークに達し、分子量の設定における密度、温度、および化学の間の複雑な相互作用が明らかになります。カラム密度と光学的厚さプロファイルは、検出されたすべての分子について導出され、上限は非検出に対して取得されます。励起温度はH$_2$COで得られます。シアン化水素ラインからの重水素化および窒素分別プロファイルは、放射状に増加する分別レベルを示しています。ディスクの化学物質目録を文献の化学モデルのグリッドと比較すると、炭素と酸素の比率C/O$>$1をホストするディスク分子層が強く示唆され、惑星が高いC/O比を積極的に蓄積しているという説得力のある証拠が初めて提供されます。現時点ではガス。
NASA高解像度スペックル干渉イメージングプログラム：太陽系外惑星とその恒星ホストの検証と特性評価
| Title |
The_NASA_High-Resolution_Speckle_Interferometric_Imaging_Program:_Validation_and_Characterization_of_Exoplanets_and_Their_Stellar_Hosts |
| Authors |
Steve_B._Howell,_Nicholas_J._Scott,_Rachel_A._Matson,_Mark_E._Everett,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_David_R._Ciardi,_and_Kathryn_V._Lester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08378 |
NASAは、2008年から、宇宙での生命を求めて、太陽系外惑星とその恒星環境を検証および特性評価するという使命の一環として、利用可能な最高解像度の画像を取得することを目的とした観測プログラムを太陽系外惑星コミュニティに提供しています。私たちの現在のプログラムは、3.5mWIYNと両方の8mGemini望遠鏡の新しい機器を使用して、光学（320-1000nm）でスペックル干渉法を使用しています。ケプラーとK2のフォローアップから始めて、TESSやその他の宇宙および地上ベースの太陽系外惑星関連の発見および特性評価プロジェクトをサポートするようになりました。太陽系外惑星の研究における高解像度イメージングの重要性は、通過信号を薄め、派生した太陽系外惑星と恒星のパラメーターを混乱させる可能性のある近くの恒星の仲間を特定することによってもたらされます。したがって、私たちの観測は、正確な惑星と恒星の特性を決定することを可能にする重要な情報を提供します。私たちのコミュニティプログラムは、NASAExoplanetScienceInstituteが管理するExoplanetFollow-UpObservationProgram（ExoFOP）Webサイトを介して、高解像度の画像を取得し、データを削減し、すべての最終データ製品を独占的な使用期間なしでコミュニティに提供します。このホワイトペーパーでは、高解像度イメージングの必要性について説明し、スペックルイメージングプログラムの詳細を示し、その過程で行われた主要な科学的発見のいくつかに焦点を当てます。
大規模な砂嵐後の火星の熱帯における遍在する夜間の温度逆転の観測
| Title |
Observations_of_ubiquitous_nighttime_temperature_inversions_in_Mars'_tropics_after_large-scale_dust_storms |
| Authors |
Liam_Steele,_Armin_Kleinboehl_and_David_Kass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08493 |
火星気候サウンダーによって観測されたように、ほこりっぽい季節の間に熱帯火星の大気における夜間の温度逆転の遍在的な発生を報告します。逆転は大規模な地域の砂嵐の発生に関連しており、その強さは主に砂嵐の強さと相関しています。反転は午前2時から午前4時の間に強化され、反転の基部は冷たくなり、反転の上部は暖かくなります。逆転は、標高の高い地域であるタルシスとテラサベア周辺で最も強く、地形的に励起された潮汐と雲の放射冷却の組み合わせによって形成されていることを示唆しています。しかし、平坦な平野でも逆転が見られ、塵の量の増加に起因するより強い潮汐に関連している可能性があります。これらの結果は、ダスト分布、水氷雲、および熱潮汐の間の重要な相互作用を強調しています。
VLT-SPHEREを使用したHR8799bcの変動性の高コントラスト検索
| Title |
A_High-Contrast_Search_for_Variability_in_HR_8799bc_with_VLT-SPHERE |
| Authors |
B.A._Biller,_D._Apai,_M._Bonnefoy,_S._Desidera,_R._Gratton,_M._Kasper,_M._Kenworthy,_A.M._Lagrange,_C._Lazzoni,_D._Mesa,_A._Vigan,_K._Wagner,_J.M._Vos_and_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08514 |
惑星HR8799bcは、VHS1256-1257ABbやPSOJ318.5-22などの可変の若い太陽系外惑星類似体とほぼ同じ色とスペクトルを示し、同様に可変である可能性があります。ここでは、5エポックのSPHEREIRDISブロードバンドの結果を示します-これら2つの惑星の変動性の$H$検索。HR8799bアパーチャ測光とHR8799bcネガティブシミュレート惑星測光は、不確実性の範囲内で同様の傾向を共有しています。衛星スポット光度曲線は、2018年8月のエポックの惑星の光度曲線と同じ傾向を共有しますが、2017年10月のエポックでは発散します。$\Delta（mag）_{b}-\Delta（mag）_{c}$を考慮して、2つの惑星間の非共有変動を追跡し、$\Delta（mag）_{の非共有変動を除外します。b}-\Delta（mag）_{c}$を4〜5時間で10〜20$\％$レベルにします。変動に対する感度を定量化するために、HR8799bcと同様の半径で、位置角がオフセットされた一連のシミュレートされた惑星を挿入および取得することにより、可変ライトカーブをシミュレートします。HR8799bの場合、$<$10時間の期間、振幅$>5\％$の変動に敏感です。HR8799cの場合、感度は同様の期間の変動$>25\％$に制限されます。
かんらん石を含む岩石の分光学的研究とExoMarsローバーミッションとの関連性
| Title |
Spectroscopic_study_of_olivine-bearing_rocks_and_its_relevance_to_the_ExoMars_rover_mission |
| Authors |
Marco_Veneranda,_Jose_Antonio_Manrique,_Guillermo_Lopez-Reyes,_Jesus_Medina,_Imanol_Torre-Fdez,_Kepa_Castro,_Juan_Manuel_Madariaga,_Cateline_Lanz,_Francois_Poulet,_Agata_M._Krzesinska,_Helge_Hellevang,_Stephanie_C._Werner,_Fernando_Rull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08537 |
実験室および飛行由来の分析機器の両方に由来する火星のかんらん石含有岩石の3つの陸生類似物の組成分析を提示します。最初のステップでは、最先端の分光法（XRF、NIR、ラマン）と回折計（XRD）の実験室システムを補完的に使用しました。サンプルの詳細な鉱物学的および地球化学的特性を提供することに加えて、結果の比較は、ラマン技術とNIR技術を組み合わせて使用することによって保証される利点に光を当てます。これらは、ExoMars/の一部として火星に間もなく展開される（2021）分光機器です。ESAローバーペイロード。ExoMars/RamanLaserSpectrometer（RLS）から得られる鉱物データの貴重な指標を推定するために、ラボの結果をRLSExoMarsSimulatorで収集した分子データと比較しました。RLSExoMarsSimulatorは、すべての主要な相（長石、輝石、かんらん石）を正しく識別することに加えて、補完的な手法では検出されなかった追加のマイナーな化合物（つまり、ヘマタイトとアパタイト）の存在を確認しました。さらに、かんらん石粒子の詳細な研究に関して、RLSExoMarsシミュレーターは、820および850cm-1付近の特徴的な二重ピークのシフトを効果的に検出でき、そこから分析された結晶のFe-Mg含有量を推定できます。。かんらん石がExoMars着陸地点（OxiaPlanum）の主要な鉱物相の1つであることを考慮すると、この研究は、ExoMars/RLSシステムが火星のかんらん石の元素組成に関する詳細な情報を提供する可能性があることを示唆しています。
ExoMarsラマンレーザー分光計RLS、火星の湿ったターゲットクレーターの潜在的な認識のためのツール
| Title |
ExoMars_Raman_Laser_Spectrometer_RLS,_a_tool_for_the_potential_recognition_of_wet_target_craters_on_Mars |
| Authors |
Marco_Veneranda,_Guillermo_Lopez-Reyes,_Jose_Antonio_Manrique,_Jesus_Medina,_Patricia_Ruiz-Galende,_Imanol_Torre-Fdez,_Kepa_Castro,_Cateline_Lantz,_Francois_Poulet,_Henning_Dypvik,_Stephanie_C._Werner,_Fernando_Rull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08545 |
現在の作業では、NIR、LIBS、ラマン、およびXRD技術を補完的に使用して、チェサピーク湾衝撃構造（CBIS）から選択された陸生類似体の包括的な特性評価を実行しています。得られたデータは、マイナーおよび微量化合物の検出におけるラマン分光法の重要な役割を明確に強調しています。これにより、CBISで発生した地質学的プロセスに関する推論を推定できます。商用システムの使用に加えて、ラマンレーザー分光計（RLS）ExoMarsシミュレーターによってさらにラマン分析が実行されました。この機器は、2021年に火星に配備されるExoMars/Ramanシステムの科学的能力を効果的に予測するための最も信頼性の高いツールです。ExoMarsミッションローバーの設計によって確立された分析手順と運用上の制限をエミュレートすることにより、RLSが証明されました。ExoMarsSimulatorは、クレーターの衝撃の起源の分析的な手がかりを構成する石英のアモルファス化を検出することができます。一方、熱水条件下で結晶化する化合物である重晶石と菱鉄鉱の検出は、衝撃ターゲット内の水の存在を間接的に確認するのに役立ちます。さらに、スマート分子マッピングを実行するRLSExoMarsSimulator機能も評価されました。得られた結果によると、その操作のために開発されたアルゴリズムは、市販のラマン機器で採用されているほとんどの自動分析システムに比べて大きな分析上の利点を提供し、多くの追加の科学的および商業的目的への適用を奨励します。
ExoMarsラマンレーザー分光計RLS、火星のかんらん石に富む岩石の蛇紋岩化度を半定量化するツール
| Title |
ExoMars_Raman_Laser_Spectrometer_RLS,_a_tool_to_semi-quantify_the_serpentinization_degree_of_olivine-rich_rocks_on_Mars |
| Authors |
Marco_Veneranda,_Guillermo_Lopez-Reyes,_Elena_Pascual_Sanchez,_Agata_M._Krzesinska,_Jose_Antonio_Manrique-Martinez,_Aurelio_Sanz-Arranz,_Cateline_Lantz,_Emmanuel_Lalla,_Andoni_Moral,_Jesus_Medina,_Francois_Poulet,_Henning_Dypvik,_Stephanie_C._Werner,_Jorge_L._Vago,_Fernando_Rull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08554 |
火星のかんらん石に富むユニットの蛇紋岩化の程度を決定するために、ExoMarsラマンレーザー分光計（RLS）の有効性を評価します。LekaOphioliteComplex（LOC）から火星の超苦鉄質岩の陸生類似物を選択し、実験室と飛行のような分析機器の両方で分析しました。最初に、最先端の回折測定および分光実験システムを使用して、サンプル（主にかんらん石と蛇紋石）の鉱物組成を研究しました。これらの結果を、RLSExoMarsSimulatorを使用して得られた結果と比較しました。私たちの仕事は、RLSExoMarsSimulatorがすべての主要なフェーズを正常に識別したことを示しています。さらに、飛行計器の自動操作モードをエミュレートするときに、RLSExoMarsシミュレーターはいくつかのマイナーな化合物も検出しましたが、その一部はNIRおよびXRDでは観測されませんでした。その後、RLS専用の検量線（R2が0.9993〜0.9995、不確かさが3.0％〜5.2％、信頼区間が95％）を作成して、サンプル中のかんらん石と蛇紋石の相対含有量を推定しました。私たちの結果は、RLSが、ExoMarsローバーミッションの主な目的である火星の生命存在指標の潜在的な検出にとって最も重要な科学的ターゲットである蛇紋岩を特定するのに非常に効果的であることを示しています。
