ハロー質量からの暗黒物質速度の抽出：再構成予想
| Title |
Extracting_Dark-Matter_Velocities_from_Halo_Masses:_A_Reconstruction_Conjecture |
| Authors |
Keith_R._Dienes,_Fei_Huang,_Jeff_Kost,_Kevin_Manogue,_Brooks_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10337 |
原始的な暗黒物質の速度の分布は、宇宙論的構造の成長に大きな影響を与える可能性があります。したがって、原則として、暗黒セクターについて学習するために、ハロー質量分布を利用することができます。ただし、実際には、このタスクは理論的にも計算的にも困難です。本論文では、ハローマス関数の形状から直接、原始暗黒物質の速度分布を「再構築」するために使用できる単純な一線予想を提案する。私たちの推測は完全にヒューリスティックですが、基礎となる暗黒物質の速度分布の顕著な特徴をうまく再現していることを示しています-非常に非熱的および/またはマルチモーダルである重要な分布でも、非最小の暗黒セクター。したがって、私たちの予想は、暗い状態と目に見える状態の間の非重力結合の存在に依存しない、暗いセクターを調査するための操作ツールを提供します。
原始ブラックホールの形成は極値理論によって記述されなければならないと私たちは主張します。これは、初期の宇宙でブラックホールの崩壊を開始するために必要なエネルギー密度の大きな値と、それらの崩壊の有限の期間の結果です。最も極端な原始密度ゆらぎのガウス記述と比較して、穴の質量関数は狭く、より大きな質量に向かってピークになります。第二に、極値分布のより浅い減衰のおかげで、宇宙の大規模の観測されたほぼスケールフリーのパワースペクトルを外挿するとき、原始ブラックホールの予測された存在量は10^{7}$桁増加します原始ブラックホール質量スケールへの構造。
| Title |
A_convolutional-neural-network_estimator_of_CMB_constraints_on_dark_matter_energy_injection |
| Authors |
Wei-Chih_Huang,_Jui-Lin_Kuo,_Yue-Lin_Sming_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10360 |
暗黒物質消滅によるエネルギー注入が宇宙マイクロ波背景放射パワースペクトルに与える影響は、残余尤度マップを介して把握できることを示します。マップの基礎となるパターンを完全に発見できる畳み込みニューラルネットワークに頼ることにより、Planck2018データに基づいて暗黒物質の消滅を抑制する新しい方法を提案します。トレーニングされたニューラルネットワークが効率的に尤度を予測し、$\textit{model-independent}$方式で消滅断面積に境界を正確に配置できることを示します。近い将来、機械は公開される予定です。
新しい相互作用するダークエネルギーモデルで$ H_0 $の緊張を和らげる
重力場理論の漸近的安全性によって動機付けられた拡張宇宙モデルを調査します。このモデルでは、物質と放射密度、および宇宙定数が、パラメーター$\delta_G$と$\delta_\Lambda$によってパラメーター化された補正を受け取り、その両方につながります。物質の進化と放射線密度、そして宇宙定数は標準的な形からわずかに外れています。ここでは、このモデルを、物質や放射線と相互作用する真空エネルギーのシナリオとして説明します。モデルの2つのケースを検討します。（i）${\tilde\Lambda}$CDMと1つの追加の自由パラメーター$\delta_G$、および（ii）e${\tilde\Lambda}$CDMと2つの追加の自由パラメーター$\delta_G$および$\delta_\Lambda$。モデルを制約するために、CMB+BAO+SN（CBS）とCMB+BAO+SN+$H_0$（CBSH）の2つのデータの組み合わせを使用します。CBSデータを使用する場合、${\tilde\Lambda}$CDMもe${\tilde\Lambda}$CDMも$H_0$の緊張を効果的に緩和できないことがわかりました。ただし、CBSHデータを使用すると、モデルによって$H_0$の張力を大幅に緩和できることがわかります。特に、e${\tilde\Lambda}$CDMの場合、$H_0$の張力は0.6$\sigma$に解決できます。相互作用する暗黒エネルギーモデルとして、${\tilde\Lambda}$CDMは、$H_0$の緊張を緩和し、現在の観測データに適合させるという意味で、$\Lambda（t）$CDMよりもはるかに優れていることがわかります。
塵の不透明度の放射状勾配は、巨大惑星形成のための好ましい領域につながります
| Title |
Radial_Gradients_in_Dust_Opacity_Lead_to_Preferred_Region_for_Giant_Planet_Formation |
| Authors |
Yayaati_Chachan,_Eve_J._Lee,_Heather_A._Knutson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10333 |
原始惑星系円盤のダストのロッセランド平均不透明度は、星間物質（ISM）のサイズ分布と一定のダスト対ガス比を仮定して計算されることがよくあります。ただし、原始惑星系円盤のダストサイズ分布とダスト対ガス比は、ISMのものとは異なります。ここでは、粒子の成長と輸送を組み込んだ単純なダスト進化モデルを使用して、星からの距離の関数としてのダスト粒子の平均不透明度の時間発展を計算します。ダストダイナミクスとサイズ分布は、乱流強度$\alpha_{\mathrm{t}}$の想定値と粒子がv$_{\mathrm{frag}}$を断片化する速度に敏感です。$\alpha_{\mathrm{t}}\lesssim10^{-3}$の中程度から低い乱流強度、および氷と氷のない粒子のv$_{\mathrm{frag}}$の大幅な違い、以前の研究と一致して、ISM値から大幅に逸脱する空間的に不均一なダスト対ガス比と粒子サイズ分布が見つかりました。ロッセランドの平均不透明度に対する不均一なダスト対ガス比の影響は、サイズ分布の不透明度よりも支配的です。非単調$-$ダストの不透明度である空間的に変化する$-$は、水素に富む惑星の生成に最適な原始惑星系円盤の領域を作成し、中間距離でのガス巨大惑星の発生率の見かけのピークを説明する可能性があります。氷線内の不透明度の向上は、サブネプチューンコアへのガス降着率も抑制し、ディスクの寿命内に暴走するガス降着を起こす傾向を抑制します。最後に、私たちの研究は、大きな原始ガスエンベロープ（「スーパーパフ」）を持つ低質量コアが氷線を越えて発生するという考えを裏付けています。
水以外の液体のための宇宙の拡張された居住可能な時代
高い赤方偏移では、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度は今日の値よりも高かった。CMBの温度が高いと、物体の表面にさまざまな溶媒が存在するために必要なエネルギーが供給されたため、生命が早期に発生した可能性を探ります。$z\lesssim70$の赤方偏移では、最初の星が形成されたと予測された後、$\sim10$Myrから$\sim100$の間隔で、液体の形で多数の分子（水ではない）が存在した可能性があります。マイア。高赤方偏移宇宙での生活の課題と展望を描き、この文脈で代替生化学のさまざまな候補を評価します-ここで検討したオプションの中で、エタンがおそらく最も有望な候補であると結論付けます。
タイタンが移動するときの土星の過去と未来の傾斜
目的：最近、タイタンの高速移動が土星のスピン軸の現在の26.7{\deg}傾斜の原因である可能性があることが示されました。この結果の一般性のレベルを定量化し、最も可能性の高いパラメーターのセットを測定することを目的としています。また、土星が将来到達する傾斜角を決定することも目指しています。方法：広範囲のパラメーターを調査し、土星のスピン軸の方向を時間の前後両方に数値的に伝播します。結果：断熱レジームでは、土星の現在のスピン軸の向きを再現する可能性は、約2{\deg}から7{\deg}の間の原始傾斜角で最大になります。ラジオサイエンスの実験から予想されるよりもわずかに速い移行の場合、非断熱効果により、完全にゼロの原始傾斜が可能になります。そのような小さな傾きから始めて、土星のスピン軸は、次の条件で現在の状態まで進化することができます：i）タイタンの準主軸が現在の値の5％以上変化し、ii）その移動率が10倍を超えない公称測定レート。比較すると、観測データは、タイタンの準主軸の増加が4Gyrsにわたって50％を超えたことを示唆しており、エラーバーは、現在の移動率がその公称値の1.5倍を超える可能性が低いことを示しています。結論：タイタンが今日より前に大幅に移動した場合、土星を小さな傾斜角から傾けることは可能であるだけでなく、最も可能性の高いシナリオです。土星の傾斜角は今日でも増加すると予想されており、将来は65{\deg}を超える可能性があります。尤度を最大化すると、土星の極慣性モーメントにも厳しい制約が課せられます。しかし、例えば大規模な衝突の結果として、土星の原始的な傾斜角がすでに大きかった可能性は残っています。これら2つのシナリオの明確な区別は、土星の極慣性モーメントの正確な測定によって与えられます。
Bioverse：将来のバイオシグネチャー調査の統計的検出力を評価するためのシミュレーションフレームワーク
| Title |
Bioverse:_a_simulation_framework_to_assess_the_statistical_power_of_future_biosignature_surveys |
| Authors |
Alex_Bixel,_D\'aniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10393 |
次世代の宇宙天文台は、地球型外惑星の大気の最初の体系的な調査を実施し、地球を超えた生命の証拠を探します。最も近い居住可能な世界の詳細な観察は魅力的な結果をもたらすかもしれませんが、惑星の居住可能性と進化についての基本的な質問があり、それは数十から数百の地球型惑星の人口レベルの研究を通してのみ答えることができます。これらの質問に対処するための次世代天文台の要件を決定するために、Bioverseを開発しました。Bioverseは、太陽系外惑星統計の既存の知識を調査シミュレーションおよび仮説検定フレームワークと組み合わせて、提案された宇宙ベースの直接イメージングおよびトランジット分光調査が、地上の太陽系外惑星の特性間のさまざまな仮想統計関係を検出できるかどうかを判断します。コードの説明に続いて、Bioverseを適用して、野心的な直接イメージングまたはトランジット調査がハビタブルゾーンの範囲を決定し、地球のような惑星の進化を研究できるかどうかを判断します。地球サイズのハビタブルゾーン惑星は以前に信じられていたよりもはるかにまれである可能性が高いという最近の証拠（Pascuccietal。2019）を考えると、地上およびハビタブル世界の人口を研究するには、大量の検索を伴う宇宙ミッションが必要であることがわかります。今後、Bioverseは、将来の天文台の概念の貿易研究を実行するための方法論を提供し、ここで検討した特定の例を含め、人口レベルの質問に対処する能力を最大化します。
HARPS-N VIIによる高度な惑星系（TAPAS）の追跡。低質量の仲間との長老の太陽
| Title |
Tracking_Advanced_Planetary_Systems_(TAPAS)_with_HARPS-N_VII._Elder_suns_with_low-mass_companions |
| Authors |
Andrzej_T._Niedzielski,_Eva_Villaver,_Monika_Adam\'ow,_Kacper_Kowalik,_Aleksander_Wolszczan,_Gracjan_Maciejewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10410 |
