高赤方偏移でのETHOSハローのハロー質量関数と内部構造
| Title |
The_halo_mass_function_and_inner_structure_of_ETHOS_haloes_at_high_redshift |
| Authors |
Sebastian_Bohr_(1),_Jes\'us_Zavala_(1),_Francis-Yan_Cyr-Racine_(2),_Mark_Vogelsberger_(3)_((1)_University_of_Iceland,_(2)_UNM,_(3)_MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08790 |
構造形成ETHOSフレームワーク内の一連のシミュレーションのために、高赤方偏移（$z\geq5$）でのハロー質量関数と内部ハロー構造を研究します。ETHOSには、さまざまな強度のコールドダークマター（CDM）、サーマルウォームダークマター（WDM）、ダークアコースティック振動（DAO）などのシナリオが含まれており、パラメーターは$h_{\rmPeak}$と$k_{\rmの2つだけです。ピーク}$、最初のDAOピークの振幅とスケール。滑らかな$k$フィルターを使用したExtendedPress-Schechter（EPS）形式は、ETHOSモデル（$k_{\rmピークによって制御）の小規模電力の抑制によって作成されたハロー質量関数のカットオフを予測できます。}$）、および$h_{\rmピーク}$に依存する小さな質量での勾配。興味深いことに、DAOはハローの質量分布に局所的な特徴を導入し、CDMまたはWDMと比較して形状が異なる質量関数をもたらすことがわかりました。${\itall}$ETHOSモデルのハロー密度プロファイルはNFWプロファイルによって十分に記述されており、濃度は$k_{\rmピーク}によって制御される方法でCDMの場合よりも低くなっています。$。DAOモデルの濃度と質量の関係は、他の場所でCDMおよびWDMに対して提案されている拡張Press-Schechter理論に基づく質量アセンブリモデルによって十分に近似できることを示します。私たちの結果は、$N-$bodyシミュレーションを必要とせずに、ETHOSパラメーター化内のハロー質量関数と濃度-質量関係の安価な計算を実行するために使用できます。
スクエア・キロメートル・アレイの時代の高速電波バーストで宇宙の再電離の歴史を明らかにする
| Title |
Revealing_the_cosmic_reionisation_history_with_fast_radio_bursts_in_the_era_of_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Ting-Yi_Lu,_Alvina_Y._L._On,_Daryl_Joe_D._Santos,_Seong_Jin_Kim,_Ece_Kilerci_Eser,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_and_Leo_Y.-W._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08798 |
宇宙の再電離の歴史を明らかにすることは、銀河系外天文学の最前線にあります。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光のパワースペクトルは、再電離の履歴を制約するために使用できます。ここでは、赤方偏移の関数として銀河間媒体（IGM）のイオン化率を直接測定するために、高速電波バースト（FRB）を使用するCMBに依存しない方法を提案します。FRBは、ミリ秒のタイムスケールを持つ新しい天文トランジェントです。それらの分散測定値（DM$_{\rmIGM}$）は、IGM内のイオン化された物質の量の指標です。赤方偏移に対するDM$_{\rmIGM}$の差はイオン化率に比例するため、この方法では、機能的な形状を想定せずに、再イオン化の履歴を直接測定できます。概念実証として、トムソン散乱の光学的厚さが同じである3つの異なる再電離履歴を想定して、SquareKilometerArrayで検出される模擬の非反復FRBソースを構築しました。赤方偏移測定の3つのケースを検討しました：（A）すべての模擬データの分光学的赤方偏移、（B）模擬データの10％の分光学的赤方偏移、および（C）時間積分された輝度と残りの間のFRBの経験的関係から推定された赤方偏移-フレーム固有の期間。すべての場合において、再電離履歴は、私たちの方法を使用して、模擬FRBデータから一貫して再構築されます。私たちの結果は、再電離の歴史を制約する将来のFRBの能力を示しています。
| Title |
Using_Pantheon_and_DES_supernova,_baryon_acoustic_oscillation,_and_Hubble_parameter_data_to_constrain_the_Hubble_constant,_dark_energy_dynamics,_and_spatial_curvature |
| Authors |
Shulei_Cao,_Joseph_Ryan,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08817 |
パンテオンIa型超新星（SNIa）の見かけの等級、DES-3yrビニングされたSNIaの見かけの等級、ハッブルパラメータ、およびバリオン音響振動の測定値を使用して、6つの空間的に平坦および非平坦な宇宙モデルを制約します。これらのデータセットは、私たちが研究する6つの宇宙論モデルにおいて相互に一貫した宇宙論的制約を提供します。これらのデータセットの共同分析により、ハッブル定数$H_0=68.8\pm1.8\\rm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$および非ハッブル定数のモデルに依存しない推定値が提供されます。-相対論的物質密度パラメーター、$\Omega_{\rmm_0}=0.294\pm0.020$。ジョイントコンストレイントは、穏やかな暗黒エネルギーのダイナミクスと少しの空間的湾曲を好みますが、暗黒エネルギーが宇宙定数で平坦な空間ハイパーサーフェスであることを除外していません。また、クエーサーの角度サイズとHIIスターバースト銀河の測定値を組み合わせたデータセットに追加し、より制限的な制約を見つけます。
摂動による暗い相互作用の区別
暗黒物質（DM）と暗黒エネルギー（DE）の間のエネルギー移動を伴う宇宙モデルは、現在の時代に匹敵するエネルギー密度を生み出すことができます。現在の作業は、相互作用の強さを決定する動的結合パラメーターを持つ相互作用モデルの摂動解析を扱います。相互作用がより最近の現象である場合と、相互作用が遠い過去の現象である場合の2つのケースを検討しました。摂動解析を使用して、短い初期現象として存在する相互作用が、最近の相互作用や一定の結合相互作用よりも好ましいことを示しました。
銀河と速度の相関関係を使用した成長率の推定値の改善：シミュレーション研究
構成空間における銀河と速度の相互相関の測定値を使用して、大規模構造の成長率を推定するための改善されたフレームワークを提示します。速度自己相関関数$\psi_1$と$\psi_2$の標準推定量、2点銀河相関関数$\xi_{gg}$を検討し、銀河と速度の相互相関の新しい推定量を導入します。相関関数、$\psi_3$。真のデータに特徴的な分布からサンプリングされた速度と位置のランダムなカタログから測定されたペアカウントを含めることにより、銀河と速度の相互相関関数の分散が大幅に減少することがわかります。共分散分析と$\chi^2$最小化手順をこれらの統計に適用して、正規化された成長率$f\sigma_8$とパラメーター$\beta=f/b$の推定値と誤差を決定します。ここで、$b$は銀河バイアス係数。L-PICOLAシミュレーションコードから構築された現実的な速度ノイズを使用して、赤方偏移$z<0.1$の模擬半球データセットでこのフレームワークをテストし、の結合の組み合わせから$f\sigma_8$の基準値を回復できることを確認します。$\psi_1$+$\psi_2$+$\psi_3$+$\xi_{gg}$、個々のモックから15\％の精度。また、使用される相関統計の組み合わせに関係なく、基準$f\sigma_8$を1$\sigma$以内に回復します。4つの統計すべてを一緒に検討すると、成長率の測定における統計の不確かさは、同じ分析のみと比較して$53\％$だけ、$\psi_2$のみを考慮した同じ分析と比較して$59\％$減少することがわかります。$\psi_1$を考慮し、$\psi_1$と$\psi_2$を共同で考慮した同じ分析と比較して$52\％$。
高赤方偏移のLy {\ alpha}森林からの再電離と銀河の推論
| Title |
Reionization_and_galaxy_inference_from_the_high-redshift_Ly{\alpha}_forest |
| Authors |
Yuxiang_Qin_(1),_Andrei_Mesinger_(1),_Sarah_E._I._Bosman_(2,3)_and_Matteo_Viel_(4,5,6,7)_((1)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London,_Gower_Street,_London_WC1E_6BT,_UK_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_K\"onigstuhl_17,_D-69117_Heidelberg,_Germany_(4)_SISSA_-_International_School_for_Advanced_Studies,_via_Bonomea_265,_34136_Trieste,_Italy_(5)_IFPU,_Via_Beirut_2,_34014,_Trieste,_Italy_(6)_INFN,_sezione_di_Trieste,_via_Valerio_2,_Trieste,_Italy_(7)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste,_Via_G.B._Tiepolo_11,_I-34131_Trieste,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09033 |
遠方のクエーサーのスペクトルにおけるライマン-{\alpha}（Ly{\alpha}）の透過率は、銀河間媒体（IGM）の密度、温度、およびイオン化状態に依存します。したがって、高赤方偏移（z>5）のLy{\alpha}森林は、再電離の時代（EoR）の後期段階、およびそれを推進する発生源の特性を研究する上で非常に貴重である可能性があります。確かに、高品質のクエーサースペクトルは、現在、z>5での大規模な不透明度変動の存在をしっかりと確立しており、その物理的起源はまだ議論されています。ここでは、高zLy{\alpha}フォレストをフォワードモデリングすることにより、EoRと銀河の特性を制約できるベイズフレームワークを紹介します。銀河とCMBの観測からの事前情報を使用して、森林スペクトルに見られる大規模な不透明度の変動を再現するために、EoRの最終的なオーバーラップ段階（体積の>95％がイオン化された場合）がz<5.6で発生する必要があることを示します。ただし、最長のガン・ピーターソントラフを生成するのは、斑状の再イオン化と不均一なUVバックグラウンドの組み合わせです。Ly{\alpha}の森林観測は、銀河の特徴的な電離脱出率に対する既存の制約を厳しくし、組み合わせた観測はf_{\rmesc}\約7^4_3％を示唆し、銀河のハロー（または恒星）による強い進化を嫌います。質量。
ブラインドマップレベルの系統分類学のクリーニング：二次推定量アプローチ
| Title |
Blind_Map_Level_Systematics_Cleaning:_A_Quadratic_Estimator_Approach |
| Authors |
Joel_Williams,_Nialh_McCallum,_Aditya_Rotti,_Daniel_Thomas,_Richard_Battye,_Michael_L._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09097 |
二次推定量（QE）を使用して、観測された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）マップに存在する系統分類を診断および削除する最初の詳細なケーススタディを紹介します。この作業では、温度から分極への漏れに焦点を当てます。反復QE分析を使用して、系統的除去を行い、レンズ除去と同様に、原始的なBモード信号と系統的マップを復元します。反復洗浄手順の安定した収束に不可欠な新しいガウスフィルタリングスキームを導入し、半分析的予測との比較で検証します。理想化されたシミュレーションでのパフォーマンスを調べることにより、この方法の限界を研究し、さまざまなレンズ除去効率を想定したLiteBIRDのような実験用に生成された現実的なシミュレーションにこの方法を適用します。最後に、テンソルとスカラーの比率$r$の尤度分析を提示することにより、体系的なクリーニング効率を定量化し、ブラインドクリーニングが$r$のバイアスのない測定値をもたらし、体系的な誘導Bモードパワーを低減することを示します。ほぼ2桁。
SDSSからのHII領域スペクトルの分析を使用した原始ヘリウム存在量の新しい決定
| Title |
A_new_determination_of_the_primordial_helium_abundance_using_the_analyses_of_HII_region_spectra_from_SDSS |
| Authors |
