21cm強度マップのミンコフスキー汎関数からの赤方偏移$ z \ sim 1 $でのHI-ハロ質量関係
| Title |
The_HI-halo_mass_relation_at_redshift_$z_\sim_1$_from_the_Minkowski_functionals_of_21_cm_intensity_maps |
| Authors |
Benedetta_Spina,_Cristiano_Porciani,_Carlo_Schimd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09288 |
ハロー質量の関数としての暗黒物質ハローのHI含有量の平均と分散は、構造と銀河形成のモデルをテストするために使用できる有用な統計です。赤方偏移した21cm線の強度マップから、このHI-ハロ質量関係（HIHMR）を制約する可能性を調査します。特に、ミンコフスキー汎関数によって定量化された単一周波数チャネルの輝度-温度等高線の形状とトポロジーを使用します。まず、熱雑音と前景除去の影響を考慮して、大規模なN体シミュレーションからモックマップを生成します。次に、フィッシャー情報形式を使用して、HIHMRのパラメトリックモデルの制約を予測します。シングルディッシュモードで動作するスクエアキロメートルアレイフェーズ1（SKA-1）MID天文台で実施された20,000度$^2$の調査（元々はダークエネルギー科学のために提案された）を検討します。2MHzのチャネル帯域幅の場合、赤方偏移$z\simeq1$で平滑化されたHI分布を画像化し、測定するには、ポインティングごとに数$\、\times\、10^4$sの積分時間が十分であることを示します。ミンコフスキー汎関数からほぼ最適な方法でHIHMR。平均HI密度の独立した測定も使用することにより、一部のパラメーターに対するより厳しい制約を得ることができます。異なる周波数チャネルからの結果を組み合わせると、特にデータキューブの中央周波数範囲で、HIHMRの進化に絶妙な制約が与えられます。
$ Planck $データにおける偏極ダスト放出の見通し内周波数非相関の証拠
| Title |
Evidence_for_Line-of-Sight_Frequency_Decorrelation_of_Polarized_Dust_Emission_in_$Planck$_Data |
| Authors |
V._Pelgrims,_S._E._Clark,_B._S._Hensley,_G._V._Panopoulou,_V._Pavlidou,_K._Tassis,_H.K._Eriksen,_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09291 |
単一の視線（LOS）が、スペクトルエネルギー分布と磁場の向きが異なる複数のダストクラウドを遮断する場合、熱ダスト放出のストークス$Q$および$U$パラメータのそれぞれの周波数スケーリングが異なる可能性があります（「LOS周波数」非相関」）。$Planck$データでLOS周波数の無相関化の最初の証拠を提示します。独立した中性水素を使用します。LOSあたりの雲の数と各雲の磁場の向きを測定して、2セットの視線を選択します。（i）ターゲットサンプル（LOS周波数の無相関を示す可能性が高いピクセル）。（ii）コントロールサンプル（複雑なLOS構造を欠くピクセル）。銀河系の高緯度での$Planck$353および217〜GHz偏波データでは、LOS周波数の無相関化が検出されないというヌル仮説をテストします。データは、この仮説を非常に有意に棄却します。検出は、CMBマップとマップ作成パイプラインの選択に対して堅牢です。LOS周波数の無相関化によって観測された偏光角の変化は、$Planck$ノイズレベルを超えると検出可能です。検出された効果がノイズのみによるものである確率は、CMB減算アルゴリズムと残差分類学の処理に応じて、$5\times10^{-2}$から$4\times10^{-7}$の範囲です。残余分類学を修正すると、効果の重要性が高まります。LOSの無相関効果は、予想どおり、磁場のずれが大きい視線に対してより強くなります。測定された効果を再現するには、雲の間の353対217〜GHzの偏光放射の比率における$\sim15\％$の固有の変動で十分であると推定されます。私たちの発見は、CMB分極研究における周波数無相関効果を説明するための成分分離法を助けることができる磁化されたほこりっぽいISMの3D構造をマッピングするための進行中の研究の重要性を強調しています。
電波およびX線放射によって明らかにされた積み重ねられた宇宙フィラメントに沿った磁場の発見
| Title |
Discovery_of_Magnetic_Fields_Along_Stacked_Cosmic_Filaments_as_Revealed_by_Radio_and_X-Ray_Emission |
| Authors |
Tessa_Vernstrom,_George_Heald,_Franco_Vazza,_Tim_Galvin,_Jennifer_West,_Nicola_Locatelli,_Nicolao_Fornengo,_Elena_Pinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09331 |
拡散フィラメントは銀河団をつなぎ、宇宙の網を形成します。これらのフィラメントを検出すると、磁場の強さ、宇宙線の数、銀河団ガスの温度に関する情報が得られる可能性がありますが、これらのブリッジのかすかな大規模な性質により、直接検出は非常に困難です。複数の独立した全天ラジオとX線マップを使用して、クラスターペアのトレーサーとして明るい赤い銀河のペアを積み重ねます。初めて、シンクロトロン（無線）と熱（X線）放射からクラスター間の平均表面輝度を$\gtrsim5\sigma$の有意性で、これまでに観測されたものよりも大きな物理スケールで検出しました（$\geq3\、$Mpc）。$\alpha\simeq-1.0$のシンクロトロンスペクトル指数と、等分配と逆コンプトンの両方の引数から導出された$30\leqB\leq60\、$nGの平均磁場強度の推定値を取得します。ファラデー回転測定の推定値と比較した場合の15$\、$パーセントの磁場の規則性。X線検出は予測と一致していますが、平均的な無線信号は、宇宙論的シミュレーションや暗黒物質の消滅および崩壊モデルによって予測されたものよりも高くなっています。この発見は、著しく磁化された質量集中部と、検出可能なシンクロトロン放射を生成するのに十分な宇宙線の存在との間に結合構造があることを示しています。
動的に緩和された銀河団のX線およびSZ効果観測を使用した$ H_0 $の測定
| Title |
Measuring_$H_0$_using_X-ray_and_SZ_effect_observations_of_dynamically_relaxed_galaxy_clusters |
| Authors |
Jenny_T._Wan_(1),_Adam_B._Mantz_(2),_Jack_Sayers_(1),_Steven_W._Allen_(2_and_3),_R._Glenn_Morris_(2_and_3),_Sunil_R._Golwala_(1)_((1)_Caltech,_(2)_KIPAC/Stanford,_(3)_SLAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09389 |
14個の巨大で動的に緩和された銀河団のサンプルを使用して、チャンドラ、プランク、ボロカムで測定されたX線とスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果信号を組み合わせて、ハッブル定数$H_0$を制約します。これは、X線温度測定の全体的な精度について、経験的なデータ駆動型の事前分析を無視した最初の分析ですが、最もリラックスした大規模なクラスターへの制限により、天体物理学の体系も最小限に抑えられます。$\Omega_m=0.3$および$\Omega_{\Lambda}=0.7$の宇宙定数モデルの場合、$H_0=67.3^{+21.3}_{-13.3}$km/s/Mpcで制限され、温度校正の不確かさ（$H_0=72.3^{+7.6}_{-7.6}$km/s/Mpcの統計的に制限された制約と比較して）。X線/SZ圧力比の固有の散乱は$13\pm4$パーセント（銀河系の塵の放出が著しい2つのクラスターがサンプルから除去された場合は$10\pm3$パーセント）であり、主に三軸性と投影による。X線キャリブレーションの改善および/または相対論的SZ効果の正確な測定により、$H_0$のパーセントレベルの制約へのもっともらしいルートを提供することで、この分析に対する主要な体系的制限を減らすための見通しについて説明します。
分割密度による赤方偏移空間の歪み
| Title |
Redshift-space_distortions_with_split_densities |
| Authors |
Enrique_Paillas,_Yan-Chuan_Cai,_Nelson_Padilla,_Ariel_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09854 |
赤方偏移空間歪み（RSD）の正確なモデリングは、2点統計の非線形領域では困難です。2点相関関数（2PCF）。局所密度に従って銀河密度場を分割し、それらの密度を銀河場全体と相互相関させるために、異なる視点を取ります。模擬銀河を使用して、一連の相互相関関数（CCF）を組み合わせると、次のように2PCFよりも改善されることを示します。1。各分割密度における固有速度の分布はほぼガウス分布です。これにより、RSDのガウスストリーミングモデルは、ほぼすべてのスケールとすべての分割密度で（$1.5\、h^{-1}$Gpc）$^3$ボリュームの統計誤差内で正確に実行できます。2.小規模の密度フィールドのPDFは非ガウスですが、分割密度のCCFは非ガウス性をキャプチャするため、2PCFよりも宇宙論的制約が改善されます。成長パラメーター$f\sigma_{12}$の偏りのない制約をパーセントレベルで取得でき、Alcock-Paczynski（AP）パラメーターをサブパーセントレベルで最小スケール$15\、h^で取得できます。{-1}{\rmMpc}$。これは、2PCFに比べてそれぞれ$\sim$30パーセントと$\sim$6倍の改善です。小規模でのCCFの多様で急な勾配が、APパラメータの制約の改善の原因である可能性があります。3.バリオン音響振動（BAO）は、分割密度のすべてのCCFに含まれています。BAOスケールを含めると、視線と横方向のAPパラメータ間の縮退を解消し、それらに独立した制約を与えることができます。球面密度周辺のRSDのモデルについて説明し、比較します。
Pantheonデータセットを使用した光速の時間変化に対する制約
Ia型超新星（SNeIa）の絶対等級とそれらの光度距離の両方が、一般相対性理論（GR）のものと比較して最小に拡張された光速変動（meVSL）モデルのコンテキストで変更されます。PantheonSNeIaデータを使用して、meVSLでのさまざまな暗黒エネルギーモデルの可能性を分析しました。$\omega$CDMとCPLの両方のパラメーター化ダークエネルギーモデルは、1-$\sigma$レベルでの光速の宇宙変動を示しています。$\Omega_{\text{m}0}=0.30、0.31$、および0.32の場合、$（\omega_0\,,\omega_a）=（-1\,,0）$、1-$\sigma$の範囲は$\dot{\tilde{c}}_0/\tilde{c}_0\、（10^{-13}\、\text{yr}^{-1}）$は（-8.76\,、-0.89）、（-11.8\、、3.93）、および（-14.8\、、-6.98）、それぞれ。一方、1-$\sigma$の範囲$\dot{\tilde{c}}_0/\tilde{c}_0（10^{-12}\、\text{yr}^{-1}）$for$-1.05\leq\omega_{0}\leq-0.95$および$0.28\leq\Omega_{\text{m}0}\leq0.32$のCPLダークエネルギーモデルは（-6.31\、、-2.98）です。。$z=3$での$\tilde{c}$の値は、現在の値よりも$\omega$CDMモデルの場合は$0.2\sim3$\％、CPLモデルの場合は$5\sim13$\％大きくなる可能性があります。。$-25.6\leq\dot{\tilde{G}}_0/\tilde{G}_0\、（10^{-12}\、\text{yr}^{-1}）\leq-も取得します。$\Omega_{\text{m}0}=0.28$のCPLモデルを除く実行可能なモデルの場合は0.36$。重力定数の増加率は$1.65\leq\dot{\tilde{G}}_0/\tilde{G}_0\、（10^{-12}\、\text{yr}^{-1）として得られます。}）そのモデルの\leq3.79$。
ライマンの赤方偏移の進化を使用-暗黒物質モデルのプローブとしての$ \ alpha $有効不透明度
| Title |
Using_the_redshift_evolution_of_the_Lyman-$\alpha$_effective_opacity_as_a_probe_of_dark_matter_models |
| Authors |
Sarkar,_Anjan_K.,_Pandey,_Kanhaiya_L.,_Sethi,_Shiv_K |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09917 |
ライマン-$\alpha$森林データは、小規模な物質の力の優れたプローブであることが知られています。この論文では、$\Lambdaとは異なる暗黒物質モデル間の識別器として、ライマン-$\alpha$データからの観測可能な有効光学的厚さ$\tau_{\rmeff}（z）$の赤方偏移の進化を調査します。小規模の$CDMモデル。次の一連のパラメータについて、熱ウォームダークマター（WDM）モデルと超軽量アクシオン（ULA）モデルを検討します。ULAの質量、$m_a\simeq10^{-24}\hbox{-}10^{-22}\、\rmeV$およびWDM質量、$m_{\rmwdm}=0.1\hbox{-}4.6\、\rmkeV$。半解析的手法を使用して、見通し内のHI密度および速度フィールドをシミュレートします。代替暗黒物質モデルのシミュレートされた有効光学的厚さは、$z\gtrsim3$の$\Lambda$CDMモデルとは異なり、小規模での物質パワーの有意義なプローブを提供します。尤度分析を使用して、シミュレートされたデータを、赤方偏移範囲$2<z<4.2$の高解像度ライマン-$\alpha$クラウドデータと比較します。関連する質量の1次元事後確率は、$m_a\simeq5\times10^{-23}\、\rmeV$および$m_{\rmwdm}\simeq1.1\、\rmkeV$でピークになります。事後確率は、質量が大きい場合はフラットのままです。これは、データが$\Lambda$CDMモデルと互換性があることを示しています。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測と重力波観測からスカラー誘導重力波を測定します。$\Lambda$CDM+$r$モデルでは、追加のスカラーパワースペクトルによって、スカラー誘導重力波の進化内の宇宙パラメータを制約します。狭いパワースペクトルと広いパワースペクトルと呼ばれる2つの特殊なケースは、宇宙論的パラメーター、特にPlanck18+BAO+BK15+LISAの組み合わせに影響を与えます。また、LIGO、LISA、IPTA、およびFASTプロジェクト内の4つのデータセットからのこれらの数値結果をそれぞれ比較します。FASTの制約は、テンソルとスカラーの比率に大きな影響を与えます。
大規模構造の有効場の理論における1ループ三スペクトルの正確な較正
| Title |
Precise_Calibration_of_the_One-Loop_Trispectrum_in_the_Effective_Field_Theory_of_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Theodore_Steele,_Tobias_Baldauf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10289 |
宇宙の大規模構造（LSS）は、宇宙論の残りの未解決の質問に決定的な答えを提供する可能性があります。それをモデル化する初期の試みは、摂動論の使用に分析的に焦点を合わせていました。しかし、重力崩壊によってもたらされる小規模な影響は摂動的に説明することはできず、この摂動理論の失敗は最大規模でも反映されます。大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）は、小規模なダイナミクスの影響を説明するカウンタータームを導入することにより、LSSを大規模に記述するための一貫した方法として登場しました。これまでのEFTの研究は、主に2点関数と3点関数に焦点を当てており、4点関数または3点スペクトルにはほとんど注意が向けられていません。トリスペクトルは、非線形クラスタリング、バイアス、および原始的な非ガウス性から生じる3次相互作用をプローブし、パワースペクトルの共分散行列の重要な要素を構成します。この論文では、1ループトリスペクトルのEFTカウンタータームの明示的なキャリブレーションを示します。具体的には、ゼロ以外のEFT補正の明確な証拠が見つかります。1ループプロパゲーターのカウンタータームに対して2つの1パラメーターans\"{a}tzeを定義し、それらがk〜0.07h/Mpc未満のスケールで残余に適切な補正を提供することを示します。次に、の振幅を取得します。バイスペクトルに関する以前の論文で計算された線形および二次カウンターカーネルを残りのカウンタータームで使用して、2、3、および4ポイント関数のカウンタータームの一貫性を確立します。また、密度の増加に一般的に使用されるEdS近似を示します。フィールドは、大規模なトリスペクトルのループ補正と同じ大きさのエラーにつながります。
純粋に経験的な測定を使用した通過する惑星の物理的性質に関する達成可能な精度の分析的推定
| Title |
Analytic_Estimates_of_the_Achievable_Precision_on_the_Physical_Properties_of_Transiting_Planets_Using_Purely_Empirical_Measurements |
| Authors |
Romy_Rodriguez_Martinez,_Daniel_J._Stevens,_B._Scott_Gaudi,_Joseph_G._Schulze,_Wendy_R._Panero,_Jennifer_A._Johnson,_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09289 |
経験的または半経験的測定のみを使用して、通過する惑星の質量、半径、表面重力、および密度に関する不確実性の割合の分析的推定を提示します。最初に、これらのパラメータを、通過測光と視線速度（RV）の観測量、および必要に応じて恒星の半径$R_{\star}$の観点から表現します。以前の結果と一致して、円軌道を仮定すると、惑星の表面重力（$g_p$）は経験的な通過とRVパラメーターのみに依存することがわかります。つまり、惑星周期$P$、通過深度$\delta$、RV半振幅$K_{\star}$、通過期間$T$、および入口/出口持続時間$\tau$です。ただし、惑星の質量と密度は、これらすべての量に加えて$R_{\star}$に依存します。したがって、惑星の質量、半径、密度に関する推論は、恒星の半径などの外部の制約に依存する必要があります。明るい星の場合、恒星の放射フラックス、有効温度、およびそのパララックスを介した星までの距離の測定値を使用して、ほぼ経験的に恒星の半径を測定できるようになりました。どのシステムでも、惑星のパラメータには達成可能な精度の階層があり、惑星の表面重力は密度よりも正確に測定され、密度は質量よりも正確に測定されます。表面重力は、地球型惑星のコア質量分率に強い制約を与えることがわかります。表面重力が地球型惑星の最もよく測定された特性の1つであるかもしれないことを考えると、これは役に立ちます。