太陽系形成中の惑星ビルディングブロックの分岐
| Title |
Bifurcation_of_planetary_building_blocks_during_Solar_System_formation |
| Authors |
Tim_Lichtenberg,_Joanna_Drazkowska,_Maria_Sch\"onb\"achler,_Gregor_J._Golabek,_Thomas_O._Hands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08571 |
地球化学的および天文学的な証拠は、惑星の形成が2つの空間的および時間的に分離された貯水池で起こったことを示しています。この二分法の起源は不明です。数値モデルを使用して、太陽の原始惑星系円盤の進化が原始惑星の形成のタイミングとその内部進化にどのように影響したかを調査します。水雪線の移動は、異なるソース領域をサンプリングする微惑星形成の2つの異なるバーストを生成する可能性があります。これらの貯留層は発散する地球物理学的モードで進化し、降着年代学、熱化学、および内側と外側の太陽系の質量発散からの制約と一致して、明確な揮発性含有量を発達させます。私たちのシミュレーションは、太陽系の組成分別と同位体二分法が、ディスクダイナミクス、不均一降着、および形成する原始惑星の内部進化の間の相互作用によって開始されたことを示唆しています。
金星の雲における硫黄の枯渇を説明する3つの異なる方法
| Title |
Three_Different_Ways_to_Explain_the_Sulfur_Depletion_in_the_Clouds_of_Venus |
| Authors |
Paul_B._Rimmer_and_Sean_Jordan_and_Tereza_Constantinou_and_Peter_Woitke_and_Oliver_Shorttle_and_Richard_Hobbs_and_Alessia_Paschodimas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08582 |
金星の雲（45〜65km）内およびその上のSO$_2$およびH$_2$Oの枯渇は、既知の気相化学および観測された大気の組成では説明できません。金星の全大気モデルを適用して、SO$_2$およびH$_2$Oの枯渇に関する3つの潜在的な説明を調査します：（1）雲の下の水蒸気（H$_2$O）の変化、（2）変化雲の下の二酸化硫黄（SO$_2$）、および（3）硫酸雲の液滴内の化学反応の取り込み。SO$_2$の枯渇を説明するために雲の下のH$_2$Oを増やすと、雲頂が20km高くなりすぎ、雲の上O$_2$が観測の上限より3桁大きくなることがわかります。80kmを超えるSOはありません。SO$_2$の枯渇は、雲の下のSO$_2$を20ppmに減らすことで説明できます。液滴に水酸化物塩が含まれている場合、雲の中のSO$_2$の枯渇は、SO$_2$が雲に溶解することによっても説明できます。これらの塩は雲のpHを緩衝します。SO$_2$の枯渇を説明するのに十分な塩の量は、50kmで$\sim1$の液滴pHを必要とします。硫酸は常に雲の液滴に凝縮しているため、雲の液滴の化学的性質を促進する〜1e-13molcm$^{-2}$s$^{-1}$の塩の連続的かつ広範囲なフラックスが存在する必要があります。大気プローブは、雲の液滴のpHと雲の下の気相SO$_2$の濃度を測定することにより、これらの説明の両方をテストできます。
| Title |
Speckle_Observations_of_TESS_Exoplanet_Host_Stars:_Understanding_the_Binary_Exoplanet_Host_Star_Orbital_Period_Distribution |
| Authors |
Steve_B._Howell,_Rachel_A._Matson,_David_R._Ciardi,_Mark_E._Everett,_John_H._Livingston,_Nicholas_J._Scott,_Elliott_P._Horch,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08671 |
3.5mWIYN望遠鏡でNN-EXPLORENESSI機器を使用して、TESS太陽系外惑星のホスト星の高解像度スペックル干渉イメージング観測を提示します。ケプラーによって最初に発見された8つのTOIは、以前に微分スペックル調査機器（DSSI）を使用して観測されました。186個のTESS星のスペックル観測が行われ、45個（24％）の可能性のある結合コンパニオンが検出されました。これは、太陽系外惑星のホスト星で確立された46％の二値性率を考えると、私たちが観察すると予想されるコンパニオンの数とほぼ同じです。検出されたバイナリについては、恒星の質量比の分布は標準のラガヴァン分布の分布と一致しており、バイナリの分離が増加するにつれて高qシステムの減少を示す可能性があります。しかし、バイナリ軌道周期の分布は、標準のラガハヴァンモデルと一致しておらず、私たちの観測は、バイナリコンパニオンを持つ太陽系外惑星をホストする星が一般にフィールドバイナリよりも広い軌道分離を持っているという前提をサポートしています。太陽系外惑星をホストする連星系は、100au付近でピークに達する分布を示し、フィールドバイナリで観察される40〜50auのピークよりも高いことがわかります。この事実は、惑星の形成が近いバイナリで抑制されるという以前の提案につながりました。
高温の流出によって引き起こされる分子および温かいイオン化ガスのその場形成
| Title |
The_in-situ_formation_of_molecular_and_warm_ionised_gas_triggered_by_hot_outflows |
| Authors |
Philipp_Girichidis,_Thorsten_Naab,_Stefanie_Walch,_Thomas_Berlok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08269 |
星形成銀河の物質サイクルに寄与する分子の流出は、現在、低赤方偏移と高赤方偏移の大小のシステムで観察されています。それらの物理的起源はまだ不明です。ほとんどの理論的研究では、星間物質から流出する暖かいイオン化/中性および高温ガスのみが星形成によって生成されます。密度0.1、0.5、$1\、\mathrmの乱流、暖かく、原子雲の非平衡化学と自己重力を含む高解像度シミュレーションを使用して、流出におけるその場H$_2$形成シナリオを調査します。{cm}^{-3}$は磁化された熱風にさらされました。雲の密度$\gtrsim0.5\、\mathrm{cm}^{-3}$の場合、磁化された風が雲の分散前にH$_2$の形成を引き起こします。$\sim10\、\mathrm{Myr}$の時間スケールでは、初期の雲の質量の最大3パーセントが分子になる可能性があります。垂直な$B$フィールドと中間密度の雲（$n_\mathrm{c}\sim0.5\、\mathrm{cm}^{-3}$）のある風の場合、効果はより強くなります。ここで、H$_2$の形成は、自己重力に依存しない孤立した冷却雲と比較して、最大1桁までブーストできます。自己重力は、$\sim15\、\mathrm{Myr}$の雲の粉砕時間スケールを超えて最も密度の高い雲を保持します。このモデルは、観測された分子ガスのもっともらしいその場起源を提供する可能性があります。雲の密度にほとんど関係なく、暖かいイオン化ガスも生成されます。量は、風の磁場構成にのみ依存します。低密度の雲（$0.1\、\mathrm{cm}^{-3}$）の場合、形成される温かいイオン化ガスは、最初の原子雲の質量の60％にもなる可能性があります。これは、イオン化されたガスに敏感なトレーサーによる流出の観察に寄与する可能性があります。
孤立したローカルボリュームドワーフGALFA-Dw3およびDw4のハッブル宇宙望遠鏡イメージング
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Imaging_of_Isolated_Local_Volume_Dwarfs_GALFA-Dw3_and_Dw4 |
| Authors |
P._Bennet,_D._J._Sand,_D._Crnojevi\'c,_D._R._Weisz,_N._Caldwell,_P._Guhathakurta,_J._R._Hargis,_A._Karunakaran,_B._Mutlu-Pakdil,_E._Olszewski,_J._J._Salzer,_A._C._Seth,_J._D._Simon,_K._Spekkens,_D._P._Stark,_J._Strader,_E._J._Tollerud,_E._Toloba_and_B._Willman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08270 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の掃天観測用高性能カメラ（ACS）を使用して、矮小銀河GALFADw3とGALFADw4の観測結果を示します。これらの銀河は当初、GALFA調査でコンパクトなHI雲の光学的対応物として発見されました。両方のオブジェクトは、古い赤色巨星分枝、若いヘリウム燃焼、および大規模な主系列星を表示する星の種族に解決されます。赤色巨星の分岐法の先端を使用して、各銀河までの距離を決定し、7.61$_{-0.29}^{+0.28}$Mpcと3.10$_{-0.17}^{+0.16}$Mpcの距離を見つけます。、それぞれ。これらの距離で、両方の銀河が非常に孤立しており、どちらの矮星から1.5Mpc以内に他の確認された物体がないことを示しています。GALFADw4はまた、その光度の銀河としては非常にコンパクトであることがわかっています。GALFADw3とDw4には、若い星団と全体的に不規則な形態を持つHII領域が含まれています。それらは、紫外線とH$\alpha$の両方の観測を通じて進行中の星形成の証拠を示しているため、矮星の不規則性（dIrrs）として分類されます。これら2つの矮星の星形成の歴史は、明確な違いを示しています。Dw3は、矮星全体にわたる活発な星形成の最近停止したエピソードの兆候を示していますが、Dw4は、空間的に制限されたHII領域での現在の星形成の証拠を示しています。コンパクトなHIソースは、GALFADw3とDw4を含む、ローカルボリューム内の孤立したフィールドドワーフを識別するための有望な方法を提供し、ドワーフ銀河の形成と進化の駆動メカニズムに光を当てる可能性があります。
天の川銀河の総質量分布のトレーサーとして球状星団を使用するときに何を期待するか
| Title |
What_to_expect_when_using_globular_clusters_as_tracers_of_the_total_mass_distribution_in_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
Meghan_E._Hughes,_Prashin_Jethwa,_Michael_Hilker,_Glenn_van_de_Ven,_Marie_Martig,_Joel_L._Pfeffer,_Nate_Bastian,_J.M._Diederik_Kruijssen,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Marta_Reina-Campos,_Robert_A._Crain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08282 |
動的モデルを使用すると、一連のトレーサーの運動を基礎となる重力ポテンシャルに接続し、したがって、物質の総分布（光度と暗黒物質）に接続することができます。それらは、銀河内の暗黒物質（DM）の質量と空間分布を理解するのに特に役立ちます。球状星団（GC）は、明るく、銀河のハローのはるか遠くにあるため、動的モデルの理想的なトレーサー集団です。トレーサーとしてGC（位置と視線速度）を使用するJeans-Anisotropic-MGE（JAM）モデルが、DMハローの質量と動径分布をどの程度制約できるかをテストすることを目的としています。このために、L*銀河の25回のズームインシミュレーションのE-MOSAICSスイートを使用します。DMハローの特性はJAMモデルによってかなりよく回復していることがわかります。ただし、DMの質量と動径分布の回復の程度と、銀河内のGCの数との間には強い相関関係があります。制約は、GCが少なくなると指数関数的に悪化し、次のことを行うには少なくとも150個のGCが必要です。JAMモデルが適切に機能することを保証します。データ品質（視線速度の不確実性）は重要ですが、GCの数が測定の精度と精度の点で支配的な要因であることがわかります。この研究は、150を超えるGCのサンプルを使用する銀河系外システムで使用されるこれらのモデルの有望な結果を示しています。
ALMA（DIHCA）でホットコアの内部を掘り下げます。 I.高質量星形成コアの解剖G335.579-0.292MM1
| Title |
Digging_into_the_Interior_of_Hot_Cores_with_ALMA_(DIHCA)._I._Dissecting_the_High-mass_Star-Forming_Core_G335.579-0.292_MM1 |
| Authors |