O.A._Kurichin,_P.A._Kislitsyn,_V.V._Klimenko,_and_A.V._Ivanchik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09127 |
原始ヘリウム存在量$Y_p$の正確な測定は、初期の宇宙の強力なプローブです。$Y_p$を決定する最も一般的な方法は、青いコンパクトな矮小銀河で見つかった金属の少ない\HII領域の観測の分析です。スローンデジタルスカイサーベイから収集された100の\HII領域の分光サンプルを提示します。最終的に分析されたサンプルは、IzotovらのサンプルとHeBCDデータベースで構成されています。2007.自己無撞着な手順を使用して、物理的条件、現在のヘリウムの存在量、および\HII領域の金属量を決定します。金属量ゼロへの回帰から、$Y_p=0.2462\pm0.0022$が得られました。これは、このような方法でこれまでに得られた最も厳しい制約の1つであり、プランクの結果$Y_{\rmp}とよく一致しています。^{\it{Planck}}=0.2471\pm0.0003$。$Y_p$の決定値と、ParticleDataGroup（Zylaetal。2020）から取得した原始重水素存在量を使用して、ニュートリノ種の有効数$N_{\rmeff}=2.95\pm0.16$に制約を課します。Planckの1つ$N_{\rmeff}=2.99\pm0.17$と一致しています。統計をさらに増やすことで、プランクの精度を達成できる可能性があります。これは、標準宇宙モデルや物理学の自己一貫性を研究するための強力なツールになります。
$ f（Q）$の署名-宇宙論における重力
$f（Q）$-重力の宇宙論的観測量への影響を調査します。これは、重力が非計量スカラー$Q$によって記述される特定のクラスの修正重力モデルです。特に、線形摂動レベルで独特で測定可能なシグネチャを示しながら、バックグラウンドレベルで$\Lambda$-cold-dark-matter（$\Lambda$CDM）モデルと区別がつかない特定のモデルに焦点を当てます。これらは時間依存のプランク質量に起因し、単一の無次元パラメーター$\alpha$によって制御されます。$\Lambda$CDMモデルと比較すると、$\alpha$の正の値では、抑制された物質のパワースペクトルと、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の角度パワースペクトルに対するレンズ効果、および強化された統合ザックスヴォルフェテールが見つかります。CMB温度異方性の。$\alpha$パラメータが負の場合、逆の動作が発生します。また、修正された重力波（GW）の伝搬を調査し、標準の電磁波と比較したGWの光度距離の予測を示します。最後に、将来のGW検出器で標準サイレンを使用してモデルの自由パラメーターの精度を推測します。
原始磁場の存在下での最初の星形成
最近、原始磁場が宇宙論的なハッブル張力を緩和する可能性があると主張されています。$2\times10^{-12}$-$2\times10^{-の範囲の現在の場の強さについて、最初の宇宙論的オブジェクトであるミニハロ形成星の形成に対するそのような場の影響を検討します。10}$G.これらの値は、Alv\'enの速度と音速の$v_a/c_s\約0.03-3$の初期比率に対応します。$v_a/c_s\ll1$の場合、影響はそれほど大きくないことがわかります。ただし、$v_a\simc_s$の場合、重力崩壊の開始時間は遅延し、持続時間は赤方偏移で$\Delta$z=2.5だけ延長されます。$v_a>c_s$の場合、崩壊は完全に抑制され、ミニハロは成長を続け、原子冷却限界に達するまで崩壊する可能性は低くなります。原始磁場の現在の観測限界を使用して、インフレーションによって生成された原始磁場は最初の星形成に大きな影響を与える可能性があるが、インフレーション後の生成された磁場はそうではないと結論付けます。
ベガの視線速度モニタリングの10年と惑星の存在に対する新しい限界
| Title |
A_decade_of_radial-velocity_monitoring_of_Vega_and_new_limits_on_the_presence_of_planets |
| Authors |
Spencer_A._Hurt,_Samuel_N._Quinn,_David_W._Latham,_Andrew_Vanderburg,_Gilbert_A._Esquerdo,_Michael_L._Calkins,_Perry_Berlind,_Ruth_Angus,_Christian_A._Latham,_and_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08801 |
10年間にわたるベガの1524スペクトルの分析を提示します。ここでは、周期的な視線速度の変動を検索します。周期が0。676日で半振幅が約10m/sの信号は、以前の分光学的および分光偏光測定研究によってはるかに短い期間で測定された自転周期と一致しており、このA0星の表面の特徴の存在を確認しています。これらの特徴の進化のタイムスケールは、通常のA型星の弱い磁場を維持するメカニズムへの洞察を提供することができます。準周期カーネルを使用してガウス過程で視線速度をモデル化すると、特徴的なスポット進化のタイムスケールは約180日であることが示唆されますが、それよりはるかに長い可能性を排除することはできません。そのような長いタイムスケールは、ベガに失敗した化石磁場の存在を示している可能性があります。TESSデータは、Vegaの測光回転変調を初めて明らかにしました。合計振幅はわずか10ppmであり、分光振幅と測光振幅を比較すると、表面の特徴が暗いスポットではなく明るいプラージュによって支配されている可能性があります。最短の公転周期では、通過および視線速度注入回復テストは、2地球半径より大きい通過惑星とほとんどの非通過巨大惑星の存在を除外します。長期間にわたって、視線速度と文献からの直接イメージングを組み合わせて、15auの距離までのビーガン惑星と褐色矮星の検出限界を作成します。最後に、周期が2。43日で半振幅が6m/sの視線速度信号の候補を検出します。軌道を回る仲間によって引き起こされた場合、その最小質量は約20地球質量になります。ベガのせいぜいの向きのため、軌道が恒星のスピンと整列している場合、これは木星の惑星に対応します。この候補惑星の確認の見通しについて話し合います。
| Title |
Space_Weathering_within_C-Complex_Main_Belt_Asteroid_Families |
| Authors |
Cristina_A._Thomas,_David_E._Trilling,_Andrew_S._Rivkin,_and_Tyler_Linder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08822 |
スローンデジタルスカイサーベイ移動物体カタログのデータを使用して、炭素質物質の宇宙風化の理解を深めるために、メイン小惑星帯のC複合体ファミリーのサイズの関数として色を研究します。HygieaタイプとThemisタイプの2つの異なるスペクトルスロープトレンドが見つかります。Hygieaタイプのファミリは、最小勾配値に達するまでオブジェクトサイズの増加に伴ってスペクトル勾配の減少を示し、オブジェクトサイズの増加に伴って勾配が増加すると傾向が逆転します。テミス族は、最大勾配に到達し、スペクトル勾配がわずかに減少し始めるか、最大のオブジェクトではプラトーになるまで、オブジェクトサイズの増加に伴ってスペクトル勾配が増加することを示しています。研究されたほとんどの家族は、ヒギエアタイプの傾向を示しています。スペクトル勾配のこれらの明確な変化の原因となるプロセスは、C複合体内のいくつかの異なる分類学的クラスに影響を及ぼし、家族のスペクトル勾配を変更するために迅速に作用するように見えます。
ALMAを使用したHD206893周辺の塵円盤の構造の解決
| Title |
Resolving_Structure_in_the_Debris_Disk_around_HD_206893_with_ALMA |
| Authors |
Ava_Nederlander,_A._Meredith_Hughes,_Anna_J._Fehr_(Wesleyan),_Kevin_M._Flaherty_(Williams),_Kate_Y._L._Su_(U._Arizona),_Attila_Moor_(Konkoly_Observatory),_Eugene_Chiang_(UC_Berkeley),_Sean_M._Andrews,_David_J._Wilner_(Harvard-Smithsonian_CfA),_Sebastian_Marino_(IoA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08849 |
塵円盤は、微惑星間の衝突によって生成された主系列星を取り巻く希薄でほこりっぽい帯です。HD206893は、デブリリングの内部を周回する直接画像化された褐色矮星をホストすることが知られている2つしかない星の1つです。この場合、10.4auの投影間隔です。ここでは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、角度分解能0.6"（24au）、波長1.3mmでHD206893周辺の塵円盤の構造を解明します。半径<から伸びる広い円盤を観察します。51auから194^{+13}_{-2}au。表面密度プロファイルの連続、ギャップ、および二重のべき則モデルを使用してディスクをモデル化し、表面密度の極小値の強力な証拠を見つけます。半径70au付近の分布、内側半径63^{+8}_{-16}auおよび幅31^{+11}_{-7}auのディスクのギャップと一致。ギャップ構造には他の4つの塵円盤（ALMAで十分な角度分解能と感度で観測された他のすべての放射状に分解された塵円盤）で観察され、追加の惑星質量コンパニオンの存在を示唆している可能性があります。
ATLAS小惑星調査用の2段階深層学習検出分類器
| Title |
A_Two-Stage_Deep_Learning_Detection_Classifier_for_the_ATLAS_Asteroid_Survey |
| Authors |
Amandin_Chyba_Rabeendran_and_Larry_Denneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08912 |
この論文では、地球近傍小惑星空調査システムである「小惑星地球衝突最終警報システム」（ATLAS）で得られたデータの光学的および電子的アーティファクトから太陽系オブジェクトの検出を分離するための2段階ニューラルネットワークモデルを提示します。[arXiv：1802.00879]。畳み込みニューラルネットワーク[arXiv：1807.10912]を使用して、天文源の候補検出の小さな「切手」画像を8つのクラスに分類し、その後に4つの候補検出の時間シーケンスが表す確率を提供する多層パーセプトロンが続きます。本当の天文学的な情報源。この作業の目標は、地球近傍天体（NEO）の検出から小惑星センターへの提出までの時間遅延を減らすことです。NEOのまれで危険な性質のため[HarrisandD'Abramo、2015]、低い偽陰性率がモデルの優先事項です。モデルがATLASデータの実際の小惑星で0.4\％の偽陰性率で99.6\％の精度に達することを示します。このモデルをATLASに展開することで、天文学者がスクリーニングしなければならないNEO候補の量が90％削減され、ATLASが完全な自律性に一歩近づきました。
リュウグウの表面状態に対する高偏光度の意味
| Title |
Implications_of_High_Polarization_Degree_for_the_Surface_State_of_Ryugu |
| Authors |
Daisuke_Kuroda,_Jooyeon_Geem,_Hiroshi_Akitaya,_Sunho_Jin,_Jun_Takahashi,_Koki_Takahashi,_Hiroyuki_Naito,_Kana_Makino,_Tomohiko_Sekiguchi,_Yoonsoo_P._Bach,_Jinguk_Seo,_Shuji_Sato,_Hiroshi_Sasago,_Koji_S._Kawabata,_Aoi_Kawakami,_Miyako_Tozuka,_Makoto_Watanabe,_Seiko_Takagi,_Kiyoshi_Kuramoto,_Makoto_Yoshikawa,_Sunao_Hasegawa,_and_Masateru_Ishiguro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08950 |
小惑星探査プロジェクト「はやぶさ2」は、小惑星リュウグウからのサンプルの返還に成功しました。この研究では、2020年9月27日から12月25日までの4つの地上望遠鏡を使用してリュウグウの直線偏光度を測定しました。28$^\circ$から104までの広い位相角（太陽ターゲット観測者の角度）をカバーしています。$^\circ$。リュウグウの偏光度は、100$^\circ$の位相角付近で53$\％$に達し、これまでに報告されたすべての小惑星と彗星の中で最も高い値であることがわかりました。リュウグウの高い偏光度は、その表面層の散乱特性、特に多重散乱光の比較的小さな寄与に起因する可能性があります。偏光測定の結果は、リュウグウの表面が大きな粒子で覆われていることを示しています。粉砕された隕石の偏光測定との比較に基づいて、リュウグウの表層にミリメートルサイズの粒子が存在することを推測できます。また、このサイズの境界は、骨材を構成する粒子を表していると推測されます。回収されたサンプルでは、その進化の記録を保持している可能性はありますが、非常に脆い構造が失われている可能性があります。私たちのデータは、リュウグウの表面構造を再現することを目的とした将来の実験にとって非常に貴重です。