TESS-Keck Survey IV：超低密度の高温の超海王星WASP-107bのための逆行極軌道
| Title |
The_TESS-Keck_Survey_IV:_A_Retrograde,_Polar_Orbit_for_the_Ultra-Low-Density,_Hot_Super-Neptune_WASP-107b |
| Authors |
Ryan_A._Rubenzahl,_Fei_Dai,_Andrew_W._Howard,_Ashley_Chontos,_Steven_Giacalone,_Jack_Lubin,_Lee_J._Rosenthal,_Howard_Isaacson,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Daniel_Huber,_Stephen_R._Kane,_Erik_A_Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Corey_Beard,_Michelle_L._Hill,_Andrew_Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_and_Nicholas_Scarsdale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09371 |
Keck/HIRESを使用した1回の輸送中に、WASP-107bのロシター-マクラフリン効果を測定しました。ホスト星の回転軸に対するWASP-107bの軌道の空に投影された傾斜は、$|\lambda|であることがわかりました。={118}^{+38}_{-19}$度。これは、スポット交差イベントから以前に示唆された不整合/極軌道を確認し、冷たい星の周りの極軌道で増加するホットネプチューンの人口にWASP-107bを追加します。WASP-107bはまた、既知の遠方の惑星の仲間を持つ4番目のそのような惑星です。このコンパニオンがWASP-107bでそのような傾斜を誘発する可能性のあるいくつかの動的経路を調べました。Kozai-Lidovサイクルが一般相対性理論によって抑制されている一方で、節点歳差運動とディスク分散駆動傾斜の両方が現在の軌道幾何学を説明できることがわかります。各仮説は2つの惑星間の相互傾斜を必要としますが、節点歳差運動ははるかに大きな角度を必要とし、WASP-107の場合は将来のガイア位置天文データで検出可能性のしきい値になります。節点歳差運動には恒星型の依存性はありませんが、ディスク分散駆動の傾斜には依存性があるため、これら2つのモデルの区別は人口レベルで行うのが最適です。WASP-107のようなより多くの太陽系外惑星を見つけて特徴づけることは、ホットネプチューンの赤道傾斜角の分布が整列軌道と極軌道の二分法であるかどうか、またはノードの歳差運動サイクル中に赤道傾斜角を均一にサンプリングしているかどうかを区別するのにさらに役立ちます。
分離した惑星周囲円盤の傾斜不安定性によって引き起こされる古在-リドフ振動
| Title |
Kozai-Lidov_oscillations_triggered_by_a_tilt_instability_of_detached_circumplanetary_discs |
| Authors |
Rebecca_G._Martin,_Zhaohuan_Zhu,_Philip_J._Armitage,_Chao-Chin_Yang_and_Hans_Baehr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09388 |
周惑星円盤は、星惑星系の潮汐ポテンシャルにおける円盤の傾きの増大に対して線形的に不安定になる可能性があります。3次元流体力学シミュレーションを使用して、不安定性に必要なディスクの状態と、その長期的な進化を特徴付けます。傾斜の成長は、ディスクの外縁近くで評価された$H/r\gtrsim0.05$のディスクのアスペクト比で発生し、ワープ伝播の波状領域では粘度への依存性が弱くなります。質量の小さい巨大惑星は、不安定性の条件を満たす周惑星円盤を持っている可能性が高くなります。傾斜の不安定性が、周惑星円盤が古在-リドフ（KL）振動に対して不安定になるしきい値を超える傾斜を励起できることを示します。Kozai--Lidov不安定レジームでの散逸は、さらなる傾斜成長を制限しますが、ディスクは傾斜と離心率の両方で大きな振動を経験します。惑星の降着は、一時的な降着イベントで発生します。周惑星円盤の検出可能性、巨大惑星の形成の赤道傾斜角の進化、および衛星システムの形成に対する関節の傾き-KLの不安定性の影響について説明します。
HD 189733bおよびGJ3470bの大気中の10830オングストロームでのHeIトリプレット吸収のモデリング
| Title |
Modelling_the_He_I_triplet_absorption_at_10830_Angstroms_in_the_atmospheres_of_HD_189733_b_and_GJ_3470_b |
| Authors |
M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_J._Sanz-Forcada,_A._S\'anchez-L\'opez,_K._Molaverdikhani,_S._Czesla,_A._Quirrenbach,_E._Pall\'e,_J._A._Caballero,_Th._Henning,_M._Salz,_L._Nortmann,_J._Aceituno,_P._J._Amado,_F._F._Bauer,_D._Montes,_E._Nagel,_A._Reiners,_and_I._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09393 |
太陽系外惑星の大気を特徴づけることは、それらの性質を理解するための鍵であり、それらの形成と進化についてのヒントを提供します。ヘリウムトリプレットHe（2$^{3}$S）の高解像度測定、高度に照射された惑星の吸収が最近報告されました。これは、大気散逸を研究するための新しい手段を提供します。この作業では、高解像度のHe（2$^{3}$S）吸収測定を分析し、非LTEと組み合わせた1D流体力学モデルを使用して、HD189733bおよびGJ3470bの上層大気の脱出を研究します。He（2$^{3}$S）状態のモデル。また、Ly$\alpha$観測から得られたH密度を使用して、温度、T、質量損失率、$\dotM$、およびH/He比をさらに制約します。私たちはこれらの惑星の上層大気に関する知識を大幅に改善しました。HD189733bの大気はかなり圧縮されており、ガスの視線速度は小さいですが、重力ポテンシャルが10分の1のGJ3470bは、非常に拡張された大気と大きな視線速度を示します。したがって、GJ3470bはXUVでの照射がはるかに少なく、その上層大気ははるかに低温ですが、同等の速度で蒸発します。特に、HD189733bの上層大気はコンパクトで高温であり、最大Tは12400$^{+400}_{-300}$Kであり、平均分子量は非常に低い（H/He=（99.2/0.8）$\pm0.1$）、1.1R$_p$を超えるとほぼ完全にイオン化され、$\dotM$=（1.1$\pm0.1$）$\times$10$^{11}$g/s。対照的に、GJ3470bの上層大気は高度に拡張されており、比較的低温で、最大Tは5100$\pm900$Kであり、平均分子量も非常に低くなっています（H/He=（98.5/1.5）$^{+1.0}_{-1.5}$）、強くイオン化されておらず、$\dotM$=（1.9$\pm1.1$）$\times$10$^{11}$g/s。さらに、我々の結果は、流体力学的脱出を受けている巨大惑星の上層大気は、平均分子量が非常に低い傾向があることを示唆しています（H/He$\gtrsim$97/3）。
自己重力によるコンドライト母体の原始多孔質構造
小惑星の多孔性は、小天体を介した太陽系の進化を研究するとき、および小惑星の衝突による災害を回避するための緩和戦略を計画するときに重要です。小惑星の多孔性に関する私たちの知識は、主に地球上でサンプリングされた隕石に依存しています。ただし、地球上でサンプリングされたコンドライトは、強度でソートすることをお勧めします。この研究では、コンドライト成分類似体の圧縮挙動の測定に基づいて、原始的な「粒状」コンドライト母体の最も多孔性の構造の推定値を取得しました。ダストとダストビーズ混合物サンプルの圧縮曲線を測定しました。ダストサンプルは、直径が10^0-10^1$\mu$mのオーダーのさまざまな球形および不規則な粒子で構成されていました。混合サンプルは、ダストとビーズで構成され、ダストの体積分率は異なります（〜0.2-1）。最初のステップとして、1.5および4.8$\mu$mの粒子をダストとして使用しましたが、マトリックス内の材料の一般的なサイズははるかに小さい場合があります。各サンプルの圧縮曲線をべき乗則形式で近似し、実験結果を使用して原始コンドライト母体の多孔性構造を計算しました。私たちの結果は、原始的な親体がコンドライトよりも高い多孔性を持っている可能性が高いことを示しています。さらに、マトリックスの体積分率が比較的高いことが、多孔性の高いほとんどの隕石が炭素質コンドライトである理由の1つである可能性があります。
金星でのホスフィンのALMA検出における合併症
| Title |
Complications_in_the_ALMA_Detection_of_Phosphine_at_Venus |
| Authors |
Alex_B._Akins,_Andrew_P._Lincowski,_Victoria_S._Meadows,_Paul_G._Steffes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09831 |
最近発表されたALMAの観測は、金星の上部雲に20ppbPH$_3$が存在することを示唆しています。PH$_3$にはすぐに明らかな発生源がなく、金星の大気化学に関する現在の理解によれば、光化学的に急速に破壊されるはずなので、これは予想外の結果です。報告されている266.94GHzのPH$_3$スペクトル線はSO$_2$スペクトル線とほぼ同じ場所にありますが、広帯域ALMAデータでより強いSO$_2$線が検出されない場合は、SO$_2を除外するために使用されます。機能の原点としての$。これらのALMA観測から得られた広帯域および狭帯域データセットの再評価を提示します。ALMAの観測値は、元の研究の著者によって議論された初期および改訂されたキャリブレーション手順の両方に従って再削減されます。また、ALMAアンテナ構成に起因するさまざまな空間スケールでの見かけのスペクトル線希釈の現象を調査します。266.94GHzのスペクトルの特徴は、最初のキャリブレーション手順を使用した狭帯域データで明らかですが、この同じ特徴は、キャリブレーションの改訂後には識別できません。この機能は、広帯域データでも再現されません。ALMA広帯域データでは257.54GHzでSO$_2$スペクトル線は観測されませんが、希釈シミュレーションでは、以前に提案された10ppbの制限を超えるSO$_2$の存在量もALMAで検出されないことが示唆されています。金星の大気中のPH$_3$の可能性をさらに調査するために、金星の追加のミリメートル、サブミリメートル、および赤外線の観測を行う必要があります。
金星の雲でのPH $ _3 $の検出は、中間圏のSO $ _2 $と一致していると主張されています
| Title |
Claimed_detection_of_PH$_3$_in_the_clouds_of_Venus_is_consistent_with_mesospheric_SO$_2$ |
| Authors |
Andrew_P._Lincowski,_Victoria_S._Meadows,_David_Crisp,_Alex_B._Akins,_Edward_W._Schwieterman,_Giada_N._Arney,_Michael_L._Wong,_Paul_G._Steffes,_M._Niki_Parenteau,_Shawn_Domagal-Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09837 |
金星スペクトルでの266.94GHzの特徴の観測は、金星雲のPH$_3$に起因しており、予期しない地質学的、化学的、さらには生物学的プロセスを示唆しています。PH$_3$とSO$_2$の両方が266.94GHz付近でスペクトル的にアクティブであるため、SO$_2$からのこの線への寄与は、全体または一部をPH$_3$に帰する前に決定する必要があります。予想外に低いSO$_2$の存在量として解釈される、検出されないSO$_2$参照線は、266.94GHz機能が主にPH$_3$に起因する可能性があることを示唆しました。ただし、SO$_2$が低く、PH$_3$がクラウドデッキにあるという推論は、明らかに矛盾を引き起こしました。ここでは、放射伝達モデルを使用してPH$_3$の発見を分析し、PH$_3$とSO$_2$のさまざまな垂直分布の検出可能性を調査します。266.94GHzの線は雲からではなく、金星の中間圏で80kmを超えていることがわかります。このレベルの線形成は、金星の雲でのPH$_3$の生成を想定した化学モデリングと矛盾しています。金星中間圏でのPH$_3$の化学的寿命が非常に短いことを考えると、20$\pm$10ppbの観測値を維持するには、信じられないほど高いソースフラックスが必要になります。典型的な金星のSO$_2$の垂直分布と存在量は、JCMT266.94GHzの機能に適合し、結果として得られる267.54GHzのSO$_2$参照線は、線の希釈のためにALMAデータで検出できないままであることがわかります。名目中間圏SO$_2$は、PH$_3$よりもJCMTおよびALMAデータのもっともらしい説明であると結論付けます。
地球に近いため、太陽系の木星はガス巨大太陽系外惑星のユニークなケーススタディとして機能します。現在の研究では、ベイジアンフレームワーク内で、カッシーニ宇宙船から取得した0.40〜1.00$\mu$mの61の位相曲線にabinitio、反射、半無限、均質なモデル大気の適合を実行します。古典的な反射法則（ランバート、レイリー、単一のHenyey-Greenstein）を使用した大気モデルは、データへの適合性が低いという以前の発見を再現します。二重Henyey-Greenstein反射法則を使用して、単一散乱アルベドと散乱非対称係数の事後分布を抽出し、それらの中央値と不確実性を表にします。木星大気中のエアロゾルは、大きくて不規則な多分散粒子であり、狭い後方散乱ローブとともに強い前方散乱を生成すると推測されます。単一散乱アルベドのほぼ単一の値は、放射線の複数散乱が重要な効果であることを意味します。観測された狭い後方散乱ローブは、放射のコヒーレント後方散乱によって引き起こされていると推測されます。これは通常、固体表面とレゴリスを持つ太陽系小天体に関連しています。私たちの調査結果は、正確な多波長位相曲線が雲/ヘイズ粒子の基本的な特性に関する貴重な情報をエンコードすることを示しています。このレターで説明されている方法により、太陽系外惑星のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の位相曲線から単一散乱アルベドと散乱非対称係数を取得できます。
炭素質コンドライト中の孤立したかんらん石粒子の起源
| Title |
Origin_of_isolated_olivine_grains_in_carbonaceous_chondrites |
| Authors |
Emmanuel_Jacquet,_Maxime_Piralla,_Pauline_Kersaho,_Yves_Marrocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10073 |
炭素質コンドライトAllende（CV3）、北西アフリカ5958（C2-ung）、北西アフリカ11086（CM2-an）、AllanHillsにおけるFeOの少ない孤立したかんらん石粒子（IOG）の顕微鏡、カソードルミネッセンス、化学的およびO同位体測定を報告します。77307（CO3.0）。善意のI型コンドリュールとの一般的な岩石学的、化学的および同位体の類似性は、IOGがそれらに由来することを確認します。縁に向かって耐火性元素が減少したことを反映した同心円状のCLゾーニング、および頑火輝石による頻繁な縁取りは、IOGと独立した物体としてのガスとの相互作用の証拠と見なされます。これは、コンドリュールがまだ部分的に溶けているときに、コンドリュールから飛び散ったことを示しています。$\Delta^{17}O<-4\permil$に制限されているCaOに富む耐火性フォルステライトは、サイズが大きく、急冷が速いため、低温で平衡化を免れた可能性があります。したがって、IOGは、コンドリュール形成領域での頻繁な衝突を目撃します。
コンドリュール形成イベントにおける衝突と組成変動
コンドリュール、すなわちコンドリュールが融合したコンドリュールは、コンドリュール形成環境における密度と組成の多様性の強力なプローブとなりますが、支配的なポルフィライト組織間のそれらの存在量は大幅に過小評価されている可能性があります。ここでは、CO3コンドライトのミラーレンジ07193および07342における葉状コンドリュールの顕微鏡観察とLA-ICP-MS分析を報告します。特定のコンドリュールのローブは、揮発性および中程度の揮発性元素の存在量の相関を示しますが、難治性元素の濃度は本質的に独立しています。これは、耐火性要素が閉鎖系で振る舞う既存の液滴の衝突によって形成された一方で、より揮発性の要素が同じガス状媒体によって緩衝されたことを示しています。表面張力が温度ピークで急速に球形を課すはずだったので、ローブの存在はそうでなければ説明するのが難しいでしょう。実際、コンドライトグループ全体のほとんどのコンドリュールは非球形であるため、大部分はおそらく球形に向かってさまざまに緩和された化合物です。結合された複合コンドリュール成分間の耐火性元素の相関の欠如は、衝撃シナリオのように均質化された溶融体の破壊からのコンドリュールの導出と矛盾し、独立したmmサイズの星雲凝集体の溶融を引き起こします。それでも、コンドリュール形成の「星雲」設定は、固形分濃度の増加だけでなく、例えば、ミッドプレーンに落ち着くだけでなく、観察された複合コンドリュール周波数を説明するために、コンドリュール形成イベント中の液滴間の相対速度のブーストによって。
ターミナス：宇宙ベースの望遠鏡のための多用途のシミュレーター
宇宙ベースの望遠鏡は、太陽系外惑星、太陽系小天体、恒星の天体を特徴づけるための比類のない機会を提供します。ただし、地球の低軌道にある天文台（ハッブル、CHEOPS、トゥインクル、増え続けるキューブサットなど）は、地球が不明瞭であるため、常にターゲットに向けられるとは限りません。トランジットまたは日食、分光法で構成される太陽系外惑星の観測では、これにより光度曲線にギャップが生じ、情報量が減少し、観測の科学的リターンが低下する可能性があります。時間領域シミュレータであるTerminusは、これらのギャップの発生をモデル化して、将来の観測への潜在的な影響を予測するために開発されました。シミュレーターは、太陽系外惑星の観測を放射分析でモデル化するだけでなく、光度曲線とスペクトルを生成することができます。ここでは、TerminusはTwinkleミッションをベースにしていますが、このモデルはあらゆる宇宙ベースの望遠鏡に適合させることができ、特に低軌道の望遠鏡に適用できます。ターミナスには、小惑星や褐色矮星などの他のターゲットの観測をモデル化する機能もあります。
二重遺物銀河団エイベル2345のクラスター内磁場
| Title |
The_intra-cluster_magnetic_field_in_the_double_relic_galaxy_cluster_Abell_2345 |
| Authors |
C._Stuardi,_A._Bonafede,_L._Lovisari,_P._Dom\'inguez-Fern\'andez,_F._Vazza,_M._Br\"uggen,_R.J._van_Weeren_and_F._de_Gasperin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09302 |