太陽質量のサンプル、HARPS-Nと3.6mのテレスコピオナツィオナーレガリレオ（TNG）で観測された進化した星、および高分解能分光器（HRS）での太陽系外惑星の検索の現状と、新しい結果を示します。9.2メートルのホビーエバリー望遠鏡（HET）。このプロジェクトの目的は、主系列星（MS）から赤色巨星分枝（RGB）までのさまざまな進化段階で、主にサブゲインである122個のターゲットのサンプルで、太陽質量星の惑星質量コンパニオンを検出して特性評価することです。と巨星は、ペンシルベニア-トル\'n惑星探索（PTPS）サンプルから選択され、このサンプルを使用して、金属量、光度、惑星の発生率などの恒星の特性間の関係を研究します。この作業は、正確な視線速度（RV）測定に基づいています。私たちは、HET/HRSとTNG/HARPS-Nで最大11年間プログラムスターを観察してきました。4つの太陽質量星HD4760、HD96992、BD+023313、およびTYC0434-04538-1のHET/HRSおよびTNG/HARPS-Nを使用したRV測定の分析を示します。HD4760は、最小質量が13.9MJ（a=1.14au、e=0.23）のコンパニオンをホストしていることがわかりました。HD96992は、aa=1.24auおよびe=0.41軌道上のmsini=1.14MJコンパニオンのホストであり、TYC0434-04538-1は、aa=0.66auおよびe=0.08$軌道上のmsini=6.1MJコンパニオンをホストします。。BD+023313の場合、測定されたRVと恒星活動指標の1つとの間に相関関係があることがわかりました。これは、観測されたRV変動が恒星活動に起因するか、未解決のコンパニオンの存在によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。また、プロジェクトの現在の状況と、ターゲット星のサンプルにおけるRV変動の統計分析についても説明します。
高塩分海洋と低塩分海洋のエンケラドスにおける海洋循環
エンケラドスの海洋循環を考慮した以前の研究は、一般的に塩分が地球のようなものであると仮定していました。しかし、観測と地球化学的制約によれば、エンケラドスの海の塩分は低くなる可能性が高く、重要なことに、熱膨張の兆候を逆転させるのに十分なほど低い可能性があります。理論的な議論とMITgcmを使用したシミュレーションの組み合わせを使用して、エンケラドスの海洋の海洋循環と成層を調査します。塩分濃度が高いと、海全体が層状にならず、対流が海全体を支配していることがわかります。ただし、塩分濃度が十分に低い場合は、海面に層状の層が存在します。このような層は、熱とトレーサーの垂直フラックスを抑制し、それによって氷殻への熱フラックスに影響を与え、少なくとも数百年の層状層での垂直トレーサー混合時間スケールにつながる可能性があります。この時間スケールは、プルームで検出されたシリカナノ粒子のサイズに基づく、数年の垂直海洋混合の以前の推定と一致しておらず、エンセルダスの海洋の塩分が以前に提案されたものよりも高いか、シリカナノ粒子の観察は再考する必要があります。
WW Cha周辺の原始惑星系円盤のALMA観測：かすかな二重ピークリングと非対称構造
| Title |
ALMA_observation_of_the_protoplanetary_disk_around_WW_Cha:_faint_double-peaked_ring_and_asymmetric_structure |
| Authors |
Kazuhiro_D._Kanagawa,_Jun_Hashimoto,_Takayuki_Muto,_Takashi_Tsukagoshi,_Sanemichi_Takahashi,_Yasuhiro_Hasegawa,_Mihoko_Konishi,_Hideko_Nomura,_Hauyu_Baobab_Liu,_Ruobing_Dong,_Akimasa_Kataoka,_Munetake_Momose,_Tomohiro_Ono,_Michael_Sitko,_Michihiro_Takami_and_Kengo_Tomida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10550 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）バンド6による、WWCha周辺の円盤のダスト連続放出の観測結果を紹介します。ダスト連続体の画像は、$\sim40$AUから$\sim70$AUまで伸び、ギャップを伴わない、かすかな（低コントラストの）ダストリングを備えた滑らかなディスク構造を示しています。MCMC法を使用して、観測データの可視性に適合する単純なモデルを構築し、バンプ（ギャップのないリングをバンプと呼びます）には、$40$AUと$70$AUの2つのピークがあることがわかりました。モデルと観測の間の残差マップは、ディスクの中心と外側の領域に非対称構造があることを示しています。これらの非対称構造は、可視性の虚数部のモデルに依存しない分析によっても確認されます。外側の領域の非対称構造は、SPHEREによって観察されたスパイラルと一致しています。ディスクの物理量（ダスト密度と温度）を制限するために、放射伝達シミュレーションを実行しました。外側のピークの周りのミッドプレーン温度は、水氷上のCOの凍結温度（$\sim30$K）に近いことがわかりました。内側のピーク周辺の温度は約$50$Kで、これはH$_2$Sの凍結温度に近く、いくつかの種の焼結温度にも近いです。また、バンド6データ内で取得されたスペクトルインデックスマップを使用して、ダスト粒子のサイズ分布についても説明します。
将来の電波観測からの太陽系外惑星のコア質量と磁場の間のリンケージ
| Title |
The_Linkage_between_the_Core_Mass_and_the_Magnetic_Field_of_an_Extrasolar_Giant_Planet_from_Future_Radio_Observations |
| Authors |
Yasunori_Hori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10673 |
近接ガス巨人は$\sim10-100$Gの強い磁場を持っていると予想されます。太陽系外惑星の磁場は、$\gtrsim10$MHzでの将来の電波観測と原子線の分光偏光測定によって検出できます。対照的に、太陽系外惑星のとらえどころのない内部はほとんど知られていないままです。ここでは、惑星の磁場の検出を通じて、太陽系外惑星の最も内側のコアの存在を推測する可能性を検討します。質量が$0.2-10M_\mathrm{Jup}$の近くにある巨大惑星の長期的な熱進化をシミュレートして、それらの磁場強度を推定しました。若くて巨大なガス巨人は強い磁場を持っている傾向があります。ホットジュピターの磁場の強さは、そのコアの質量に影響されませんが、コアは、熱い土星での惑星ダイナモの出現に強く影響します。水素のメタライゼーションが$\gtrsim1-1.5$Mbarで発生する場合、$\sim10-100$Myrまで、コアのない、または小さい土星では、ダイナモ駆動の磁場は生成されません。$\sim100\mathrm{Myr}$後の進化した巨大ガスの磁場強度は、恒星の入射フラックスとはほとんど無関係です。若くて熱い土星の磁場をそのコアの良い指標として検出することは、電波信号の弱さと地球の電離層におけるプラズマの遮蔽効果のために難しいかもしれません。$\gtrsim0.4M_\mathrm{Jup}$のホットジュピターは、将来の地上ベースの電波観測の有望な候補になる可能性があります。
水星のくぼみのライフサイクル：候補の揮発性相の評価と形成の新しいモデル
| Title |
The_Lifecycle_of_Hollows_on_Mercury:_An_Evaluation_of_Candidate_Volatile_Phases_and_a_Novel_Model_of_Formation |
| Authors |
Michael_S._Phillips,_Jeffrey_E._Moersch,_Christina_E._Viviano,_Joshua_P._Emery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10886 |
熱物理モデルは、Blewettetal。の中空形成モデルフレームワーク内で57の候補中空形成揮発性物質の実行可能性をテストするために開発されました。（2013）。元素硫黄（S）の熱物性と、水銀上のSの存在量が組み合わさって、この研究で調査された最も可能性の高い中空形成揮発性物質になることがわかりました。地下熱源が硫黄に富むシステムを駆動し、「硫黄永久凍土帯」内の夜間に表面近くに揮発性物質（重要なのはS）を堆積させ、日中の太陽熱が昇華を駆動して形成する中空形成の新しいモデルを提案します。くぼみ。
| Title |
Identifying_Planetary_Transit_Candidates_in_TESS_Full-Frame_Image_Light_Curves_via_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Greg_Olmschenk,_Stela_Ishitani_Silva,_Gioia_Rau,_Richard_K._Barry,_Ethan_Kruse,_Luca_Cacciapuoti,_Veselin_Kostov,_Brian_P._Powell,_Edward_Wyrwas,_Jeremy_D._Schnittman,_Thomas_Barclay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10919 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションは、2年間の主要ミッションを通じて、空の約75％の星からの光を測定しました。その結果、トランジット系外惑星を探すために分析する数百万のTESS30分のケイデンス光度曲線が得られました。この膨大なデータトローブでトランジット信号を検索するために、計算効率が高く、パフォーマンスの高い予測を生成するアプローチを提供することを目指しています。このアプローチにより、必要な人間の検索作業が最小限に抑えられます。畳み込みニューラルネットワークを提示します。これは、惑星通過信号を識別し、誤検出を却下するためにトレーニングします。特定の光度曲線を予測するために、私たちのネットワークでは、他の方法を使用して特定された事前の通過パラメータは必要ありません。私たちのネットワークは、単一のGPUで約5msのTESS30分のケイデンス光度曲線で推論を実行し、大規模なアーカイブ検索を可能にします。私たちのネットワークによって特定された181の新しい惑星候補を提示します。これらは、誤検知を除外するように設計された後続の人間による審査に合格します。私たちのニューラルネットワークモデルは、パブリックユースと拡張のためのオープンソースコードとして追加で提供されています。
SPECULOOS太陽系外惑星探索プロジェクトの開発
| Title |
Development_of_the_SPECULOOS_exoplanet_search_project |
| Authors |
D._Sebastian,_P._P._Pedersen,_C._A._Murray,_E._Ducrot,_L._J._Garcia,_A._Burdanov,_F._J._Pozuelos,_L._Delrez,_R._Wells,_G._Dransfield,_M._Gillon,_B.-O._Demory,_D._Queloz,_A._H.M.J._Triaud,_J._de_Wit,_E._Jehin,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M._N._G\"unther,_P._Niraula,_B._V._Rackham,_N._Schanche,_S._Sohy,_S._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10970 |