Fernando_A._Olguin,_Patricio_Sanhueza,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Xing_Lu,_Kazuya_Saigo,_Qizhou_Zhang,_Andrea_Silva,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Shanghuo_Li,_Satoshi_Ohashi,_Fumitaka_Nakamura,_Takeshi_Sakai,_Benjamin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08284 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用し、角度分解能0.3インチ（ソース距離で$\sim1000$au分解能）の高質量星形成領域G335.579-0.292を観測しました。。G335.579-0.292は、Galaxyで最も大規模なコアの1つ（G335-MM1）をホストします。連続発光は、G335-MM1が少なくとも5つの光源に断片化するのに対し、分子線発光は2つの連続光源（ALMA1とALMA3）で検出されることを示しています。はくちょう座の逆プロファイルと、CH$_3$CN放出の最初のモーメントマップの中央に青方偏移したスポットが存在することから、ALMA1に大規模および小規模の落下の証拠が見つかりました。さらに、最も内側の領域での高温ガスの膨張は、HDCOと（CH$_3$）$_2$CO（両方とも$E_u>1100$K）の赤方偏移スポットによって明らかになります。私たちのモデリングは、この膨張運動が中央のソースの近くで発生することを明らかにしています。これはおそらく、HII領域の膨張によって引き起こされる降着流の逆転によるものであり、落下運動と回転運動は外側の領域で発生します。ALMA3は明確な回転の兆候を示しており、視線に対する回転軸の傾きは$90^\circ$に近く、システムの質量（ディスク+星）は10〜30M$_\odot$の範囲です。
恒星系の減衰摂動：本物のモードとランダウ減衰波
| Title |
Damped_perturbations_in_stellar_systems:_Genuine_modes_and_Landau-damped_waves |
| Authors |
Evgeny_V._Polyachenko,_Ilia_G._Shukhman,_Olga_I._Borodina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08287 |
この研究は、動的に安定した球形の恒星系における減衰解の最近の研究によって刺激されました。均質な恒星媒体の最も単純なモデルを使用して、恒星システムの重要な特徴について説明します。それらを考慮に入れることで、以前に得られた結果を正しく解釈することが可能になり、将来の決定的な数値実験の設定に役立ちます。特に、初期値問題と固有値問題を比較します。不安定な領域では、ランダウ減衰波は、バンカンペンモードの重ね合わせとして表すことができます{\itplus}離散減衰モード。通常、安定性の研究では無視されます。このモードは、不安定なジーンズモードに共役な解の複素数です。対照的に、ランダウ減衰波は本物のモードではありません。モードでは、固有関数は$\exp（-{\rmi}\omegat）$として時間に依存しますが、波は実際の$v$では固有関数を持ちません。-まったく軸。ただし、複雑な$v$-等高線上の「固有関数」は存在します。ランダウ減衰からの逸脱は一般的であり、速度空間のある固定値を超える初期摂動の特異点またはカットオフが原因である可能性があります。
スバルのハイパースプライムカムから見たエイベル85のクラスター内光の蓄積
| Title |
The_buildup_of_the_intracluster_light_of_Abell_85_as_seen_by_Subaru's_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Mireia_Montes_(University_of_New_South_Wales),_Sarah_Brough_(University_of_New_South_Wales),_Matt_S._Owers_(Macquarie_University)_and_Giulia_Santucci_(University_of_New_South_Wales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08290 |
自動化されたデータ削減パイプラインがこの光を過剰に差し引くか排除するため、大規模で深い画像調査における低表面輝度光の研究はまだ未知の領域です。スバル望遠鏡のハイパースプライムカムで撮影された銀河団のエイベル85クラスターのアーカイブデータを使用して、注意深いデータ処理を使用すると、クラスター内の拡散光、クラスター内光を明らかにできることを示します。$\mu_{g}^{limit}$（3$\sigma$、10"x10"）=30.9mag/arcsec$^2$、および$\mu_{i}^{limit}の表面輝度制限に達します$（3$\sigma$、10"x10"）=29.7mag/arcsec$^2$。gおよびiバンドについて、クラスター内光（半径$\sim215$kpc）までの最も明るいクラスター銀河の放射状表面輝度プロファイルを測定しました。表面輝度とカラープロファイルの両方が$\sim75$kpcを超えると浅くなることがわかりました。これは、クラスター内の光という別個のコンポーネントがその半径で優勢になり始めていることを示しています。$\sim100$kpcのプロファイルの色は、Abell85のクラスター内光の蓄積が、大規模な（$\sim10^{10}M_{\odot}$）衛星の除去によって発生することを示しています。この光の測定された割合は、選択したクラスター内光の定義に応じて、gで8％から30％の範囲です。
遠方のクエーサーホスト銀河の空間的に分解された調査：II。 ISMの光イオン化と運動学
| Title |
A_Spatially-Resolved_Survey_of_Distant_Quasar_Host_Galaxies:_II._Photoionization_and_Kinematics_of_the_ISM |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Shelley_A._Wright,_Norman_Murray,_Lee_Armus,_Anna_Boehle,_Maren_Cosens,_James_E._Larkin,_Etsuko_Mieda,_Gregory_Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08291 |
11個のz$=1.39-2.59$ラジオラウドクエーサーホスト銀河における光イオン化条件と銀河運動学の詳細な観測を提示します。データは、OSIRIS面分光器（IFS）とW.M.の補償光学システムを使用して取得されました。輝線星雲（H$\beta$、[OIII]、H$\alpha$、[NII]）をターゲットとしたケック天文台は、近赤外線（1-2.4\ミクロン）に赤方偏移しました。星、衝撃波、活動銀河核（AGN）によって光イオン化された1〜30kpcの範囲のスケールで拡張イオン化放出を検出します。空間的に分解された輝線比は、私たちのシステムが低赤方偏移のボールドウィン、フィリップス$\＆$Terlevich（BPT）図の星形成とAGN混合シーケンスから離れていることを示しています。低赤方偏移銀河と私たちのサンプルの線比の違いの主な原因は、近くの宇宙にあるAGNのある銀河と比較して2-5$\times$少ない気相金属量によるものです。傾斜ディスクモデリングによる恒星速度分散と動的質量測定の代用としてガス速度分散を使用すると、クエーサーホスト銀河は中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の質量に比べて質量が小さく、すべてのシステムが局所的なスケーリングから離れていることがわかります。（$M_{\bullet}-\sigma〜$、$M_{\bullet}-M_{*}〜$）関係。これらのクエーサーホスト銀河は、現在の巨大な楕円銀河に成長するために、恒星の質量が1桁までの実質的な成長を必要とします。これらの結果をサンプルペーパーのパートI（Vayneretal。2021）と組み合わせると、AGNホスト銀河がブラックホールと銀河の恒星質量の間の局所的なスケーリング関係に到達する前、およびの濃縮前に、フィードバックを引き起こす可能性のある風の証拠が見つかります。AGNのある局所銀河で観測されたレベルまでのISM。
H $ \ alpha $ドット調査。 IV。かすかな輝線オブジェクトの4番目のリスト
| Title |
The_H$\alpha$_Dots_Survey._IV._A_Fourth_List_of_Faint_Emission-Line_Objects |
| Authors |
Joseph_D._Watkins,_John_J._Salzer,_Angela_Van_Sistine,_Ana_Hayslip,_Eric_Hoar,_Rayna_Rampalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08328 |
偶然に発見されたコンパクトな銀河系外輝線源の4番目のカタログであるH$\alpha$Dotsを紹介します。現在の調査リストには、新たに発見された合計454個のオブジェクトが含まれています。これらのオブジェクトは、ALFALFAH$\alpha$プロジェクト用に取得された適度に深い狭帯域光観察の検索で検出されました（VanSistineetal.2016）。現在の論文で提示されているH-アルファドットのカタログは、KPNO2.1m望遠鏡で取得されたアルファルファH$\alpha$画像を使用して実行された検索から得られました。これにより、WIYN0.9m望遠鏡で撮影された画像ですべて発見された以前のリストと比較して、ドットのサンプルが大幅に深くなります。現在のカタログの中央値Rバンドの大きさは21.59であり、0.9〜mのサンプルの中央値よりも1.6等級以上暗い（4.4倍暗い）。同様に、検出された線源の輝線フラックスの中央値は、4.3倍暗いです。現在のサンプルのラインフラックスの完全性の限界は、約3x10$^{-16}$erg/s/cm$^2$です。サンプル内の各オブジェクトの正確な座標、見かけの等級、狭帯域線束を示します。以前のH$\alpha$ドットのリストとは異なり、現在のサンプルにはフォローアップ分光法は含まれていません。
パターン暗黒物質と銀河のスケーリング関係
さまざまなロバストな銀河スケーリング関係の自然な説明は、対称性の破れの結果としてのパターン形成と自己組織化の観点から来ると私たちは主張します。銀河内の通常の物質の従来のモデルと、連続的な並進不変性を破るシステムの縞模様形成の従来のモデルを組み合わせた単純なラグランジアンモデルを提案します。パターンフィールドに蓄積されたエネルギーが効果的な暗黒物質として作用することを示します。私たちの理論は、詳細な回転曲線、半径方向の加速度関係（RAR）、フリーマンの法則など、楕円銀河と円盤銀河（HSBおよびLSB）の全体的な特徴を再現しています。モデルの文脈で円盤銀河の安定性を調査し、楕円銀河の中心分散のスケーリング関係を取得します。私たちの結果の自然な解釈は、（1）「暗黒物質」は潜在的に集合的で創発的な現象であり、必ずしもまだ発見されていない粒子ではなく、（2）MONDは自己組織化された複雑系の記述のための効果的な理論ですニュートンの第二法則を修正する自然の基本的な説明ではなく。
z = 1.45にUVの塊がある主系列銀河の分子ガスの内部構造
分子の内部分布と特性を調べることを目的として、SXDS/UDSフィールドのz=1.45にある巨大な主系列銀河に向けたCO（2-1）とCO（5-4）のサブアーク秒ALMA観測の結果を提示します。銀河のガス。私たちのターゲット銀河はバルジとディスクで構成されており、HST画像にUVの塊があります。CO輝線は明確に検出され、CO（5-4）/CO（2-1）フラックス比（R_52）は天の川と同様に約1です。金属量に依存するCO-toH_2変換係数、およびCO（2-1）/CO（1-0）フラックス比2（ミルキーウェイ値）、分子ガス質量およびガス質量分率（f_gas=分子ガス質量）を想定します。/（分子ガス質量+恒星質量））は、それぞれ〜1.5x10^11M_Sunと〜0.55と推定されます。R_52のピークはUVクランプの位置と一致し、その値は銀河系の平均の約2倍であることがわかります。この結果は、UV凝集塊のガス密度が高い、および/または高温であることを意味します。これは、塊状銀河の数値シミュレーションと定性的に一致しています。CO（2-1）の分布は、回転ディスクモデルでよく表され、その半光半径は約2.3kpcです。恒星の分布と比較して、分子ガスは銀河の中央領域により集中しています。また、f_gasが銀河中心の約0.6から3xhalf-light半径の約0.2に減少することもわかります。これは、分子ガスが星よりも銀河のより中央の領域に分布しており、恒星の円盤ではなくバルジに関連しているように見えることを示しています。。
TMC-1のC4H3N異性体の研究：HCCCH2CNのラインごとの検出
| Title |
A_study_of_C4H3N_isomers_in_TMC-1:_line_by_line_detection_of_HCCCH2CN |
| Authors |
N._Marcelino,_B._Tercero,_M._Agundez,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08516 |
TMC-1のシアノポリインピークに向かって3つの最も安定したC4H3N異性体のYebes40m望遠鏡観測を提示します。CH3C3N（AおよびE種）から13の遷移、CH2CCHCNから16のライン、およびHCCCH2CNから27のライン（aタイプおよびbタイプ）が検出されました。したがって、宇宙でのHCCCH2CNおよびCH2CCHCNの検出の確実な確認を提供します。3種の回転図を作成し、4〜8Kの回転温度と、（1.5〜3）e12cm-2の範囲の3つの異性体の同様のカラム密度を取得しました。私たちの化学モデルは、CH3CCCNの存在量を過大評価し、HCCCH2CNの存在量を過小評価していますが、観察されたもののオーダーの存在量を提供します。3つの異性体の観察された存在量の類似性は、共通の起源を示唆しており、おそらくラジカルCNと不飽和炭化水素メチルアセチレンおよびアレンとの反応が関係しています。宇宙でのC4H3N異性体の化学を明確に描くには、低温での反応速度論の研究と、さまざまな天文源でのこれらの分子のさらなる観察が必要です。