磁場は銀河団に遍在していますが、それらの半径方向のプロファイル、パワースペクトル、およびホストクラスターのプロパティへの接続はほとんど知られていません。電波遺物の形で拡散偏光放射をホストする銀河団を統合することは、これらの複雑なシステムの磁場を研究するためのユニークな可能性を提供します。この論文では、Abell2345のクラスター内磁場を調査します。このクラスターは、1〜2GHzのJVLA観測で偏波で検出された2つの電波遺物をホストします。X線XMM-Newton画像は、非常に乱れた形態を示しています。RM合成を適用して、クラスター中心から$\sim$1Mpc内の5つの偏光ソースの回転測定（RM）を導出しました。平均RMとRM分散ラジアルプロファイルの両方が、クラスター内磁場の存在を調べます。X線分析から得られた熱電子密度プロファイルを使用し、磁気流体力学的宇宙シミュレーションから得られたパワースペクトルに従って変動する3D磁場をシミュレートして、クラスターの模擬RM画像を作成します。シミュレートされたRM画像と観測されたRM画像を比較することにより、東部の電波遺物セクターの磁場プロファイルを制約しました。モデルのフレームワーク内で、データには$B（r）\propton_e（r）$のような熱電子密度での磁場スケーリングが必要であることがわかります。最良のモデルは、$2.8\pm0.1$$\mu$Gの中心磁場（半径200kpc以内）を持っています。東の遺物の位置での平均磁場は$\sim$0.3$\mu$Gであり、等分配の推定値より2.7倍低くなっています。
星間物質の拡散分子雲におけるHD回転レベル集団に対する放射ポンピングの影響
| Title |
Influence_of_radiative_pumping_on_the_HD_rotational_level_populations_in_diffuse_molecular_clouds_of_the_interstellar_medium |
| Authors |
V._V._Klimenko,_A._V._Ivanchik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09342 |
低温拡散星間物質（ISM）の条件下でのHD分子の地面振動状態の回転レベルの励起に対する紫外線放射ポンピングの影響の理論計算を提示します。私たちの分析では、2つの主要な励起メカニズムが考慮されています。（i）原子および分子との衝突、および（ii）星間紫外線（UV）放射場による放射ポンピングです。HD分子の自己遮蔽を考慮に入れて、星間紫外線の場のドレーンのモデルに対応する放射ポンピング速度係数$\Gamma_{\rmij}$の計算が実行されます。最初のHD回転レベル（$J=1$）の母集団は、熱ガス圧力$p_{\rmth}\le10^4\left（\frac{の場合、衝突ではなく、主に放射ポンピングによって決定されることがわかりました。I_{\rm{UV}}}{1}\right）\、\mbox{K\、cm}^{-3}$であり、HDの列密度が$\logN（{\rm{HD}}）<15$。この制約の下で、HDの回転レベルの母集団は、原子状炭素の微細構造レベルよりもUV放射強度のより感度の高い指標であることがわかります。高赤方偏移での原始ガスの冷却の問題には、HD回転レベルの放射ポンピングを考慮することが重要である可能性があることをお勧めします。最初の星からの紫外線放射は、初期宇宙の原始ガスのHD冷却速度を上げることができます。
金属：大マゼラン雲ハッブルプログラムにおける金属の進化、輸送、および存在量。 II。 LMC内の星間枯渇とダスト対ガス比の変動
| Title |
METAL:_The_Metal_Evolution,_Transport,_and_Abundance_in_the_Large_Magellanic_Cloud_Hubble_program._II._Variations_of_interstellar_depletions_and_dust-to-gas_ratio_within_the_LMC |
| Authors |
Julia_Roman-Duval,_Edward_B._Jenkins,_Kirill_Tchernyshyov,_Benjamin_Williams,_Christopher_J.R._Clark,_Karl_D._Gordon,_Margaret_Meixner,_Lea_Hagen,_Joshua_Peek,_Karin_Sandstrom,_Jessica_Werk,_Petia_Yanchulova_Merica-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09399 |
銀河のバリオンサイクルの重要な要素は、中性ISMのガスからダスト相への金属の枯渇です。ハッブル宇宙望遠鏡のMETAL（大マゼラン雲における金属の進化、輸送、存在量）プログラムは、半太陽金属量LMCの32の視線に向けてUVスペクトルを取得し、そこからMgの星間枯渇（気相分画）を導き出しました。Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr、およびCu。さまざまな元素の枯渇は密接に相関しており、共通の起源を示しています。水素カラム密度は、枯渇変動の主な要因です。相関は、ボリューム密度、CI微細構造線、およびLMC中心までの距離によって弱くなります。後者の相関関係は、気相の金属量の東西変動に起因します。30ドラダスと南東HIの過密度を含むLMCの東側の圧縮側のガスは、最大+0.3dex濃縮されていますが、西側のガスは、最大-0.5dexまで金属が不足しています。METALによってプローブされたパラメータ空間内では、分子分率または放射場強度との相関は見られません。観測された拡散（logN（H）〜20cm-2）と分子（logN（H）〜22cm-2）ISM間のダスト対金属およびダスト対ガス比の3〜4倍の増加を確認します。遠赤外線、21cm、およびCO観測から。カラム密度によるダスト対金属およびダスト対ガス比の変化は、化学進化のサブグリッド物理学、宇宙時代全体のガスおよびダスト質量の推定、およびを介して測定された宇宙の化学濃縮に重要な影響を及ぼします。減衰したライマンアルファシステムの分光法。
銀河の合体におけるブラックホールの燃料供給：高解像度分析
| Title |
Black_hole_fueling_in_galaxy_mergers:_A_high-resolution_analysis |
| Authors |
Joaqu\'in_Prieto,_Andr\'es_Escala,_George_Privon_and_Juan_d'Etigny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09407 |
パーセクスケール解像度の流体力学的適応メッシュ細分化シミュレーションを使用して、銀河の合体全体の物質移動プロセスを研究しました。このような研究の目的は、質量降着率のピークの両方をBHに接続し、星形成バーストを銀河系ガス成分に作用する重力トルクと流体力学的トルクの両方で結び付けることです。合併の初期条件は、現実的なシステムを模倣するように選択されました。シミュレーションには、ガス冷却、星形成、超新星フィードバック、およびAGNフィードバックが含まれます。中心付近のパスの近くの重力および流体力学的トルクは、星形成とブラックホールの成長のバーストに関連する核へのガスの漏斗を引き起こします。このようなエピソードは、銀河ガスに作用する両方の種類のトルクと密接に関連しています。ペリセンターは、星形成と質量降着率の両方を$\sim$数$（1-10）$$M_\odot$/年で引き起こします。そのようなエピソードは$\sim$$（50-75）$Myrs続きます。クローズパスはまた、エディントンレートに近づいて到達するブラックホール降着を生成し、$\sim$数マイア持続します。私たちのシミュレーションは、重力トルクと流体力学的トルクの両方がペリセンターパスで強化され、重力トルクは合併全体を通して流体力学的トルクよりも高い値を持つ傾向があることを示しています。また、最も近い遭遇では、流体力学的トルクと重力トルクがガスへの影響で同等である可能性があり、2つは銀河円盤の角運動量と質量の両方の再分配に役立ちます。このような現象は、BH影響半径への内向きの物質移動を可能にし、コンパクトオブジェクトに燃料を供給し、銀河核を照らします。
銀河系星団M36の星形成を維持する？
| Title |
Sustaining_Star_Formation_in_the_Galactic_Star_Cluster_M_36? |
| Authors |
Alik_Panja,_Wen_Ping_Chen,_Somnath_Dutta,_Yan_Sun,_Yu_Gao,_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09445 |
銀河散開星団M36の包括的な特性評価を示します。推定汚染率が$\sim$8％の約200のメンバー候補が、$Gaia$DR2によって測定された固有運動と視差に基づいて特定されました。クラスターには、固有運動グループがあります（$\mu_{\alpha}\cos\delta=-$0.15$\pm$0.01masyr$^{-1}$、および$\mu_{\delta}=-$3.35$\pm$0.02masyr$^{-1}$）、フィールド人口から明確に分離されています。ほとんどのメンバー候補の視差値は0.7$-$0.9masで、中央値は0.82$\pm$0.07mas（距離$\sim$1.20$\pm$0.13kpc）です。半径方向の密度プロファイルから決定された27$'$$\pm$$0\farcm4$の角直径は、9.42$\pm$0.14pcの線形範囲に対応します。推定年齢は$\sim$15Myrで、M36には星雲がありません。クラスターの南西に、非常に不明瞭な（$A_{V}$から$\sim$23等まで）コンパクトな（$\sim$$1\farcm9\times1\farcm2$）密な雲があります。乳児期（$\lesssim$0.2Myr歳）の3つの若い恒星状天体が特定されています。分子ガスは3.6pcの範囲で、総質量（2$-$3）$\times$10$^{2}$M$_{\odot}$を含み、雲全体で均一な速度連続性を持ち、$-$20から$-$22kms$^{-1}$の速度範囲で、既知の星のメンバーの視線速度と一致しています。さらに、雲は星団の運動学的距離とわずかに一致する導出された運動学的距離を持っています。M36と若い星の種族との物理的関連性を明確に確立できれば、これは分子雲内で最大数十Myrsに及ぶ長期の星形成活動の説得力のある例を示しています。
LAMOSTプライマリレッドクランプスターからのガイア初期データリリース3の視差ゼロポイント
| Title |
The_Parallax_Zero-Point_of_Gaia_Early_Data_Release_3_from_LAMOST_Primary_Red_Clump_Stars |
| Authors |
Yang_Huang,_Haibo_Yuan,_Timothy_C._Beers,_Huawei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09691 |
LAMOST一次レッドクランプ（PRC）恒星サンプルを使用して、第3ガイア初期データリリース（以下EDR3）の視差ゼロ点の独立した検査を提示します。遠方のクエーサーの調査によって発見されたものよりわずかに大きい約$26\mu$asの視差オフセットの中央値は、それぞれ66,000および2000を超えるPRC星のサンプルに基づいて、EDR3の5パラメーターおよび6パラメーターの両方のソリューションで見つかります。。結果を比較するLindegrenetal。の以前の調査と同様に、視差のゼロ点は、オブジェクトの$G$の大きさ、色、および位置に明確に依存しています。私たちの分析に基づいて、修正された視差のゼロ点を数$\mu$asに減らすことができ、いくつかの重要なパターン、たとえば恒星の等級の不連続性を適切に取り除くことができます。ただし、空のさまざまな位置で修正された視差については、比較的大きなオフセット（$>10\mu$as）がまだ見られます。
\ texttt {piXedfit}の紹介-解決されたソース用に設計されたスペクトルエネルギー分布フィッティングコード
| Title |
Introducing_\texttt{piXedfit}_--_a_Spectral_Energy_Distribution_Fitting_Code_Designed_for_Resolved_Sources |
| Authors |
Abdurro'uf_(1),_Yen-Ting_Lin_(1),_Po-Feng_Wu_(2),_Masayuki_Akiyama_(3)_((1)_ASIAA,_(2)_NAOJ,_(3)_Tohoku_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09717 |
\verb|piXedfit|、ピクセル化されたスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング、マルチバンドイメージングデータを単独で、または面分光法（IFS）データと組み合わせて使用して銀河の空間分解特性を分析するためのツールを提供するPythonパッケージを紹介します。\verb|piXedfit|空間的に解決されたSEDフィッティングのすべてのタスクを処理できる6つのモジュールがあります。SEDフィッティングモジュールは、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）とパラメーター空間のランダム密サンプリング（RDSPS）の2種類の事後サンプリング法を使用したベイズ推定手法を使用します。IllustrisTNGのシミュレートされた銀河の模擬SEDを使用して、SEDフィッティングモジュールのパフォーマンスをテストします。両方の事後サンプリング法を使用したSEDフィッティングは、IllustrisTNG銀河の物理的特性と星形成履歴をうまく回復できます。\verb|piXedfit|のパフォーマンスをさらにテストしますCALIFAとMaNGAの調査で観測された20個の銀河を分析することによるモジュール。データは、GALEX、SDSS、2MASS、およびWISEからの12バンド画像データと、CALIFAまたはMaNGAからのIFSデータで構成されています。\verb|piXedfit|イメージングデータとIFSデータを（解像度とサンプリングで）空間的に一致させることができます。測光SEDのみをフィッティングすることにより、\verb|piXedfit|スペクトルの連続体、$\text{D}_{\rmn}4000$、$H_{\alpha}$、および$H_{\beta}$を適切に予測できます。\verb|piXedfit|によって導出された星形成率（SFR）$H_{\alpha}$放出から得られたものと一致しています。RDSPS法は、MCMCと同等に良好なフィッティング結果を提供し、MCMCよりもはるかに高速です。\verb|piXedfit|は、大規模なデータセットを効率的に分析するための並列コンピューティングモジュールを備えた多用途のツールであり、一般公開されます（https://github.com/aabdurrouf/piXedfit）。
多周波調査で発見された残留電波銀河
| Title |
Remnant_Radio_Galaxies_Discovered_in_a_Multi-frequency_Survey |
| Authors |
B._Quici,_N._Hurley-Walker,_N._Seymour,_R._J._Turner,_S._S._Shabala,_M._Huynh,_H._Andernach,_A._D._Kapi\'nska,_J._D._Collier,_M._Johnston-Hollitt,_S._V._White,_I._Prandoni,_T._J._Galvin,_T._Franzen,_C._H._Ishwara-Chandra,_S._Bellstedt,_S._J._Tingay,_B._M._Gaensler,_A._O'Brien,_J._Rogers,_K._Chow,_S._Driver,_and_A._Robotham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09761 |
電波銀河の残りの段階は、活動銀河核から発射されたジェットがオフにされたときに始まります。残留相の電波銀河の割合を研究するために、GAMA〜23〜フィールドの$8.31$\、deg$^2$サブ領域を利用します。これは、周波数範囲0.1〜9\をカバーする調査で構成されています。GHz。マーチソン広視野アレイ（216\、MHz）、オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー（887\、MHz）、およびオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（5.5\、GHz）によって実施された観測から編集された104個の電波銀河のサンプルを提示します。）。活動銀河の証拠を示さない10個の電波銀河を特定するために、「電波コアがない」基準を採用しています。これらを新しい候補の残骸電波銀河として分類します。これらのオブジェクトのうち7つは、5.5\、GHzでローブ内にコンパクトな発光領域を表示します。この周波数では、放出は短命であり、最近のジェットスイッチオフを意味します。一方、超急峻なスペクトル（$\alpha<-1.2$）と拡散した低表面輝度の電波形態の存在によって、老化した葉のプラズマの証拠を示すのは3つだけです。若い残骸の大部分は、残骸段階での急速な衰退と一致しています。電波銀河のサンプル内では、観測により、残りの割合が$4\％\lesssimf_{\mathrm{rem}}\lesssim10\％$に制限されています。下限は、ホットスポットを持つすべての残りの候補が、かすかな、検出されていない電波コアを持つ単にアクティブな電波銀河であるという限定的なケースから来ています。最後に、ホットスポットから発生するシンクロトロンスペクトルをモデル化して、ジェットがオフになった後、5.5\、GHzで5〜10\、Myrの間持続できることを示します。したがって、このようなホットスポットから発生する電波放射は、かなりの割合で予想されます。本物の残骸の。
Araucariaプロジェクト：ローカル銀河とちょうこくし銀河の深赤外線測光マップ。 I.カリーナ、ろ座、彫刻家
| Title |
The_Araucaria_Project:_Deep_near-infrared_photometric_maps_of_Local_and_Sculptor_Group_galaxies._I._Carina,_Fornax,_Sculptor |
| Authors |
Paulina_Karczmarek_and_Grzegorz_Pietrzy\'nski_and_Wolfgang_Gieren_and_Weronika_Narloch_and_Gergely_Hajdu_and_Gonzalo_Rojas_Garc\'ia_and_Miko{\l}aj_Ka{\l}uszy\'nski_and_Marek_G\'orski_and_Ksenia_Suchomska_and_Dariusz_Graczyk_and_Bogumi{\l}_Pilecki_and_Piotr_Wielg\'orski_and_Bart{\l}omiej_Zgirski_and_M\'onica_Taormina_and_Mradumay_Sadh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09888 |
コミュニティでは、3つの局部銀河群矮小楕円銀河（ろ座、カリーナ、彫刻家）の近赤外線$J$および$K$バンド測光を利用できます。これまで、これらのデータは、赤色巨星とこと座RR型変星の先端を使用して距離を決定するためにAraucariaプロジェクトによってのみ使用されてきました。ここで、データコレクション全体をデータベースの形式で提示します。これは、正確な$J$および$K$バンドの光度、空の座標、楕円率の測定値、および観測のタイムスタンプで構成され、参照画像の星の軌跡によって補完されます。。測光の深さは5$\sigma$レベルで約22等に達し、UKIRT赤外線深層天観測（UKIDSS）やVISTA半球調査（VHS）などのNIR調査に匹敵します。VHSとの重複が少なく、UKIDSSとの重複がないため、データベースは高品質の測光のユニークなソースになっています。