SPECULOOS（ULtra-cOOlStarsを食する居住可能な惑星の検索）は、最も近い（$<40$pc）超クール（$<3000$K）の矮星でトランジット検索を実行することを目的としています。プロジェクトの主な動機は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）や欧州大型望遠鏡（ELT）などの今後の巨大望遠鏡で詳細な大気特性評価に適した潜在的に居住可能な惑星を発見することです。このプロジェクトは、1mのロボット望遠鏡のネットワークに基づいています。つまり、チリのセロパラナルにあるSPECULOOS-SouthernObservatory（SSO）の4つ、テネリフェ島のSPECULOOS-NorthernObservatory（SNO）の望遠鏡1つ、およびSAINT-ExメキシコのSanPedroM\'artirにある望遠鏡。60〜cmのTRAPPIST望遠鏡（チリ）でのSPECULOOSプロジェクトのプロトタイプ調査により、近くの（12〜pc）木星サイズの星を周回する7つの温帯地球サイズの惑星で構成されるTRAPPIST-1システムが発見されました。この論文では、SPECULOOSの現状、最初の結果、開発計画、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）およびJWSTとの接続について概説します。
垂直方向に分解されたマグマオーシャン-原始大気の進化：一次吸収体としてのH $ _2 $、H $ _2 $ O、CO $ _2 $、CH
$ _4 $、CO、O $ _2 $、およびN $ _2 $
| Title |
Vertically_resolved_magma_ocean-protoatmosphere_evolution:_H$_2$,_H$_2$O,_CO$_2$,_CH$_4$,_CO,_O$_2$,_and_N$_2$_as_primary_absorbers |
| Authors |
Tim_Lichtenberg,_Dan_J._Bower,_Mark_Hammond,_Ryan_Boukrouche,_Patrick_Sanan,_Shang-Min_Tsai,_Raymond_T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10991 |
岩石惑星の最も初期の大気は、惑星の組み立て中に発生するマグマオーシャンエポック中の広範な揮発性放出に由来します。これらは、異なる化学物質貯留層間の主要な揮発性元素の初期分布を確立し、その後、地質学的サイクルを介して進化します。現在の理論的手法は、太陽系外惑星の環境的背景と地質学的歴史に関する天文学的な推論を支援するために最も重要であるにもかかわらず、初期の惑星進化の予想される範囲の組成的および熱的シナリオの調査に制限されています。ここでは、惑星ケイ酸塩マントルの進化的、垂直分解モデルを大気の放射対流モデルとリンクする結合数値フレームワークを提示します。この方法を使用して、H$_2$、H$_2$O、CO$_2$、CH$_4$、CO、のいずれかによって支配される端成分の晴天の大気を持つ理想化された地球サイズの岩石惑星の初期進化を調査します。O$_2$、またはN$_2$。エネルギー勾配、マントル凝固のシーケンス、表面圧力、大気の垂直成層など、初期の惑星進化の中心的な測定基準は、惑星の支配的な揮発性およびガス放出の歴史によって密接に制御されていることがわかります。熱シーケンスは、冷却時間スケールが大きくなるにつれて3つの一般的なクラスに分類されます。つまり、影響が最小限のCO、N$_2$、およびO$_2$、中間の影響があるH$_2$O、CO$_2$、およびCH$_4$、およびH$_2$は、凝固時間と大気の鉛直成層が数桁増加します。私たちの数値実験は、提示されたモデリングフレームワークの機能を例示し、岩石の太陽系外惑星の内部および大気の進化を多波長の天文観測と関連付けます。
雲と風の相互作用における混合と冷却の単純なモデル
| Title |
A_simple_model_for_mixing_and_cooling_in_cloud-wind_interactions |
| Authors |
Matthew_W._Abruzzo,_Greg_L._Bryan_and_Drummond_B._Fielding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10344 |
圧力平衡混相流雲における混合の役割を特徴付ける単純なエントロピーベースの形式を紹介し、Enzo-E（電磁流体力学）シミュレーションを使用したアプリケーション例を示します。この形式では、特定の時点でのシステムの状態の高次元の記述は、圧力に対する質量（$P$）とエントロピー（$K=P/\rho^\gamma$）の同時分布に簡略化されます。結果として、このアプローチは、システムの進化に対するさまざまな初期条件と一連の物理学の影響を（経験的および分析的に）定量化する方法を提供します。混合により、主に$K$方向に沿った分布が変化することがわかり、クラウドで発生する流体要素の混合と冷却をモデル化するために形式を使用する方法を示します。さらに、放射冷却の存在下での雲の成長について以前に提案された基準を確認および一般化し、特に低温端での冷却曲線の形状が結露の制御に重要な役割を果たすことができることを示します。さらに、このような基準を一般化して追加の物理セットに適用し、基準で直接対処されていない微妙な高次効果の影響について直感を構築するアプローチの能力について説明します。
FornaxAグループの前処理のMeerKATビュー
| Title |
A_MeerKAT_view_of_pre-processing_in_the_Fornax_A_group |
| Authors |
D._Kleiner,_P._Serra,_F._M._Maccagni,_A._Venhola,_K._Morokuma-Matsui,_R._Peletier,_E._Iodice,_M._A._Raj,_W._J._G._de_Blok,_A._Comrie,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_A._Loni,_S._I._Loubser,_D._Cs._Moln\'ar,_M._Ramatsoku,_A._Sivitilli,_O._Smirnov,_K._Thorat_and_F._Vitello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10347 |
初めてFornaxクラスターに分類される可能性が高いFornaxAグループのMeerKAT中性水素（HI）観測を示します。私たちのHI画像は、44.1kms$^{-1}$にわたって1.4x10$^{19}$cm$^{-2}$に敏感であり、10個の銀河と合計1.12x10$でHIを検出します。^{9}$グループ内培地（IGM）中のHIのMsol。HI画像内に存在する光学的赤方偏移が確認された12個のグループ銀河で前処理の兆候を検索します。前処理の証拠を示す9つの銀河があり、HIの形態とガス（原子および分子）のスケーリング関係に従って、各銀河の前処理の状態を分類します。前処理をまだ経験していない銀河は、HIディスクを拡張しました。これは、H$_2$対HIの比率が、恒星の質量の中央値よりも1桁低い高HIコンテンツです。現在前処理されている銀河は、HIテール、典型的なガス比の切り詰められたHIディスクを表示します。前処理の進んだ段階にある銀河はHIが不足しています。HIがある場合、それらは外側のHIディスクを失い、HIをH$_2$に効率的に変換しました。その結果、H$_2$とHIの比率は、恒星の質量の中央値よりも1桁高くなりました。私たちのグループの中央の巨大な銀河は、2Gyr前に10：1の合併を受け、IGMで雲や小川として検出されたHIの6.6〜11.2x10$^{8}$Msolを放出し、いくつかは一貫した構造を形成しました長さは220kpcまで。また、IGMで巨大な（100kpc）イオン化水素（H$\alpha$）フィラメントを検出します。これは、落下する衛星から冷たいガスが除去（およびイオン化）されたためと考えられます。H$\alpha$フィラメントは、NGC1316のホットハロー内にあり、一部の領域にはHIが含まれています。H$\alpha$と混相流ガスは、磁気圧力（おそらくAGNによって支援される）によってサポートされているため、高温ガスが凝縮してHIを形成し、宇宙論的タイムスケールで高温ハロー内で存続すると推測されます。
重元素がレオの巨大なHIリングの非原始的な起源を明らかにする
| Title |
Heavy_elements_unveil_the_non_primordial_origin_of_the_giant_HI_ring_in_Leo |
| Authors |
Edvige_Corbelli,_Giovanni_Cresci,_Filippo_Mannucci,_David_Thilker,_Giacomo_Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10348 |
地元の宇宙で知られている最も拡張された銀河系外中性雲であるレオリングの起源と運命は、発見されてから38年経った今でも議論されています。あるいは、その存在は、銀河と銀河の遭遇中に除去された濃縮ガスと比較して、金属汚染のレベルがいくらか低い残りの原始ガスに起因します。VLTで動作するMUSE（MultiUnitSpectroscopicExplorer）を利用して、紫外線連続発光が見られるレオリング内の3つのHIクランプの光学面分光法を実行しました。リング内のイオン化水素を初めて検出し、巨大な星を動力源とする4つの星雲領域を特定しました。これらの星雲は、いくつかの金属線（[OIII]、[NII]、[SII]）を示しており、太陽の値に近いかそれを超えることがわかった、金属量の信頼できる測定を可能にしました。拡散した恒星の対応物のかすかなことを考えると、観測された重元素の3％未満がリングの本体で局所的に生成され、M96に向かうHIの塊で15％以下である可能性があります。この推論と地域間の化学的均一性は、リング内のガスが原始的ではなく、銀河円盤で事前に濃縮され、その後潮汐力によって除去されて形作られ、出演者。
活動銀河のブラックホール質量スケーリング関係のローカルベースライン。 IV。 $ M _ {\ rm BH} $とホスト銀河$ \
sigma $、恒星の質量、および光度の間の相関
| Title |
A_local_baseline_of_the_black_hole_mass_scaling_relations_for_active_galaxies._IV._Correlations_between_$M_{\rm_BH}$_and_host_galaxy_$\sigma$,_stellar_mass,_and_luminosity |
| Authors |
Vardha_N._Bennert,_Tommaso_Treu,_Xuheng_Ding,_Isak_Stomberg,_Simon_Birrer,_Tomas_Snyder,_Matthew_A._Malkan,_Andrew_W._Stephens_and_Matthew_W._Auger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10355 |