火星の急速な成長：胚形成の高解像度GPUシミュレーション
最近の高精度の隕石データは、地球型惑星の形成タイムスケールとバルク組成に対する制約を改善しています。高解像度のN体シミュレーションにより、胚の成長タイムスケールと付着ゾーンをこれらの制約と直接比較できます。この論文では、GPUベースのN体コードGENGAを使用して、最大41,000個の完全自己重力微惑星のディスクからの胚形成の高解像度シミュレーションの結果を示します。私たちの結果は、胚の成長が初期条件に大きく依存していることを示しています。より大規模な初期微惑星、より短いガスディスク崩壊タイムスケール、そして最初はエキセントリックな木星と土星（EJS）はすべて、胚のより速い成長につながります。これにより、小惑星帯の物質は、永年共鳴を掃引することにより、地球型惑星領域に移植することができます。これはおそらく、そのHf-W年代学から推測される10Myr以内の火星の急速な成長を説明することができます。永年共鳴を一掃すると、小惑星帯がほぼ完全に除去され、この物質が水星-金星領域に堆積し、そこでの胚の組成が変化します。これにより、水星-金星領域の胚が2AUを超えると予想外に高い質量分率を蓄積する可能性があります。木星と土星の初期軌道をより円形（CJS）に変更するか、ガスのない環境で形成された胚を想定すると、永年共鳴効果が除去され、水星-金星領域の胚の2AUを超えて降着する物質が大幅に減少します。したがって、水星と金星からの岩石サンプルは、微惑星と胚形成の間の最初の原始惑星系ガス円盤の状態と寿命、および巨大惑星の初期構造を推定するのに大いに役立つ可能性があることを提案します。
微惑星形成のための煙を吐く銃：新しいサイズ範囲への電荷駆動型成長
| Title |
A_Smoking_Gun_for_Planetesimal_Formation:_Charge_Driven_Growth_into_a_New_Size_Range |
| Authors |
Jens_Teiser,_Maximilian_Kruss,_Felix_Jungmann,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09124 |
衝突は粒子を帯電させ、凝固による成長を促進します。玄武岩ビーズの3つの大きなアンサンブル（$150\、\mu\mathrm{m}-180\、\mu\mathrm{m}）$を使用した凝集実験を示します。そのうちの2つは帯電していますが、1つは制御システムとしてほぼ中性のままです。。微小重力実験では、これらのサンプル内の自由衝突は、中程度の衝突速度（$0-0.2\、\mathrm{m\、s}^{-1}$）で誘発されます。制御システムでは、帯電した粒子が成長し続ける間、凝固は（サブ）mmサイズで停止します。5\、cmの最大凝集体サイズに達しますが、自由体積のビーズの枯渇によってのみ制限されます。初めて、センチメートル範囲への電荷駆動型成長が実験によって直接証明されました。原始惑星系円盤では、この凝集体のサイズは、たとえばストリーミングの不安定性などによって、流体力学的粒子の集中に必要な臨界サイズをはるかに超えています。
ストリーミング不安定性によって形成された惑星体の放射状構造について
| Title |
On_the_radial_structure_of_planetary_bodies_formed_by_the_streaming_instability |
| Authors |
Rico_G._Visser,_Joanna_Dr\k{a}\.zkowska,_Carsten_Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09209 |
彗星と小さな微惑星は、ミリメートルからセンチメートルサイズの小石の形で原始的なビルディングブロックを含んでいると信じられています。これらの小天体を形成するための実行可能な成長メカニズムの1つは、小石がクラスター化し、ガスの引きずりの存在下で微惑星または彗星に向かって重力崩壊するストリーミング不安定性（SI）によるものです。ただし、ほとんどのSIシミュレーションはグローバルであり、ヒル半径内の小石雲の最終崩壊段階を追跡するための解像度が不足しています。代表的な粒子アプローチを使用して、相互衝突とガス抗力の影響を受ける重力で結合した小石雲の崩壊を追跡することを目指しています。崩壊したコアの放射状の小石サイズ分布と、相互の小石衝突が小石サイズ分布に与える影響を決定します。雲の進化中にビリアル平衡に達することは決してなく、一般に、与えられたストークス数（St）の小石は、空気力学的に最大から空気力学的に最小のシーケンスで光学的に厚いコアに向かって崩壊することがわかります。コアが光学的に厚くなる位置では、終端速度がフラグメンテーションしきい値速度をはるかに下回っていることを示します。雲の進化中の衝突処理はごくわずかですが、発生する衝突は継続しています。これらの結果は、彗星と小さな惑星体がミリメートルからセンチメートルのサイズ範囲の原始的な小石で構成されているという観測を裏付けています。
Nigraha：TESSから惑星候補を特定して評価するための機械学習ベースのパイプライン
| Title |
Nigraha:_Machine-learning_based_pipeline_to_identify_and_evaluate_planet_candidates_from_TESS |
| Authors |
Sriram_Rao,_Ashish_Mahabal,_Niyanth_Rao,_and_Cauligi_Raghavendra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09227 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、現在2年余り運用されており、北半球と南半球を一度カバーしています。TESSチームは、ScienceProcessingOperationsCenterパイプラインとQuickLookパイプラインを使用してダウンリンクされたデータを処理し、フォローアップ用のアラートを生成します。コミュニティからの他の努力と組み合わせて、2000以上の惑星候補が発見され、そのうちの数十が惑星として確認されています。これらのアプローチを補完するパイプラインNigrahaを紹介します。Nigrahaは、トランジットファインディング、教師あり機械学習、詳細な審査を組み合わせて使用し、以前の検索で見逃されたいくつかの惑星候補を高い信頼性で特定します。特に、より地球のような惑星を表す可能性のある高い信号対雑音比（SNR）の浅い通過を識別します。オープンデータ探索の精神に基づいて、パイプラインの詳細を提供し、教師あり機械学習モデルとコードをオープンソースとしてリリースし、7つのセクターで見つけた38の候補を公開します。このモデルは、他のセクターでそのまま簡単に実行できます。今後の作業の一環として、データが不足しているためにオブジェクトを保守的かつ破棄してきたいくつかのステップを強化することにより、歩留まりを向上させる方法の概要を説明します。
TOI-178の6つの通過する惑星と一連のラプラス共鳴
| Title |
Six_transiting_planets_and_a_chain_of_Laplace_resonances_in_TOI-178 |
| Authors |
A._Leleu,_Y._Alibert,_N._C._Hara,_M._J._Hooton,_T._G._Wilson,_P._Robutel,_J.-B._Delisle,_J._Laskar,_S._Hoyer,_C._Lovis,_E._M._Bryant,_E._Ducrot,_J._Cabrera,_L._Delrez,_J._S._Acton,_V._Adibekyan,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_R._Alonso,_D._Alves,_D._R._Anderson,_D._Angerhausen,_G._Anglada_Escud\'e,_J._Asquier,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_D._Bayliss,_M._Beck,_T._Beck,_A._Bekkelien,_W._Benz,_N._Billot,_A._Bonfanti,_X._Bonfils,_F._Bouchy,_V._Bourrier,_G._Bou\'e,_A._Brandeker,_C._Broeg,_M._Buder,_A._Burdanov,_M._R._Burleigh,_T._B\'arczy,_A._C._Cameron,_S._Chamberlain,_S._Charnoz,_B._F._Cooke,_C._Corral_Van_Damme,_A._C._M._Correia,_S._Cristiani,_M._Damasso,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_P._Di_Marcantonio,_G._Di_Persio,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09260 |
多惑星系のアーキテクチャを決定することは、惑星の形成と進化を理解するための基礎の1つです。共鳴系は、その軌道構成の脆弱性により、親原始惑星系円盤がまだ存在していた初期の形成段階以降、重大な散乱または衝突イベントが発生していないことが保証されるため、特に重要です。これに関連して、TOI-178は、2：3：3の共鳴鎖を示唆する最初のTESS観測以来、特に注目されてきました。ここでは、システム特有の軌道構造を解読することを目的として、CHEOPS、ESPRESSO、NGTS、およびSPECULOOSからの観測結果を報告します。TOI-178は、スーパーアースからミニネプチューンの領域に少なくとも6つの惑星があり、半径は1.152（-0.070/+0.073）から2.87（-0.13/+0.14）の地球半径で、周期は1.91であることを示しています。3。24、6.56、9.96、15。23、および20。71日。最も内側の惑星を除くすべての惑星は、ラプラス共鳴の2：4：6：9：12チェーンを形成し、惑星密度は、惑星ごとに重要な変動を示し、1.02（+0.28/-0.23）から0.177（+0.055/-0.061）惑星cとdの間の地球の密度の倍。ベイズ内部構造検索モデルを使用して、惑星内のガスの量が単調に変化しないことを示します。これは、単純な形成および進化モデルから予想されるものとは異なり、ラプラス共鳴のチェーン内の他の既知のシステムとは異なります。TOI-178の明るさは、その軌道構造と、現在知られている6つの通過する惑星の物理的性質の正確な特性評価を可能にします。独特の軌道構成とシステム内の惑星間の平均密度の多様性は、内部の惑星構造と大気の進化の研究を可能にし、スーパーアースとミニネプチューンの形成に関する重要な手がかりを提供します。
APOGEE DR16：MCMC法に基づく銀河円盤のマルチゾーン化学進化モデル
| Title |
APOGEE_DR16:_a_multi-zone_chemical_evolution_model_for_the_Galactic_disc_based_on_MCMC_methods |
| Authors |
E._Spitoni,_K._Verma,_V._Silva_Aguirre,_F._Vincenzo,_F._Matteucci,_B._Vai\v{c}ekauskait\.e,_M._Palla,_V._Grisoni,_F._Calura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08803 |
APOGEEDR16データの分析は、[$\alpha$/Fe]と[Fe/H]の存在比空間で、異なるガラクトセントリック距離にある2つの円盤星のシーケンスの間に明確な違いが存在することを示唆しています。-$\alpha$シーケンスは、古典的に厚い円盤内の古い星の集団に関連付けられており、-$\alpha$シーケンスは、ほとんどが薄い円盤内の比較的若い星で構成されています。マルコフ連鎖モンテカルロ法に基づくベイズ分析を実行して、APOGEEDR16サンプルから測定された化学物質の存在量を使用して、異なるガラクトセントリック距離の領域用に設計されたマルチゾーン2落下化学進化モデルを制約します。銀河円盤の裏返しの形成は、2つの落下の化学進化モデルのAPOGEE-DR16への最適な適合から自然に現れます。内側の銀河領域は、外側の領域と比較して短い時間スケールで組み立てられます。外側のディスク（半径$R>6$kpc）では、原始的な化学組成を持つガスの遅い降着イベントによる化学希釈が、[Mg/Fe]対[Fe/H]の存在量パターンの主な要因です。低$\alpha$シーケンスで。内側のディスクでは、2つの落下モデルのフレームワークで、化学力学モデルによって示唆されているように、低$\alpha$相での濃縮ガスの落下の存在を確認します。最近のAPOGEEDR16データのベイズ分析は、分析されたすべてのガラクトセントリック領域の最初と2番目のガス流入イベントの間に$\sim$3.0から4.7Gyrの範囲のかなりの遅延時間を示唆しています。私たちの結果は、銀河円盤に沿った[Mg/Fe]と[Fe/H]の関係の明確な解釈を提案しています。銀河の星形成の歴史に中断をもたらす、ガスが豊富な合併の遅れの兆候は、[Mg/Fe]と[Fe/H]の関係に感銘を受け、低$\alpha$がどのように決定されるかを決定します。星は、さまざまな銀河中心の距離で豊富な空間に分布しています。
低質量星の初期質量関数に対する環境効果の役割のテスト
| Title |
Testing_the_role_of_environmental_effects_on_the_Initial_Mass_Function_of_low_mass_stars |
| Authors |