| Title |
The_Isaac_Newton_Telescope_monitoring_survey_of_Local_Group_dwarf_galaxies_--_IV._The_star_formation_history_of_Andromeda_VII_derived_from_long_period_variable_stars |
| Authors |
Mahdieh_Navabi,_Elham_Saremi,_Atefeh_Javadi,_Majedeh_Noori,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_G._Khosroshahi,_Iain_McDonald,_Mina_Alizadeh,_Arash_Danesh,_Ghassem_Gozaliasl,_Alireza_Molaeinezhad,_Tahere_Parto,_Mojtaba_Raouf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09900 |
アンドロメダ銀河（M31）の最も明るく、最も巨大な矮小楕円体（dSph）衛星であるアンドロメダVII（およびVII）の星形成履歴（SFH）を調べました。M31は、古い星の種族と低い金属量を持ついくつかのdSphコンパニオンに囲まれていますが、6$-$8Gyrの年齢の金属が豊富な星のハローを持っています。これは、M31の恒星ハローとそのdSphシステムとの間の進化的関連が弱いことを示しています。したがって、問題は、AndVII（M31から$\sim$220kpcに位置する高金属量dSph）がM31の若い金属が豊富なハローと関連付けられるかどうかです。ここでは、長周期変光星（LPV）を使用してAndVIIのSFHの最初の再構成を実行します。最も進化した漸近巨星分枝（AGB）と赤色超巨星（RSG）の星として、LPVの誕生質量は、近赤外線測光を理論的な進化の軌跡に接続することによって決定できます。$i$および$V$バンドでアイザックニュートン望遠鏡を使用したマルチエポックイメージングを使用して、2つの半光半径内に55のLPV候補が見つかりました。それらの誕生質量関数に基づいて、AndVIIの星形成率（SFR）が宇宙時間の関数として得られました。星形成の主な時代は$\simeq6.2$Gyr前に発生し、SFRは$0.006\pm0.002$M$_\odot$yr$^{-1}$でした。過去6Gyrにわたって、遅い星形成が見られます。これは500Myr前まで続き、SFR$\sim0.0005\pm0.0002$M$_\odot$yr$^{-1}$でした。AndVIIの恒星の質量$M=（13.3\pm5.3）\times10^6$M$_\odot$を半光半径$r_{\frac{1}{2}}=3.8\pm0内で決定しました。3$分角と金属量$Z=0.0007$であり、距離係数$\mu=24.38$magも導き出されました。
活動銀河と非活動銀河の星形成抑制段階
| Title |
Star_formation_quenching_stages_of_active_and_non-active_galaxies |
| Authors |
V._Kalinova,_D._Colombo,_S._F._S\'anchez,_K._Kodaira,_R._Garc\'ia-Benito,_R._Gonz\'alez_Delgado,_E._Rosolowsky,_E._A._D._Lacerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10019 |
銀河に星形成活動を大幅に減少させるメカニズム（星形成の消光）はまだよくわかっていません。銀河の進化をよりよく研究するために、Kpc分解、H$\alpha$マップの相当幅、およびBPT診断図からの情報を使用した銀河の核活動によって追跡された、イオン化水素分布のマップに基づく分類を提案します。。これらのツールを使用して、CALIFA調査からの238個の銀河のサンプルを6つの消光段階（QS）でグループ化します。中心に静止核リング構造を示すシステム。中央で静止している銀河;イオン化ガス分布に明確なパターンがない銀河-混合;いくつかの星形成領域（ほぼ引退した、または完全に静止している銀河）のみを所有するシステムは完全に引退しました。それらの核活動に関して、我々はさらに銀河を2つのグループに分けます-それらの中心で弱いまたは強いAGNをホストするアクティブなシステムと非アクティブなオブジェクト。消光段階のクラスにグループ化された銀河は、星形成率と恒星の質量図の特定の場所を占めています。「青い雲」は星形成銀河と静止核リング銀河によって占められ、「緑の谷」は中央静止および混合システムによって占められ、「赤いシーケンス」はほぼ完全に引退した天体によって占められます。一般に、弱いまたは強いAGNをホストする銀河は、AGNをホストする星形成システムを除いて、同じ消光段階での非活動銀河に匹敵する特性を示します。星形成の消光の程度は、星形成から完全に引退するまでの現在の輝線パターンシーケンスに沿って増加します。提案された輝線クラスは、「裏返し」の消光シナリオを強化します。これは、星形成の抑制が銀河の中央領域から始まることを予測しています。
ライマン-赤方偏移6.9の{\ alpha}プロトクラスター
| Title |
A_Lyman-{\alpha}_protocluster_at_redshift_6.9 |
| Authors |
Weida_Hu,_Junxian_Wang,_Leopoldo_Infante,_James_E._Rhoads,_Zhen-Ya_Zheng,_Huan_Yang,_Sangeeta_Malhotra,_L._Felipe_Barrientos,_Chunyan_Jiang,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Gonzalo_Prieto,_Lucia_A._Perez,_Pascale_Hibon,_Gaspar_Galaz,_Alicia_Coughlin,_Santosh_Harish,_Xu_Kong,_Wenyong_Kang,_Ali_Ahmad_Khostovan,_John_Pharo,_Francisco_Valdes,_Isak_Wold,_Alistair_R._Walker_and_XianZhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10204 |
宇宙で最も巨大な構造の前駆体であるプロトクラスターは、最大6.6の赤方偏移で識別されています。初期の構造形成を調査することに加えて、さらに高い赤方偏移でプロトクラスターを検索することは、再電離を調べるのに特に役立ちます。ここでは、宇宙がわずか7億7000万年前であり、銀河間媒体で中性水素画分の急速な進化を経験している可能性がある、6.93の赤方偏移でのプロトクラスターLAGER-z7OD1の発見を報告します。プロトクラスターは、平均銀河密度の6倍の過密度によって識別され、21個の狭帯域で選択されたライマン-$\alpha$銀河があり、そのうち16個が分光学的に確認されています。この記録と同様またはそれ以上の赤方偏移では、メンバーが少ない小さなプロトグループが報告されています。LAGER-z7OD1は細長い形状を示し、2つのサブプロトクラスターで構成されています。これらのサブプロトクラスターは、現在の質量が$3.7\times10^{15}$の太陽質量を持つ1つの巨大なクラスターに統合されます。そのメンバー銀河によって生成されたイオン化された気泡の総体積は、プロトクラスター自体の体積に匹敵することがわかります。これは、個々の気泡の融合を目撃しており、プロトクラスター内の銀河間媒体がほぼ完全にイオン化されていることを示しています。したがって、LAGER-z7OD1は、再電離プロセスを調査するための独自の自然実験室を提供します。
重力波源の動的チャネルに対する初期質量関数の影響
動的に形成されたブラックホール（BH）バイナリ（BBH）は、重力波（GW）の重要な発生源です。球状星団（GC）は、このようなBBHを生成する主要な環境の1つですが、既知のGCの総質量は銀河団に比べて小さいため、GCで形成されるBBHの割合も小さくなります。ただし、これは、GCにフィールドスターのような標準的な初期質量関数が含まれていることを前提としています。いくつかの研究では、極端に密度が高く金属が少ない環境では、GCが発生する可能性のあるトップヘビーIMFが発生する可能性があることが示唆されているため、これは当てはまらない可能性があります。トップヘビーIMFを備えたGCは簡単に中断されたり、ダーククラスターになりましたが、GWソースへの寄与は重要です。高性能で正確な$N$-bodyコード\textsc{petar}を使用して、初期質量が$5\times10^5の高密度GCの4つ星ごとのシミュレーションを実行することにより、さまざまなIMFの影響を調査します。M_\odot$および$2$〜pcの半旗半径。BBHの合併率は、IMFの傾きと単調に相関していないことがわかります。急速に拡大するため、トップヘビーIMFは、マージするBBHの形成効率を低下させます。BHによって引き起こされる動的加熱により、クラスターが膨張するにつれて、形成速度は継続的に減少します。ただし、IMFが最も重い星団では、BHの総数が多いため、初期のクラスターの質量と密度が使用したモデル。
| Title |
Orbital_evolution_of_binary_black_holes_in_active_galactic_nucleus_disks:_a_disk_channel_for_binary_black_hole_mergers? |
| Authors |
Ya-Ping_Li_(1),_Adam_M._Dempsey_(1),_Shengtai_Li_(1),_Hui_Li_(1)_and_Jiaru_Li_(1)_((1)_LANL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09406 |
活動銀河核（AGN）降着円盤に埋め込まれた等質量連星ブラックホール（BBH）の一連の高解像度2D流体力学シミュレーションを実行して、これらの連星が周囲のガスによって合体するように駆動できるかどうかを調べます。BBHに採用された重力軟化がこの結果に大きな影響を与えることがわかります。軟化がバイナリ分離の10％未満の場合、孤立した等質量バイナリの最近のシミュレーションと一致して、順行BBHは収縮するのではなく時間とともに拡大することを示します。しかし、最終的には、バイナリ分離が十分に大きくなり、中央のAGNの潮汐力によってそれらが破壊されます。軟化が比較的大きい場合にのみ、順行BBHが硬化することがわかります。バイナリトルクの詳細な分析を通じて、この二分法は、軟化がバイナリ分離のかなりの部分である場合に、各BHを周回する単一円盤の渦巻き構造の喪失によるものであると判断します。これらのスパイラルを適切に解決すると（高解像度と小さな軟化の両方で）、バイナリ角運動量の重要なソースが得られます。逆行性BBHの場合のみ、軟化に関係なく、一貫した硬化が見られます。これらのBBHは、単一のディスクの周りに重要なスパイラル構造を欠いているためです。これは、逆行性バイナリのガス駆動のインスピレーションが、AGNディスクの重力波放出レジームでコンパクトなBBHの集団を生成できることを示唆しており、これは、観測されたBBHの合併に大きな割合を占める可能性があります。
NGC7371の急速に進化するタイプIbSupernova SN 2015dj
| Title |
The_fast_evolving_type_Ib_Supernova_SN_2015dj_in_NGC_7371 |
| Authors |
Mridweeka_Singh,_Kuntal_Misra,_Stefano_Valenti,_Griffin_Hosseinzadeh,_Andrea_Pastorello,_Shubham_Srivastav,_Anjasha_Gangopadhyay,_Raya_Dastidar,_Lina_Tomasella,_Iair_Arcavi,_Stefano_Benetti,_Emma_Callis,_Enrico_Cappellaro,_Nancy_Elias-Rosa,_D._Andrew_Howell,_Sang_Chul_Kim,_Curtis_McCully,_Leonardo_Tartaglia,_Giacomo_Terreran,_and_Massimo_Turatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09430 |
発見後170日までのデータを使用して、NGC7371でタイプIbSN2015djの詳細な光学的進化を示します。SN2015djは、光度曲線の形状がSN2007grと類似しており、ピークはM$_{V}$=$-17.37\pm$0.02等です。準ボロメータ光度曲線の分析モデリングでは、0.06$\pm$0.01M$_{\odot}$の$^{56}$Ni、イジェクタ質量$M_{\rmej}=1.4^{+1.3}_{-が得られます。0.5}$\msol\、および運動エネルギー$E_{\rmk}=0.7^{+0.6}_{-0.3}\times10^{51}$erg。スペクトルの特徴は急速な進化を示し、球対称の噴出物の特徴に似ています。星雲の位相スペクトル線の分析は、13〜20M$_{\odot}$の前駆体の質量を示しており、バイナリシナリオを示唆しています。
内側の銀河の宇宙線密度を調べる
| Title |
Probing_the_Cosmic_Ray_density_in_the_inner_Galaxy |
| Authors |
Giada_Peron,_Felix_Aharonian,_Sabrina_Casanova,_Ruizhi_Yang_and_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09510 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）で見られるように、銀河の拡散$\gamma$線放射は、銀河中心から約4kpcの領域に鋭いピークを示します。これは、宇宙線の密度が高いためと解釈できます。-光線加速器またはその領域での粒子拡散の変更。分子雲から発生する$\gamma$線の観測は、銀河の遠方の領域で、宇宙線の密度を1点ずつ推測するためのユニークなツールです。ここでは、1.5〜4.5kpcの領域にある9つの分子雲の方向で得られた11年間のフェルミ-LATデータの分析を報告します。これらの雲の位置で測定された宇宙線密度は、局所的に測定されたものと互換性があります。拡散ガンマ線放出から推測される宇宙線密度勾配は、それらの伝播による銀河宇宙線の海の地球規模の変化ではなく、宇宙線加速器の存在の結果であることを示しています。
暗黒物質の崩壊によるステライルニュートリノの振動は、IceCube-Fermiの緊張を排除します
| Title |
Oscillations_of_sterile_neutrinos_from_dark_matter_decay_eliminates_the_IceCube-Fermi_tension |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Vernon_Barger,_Danny_Marfatia,_Mary_Hall_Reno,_Thomas_J._Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09559 |
IceCubeは、フェルミ衛星からのガンマ線データで$3\sigma$の張力を生み出す、エネルギー範囲$10\lesssimE/{\rmTeV}\lesssim100$の「バンプ」を伴う宇宙ニュートリノのフラックスを観測しました。これは、隠れた宇宙線加速器の集団の証拠として解釈されてきました。我々は、振動後に宇宙ニュートリノスペクトルに隆起を生み出すステライルニュートリノに崩壊する冷たい暗黒物質に基づいて、この難問の別の説明を提案します。
低質量AGNにおける軟X線と硬X線のタイムラグの発見
| Title |
Discovery_of_soft_and_hard_X-ray_time_lags_in_low-mass_AGN |
| Authors |
Labani_Mallick,_Daniel_R._Wilkins,_William_N._Alston,_Alex_Markowitz,_Barbara_De_Marco,_Michael_L._Parker,_Anne_M._Lohfink,_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09594 |
活動銀河核（AGN）とBHX線連星（BHXRB）の両方のブラックホール（BH）質量とソフトラグ特性の間のスケーリング関係は、広範囲の質量にまたがるBHシステムの降着で機能している同じ基礎となる物理メカニズムを示唆しています。しかし、AGNの低質量端はこれまで詳細に調査されたことはありません。この作業では、既存のスケーリング関係を低質量AGNに拡張します。これは、通常質量AGNとBHXRBの間のアンカーとして機能します。この目的のために、XMM-Newtonアーカイブから低質量AGN（$M_{\rmBH}<3\times10^{6}M_{\rm\odot}$）のサンプルを作成し、周波数分解を測定します。軟X線放射（0.3-1keV）と硬X線放射（1-4keV）の間の時間遅延。ソフトバンドが高周波数$\sim[1.3-2.6]\times10^{-3}$Hzでハードバンド放射より遅れていることを報告します。これは、応答としての内部降着円盤からの残響の兆候として解釈されます。直接的な冠状放射。低周波数（$\sim[3-8]\times10^{-4}$Hz）では、ハードバンドはソフトバンドの変動よりも遅れています。これは、コロナを介した光度変動の内向き伝搬のコンテキストで説明します。。サンプルのX線源は、平均半径が約$8r_{\rmg}$で、高さの中央値がディスク面から約$15r_{\rmg}$であることがわかります。コロナ。私たちの結果は、BH質量と、より高い質量のAGNに対して導出されたソフトラグの振幅/周波数との間のスケーリング関係が、より低い質量のAGNに安全に外挿できること、および降着プロセスが実際にBHの質量とは無関係であることを確認します。
コア崩壊超新星IIの元素合成に対する非対称ニュートリノ放出の影響-前駆体依存性-
| Title |
The_impact_of_asymmetric_neutrino_emissions_on_nucleosynthesis_in_core-collapse_supernovae_II_--_progenitor_dependences_-- |
| Authors |
Shin-ichiro_Fujimoto_(National_Institute_of_Technology,_Kumamoto_College,_Kumamoto,_Japan),_Hiroki_Nagakura_(Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09618 |
質量範囲9.5〜25$M_{\odot}$の前駆細胞のコア崩壊超新星（CCSNe）における爆発的元素合成に対する非対称ニュートリノ放出の影響を調査します。簡略化されたニュートリノ輸送を使用して、CCSN爆発の軸対称の流体力学シミュレーションを実行します。ここで、$\nu_{\rme}$と${\bar\nu}_{\rme}$の反相関双極子放出は課せられる。次に、後処理方法でCCSNイジェクタの存在量と質量を評価します。非対称の$\nu$放出は、高$\nu_{\rme}$および-${\bar\nu}で$p$-および$n$に富む物質の豊富な放出につながることがわかります。それぞれ_{\rme}$半球。Caより軽い元素は感度が低いものの、前駆体に関係なく、Niより重い元素のエジェクタの存在量に大きく影響します。これらの結果に基づいて、タイプIaSNeからの寄与を考慮に入れて、CCSNイジェクタのIMF平均存在量を計算します。$m_{\rmasy}=10/3\％$および$10\％$の場合、ここで$m_{\rmasy}$は、ニュートリノ放出の双極子成分の非対称度を示します。これは、より軽い元素の平均存在量です。Yは太陽の存在量に匹敵しますが、Geより重い元素のYは、$m_{\rmasy}\ge30\％$の場合に過剰生産されます。我々の結果はまた、非対称ニュートリノ放出の影響が、高$\nu_{\rme}$と-${\の間の[Ni/Fe]と[Zn/Fe]の存在比の違いに刻印されていることを示唆している。bar\nu}_{\rme}$半球。これは、CCSNの残骸の将来の分光X線観測が、存在する場合、非対称ニュートリノ放出の証拠をもたらすことを示しています。