超大質量ブラックホールの質量（$M_{\rmBH}$）とそれらのホスト銀河の特性との間の密接な相関関係は、天体物理学のコミュニティにとって非常に興味深いものでしたが、それらの起源と基本的な推進力の明確な理解はまだ私たちを避けています。活動銀河の局所的な関係はそれ自体が興味深いものであり、宇宙時間にわたる進化論的研究の基盤を形成します。66の局所活動銀河核（AGN）のサンプルのハッブル宇宙望遠鏡光学イメージングを提示します。14個のオブジェクトについて、Gemini近赤外線画像も取得しました。最先端の方法を使用して、AGNホスト銀河の表面測光を実行し、回転楕円体、円盤、棒（存在する場合）に分解し、コンポーネントの光度と恒星質量を推測します。この情報をケック望遠鏡で得られた空間分解能の運動学と組み合わせて、$M_{\rmBH}$（単一エポックビリアル推定量から決定）とホスト銀河の特性との相関関係を研究します。このサンプルでは、静止銀河で見つかった相関関係を、一貫した線に沿って$M_{\rmBH}$$\sim$$10^7$$M_{\odot}$まで拡張しています。私たちのAGNサンプルでは、相関は一様に緊密であり、固有の散乱は0.2〜0.4dexで、静止銀河のそれ以下です。疑似バルジと古典的バルジ、または禁止された銀河と禁止されていない銀河の間に違いはありません。$10^7-10^9$$M_{\odot}$体制のAGNホストは、十分な品質のデータを使用して、すべての緊密な相関関係を同時に満たすことができることを示しています。$M_{\rmBH}$-$\sigma$の関係も、残響マッピングから得られた$M_{\rmBH}$とAGNの関係と非常によく一致しており、$の単一エポックビリアル推定量の間接的な検証を提供します。M_{\rmBH}$。
銀河におけるH2 / HI質量比の赤方偏移の進化
| Title |
Redshift_Evolution_of_the_H2/HI_Mass_Ratio_In_Galaxies |
| Authors |
Laura_Morselli,_Alvio_Renzini,_Andrea_Enia,_Giulia_Rodighiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10372 |
この論文では、銀河内の分子と中性ガスの質量比の赤方偏移の進化を推定する試みを提示します（固定された恒星の質量で）。星形成銀河の主系列星（MS）にある5つの近くのグランドデザイン渦巻銀河のサンプルでは、星の質量と星形成率（$M_{\star}$とSFR）の解像度500pcでマップを利用します。同じセルについて、中性（$M_{\rmHI}$）および分子（$M_{\rmH_2}$）のガス質量の推定値もあります。赤方偏移の進化を計算するために、2つの関係を利用します。{\iti）}1つは分子と中性の質量比と総ガス質量（$M_{\rmgas}$）の間で、その散乱は空間的に分解されたMSからの距離、および{\itii）}$\log（M_{\rm{H_2}}/M_{\star}）$と$\log（M_{\rm{HI}}の間の距離/M_{\star}）$。どちらの方法でも、銀河が高赤方偏移で水素分子によって次第に支配的になるという一般的な予想とは対照的に、光学半径内の$M_{\rmH_2}$/$M_{\rmHI}$は赤方偏移とともにわずかに減少することがわかります。高赤方偏移銀河の内部作用の理解に対するこの傾向の考えられる影響について説明します。
GaiaEDR3とのOrion複合体のコアでの放射状膨張の証拠
| Title |
Evidence_for_Radial_Expansion_at_the_Core_of_the_Orion_Complex_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Cameren_Swiggum,_Elena_D'Onghia,_Jo\~ao_Alves,_Josefa_Gro{\ss}schedl,_Michael_Foley,_Catherine_Zucker,_Stefan_Meingast,_Boquan_Chen,_and_Alyssa_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10380 |
オリオン座の複合体の中心に位置する2つの恒星グループの位相空間研究を提示します：Brice\〜no-1とOrionBeltPopulation-near（OBP-near）。教師なしクラスタリングアルゴリズムであるSharedNearestNeighbor（SNN）を使用してグループを識別します。これは、以前にOrion複合体の12個の新しい恒星下部構造を識別しました。2つのグループのそれぞれについて、ガイアDR2、APOGEE-2、およびGALAHDR3からの視線速度によって補完されたガイアEDR3固有運動を使用して個々の星の3D空間運動を導き出します。共通の中心から2つのグループの半径方向の拡張の証拠を提示します。以前の研究とは異なり、私たちの研究は、星のグループ拡大の証拠がOBP-nearとBrice\〜no-1にのみ限定されているのに対し、複合体の残りのグループはより複雑な動きを示していることを示唆しています。興味深いことに、2つのグループの星は、現存する3Dダストマップで明らかにされているように、ダストシェルの中心にあります。そのようなコヒーレントな動きを生み出す正確なメカニズムは不明なままですが、観測された放射状の膨張とダストシェルは、大規模な恒星のフィードバックがこれらのグループの星形成の歴史に影響を与えた可能性があることを示唆しています。
MATLAS調査における矮小銀河：超拡散銀河MATLAS-2019における球状星団システムのハッブル宇宙望遠鏡による観測
| Title |
Dwarf_galaxies_in_the_MATLAS_survey:_Hubble_Space_Telescope_observations_of_the_globular_cluster_system_in_the_ultra-diffuse_galaxy_MATLAS-2019 |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Patrick_R._Durrell,_Francine_R._Marleau,_Pierre-Alain_Duc,_Sungsoon_Lim,_Lorenzo_Posti,_Adriano_Agnello,_R\'uben_S\'anchez-Janssen,_M\'elina_Poulain,_Rebecca_Habas,_Eric_Emsellem,_Sanjaya_Paudel,_Remco_F._J._van_der_Burg,_J\'er\'emy_Fensch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10659 |
超拡散銀河（UDG）は、有効半径が大きい非常に表面輝度の低い銀河です。いくつかのUDGの分光測定により、星または球状星団（GC）の内部運動に基づいて、暗黒物質の含有量が少ないことが明らかになりました。これは、これらのシステムで見つかった多数のGCとは対照的であり、そこから、大きな暗黒物質ハローの質量に対応すると予想されます。ここでは、NGC5846銀河群におけるUDGMATLAS-2019のハッブル宇宙望遠鏡の掃天観測用高性能カメラの観測結果を紹介します。$F606W$および$F814W$フィルターの画像を使用して、GC光度関数のピークより2桁下のGC母集団をトレースします。ベイズの考慮事項を使用すると、ドワーフに関連付けられた合計37$\pm$5のGCが見つかります。これにより、$S_N=84\pm12$という大きなGC固有の頻度が得られます。HSTの優れた画質により、GCを解決し、そのサイズを測定することができます。これは、局部銀河群のGCのサイズと一致しています。銀河の総質量とGCの総質量の間の線形関係を使用して、質量光度比に対応する$1.3\pm0.2\times10^{11}$M$_\odot$のハロー質量を導き出します。これは、このUDGが、他の矮星と比較して、その恒星の質量に対して過度に巨大なダークマターハローを持っていることを示唆しています-ミルキーウェイほど大きくはありませんが-またはGCの数とMATLAS-2019のようなUDGの場合、ダークマターハローの質量は崩壊します。豊富なGCと小さな不確実性により、MATLAS-2019は最も極端なUDGの1つになり、そのようなオブジェクトのGC数の上限が設定される可能性があります。
ALMAは、小マゼラン雲のN66Nで星形成を引き起こす雲と雲の衝突を明らかにしました
| Title |
ALMA_reveals_a_cloud-cloud_collision_that_triggers_star_formation_in_N66N_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Naslim_Neelamkodan,_Kazuki_Tokuda,_Susmita_Barman,_Hiroshi_Kondo,_Hidetoshi_Sano,_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10711 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測の結果を、0.58$\times$0.52pc$^2$の解像度で$^{12}$CO（1-0）放射で、最も明るいHII領域N66に向けて提示します。小マゼラン雲（SMC）。N66の北に向かう$^{12}$CO（1-0）放出は、複数の速度成分を持つ塊状のフィラメントを明らかにします。私たちの分析は、速度範囲154.4-158.6kms$^{-1}$の青方偏移フィラメントが、速度158.0-161.8kms$^{-1}$の赤方偏移フィラメントと相互作用することを示しています。速度範囲161〜165.0kms$^{-1}$の3番目の速度成分は、ハブフィラメントを構成します。これまで、これらのフィラメントの交点で、中間質量の若い恒星状天体（YSO）と若い前主系列星クラスターが報告されています。2つのフィラメントの交点の位置-速度図にV字型の分布があります。これは、雲と雲の衝突によるこれらのフィラメントの物理的な関連を示しています。相互作用するフィラメントの相対速度（$\sim$5.1kms$^{-1}$）と変位（$\sim$1.1pc）を使用して、衝突のタイムスケール$\sim$0.2Myrを決定します。これらの結果は、このイベントが約0.2ミリ前に発生し、星形成、おそらく中間質量YSOを引き起こしたことを示唆しています。低金属量$\sim$0.2Z$_{\odot}$銀河、SMCのN66Nで星形成を引き起こす雲と雲の衝突の最初の観測証拠を、N159W-SouthおよびN159Eと同様の運動学で報告します。大マゼラン雲。
MACS1931.8-2635最も明るい銀河団のVLT-MUSEおよびALMAビュー
| Title |
The_VLT-MUSE_and_ALMA_view_of_the_MACS_1931.8-2635_brightest_cluster_galaxy |
| Authors |
B._I._Ciocan,_B._L._Ziegler,_M._Verdugo,_P._Papaderos,_K._Fogarty,_M._Donahue,_and_M._Postman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10718 |
z=0.35の大規模なクールコアCLASHクラスターMACS1931.8-2635のBrightestClusterGalaxyで進行中のその場での星形成の重要性を明らかにします。多波長アプローチを使用して、VLT-MUSE分光法によって空間的に分解された恒星および温かいイオン化媒体成分を評価し、サブmmALMA観測を組み込むことによってそれらを分子ガスにリンクします。強い輝線のフラックスを測定し、温かいイオン化ガスの物理的状態を判断できるようにします。イオン化ガスフラックスの明るさのピークは超大質量ブラックホールの位置に対応し、システムはN-E方向に30kpc伸びる拡散した暖かいイオン化ガステールを示しています。イオン化された分子ガスは共空間的で共動的であり、尾部のガス成分は内側に落下し、星形成と降着による核活動のための燃料を提供します。ガスは、星形成と他のエネルギープロセスの混合によってイオン化され、LINERのような放出を引き起こし、活動銀河核の放出はBCGコアでのみ支配的です。星形成率は97Msun/年で、ピークはBCGコアです。ただし、星形成は、暖かいガスをイオン化するために必要なエネルギーの50〜60％しか占めていません。熱的に不安定な銀河団ガスの冷却および/または乾式合併によって生成されたその場での星形成は、z<0.5での恒星の質量成長を支配し、これらのメカニズムはシステムの質量の20％の蓄積を占めます。私たちの測定では、BCGの最も中央の領域に含まれる気相酸素量が最も少ないのに対し、テールはわずかに高い値を示しています。銀河は分散が支配的なシステムであり、巨大な楕円銀河に典型的です。ガスと恒星の運動学は分離されており、ガスの速度場は銀河団ガスのバルク運動とより密接に関連しています。