Belinda_Damian_(1),_Jessy_Jose_(1),_Manash_R._Samal_(2),_Estelle_Moraux_(3),_Swagat_R._Das_(1),_Sudeshna_Patra_(1)_((1)_IISER_Tirupati,_India,_(2)_PRL,_India,_(3)_Univ._Grenoble_Alpes,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08804 |
星形成過程では、質量の大きい星からのフィードバックや、低質量端での初期質量関数（IMF）の形での恒星の密度などの環境要因の重要な役割はまだ理解されていません。したがって、多様な環境条件下での地域のサンプルの体系的で高感度な観測分析が不可欠です。ガラクトセントリック距離（$R_g$）の範囲$\にある8つの若いクラスター（$<$5Myr）、つまりIC1848-West、IC1848-East、NGC1893、NGC2244、NGC2362、NGC6611、Stock8、CygnusOB2のIMFを分析します。深い近赤外測光とGaia-DR2を使用して、近くのクラスターIC348と一緒にsim$6-12kpc。これらのクラスターは、放射強度$log（L_{FUV}/L_{\odot}）$$\sim$2.6〜6.8、$log（L_{EUV}）$$\sim$42.2〜50.85フォトン/の大規模な恒星環境に埋め込まれています。s、恒星密度が$\sim$170〜1220星/pc$^2$の範囲。構造解析とフィールド除染の後、褐色矮星体制に至るまでのクラスターの前主系列星メンバーの偏りのない、均一に感度の高いサンプルを取得します。9つのクラスターのIMFへの対数正規適合により、平均特性質量（$m_c$）と$\sigma$はそれぞれ0.32$\pm$0.02$M_\odot$と0.47$\pm$0.02になります。IMFを、天の川全体の低質量クラスターと高質量クラスターのIMFと比較します。また、$R_g$を使用して、放射場の強さ、恒星の密度に関する体系的な変動もチェックします。これらのクラスターのIMFの根底にある形態には、環境への影響に関する強力な証拠はないと結論付けています。
GASTON：NIKA2による銀河系の星形成。星形成の塊の大量成長の証拠
| Title |
GASTON:_Galactic_Star_Formation_with_NIKA2._Evidence_for_the_mass_growth_of_star-forming_clumps |
| Authors |
A._J._Rigby,_N._Peretto,_R._Adam,_P._Ade,_M._Anderson,_P._Andr\'e,_A._Andrianasolo,_H._Aussel,_A._Bacmann,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_O._Bourrion,_A._Bracco,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_P._Garc\'ia,_A._Gomez,_J._Goupy,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_I._Ristorcelli,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_E._J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08811 |
高質量の星が形成されるメカニズムを決定することは、銀河のエネルギー収支と化学進化を理解するために不可欠です。InstitutdeRadioAstronomieMillim\'etrique（IRAM）30m望遠鏡で新しいIRAMKIDsArray2（NIKA2）カメラを使用することにより、銀河面の一部の高感度で大規模なマッピングを順番に実行しました。高質量星形成モードと低質量星形成モードの間の遷移の兆候を検索します。ここでは、NIKA2による銀河星形成（GASTON）プロジェクトの最初の結果を紹介します。これは、内側の銀河面（GP）の$\約$2度$^2$をマッピングするIRAM30m望遠鏡の大規模プログラムです。$\ell$=23.9$^\circ$、$b$=0.05$^\circ$を中心とし、1.15mmと2.00mmの連続波長帯の牡牛座とへびつかい座のターゲット。この論文では、最初に取得したGASTONGPデータを示し、初期の科学結果を示します。樹状図分析を使用して1.15mmマップから構造の抽出を行い、ハーシェル調査データからのコンパクトなソースカタログと比較することにより、以前に検出されなかった321個の凝集塊の集団を特定します。これらの新しい塊の約80％は70$\mu$m-静かであり、星のない候補と見なされる可能性があります。この新しい塊の集団は、すでに特定されている塊よりも、平均して、それほど大きくなく、より涼しいことがわかります。さらに、進化段階の指標である赤外線の明るい部分に基づいて凝集塊の完全なサンプルを分類することにより、凝集塊の質量成長の証拠を見つけ、凝集塊を供給された高質量星形成のモデルをサポートします。
VMC調査-XLI。小マゼラン雲内のステラ固有運動
| Title |
The_VMC_survey_--_XLI._Stellar_proper_motions_within_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
F._Niederhofer,_M.-R._L._Cioni,_S._Rubele,_T._Schmidt,_J._D._Diaz,_G._Matijevic,_K._Bekki,_C._Bell,_R._de_Grijs,_D._El_Youssoufi,_V._D._Ivanov,_J._M._Oliveira,_V._Ripepi,_S._Subramanian,_N.-C._Sun,_J._Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09099 |
マゼラン雲システム（VMC）の近赤外線VISTA調査のデータを使用して、小マゼラン雲（SMC）内の星の固有運動（PM）を測定しました。この調査で分析されたデータは、26個のVMCタイルで構成され、約40度$^2$の空の連続した領域全体をカバーしています。13〜38か月の時間ベースラインにわたる、Ksバンドのマルチエポック観測を使用して、約130,000個のバックグラウンド銀河に関する絶対PMを計算しました。銀河の重心運動をモデル化するために、約2,160,000個のSMCメンバー星のサンプルを選択しました。SMCセンターの3つの異なる選択肢で見つかった結果は、最近の宇宙ベースの測定とよく一致しています。SMCの全身運動を使用して、空間的に分解された残差PMマップを作成し、中年/老年と若年の星の種族の内部運動学を初めて別々に分析しました。銀河の伸長またはその外側の領域の剥ぎ取りのいずれかを指す外向きの動きが見つかりました。北に向かう恒星の動きは、SMCの背後にある「カウンターブリッジ」に関連している可能性があります。若い個体群は、SMCウィングの地域で、若いマゼラニックブリッジに向かってより大きなPMを示しています。より古い集団では、SMCから離れて古い橋の方向に向かう星の協調運動とSMCに向かう流れをさらに検出しました。
M101のダストエミッションモデルのベンチマーク
| Title |
Benchmarking_Dust_Emission_Models_in_M101 |
| Authors |
Jeremy_Chastenet,_Karin_Sandstrom,_I-Da_Chiang,_Brandon_S._Hensley,_Bruce_T._Draine,_Karl_D._Gordon,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Dyas_Utomo,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09236 |
M101（NGC5457）の分解されたWISE、Spitzer、およびHerschel測光に適合させることにより、4つの物理ダストモデルと2つの単一温度修正黒体モデルの比較研究を示します。同一のデータとグリッドベースのフィッティング手法を使用して、モデルから導出された結果のダストと放射場の特性を比較します。はめあいの品質は似ていますが、異なるモデルによって生成されるダストの質量は、最大3倍（物理モデル間でのみ1.4倍）変動する可能性があることがわかります。中赤外芳香族の特徴のキャリアの定義の違いにもかかわらず、すべての物理モデルは、その粒子集団の存在量について同じ空間的変動を示しています。M101で十分に決定された金属量勾配と分解されたガスマップを使用して、半径の関数としてダスト質量のおおよその上限を計算します。すべての物理的なダストモデルは、ガラクトセントリック半径のある範囲でこの最大推定値を超えることがわかっています。同じ天の川の高緯度巻雲スペクトルと存在量の制約に一致するようにモデルを再正規化すると、モデル間のダスト質量の差が減少し、すべての半径で総ダスト質量が最大推定値を下回る可能性があることを示します。
X線照射された円盤大気からの多相AGN風
降着円盤風を発射するための熱駆動のメカニズムは、古典的な熱不安定性（TI）と相互に関連しています。確かに、照射された降着円盤の大気の有効なスケールハイトは、熱的に不安定なゾーンを区切るSカーブのコールドブランチの範囲によって決定されます。最近の論文では、この相互接続の結果として、X線加熱流の放射状の風の解が塊になりやすいことを示しました。しかし、20年以上にわたる数値研究の中で、定常状態に近づく滑らかな熱駆動ディスク風ソリューションのみが見つかりました。この論文では、ベルヌーイ関数が動的な流れのTIによってエントロピーモードが成長できるかどうかを決定することを示します。この発見に基づいて、臨界半径$R_{\rmu}$を特定します。これを超えると、TIが熱駆動を伴うため、ディスク風のソリューションが不器用になります。私たちの数値シミュレーションは、凝集性が滑らかな溶液の層状構造を破壊する浮力の結果であることを明らかにしています。つまり、TIは、高度にイオン化された円盤風を下の低温相大気から分離する薄い遷移層の代わりに、上昇する遷移層の下にホットスポットの形成をシードし、大気を断片化します。これにより、照射された大気フラグメント（IAF）と呼ばれる特徴的な冷相構造が継続的に生成されます。これらのIAFは、ディスク風と相互作用する際の津波に似ており、外向きに移流するにつれて山が発達します。これらのソリューションの多相特性は、IAFのその後の崩壊に起因します。これは、45^{\degree}$の高さの視線から観察できるように、風の中で十分に高い高度に達する乱流後流内で発生します。AMDの特性について詳しく説明し、AMDの低下がTIゾーン内で予想されないことを示します。
セイファート2銀河MCG-01-24-12のX線放射
| Title |
The_X-ray_emission_of_the_Seyfert_2_galaxy_MCG-01-24-12 |
| Authors |
R._Middei,_G._A._Matzeu,_S._Bianchi,_V._Braito,_J._Reeves,_A._De_Rosa,_M._Dadina,_A._Marinucci,_M._Perri_and_A._Zaino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08793 |
マルチエポックデータセットに基づいて、近くのセイファート2銀河MCG-01-24-12の詳細なX線スペクトル分析を提示します。データは、XMM-Newton、NuSTAR、Swift、ChandraなどのさまざまなX線衛星で取得されており、数年から数日までのさまざまな時間間隔をカバーしています。2006年から2013年まで、ソースのフラックスは2〜10keVで$\sim$1.5$\times$10$^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$であり、アーカイブと一致しています。\textit{HEAO}および\textit{BeppoSAX}データに基づく観測。ただし、2019年の\textit{Chandra}スナップショットは、ソースを非常に低いフラックス状態で捉えました。これは、過去のスナップショットよりも10倍暗いです。現象論的および物理的に動機付けられたモデルに基づいて、MCG-01-24-12のX線スペクトルは、高エネルギーカットを伴う$\Gamma$=1.76$\pm$0.09のべき乗則連続発光によって最もよくモデル化されることがわかります。-E$_{\rmc}=70^{+21}_{-14}$keVでオフ。これはN$_{\rmH}$=（6.3$\pm）のかなり一定のカラム密度によって吸収されます。$0.5）$\times10^{22}$cm$^{-2}$。これらの量により、球形またはスラブ状の高温コンプトン化プラズマの場合のMCG-01-24-12の高温コロナの特性をkT$_{\rme}$=27$^{+と推定することができました。8}_{-4}$keV、$\tau_{\rme}$=5.5$\pm$1.3およびkT$_{\rme}$=28$^{+7}_{-5}$keV、それぞれ$\tau$=3.2$\pm$0.8。最後に、曝露期間が短いにもかかわらず、流出の存在の可能性のある証拠について説明します。
ボンディ降着流（漸近的に均質な媒体で静止しているシュワルツシルトブラックホールへの定常状態の断熱球形ガス流）を、断熱指数$\Gamma>5/3$の硬いポリトロープ状態方程式（EOS）について再検討します。それらの降着率を決定するには一般相対論的処理が必要であり、正確な表現を提供します。ソフトEOSとスティッフEOSの結果のいくつかの定性的な違い（$\Gamma\geq5/3$のEOSの最小定常降着率の出現を含む）について説明し、これらの違いを調べるために限定的なケースを調査します。例として、$\Gamma=2$の結果を強調します。これは、中性子星のEOSをモデル化するための数値シミュレーションでよく使用されます。また、このインデックスを使用した特殊なケース、超相対論的「因果的」EOS、$P=\rho$についても説明します。後者は、核密度を超える未だ決定されていない中性子星EOSの有用な限界として機能します。この結果は、たとえば、中性子星の中心にあるミニブラックホールへの降着率を推定するのに役立ちます。