銀河の消光の調節における確率的で滑らかなプロセスの役割
| Title |
The_role_of_stochastic_and_smooth_processes_in_regulating_galaxy_quenching |
| Authors |
Rain_Kipper,_Antti_Tamm,_Elmo_Tempel,_Roberto_de_Propris,_Punyakoti_Ganeshaiah_Veena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08549 |
銀河は、受動的な楕円形または星形成円盤として分類できます。質量範囲の上限では楕円が支配的であるため、星形成銀河の消光に関与するメカニズムが存在する必要があります。これは、銀河の質量と星形成に関連する世俗的なプロセス、または周囲の環境に関連する外部プロセスのいずれかが原因である可能性があります。この論文では、銀河の進化を支配するプロセスを分析的にモデル化し、それらの寄与を定量化します。私たちは、銀河の消光に対する質量消光、ガスストリッピング、および合併の影響を具体的に研究しました。これを達成するために、私たちは最初に銀河の進化を形作るプロセスを記述する一連の微分方程式を仮定しました。次に、尤度を最大化することにより、これらの方程式のパラメーターをモデル化しました。これらの方程式は銀河の進化を個別に記述していますが、方程式のパラメーターは、外挿された中間赤方偏移銀河を低赤方偏移銀河集団と照合することによって制約されます。この研究では、z〜0.4から現在までのGAMA調査から、巨大な銀河の星形成と星の質量を変化させるプロセスをモデル化しました。質量消光、ガスストリッピング、および銀河消光への合併からの寄与を特定し、定量化しました。急冷のタイムスケールは平均1.2Gyrであり、よく見ると、ゆっくりと急速に急冷するシナリオがサポートされていることがわかります。銀河の主な合体率は10〜Gyrあたり約1回ですが、ラム圧ストリッピングの率はかなり高くなっています。星形成が減少している銀河では、星形成がラム圧力ストリッピングなどの高速消光メカニズムによって失われ、約41％Gyr$^{-1}$の割合で、49％の質量消光によって合併によって打ち消されることを示しています。Gyr$^{-1}$。（要約）
近くの矮小楕円体銀河の星形成に対する空間的分離の影響
最近発見された孤立した矮小楕円体銀河のHST/ACS観測を使用して、それらの星形成履歴を均一に測定しました。時間の関数としての星形成率、ならびに星の種族の年齢と金属量を決定しました。すべての天体は複雑な星形成の歴史を示しており、星のかなりの部分が10〜13Gyr前に形成されています。それにもかかわらず、中世（1-8Gyr）の星が提示されます。星形成パラメーターがdSphの進化にどのように影響するかを理解するために、さまざまな環境で最も近いdSphのサンプルも調べました。ローカルグループのビリアル半径を超えています（ただし、ローカルグループのゼロ速度球内）。ビリアルゾーン（300kpc）内にあるM31の衛星。アーカイブHST/ACS観測を使用して、それらの星形成履歴を測定しました。得られたパラメータの比較分析により、dSphs進化シナリオに対する空間的分離の考えられる影響を区別することができます。
| Title |
The_Role_of_Strong_Gravity_and_the_Nuclear_Equation_of_State_on_Neutron-Star_Common-Envelope_Accretion |
| Authors |
A._Miguel_Holgado,_Hector_O._Silva,_Paul_M._Ricker,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08267 |
共通外層の進化は、孤立したバイナリ形成チャネル内での中性子星バイナリの形成において重要です。中性子星が一次質量星のエンベロープ内でインスピレーションを与えると、それは降着してスピンアップします。中性子星は強い重力領域にあるため、かなりの相対論的質量不足があります。つまり、それらの重力質量はそれらのバリオン質量よりも小さいです。この効果により、蓄積されたバリオン質量の一部が中性子星の結合エネルギーに変換されます。よりコンパクトな中性子星はより大きな結合エネルギーを持つため、相対論的質量不足は核の状態方程式にも依存します。共通外層環境内で吸気する中性子星の質量成長とスピンアップをモデル化し、さまざまな初期バイナリ条件とハドロン状態方程式が共通外層後の中性子星の質量とスピンにどのように影響するかを定量化します。これらのモデルから、中性子星の質量成長が$\約15-30\％$抑制されていることがわかります。また、一定量の付着したバリオン質量に対して、よりコンパクトな中性子星はより速くスピンアップし、重力質量は少なくなり、逆もまた同様です。この研究は、中性子星の強い重力と原子核物理学が、エンベロープの巨視的な天体物理学に加えて、中性子星の共通外層の進化において役割を果たすことを示しています。したがって、強い重力と核の状態方程式は、中性子星バイナリの集団特性と宇宙の二重中性子星合体率の両方に影響を与える可能性があります。
キロノバAT2017gfoのスペクトルにおけるプラチナと金の存在に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_presence_of_platinum_and_gold_in_the_spectra_of_the_kilonova_AT2017gfo |
| Authors |
James_H._Gillanders,_Michael_McCann,_Stuart_A._Sim._Stephen_J._Smartt,_Connor_P._Ballance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08271 |
二元中性子星合体は、高速中性子捕獲元素の主要な生産地の1つであり、宇宙におけるプラチナと金の供給源であると考えられています。二元中性子星合体GW170817とそれに関連するキロノバAT2017gfoの発見以来、その流出物質の組成を決定するために多くの研究が試みられてきましたが、完全な原子データの欠如によって妨げられてきました。ここでは、合成スペクトル計算に新しい原子データを含めることで、最も重い元素の生成に関する洞察と制約をどのように提供できるかを示します。中性、単一および二重イオン化された白金と金の理論的原子データを使用して、キロノバのような噴出物特性の光球および単純な星雲相モデルスペクトルを生成します。これらの種が豊富なキロノバのスペクトルに実現可能に現れる可能性のある強い遷移の位置を予測します。GRASP0を使用して基礎となる原子構造を生成し、TARDISを使用して拡散相をモデル化し、最も強い特徴が紫外線領域にあることを示します。イジェクタが光学的に薄くなったときに禁止線を生じさせる可能性のある、低位の電気四重極および磁気双極子遷移を特定します。最強の線は8000オングストロームを超えており、キロノバ候補の高品質な近赤外分光法による追跡を動機付けています。モデルスペクトルをAT2017gfoの観測スペクトルと比較し、噴出物にプラチナまたは金の痕跡が目立たないと結論付けます。この作業は、重元素の新しい原子データを放射伝達計算に含める方法を示し、元素シグネチャの将来の検索を動機付けます。
中央コンパクト天体におけるもつれた地殻磁場の3D磁気熱シミュレーション
| Title |
3D_Magneto-thermal_Simulations_of_Tangled_Crustal_Magnetic_Field_in_Central_Compact_Objects |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Rainer_Hollerbach_and_Toby_S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08292 |
中央のコンパクトオブジェクトは、$10^{32}$-$10^{34}$erg/sの範囲のボロメータ光度$L_X$で熱X線を放出する若い中性子星です。Gourgouliatos、Hollerbach、Igoshevは最近、中央のコンパクト星の特異な放出特性は、陽子中性子星の段階で確率的ダイナモに形成された絡み合った磁場構成によって説明できることを示唆しました。この場合、磁場は複数の小規模な成分で構成されており、グローバルな双極子磁場の寄与はごくわずかです。中性子星におけるもつれた地殻磁場の数値的三次元磁気熱進化を研究する。すべての構成で、互いにかなり離れた位置にある複数の小さな高温領域で構成される複雑な表面熱パターンが生成されることがわかります。初期磁気エネルギーが$2.5-10\times10^{47}$ergの構成では、シミュレーションでのバルク温度$\upperx0.1$keVと比較して、高温領域の温度が$\upperx0.2$keVに達します。冷却なし。中央のコンパクト天体の観測でも、温度の2倍が見られます。ホットスポットは、$\leq9-11$％の典型的な振幅で光度曲線に周期的な変調を生成します。したがって、もつれた磁場構成は、いくつかの中央のコンパクトオブジェクトの熱放射特性を説明することができます。
GRBのX線スペクトルにおける黒体成分の包括的なビュー
ガンマ線バースト（GRB）のごく一部が、X線スペクトルで黒体放射を示します。その起源については議論されています。この現象をより完全に理解するために、{\itSwift}〜XRTによって観測された既知の赤方偏移を持つ116GRBの黒体コンポーネントの検索を示します。時間分解スペクトル分析が実行され、吸収されたべき乗則モデルに関して黒体の重要性が評価されます。9つの新しい検出を報告し、GRB〜171205Aで以前に報告された黒体を確認します。以前の結果と合わせて、{\itSwift}が13年間にわたって観測した199個のGRBのサンプルには、合計19個のGRBがあり、黒体放射が顕著です。検出には、1つの短いGRBと2つの低光度GRBが含まれます。黒体成分から火の玉パラメータを推定し、黒体の光度が温度および推定ローレンツ因子と相関していることに注意してください。黒体成分と光度曲線の特性には大きな広がりがあり、これは放射のさまざまな起源を示しています。GRBの約3分の1で、黒体は明らかにジェットからの遅い迅速な放出と関連しています。サンプルの残りの部分には、繭からの期待と完全に一致するケースと、高緯度の放射またはよりエネルギッシュな繭によって説明される可能性のあるケースが含まれています。これらの結果は、熱放射がジェットのすべての部分に関連していることを示しています。
SN 2017hpa：大きな速度勾配を持つ近くの炭素に富むIa型超新星
| Title |
SN_2017hpa:_A_Nearby_Carbon-Rich_Type_Ia_Supernova_with_a_Large_Velocity_Gradient |
| Authors |
Xiangyun_Zeng,_Xiaofeng_Wang,_Ali_Esamdin,_Craig_Pellegrino,_WeiKang_Zheng,_Jujia_Zhang,_Jun_Mo,_Wenxiong_Li,_D._Andrew_Howell,_Alexei_V._Filippenko,_Han_Lin,_Thomas_G._Brink,_Edward_A._Baron,_Jamison_Burke,_James_M._DerKacy,_Curtis_McCully,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_Benjamin_T._Jeffers,_Timothy_W._Ross,_Benjamin_E._Stahl,_Samantha_Stegman,_Stefano_Valenti,_Lifan_Wang,_Danfeng_Xiang,_Jicheng_Zhang_and_Tianmeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08512 |
Ia型超新星（SNIa）2017hpaの広範囲にわたる、十分にサンプリングされた光学および紫外線測光と光学スペクトルを紹介します。光度曲線は、SN2017hpaが通常のSNIaであり、絶対ピークの大きさが$M_{\rmmax}^{B}\approx$-19.12$\pm$0.11magで、ピーク後の減少率が\mb\=であることを示しています。1.02$\pm$0.07等準ボロメータ光度曲線に従って、1.25$\times$10$^{43}$ergs$^{-1}$のピーク光度と0.63$\pm$0.02$の$^{56}$Ni質量を導き出します。M_{\odot}$。SN2017hpaのスペクトル進化は通常のSNeIaのスペクトル進化に似ていますが、SN1991bgのようなSNeIaまたはSNeIaの高速サブクラスに似た異常に速い速度進化を示し、ピーク後の速度勾配は$です。\sim$130$\pm$7kms$^{-1}$d$^{-1}$。さらに、その初期スペクトル（$t<-7.9$d）は、顕著な\CII〜$\lambda$6580吸収特性を示しています。これは、ほぼ最大光スペクトルでは消失しましたが、$t\sim+8.7$dから$までの位相で再出現しました。t\sim+11.7$d最大光の後。これは、未燃炭素の一部が内層の奥深くに混入する可能性があることを意味し、SN2017hpaで観察された\CII〜$\lambda$6580と\SiII〜$\lambda$6355の低い速度比（$\sim0.81$）によってサポートされています。\OI〜$\lambda$7774の線は、炭素のような速度分布を示しています。顕著な炭素の特徴、炭素と酸素に見られる低速、および大きな速度勾配により、SN2017hpaは他の通常のSNeIaから際立っており、2つの白色矮星の激しい合併からの予測とより一致しています。SN2017hpaの性質を明らかにするには、詳細なモデリングが必要です。