F01004-2237での候補潮汐破壊現象の分光学的モニタリング
超高光度赤外線銀河F01004-2237の分光モニタリング観測の結果を紹介します。この銀河は、2015年のスペクトルと2000年のスペクトルを比較することによって検出された、その光学スペクトルの変化を受けることが観察されました。これらの変化は、測光による増光と一致していました。光スペクトルで検出された主な変化は、強化されたHeII$\lambda$4686発光とHeI$\lambda$3898、$\lambda$5876輝線の出現です。これらの変化の好まれた解釈は、2010年に起こった潮汐破壊現象（TDE）の解釈でした。しかし、その後の研究は、これらの変化が活動銀河核（AGN）の降着率の変動に関連する別のこれまで知られていなかった理由によって引き起こされることを示唆しました。。私たちの光学分光モニタリング観測は、He線の進化がTDEで見られる進化と一致し、AGNの残響マッピング研究から観察されたものと反対であることを示し、フレアのTDEとしての解釈に関する議論を更新します。
Ia型超新星の二重爆轟爆発の多様性の調査：爆発後のヘリウム殻組成の影響
| Title |
Exploring_the_diversity_of_double_detonation_explosions_for_type_Ia_supernovae:_Effects_of_the_post-explosion_helium_shell_composition |
| Authors |
M._R._Magee,_K._Maguire,_R._Kotak,_S._A._Sim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09792 |
炭素-酸素白色矮星の上でのヘリウム殻の爆発は、Ia型超新星（SNe〜Ia）の潜在的な爆発メカニズムとして議論されてきました。ヘリウムシェルの燃焼中に生成された灰は、通常のSNe〜Iaと一致しない光度曲線とスペクトルにつながる可能性がありますが、爆発後数日以内に光度曲線の隆起を示す一部のオブジェクトでは実行可能です。二重爆轟爆発モデルからの予測を模倣するように設計された一連の放射伝達モデルを提示します。コアとシェルの質量の範囲を検討し、ヘリウムシェルの複数の爆発後の組成を体系的に調査します。$^{56}$Ni、$^{52}$Fe、または$^{48}$Crを含むシェルを使用したモデルから、初期の光度曲線バンプのさまざまな光度とタイムスケールが得られることがわかりました。モデルを光度曲線バンプのあるSNe〜Iaと比較すると、これらのモデルは観測されたほとんどすべてのバンプの形状を再現できることがわかりますが、最大光（$BV\gtrsim1$）の周りに赤い色のオブジェクトのみがよく一致しています。彼らの進化を通して。以前の研究と一致して、シェルが鉄族元素を含まないモデルが、爆発直後から最大光まで、さまざまな光度の通常のSNe〜Iaとよく一致することも示しています。私たちのモデルは二重爆轟シナリオを支持する肯定的な証拠にはなりませんが、ヘリウムシェルアッシュに鉄族元素が含まれていない場合、通常のSNe〜Iaの広い範囲で実行可能である可能性があることを示します。
PSR J1810 + 1744：コンパニオンダークニングと正確な高中性子星質量
| Title |
PSR_J1810+1744:_Companion_Darkening_and_a_Precise_High_Neutron_Star_Mass |
| Authors |
Roger_W._Romani,_D._Kandel,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09822 |
PSRJ1810+1744のコンパニオンのケック望遠鏡分光光度法は、平坦であるが非対称の光度曲線の最大値と深くて狭い最小値を示しています。最大値は、加熱された極と地表風とともに、L_1ポイントの近くで強い重力減光を示します。最小値は、基礎温度が低く、周縁減光が大きいことを示します。重力減光は、極端なパルサー加熱とロッシュローブのほぼ充填の結果です。光度曲線モデリングでは、バイナリ傾斜i=65.7+/-0.4degが得られます。ケックで測定された視線速度の振幅K_c=462.3+/-2.2km/sを使用すると、これにより正確な中性子星の質量M_NS=2.13+/-0.04M_oが得られ、高密度物質の状態方程式に重要な影響があります。L_1重力減光を無視する古典的な直接加熱モデルは、非物理的なM_NS>3M_oを予測します。他のいくつかの「スパイダー」パルサー連星パルサーは、同様の大きな加熱係数と曲線因子を持っているため、そのような影響をチェックする必要があります。
ニュートリノ点光源検索のIceCubeデータ2008- 2018年
| Title |
IceCube_Data_for_Neutrino_Point-Source_Searches_Years_2008-2018 |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_J._Buscher,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_T._Carver,_C._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_et_al._(308_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09836 |
IceCubeは、10年間のIceCubeデータを使用した最近の時間統合分析を含む、トラックのようなイベントを使用して、点のようなニュートリノ源のいくつかの全天検索を実行しました。この論文は、2008年4月6日から2018年7月8日までの間にIceCubeによって検出されたこれらのニュートリノ候補の公開データリリースに付随しています。選択には、主にミューオンニュートリノ候補による、あらゆる方向から検出器に到達する通過トラックも含まれます。計測されたボリューム内で開始するニュートリノ追跡イベントとして。2012年4月以降に取得されたデータの更新された選択と再構築により、サンプルの感度がわずかに向上します。サンプルの80％以上が古いバージョンと新しいバージョンの間で重複していますが、イベントが異なると、前の7年間のイベント選択と比較して変更が生じる可能性があります。2014〜2015年のTXSフレアの重要性の事後推定が、以前の結果との観察された不一致の説明とともに報告されます。この公開データリリースには、ミューニュートリノ信号イベントに対する10年間のデータとビン化された検出器応答関数が含まれており、一般的な時間積分点光源分析の感度が向上しているため、以前のリリースよりも優先されます。
銀河ラジオエクスプローラー：明るい電波バーストのための全天モニター
| Title |
Galactic_Radio_Explorer:_an_all-sky_monitor_for_bright_radio_bursts |
| Authors |
Liam_Connor,_Kiran_A._Shila,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Jonas_Flygare,_Gregg_Hallinan,_Dongzi_Li,_Wenbin_Lu,_Vikram_Ravi,_Sander_Weinreb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09905 |
ラジオの空で最も明るいバーストをプローブするための全天モニターである銀河ラジオエクスプローラー（GReX）を紹介します。STARE2の成功に基づいて、銀河のマグネターから放出される高速電波バースト（FRB）と、近くの銀河からのバーストを検索します。GReXは、最大10マイクロ秒の時間分解能まで検索し、天の川パルサーからの新しい超巨大電波パルスを見つけて、それらの広帯域放射を研究できるようにします。提案された機器は、DSA-110およびDSA-2000プロジェクト用に最初に開発された高性能（受信機温度<10K）低ノイズアンプ（LNA）に結合された超広帯域（0.7--2GHz）フィードを採用します。GReXフェーズI（GReX-I）では、ユニットシステムは、NASAのゴールドストーンステーションであるオーエンスバレー電波観測所（OVRO）と、ユタ州デルタのテレスコープアレイに配備されます。フェーズIIは、アレイを拡張し、インド、オーストラリア、およびその他の場所にフィードを配置して、ほぼ4$\pi$のステラジアンを継続的にカバーし、銀河面への露出を増やします。地元のマグネター集団をモデル化してGReXを予測し、感度の向上と銀河面への曝露の増加により、年間数十のFRBのようなバーストが発生する可能性があることを発見しました。
X線中年の$ \ gamma $線パルサーJ1957 + 5033：脈動、熱放射、星雲
| Title |
Middle_aged_$\gamma$-ray_pulsar_J1957+5033_in_X-rays:_pulsations,_thermal_emission_and_nebula |
| Authors |
D._A._Zyuzin,_A._V._Karpova,_Y._A._Shibanov,_A._Y._Potekhin,_V._F._Suleimanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09989 |
中年の$\gamma$線電波静穏パルサーJ1957+5033の新しいXMM-NewtonおよびアーカイブChandra観測を分析します。パルサーとの位置が一致する点状の線源のパルサー自転周期を伴うX線脈動を初めて検出します。これは、ソースのパルサーの性質を確認します。0.15〜0.5keVの帯域では、周期ごとに1つのパルスがあり、パルスの割合は$\upperx18\pm6$パーセントです。このバンドでは、パルサースペクトルは、中性子星の表面全体から発生する可能性が高い熱放射成分によって支配されますが、より高いエネルギー（$\gtrsim0.7$keV）では、光子指数のべき乗則によって記述されます。$\ガンマ\約1.6$。双極子磁場と比較的低い有効温度で不均一な表面温度分布を持つ中性子星の新しい水素大気モデルを構築します。それらをスペクトル分析で使用し、パルサーの平均有効温度$\approx（2-3）\times10^5$Kを導き出します。これにより、J1957+5033は、1Myr未満の年齢の既知のすべての熱放出中性子星の中で最も低温になります。星間減光と距離の関係を使用して、パルサーまでの距離を0.1〜1kpcの範囲に制限します。得られたX線熱光度を他の中性子星やさまざまな中性子星冷却モデルのものと比較し、後者にいくつかの制約を設定します。J1957+5033からの細長い$\sim8$arcminという、かすかなトレイルのような特徴が見られます。そのスペクトルは、光子指数$\Gamma=1.9\pm0.5$のべき乗則で説明でき、J1957+5033を動力源とするパルサー風星雲である可能性が高いことを示唆しています。
暗いサブハロに対するチェレンコフ望遠鏡アレイの感度
| Title |
Sensitivity_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_to_dark_subhalos |
| Authors |
Javier_Coronado-Bl\'azquez,_Michele_Doro,_Miguel_A._S\'anchez-Conde,_Alejandra_Aguirre-Santaella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10003 |
この作業では、銀河系暗黒物質（DM）サブハロの検出のためのチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の可能性を研究します。バリオンコンテンツをホストしないため、多波長の対応物がない低質量サブハロに焦点を当てます。DMが弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）でできている場合、これらの暗いサブハロは、未確認のソースとしてガンマ線の空に現れる可能性があります。暗いサブハロに対するCTAの機器応答の詳細な特性評価が実行されます。このために、{\itctools}分析ソフトウェアを使用し、スケジュールされた銀河系外調査など、さまざまなアレイ構成とポインティング戦略の下でCTA観測をシミュレートします。これは、N体宇宙論シミュレーションから推測されるサブハロ集団に関する情報とともに、暗いサブハロのCTA検出可能性、つまり、考慮される各観測シナリオで予想されるサブハロの数を予測することを可能にします。検出がない場合、各観測戦略について、DM粒子の質量の関数として消滅断面積に競合限界を設定します。これは$\langle\sigmav\rangle\sim4\times10^{-24のレベルです。}$（$7\times10^{-25}$）$\mathrm{cm^3s^{-1}}$for$b\bar{b}$（$\tau^+\tau^-$）消滅最良のシナリオでのチャネル。興味深いことに、スケジュールされたすべてのCTAプログラムと運用の最初の10年間のポインティングから露出時間を累積するだけで最良の制限が得られるため、専用の観察なしで後者に到達することがわかります。このように、CTAは、$\sim1〜3$TeVの中間範囲でサブハロ検索から最も制約のある制限を提供し、以前の結果をそれぞれ低エネルギーと高エネルギーの\textit{Fermi}-LATとHAWCで補完します。
最初のFermi-LAT太陽フレアカタログ
| Title |
The_First_Fermi-LAT_Solar_Flare_Catalog |
| Authors |
M._Ajello,_L._Baldini,_D._Bastieri,_R._Bellazzini,_A._Berretta,_E._Bissaldi,_R._D._Blandford,_R._Bonino,_P._Bruel,_S._Buson,_R._A._Cameron,_R._Caputo,_E._Cavazzuti,_C._C._Cheung,_G._Chiaro,_D._Costantin,_S._Cutini,_F._D'Ammando,_F._de_Palma,_R._Desiante,_N._Di_Lalla,_L._Di_Venere,_F._Fana_Dirirsa,_S._J._Fegan,_Y._Fukazawa,_S._Funk,_P._Fusco,_F._Gargano,_D._Gasparrini,_F._Giordano,_M._Giroletti,_D._Green,_S._Guiriec,_E._Hays,_J.W._Hewitt,_D._Horan,_G._Johannesson,_M._Kovacevic,_M._Kuss,_S._Larsson,_L._Latronico,_J._Li,_F._Longo,_M._N._Lovellette,_P._Lubrano,_S._Maldera,_A._Manfreda,_G._Marti-Devesa,_M._N._Mazziotta,_I.Mereu,_P._F._Michelson,_T._Mizuno,_M._E._Monzani,_A._Morselli,_I._V._Moskalenko,_M._Negro,_N._Omodei,_M._Orienti,_E._Orlando,_D._Paneque,_Z._Pei,_M._Persic,_M._Pesce-Rollins,_V._Petrosian,_F._Piron,_T._A._Porter,_G._Principe,_J._L._Racusin,_S._Raino,_R._Rando,_B._Rani,_M._Razzano,_S._Razzaque,_A._Reimer,_O._Reimer,_D._Serini,_C._Sgro,_E._J._Siskind,_G._Spandre,_P._Spinelli,_D._Tak,_E._Troja,_J._Valverde,_K._Wood,_G._Zaharijas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10010 |
24番目の太陽周期をカバーする最初のフェルミ-大面積望遠鏡（LAT）太陽フレアカタログを提示します。このカタログには、2010年から2018年にかけて5シグマを超える有意性で検出されたガンマ線エネルギーバンド（30MeV-10GeV）での放出を伴う45個のフェルミ-LAT太陽フレア（FLSF）が含まれています。これらのフレアを37個含むサブサンプルは、即発性の硬X線相を超えて放出の遅延を示し、21個のフレアは2時間以上続く放出の遅延を示します。これらのフレアのうち4つでは、迅速な衝動的な放出は検出されません。また、このカタログには、可視太陽円盤の四肢（BTL）の後ろにあるアクティブ領域から発生する3つのフレアからのGeV放出の観測結果が示されています。すべてのFLSFの光度曲線、スペクトル、最良のプロトンインデックス、および局在化（可能な場合）を報告します。ガンマ線スペクトルは、300MeVを超える陽子によって生成されたパイ中間子の崩壊と一致しています。この作品には、これまでに報告された高エネルギーガンマ線フレアの最大のサンプルが含まれており、フレアのさまざまなフェーズで人口調査を実行するユニークな機会を提供し、太陽物理学の新しいウィンドウを開くことができます。
RELXILL_NKモデルでのラジアルディスクイオン化プロファイルの実装
| Title |
Implementation_of_a_radial_disk_ionization_profile_in_the_RELXILL_NK_model |
| Authors |
Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Honghui_Liu,_Yuexin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10100 |
降着円盤の内部の非常に急な反射放射率プロファイルは、ブラックホール連星とAGNのX線観測の分析で一般的に見られますが、それらの正確な起源についてはいくつかの議論があります。急な反射放射率プロファイルはブラックホールに近いコンパクトなコロナによって自然に生成できますが、理論モデルが一定のイオン化を持つディスクを想定している場合、測定された放射率パラメータは放射状ディスクイオン化プロファイルによってさらに増加できます。この論文では、反射モデルRELXILL_NKに放射状ディスクイオン化プロファイルの可能性を実装し、以前に非常に高い内部放射率指数を持つことがわかったブラックホール連星EXO1846-031のNuSTAR観測を分析します。ラジアルディスクイオン化プロファイルを持つモデルは適合を改善するが、ブラックホールスピンパラメーターの推定と変形パラメーターの制約への影響は中程度であることがわかります。
| Title |
Black_Hole_-_Neutron_Star_Binary_Mergers:_The_Imprint_of_Tidal_Deformations_and_Debris |
| Authors |
Bhavesh_Khamesra,_Miguel_Gracia-Linares,_Pablo_Laguna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10252 |