活動銀河核ディスクとジェットの電磁流体力学シミュレーション
超大質量ブラックホールへの降着とその結果としてのジェット形成が活動銀河核（AGN）からの観測された放出に力を与えるという幅広いコンセンサスがあります。しかし、降着流でジェットがどのように形成されるか、ブラックホールスピンとの関係の可能性、およびジェットが周囲の媒体とどのように相互作用するかについては、あまり合意がありませんでした。標準的な降着円盤モデルの不安定性や観測上の制約との長引く不一致についても理論的な懸念がありました。X線連星への適用は一見成功しているように見えますが、標準降着円盤モデルは、AGNへの適用に挑戦する観測上の制約の増加するリストに直面しています。これらの質問の理論的調査は、これらの流れの動的な性質と、流体力学、磁場、放射伝達、および湾曲した時空の間の複雑な相互作用のために、数値シミュレーションにますます依存するようになっています。一般相対論的電磁流体力学（MHD）シミュレーションの出現により、ジェット生成とそのブラックホールスピンへの依存性についての理解が大幅に向上しました。シミュレーション結果は、ディスクとジェットの両方が降着流を通る磁束に敏感であり、降着流の角運動量とブラックホールスピンの間の不整合の可能性があることを示しています。放射MHDシミュレーションは、発光降着流の安定性に関する新しい洞察を提供し、放射粘度、原子からのUV不透明度、およびAGNのスパイラル密度波の潜在的な重要性を強調しています。
| Title |
HAWC_Search_for_High-Mass_Microquasars |
| Authors |
HAWC_Collaboration,_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J._R._Angeles_Camacho,_J._C._Arteaga-Velazquez,_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._Capistran,_A._Carraminana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_C._de_Leon,_R._Diaz_Hernandez,_J._C._Diaz-Velez,_B._L._Dingus,_M._Durocher,_M._A._DuVernois,_R._W._Ellsworth,_C._Espinoza,_K._L._Fan,_K._Fang,_N._Fraija,_A._Galvan-Gamez,_J._A._Garcia-Gonzalez,_F._Garfias,_M._M._Gonzalez,_J._A._Goodman,_J._P._Harding,_S._Hernandez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._Huntemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_D._Kieda,_A._Lara,_J._Lee,_W._H._Lee,_H._Leon_Vargas,_J._T._Linnemann,_A._L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Martinez-Castro,_J._A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J._A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostafa,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M._U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._Perez_Araujo,_C._D._Rho,_Y._J._Roh,_D._Rosa-Gonzalez,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_J._Serna-Franco,_A._J._Smith,_R._W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Urena-Mena,_L._Villasenor,_I._J._Watson,_T._Weisgarber,_E._Willox,_H._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08945 |
高質量のコンパニオンスターを持つマイクロクエーサーは、非常に高エネルギー（VHE;0.1-100TeV）のガンマ線エミッターを約束していますが、10TeVを超えるそれらの振る舞いはほとんど知られていません。高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台を使用して、既知の高質量マイクロクエーサー（HMMQ）の位置と一致する過剰なガンマ線放射を検索します。LS〜5039、CygnusX-1、CygnusX-3、およびSS〜433では、1、523日間のHAWCデータで有意な放出は観察されません。個々のソースごとに、これまでに取得された10TeVを超える最も厳しい制限を設定しました。また、2つの異なるシナリオを考慮して、ソーススタッキング検索を実行しました。I）ガンマ線の光度はマイクロクエーサージェットの光度の一部$\epsilon_\gamma$であり、II）非常に高エネルギーのガンマ線は相対論的電子によって生成されます。コンパニオンスターの放射場を磁場$B$で上方散乱させます。シナリオIでは$\epsilon_\gamma<5.4\times10^{-6}$を取得します。これは、HMMQによる観測可能な高エネルギーニュートリノ放出を示唆するモデルを厳密に制約します。シナリオIIの場合、VHEガンマ線が検出されない場合、有意な磁場$B\gtrsim22$〜Gが生成されます。これは、10keV〜10MeVのマイクロクエーサー放射の主要なメカニズムとして放射光を除外します。
2つのタイプのガス流入があるブラックホールの周りの可能な移流ディスク構造を確認します
| Title |
Review_the_possible_advective_disk_structures_around_a_black_hole_with_two-type_gas_inflows |
| Authors |
Rajiv_Kumar_and_Ye-Fei_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08961 |
カーブラックホール（BH）周辺の一般的な移流降着解を研究し、外側降着境界（AB）での2種類の流入ガスを調査しました。これらの2種類のガスは、温度と溶液に基づいて、外側のABで\cmと\hmの流入ガスに分類されました。\hmガスは、\cmガスよりも外側ABの周りの角運動量輸送に効率的であることがわかりました。\hmガスはグローバルな複数の\cite[衝撃解として人気][]{c89}または単一の音速点解を与えることができ、\cmは滑らかなグローバル解\cite[ADAFとして人気][]{ny94}または2つの音を与えることができますポイントソリューション。これらの解は、エネルギー平面と角運動量（$\be-L_0$）パラメーター空間でも表されます。理論的には初めて、降着溶液の性質とABでの初期降着ガスの性質との関係を詳細な計算と可能な物理的分析で調査しました。また、流れの表面密度は、ABの温度の変化に大きく影響され、流れの放射率が変化する可能性があることもわかりました。さまざまな移流ソリューションのフロー変数も比較しました。これらの結果に基づいて、BHの周りにいくつかの内部ディスク構造をプロットしました。そうすることで、スペクトル状態の永続的/一時的な性質、ブラックホール$X-$線連星（BXB）および活動銀河核（AGN）周辺の変動のソフト過剰および時間スケールについて推測しました。
| Title |
Black_Holes_LIGO/Virgo_Domination_and_Single-lined_Binaries_with_a_Black_Hole_Candidate_Component |
| Authors |
Vladimir_Lipunov,_Evgeny_Gorbovskoy,_Valeria_Grinshpun,_Daniil_Vlasenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08979 |
この手紙では、ブラックホールの検出率とバイナリ中性子星の検出率のLIGO/Virgo実験で観察された比率は、ブラックホールへの巨大な星の「保守的な」崩壊の仮定を必要とすることに注意します。崩壊する星のすべての質量は地平線の下にあります。これは、LIGO/Virgoによって検出された大量のブラックホールと一致しています。一方、ブラックホールへの崩壊中に物質がわずかに失われるという仮定は、単線バイナリの小さな離心率とよく一致しています。同時に、青い星を持つ連星系のほとんどのブラックホールからのX線がないことも説明されています。3セットのLIGO/Virgo観測と、候補ブラックホールコンポーネントを含む単一線バイナリのデータは、大規模なフィールドバイナリの進化のシナリオを確認していると主張します。
SN1987Aからの硬X線放射におけるパルサー風星雲の兆候
| Title |
Indication_of_a_Pulsar_Wind_Nebula_in_the_hard_X-ray_emission_from_SN_1987A |
| Authors |
Emanuele_Greco,_Marco_Miceli,_Salvatore_Orlando,_Barbara_Olmi,_Fabrizio_Bocchino,_Shigehiro_Nagataki,_Masaomi_Ono,_Akira_Dohi,_Giovanni_Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09029 |
その爆発の日以来、SN1987A（SN87A）は、その進化を研究し、その中央のコンパクトな遺物を検出する目的で綿密に監視されていました。超新星からのニュートリノの検出は、中性子星（NS）の形成を強力にサポートします。しかし、このオブジェクトの絶え間ない無益な検索は、その性質に関するさまざまな仮説を導きました。現在まで、ALMAデータでの、プロトパルサー風星雲（PWN）から生じる放出と何らかの形で互換性のある特徴の検出は、そのようなとらえどころのないコンパクトオブジェクトの存在の唯一のヒントです。ここでは、異なる年にチャンドラとニュースターが行ったSN87Aのアーカイブされた観測を分析することにより、この33年前の問題に取り組んでいます。シンクロトロン放射による$10-20$kevエネルギーバンドの非熱放射をしっかりと検出します。このような放出に動力を与える可能性のある物理的メカニズムは、拡散衝撃加速（DSA）または吸収されたPWNから生じる放出の2つです。SN87Aの最先端の電磁流体力学シミュレーションを実際のデータに関連付けることにより、残骸に埋め込まれ、冷たい噴出物に囲まれたPWNの吸収パターンを再構築します。DSAシナリオを完全に除外することはできませんが、データを十分に説明する最も可能性の高いシナリオはPWN排出量であることがわかりました。
15年間の銀河調査と硬X線背景放射測定
| Title |
15_years_of_Galactic_surveys_and_hard_X-ray_Background_measurements |
| Authors |
Roman_A._Krivonos,_Antony_J._Bird,_Eugene_M._Churazov,_John_A._Tomsick,_Angela_Bazzano,_Volker_Beckmann,_Guillaume_Belanger,_Arash_Bodaghee,_Sylvain_Chaty,_Erik_Kuulkers,_Alexander_Lutovinov,_Angela_Malizia,_Nicola_Masetti,_Ilya_A._Mereminskiy,_Rashid_Sunyaev,_Sergey_S._Tsygankov,_Pietro_Ubertini,_Christoph_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09052 |
INTEGRAL硬X線調査は基本的に重要であることが証明されています。INTEGRALは、広い視野と優れた感度で銀河面をマッピングしました。1年の時間スケールでの天の川全体のそのような硬X線スナップショットは、過去および現在の狭視野かすめ入射X線望遠鏡の能力を超えています。INTEGRALX線調査をより短いタイムスケールに拡張することにより、一時的なX線エミッターの生産的な検索が可能になりました。INTEGRAL天文台は、15年以上の運用で、硬X線の空をより鮮明に表示し、無線周波数からガンマ線までの多くのフォローアップキャンペーンのきっかけを提供してくれました。INTEGRALは、全天にわたって硬X線源のセンサスを実施することに加えて、地球掩蔽操作を通じて、大規模な宇宙X線背景放射の独自の観測を実施しました。これは間違いなくの年報に含まれます。硬X線の空の理解に対するミッションの最も顕著な貢献の1つとしてのX線天文学。
活動銀河核における極限質量比インスピレーションの形成率