MeerKATを使用したミリ秒パルサーのパルスジッタと単一パルス変動の測定
| Title |
Measurements_of_pulse_jitter_and_single-pulse_variability_in_millisecond_pulsars_using_MeerKAT |
| Authors |
A._Parthasarathy,_M._Bailes,_R.M._Shannon,_W._van_Straten,_S._Oslowski,_S._Johnston,_R._Spiewak,_D.J._Reardon,_M._Kramer,_V._Venkatraman_Krishnan,_T.T._Pennucici,_F._Abbate,_S._Buchner,_F._Camilo,_D.J._Champion,_M._Geyer,_B._Hugo,_A._Jameson,_A._Karastergiou,_M.J._Keith,_M._Serylak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08531 |
最先端のSKA前駆体であるMeerKAT電波望遠鏡を使用して、パルス確率（ジッター）によって達成可能なミリ秒パルサーの正確なパルサータイミングの限界を探ります。サンプルの29個のパルサーのうち15個で新しいジッター測定値を報告し、ジッターのレベルがそれらの間で劇的に変化する可能性があることを発見しました。2.2〜msのパルサーPSRJ2241--5236のように、$\sim$4〜ns/hrの暗黙のジッターを測定するものもあれば、3.9〜msのPSRJ0636--3044のように$\simに制限されるものもあります。$100ns/時。ジッタが高い信号対雑音比の観測の到着時間の正確な測定を制限する中心的な役割を果たすことはよく知られていますが、分散測定（DM）の測定におけるその役割は、特に広帯域で報告されていません。観察。MeerKATの並外れた感度を使用して、文字通りすべてのパルスのDMを調査することにより、明るいミリ秒パルサーPSRJ0437--4715でこれを調査しました。導出された単一パルスDMは、平均から通常0.0085cm$^{-3}$pc変動し、最良のDM推定値は、帯域全体の差動パルスジッターによって制限されることがわかりました。すべてのミリ秒パルサーには、DMの精度に独自の制限があり、より長い積分でのみ克服できると仮定します。9$\mu$sの高時間分解能フィルターバンクデータを使用して、単一パルス現象学の統計分析も提示します。最後に、MeerKATパルサータイミングプログラムの最適化戦略と、InternationalPulsarTimingArray（IPTA）のコンテキストでのその役割について説明します。
スペースVLBIを使用してSgrA *周辺の重力を調査
| Title |
Using_space-VLBI_to_probe_gravity_around_Sgr_A* |
| Authors |
C._M._Fromm,_Y._Mizuno,_Z._Younsi,_H._Olivares,_O._Porth,_M._De_Laurentis,_H._Falcke,_M._Kramer,_L._Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08618 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）候補射手座A*（SgrA*）の最初の高解像度画像をまもなく提供し、強磁場領域で重力を調べることができるようにします。極限環境での降着過程を研究することに加えて、得られたデータと再構成された画像は、根底にある時空構造を調査するために使用することができます。現在の構成では、EHTは、回転するカーブラックホールとボソン星のような地平線のない物体を区別することができます。将来の開発により、EHTが異なる時空を区別する能力が向上する可能性があります。SgrA*の周りのさまざまな時空を画像化して区別するために、軌道空間アンテナを含む高度なEHTコンセプトの機能を調査します。コンパクトオブジェクト（カーとディラトンのブラックホール、およびボソン星）の降着のGRMHDシミュレーションを使用し、一般相対論的放射伝達計算を介してそれらの放射シグネチャを計算します。今後および将来のEHT観測との比較を容易にするために、宇宙アンテナを含む観測アレイを組み込みながら、光源の変動性、回折および屈折散乱を含む現実的な合成データを生成します。生成された合成観測から、正規化された最大エントロピー法を使用してブラックホールの影の画像を動的に再構築しました。遺伝的アルゴリズムを使用して、結合されたアレイ（地上アレイと宇宙アンテナ）の改善されたイメージング機能とUV平面カバレッジに関して宇宙アンテナの軌道を最適化し、フーリエ空間のソース変動を調査する新しい方法を開発しました。軌道空間アンテナを使用すると、再構成された無線画像と複雑な可視性に基づいて、カーブラックホールとディラトンブラックホールのスピンを区別するEHTの機能が向上します。
硬X線パルサーモニターとしてのAstroSat-CZTI
| Title |
AstroSat-CZTI_as_a_hard_X-ray_Pulsar_Monitor |
| Authors |
K.G._Anusree_(1),_D._Bhattacharya_(2),_A.R._Rao_(2_and_5),_S._Vadawale_(3),_V._Bhalerao_(4),_A._Vibhute_(2)((1)_School_of_Pure_and_Applied_Physics,_Mahatma_Gandhi_University,_Kottayam,_India,_(2)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pune,_India,_(3)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India._(4)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(5)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08650 |
カドミウム亜鉛テルル化物イメージャ（CZTI）は、AstroSatに搭載されたイメージング機器です。この機器は、約60keVを超えるほぼオープンな全天検出器として動作し、宇宙船のポインティングに関係なく、長い統合を可能にします。AstroSat-CZTIデータに基づいて、$\gamma$線パルサー集団の硬X線特性を調査する手法を紹介します。かにパルサーの硬X線（60〜380keV）パルスプロファイルの非常に重要な（$\sim30\sigma$）検出を、カニの位置から5〜70度以内の$\sim$5000ksのCZTI観測を使用して報告します。私たちが開発したカスタムアルゴリズムを使用した空。カニをテストソースとして使用して、機器の軸外感度を推定し、10mCrab程度の微弱な$\gamma$線パルサーの硬X線特性を調査するための有望なツールとしてAstroSat-CZTIを確立します。
パッシブ巨大分子雲からのガンマ線放出を測定することによる宇宙線の海の調査
| Title |
Probing_the_Sea_of_Cosmic_Rays_by_Measuring_Gamma-Ray_Emission_from_Passive_Giant_Molecular_Clouds |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez_F._Garfias_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H_\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_D._Kieda,_A._Lara,_W.H._Lee,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08748 |
私たちの銀河のパッシブジャイアント分子雲（GMC）からの高エネルギーガンマ線の研究は、銀河の遠方の部分にある宇宙線の「海」のパラダイムを特徴づけて調査するための間接的な方法です。高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台からのデータを使用して、これらの雲のセットの1TeVを超えるガンマ線フラックスを測定し、パラダイムをテストします。HAWCの視野内にあり、太陽から1〜kpcの距離内にある高銀河緯度の雲を選択しました。グールドベルトの一部と見なされるGMCの積み上げ対数尤度分析を実行した場合も、雲の領域で有意な過剰排出は見つかりません。ベイジアンアプローチを使用して、HAWCの感度とともに95\％の信頼区間の上限を計算します。これらは、マルチTeVエネルギー範囲（$>$1TeV）でガンマ線放出を制限する最初の制限です。主なガンマ線生成メカニズムが陽子-陽子相互作用によるものであると仮定すると、上限は地球で測定されたものと同様の宇宙線フラックスとエネルギー密度と一致しています。
AT 2019avd：核過渡現象の多様な集団への新たな追加
| Title |
AT_2019avd:_A_novel_addition_to_the_diverse_population_of_nuclear_transients |
| Authors |
A._Malyali,_A._Rau,_A._Merloni,_K._Nandra,_J._Buchner,_Z._Liu,_S._Gezari,_J._Sollerman,_B._Shappee,_B._Trakhtenbrot,_I._Arcavi,_C._Ricci,_S._van_Velzen,_A._Goobar,_S._Frederick,_A._Kawka,_L._Tartaglia,_J._Burke,_D._Hiramatsu,_M._Schramm,_D._van_der_Boom,_G._Anderson,_J._C._A._Miller-Jones,_E._Bellm,_A._Drake,_D._Duev,_C._Fremling,_M._Graham,_F._Masci,_B._Rusholme,_M._Soumagnac,_R._Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08760 |
SRG/eROSITA、ZTF、ASAS-SN、LasCumbres、NEOWISE-R、およびSwiftXRT/UVOTの観測について、以前は非アクティブだった銀河の核にある$z=0.029$にある2019avdでのユニークな進行中のイベントについて報告します。eROSITAは、最初の全天調査中に2020-04-28に2019avdで最初に観測されました。このとき、eROSITAは$\gtrsim90$倍明るい超軟X線源（$kT\sim85$eV）として検出されました以前の3$\sigma$上限フラックス検出限界よりも$0.2-2$keVバンド（この位置でのアーカイブX線検出なし）。eROSITA検出の前の$\sim450$日のZTF光度曲線は二重ピークであり、eROSITA検出は2番目のピークの上昇と一致します。フォローアップ光学分光法は、ボーエン蛍光機能と高イオン化コロナルラインの出現を示しています（[\ion{Fe}{X}]6375{\AA}、[\ion{Fe}{XIV}]5303{\AA}）、永続的な広いバルマー輝線（FWHM$\sim1400$kms$^{-1}$）とともに。X線特性によりAT2019avdは有望な潮汐破壊現象（TDE）の候補になりますが、光学特性は光学的に選択されたTDEでは一般的ではありません。恒星のバイナリTDE候補、または超大質量ブラックホールバイナリを含むTDEなど、AT2019avdの観測された特性を説明できる可能性のある代替起源について説明します。
新しいレッドバックミリ秒パルサー候補の発見：4FGL J0940.3-7610
| Title |
Discovery_of_a_New_Redback_Millisecond_Pulsar_Candidate:_4FGL_J0940.3-7610 |
| Authors |
Samuel_J._Swihart,_Jay_Strader,_Elias_Aydi,_Laura_Chomiuk,_Kristen_C._Dage,_Laura_Shishkovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08776 |
明るい非関連フェルミ-LAT$\gamma$線源4FGLJ0940.3-7610のエラー楕円の中心近くに新しい候補セアカゴケグモミリ秒パルサーバイナリを発見しました。対応する候補は、微弱なX線放射も示す可変光源です。SOAR望遠鏡による光学測光および分光モニタリングは、コンパニオンが目に見えない一次星の周りの6.5時間軌道にある低質量星であることを示し、楕円形の変化と照射の両方を示し、既知のセアカゴケグモのミリ秒パルサーバイナリの特性と一致しています。軌道パラメータを考えると、光学光度曲線の予備モデリングは、二次質量がいくらか多いことに加えて、エッジオン傾斜と低質量（$\sim1.2$-$1.4\、M_{\odot}$）中性子星を示唆しています。通常の$\gtrsim0.4\、M_{\odot}$よりも大きい。傾斜と二次特性のこの組み合わせは、このシステムの日食の可能性を高める可能性があり、電波脈動検索での以前の非発見を説明しています。したがって、4FGLJ0940.3-7610は、ミリ秒パルサーの将来の検出を可能にするための$\gamma$線脈動の集中検索の有力な候補となる可能性があります。
時間遅延モデルでVLBI相関器のあいまいさを解決すると、測地測定の精度が向上します
| Title |
Resolving_VLBI_correlator_ambiguity_in_the_time_delay_model_improves_precision_of_geodetic_measurements |