局所銀河団の矮小銀河における消光の兆候
後期型銀河の変容は、銀河団における初期型矮小銀河の起源として示唆されています。Venholaetal。光度または恒星の質量によってビニングされたろ座銀河団の銀河の色と表面輝度の間の相関関係を分析しました。$M_\star<10^8{\rmM}_\odot$のビンで、著者は赤みと暗い表面輝度の相関関係を特定し、それをラム圧力ストリッピングによる星形成の抑制の結果として解釈しました。矮小銀河。おとめ座銀河団の対応する分析を実行し、ラム圧力の強さの予想される違いにもかかわらず、2つの銀河団の表面の明るさと色の間のこれらの相関関係に大きな類似性を見つけました。さらに、分析を両方のクラスターのより広い範囲の光学色に拡張し、結果を星の種族の退色と赤化に対する期待と対比させます。全体として、表面の明るさと色の関係の傾きは、これらのモデルと一致しています。さらに、これらの低質量での初期型と後期型の銀河のサイズは同等です。これらの2つの結果は、変換シナリオと互換性があります。ただし、初期型と後期型の銀河を別々に分析する場合、表面輝度と色の関係の傾きと、星の種族の衰退と赤化に対するモデルの期待との一貫性は、後期型にのみ適用されます。初期型の小人にはこの痕跡がないため、いくつかの追加の説明が必要です。そのために、いくつかの可能性について説明します。最後に、おとめ座銀河団は、クラスターの質量が大きいにもかかわらず、すべての銀河の質量で静止状態の初期型銀河の割合が低い非定型のクラスターです。（要約）
流体力学シミュレーションのレンズを通してのSHAM
| Title |
SHAM_through_the_lens_of_a_hydrodynamical_simulation |
| Authors |
Ginevra_Favole,_Antonio_D._Montero-Dorta,_M._Celeste_Artale,_Sergio_Contreras,_Idit_Zehavi,_Xiaoju_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10733 |
IllustrisTNG300流体力学シミュレーションを使用して、銀河の2点相関関数の広範囲の二次ハローおよび銀河特性への依存性を研究します。銀河の色または特定の星形成率と次のハロー特性との間の二次割り当てと組み合わせた標準のサブハロー存在量マッチングスキームを使用して、銀河モックカタログを構築します：飢餓赤方偏移z$_{\rmstarve}$、落下時の濃度、暗黒物質密度のコントラスト$\delta_R^{\rmenv}$、潮汐異方性$\alpha_R$、および潮汐過密度$\delta_R$。最後の2つの量により、ハローの潮汐場を完全に特徴付けることができ、ハローの内部特性と大規模特性の間の仲介役として機能します。結果として得られる模擬カタログは、IllustrisTNG300の測定値と異なるレベルの一致を返し、使用される二次ハロー特性に強く依存します。テストされたすべての二次ハロー特性の中で、z$_{\rmstarve}$と$\delta_R$が大規模構造を最もよくトレースし、赤/青とクエンチされたさまざまなサンプルの信頼できるクラスタリング予測を生成するものであることがわかります。/星形成銀河。
銀河中心の電波バブルの起源としての超新星駆動の磁気コリメート流出
| Title |
A_Supernova-driven,_Magnetically-collimated_Outflow_as_the_Origin_of_the_Galactic_Center_Radio_Bubbles |
| Authors |
Mengfei_Zhang,_Zhiyuan_Li_and_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10741 |
銀河中心の内側の数百パーセクで最近発見された一対の非熱的電波泡は、X線煙突と呼ばれる細長い熱的X線の特徴と密接な空間的関連を持っています。形態、位置、向きは銀河中心からの流出を鮮明に示していますが、流出の原因となる物理的プロセスはまだ理解されていません。シミュレーション結果は、高温ガスの流出が、磁気圧力によるコリメーションにより、自然に形成され、垂直方向に細長い形状を獲得できることを示しています。特に、初期磁場強度が80$\mu$G、超新星率が1kyr$^{-1}$のシミュレーションでは、観測された形態、内部エネルギー、および気泡のX線光度を十分に再現できます。330キロの進化時間。一方、200$\mu$Gの磁場強度は、観察された気泡と一致しない過度に細長い流出を引き起こします。シミュレーションはまた、気泡の内部で、個々の超新星残骸の衝撃波間の相互衝突が、局所的に増幅された磁場の高密度フィラメントを生成することを明らかにしています。このようなフィラメントは、銀河中心に存在することが知られているシンクロトロン放出無線フィラメントの一部を占めている可能性があります。
〜800Myrの古い星団NGC1831の広い上部主系列星と主系列星のターンオフ
| Title |
The_wide_upper_main_sequence_and_main_sequence_turnoff_of_the_~_800_Myr_old_star_cluster_NGC1831 |
| Authors |
Matteo_Correnti,_Paul_Goudfrooij,_Andrea_Bellini,_Leo_Girardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10751 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3を使用して得られた深く高解像度の測光を利用して、大マゼラン雲内の約800Myrの古い星団NGC1831の色-マグニチュード図（CMD）形態の分析を示します。クラスターで観測された広い主系列星と主系列星のターンオフの同時分析を実行して、これらの特徴が拡張された星形成または恒星の自転速度の範囲、あるいはこれら2つの効果の組み合わせによるものかどうかを検証します。観測されたCMDを合成星の種族のモンテカルロシミュレーションと比較すると、NGC1831の形態は、回転する星の二峰性分布を仮定して、回転速度シナリオのコンテキストで完全に説明できることがわかります。星は低速回転子（$\Omega$/$\Omega_{crit}$<0.5）であり、残りの約60％は高速回転子（$\Omega$/$\Omega_{crit}$>0.9）です。クラスターの動的特性を導き出し、現在のクラスターの質量と脱出速度を計算し、10Myrの年齢から始まる過去の進化を予測します。NGC1831の脱出速度は$v_{esc}$=18.4km/sで、10Myrの年齢で、以前に提案されたしきい値である15km/sを上回り、それを下回ると、クラスターは2番目の作成に必要な材料を保持できなくなります。-世代の星。これらの結果は、CMD形態分析から得られた結果と組み合わせると、回転速度シナリオのコンテキストでのみ形態を簡単に説明できないクラスターの場合、しきい値制限は少なくとも約20km/sである必要があることを示しています。
金属量の異なる星形成雲の電離度と磁気拡散係数
| Title |
Ionization_degree_and_magnetic_diffusivity_in_star-forming_clouds_with_different_metallicities |
| Authors |
Daisuke_Nakauchi,_Kazuyuki_Omukai,_Hajime_Susa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10850 |
磁場は、角運動量の輸送や星形成雲からの流出の促進など、星形成において重要な役割を果たし、それによって星周円盤や複数の星系の形成効率を制御します。磁場のガスへの結合は、そのイオン化度に依存します。Z/Zsun=1e-6、1e-5、1e-4、1e-3、1e-2、1e-1、および1のさまざまな金属量について、雲の温度変化とイオン化度を計算します。化学物質を更新します。すべての気相プロセスを逆転させ、粒子の蒸発、アルカリ金属の熱イオン化、粒子からの熱電子放出などの粒子表面の化学的性質を考慮することにより、ネットワークを構築します。nH〜1e15-1e19/cm^3でのイオン化度は、これまで無視されてきたKとNaの熱電子放出と熱イオン化により、前のモデルで得られたものよりも最大8桁高くなります。nH<1e15/cm^3で両極性拡散またはオーム損失により磁場が散逸しますが、磁場はnH〜1e15/cm^3でガスとの強い結合を回復します。これは、以前と比較して数桁低くなっています作業。主要なクーラントと帯電種に関連するプロセスを選択することにより、化学種の削減ネットワークを開発します。還元されたネットワークは、イオン化源がない（それぞれ存在する）場合の28（38）種間の104（161）反応で構成されます。縮小モデルには、粒子表面でのH2とHDの形成、および粒子表面でのO、C、OH、CO、H2Oの枯渇が含まれます。
局部銀河群矮小銀河のINTモニタリング調査：星形成の歴史と化学物質の濃縮
| Title |
INT_monitoring_survey_of_Local_Group_dwarf_galaxies:_star_formation_history_and_chemical_enrichment |
| Authors |
Tahere_Parto,_Shahrzad_Dehghani,_Atefeh_Javadi,_Elham_Saremi,_Jacco_Th._van_Loon,_Habib_Khosroshahi,_Mohammad_Taghi_Mirtorabi,_Hedieh_Abdollahi,_Mahtab_Gholami,_Seyed_Azim_Hashemi,_Mahdieh_Navabi,_Majedeh_Noori,_Sima_Taefi_Aghdam,_Maryam_Torki,_Mahshid_Vafaeizade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10874 |
局部銀河群（LG）は、形態、質量、星形成、金属量の点で多様な物理的特性を持つ多くの矮小銀河をホストしています。この目的のために、LGは詳細な情報を提供することにより、銀河の形成と進化に関する質問に取り組むためのユニークなサイトを提供することができます。多くの場合、このような研究では大型望遠鏡が最初の選択肢ですが、特に近くの宇宙の明るい物体を研究する場合は、専用の観測を行う小型望遠鏡の調査が依然として重要です。これに関連して、ラパルマの2.5mアイザックニュートン望遠鏡（INT）を使用して、ローカルグループ矮小銀河調査と呼ばれる55の矮小銀河の9つの時代の調査を実施し、長周期変光星（LPV）星、すなわち漸近巨星分枝（AGB）と赤色超巨星（RSG）の星。異なる時期に形成されたAGB星は、その動径分布と質量損失率を研究することで、銀河の構造形成に光を当てることができます。これらの銀河の進化経路をさらに調査するために、LPV星を使用して星形成履歴（SFH）を構築します。LPV星は進化の最終段階にあるため、数百日から数千日のタイムスケールで明るさの変動が発生します。この論文では、局部銀河群の矮小銀河調査の結果のいくつかを紹介します。
Arp 245 IでのAGN-Merger接続の調査：NGC2992での核星形成とガス流出
| Title |
Exploring_the_AGN-Merger_Connection_in_Arp_245_I:_Nuclear_Star_Formation_and_Gas_Outflow_in_NGC_2992 |
| Authors |