ExtremeMassRatioInspirals（EMRI）は、LISA（LaserInterferometerSpaceAntenna）などの宇宙搭載重力波検出器の重要なソースです。以前のEMRI率の研究は、恒星質量ブラックホール（sBH）が、マルチボディ相互作用を介して中央の質量ブラックホール（MBH）近くの高度に偏心した軌道に散乱する「ロスコーン」シナリオに焦点を合わせていました。この作業では、代替の形成チャネルのEMRIの割合を計算します。EMRIの形成は、巨大なブラックホールの降着の周りの降着流によって支援されます。このシナリオでは、傾斜軌道上のsBHと星は降着円盤によって捕捉され、その後、密度波の生成と向かい風の影響下でMBHに向かって移動します。sBH-sBH/sBH-星の散乱とsBH/星とディスクの相互作用の両方を組み込んだフォッカープランク方程式を解くことにより、降着円盤は通常、個々のMBHあたりのEMRI形成率を$\mathcalO（10^1-）上げることがわかります。正規の「ロスコーン」形成チャネルと比較した10^3）$。活動銀河核（AGN）の割合が$\sim\mathcalO（10^{-2}-10^{-1}）$であることを考慮すると、MBHは急速に降着すると予想され、EMRIが期待されます。LISAによって観測されたすべてのEMRIにとって重要なチャネルとなるAGNディスクによって支援された形成。これらの2つのチャネルは、EMRIの離心率と軌道傾斜角の明確な分布も予測します。これは、将来の重力波観測によってテストできます。
NuSTARによる2019年の爆発中のX線パルサーXTEJ1858 +034からの低周波QPOの検出
2019年10月から11月の爆発時にSwiftに搭載された核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）とバーストアラート望遠鏡を使用してXTEJ1858+034のタイミング特性を研究します。爆発中の準周期的振動（QPO）とNuSTAR観測から$\sim$6％RMS変動を伴う$\sim$196mHzで低周波QPOを検出しました。QPOは、モデル（べき法則とローレンツコンポーネント）に適合して説明されています。また、エネルギーによるQPO周波数の変化についても研究しました。ビート周波数モデルとケプラー周波数モデルはどちらも、ソースのQPOの起源を説明するのに適しています。規則的な脈動とQPOは、うなり周波数モデルに適した高エネルギーでより強いことがわかります。硬度比の変動は、有意な変動を示さない爆発にわたって研究されています。
電子イオンプラズマにおける穏やかに相対論的な磁化ショック-II。粒子の加速と加熱
| Title |
Mildly_relativistic_magnetized_shocks_in_electron-ion_plasmas_--_II._Particle_acceleration_and_heating |
| Authors |
Arianna_Ligorini,_Jacek_Niemiec,_Oleh_Kobzar,_Masanori_Iwamoto,_Artem_Bohdan,_Martin_Pohl,_Yosuke_Matsumoto,_Takanobu_Amano,_Shuichi_Matsukiyo,_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09256 |
電子イオンプラズマにおける穏やかに相対論的な磁化された衝撃での粒子加速と加熱は、イオンスケールの衝撃波打ちを含む前例のない高解像度の2次元セル内粒子シミュレーションで調査されます。電子は衝撃で超断熱的に加熱され、陽子から電子へのエネルギー移動のほとんどは衝撃またはその下流で起こります。私たちは、衝撃波が衝撃波で電子にエネルギーを与えるために重要であることを最初に示しました。それらは陽子との等分配をはるかに下回っています。下流の電子スペクトルはほぼ熱であり、超熱べき乗則成分が制限されています。私たちの結果は、航跡場の加速とブレーザーコアからの電磁放射のモデリングのコンテキストで説明されています。
DESI試運転中のキットピークのメイオール4メートル望遠鏡の性能
| Title |
Performance_of_Kitt_Peak's_Mayall_4-meter_Telescope_During_DESI_Commissioning |
| Authors |
Aaron_M._Meisner,_Behzad_Abareshi,_Arjun_Dey,_Connie_Rockosi,_Richard_Joyce,_David_Sprayberry,_Robert_Besuner,_Klaus_Honscheid,_David_Kirkby,_Hui_Kong,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Ting_Li,_Bob_Marshall,_Paul_Martini,_Ashley_Ross,_David_Brooks,_Peter_Doel,_Yutong_Duan,_Enrique_Gaztanaga,_Christophe_Magneville,_Francisco_Prada,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08816 |
ダークエネルギー分光計器（DESI）の準備として、キットピーク国立天文台のメイヨール4メートル望遠鏡に新しいトップエンドが設置されました。改装された望遠鏡とDESI機器は、2019年10月から2020年3月の間に空で正常に試運転されました。ここでは、DESIの焦点面の外縁をサンプリングする6台のガイダーカメラによって測定された、新しいDESIプライムフォーカスコレクターを備えたMayall望遠鏡のポインティング、トラッキング、およびイメージングパフォーマンスについて説明します。試運転中に取得された約500,000のガイダー画像を分析すると、配信された画像の半値幅の中央値は1.1秒角（650nmのrバンド）であり、分布は約0.6秒角の最良の値にまで広がっています。点像分布関数は、べき乗則指数が$\beta$〜3.5で、$\beta$のFWHMへの依存性がほとんどないMoffatプロファイルによってよく特徴付けられます。1.57度の画角で新しい補正装置によって提供されるPSFの形状とサイズは、軸上で古いMayall補正装置で測定されたものと非常に似ています。また、Mayallは、優れたポインティング精度（数秒角RMS）と最小の開ループトラッキングドリフト（<1ミリ秒/秒）を達成し、テレコープのDESI前のパフォーマンスを改善していることもわかりました。将来的には、DESIのアクティブフォーカス調整機能を採用することで、Mayall/DESIが提供する画質がさらに向上する可能性があります。
GWてんびん座の長期変調に関するNGTSとHSTの洞察
| Title |
NGTS_and_HST_insights_into_the_long_period_modulation_in_GW_Librae |
| Authors |
P._Chote,_B._T._Gaensicke,_J._McCormac,_A._Aungwerojwit,_D._Bayliss,_M._R._Burleigh,_S._L._Casewell,_Ph._Eigmueller,_S._Gill,_M._R._Goad,_J._J._Hermes,_J._S._Jenkins,_A._S._Mukadam,_S._Poshyachinda,_L._Raynard,_D._E._Reichart,_P._Szkody,_O._Toloza,_R._G._West,_P._J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08786 |
次世代トランジットサーベイの一環として、2017年に7.5か月間にわたって降着した白色矮星パルセータGW天秤座の光度曲線が取得されました。このデータセットは、148の晴れた夜からの787時間の測光で構成され、以前に達成されたよりもはるかに長い観測ベースラインにわたって、長い（時間）および短い期間（20分）の変調信号の動作を夜から夜まで追跡できます。GWLibの以前の観測で断続的に検出された長期間の変調は、永続的な機能であることがわかり、数日のタイムスケールで約83分と2〜4時間の期間の状態間で進化します。20分の信号は、キャンペーンの期間中、広く安定した振幅と周波数を持っていることがわかりますが、前述の位相の不安定性が確認されています。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器で得られた紫外線観測は、4時間の変調で紫外線と光のフラックス比を約5に制限し、20分間で<=1に制限しますが、非同時観測によって警告が導入されます。これらの結果は、これらの謎めいた信号が白色矮星から発生しているに違いないというさらなる観測証拠を追加し、それらを駆動するメカニズムの理論的理解における私たちの継続的なギャップを強調しています。
共通外層後のバイナリの磁気白色矮星
| Title |
Magnetic_white_dwarfs_in_post-common-envelope_binaries |
| Authors |
S._G._Parsons,_B._T._G\"ansicke,_M._R._Schreiber,_T._R._Marsh,_R._P._Ashley,_E._Breedt,_S._P._Littlefair,_H._Meusinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08792 |
マグニチュードが制限されたサンプルは、激変星の20〜25％にメガガウス強度の磁場を持つ白色矮星が含まれていることを示しています。これは、同様の磁場強度を持つ単一の白色矮星の約5％とはまったく対照的です。さらに、磁気激変星の識別可能な前駆体システムの欠如は、これらのシステムがどのように形成され進化するかを理解しようとするときにかなりの課題につながります。ここでは、これらの磁気白色矮星の信頼できる質量推定を初めて含む、恒星とバイナリのパラメータを制約した、低質量の恒星コンパニオンを持つ分離されたバイナリの6つの磁気白色矮星のサンプルを示します。分離したバイナリでは、非磁性の白色矮星よりも系統的に質量が大きいことがわかります。これらの磁気白色矮星は一般に1Gyr以上の冷却年齢を持ち、ロッシュローブの充填に非常に近いシステムに存在します。私たちの調査結果は、これらのシステムが激変星以前のバイナリではなく、一時的に分離された激変星であることに一貫性がありますが、後者の可能性を排除することはできません。これらのシステムは、異常な非対称光度曲線を表示する可能性があり、将来、それらをより多く識別する方法を提供する可能性があることがわかりました。7つの新しい候補磁気白色矮星システムも提示され、そのうちの3つは非対称の光度曲線を持っています。最後に、新たに特定されたいくつかの磁気システムには、磁気の明確な証拠がないアーカイブスペクトルがあり、これらのバイナリが以前に見落とされていたことを意味します。それにもかかわらず、より若い分離した磁気白色矮星システムの明らかな欠如が残っています。
VPHAS +調査での5つの新しい銀河共生星の発見
| Title |
Discovery_of_five_new_Galactic_symbiotic_stars_in_the_VPHAS+_survey |
| Authors |
Stavros_Akras,_Denise_R._Gon\c{c}alves,_Alvaro_Alvarez-Candal,_Claudio_B._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08806 |
共生星（SySts）のために最近提案された赤外線選択基準の検証を報告します。AkrasらのSySt候補から選択された7つの候補について分光データが得られました。（2019、MNRAS、483、5077）VST/OmegaCAM測光H-アルファ調査（VPHAS+）でSyStsの新しい補足赤外線選択基準を採用することによって。それらのうちの5つは、H$\alpha$、HeII、[OIII]輝線、およびTiO分子バンドが検出された後、本物のSyStであることが判明しました。特徴的なOVIラマン散乱線は、これらのSyStの1つでも検出されます。赤外線の色と光学スペクトルによると、新しく発見された5つのSyStはすべてSタイプに分類されます。この作業の真のSySts検出率が高いことは、H$\alpha$放射と新しい赤外線基準の組み合わせにより、汚染物質の数を最小限に抑え、観測時間を最適化することで、フォローアップ観測のターゲットリストの選択が改善されることを示しています。。
ベイズ統計を使用したノーマルモード結合による太陽の差動回転の推定
| Title |
Inferring_solar_differential_rotation_through_normal-mode_coupling_using_Bayesian_statistics |
| Authors |
Samarth_G._Kashyap,_Srijan_Bharati_Das,_Shravan_M._Hanasoge,_Martin_F._Woodard_and_Jeroen_Tromp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08933 |