| Authors |
Oleg_Titov,_Alexei_Melnikov,_Yulia_Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08402 |
IERS条約に記載されている、最新の超長基線干渉法（VLBI）相対論的遅延モデルは、信号が干渉計ベースラインの2つのステーションの1つを通過するときの時間エポックを指します（ステーションのペアから任意に選択され、「参照ステーション」と呼ばれます）。'、または'ステーション1'）。このモデルは、2002年以前に使用されていた以前の相関手順で構成されています。ただし、2002年以降、ジオセンターでの信号通過の時間エポックを参照するVLBI群遅延を生成する新しい相関手順が使用されています。従来のVLBIモデル遅延に対応する補正を導入する必要があります。ただし、この修正は査読付きジャーナルで完全に提示されておらず、IVSデータベースで公式に公開されている最終的な群遅延を計算するために相関器でさまざまなアプローチが使用されています。これにより、地上ベースのVLBI実験で、相関器によって取得された群遅延と、データ分析ソフトウェアで使用されるIERS規則からの幾何学的モデル遅延との間に最大6psの不整合が生じる可能性があります。さらに、「基準局」への信号到着モーメントの計算を誤ると、より大きなモデリングエラー（最大50ps）が発生する可能性があります。この論文は、ローレンツ変換から作成された2つのエポック間の遷移による補正の正当性と、信号到着モーメントの計算の不確実性をモデル化するアプローチを示しています。両方の変更は、今後のブロードバンド技術の測地VLBI観測にとって特に重要です。
CMBBモード偏光を観測するLiteBIRD衛星の宇宙線効果のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_the_cosmic_ray_effects_for_the_LiteBIRD_satellite_observing_the_CMB_B-mode_polarization |
| Authors |
Mayu_Tominaga,_Masahiro_Tsujimoto,_Samantha_Lynn_Stever,_Tommaso_Ghigna,_Hirokazu_Ishino,_Ken_Ebisawa_(for_the_LiteBIRD_Joint_Study_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08410 |
LiteBIRD衛星は、2020年代後半にJAXAによって打ち上げられる予定です。その主な目的は、インフレーション理論から予想される宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の大規模なBモード偏波を観測することです。LiteBIRDは、太陽-地球システムの2番目のラグランジュ点（L2）で3年間空を観測します。プランクはL2でCMBを観測する前身であり、搭載された高周波機器（HFI）は、宇宙線（CR）の衝突によって引き起こされたグリッチによる汚染に苦しんでいました。CRヒットは、LiteBIRDの体系的な不確実性の深刻な原因にもなり得ると考えています。したがって、LiteBIRD検出器のCRヒットの影響を評価するために、包括的なエンドツーエンドのシミュレーション研究を開始しました。ここでは、シミュレートされた時系列データからマップとパワースペクトルを作成する手順を説明し、初期結果を示します。最初の見積もりでは、CRによる$C_l^{BB}$は$\sim2\times10^{-6}〜\mu$K$_{\mathrm{CMB}}^{2}$です。偏光ペアを構成する2つの検出器の差動モードのノイズが1〜aW/$\sqrt{\mathrm{Hz}}$であると仮定した、12個の検出器による年間観測。
OPUS：VO標準に基づく相互運用可能なジョブ制御システム
OPUS（ObservatoiredeParisUWSSystem）は、相互運用可能なインターフェイスを介して分析およびシミュレーションコードへのアクセスを容易にすることを目的としたジョブ制御システムです。InternationalVirtualObservatoryAlliance（IVOA）によって定義されたUniversalWorkerSystemパターンv1.1（UWS）は、作業クラスターでのジョブの非同期実行を制御するためのRESTサービスとして実装されています。OPUSはまた、最近のIVOA来歴データモデルの推奨事項に従って、ジョブと結果の来歴情報を取得して公開します。明確に定義された標準に従うことにより、ツールは相互運用可能であり、ジョブはWebインターフェイスまたはスクリプトのいずれかを介して実行でき、既存のWebプラットフォームに統合できます。現在のインスタンスは、パリ天文台のいくつかのプロジェクト（CTA/H.E.S.S、MASER、CompOSE）で本番環境で使用されています。
天文学における実用的な来歴
| Title |
Practical_Provenance_in_Astronomy |
| Authors |
Mathieu_Servillat_and_Fran\c{c}ois_Bonnarel_and_Mireille_Louys_and_Mich\`ele_Sanguillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08691 |
最近、InternationalVirtualObservatoryAlliance（IVOA）が来歴メタデータを構造化する標準をリリースし、天文学データ製品の来歴をキャプチャ、保存、アクセス、視覚化するためにいくつかの実装が開発されています。このBoFは、天文学における来歴の実際的なニーズに焦点を当てます。ますます多くのプロジェクトが、FAIRデータ（検索可能、アクセス可能、相互運用可能、再利用可能）を提案し、このデータの品質、信頼性、信頼性を確保するために出所情報を管理する必要性を表明しています。コンセプトは整っていますが、具体的なユースケースに答えるには、適用された仕様と実用的なツールが必要です。このセッションでは、プロジェクト（観測所またはデータプロバイダー）がコンテキストで来歴を取得するために検討する戦略と、エンドユーザーが来歴情報をクエリしてデータの選択と取得を強化する方法について説明しました。目的は、天文学の領域で来歴の取り込みを増やすために必要な来歴をより実用的にするために現在必要なツールとフォーマットの開発を特定することでした。
地上の赤外線画像を使用した短期太陽放射照度予測のためのデータ処理
| Title |
Data_Processing_for_Short-Term_Solar_Irradiance_Forecasting_using_Ground-Based_Infrared_Images |
| Authors |
Guillermo_Terr\'en-Serrano_and_Manel_Mart\'inez-Ram\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08694 |
太陽光発電（PV）システムを使用する電力網でのエネルギーの生成は、対流圏で移動する雲からの影の投影に依存します。この調査は、長波赤外線（IR）画像と全天日射量（GSI）測定を使用して、雲の特徴を統計的に定量化するためのデータ処理の効率的な方法を提案します。IR画像は、ソーラートラッカーに搭載されたデータ収集システム（DAQ）を使用して取得されます。GSI測定で周期定常バイアスを取り除く方法を説明します。季節的な傾向は、理論上のGSIを使用してClear-SkyIndex（CSI）時系列を取得し、GSI時系列から削除されます。大気散乱放射照度の影響と太陽の直接放射照度の影響の両方をIR画像から削除するための大気モデルを紹介します。散乱は、エンクロージャーのゲルマニウムレンズ上のウォータースポットとほこりの粒子によって生成されます。IRカメラのDAQエンクロージャーウィンドウに取り付けられたゲルマニウムレンズによって生じる散乱効果を取り除く方法を説明します。大気条件モデルは、晴天、積雲、層雲、ニンバスの4つの異なるカテゴリに空の状態を分類します。IR画像が晴天のカテゴリに分類される場合、ゲルマニウムレンズの散乱効果をモデル化するために使用されます。
低エネルギー信号に対するLUX-ZEPLIN（LZ）暗黒物質実験の感度の向上
| Title |
Enhancing_the_sensitivity_of_the_LUX-ZEPLIN_(LZ)_dark_matter_experiment_to_low_energy_signals |
| Authors |
D.S._Akerib,_A.K._Al_Musalhi,_S.K._Alsum,_C.S._Amarasinghe,_A._Ames,_T.J._Anderson,_N._Angelides,_H.M._Ara\'ujo,_J.E._Armstrong,_M._Arthurs,_X._Bai,_J._Balajthy,_S._Balashov,_J._Bang,_J.W._Bargemann,_D._Bauer,_A._Baxter,_P._Beltrame,_E.P._Bernard,_A._Bernstein,_A._Bhatti,_A._Biekert,_T.P._Biesiadzinski,_H.J._Birch,_G.M._Blockinger,_B._Boxer,_C.A.J._Brew,_P._Br\'as,_S._Burdin,_J.K._Busenitz,_M._Buuck,_R._Cabrita,_M.C._Carmona-Benitez,_M._Cascella,_C._Chan,_N.I._Chott,_A._Cole,_M.V._Converse,_A._Cottle,_G._Cox,_J.E._Cutter,_C.E._Dahl,_L._de_Viveiros,_J.E.Y._Dobson,_E._Druszkiewicz,_S.R._Eriksen,_A._Fan,_S._Fayer,_N.M._Fearon,_S._Fiorucci,_H._Flaecher,_E.D._Fraser,_T._Fruth,_R.J._Gaitskell,_J._Genovesi,_C._Ghag,_E._Gibson,_S._Gokhale,_M.G.D._van_der_Grinten,_C.B._Gwilliam,_C.R._Hall,_S.J._Haselschwardt,_et_al._(125_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08753 |
今後のLZ暗黒物質実験の中核にあるような二相キセノン検出器は、光電子増倍管を使用して、液体キセノンターゲット内の粒子相互作用から生じる一次（S1）および二次（S2）シンチレーション信号を検出します。この論文では、LZのエネルギーしきい値を下げて、他の液体キセノン検出器に適用できる低質量暗黒物質と天体物理ニュートリノに対する感度を高める2つの手法を調査するシミュレーション研究について説明します。エネルギーしきい値は、検出されたS1光子の数によって決まります。通常、これらは、実際の信号を模倣するダークカウントの一致を回避するために、3つ以上の光電子増倍管チャネルに記録する必要があります。このしきい値を下げるには、次のようにします。a）二重光電子放出効果を利用します。これにより、単一の真空紫外線光子は、光電子増倍管の光電陰極から2つの光電子を放出する確率が$\sim20\％$になります。b）S1信号の要件を完全に削除し、より効率的に検出できるイオン化信号のみを使用します。どちらの手法でも、公称露光の信号モデルとバックグラウンドモデルを開発し、液体キセノンの自由電子寿命への依存性など、付随する体系的な効果を調査します。二重光電子信号を組み込む場合、暗黒物質-核子散乱断面積に対して$\sim4$の感度改善が、$2.5$GeV/c$^2$で、係数が$\sim1.6$増加すると予測します。太陽の$^8$Bニュートリノ検出率で。S1要件を削除すると、どちらの場合も2桁の感度向上が可能になる場合があります。最後に、原子ミグダル効果を考慮に入れて、これらの手法をさらに低質量に適用します。これにより、暗黒物質の粒子質量のしきい値が$80$MeV/c$^2$に低下する可能性があります。
| Title |
Massive_White_Dwarfs_in_Young_Star_Clusters |
| Authors |
Harvey_B._Richer,_Ilaria_Caiazzo,_Helen_Du,_Steffani_Grondin,_James_Hegarty,_Jeremy_Heyl,_Ronan_Kerr,_David_R._Miller_and_Sarah_Thiele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08300 |
ガイアDR2データベースを使用して、若い散開星団の方向にある巨大な白色矮星（WD）の検索を実行しました。この調査の目的は、クラスターのメンバーシップに関する新規および既知の高質量WDの堅牢なデータを提供し、ガイアの位置天文学およびホストクラスターのターンオフ質量と比較できる明確なWDサンプルを選択します。各クラスターCMDのすべての有望なWD候補は、それらが実際にWDであるかどうかを判断し、質量、温度、および年齢を導き出すために、Geminiからの分光法で追跡されました。クラスターメンバーと見なされるためには、白色矮星は、空の領域でのフィールドの汚染度に基づいて、潜在的な親クラスターの2、3、または4$\sigma$以内で固有運動と視差を持っている必要がありました。、クラスターの年齢よりも短い冷却年齢と、IFMRとほぼ一致する質量を持っています。IFMRの現在のバージョンに含まれている多くのWDは非メンバーであることが判明し、ガイアの位置天文データのみに基づく多くの見かけのメンバーは、質量や冷却時間がクラスターメンバーシップと互換性がないため拒否されました。このようにして、驚くべきことに、${\sim}$6$M_{\odot}$を大幅に超える前駆体質量を含まない高質量WD用に厳選されたIFMRサンプルを開発しました。