Muryel_Guolo-Pereira_(1),_Daniel_Ruschel-Dutra_(1),_Thaisa_Storchi-Bergmann_(2),_Allan_Schnorr-M\"uller_(2),_Roberto_Cid_Fernandes_(1),_Guilherme_Couto_(3),_Natacha_Dametto_(3),_Jose_A_Hernandez-Jimenez_(4)_((1)_Universidade_Federal_de_Santa_Catarina,_Brazil_(2)_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Brazil_(3)_Universidad_de_Antofagasta,_Chile_(4)_Universidad_Andr\'es_Bello,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10875 |
銀河の合体は、特に階層モデルのコンテキスト内で、銀河形成の理解の中心です。星形成の歴史に大きな影響を与えることに加えて、合併は銀河の中心でのガスの動きに影響を与え、活動銀河核（AGN）を引き起こすこともできます。この論文では、セイファート銀河NGC2992のケーススタディを紹介します。これは、NGC2993と一緒に初期段階の合併システムArp245を形成します。内部からのジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS）面分光器（IFU）データの使用銀河の1.1kpcは、恒星の集団、イオン化メカニズム、およびイオン化ガスの運動学を空間的に分解することができました。完全なスペクトル合成から、星の種族は主に古い金属に富む星（t$\geq$1.4Gyr、$Z\geq2.0$\zsun）で構成されており、その寄与は最大で30％であることがわかりました。若くて金属に乏しい集団からの光（t$\leq$100Myr、$Z\leq1.0$\zsun）。半値全幅（FWHM）が$\sim$2000\kmsのブロードライン領域（BLR）からの\halphaおよび\hbeta放射を検出します。狭線領域（NLR）の運動学は、2つの主要な要素を示します。1つは銀河円盤を周回するガスからの流出、および青方偏移（速度$\約$-200\kms）の流出で、おそらく電波放射と相関しており、質量流出率は$sim$2M$_{\odot}$yr$^{-1}$および$\sim$2$\times10^{40}$ergs$^{-1}$（\Eout/\Lbol$\upperx$0.2パーセント）。また、主な電離メカニズムはAGN放射ですが、若い星や衝撃による電離も、銀河の最も内側の領域に現れる輝線比に寄与する可能性があることを示しています。
ガイアEDR3の青い極端なディスク暴走星
2005年に超高速星が発見されて以来、銀河中心（GC）の超大質量ブラックホールによる連星系の崩壊、いわゆるヒルズメカニズムだけが星を加速できると広く信じられてきました。銀河の脱出速度を超えて。しかし、その間に、ガイア宇宙ミッションによって推進されて、銀河緯度が高い最も極端な高速の初期型星の多くが、GCではなく銀河円盤に由来するという証拠が増えています。さらに、これらの極端な円盤暴走星の放出速度は、暴走星の生成に関する古典的なシナリオの予測限界を超えています。ガイア初期データリリース3の固有運動と最近および新しい分光光度距離に基づいて、このような極端な円盤暴走星30個の運動学を研究し、前例のない銀河円盤内の空間起源と銀河円盤からの放出速度を推定できるようにしました。精度。サンプル内の3つの星だけが、GCの原点と一致する過去の軌道を持っています。特に、サンプル内で最も極端なオブジェクトであるS5-HVS1です。他のすべてのプログラムスターは、少なくとも古典的な放出シナリオとははっきりと対照的な放出速度を持つディスク暴走であることが示されています。それらには、HVS5とHVS6が含まれ、どちらも天の川に重力的に拘束されていません。ほとんどの星は渦巻腕の観測された範囲に対応する15kpcのガラクトセントリック半径内から発生しますが、5つの星のグループは約21-29kpcの半径から発生します。これは、外側の銀河リングへのリンクの可能性と、落下する伴銀河からの潜在的な起源を示しています。
[CII]およびNGC7479のバーおよびカウンターアームに沿ったCO排出量
| Title |
[CII]_and_CO_Emission_Along_the_Bar_and_Counter-Arms_of_NGC_7479 |
| Authors |
Dario_Fadda_(1),_Seppo_Laine_(2),_and_Philip_N._Appleton_(2)_((1)_SOFIA_Science_Center/USRA,_(2)_IPAC/Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10966 |
近くの非対称棒渦巻銀河NGC7479の新しいSOFIA[CII]とALMACO（J=1-0）の観測結果を示します。銀河の棒全体と、電波の連続体に見えるカウンターアームをカバーするデータ。豊富な既存の可視、赤外線、無線、およびX線データと組み合わせて分析されます。ほとんどの通常の銀河と同様に、[CII]の放出は、一般に、光解離領域での光電加熱によって励起された冷却ガスからの放出と一致しています。ただし、カウンターアームの両端で異常に高い[CII]/CO比が見られます。両端は、H-アルファ発光でシェルのような構造、おそらく気泡を示しています。さらに、南端には、通常の星形成と一致しない[CII]対赤外線放射比があります。この場所ではHIの放出がほとんどないため、[CII]の放出は、おそらく、カウンターアームを形成する電波ジェットと銀河の星間物質との相互作用によって加熱された、温かい衝撃を受けた分子ガスに起因します。他の2つの場所では、[CII]/CO比が高いため、COダーク分子ガスのパッチが存在する証拠が得られます。[CII]とCOの観測では、バーに沿って分解された速度成分も明らかになります。特に、CO排出量は、バーの前縁に沿ったガスとバーに続くガスに関連する2つの成分に分けることができます。バー地域周辺のガスの約40％に相当する後続ガス成分は、マイナーな合併に関連している可能性があります。
ガイアDR2を使用して銀河バルジ方向に向かって発見された新しい星団
| Title |
New_star_clusters_discovered_towards_the_Galactic_bulge_direction_using_Gaia_DR2 |
| Authors |
Filipe_A._Ferreira,_W._J._B._Corradi,_F._F._S._Maia,_M._S._Angelo,_J._F._C._Santos_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10982 |
GaiaDR2データを使用して、銀河バルジに向かって投影された1x1平方度の領域の200の隣接するフィールドで実行された体系的な検索の結果、34の新しい散開星団と候補の発見を報告します。オブジェクトは、測光、運動学的、空間分布の共同分析によって識別および特徴付けられました。これは、以前の作業で一貫して使用され、効果的であることが証明されています。発見は、オブジェクトの位置と位置天文パラメータを利用可能な文献と相互参照することによって検証されました。座標と位置天文パラメータに加えて、発見されたオブジェクトのサイズ、年齢、距離、赤みも提供します。特に、32個のクラスターは太陽から2kpcより近くにあり、これは、近くの内側の円盤で決定された天体物理学的パラメーターを持つオブジェクトのほぼ39％の増分を表しています。これらのオブジェクトは、射手りゅう座の腕に沿った散開星団の分布の重要なギャップを埋めますが、既知のクラスターによって追跡されたこの腕は中断されているように見えます。これは、クラスターの国勢調査の不完全性によるアーティファクトである可能性があります。
PeVatron候補の超新星残骸G106.3 + 2.7からのX線放射
| Title |
X-ray_Emission_from_the_PeVatron-Candidate_Supernova_Remnant_G106.3+2.7 |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Aya_Bamba,_Kumiko_K._Nobukawa,_Hironori_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10329 |
VERJ2227+608およびHAWCJ2227+610に関連付けられ、PeV宇宙線加速器（PeVatron）の候補として知られている超新星残骸（SNR）G106.3+2.7周辺の拡散X線放射の発見を報告します。）。SNRと隣接するパルサーPSRJ2229+6114周辺の朱雀の観測データを解析します。熱または非熱のいずれかで表される拡散X線放射が見つかります。ただし、熱放射の金属存在量は<0.13Z_sunであり、天の川では小さすぎる可能性があり、放射が非熱であることを示しています。拡散放射の強度は、電波放射と同じようにPSRJ2229+6114に向かって増加し、分子雲に集中するガンマ線放射とは対照的です。X線フォトンインデックスはパルサーからの距離によって変化せず、放射冷却が効果的でなく、粒子の拡散が極端に遅くないことを示しています。X線と電波の放射はレプトン起源のようであり、親電子はパルサーまたはその風星雲から発生している可能性があります。ガンマ線放出は、その空間分布のためにハドロン起源であるように見えます。親陽子は、拡散する電子とは別に、雲の中にしっかりと閉じ込められている可能性があります。
バイナリ中性子星が合体する場所：IllustrisTNGからの予測
バイナリ中性子星（BNS）の合併の速度と場所は、星形成の履歴と遅延時間分布（DTD）関数の組み合わせによって決定されます。この論文では、IllustrisTNGモデルからの星形成率履歴（SFRH）を、BNSDTDの一連のさまざまな仮定に結合して、BNS合併ホスト銀河の質量関数を予測します。これらの予測は2つの結果を提供します：（i）短期的に：ほとんどのBNS合併イベントが発生すると予想される場所を精査することによってBNS合併イベントのフォローアップ戦略に影響を与えることと（ii）長期的に：BNS合併イベントのDTDを一度制約することホスト銀河の質量関数は観測的によく決定されています。私たちの基準モデル分析から、BNSの合併の50％は、恒星の質量が$10^{10}-10^{11}$$M_\odot$の間、68％は$4\times10^{の間のホスト銀河で起こると予測しています。9}-3\times10^{11}$$M_\odot$、および$4\times10^8-2\times10^{12}$$M_\odot$の間で95％。採用されたDTDの詳細は、ホストの質量関数のピークに強い影響を与えないことがわかります。ただし、DTDを変更すると、十分な広がりが得られるため、BNS合併の十分な電磁観測から真のDTDを決定できます。真のDTDを知ることは、非常に偏心した短い分離の高速マージチャネルを通じて形成されたBNSシステムの普及を判断するのに役立ち、rプロセス材料の主要なソースを制約する可能性があります。
（a）GECCOによる暗黒物質と新しい物理学の狩猟
| Title |
Hunting_for_Dark_Matter_and_New_Physics_with_(a)_GECCO |
| Authors |
Adam_Coogan,_Alexander_Moiseev,_Logan_Morrison,_and_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10370 |
提案されている将来のMeVガンマ線望遠鏡である符号化開口マスクコンプトン望遠鏡（GECCO）を備えた銀河エクスプローラーによって提供される暗黒物質と新しい物理学の探索の分野における科学の機会について概説します。このような機器は、銀河中心領域での不思議な511keV線放射の起源を解明する上で、MeVまたはサブMeV範囲の質量を持つ粒子暗黒物質の発見ウィンドウを開くのに重要な役割を果たすことを指摘します。そして、軽い原始ブラックホールからのホーキング蒸発を潜在的に発見することにおいて。