ノーマルモードの日震データ分析では、観測された太陽振動スペクトルを使用して、グローバルおよびローカルスケールの流れと構造の非球面性による太陽内部の摂動を推測します。支配的な地球規模の軸対称摂動である差動回転は、主に「$a$係数」による周波数分割の測定を使用して厳しく制限されています。ただし、周波数分割形式は、多重項が分離されているという近似を呼び出します。この仮定は、角度が高いモードでは不正確です。マルチプレット間のモードの相互結合を尊重する固有関数補正の分析は、より正確なアプローチです。ただし、これらのクロススペクトル測定を使用して標準の反転手法を適用すると、周波数分割からの十分に制約された結果よりも大幅に広い広がりを持つ$a$係数が得られます。この研究では、ベイズ統計を適用して、$f$モードと$p$モードの両方のクロススペクトルからの差動回転による$a$係数を推測します。この手法が角度度$\ell=50-291$のモードで適切に機能することを示します。推定された$a_3-$係数は、$\ell>200$の周波数分割値の$1$nHz以内にあることがわかります。また、摂動に対する測定の感度が低いため、$\ell<50$でこの手法が失敗することも示しています。これらの結果は、軸対称（子午面循環など）と非軸対称摂動の両方の内部構造とダイナミクスを推測するための重要な日震学的手法として、モード結合をさらに確立するのに役立ちます。
焦点を当てた一時的な降着：オリオン座FU型星の環境を明らかにする
| Title |
Episodic_accretion_in_focus:_revealing_the_environment_of_FU_Orionis-type_stars |
| Authors |
O._Feh\'er,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_M._R._Hogerheijde,_Ch._Brinch,_D._Semenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09204 |
星形成の初期段階は、星周円盤から中心星への激しい質量降着を特徴としています。若い恒星状天体の1つのグループであるオリオン座FU型星は、明るい噴火を伴う降着率のピークを示します。これらの爆発の発生は、原始星の光度の問題を解決し、最終的な星の質量を蓄積する上で重要な役割を果たし、エンベロープとディスクのパラメーターに大きな影響を与える可能性があります。構造化降着円盤ERCプロジェクトの枠組みの中で、これらのソースをミリメートル干渉法で体系的に調査し、例外的な時期に正常な若い星を表しているのか、異常なオブジェクトであるのかを調べています。私たちの結果は、オリオン座FU型星がクラスIとクラスIIの両方のシステムに類似している可能性があり、2つのクラス間で特別な進化段階にあり、落下による一時的な噴火が遷移の主な推進力であることを示しています。
グローバル原始惑星系円盤シミュレーション：デッドゾーン形成とFUorバースト
| Title |
Global_Protoplanetary_Disk_Simulations:_Dead_Zone_Formation_and_FUor_Outbursts |
| Authors |
Kundan_Kadam,_Eduard_Vorobyov,_Zsolt_Reg\'aly,_\'Agnes_K\'osp\'al_and_P\'eter_\'Abr\'aham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09206 |
層状ディスク構造を表す適応Shakura-Sunyaev{\alpha}処方を使用して、分子雲の崩壊段階から始めて、原始惑星系円盤の進化のグローバルな流体力学シミュレーションを実施しました。モデルパラメータの標準値を使用すると、数auのスケールで自己無撞着なデッドゾーンが形成されます。シミュレーションでは、FUor噴火と同様に、不感帯とそれに対応する爆発に関連する不安定性も観察されました。
SunCET：重要な観測ギャップを埋めるためのコンパクトなEUV機器
| Title |
SunCET:_A_compact_EUV_instrument_to_fill_a_critical_observational_gap |
| Authors |
James_Paul_Mason,_Phillip_C._Chamberlin,_Daniel_Seaton,_Joan_Burkepile,_Robin_Colaninno,_Karin_Dissauer,_Francis_G._Eparvier,_Yuhong_Fan,_Sarah_Gibson,_Andrew_R._Jones,_Christina_Kay,_Michael_Kirk,_Richard_Kohnert,_W._Dean_Pesnell,_Barbara_J._Thompson,_Astrid_M._Veronig,_Matthew_J._West,_David_Windt,_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09215 |
SunCoronalEjectionTracker（SunCET）は、加速の大部分を経験する領域、つまり観測が困難な中央コロナを通過するコロナ質量放出を追跡するための極紫外線イメージャおよび分光器の概念です。これには、広視野（0-4〜\Rs）イメージャと170-340〜\AAにまたがる1〜\AA\スペクトル分解能放射照度分光器が含まれています。新しい検出器テクノロジーを活用して、検出器のさまざまな領域をさまざまな積分時間で読み取り、後続のフルフレーム画像を結合する従来のハイダイナミックレンジカメラ技術とは対照的に、いわゆる「同時ハイダイナミックレンジ」を実現します。後処理で。これにより、短い積分時間で明るいソーラーディスク、長い積分時間で中間コロナ、および独自の独立した積分時間でスペクトルを画像化できます。したがって、SunCETは、不透明またはフィルター処理された掩蔽装置の使用を必要としません。SunCETはコンパクトであり、体積が$\sim$15$\times$15$\times$10〜cmであるため、CubeSatや、より大きなミッションへの小さな補完的な追加に理想的な機器です。実際、SunCETは現在、CubeSatとしてNASAが資金提供し、競争力のあるフェーズAにあり、184kgの機会ミッションに搭載された機器としてNASAに提案されています。
小マゼラン雲の巨大な星：進化、自転、表面の存在量
| Title |
Massive_stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud_:_Evolution,_rotation_and_surface_abundances |
| Authors |
Jean-Claude_Bouret,_Fabrice_Martins,_Desmond_John_Hillier,_Wagner_Marcolino,_Helio_Rocha-Pinto,_Cyril_Georgy,_Thierry_Lanz,_Ivan_Hubeny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09269 |
小マゼラン雲（SMC）で進化したO型星の進化的および物理的特性を研究し、特にそれらの表面の存在量に焦点を当てて、年齢、回転、およびグローバルな金属量の関数としての回転混合の効率を調査します。恒星大気コードCMFGENを使用して、13個のSMCO型巨星と超巨星のUV+光学スペクトルを分析し、光球と風の特性を導き出します。推論されたプロパティを進化モデルからの理論的予測と比較します。より包括的な分析のために、以前の研究でO型矮星について得られた結果と一緒に結果を解釈します。ほとんどの小人は主系列星の初期段階にあります。与えられた初期質量に対して、巨人は進化の軌跡に沿ってさらに進んでおり、それらが小人よりも進化していることを確認しています。超巨星は初期質量が大きく、終末期の主系列星を過ぎて位置しています。進化的質量を推定するために使用された図とは無関係に、質量の不一致の明確な傾向は見つかりません。CNOの存在量は、CNOサイクルからの元素合成と一致しています。理論的予測との比較により、N/C対N/O図で観察された傾向を再現するための初期混合の重要性が明らかになります。より進化した物体に対してより強い化学的進化の傾向が観察されます。より重い星は、平均して、与えられた進化段階でより化学的に濃縮されており、進化モデルと質的に一致しています。存在比は、金属量の低い巨大な星が銀河系の星よりも化学的に処理されるという理論的予測を裏付けています。最後に、回転を含むモデルは、異なる初期回転速度が考慮されている場合、一般に表面存在量と回転速度の両方を再現します。それにもかかわらず、より強力なブレーキングおよび/またはより効率的な混合が必要とされるオブジェクトがあります。
プランク質量と宇宙定数は、物理宇宙の最小距離と最大距離を決定します。基本速度制限$c$と同等の基本距離制限$\ell$を考慮に入れる相対論的理論は、ローレンツ対称性のドジッター拡張に基づいています。この記事では、$\ell$の一貫した宇宙論的進化を可能にする新しいドジッターゲージ重力理論を提案します。この理論は、一般相対性理論のディラックのスケール不変バージョンと局所的に同等であり、宇宙論の新しい非特異的拡張を示唆しています。
構成されたブラックホール環系におけるわずかに束縛された円軌道
非線形に結合されたブラックホール軌道リングシステムの物理的および数学的特性は、無次元角速度$M_{\text{ir}}\omega_{\text{H}}$で2次まで解析的に研究されます。ブラックホールの地平線（ここで$M_{\text{ir}}$は、ゆっくりと回転する中央のブラックホールの還元不可能な質量です）。特に、無次元のリング対ブラックホールの質量比$m/M_{\text{ir}}$で一次的に、シフト$\Delta\Omega_{\text{mb}}/を分析的に決定します。構成された湾曲した時空間を特徴付ける{\it限界境界}円形測地線の軌道周波数の\Omega_{\text{mb}}$。興味深いことに、構成されたブラックホール軌道リングおもちゃモデルの周波数シフト$\Delta\Omega_{\text{mb}}$の分析結果は、物理的な対応する周波数シフトの最近公開された数値結果と定性的に一致しています。関連する（そして数学的にはるかに複雑な）ブラックホール軌道粒子システム。特に、現在の分析は、$O（m/M_{\text{ir}}）$のオーダーで、最近観測された、限界に拘束された円軌道の角周波数の正のシフトが、物理的に興味をそそるものに直接関係しているという証拠を提供します。一般相対性理論で質量を周回することによる慣性系の引きずりの現象。
太陽アクシオンフラックスの不確実性の定量化とアクシオンモデルパラメータの決定に対するそれらの影響
| Title |
Quantifying_uncertainties_in_the_solar_axion_flux_and_their_impact_on_determining_axion_model_parameters |
| Authors |
Sebastian_Hoof,_Joerg_Jaeckel,_Lennert_J._Thormaehlen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08789 |
アクシオン-光子およびアクシオン-電子相互作用からの太陽アクシオンフラックスの計算をレビューし、利用可能な太陽モデルと不透明度コードを調査します。関連する体系的な違いと統計的変動を定量化するために、公開されているC++/Pythonコードを開発します。ヘリオ地震学的太陽モデルで放出されるアクシオンの数は、光球モデルと比較して体系的に約5％大きくなりますが、太陽モデルの全体的な統計的不確実性は、通常、ヘリオ地震学モデルと光球モデルの両方でパーセントレベルです。ただし、特定のエネルギーの場合、統計的変動も最大約5％に達する可能性があります。これらの不確実性を考慮に入れて、KSVZアクシオンモデルを識別する次のヘリオスコープIAXOの能力を調査します。このような識別は多くのモデルで可能であり、$E/N$比が高いKSVZアクシオンの発見は、太陽の存在量の問題を解決するのに役立つ可能性があります。アクシオン放出計算の制限について説明し、アクシオンモデルのパラメーターをより正確に決定するのに役立つ可能性のある改善点を特定します。
バイメトリック理論で宇宙と局所の境界を組み合わせる
ゴーストフリーのバイメトリック理論は、2つの非線形相互作用するスピン2場、1つは質量、もう1つは質量なしを記述し、一般相対性理論を拡張します。最近提案された物理的パラメータを利用した統計分析において、超新星1a型、バリオン音響振動、宇宙マイクロ波背景放射の観測とバイメトリック理論に立ち向かいます。これは、スピン2場の質量や物質への結合など、理論の物理的パラメーターを直接制約します。検討中のすべてのモデルがデータと一致していることがわかります。次に、これらの結果をローカル重力テストの範囲と比較します。私たちの分析は、すべての2パラメーターモデルと3パラメーターモデルが、重力の宇宙的テストと局所的テストの両方と観測的に一致していることを明らかにしています。最小のバイメトリックモデル（$\beta_1$のみ）は、組み合わせた分析によって除外されます。
バイメトリック重力の分析的制約
ゴーストのないバイメトリック重力は一般相対性理論の拡張であり、重力と結合した巨大なスピン2場を特徴としています。特定の物理的解釈を持つ一連のオブザーバブルを使用して理論をパラメーター化します。背景宇宙論と静的な球対称解（たとえば、太陽系の重力ポテンシャルの近似）の場合、一般相対性理論に近づくパラメータ空間には4つの方向があります。実用的なスクリーニングメカニズムと宇宙の非特異な進化があることを要求して、我々は、文献で研究されたモデルの多くを除外するパラメータ空間に分析的制約を課します。宇宙の加速膨張が宇宙定数ではなく、大規模なスピン2場の動的相互作用によって説明される宇宙論的解決策は、依然として実行可能です。
バイメトリック重力に対する観測上の制約