重力波干渉計の感度の向上は、ブラックホール連星と二重中性子星合体の追加の検出をもたらします。また、ブラックホールの多くの合併イベント（中性子星バイナリ）が追加される可能性が非常に高くなります。この状況では、中性子星が重大な混乱を経験することなくブラックホールと合体するため、混合バイナリとバイナリブラックホールの合併を高質量比で区別することは困難な場合があります。混合バイナリマージの、バイナリブラックホール合体のような振る舞いへの移行を調査するために、さまざまな質量比のマージシミュレーションの結果を示します。中性子星の変形と破壊の程度が、インスピレーションと合併のダイナミクス、最終的なブラックホールの特性、潮汐破片の円形化から形成された降着円盤、重力波、ひずみスペクトルと不一致にどのように影響するかを示します。。この結果は、ブラックホールパンクのBowen-York初期データを中性子星コンパニオンのあるバイナリの場合に一般化する初期データ法の有効性も示しています。
AGN $ \ gamma $線スペクトルの将来のLHAASO観測による$ \ mu $ eVALPのプロービング
| Title |
Probing_$\mu$eV_ALPs_with_future_LHAASO_observation_of_AGN_$\gamma$-ray_spectra |
| Authors |
Guangbo_Long,_Siyu_Chen,_Shuo_Xu,_Hong-Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10270 |
アクシオンのような粒子（ALP）は、標準模型を超えるいくつかのやる気のある理論で予測されています。活動銀河核（AGN）からのTeVガンマ線は、地球への移動中に宇宙赤外線背景放射（EBL/CMB）との対生成相互作用によって減衰されます。減衰は、AGNおよび銀河磁場での光子-ALP変換によって回避でき、観測されたスペクトルでフラックスの増強が生じると予想されます。この作業では、100TeVを超えるエネルギーのAGNガンマ線スペクトルの可能性を調べて、結合$g_{a\gamma}$がこれまでのところ$\mu$eV付近のALPパラメーター空間をプローブします。比較的弱い制約。近くの明るい光源であるMrk501、IC310、M87が私たちの目的に適していることがわかりました。$E_{\rmc}$=100TeVでの固有スペクトル指数カットオフエネルギーを想定して、ALPの有無にかかわらず、100TeVを超えるこれらのソースの観測スペクトルを外挿します。$g_{a\gamma}\gtrsim2\times$$10^{-11}\rmGeV^{-1}$と$m_{a}\lesssim1\、\mu$eVの場合、約100TeVでのフラックスALPモデルによって予測されたものは、標準的な吸収からの予測よりも1桁以上向上する可能性があり、LHAASOによって検出される可能性があります。私たちの結果は、数十TeVを超える固有スペクトルからの不確実性の影響を受けます。これには、今後のCTA、LHAASO、SWGOなどによるこれらのソースのさらなる観測が必要です。
AliCMB偏光望遠鏡受信機の設計
| Title |
The_design_of_the_Ali_CMB_Polarization_Telescope_receiver |
| Authors |
Maria_Salatino,_Jason_E._Austermann,_Keith_L._Thompson,_Peter_A.R._Ade,_Xiran_Bai,_James_A._Beall,_Dan_T._Becker,_Yifu_Cai,_Zhi_Chang,_Ding_Chen,_Pisin_Chen,_Jake_Connors,_Jacques_Delabrouille,_Bradley_Dober,_Shannon_M._Duff,_Guanhua_Gao,_Shamik_Ghosh,_Richard_C._Givhan,_Gene_C._Hilton,_Bin_Hu,_Johannes_Hubmayr,_Ethan_D._Karpel,_Chao-Lin_Kuo,_Hong_Li,_Mingzhe_Li,_Si-Yu_Li,_Xufang_Li,_Yongping_Li,_Michael_Link,_Hao_Liu,_Liyong_Liu,_Yang_Liu,_Fangjun_Lu,_Xuefeng_Lu,_Tammy_Lukas,_John_A.B._Mates,_Justin_Mathewson,_Philip_Mauskopf,_Jeremy_Meinke,_Jordi_A._Montana-Lopez,_Jenna_Moore,_Jingyan_Shi,_Adrian_K._Sinclair,_Ryan_Stephenson,_Weishin_Sun,_Yu-Han_Tseng,_Carole_Tucker,_Joel_N._Ullom,_Leila_R._Vale,_Jeff_van_Lanen,_Michael_R._Vissers,_Samantha_Walker,_Bo_Wang,_Guofeng_Wang,_Jiaxin_Wang,_Erik_Weeks,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09608 |
AliCMB偏光望遠鏡（AliCPT-1）は、海抜5,250mのチベット高原に配備された最初のCMB度スケール偏光計です。AliCPT-1は、90/150GHz72cmの口径、4Kに冷却された2レンズ屈折望遠鏡です。直径800mmのアルミナレンズは、幅636mmの焦点面で33.4{\deg}の視野でCMBを画像化します。。モジュール化された焦点面は、ダイクロイック偏光に敏感な遷移エッジセンサー（TES）で構成されています。各モジュールには、直径150mmのシリコンウェーハ上に製造された1,704個の光学活性TESが含まれています。各TESアレイは、最大2,048の多重化係数が可能なマイクロ波多重化読み出しシステムで読み取られます。このような大きな多重化係数により、数万の検出器を実際に展開できるようになり、最大19のTESアレイ、合計32,376のTESを操作できる受信機の設計が可能になりました。AliCPT-1は、これまで成功を収めてきたフィードホーン結合旋光計の複数世代の検出器設計とBICEP-3の機器設計の技術的進歩を活用していますが、より大規模に適用されています。クリオスタットレシーバーは現在、統合とテストが行われています。最初の展開年中に、フォーカルプレーンには最大4つのTESアレイが配置されます。次の年にはさらにTESアレイが展開され、4番目の展開年にはフォーカルプレーンに19個のアレイが完全に配置されます。ここでは、AliCPT-1レシーバーの設計と、実験要件を満たすために設計がどのように最適化されているかを示します。
LSTOSA：CTA大型望遠鏡プロトタイプのオンサイト処理パイプライン
| Title |
LSTOSA:_Onsite_processing_pipeline_for_the_CTA_Larged-Sized_Telescope_prototype |
| Authors |
Jos\'e_Enrique_Ruiz,_Daniel_Morcuende,_Lab_Saha,_Andr\'es_Baquero,_Jos\'e_Luis_Contreras,_Isidro_Aguado_(for_the_CTA_LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09690 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の大型望遠鏡（LST）のプロトタイプは、現在試運転段階にあります。合計4つのLSTが、CTAノースサイトをホストするObservatoriodelRoquedeLosMuchachosで一緒に動作します。1760コアと数ペタバイトのディスクスペースを備えたコンピューティングセンターがオンサイトに設置されています。運用中に3〜TB/時の速度で生成されたデータを取得、処理、分析するために使用されます。LSTオンサイト分析LSTOSAは、LST用に開発された分析パイプラインであるlstchainのさまざまなステップを接続するPythonで記述されたスクリプトのセットです。データを半自動で処理し、詳細な来歴ログを含む高レベルのデータと品質プロットを作成します。次の観測夜の前にデータが分析され、試運転手順とデバッグに役立ちます。
スバルのRHEA用の3Dプリントマイクロレンズによる革新的な一体型フィールドユニットのアップグレード
| Title |
An_innovative_integral_field_unit_upgrade_with_3D-printed_micro-lenses_for_the_RHEA_at_Subaru |
| Authors |
Theodoros_Anagnos,_Pascal_Maier,_Philipp_Hottinger,_Chris_Betters,_Tobias_Feger,_Sergio_G._Leon-Saval,_Itandehui_Gris-S\'anchez,_Stephanos_Yerolatsitis,_Julien_Lozi,_Tim_A._Birks,_Sebastian_Vievard,_Nemanja_Jovanovic,_Adam_D._Rains,_Michael_J._Ireland,_Robert_J._Harris,_Blaise_C._Kuo_Tiong,_Olivier_Guyon,_Barnaby_Norris,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Matthias_Blaicher,_Yilin_Xu,_Moritz_Straub,_J\"org-Uwe_Pott,_Oliver_Sawodny,_Philip_L._Neureuther,_David_W._Coutts,_Christian_Schwab,_Christian_Koos_and_Andreas_Quirrenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09766 |
現在建設中の超大型望遠鏡（ELT）の新時代では、困難な要件により、分光器の設計が施設の集光力を効率的に使用する技術に向けて推進されています。回折限界に近いシングルモード（SM）レジームで動作することにより、従来の高分解能パワー分光器と比較して、機器のフットプリントが削減されます。SCExAOの極端な補償光学と組み合わせた、スバルでの複製可能な高解像度の太陽系外惑星とアテローム地震学スペクトログラフ用の3Dプリントマイクロレンズを上に備えた特注の注入ファイバーシステムは、ラボ環境でその高効率を証明しました。理論上の予測パフォーマンスの約77％。
高度なLIGO検出器の環境ノイズ
| Title |
Environmental_Noise_in_Advanced_LIGO_Detectors |
| Authors |
P._Nguyen,_R._M._S._Schofield,_A._Effler,_C._Austin,_V._Adya,_M._Ball,_S._Banagiri,_K._Banowetz,_C._Billman,_C._D._Blair,_A._Buikema,_C._Cahillane,_F._Clara,_P._B._Covas,_G._Dalya,_C._Daniel,_B._Dawes,_R._DeRosa,_S._E._Dwyer,_R._Frey,_V._Frolov,_D._Ghirado,_E._Goetz,_T._Hardwick,_A._F._Helmling-Cornell,_I._J._Hollows,_N._Kijbunchoo,_J._Kruck,_M._Laxen,_E._Maaske,_G._L._Mansell,_R._McCarthy,_K._Merfeld,_A._Neunzer,_J._R._Palamos,_W._Parker,_B._Pearlstone,_A._Pele,_H._Radkins,_V._Roma,_R._L._Savage,_P._Schale,_D._Shoemaker,_T._Shoemaker,_S._Soni,_D._Talukder,_M._Tse,_G._Valdes,_M._Vidreo,_C._Vorvick,_R._Abbott,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_A._Ananyeva,_S._Appert,_K._Arai,_J._S._Areeda,_Y._Asali,_S._M._Aston,_A._M._Baer,_S._W._Ballmer,_D._Barker,_L._Barsotti,_J._Bartlett,_B._K._Berger,_J._Betzwieser,_et_al._(152_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09935 |
AdvancedLIGO検出器の重力波に対する感度は、検出器自体の外部の環境擾乱の影響を受ける可能性があります。以前の初期LIGOフェーズからの移行以来、これらの環境への影響を調査するために使用される機器と技術に多くの改良が加えられてきました。これらの方法は、高度な検出器時代の最初の3回の観測実行を通じてノイズ源を追跡および軽減するのに役立ち、環境ノイズの周囲の寄与を検出器のバックグラウンドノイズレベル未満に保ちます。この論文では、使用された方法とそれらが騒音源の軽減にどのようにつながったか、重力波イベントの検証において環境モニタリングが果たした役割、および将来の観測実行の計画について説明します。
形状制約のある銀河画像の復元
| Title |
Galaxy_Image_Restoration_with_Shape_Constraint |
| Authors |
Fadi_Nammour,_Morgan_A._Schmitz,_Fred_Maurice_Ngol\`e_Mboula,_Jean-Luc_Starck_and_Julien_N._Girard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10021 |
望遠鏡で取得した画像は、ノイズによってぼやけたり破損したりします。ぼけは通常、点像分布関数を使用した畳み込みと加法性ガウスノイズによるノイズによってモデル化されます。観察された画像を復元することは、不適切な逆問題です。スパースデコンボリューションは効率的なデコンボリューション手法であることがよく知られており、ピクセルの平均二乗誤差が最適化されますが、データに含まれるオブジェクト（銀河画像など）の形状が保持される保証はありません。この論文では、新しい形状制約を紹介し、その特性を示します。ウェーブレット領域での標準的なスパース正則化と組み合わせることにより、銀河の形状を維持しながら、標準的なスパースデコンボリューションを実行するShapeCOnstraintREstorationアルゴリズム（SCORE）を導入します。数値実験を通じて、この新しいアプローチが銀河の楕円率測定誤差を少なくとも44％削減することを示しています。
パルサータイミングアレイ実験
パルサータイミングは、中性子星の非常に安定したスピン周期を使用して、物理学や天体物理学の幅広いトピックを調査する手法です。パルサータイミングアレイ（PTA）は、地球とアレイ内の各パルサーの間に腕が伸びている銀河スケールの検出器として、非常にタイミングの良いパルサーのセットを使用します。これらの挑戦的な実験は、私たちの銀河を横断する低周波重力波（GW）によって引き起こされるパルサーのタイミングの相関偏差を探します。PTAは、ナノヘルツ周波数のGWに特に敏感であるため、他の宇宙および地上ベースの検出器を補完します。この章では、パルサータイミングの背後にある方法論について説明します。PTAの潜在的な用途の概要を提供します。そして、現在のPTAベースの検出努力がどこにあるかを要約します。ほとんどの予測では、PTAが、今後数年以内に、超大質量ブラックホール連星から放出されるGWの宇宙論的背景を正常に検出し、バイナリ超大質量ブラックホールからの連続波放出も検出する可能性があると予想しています。
自動化されたバーミンガム太陽振動ネットワーク（BiSON）用の次世代のアップグレードされた観測プラットフォーム
| Title |
A_next_generation_upgraded_observing_platform_for_the_automated_Birmingham_Solar_Oscillations_Network_(BiSON) |
| Authors |
S_J_Hale,_W_J_Chaplin,_G_R_Davies,_Y_P_Elsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10205 |
バーミンガム太陽振動ネットワーク（BiSON）は、太陽の振動を観測する地上の自動望遠鏡のコレクションです。ネットワークは1990年代初頭から運用されています。プロトタイプの次世代展望台であるBiSON：NGの開発作業を紹介します。これは、ほぼ完全に安価な既製のコンポーネントに基づいており、既存の建物の屋根に安価に設置できるサイズにフットプリントが縮小されています。BiSONなどの自動化されたネットワークが次の太陽周期以降を観測するために適切に配置されることを保証するには、継続的な開発が不可欠です。
球状星団を持つガイアEDR3視差の精度と精度の検証
| Title |
Validation_of_the_accuracy_and_precision_of_Gaia_EDR3_parallaxes_with_globular_clusters |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_and_R._H._Barb\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10206 |
環境。GaiaEDR3は、1.468x10^9ソースの視差を生成しましたが、公開された値と不確かさの修正を必要とするキャリブレーションの問題があります。目的。ガイアEDR3視差の不確実性の振る舞いを特徴づけたいと思います。また、星や星団までの距離を計算する手順を提供することも目指しています。方法。QSOおよびLMC視差のキャリブレーションペーパーのデータの一部を再分析し、それらの結果を6つの明るいGCの測定値と組み合わせます。LMCの結果に基づいて、小さな間隔でのEDR3視差の角度共分散を計算し、QSOを使用してより大きな角度の結果と組み合わせて、全天の角度共分散の分析式を取得します。6つのGCの結果は、視差バイアス補正を大きさ、色、黄道緯度の関数として検証し、内部の不確実性を外部の不確実性に変換するために使用される定数を決定するために使用されます。結果。ゼロ分離での角度共分散は106.2muas^2であり、個々の星のEDR3視差の最小不確実性は10.3muasです。この値は、小さな間隔での視差の角度共分散の動作を考慮した後、GCではわずかに減少するだけです。Lindegrenetal。視差バイアス補正は、より明るい光度を除いて非常にうまく機能し、そこで改善が可能である可能性があることを示唆しています。kの値は1.1〜1.7であり、Gに依存します。RUWEの値が適度に大きい星は、kの値が大きい場合でも、有用な視差を提供できます。6つのGCに正確で正確なガイアEDR3距離を与え、47Tucの特定のケースでは、角度共分散限界を超えて、4.53+-0.06kpcの高精度距離を導き出すことができます。最後に、ガイアEDR3視差を使用して星や星団までの距離を導出するためのレシピを示します。[要約]
サイモンズ天文台用のメタマテリアル反射防止コーティングの設計と製造
| Title |
Design_and_Fabrication_of_Metamaterial_Anti-Reflection_Coatings_for_the_Simons_Observatory |
| Authors |