| Title |
Multi-messenger_Astrophysics_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Michael_Schimp_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10505 |
ピエールオージェ天文台は超高エネルギー宇宙線（UHECR）検出に非常に成功した機器ですが、原子核によって引き起こされる空気シャワーの検索に貢献するさまざまなタイプのマルチメッセンジャー検索の一部としてますます使用されています。、中性子、光子、およびニュートリノ。ピエールオージェ天文台のマルチメッセンジャー活動の概要を紹介します。概要は次のとおりです。LIGOとVirgoによって検出された重力波イベントと同時にピエールオージェ天文台によって検出された超高エネルギー光子とニュートリノの検索。ピエールオージェ天文台によって検出されたUHECRの到着方向と、IceCubeおよびANTARESによって検出された高エネルギーニュートリノの相関関係を検索します。銀河中性子を検索します。さまざまな補完的な機器の一般的な観察を目的としたマルチメッセンジャーキャンペーン「より深く、より広く、より速く」。これらの検索の方法と結果について説明します。
低光度ガンマ線バーストの初期残光放出のための軸外ジェットシナリオGRB190829A
最近、地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡は、いくつかのガンマ線バースト（GRB）からの超高エネルギー（VHE）ガンマ線の検出を報告しました。それらの1つであるGRB〜190829Aは、Swift衛星によってトリガーされ、バースト開始の約20000秒後に、H.E.S.S。によってVHEガンマ線放出が検出されました。〜5シグマの有意性。このイベントには、典型的な長いGRBよりもはるかに小さい等方性等価ガンマ線エネルギーと約1400秒でのX線および光学残光の無彩色ピークがあるという珍しい特徴がありました。ここでは、これらの観測結果を説明する軸外ジェットシナリオを提案します。このモデルでは、相対論的ビーミング効果が、明らかに小さい等方性ガンマ線エネルギーとスペクトルピークエネルギーの原因となっています。ジェット残光モデルを使用して、軸外で見た、初期ローレンツ因子350および初期ジェット開口半角0.015radの狭いジェットは、X線および光学で観察された無彩色の振る舞いを説明できることがわかります。残光。後期のX線および電波放射には、別の幅の広いバリオン搭載ジェットが必要です。私たちのモデルによると、H.E.S.S。によって観測されたVHEガンマ線20000秒で、シンクロトロン自己コンプトンプロセスを介して狭いジェットから来る可能性があります。
| Title |
Measuring_the_distance_and_mass_of_galactic_core-collapse_supernovae_using_neutrinos |
| Authors |
Manne_Segerlund_and_Erin_O'Sullivan_and_Evan_O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10624 |
銀河系のコア崩壊超新星からのニュートリノは、光信号が地球に到達する数分から数日前にニュートリノ検出器によって測定されます。電磁フォローアップの観測戦略を通知するために、前駆体の距離を迅速に予測し、ゼロ年齢の主系列星の質量に制約を課す現在および近い将来のニュートリノ検出器の能力を示す新しい計算を提示します。典型的な銀河系超新星の場合、IceCubeまたはHyper-Kを使用して、距離を$\sim$5\％の不確実性で制約でき、さらに、ゼロエイジの主系列質量を極値のコンパクト性で制約できることを示します。
TeVからラジオまでのMrk \、421の絶え間ない変動
| Title |
The_relentless_variability_of_Mrk\,421_from_the_TeV_to_the_radio |
| Authors |
Axel_Arbet-Engels,_Dominik_Baack,_Matteo_Balbo,_Adrian_Biland,_Michael_Blank,_Thomas_Bretz,_Kai_Bruegge,_Michael_Bulinski,_Jens_Buss,_Manuel_Doerr,_Daniela_Dorner,_Dominik_Elsaesser,_Dorothee_Hildebrand,_Karl_Mannheim,_Sebastian_Mueller,_Dominik_Neise,_Maximilian_Noethe,_Aleksander_Paravac,_Wolfgang_Rhode,_Bernd_Schleicher,_Kevin_Sedlaczek,_Amit_Shukla,_Vitalii_Sliusar,_Roland_Walter,_Elan_von_Willert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10651 |
ブレーザーMrk421の{\gamma}線放出の起源はまだ議論の余地があります。FACT望遠鏡とFermiLAT検出器を使用して、これまでで最も長く、最も密度の高いTeVおよびGeVエネルギーで取得した、5。5年間の偏りのない観測キャンペーンデータを、同時期の多波長観測とともに使用して、Mrk421の変動を特徴付けました。基礎となる物理的メカニズムを制約します。10種類の機器で得られた光度曲線を調べて相関させたところ、2つの重要な結果が見つかりました。TeVおよびX線の光度曲線は、<0。6日のラグと非常によく相関しています。GeVとラジオ（15Ghzバンド）の光度曲線は広く強く相関しています。GeV光度曲線のバリエーションは、ラジオのバリエーションをリードしています。衝撃加速のフレーム内のレプトハドロンモデルと純粋なハドロンモデルは、Mrk421で観測された短い変動タイムスケールと遅延によって除外される陽子加速または冷却タイムスケールを予測します。代わりに、観測はレプトニックモデルの予測と一致します。
2018年の爆発時のマイクロクエーサーMAXIJ1820 +070のブロードバンドビュー
| Title |
A_broadband_view_on_microquasar_MAXI_J1820+070_during_the_2018_outburst |
| Authors |
J._Rodi,_A._Tramacere,_F._Onori,_G._Bruni,_C._S\'anchez-Fern\'andez,_M._Fiocchi,_L._Natalucci,_and_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10767 |
マイクロクエーサーMAXIJ\（1820+070\）は、2018年3月中旬から7月中旬に爆発し、その後、いくつかのかすかな再輝がありました。\（20-50\）keVで約4カニのピークフラックスで、電波から硬X線周波数までの検出で電磁スペクトル全体でエネルギー源を監視しました。これらの多波長観測を使用して、爆発のピーク（\（\sim23\）3月）近くの4月12日からの準同時観測を分析しました。硬X線のスペクトル分析により、\texttt{CompTT}モデルで\（kT_e\sim30\）keVと\（\tau\sim2\）が見つかりました。これは、硬い状態でブラックホール連星が降着していることを示しています。光の波長で見られるフラット/反転した無線スペクトルと降着円盤の風も、ハード状態と一致しています。次に、\texttt{JetSeT}のモデリングを使用して、\（\sim12\）桁にまたがるスペクトルエネルギー分布を構築しました。このモデルは、コンプトンこぶを備えた照射ディスクと、加速領域とシンクロトロンが支配的な冷却領域を備えたレプトンジェットで構成されています。\texttt{JetSeT}は、スペクトルが約\（10^{14}\）Hzまでのジェット放射によって支配され、その後、ディスクとコロナル放射が支配的であることを発見しました。加速領域は、\（B\sim1.6\times10^4\）Gの磁場、\（R\sim2.8\times10^{9}\）cmの断面、およびフラットな無線スペクトル形状を持っています。加速された電子のシンクロトロン冷却から自然に得られます。\（>8\times10^{37}\）erg/s（\（>0.15L_{Edd}\））のジェット光度と\（\sim6\times10^{37}）の降着光度の比較\）erg/s、3kpcの距離を想定。これらの2つの値は同等であるため、ジェットは主に降着によって動力を供給され、ゆっくりと回転していると報告されているブラックホールからのブランドフォード-ナエックメカニズムからの寄与はわずかである可能性があります。
中性子星の低質量X線連星（NS-LMXB）が低レベルの降着領域にある場合（つまり、$L_{\rmX}\lesssim10^{36}\\rmerg\s^{-1}$）、NSの周りの内部領域の降着流は、ホット降着流の形で存在すると予想されます。たとえば、ブラックホールX線連星のような降着が支配的な降着流（ADAF）です。NS周辺のADAF降着に関するQiao$\＆$Liu2020aおよび2020bでの以前の研究に続いて、この論文では、ADAF降着を伴うNSの放射効率を詳細に調査し、ADAF降着を伴うNSの放射効率を示しています。硬い表面が存在するにもかかわらず、$\epsilon\sim{\dotMGM\overR_{*}}/{\dotMc^2}\sim0.2$よりもはるかに低いです。その結果、X線の光度$L_{\rmX}$（たとえば、0.5〜10keV）が与えられると、$\dotM$は$\dotM=L_{\rmX}{R_{*}\over{GM}}$は、ADAF降着のフレームワーク内で計算された実際の$\dotM$よりも低くなっています。実際の$\dotM$は、適切なモデルパラメータを使用して$\dotM=L_{\rmX}{R_{*}\over{GM}}$で計算された値よりも2桁以上高くなる可能性があります。最後に、該当する場合、NS周辺のADAF降着のモデルを適用して、一部のNS-LMXB（PSRJ1023+0038、XSSJ12270-4859、IGRJ17379-3747など）で観測されたミリ秒のX線脈動を説明できることを説明します。）$10^{33}\\rmerg\s^{-1}$の数倍の低いX線光度で、このX線光度でADAFのモデルを使用して計算された$\dotM$降着は、降着流中の物質の一部を駆動して、X線脈動を形成するNSの表面に導くのに十分な高さである可能性があります。
HAWCJ1825-134ソースの一次陽子スペクトル
高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台で測定されたソースHAWCJ1825-134の$\gamma$線スペクトルは、急勾配またはカットオフの証拠なしに200TeVを超えています。HAWCで検出された$\gamma$線は、宇宙線の陽子または原子核が周囲のガスと衝突することによって生成されたという兆候がいくつかあります。一次陽子を仮定して、一次陽子スペクトルのどの形状がHAWC測定と互換性があるかを調べます。$\gamma_{p}=2.2$のべき乗則形状とカットオフエネルギー$E_{c-p}>700$TeVの1次陽子スペクトルがデータをよく表していることがわかります。ただし、$\gamma_{p}$が1.3まで、$E_{c-p}$が200TeVまでの非常に硬いスペクトルも、HAWC測定と矛盾しません。前者のオプションは、加速器が$\gamma$線生成ゾーンの内側または非常に近くにある場合に実現される可能性があります。後者のオプションは、低エネルギー（$E_{p}<100$TeV）で加速された陽子を効果的に閉じ込める宇宙線源の場合に実行可能です。
SGR 0755 $-$ 2933：間違った名前の新しい高質量X線連星
| Title |
SGR_0755$-$2933:_a_new_High_Mass_X-ray_binary_with_the_wrong_name |