ゴーストフリーのバイメトリック重力は、標準物質の粒子と場に加えて、2つの相互作用するスピン2場、1つは質量なし、もう1つは質量の理論であり、アインシュタインの一般相対性理論を一般化します。理論をパラメータ化するために、特定の物理的解釈を持つ5つのオブザーバブルを使用します。（i）完全な理論に適用される、（ii）実用的なスクリーニングメカニズムと一致する（すなわち、一般相対性理論を局所的に復元する）、（iii）連続的な、を示す、これらのパラメーターに対する観測上の制約を初めて提示します。実数値の背景宇宙論（樋口ゴーストなし）。宇宙論的制約については、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星からのデータセットを使用します。バイメトリック宇宙論は、質量のない重力子と質量のある重力子の間の混合角度の値が大きい場合でも、データによく適合します。興味深いことに、最適なモデルは、加速膨張が宇宙定数のない動的な大規模なスピン2場によるものである自己加速ソリューションです。スクリーニングメカニズムにより、モデルは、太陽系テストや銀河による重力レンズなどのローカル重力テストと一致しています。また、この理論でハッブルの緊張を緩和する可能性についてもコメントします。
ブレーンの小視野インフレーションでの再加熱：PLANCK2018の結果に照らした沼地基準と観測上の制約
| Title |
Reheating_in_small-field_inflation_on_the_brane:_The_Swampland_Criteria_and_observational_constraints_in_light_of_the_PLANCK_2018_results |
| Authors |
Constanza_Osses,_Nelson_Videla_and_Grigoris_Panotopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.08882 |
ランドール・サンドラムIIブレーンモデルの枠組みの中で、宇宙のインフレーションとそのダイナミクスを研究します。特に、4つの代表的な小フィールドインフレポテンシャル、すなわち自然インフレ、ヒルトップインフレ、ヒッグスのようなインフレ、および指数SUSYインフレを詳細に分析します。これらはそれぞれ2つの質量スケールによって特徴付けられます。最新のPLANCKの結果を使用して、実行可能なインフレーション宇宙が出現するパラメーターを制約します。さらに、ブレーン宇宙論におけるこれらのモデルが最近提案された沼地基準と一致しているかどうかを調査し、再加熱の期間と膨張後の再加熱温度の予測を行います。私たちの結果は、（i）距離予想が満たされ、（ii）ド・ジッター予想とその洗練されたバージョンが回避される可能性があり、（iii）5次元プランク質量の許容範囲$M_5$が$10^5〜\textrm{TeV}$と$10^{12}〜\textrm{TeV}$の間にあります。私たちの主な調査結果は、少なくともここで検討したインフレーションの可能性については、非熱的レプトジェネシスがRS-IIブレーン宇宙論の枠組み内で機能できないことを示しています。
超流動中性子星の低温領域での輸送特性の研究に使用する超流動フォノンに関連する有効場の理論をレビューします。次に、中性子星における超流動フォノンの衝突から生じる熱伝導率とともに、せん断粘度とバルク粘度について説明します。せん断、バルク、および熱輸送係数に関して、フォノン衝突プロセスは、状態方程式と超流動ギャップの観点から得られます。超流動フォノン間の相互作用によるせん断係数を、電子衝突などの中性子星の他の支配的なプロセスと比較します。また、中性子星のrモード不安定性の考えられる結果を分析します。バルク粘度に関しては、フォノン衝突が中性子星内部のバルク粘度に決定的に寄与することを決定します。フォノン衝突から生じる熱伝導率については、転移温度よりかなり低い温度に依存しないことがわかります。また、フォノンが流体力学的領域に入ると、超流動フォノンによる熱伝導率が、電子-ミューオン相互作用から生じる熱伝導率よりも支配的であることがわかります。フォノンがZ電弱ゲージボソンに結合するとき、関連するニュートリノ放射率を推定します。また、超流動フォノン相互作用が重力場の存在下または移動する背景でどのように変更されるかについて簡単にコメントします。
CO2、CH4、H2、およびN2とのO6 +イオン衝突の絶対単一および二重電子捕獲断面積の測定
| Title |
Measurement_of_Absolute_Single_and_Double_Electron_Capture_Cross_Sections_for_O6+_Ions_Collision_with_CO2,_CH4,_H2_and_N2 |
| Authors |
J._Han,_L._Wei,_B._Wang,_B._Ren,_W._Yu,_Y._Zhang,_Y._Zou,_L._Chen,_J._Xiao,_and_B._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09074 |
太陽風の主要な衝突過程である高電荷イオンO6+とCO2、CH4、H2、N2の間の単一および二重電荷交換の絶対電子捕獲断面積は、7keV*q（2.63keV）からのエネルギーで測定されました。/u）から52keV*q（19.5keV/u）。これらの測定は、復旦大学に設置された新しい実験機器で実行され、1{\sigma}信頼水準での単一および二重電荷交換の断面積の誤差はそれぞれ約11％および16％です。限られた一致は、古典的なオーバーバリアモデルによって計算された単一電子捕獲結果で達成されます。これらの断面積データは、天体物理学環境でのイオン中性プロセスのシミュレーションや、基本的な原子プロセスの現在の理論モデルの改善に役立ちます。
CI-IVの拡張理論遷移データ
正確な原子データは、不透明度の計算や、太陽や他の星の存在量の分析に不可欠です。この作業の目的は、CI-IVのエネルギーレベルと遷移データの正確で広範な結果を提供することです。マルチコンフィギュレーションディラック-ハートリーフォック法と相対論的配置間相互作用法が本研究で使用されました。波動関数の品質を改善し、高リュードベリ状態を含む遷移データの長さと速度の形式の相対的な違いを減らすために、各原子とイオンの軌道基底を構築するときに電子置換に制限を課すことにより、代替の計算戦略が採用されました。CIの最大1s$^2$2s$^2$2p6s、最大1s$^2$2s$^のレベルを含む放射電気双極子（E1）遷移の遷移データ、たとえば加重振動子強度と遷移確率が示されます。CIIの場合は2$7f、CIIIの場合は最大1s$^2$2s7f、CIVの場合は最大1s$^2$8g。長さと速度ゲージの遷移率の差を内部検証として使用すると、提示されたすべてのE1遷移の平均不確実性は、CI-IVでそれぞれ8.05％、7.20％、1.77％、および0.28％と推定されます。利用可能な実験結果および理論結果との広範な比較が実行され、ほとんどの遷移で良好な一致が観察されます。さらに、CIデータは、太陽炭素の存在量の再分析に使用されました。新しい遷移データは、今日の恒星分光アプリケーションで一般的に使用されている遷移データを使用したときに得られるものと同様の行ごとの分散を提供します。
物質流体の存在下でのスカラーねじれ$ f（T、\ phi）$重力理論におけるスカラー摂動の安定性
| Title |
Stability_of_scalar_perturbations_in_scalar-torsion_$f(T,\phi)$_gravity_theories_in_presence_of_a_matter_fluid |
| Authors |
Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Giovanni_Otalora,_Joel_Saavedra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09123 |
一般的な順圧完全流体の存在下でのスカラーねじれ$f（T、\phi）$重力理論において、ゴースト、勾配、およびタキオン不安定性がない場合の実行可能条件を研究します。物質セクターを説明するために、Sorkin-Schutzアクションを使用してから、スカラー摂動の2次アクションを計算します。ゴーストと勾配の不安定性の研究では、重力セクターが物質セクターから切り離されたままであり、このようにしてそれぞれの実行可能条件を個別に適用することを示しました。特に、この理論にゴーストや勾配の不安定性がないことを確認し、物質の標準的な結果を取得し、重力セクターについては、伝播速度が$c_{s、g}^2=1$を満たすことを確認しました。一方、タキオン不安定性の場合、質量固有値の一般式を取得し、ダークエネルギーの具体的なモデルのスケーリング物質の不動点で評価しました。したがって、CMB測定からの制約と初期の暗黒エネルギーのBBN制約を尊重して、安定した構成を持つことができるパラメーターの空間を見つけました。最後に、我々はこれらの結果を数値的に裏付け、位相空間軌道がスケーリング物質レジームを受けている現実的な宇宙論的進化の宇宙論的方程式を解き、システムが宇宙論的進化を通して安定した構成を示すことを示しました。
衝突衝撃波と無衝突衝撃波の間のギャップを埋める
流体ショックの前面は平均自由行程の厚さが数個ありますが、無衝突ショックの前面は桁違いに薄くなる可能性があります。衝突形式と衝突なし形式を橋渡しすることにより、これら2つの体制間の移行を評価します。電子/イオンプラズマにおける非相対論的、非磁化、平面衝撃を考慮します。さらに、無衝突領域の処理は、高マッハ数の静電ショックに制限されています。遷移は、上流の媒体の結合を測定する上流のプラズマパラメータ$\Lambda$によってパラメータ化できることがわかります。$\Lambda\lesssim1.12$の場合、上流は衝突、つまり強く結合され、強い衝撃波面は約$\mathcal{M}_1\lambda_{\mathrm{mfp}、1}$の厚さです。ここで、$\lambda_{\mathrm{mfp}、1}$と$\mathcal{M}_1$は、それぞれ上流の平均自由行程とマッハ数です。$\Lambda\sim1.12$で遷移が発生し、それを超えると、$\Lambda\のフロントが$\sim\mathcal{M}_1\lambda_{\mathrm{mfp}、1}\ln\Lambda/\Lambda$の厚さになります。gtrsim1.12$。$\Lambda$が天体物理学の設定で数十億に達する可能性があることを考えると、これにより、無衝突衝撃波の正面が平均自由行程よりも桁違いに小さくなり、物理学がこれら2つの極値間で連続的に遷移する方法を理解できます。
将来の重力波観測所のためのテストマスのガス冷却
| Title |
Gas_cooling_of_test_masses_for_future_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Christoph_Reinhardt_(1),_Alexander_Franke_(2),_J\"orn_Schaffran_(1),_Roman_Schnabel_(2),_Axel_Lindner_(1)_((1)_Deutsches_Elektronen_Synchrotron_(DESY),_Hamburg,_Germany,_(2)_Institut_f\"ur_Laserphysik_und_Zentrum_f\"ur_Optische_Quantentechnologien_der_Universit\"at_Hamburg,_Hamburg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09164 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoで行われた最近の観測は、重力波天文学の時代を開始しました。これらの「第2世代」（2G）地上観測所によって検出されるイベントの数は、時空ダイナミクスのプロービングに使用されるテストマスミラー表面の温度による位置変動から生じるノイズによって部分的に制限されます。次世代の重力波観測所の設計は、極低温で冷却されたテストマスを使用することによってこの制限に対処します。（吸収されたレーザー光から生じる）熱を継続的に除去するための現在のアプローチは、黒体放射による熱抽出またはサスペンションファイバーを介した伝導に依存しています。補完的なアプローチとして、自由分子流の試験質量に衝突するヘリウムガスによる冷却を調査します。数値シミュレーションとの比較によって検証された、冷却能力および関連する変位ノイズの分析モデルを提示します。アインシュタイン望遠鏡（ET）の概念設計に関してこの理論的枠組みを適用すると、ET設計のひずみノイズ目標を最大で$\simの係数で増加させる、ガス圧に対して18Kで10mWの冷却能力が見つかります。7Hzを中心とする8Hzの広い周波数帯域で3$。18Kで100mWの冷却能力は、7Hzを中心とする26Hzの広い周波数帯域でET設計ひずみノイズの目標を最大で$\sim11$の係数で増加させるガス圧に対応します。
K中間子質量より下の重い中性レプトンの許容ウィンドウ
| Title |
An_allowed_window_for_heavy_neutral_leptons_below_the_kaon_mass |
| Authors |
Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Juraj_Klaric,_Oleksii_Mikulenko,_Oleg_Ruchayskiy,_Vsevolod_Syvolap,_and_Inar_Timiryasov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09255 |
2つのゲージ一重項マヨラナフェルミ粒子による標準模型の拡張は、2つの標準模型を超える現象を同時に説明することができます：ニュートリノの質量と振動、そして宇宙における物質と物質の非対称性の起源。このようなモデルのパラメーターは、ニュートリノ振動データ、直接加速器検索、ビッグバン元素合成、および成功したバリオン数生成の要件によって制約されます。これらすべての制約の組み合わせにより、K中間子質量の下のパラメーター空間に許可された領域が残ることを示します。この領域は、NA62、DUNE、またはSHiP実験をさらに検索することで調べることができます。