ヘリウムが支配的な大気を伴う炭素-酸素白色矮星の脈動周期に対する22Neの影響について
| Title |
On_The_Impact_Of_22Ne_On_The_Pulsation_Periods_Of_Carbon-Oxygen_White_Dwarfs_With_Helium_Dominated_Atmospheres |
| Authors |
Morgan_T._Chidester,_F.X._Timmes,_Josiah_Schwab,_Richard_H.D._Townsend,_Ebraheem_Farag,_Anne_Thoul,_C.E._Fields,_Evan_B._Bauer,_Michael_H._Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08352 |
$^の存在、不在、および強化による、ヘリウムが支配的なエンベロープを持つ0.526、0.560、および0.729M$_\odot$炭素-酸素白色矮星モデルの断熱低次gモード脈動周期の変化を調査します。{22}$Neは内部にあります。このような白色矮星で観測されたgモードの脈動周期は、通常、有効数字6ドルから7ドルで与えられます。通常、$^{22}$Neのない白色矮星モデルは、観測された周期やその他の特性に適合します。$\simeq$150$-$400秒の低次gモード期間の二乗平均平方根残差は、通常、$\sigma_{rms}$$\lesssim$0.3秒の範囲にあり、近似精度は$\sigma_{rms}/P$$\lesssim$0.3％。$\Deltaの範囲で、観測された有効温度ウィンドウ内の低次の双極子および四重極のgモード脈動に対して$\DeltaP/P$$\simeq$$\pm$0.5％の平均相対周期シフトが見つかります。P/P$は、特定のgモード、$^{22}$Neの存在量、有効温度、および白色矮星モデルの質量によって異なります。この発見は、$^{22}$Neが存在しない場合、特定の白色矮星のフィッティングプロセスに系統的なオフセットが存在する可能性があることを示唆しています。白色矮星モデルの組成プロファイルの調整を伴うフィッティングプロセスの一部として、$^{22}$Neの影響に関する私たちの研究は、導出された内部質量分率プロファイルに関する新しい推論を提供することができます。恒星進化モデルによって通知された$^{22}$Ne質量分率プロファイルを、次世代の白色矮星モデルフィッティングプロセスに定期的に含めることをお勧めします。
矮性食変光星で考えられる亜恒星コンパニオン：SDSS J143547.87 + 373338.5、NSVS 7826147、およびNSVS 14256825
| Title |
Possible_substellar_companions_in_dwarf_eclipsing_binaries:_SDSS_J143547.87+373338.5,_NSVS_7826147,_and_NSVS_14256825 |
| Authors |
M._Wolf,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_P._Zasche,_K._Hornoch,_J._K\'ara,_J._Merc,_M._Zejda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08475 |
低質量食変光星と短周期食変光星の公転周期の小さな変動を検出するための長期観測プロジェクトの新しい結果を提示します。SDSSJ143547.87+373338.5（P=0.126d）、NSVS07826147（0.162d）、およびNSVS14256825（0.110d）の3つの比較的よく知られている矮性食変光星について、約120の新しい正確な中食時間が得られました。これらのシステムの観測マイナス計算（O-C）ダイアグラムは、すべての正確なタイミングを使用して分析され、可能な場合は、光時間効果の新しいパラメーターが計算されました。初めて、SDSSJ143547.87+373338.5およびNSVS07826147について、それぞれ13年および10年の可能性のある第3体の短い公転周期を導き出します（または以前の調査結果を改善します）。これらのバイナリでは、私たちのデータは、周期変動が単一の周連星オブジェクトに基づいて単純にモデル化できることを示しています。最初の2つのオブジェクトについて、3番目のコンポーネントの最小質量をそれぞれ17MJと1.4MJと計算しました。これは、褐色矮星または巨大惑星の質量に対応します。NSVS14256825の場合、単一の追加の物体によって引き起こされる周期的な周期の変化は、最近の日食時間の測定では確認できません。2つの軌道体に関連するより複雑な動作、またはまだ未知の影響を考慮に入れる必要があります。
太陽SrI 4607 \ AA \線の前方散乱偏光に対する限られた時間分解能の影響
| Title |
The_impact_of_limited_time_resolution_on_the_forward-scattering_polarization_in_the_solar_Sr_I_4607_\AA\_line |
| Authors |
T._del_Pino_Alem\'an,_J._Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08485 |
理論的調査では、SrI4607A線での高時空間分解能の観測は、太陽円盤中心での顕著な散乱偏光パターンを示さなければならないと予測しました。これは、粒界光球プラズマの未分解磁気に関する情報をエンコードします。ここでは、そのような前方散乱（ディスク中心）偏光信号の可観測性に対する限られた時間分解能の影響の研究を提示します。私たちの調査は、異方性放射ポンピングとハンレ効果を考慮に入れて、静かな太陽光球の時間依存磁気対流モデルにおける3次元放射伝達計算に基づいています。このタイプの放射伝達シミュレーションは計算コストがかかるため、このスペクトル線の時間変動はこれまで調査されていませんでした。理論結果をSrI4607Aラインの最近のディスク中心フィルター偏光観測と比較し、偏光パターンに良好な一致があることを示しています。また、次のダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡で可視分光偏光計で観測できることを示します。
自己無撞着なロッセランド不透明度を持つ恒星モデル
恒星構造を構築するには、モデルの各層でのロッセランドの平均不透明度を知る必要があります。この平均不透明度は、単色の断面から計算するのに圧倒的な時間がかかるため、事前に計算されたテーブルで補間されることがよくあります。テーブルを使用することの主な欠点は、不透明度が実際の局所的な化学組成と一致しない可能性があることです。たとえば、元素合成が発生する星の領域などです。単色断面からロッセランド不透明度を非常に高速に計算できる戦略を開発しました。この方法は、トゥールーズ-ジュネーブ進化コードに実装されています。このコードは、ロッセランドの不透明度が星のあらゆる場所の化学物質の混合と完全に一致するモデルを使用して進化トラックを計算するために使用しました。私たちの自己無撞着モデルは、ロッセランドの不透明度が固定された金属混合物で計算されるモデルと比較して、非常に小さな構造の違いを示しています。主系列の進化の軌跡は、2から8の太陽質量の範囲の質量のモデルでほぼ同じです。与えられた表面重力では、2種類の計算の間で、年齢の相対的な差は2％未満であり、一般に1％未満であり、自己無撞着モデルはほとんどの場合若いです。このような年代の精度が求められない限り、少なくとも化学物質の混合が元素合成によってのみ変化する主系列星では、金属含有量がグローバルに定義された表形式のロッセランド不透明度の使用は依然として許容されます。
HD344787：真のPolarisアナログ？
| Title |
HD344787:_a_true_Polaris_analogue? |
| Authors |
V._Ripepi,_G._Catanzaro,_L._Mol\'nar,_E._Plachy,_M._Marconi,_G._Clementini,_R._Molinaro,_G._De_Somma,_S._Leccia,_S._Mancino,_I._Musella,_F._Cusano,_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08553 |
古典的なケフェイド変光星（DCEP）は、銀河系外距離スケールの最も重要な主要な指標ですが、それ自体も重要なオブジェクトであり、中間質量の星の物理学と脈動理論に制約を課すことができます。特異なDCEPHD344787を調査しました。これは、光の変化の消光振幅とともに、DCEPの中で最も速い正の周期変化を示すことが知られています。HARPS-N@TNGforHD344787およびより有名なPolarisDCEPで得られた高解像度スペクトルを使用して、それらの詳細な化学的存在量を推測しました。TESS衛星によって得られたHD344787の新しい時系列測光の分析結果も報告されています。HD344787の脈動のダブルモードの性質は、TESS光度曲線の分析によって確認されますが、振幅は数十ミリマグとかなり小さいです。これは、HD344787が脈動を抑制しようとしていることを示しています。HARPS-N@TNGスペクトルの分析は、ほぼ太陽の存在量であり、炭素と酸素の枯渇がないことを明らかにしています。したがって、星は最初の浚渫を通過していないように見えます。Polarisでも同様の結果が得られます。PolarisとHD344787はどちらも、不安定帯（IS）の最初の交差点にある可能性が最も高いことが確認されています。2つの星は、金属の存在量がZ=0.008の最初の倍音DCEPのISの反対側の境界にある可能性があります。最初の交差点にあると考えられている他のDCEPとの比較により、ヘルツシュプルング・ラッセル図に見られる違いは、主系列星のDCEP前駆体の特性の違いによるものである可能性があると推測できます。
コロナ質量放出前の噴出プロミネンスの3次元速度
| Title |
A_Three-Dimensional_Velocity_of_an_Erupting_Prominence_Prior_to_a_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Maria_V._Gutierrez,_Kenichi_Otsuji,_Ayumi_Asai,_Raul_Terrazas,_Mutsumi_Ishitsuka,_Jose_Ishitsuka,_Naoki_Nakamura,_Yusuke_Yoshinaga,_Satoshi_Morita,_Takako_T._Ishii,_Satoru_UeNo,_Reizaburo_Kitai,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08575 |
2011年3月8日にアクティブ領域NOAA11165で発生したM4.4フレアに関連するプロミネンス噴火、コロナループ拡張、およびコロナ質量放出（CME）の詳細な3次元（3D）ビューを提示します。フルディスクフレアとフィラメントの放出のH$\alpha$画像は、ペルーのイカ大学に移転した後、フレアモニタリング望遠鏡（FMT）によって正常に取得されました。H$\alpha$線の周りの多波長観測により、H$\alpha$プロミネンス噴火の3D速度場を導き出すことができました。極紫外線の特徴は、{\itSolarDynamicObservatory}に搭載されたAtmosphericImagerAssemblyと{\itSolarTerrestrialRelationsObservatory-Ahead}衛星に搭載されたExtremeUltravioletImagerによっても取得されました。噴出したフィラメントとコロナ磁場との衝突に続いて、いくつかのコロナループが拡大し始め、明確なCMEの成長につながることがわかりました。また、拡大するループと周囲のコロナ磁場との間の複数の相互作用によって駆動されるCMEの後続のアクティビティについても説明します。
まれな電波バーストを伴う磁気ロープへのフレア拡張
| Title |
Flare_Expansion_to_a_Magnetic_Rope_Accompanied_by_Rare_Radio_Bursts |
| Authors |
Alena_Zemanov\'a,_Marian_Karlick\'y,_Jana_Ka\v{s}parov\'a,_Jaroslav_Dud\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08633 |
2015年3月12日からの閉じ込められたフレアのマルチスペクトル分析（無線、H$\alpha$、UV/EUV、および硬X線）を提示します。このフレアはアクティブ領域NOAA12297内で始まり、その後、大きな既存のものに拡大しました。コールドフィラメントが埋め込まれた磁気ロープ。拡張は、ロープに沿って配置されたいくつかの増光から始まりました。このプロセスには、0.8〜2GHzの範囲でゆっくりと正にドリフトするバーストのグループが伴いました。これらのバーストの周波数ドリフトは45〜100MHzs$^{-1}$でした。バーストの1つはSのような形でした。ロープが明るくなっている間、ロープの軸を横切る独特の明るいEUV構造が観察されました。この構造は広範囲の温度で観察され、約240kms$^{-1}$の速度でロープに沿って移動しました。構造が消散すると、ロープのねじれた糸に続いてプラズマがさらに見られました。観測されたゆっくりと正にドリフトするバーストは、粒子ビームを考慮して解釈され、Sのような形のバーストは、磁気ロープのらせん構造を伝搬するビームによって説明できることを示しています。ロープ軸を横切る明るい構造は、視線効果と散逸拡散プロセスを考慮して解釈されました。
大規模な星の進化と超新星以前のニュートリノ信号に対する暗光子放出の影響
| Title |