Joseph_E._Golec,_Jeffrey_J._McMahon,_Aamir_M._Ali,_Simon_Dicker,_Nicholas_Galitzki,_Kathleen_Harrington,_Benjamin_Westbrook,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10298 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠から観測する3つの小口径望遠鏡と1つの大口径望遠鏡を使用した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験です。合計で、SOは、SimonsObservatoryCollaborationetal。で概説されているように、多数の宇宙論的量を測定または制約するために必要な感度を達成するために、27〜280GHzを中心とする6つのスペクトルバンドで60,000を超える遷移エッジセンサー（TES）ボロメータをフィールドします。。（2019）。これらの望遠鏡には、33個の透明度の高い、大口径の屈折光学系が必要です。この目的のために、22〜55、75〜165、および190〜310GHz帯域で、直径46cmまでのシリコンオプティクス用のオクターブ帯域幅をカバーする、機械的に堅牢で高効率のメタマテリアル反射防止（AR）コーティングを開発しました。設計、SOレンズを製造するための製造アプローチ、それらの性能、およびメタマテリアルARコーティングのアルミナなどのより硬い材料で作られた光学素子への可能な拡張について詳しく説明します。
CEMP-（s＆r / s）星の分光学的研究-分類基準と形成シナリオの再検討、iプロセス元素合成の強調
| Title |
Spectroscopic_study_of_CEMP-(s_&_r/s)_stars-_Revisiting_classification_criteria_and_formation_scenarios,_highlighting_i-process_nucleosynthesis |
| Authors |
Partha_Pratim_Goswami,_Rajeev_Singh_Rathour,_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09518 |
HE0017+0055、HE2144-の恒星大気パラメーター、有効温度T$_{eff}$、微視的乱流速度$\zeta$、表面重力logg、および金属量[Fe/H]を導出しました。1832、HE2339-0837、HD145777、およびCD-2714351は、モデル大気を使用した局所熱力学的平衡解析からのものです。C、N、$\alpha$元素、鉄ピーク元素、およびいくつかの中性子捕獲元素の元素存在量は、場合によっては、相当幅測定技術とスペクトル合成計算を使用して推定されます。4つのプログラムスターで観察された二重増強の文脈で、重元素の文献i-processモデル収量（[X/Fe]）が観察された存在量分布を説明できるかどうかを批判的に調べました。プログラム星の推定金属量[Fe/H]は、-1.63から-2.74の範囲です。5つ星はすべて、Baの存在量が増加しており、そのうち4つはEuの存在量が増加しています。私たちの分析に基づくと、HE0017+0055、HE2144-1832、およびHE2339-0837はCEMP-r/s星であることがわかりましたが、HD145777およびCD-2714351はCEMP-s星の特徴的な特性を示しています。CEMP星のさまざまな分類子の詳細な分析から、文献からの同様の星の大規模なサンプルを使用して、CEMP-sおよびCEMP-r/s星を最もよく表すものを特定しました。また、[hs/ls]のみを分類子として使用できるかどうか、およびCEMP-sとCEMP-r/sの星を区別するために使用できる[hs/ls]比の制限値があるかどうかも調べました。[hs/ls]の異なる値でピークに達するにもかかわらず、CEMP-sとCEMP-r/sの星は、0.0<[hs/ls]<1.5の範囲でオーバーラップを示します。したがって、この比率だけでは区別できません。CEMP-sおよびCEMP-r/sの星。
Alfv \ 'enic太陽風における磁気スイッチバックの乱流生成
| Title |
Turbulent_generation_of_magnetic_switchbacks_in_the_Alfv\'enic_solar_wind |
| Authors |
Munehito_Shoda,_Benjamin_D._G._Chandran,_Steven_R._Cranmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09529 |
パーカーソーラープローブ（PSP）からの最も重要な初期の結果の1つは、磁気スイッチバックの遍在的な存在であり、その起源は議論されています。コロナから40太陽半径までの圧縮性電磁流体力学の方程式の3次元直接数値シミュレーションを使用して、磁気スイッチバックが造粒駆動のアルフベン波と太陽風の乱流から発生するかどうかを調査します。シミュレートされた太陽風は、PSPからの観測を含む、さまざまな観測と一致する半径方向のプロファイルを持つAlfv\'enicの遅い太陽風の流れです。Alfv\'en波乱流の自然な結果として、シミュレーションは、Alfv\'enicvb相関、球面分極（低磁気圧縮率）、および体積充填率を含む、観測されたスイッチバックと同じプロパティの多くを備えた磁気スイッチバックを再現しました半径方向の距離とともに増加します。伝搬速度とスケール長の分析は、磁気スイッチバックが磁場方向に不連続性のある大振幅（非線形）アルフベン波であることを示しています。シミュレーションドメインでPSPの仮想フライバイを使用して、シミュレーションを観測と直接比較します。PSPによって観測されたスイッチバックの少なくとも一部は、太陽から離れて伝播するときの球面偏光アルフベン波の振幅の増加の自然な結果であると結論付けます。
銀河球状星団の漸近巨星分枝星の複数の星の種族
| Title |
Multiple_stellar_populations_in_Asymptotic_Giant_Branch_stars_of_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
E._P._Lagioia,_A._P._Milone,_A._F._Marino,_M._Tailo,_A._Renzini,_M._Carlos,_G._Cordoni,_E._Dondoglio,_S._Jang,_A._Karakas,_and_A._Dotter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09843 |
複数の星の種族（MP）は、球状星団（GC）の明確な特徴です。それらの一般的な特性は、主系列、赤色巨星分枝（RGB）と水平分枝（HB）の星の間で広く研究されてきましたが、共通のフレームワークは後の進化段階ではまだ欠けています。紫外線（UV）および光学フィルターでハッブル宇宙望遠鏡で観測された58個のGCのAGBシーケンスに沿ったMP現象を研究しました。UV光学色-マグニチュード図を使用して、各クラスターのAGBメンバーを選択し、タイプIIGCの金属強化集団のAGB候補を特定しました。AGB星の測光特性を研究し、それらを合成スペクトル分析から導出された理論モデルと比較しました。以下の特徴を観察します。i）軽元素とヘリウムの変動に敏感な測光指数におけるAGB星の広がりは、通常、測光誤差から予想されるものよりも大きい。ii）AGBの金属で強化された星の割合は、ほとんどのタイプIIGCのRGBよりも低くなっています。iii）15個のGCのAGB星の染色体マップから得られた1G星の割合は、RGB星のそれよりも大きい。v）AGB/HB頻度は、最もヘリウムが豊富な集団の平均質量と相関しています。これらの発見は、銀河系GCのAGBに沿ったMPの存在の明確な証拠を表しており、HBの質量が小さいヘリウムに富む星のかなりの部分が、AGB相に進化せず、HBシーケンスをAGB-manqu\'eシナリオで予測されるように、より高い有効温度。
LISAソースとしてのAMCVn星の前駆体について：進化したドナー星チャネル
| Title |
On_the_progenitors_of_AM_CVn_stars_as_LISA_sources:_the_evolved_donor_star_channel |
| Authors |
Wei-Min_Liu,_Long_Jiang,_and_Wen-Cong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09850 |
2030年代初頭に打ち上げられる予定だった宇宙重力波（GW）検出器レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、銀河系の低周波GW信号を検出するためのものです。AMCVn星は、一般的に重要な低周波GWソースであると考えられていました。MESAコードを使用して、この作業では、白色矮星（WD）と主系列星（MS）で構成される多数の連星の進化を計算し、それらの子孫であるAMCVn星が見えるかどうかを診断します。リサ。シミュレートされた結果は、1kpcの距離内にあるこれらのLISAソースの前駆体は、ドナースターが$1.0-1.4〜M_\odot$（初期WD質量が$0.5〜M_\odot$の場合）または$1.0のWD-MSバイナリであることを示しています。-2.0〜M_\odot$（初期WD質量が$0.7〜M_\odot$の場合）、および初期軌道周期は分岐周期よりわずかに小さい。私たちのシミュレーションはまた、10個の検証AMCVnソースが標準の磁気ブレーキモデルで再現でき、潜在的なLISAソースであることを示しています。人口合成によってシミュレートされたAMCVnsの出生率に基づいて、1kpcの距離内で進化したドナースターチャネルから進化するAMCVn-LISAソースの出生率は$（0.6-1.4）\times10^{-と推定できます。6}〜\rmyr^{-1}$であり、AMCVn-LISAソースの予測数は約$340-810$です。したがって、進化したドナースターチャネルは、銀河系でAMCVn-LISAソースを形成する上で重要な役割を果たします。
円形および平行リボンを備えた複雑な噴火フレアの進化段階とトリガープロセス
| Title |
Evolutionary_stages_and_triggering_process_of_a_complex_eruptive_flare_with_circular_and_parallel_ribbons |
| Authors |
Navin_Chandra_Joshi_(USO/PRL,_Dept._of_Phys./SRM_Univ.),_Bhuwan_Joshi_(USO/PRL),_Prabir_K._Mitra_(USO/PRL,_Dept._of_Phys./Gujarat_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09923 |
フレアリボンの3つの異なるセットで構成される複雑なMクラスの太陽噴火フレアの多波長研究を報告します。円形、平行、およびリモートリボン。ソースアクティブ領域NOAA12242の磁場モデリングは、内部バイポーラ領域を含む3Dヌルポイント磁気トポロジーの存在を示します。イベントは、進行中の遅いが永続的なヌルポイントの再接続を指すプレフレアフェーズからのリモートブライトニングとともに、円形リボンのかすかな署名で始まります。最初に、フラックスのキャンセルとそれに関連する増光を検出しました。これらは、内側のバイポーラ領域の極性反転線（PIL）の近くにフラックスロープを構築するテザーカットの再接続の兆候である可能性があります。次の段階では、M8.7フレアの開始により、円形リボンの輝度が大幅に向上します。これは、進行中のヌルポイント再接続の速度の増加を本質的に示唆しています。最後に、下にあるフラックスロープの噴火は、その下にある「標準的なフレア再接続」をトリガーし、平行リボンの強度を急激に上昇させるだけでなく、外部からの強制によるヌルポイント再接続の速度を高めます。ドーム、磁気減衰指数n>1.5の領域は、ヌルポイントQSLに隣接しています。私たちの分析は、トーラスの不安定性とブレイクアウトモデルの両方が、噴火フレアのトリガーメカニズムに役割を果たしていることを示唆しています。このイベントは、最初はヌルポイントトポロジに閉じ込められていたフラックスロープの動的な進化。その後、円形-兼-平行リボンフレアの進行とともにアクティブ化および噴火します。
巨大惑星や太陽型星への応用を伴う対流と満潮の間のエネルギー移動のための新しい定式化について
| Title |
On_a_new_formulation_for_energy_transfer_between_convection_and_fast_tides_with_application_to_giant_planets_and_solar_type_stars |
| Authors |
Caroline_Terquem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10047 |
潮汐と対流の相互作用に関するすべての研究は、大規模な潮汐は、小規模な変動する対流渦によって減衰される平均せん断流として説明できると想定しています。対流レイノルズ応力は、混合長理論を使用して計算され、ターンオーバータイムスケールが潮汐期間よりも大きい場合の散逸の急激な抑制を説明します。これにより、数桁小さすぎる潮汐散逸率が得られ、後期型バイナリの循環期間や巨大惑星の潮汐散逸係数を説明できません。ここで、変動と平均流量は、それらが変化する空間スケールではなく、時間スケールに基づいて識別される必要があるため、上記の説明には一貫性がないと主張します。したがって、標準的な図を逆にする必要があります。変動は、最大の対流渦によって提供される潮汐振動と平均せん断流です。エネルギーは、潮汐から対流に局所的に伝達されると仮定します。この仮定を使用して、木星と土星の潮汐$Q$係数、および観測とよく一致するPMSバイナリの循環期間の値を取得します。しかし、平衡潮汐近似で得られたタイムスケールは、後期型バイナリの循環期間を説明するにはまだ40倍大きすぎます。これらのシステムでは、タコクラインまたは対流層の底部でのせん断が潮汐散逸の主な原因である可能性があります。
太陽活動と太陽周期予測における南北非対称性、V：太陽周期の振幅における南北非対称性の予測25
| Title |
North-South_Asymmetry_in_Solar_Activity_and_Solar_Cycle_Prediction,_V:_Prediction_for_the_North-South_Asymmetry_in_the_Amplitude_of_Solar_Cycle_25 |
| Authors |
J._Javaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10126 |
1874年から1976年の期間にグリニッジ光ヘリオグラフィック結果（GPR）、1977年から2017年の期間にデブレツェン光ヘリグラフィックデータ（DPD）によって報告された毎日の黒点グループデータ、および1874年から2017年の期間のISSNの改訂バージョン2を分析しました。2017年。太陽周期12〜24の振幅と、エポックでの太陽の全球（WSGA）、北半球（NSGA）、および南半球（SSGA）の黒点グループの13か月の平滑化された月平均補正領域を決定しました。太陽周期12-24の最大値の。これらすべてを使用して、以前の分析で見つかったものと同様の関係を取得しました。つまり、南半球の赤道付近の帯の太陽黒点グループの面積の合計の間に、短い間隔で高い相関関係が存在します（7-9か月）太陽周期の最大エポックと次の太陽周期の振幅の直後-太陽の全球と北半球および南半球で別々に。これらの関係を使用することにより、太陽周期25の最大エポックで、WSGA、NSGA、およびSSGAの値についてそれぞれ約701msh（太陽半球の100万分の1）、約429msh、および約366mshを予測しました。86を予測しました。太陽周期25の振幅については+または-18。13か月の平滑化された月平均サンスポットグループ面積はISSNのそれと高度に相関しています。この関係とWSGA、NSGA、SSGAの予測値を使用して、太陽周期25の振幅に対して68+または-11が得られました。これは、前述の予測値よりもわずかに低く、39+または-4および31+または-太陽周期25の最大エポックでの北半球と南半球の黒点数の値は6です。全体として、太陽周期25の振幅は25％〜40％小さくなり、対応する北半球は南の非対称性は、太陽周期24のものよりはるかに小さいでしょう。
| Title |
ROOSTER:_a_machine-learning_analysis_tool_for_Kepler_stellar_rotation_periods |
| Authors |
Sylvain_N._Breton,_Angela_R.G._Santos,_Lisa_Bugnet,_Savita_Mathur,_Rafael_A._Garc\'ia_and_Pere_L._Pall\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10152 |
恒星の進化を理解するためには、恒星の自転周期を効率的に決定することが重要です。恒星の測光データセットの大規模なサンプルを処理する場合は、信頼できる自転周期を自動的に決定するための効率的なツールが必要です。この作業の目的は、そのようなツールを開発することです。ランダムフォレスト学習機能を利用して、ケプラー光度曲線の自転周期の抽出を自動化します。回転周期と補完的なパラメータは、ウェーブレット解析、光度曲線の自己相関関数、および複合スペクトルの3つの異なる方法から取得されます。3つの異なる分類器をトレーニングします。1つは光度曲線に回転変調が存在するかどうかを検出するためのもの、1つは回転周期の決定にバイアスをかける可能性のある近いバイナリまたは古典的なパルセータ候補にフラグを立てるためのもの、最後に1つは最終的な回転周期を提供するためのものです。Santosetal。のKeplerKおよびM矮星参照回転カタログの23,431個の星で機械学習パイプラインをテストします。（2019）星の60％が視覚的に検査されています。すべての入力パラメーターがアルゴリズムに提供されている21,707個の星のサンプルでは、それらの94.2％が正しく分類されています（回転しているかどうか）。参照カタログに自転周期がある星の中で、機械学習は、95.3％の星の参照値の10％以内で一致する周期を提供します。さらに、25.2％の星を目視検査した後、正しい自転周期の収率は99.5％に上昇します。パイプラインは、ローテーションの分類と期間の選択という2つの主要な分析ステップで、目視検査の前後で92.1％と96.9％の参照値を持つグローバルな合意をもたらします。ランダムフォレスト分類器は、星の大きなサンプルで信頼できる自転周期を決定するための効率的なツールです。[要約]
ソーラーツインHIP11915における明確な奇偶効果の原因としての金属欠損星の爆発的元素合成
| Title |
Explosive_nucleosynthesis_of_a_metal-deficient_star_as_the_source_of_a_distinct_odd-even_effect_in_the_solar_twin_HIP_11915 |
| Authors |
Jhon_Yana_Galarza,_Jorge_Mel\'endez,_Amanda_I._Karakas,_Martin_Asplund_and_Diego_Lorenzo-Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10182 |
太陽や金属量の少ない星で観測された存在比は、明らかに奇数偶数効果を示しています。重要な問題は、太陽金属量の星の奇偶効果が太陽に似ているかどうか、またはさまざまな化学物質の濃縮履歴について教えてくれるバリエーションがあるかどうかです。この作業では、太陽の奇数偶数の存在量パターンと比較して、太陽の双子HIP11915における微分奇数偶数効果の観測的証拠を初めて報告します。この星のスペクトルは、ESPRESSO望遠鏡とVLT望遠鏡を使用して、高い分解能（140000）と信号対雑音比（$\sim$420）で取得されました。高いスペクトル品質のおかげで、非常に正確な恒星パラメータ（$\sigma（T_{\rmeff}）$=2K、$\sigma（\rm{[Fe/H]}）$=0.003dex、および$\sigma（\logg）$=0.008dex）。20元素（$Z\leq39$）の化学的存在量を高精度（$\sim$0.01dex）で決定します。これは、銀河化学進化補正を実行した後でも、奇数-偶数効果の強いパターンを示しています。奇偶効果は、13$\rm{M_{\odot}}$のコア崩壊超新星と1$\rm{M_{\の金属量の少ないガスに希釈された金属量Z=0.001によってかなりよく再現されます。odot}}$。私たちの結果は、HIP11915が太陽とはわずかに異なる奇偶効果を持っていることを示しており、したがって、異なる超新星濃縮履歴を確認しています。