Impact_of_Dark_Photon_Emission_on_Massive_Star_Evolution_and_Pre-Supernova_Neutrino_Signal |
| Authors |
A._Sieverding,_E._Rrapaj,_G._Guo,_Y.-Z._Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08672 |
暗黒物質候補粒子である暗黒光子の放出による追加の冷却が、$15\、M_\odot$星の進化の最終段階と、その結果として生じる超新星前のニュートリノ信号の変化に及ぼす影響を研究します。暗光子パラメータ空間のかなりの部分で、余分な冷却がSi燃焼を加速し、その結果、コアが崩壊する前の最後の日に放出されるニュートリノの数が減少します。この減少は、関連するタイムスケールの体系的な加速によって説明でき、結果は数値シミュレーションとよく一致して半解析的に推定できます。半分析体制の外では、より複雑な影響が見られます。狭いパラメータ範囲では、低質量の暗い光子は、コアの崩壊を遅らせる追加のシェル燃焼エピソードのために、放出されるニュートリノの数の増加につながります。さらに、比較的強い結合は、O燃焼中に熱核の暴走を引き起こし、星の完全な破壊をもたらす可能性がありますが、結果を決定するためにより詳細なシミュレーションが必要です。私たちの結果は、超新星以前のニュートリノ信号が暗光子パラメータ空間の潜在的なプローブであることを示しています。
低金属量で進化した大質量星IV。 1.6 $ \ mu $ m「Hバンプ」を使用して赤色超巨星を特定する：NGC6822のケーススタディ
| Title |
Evolved_Massive_Stars_at_Low-metallicity_IV._Using_1.6_$\mu$m_"H-bump"_to_identify_red_supergiant_stars:_a_case_study_of_NGC_6822 |
| Authors |
Ming_Yang,_Alceste_Z._Bonanos,_Biwei_Jiang,_Man_I_Lam,_Jian_Gao,_Panagiotis_Gavras,_Grigoris_Maravelias,_Shu_Wang,_Xiao-Dian_Chen,_Frank_Tramper,_Yi_Ren,_Zoi_T._Spetsieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08689 |
1.6$\mu$mの「Hバンプ」に基づいて、NGC6822で赤色超巨星（RSG）候補を特定するための新しい方法を使用したケーススタディを紹介します。光学からMIRまでのNGC6822の32バンドの測光データを収集しました。MARCSの理論スペクトルを使用することにより、低表面重力（LSG）ターゲットと高表面重力（HSG）ターゲットの間に約1.6$\mu$m（「Hバンプ」）の顕著な違いがあることを示します。この機能を利用して、rzHとrzKの効率的なカラーカラーダイアグラム（CCD）を特定し、HSGターゲットとLSGターゲットを光学データとNIRデータのクロスマッチングから分離します。さらに、ATLAS9の合成測光でも同様の結果が得られます。RSG候補を残りのLSG候補からさらに分離するには、NIRCMDで半経験的基準を使用し、323個のRSG候補を作成しました。一方、モデル上のBesan\c{c}からの前景星のシミュレーションは、私たちの選択基準が銀河系の巨人の汚染からほとんどないことも示しています。「Hバンプ」法に加えて、比較および/または補足として従来のBVR法も使用し、少し積極的なカットを適用して、可能な限り多くのRSG候補（358ターゲット）を選択します。さらに、ガイアの位置天文解を使用してサンプルを拘束し、「Hバンプ」法とBVR法からそれぞれ181個と193個のターゲットを選択しました。両方の方法で選択されたターゲットの割合は$\sim$60\％と同様であり、2つの方法の精度が同等であることを示しています。両方の方法のターゲットを140（$\sim$60\％）の共通のターゲットと組み合わせた後、合計で234のRSG候補があります。最終的なRSG候補は、MIRCMDの予想される場所にありますが、空間分布もFUVで選択された星形成領域と一致しており、選択が合理的で信頼できることを示唆しています。
修正された重力を調査するためのブラックホールの影
宇宙定数\Lambdaの寄与により、Schwarzschild-deSitterおよびKerr-deSitterメトリックのブラックホールの影を研究します。M87*ブラックホールシャドウの報告されたパラメータに基づいて、$\Lambda$の制約を取得し、宇宙論データとの一致を示します。\Lambda-termとスピンパラメータの結合により、光子球、したがって影の特性が明らかになることが示されています。パラメータ化されたポストニュートン形式内で、対応する\Lambdaで決定されたパラメータの制約が取得されます。
GRAthena ++：頂点中心のオクトツリーAMRでのパンクチャの進化
| Title |
GRAthena++:_puncture_evolutions_on_vertex-centered_oct-tree_AMR |
| Authors |
Boris_Daszuta,_Francesco_Zappa,_William_Cook,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Viktoriya_Morozova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08289 |
数値相対論は、ブラックホール連星や中性子星の合体など、動的で強磁場の重力レジームにおける天体物理学的発生源の調査の中心です。重力波とマルチメッセンジャー天文学によって設定された現在の課題は、最新の超並列アーキテクチャ上で高性能でスケーラブルなコードを必要としています。GR-Athena++は、天体物理（放射）電磁流体力学コードAthena++のオクトツリーの適応メッシュ細分化機能を拡張する、一般相対論的で高次の頂点中心のソルバーです。動的時空間をシミュレートするために、GR-Athena++は、移動パンクゲージに結合された数値相対論のZ4c進化スキームを使用します。広範な収束テスト、クロスコード検証、および最先端の効果的な一体型波形に対する検証を通じて、安定した正確なバイナリブラックホールの合体の進化を示します。GR-Athena++は、Athena++のタスクベースの並列処理パラダイムを活用して、優れたスケーラビリティを実現します。最大$\sim1.2\times10^4$CPUで$95\％$を超える強力なスケーリング効率を測定し、適応メッシュ細分化を使用した本番バイナリブラックホールセットアップで最大$\sim10^5$CPUで優れた弱いスケーリングを示します。。したがって、GR-Athena++は、コンパクトなバイナリ合体のロバストなシミュレーションを可能にし、エクサスケールでの数値相対論への実行可能なパスを提供します。
アクシオン探索実験のための量子制限に近い追加ノイズを伴う磁束駆動ジョセフソンパラメトリック増幅器の特性評価
| Title |
Characterization_of_a_flux-driven_Josephson_parametric_amplifier_with_near_quantum-limited_added_noise_for_axion_search_experiments |
| Authors |
\c{C}a\u{g}lar_Kutlu,_Arjan_F._van_Loo,_Sergey_V._Uchaikin,_Andrei_N._Matlashov,_Doyu_Lee,_Seonjeong_Oh,_Jinsu_Kim,_Woohyun_Chung,_Yasunobu_Nakamura,_and_Yannis_K._Semertzidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08496 |
架空の基本擬スカラーであるアクシオンは、QCDの強いCP問題を解決することが期待されており、暗黒物質の有望な候補でもあります。最も感度の高いアクシオン探索実験はミリケルビン温度で動作するため、極低温のシステムから室温の機器に信号を伝送する機器に依存しています。これらの検出器のパラメータスキャン速度に影響を与える最大の制限要因の1つは、信号検出チェーンのコンポーネントによって追加されるノイズです。チェーンの最初のアンプは最小ノイズを制限するため、低ノイズ増幅が最も重要です。この論文では、量子限界に近づくノイズを追加して、約2.3GHzで動作する磁束駆動ジョセフソンパラメトリック増幅器（JPA）の動作について報告します。JPAは、ハロスコープアクシオン検出器で使用されているものと同様の実験設定で第1段増幅器として使用されました。JPAを19dBのゲインで動作させ、4Kで動作する2つの極低温増幅器とカスケード接続することにより、信号検出チェーン全体で120mKという低い雑音温度が達成されました。
巨大な天体物理学的オブジェクトの周りの時空における一般相対論的効果は、円形測地線でオブジェクトの周りを周回する回転テストジャイロを使用してキャプチャできます。この記事では、コンパニオンオブジェクトによる潮汐破壊が、コンパクトな天体物理オブジェクトの周りを周回する回転ジャイロの歳差運動頻度にどのように影響するかについて説明します。歳差運動の頻度は、摂動アプローチを使用して、中央のオブジェクトの周りの空間の領域で研究されます。この研究では、中心の物体は中性子星または白色矮星のいずれかです。ジャイロは、中性子星または白色矮星を周回する惑星または小惑星のような物体です。さらに、潮汐場を引き起こすコンパニオンオブジェクトは、中性子星、白色矮星、ブラックホール、または主系列星である可能性があります。潮汐効果は、ジャイロ歳差運動の頻度に影響を与えるホスト星の周りの時空に大きく影響します。ジャイロの歳差運動の頻度は、コンパニオンオブジェクトの質量とともに増加し、ホスト星とコンパニオンスターの間の分離が増加するにつれて減少します。潮汐効果は、中性子星を表す物質の状態方程式の剛性によっても異なります。また、潮汐場は、中性子星よりも白色矮星の周りの時空に影響を与えることがわかります。
拡張されたRicci-逆重力モデルにおけるインフレのノーゴー定理
本論文では、いわゆる反曲率スカラーの二次項を補正として導入することにより、非常に新しいタイプの四次重力として最近提案されたリッチ逆重力の拡張を提案する。この論文の主な目的は、拡張されたRicci-逆重力モデルが、安定したインフレ解として均一で等方性のフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー計量を認めるかどうかを確認することです。ただし、この拡張されたRicci-逆重力におけるインフレーションのノーゴー定理は、力学系法に基づく安定性解析によって明らかになることが示されています。結果として、このノーゴー定理は、この拡張されたRicci-逆重力モデルでそのような安定したインフレーションを持つことは不可能であることを意味します。
暗黒物質の組成は、天体物理学の不可解なトピックの1つです。アクシオンの存在がこの知識のギャップを埋めるので、アクシオンを検索するためのいくつかの実験が過去20年間に設計されました。他のすべての中で、壁を通して輝く光の実験は、排除限界をより低いエネルギーに押し上げることを約束します。この目的のために、周波数$<100$Ghzで動作する単一光子検出器の開発に力が注がれています。ここでは、超伝導単一光子検出の最近の進歩を確認します。特に、単純な電流バイアスによってその場で調整する機能を備えた1次元ジョセフソン接合に基づく2つのセンサー、ナノスケール遷移エッジセンサー（nano-TES）とジョセフソンエスケープセンサー（JES）を紹介します。これらの2つのセンサーは、nano-TESとJESでそれぞれ約100GHzと2GHzの前例のない周波数分解能を示すため、壁越しに輝くマイクロ波光（LSW）実験の実現に最適な候補のようです。
量子重力からの宇宙のボイドとフィラメント
| Title |
Cosmic_voids_and_filaments_from_quantum_gravity |
| Authors |
J._Ambjorn,_Z._Drogosz,_J._Gizbert-Studnicki,_A._G\"orlich,_J._Jurkiewicz_and_D._N\'emeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08617 |
コンピューターシミュレーションを使用して、典型的な量子宇宙の幾何学、つまり、インフレーションの可能性のある期間の前に予想される幾何学を研究します。自明でない境界条件でラプラス方程式を満たす4つの古典的なスカラー場によって定義された座標を使用して表示します。フィールド構成は、現在の宇宙で観察されたものと驚くほど類似した宇宙のウェブ構造を明らかにします。インフレはこれらの構造を私たちの宇宙に関連させるかもしれません。
アリアを用いた極低温蒸留により$ ^ {39} $ Arを$ ^ {40} $ Arから分離
Ariaプロジェクトは、これまでに建設された中で最も高い350mの極低温同位体蒸留塔をホストするプラントで構成されており、現在、イタリアのNuraxi-Figus（SU）にあるCarbosulcisS.p.A。の坑道に設置段階にあります。アリアは、グローバルアルゴン暗黒物質コラボレーションが主導するアルゴン暗黒物質探索実験プログラムの柱の1つです。アリアは、暗黒物質に使用されるアルゴンの中で、その活動が検出器にバックグラウンドとパイルアップの懸念をもたらす宇宙起源の$\beta$エミッターである$^{39}$Arの同位体存在量を減らすように設計されました検索、いわゆる地下アルゴン（UAr）。この論文では、アルゴンの同位体極低温蒸留のためのプラントの要件、設計、建設、テスト、および予測される性能について説明します。また、プロトタイププラントを使用した窒素の同位体極低温蒸留の成功した結果を示し、カラムを全還流で操作します。