主要な太陽エネルギー粒子イベントのイベント統合スペクトル（スペクトルフルエンス）の新しい再構成
| Title |
New_reconstruction_of_event-integrated_spectra_(spectral_fluences)_for_major_solar_energetic_particle_events |
| Authors |
Sergey_A._Koldobskiy,_Osku_Raukunen,_Rami_Vainio,_Gennady_A._Kovaltsov,_Ilya_G._Usoskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10234 |
太陽エネルギー粒子（SEP）のフルエンスは、特に高エネルギーイベント（つまり、地表レベルの強化、GLE）の場合、評価するのは簡単ではありません。GLEのイベント統合SEPフルエンスの以前の推定は、部分的に時代遅れの仮定とデータに基づいており、修正が必要でした。ここでは、更新された低エネルギーフラックス推定値と大幅に再検討された高エネルギーフラックスデータを使用して、1956年から2017年までの期間のほとんどの主要なSEPイベント（GLE）のスペクトルフルエンスの完全な改訂の結果を示します。改良された中性子モニター収量関数を含む再構成法を発明した。SEPフルエンスの低エネルギー部分と高エネルギー部分は、それぞれ、改訂された宇宙搭載/電離層データと地上ベースの中性子モニターを使用して推定されました。測定データは、修正されたバンド関数のスペクトル形状に適合しました。最適なパラメータとその不確実性は、直接モンテカルロ法を使用して評価されました。その結果、イベント統合スペクトルフルエンスの完全な再構築が30MeVを超えるエネルギー範囲で実行され、パラメーター化され、68％の信頼区間の推定値とともに簡単に使用できるように表にされました。これは、太陽の噴火イベントの物理学と惑星間物質中のエネルギー粒子の輸送、および関連するアプリケーションのより正確な研究のための確固たる基盤を形成します。
地球のような惑星物質の追加から生じる恒星の存在量パターンのモデリング
| Title |
Modeling_stellar_abundance_patterns_resulting_from_the_addition_of_earthlike_planetary_material |
| Authors |
Charles_R._Cowley,_Donald_J._Bord,_and_Kutluay_Yuce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10295 |
星の精密微分存在量（PDA）に関する文献は豊富です。調査には、太陽の近くにある太陽のような星、連星、銀河団が含まれます。多数の参考文献および関連するメカニズムの議論は、Ramirezらによる論文に記載されています。（2019）およびNagar、etal。（2020）。この研究の強力な推進力は、その存在量が太陽系外惑星系とその進化によって影響を受けている可能性です。バルク地球の組成（Wang、etal。2018）を持つ特定の量の物質が矮星G型星の恒星対流層に追加されたと仮定して、結果として生じる微分存在量（[El/H]）を計算します。対流層の質量は不確実であり、スペクトルの種類によって異なります。ここでは、恒星の対流層（SCZ）の質量を$5\cdot10^{31}$gmと想定しています。これは0.025$M_\odot$です（Pinsonneault、etal。2001、Chambers、2010）。他のSCZ質量の場合、それに応じてパラメータを調整する必要があります。一般に、太陽のような星は正確に太陽の組成を持っていません。この不測の事態は、私たちのモデルで大まかに考慮されています。付録では、揮発性と凝縮温度の問題について説明しています。
暗いホログラムと重力波
宇宙論的な一次相転移で生成された確率的重力波（GW）のスペクトルは、二重ホログラフィック記述を使用して強く相関する理論内で計算されます。理論は主に暗いセクターのモデルとして使用されます。特に、いわゆるWitten-Sakai-Sugimotoモデル、基本表現と随伴表現の両方で異なる物質場に結合された$SU（N）$ゲージ理論を検討します。このモデルには、よく知られているトップダウンのホログラフィックデュアルディスクリプションがあり、強く結合された領域で信頼性の高い計算を実行できます。2つの異なる種類の一次相転移から生じる気泡衝突と音波からのGWスペクトルを検討します：閉じ込め/非閉じ込めのものとカイラル対称性の破れ/復元のもの。モデルパラメータに応じて、GWスペクトルは、地上ベースおよび宇宙ベースの干渉計、およびパルサータイミングアレイの感度領域内にある可能性があることがわかります。後者の場合、信号はNANOGravによる最近の潜在的な観測と互換性がある可能性があります。2つの相転移が異なる臨界温度で発生すると、2つの周波数ピークを持つ特徴的なスペクトルが現れます。さらに、この場合、最初の遷移から現在までの断熱膨張がもはや想定できないという事実を説明するために、GWパワースペクトルの式に現れる赤方偏移係数を修正する方法を明示的に示します。
宇宙のアクシオンの遺物の既存の検索は、アクシオンが非相対論的で暗黒物質を構成していることに大きく依存してきました。ただし、軽いアクシオンは初期の宇宙で大量に生成され、今日でも相対論的であり続けることができるため、宇宙の$\textit{axion}$背景（C$a$B）を構成します。アクシオン源の典型的な例として、熱生成、暗黒物質崩壊、パラメトリック共鳴、および位相欠陥崩壊を検討します。これらのそれぞれには、アクシオン直接検出実験で検索できる特徴的な周波数スペクトルがあります。アクシオン-光子結合に焦点を当て、ADMX、HAYSTAC、DMRadio、およびABRACADABRAの現在および将来のバージョンのC$a$Bに対する感度を研究し、暗黒物質を求めて収集されたデータを再利用してアクシオンを検出できることを発見しました。宇宙のエネルギー収支の測定によって設定された限界をはるかに下回るエネルギー密度。このように、相対論的遺物の直接検出は、初期の宇宙について学び、潜在的にアクシオンを発見するための強力な新しい機会を提供します。
太陽圏の宇宙線（CR）のフラックスは、太陽活動の11年周期によって引き起こされる顕著な時間変動にさらされます。この効果の研究を支援するために、太陽活動、惑星間プラズマ、およびいくつかの宇宙ミッションまたは天文台からの荷電放射に関するリアルタイムデータを収集するWebアプリケーション（HeliophysicsVirtualObservatory）を開発しました。これから説明するように、このアプリケーションを使用して、太陽黒点、太陽圏磁場、太陽風、および中性子モニターのカウント率に関する更新データを視覚化、操作、およびダウンロードできます。データと計算は毎日自動的に更新されます。計算とリアルタイムの中性子モニターデータを入力として使用して、地球近くのCR陽子のエネルギースペクトルのナウキャストも提供されます。
| Title |
Signature_of_Lorentz_Violation_in_Continuous_Gravitational-Wave_Spectra_of_Ellipsoidal_Neutron_Stars |
| Authors |
Rui_Xu,_Yong_Gao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09431 |
最小重力標準模型拡張フレームワークで中性子星（NS）の回転に対するローレンツ不変性違反の影響を研究し、それらによって生成される四重極放射を計算します。将来、回転NSからの連続重力波（GW）の観測でローレンツ不変性をテストすることを目的として、ローレンツ違反重力下での回転楕円体NSのGWスペクトルをローレンツ不変のものと比較します。前者は第2高調波よりも高い周波数成分を持っていることがわかりますが、後者では起こりません。これは、これらの高周波成分が回転NSの連続GWスペクトルにおけるローレンツ違反の潜在的な兆候であることを示しています。
UltraNest-堅牢な汎用ベイジアン推論エンジン
UltraNestは、パラメーター推定とモデル比較のための汎用ベイズ推定パッケージです。Python、C、C++、Fortran、Julia、またはRで記述された尤度関数として指定された任意のモデルをフィッティングできます。UltraNestは、正確さと速度（この順序で）に重点を置いているため、マルチモーダルまたは非ガウスパラメーター空間で特に役立ちます。、堅牢なパイプラインでの計算コストの高いモデル。計算クラスターへの並列化と不完全な実行の再開が可能です。
ネストされたサンプリング方法
ネストされたサンプリング（NS）は、パラメーターの事後分布を計算し、ベイズモデルの比較を計算上実行可能にします。その強みは、明確に定義された終了点まで、複雑で潜在的にマルチモーダルな事後確率の教師なしナビゲーションです。ネストされたサンプリングアルゴリズムとバリアントの系統的文献レビューが提示されます。尤度が制限された事前サンプリングのソリューションを含む、完全なアルゴリズムに焦点を当てています。NSの新しい定式化が提示されます。これは、パラメーター空間探索をツリーの検索としてキャストします。この定式化の特殊なケースとして、以前に公開されたロバストなエラー推定値とライブポイント数の動的変動を取得する方法が示されています。
Rezzolla-Zhidenkoメトリックの正確な理論と準ノーマルモードの自己無撞着計算
| Title |
Exact_theory_for_the_Rezzolla-Zhidenko_metric_and_self-consistent_calculation_of_quasi-normal_modes |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov_and_Sebastian_H._V\"olkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09697 |
共分散のスカラーテンソル重力は、静的で球対称のRezzolla-Zhidenkoメトリックが理論の正確な解となるように構築されます。次に、この時空の重力摂動を表す方程式を導き出すことができます。これは、任意の数の髪の毛を持つ一般的なブラックホールを表しています。これにより、関連する準ノーマルモードの自己無撞着な研究が可能になります。モードスペクトルは、メトリック内の非アインシュタインパラメータだけでなく、アクションのレベルで表示されるパラメータにも関連付けられており、正確な理論のさまざまなブランチが、場合によっては大幅に異なる振動を予測できることが示されています。周波数と減衰時間。理論をある正確な意味で一般相対性理論のように見せるための選択については、AdvancedLIGOによって観測された基本的なリングダウンモードの現在の制約の下で、自明でないRezzolla-Zhidenkoパラメーター空間が許容されることがわかります。
内側太陽圏における太陽風乱流のイオン遷移範囲：パーカーソーラープローブ観測
| Title |
The_Ion_Transition_Range_of_Solar_Wind_Turbulence_in_the_Inner_Heliosphere:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
S._Y._Huang,_F._Sahraoui,_N._Andr\'es,_L._Z._Hadid,_Z._G._Yuan,_J._S._He,_J._S._Zhao,_S._Galtier,_J._Zhang,_X._H._Deng,_K._Jiang,_L._Yu,_S._B._Xu,_Q._Y._Xiong,_Y._Y._Wei,_T._Dudok_de_Wit,_S._D._Bale,_J._C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09851 |
乱流スペクトルのスケーリングは、乱流のさまざまな理論的予測を区別することを可能にする重要な測定値を提供します。太陽風では、これにより、さまざまな軌道を回る宇宙船からのその場データを使用して、この問題に特化した多数の研究が推進されてきました。MHDと分散範囲でのスケーリングに関してはコンセンサスの類似性が存在しますが、遷移範囲での正確なスケーリングとそれを制御する実際の物理的メカニズムは未解決の問題のままです。パーカーソーラープローブ（PSP）ミッションからの内部太陽圏の高解像度データを使用して、サブイオンスケール（つまり、周波数f〜[2、9]Hz）がべき乗則スペクトルf^に従うことがわかります。スペクトルインデックスが-3から-5.7の間で変化するa。我々の結果はまた、以前の研究と一致して、スペクトル勾配とMHDスケールでのパワー振幅の間に反相関の傾向があることを示しています：パワー振幅が高いほど、サブイオンスケールでスペクトルが急になります。不均衡な太陽風に関する以前の理論的予測と一致して、急峻なスペクトルと増加する正規化されたクロスヘリシティとの間の反相関に向かう同様の傾向が見られます。内側太陽圏の太陽風乱流におけるイオン遷移範囲の遍在性について議論します。
磁化されたコンパクト星の輸送特性
高密度クォーク物質の輸送特性は強磁場Bで議論されています。B依存性とホール伝導率の密度依存性は不均一なキラル相で議論されています。異常ホール効果は、不均一なキラル相に固有のものであり、物性物理学のワイル半金属の効果に似ています。異常なホール効果に固有のいくつかの理論的側面が明らかになります。
宇宙天気研究のための南極の昭和基地での新しい宇宙線観測
| Title |
New_cosmic_ray_observations_at_Syowa_Station_in_the_Antarctic_for_space_weather_study |
| Authors |
C._Kato,_W._Kihara,_Y._Ko,_A._Kadokura,_R._Kataoka,_P._Evenson,_S._Uchida,_S._Kaimi,_Y._Nakamura,_H.A._Uchida,_K._Murase,_and_K._Munakata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09887 |
最近、南極の昭和基地にミューオン検出器と中性子モニターが設置され、同じ場所から同時に宇宙線相互作用から生じるさまざまな種類の二次粒子を観測しました。継続的な観測により、大気および地磁気の影響に対するミューオン検出器の応答に関する新しい洞察が得られます。2018年2月に運用を開始し、デューティサイクルが94％を超えて安定しています。ミューオンのデータは、気温の影響から予想される明確な季節変動を示しています。宇宙天気イベント中の強度変動を比較することにより、ミューオンと中性子のデータが他の場所のデータと一致していることを示すことにより、正常な動作を検証しました。インタラクティブなグラフィックでリアルタイムのデータを利用できるようにするWebページを開設しました（http://polaris.nipr.ac.jp/~cosmicrays/）。
ワイル型$ f（Q、T）$重力における測地線偏差、レイチャウデューリ方程式、ニュートン極限、および潮汐力
| Title |
Geodesic_deviation,_Raychaudhuri_equation,_Newtonian_limit,_and_tidal_forces_in_Weyl-type_$f(Q,T)$_gravity |
| Authors |
Jin-Zhao_Yang,_Shahab_Shahidi,_Tiberiu_Harko,_Shi-Dong_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.09956 |
近くの粒子の相対加速度を表す測地線偏差方程式と、ワイル型$f（Q、T）$重力の変形（膨張、せん断、回転）に関連する運動量の変化を与えるレイチャウデューリ方程式を検討します。、ここで、非計量性$Q$は、Weylベクトルによって完全に決定される標準のWeyl形式で表され、$T$は物質のエネルギー運動量テンソルのトレースを表します。ワイル形状の影響と、非計量性物質の結合によって引き起こされる余分な力の影響が明示的に考慮されます。理論のニュートン極限が調査され、Weyl幾何学と幾何学物質結合から来る補正項を含む一般化されたポアソン方程式が導き出されます。測地線偏差方程式の物理的応用として、非計量性物質結合による潮汐力の修正が弱磁場近似で得られます。試験粒子の潮汐運動は、追加の力の勾配とワイルベクトルの勾配に直接影響されます。具体的な天体物理学の例として、Weylタイプ$f（Q、T）$重力で、ロッシュ限界（衛星が軌道を回る物体によって衛星がきちんと引き裂かれ始める軌道距離）の式を取得します。
地球外放射線条件下でのシリコン検出器の漏れ電流と空乏電圧の予測
| Title |
Prediction_of_Leakage_Current_and_Depletion_Voltage_in_Silicon_Detectors_under_Extra-Terrestrial_Radiation_Conditions |
| Authors |
Aidan_Grummer,_Martin_R._Hoeferkamp,_Sally_Seidel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10082 |
シリコン検出は、荷電粒子の通過を記録するための成熟した技術です。同時に、放射線耐性と精度および適応性の向上に向けて進化を続けています。これらの理由から、地球外探査に関連する検出システムの重要な要素であり続ける可能性があります。シリコンセンサーのリーク電流と空乏電圧は、センサーが受け取る積分フルエンスと、照射プロセス中および照射プロセス後の熱履歴に依存します。シールド、したがって粒子エネルギースペクトルに関する最小限の仮定のために、火星の地温に関する公開データを使用して、火星表面に一定時間連続して配置されたシリコンセンサーの漏れ電流密度と空乏電圧を時間の関数として予測しますいくつかのセンサー形状と最悪の場合の温度シナリオで、最大28地球年。
この歩行者アプローチでは、宇宙の暗黒物質によって引き起こされるさまざまな問題について個人的な見解を示します。簡単な歴史的概要の後で、高エネルギー素粒子物理学に由来するさまざまな解決策と、候補粒子（WIMPS）に関する実験的研究の現状について説明します。直接的な証拠がない場合でも、理論は、銀河、銀河団、銀河団の超銀河団の形成に対するそれらの影響を天文観測と比較することによって評価することができます。重力の法則を修正することによって暗黒物質の問題を回避する試みで簡単に締めくくります。
急速に膨張する宇宙におけるスカラー多重項暗黒物質：{\ it砂漠}領域の復活
| Title |
Scalar_Multiplet_Dark_Matter_in_a_Fast_Expanding_Universe:_resurrection_of_the_{\it_desert}_region |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Purusottam_Ghosh,_Farinaldo_S._Queiroz,_Abhijit_Kumar_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10175 |
$SU（2）_L$多重項に関連するスカラー暗黒物質（DM）の現象論に対する、より速く膨張する宇宙の影響を調べます。放射線が支配的な宇宙での初期の研究では、DMが豊富な不活性$SU（2）_L$ダブレットとトリプレットDM候補の両方に砂漠地域が存在することが報告されています。BBNの前に、より速く拡張するコンポーネントの存在が、遺物密度の要件やその他の直接的および間接的な検索範囲と一致する砂漠のパラメーター空間の大部分を復活させることができることがわかりました。また、新しく取得されたパラメータ空間の可能な衝突型加速器検索の見通しを確認し、そのような領域が安定した帯電トラックを介して改善された感度で将来の衝突型加速器でプローブできることを示します。