| Authors |
Victor_Doroshenko_and_Andrea_Santangelo_and_Sergey_Tsygankov_and_Long_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10834 |
ソフトガンマ線リピーター候補SGR0755$-$2933は、マグネターに典型的な短い（$\sim$30ms）強力なバーストを検出したSwift/BATによって2016年に発見されました。線源の性質を理解するために、ここでは、Swift/XRT、NuSTAR、およびChandraで得られた線源の暫定的な軟X線対応物の追跡観測の分析を示します。私たちの分析から、観察された対応する位置と特性に基づいて、それは実際には軟ガンマ線リピーターではなく、新しい高質量X線連星であると結論付けています。2SXPSJ075542.5$-$293353と呼ぶことをお勧めします。したがって、入手可能なデータでは、存在を確認したり、バーストイベントに対応する真の軟X線を特定したりすることはできないと結論付けています。ただし、ソフト対応物の存在は、バーストをマグネターフレアと明確に関連付けるために不可欠であり、したがって、バーストのマグネター起源と正確なバースト位置は依然として不確実であり、さらなる調査が必要であると結論付けます。
| Title |
The_Central_Engines_of_Fermi_Blazars |
| Authors |
Vaidehi_S._Paliya,_A._Dom\'inguez,_M._Ajello,_A._Olmo-Garc\'ia,_D._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10849 |
フェルミ大域望遠鏡で検出された1077個のブレーザーのサンプルについて、中央エンジンの特性、つまりブラックホールの質量（mbh）と降着光度（ld）のカタログを提示します。これには、幅広い輝線システムと、光学スペクトルに輝線がないが、ホスト銀河から生じる吸収特性が支配的なブレーザーが含まれます。サンプルの平均mbhは$\langle\log〜M_{{\rmBH、all}〜msun}\rangle=8.60$であり、より大きなブラックホールと吸収線システムとの関連を示唆する証拠があります。私たちの結果は、太い線のオブジェクトを持つld〜inEddingtonユニット（ld/ledd）のバイモダリティは、より高い降着率（ld/ledd$>$0.01）を持つ傾向があることを示しています。ld/leddとコンプトンの優位性（CD、シンクロトロンのピーク光度に対する逆コンプトンの比率）は、$>$5$\sigma$信頼水準で正の相関があることがわかりました。これは、後者を使用して、ブレーザーの降着。この結果に基づいて、CDベースの分類スキームを提案します。CD$>$1のソースは、高コンプトン優勢またはHCDブレーザーとして分類できますが、CD$\lesssim$1のソースは、低コンプトン優勢（LCD）オブジェクトです。このスキームは、文献で提案されている質量降着率に基づくスキームに類似していますが、準特徴のないスペクトルを持つオブジェクトのldとmbhを測定することの難しさによって課せられる制限を克服します。フェルミブレーザーの全体的な物理的特性は、エディントン単位の降着率によって制御される可能性が高いと結論付けています。カタログはhttp://www.ucm.es/blazars/enginesとZenodoで公開されています。
GBT（FLAG）用の極低温冷却焦点Lバンドアレイ用のビームフォーマーのHI観測モードの試運転
| Title |
Commissioning_the_HI_Observing_Mode_of_the_Beamformer_for_the_Cryogenically_Cooled_Focal_L-band_Array_for_the_GBT_(FLAG) |
| Authors |
N._M._Pingel,_D._J._Pisano,_M._Ruzindana,_M._Burnett,_K._M._Rajwade,_R._Black,_B._Jeffs,_D._R._Lorimer,_D._Anish_Roshi,_R._Prestage,_M._A._McLaughlin,_D._Agarwal,_T._Chamberlin,_L._Hawkins,_L._Jensen,_P._Marganian,_J._D._Nelson,_W._Shillue,_E._Smith,_B._Simon,_V._Van_Tonder_and_S._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10345 |
ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（FLAG）のフォーカルプレーンLバンドアレイの新しいデジタルビームフォーミングバックエンドの試運転観測の結果を示します。これは、測定されたT_sys/が最も低い極低温冷却フェーズドアレイフィード（PAF）です。これまでに電波望遠鏡に装備されたPAFのイータ。ビームフォーミングの重みを生の要素の共分散に適用して、新しいファインチャネルモードの研究品質のスペクトル線画像を作成し、ビームの重みの経時的な安定性を研究し、150MHzの周波数範囲でFLAGの感度を特徴づけるために使用されるカスタムソフトウェアについて説明します。、およびいくつかの銀河系外および銀河系のソースからの測定されたノイズ特性と観測された中性水素放出の分布を、現在の単一ピクセルLバンド受信機で得られたデータと比較します。これらの試運転は、FLAGを世界の主要な電波望遠鏡でのスペクトル線観測に現在利用可能な卓越したPAF受信機として確立します。
科学と生存：天文学からの洞察
この論文は、天文学がCOVID-19回で社会をどのように助けることができるかについての簡単な概要、そして宇宙における私たちの位置と科学的およびアウトリーチ活動の世界的な調整を研究することから得られる教訓を提示します。国際天文学連合によって調整されたいくつかの例が提示されます。
CHARA / SPICAプロジェクトの進捗状況
| Title |
Progress_of_the_CHARA/SPICA_project |
| Authors |
C._Pannetier,_D._Mourard,_P._Berio,_F._Cassaing,_F._Allouche,_N._Anugu,_C._Bailet,_T._ten_Brummelaar,_J._Dejonghe,_D._Gies,_L._Jocou,_S._Kraus,_S._Lacour,_S._Lagarde,_J._B._Le_Bouquin,_D._Lecron,_J._Monnier,_N._Nardetto,_F._Patru,_K._Perraut,_R._Petrov,_S._Rousseau,_P._Stee,_J._Sturmann_and_L._Sturmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10926 |
CHARA/SPICA（コフェーズアレイを使用した星状パラメータと画像）は現在、ObservatoiredelaC\^oted'Azurで開発されています。2021年末までにCHARAアレイの可視焦点に設置される予定です。可能な場合には、星の表面または環境の詳細な画像を使用して、基本的な恒星パラメータの大規模な調査を実行するように設計されています。必要な精度と感度を実現するために、CHARA/SPICAは、CHARAのAOステージから給電される可視およびシングルモードファイバで低スペクトル分解能モードR=140を組み合わせています。この設定は、干渉計の組み合わせの前に、大気差と縦方向の分散の補正、およびフリンジの安定化という追加のニーズを生み出します。この論文では、6望遠鏡ファイバー可視ビームコンバイナー（SPICA-VIS）の主な機能と、フリンジトラッカー（SPICA-FT）の最初の実験室および空上結果を紹介します。また、SPICA-FTと並行して開発された新しいフリンジトラッカーシミュレータについても説明します。
風で駆動される原始惑星系円盤の体系的な説明
（短縮）惑星形成円盤は、1AU以外の領域では非常に弱い乱流であると考えられています。このため、現在、磁化された風がこれらのシステムの降着を促進する主要なメカニズムである可能性があると考えられています。ただし、今日では、$\alpha$ディスクモデルと同様に、磁化された風の影響を受けるディスクを説明するための一貫した方法はありません。この記事では、風で駆動される原始惑星系円盤のパラメーター空間を体系的に調査し、縮小モデルで使用できるスケーリング則を示します。方法：ディスクが両極性拡散とオーム拡散によって支配されていると仮定して、一連の自己相似風解を計算します。これらの解は、緩和法と継続を使用して、有限体積コードPLUTOで定常解を探すことによって得られます。結果：いくつかのオーム拡散強度と両極性拡散強度について、10^2から10^8の範囲のプラズマベータ値に対して自己相似解が得られます。ポロイダル電界強度beta=O（10^4）または同等に10AUで1mGの場合、10^{-8}Msun/年のオーダーの質量増加率が得られます。結果として得られる磁気レバーアームは通常2より低く、最も弱い磁場の場合には1.5に達する可能性があります。最後に、観測値の適合と解釈に使用できるスケーリング法則と半分析風ソリューションの完全なセットを提供します。結論：磁化された風は、周囲のポロイダル磁場に埋め込まれるとすぐに、原始惑星系円盤では避けられません。それらを説明するために非常に詳細なディスク微物理学が常に必要であるとは限らず、自己類似ソリューションなどの単純化されたモデルは、完全な3Dシミュレーションで見られる物理学のほとんどをキャプチャすることができます。風による降着の完全な理論を得る残りの難しさは、大規模なフィールドの輸送にあります。これは、制約が不十分で、よく理解されていないままです。
線駆動放射加速の更新された形式と恒星の質量損失への影響
| Title |
An_Updated_Formalism_For_Line-Driven_Radiative_Acceleration_and_Implications_for_Stellar_Mass_Loss |
| Authors |
Aylecia_S._Lattimer_(1)_and_Steven_R._Cranmer_(1)_((1)_University_of_Colorado-Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10375 |
放射は、スペクトル線の不透明度が高いため、さまざまな天体物理環境での大規模な流れの加速に寄与します。関連する力の定量化は、これらのライン駆動フローを理解するために重要であり、多数のライン（要素とイオン化ステージの完全なセットによる）を考慮に入れる必要があります。ここでは、NIST、CHIANTI、CMFGEN、およびTOPbaseデータベースからコンパイルされた約450万のスペクトル線の更新されたリストについて、無次元の線強度と関連する不透明度に依存する力の乗数の新しい計算を提供します。さまざまな環境への適用の一般性を維持するために、局所的な熱力学的平衡、プランク関数による照明、およびソボレフ近似を想定しています。温度（つまり、5,200〜70,000Kの値）と密度（11桁以上変化する）の2次元グリッドで線力を計算します。歴史的に、力乗数関数は光学的厚さのべき乗則関数によって記述されてきました。光学的に薄い限界で一定値（Gayleyの$\bar{Q}$パラメーター）に彩度を含む代替関数をフィッティングすることにより、この仮定を再検討します。この代替形式はべき乗則形式よりも適切であり、これを使用して、大規模な主系列星の質量損失率の例を計算します。べき乗則力乗数は光学的厚さを任意に小さくし続けることはないため、有効温度が約15,000K未満の星の線駆動風の急激な減少または消光が見られます。
太陽の音波源の特定I.シミュレートされた光球の2次元波
太陽の音響振動は、太陽光球の対流ダイナミクスによって確率的に励起される可能性がありますが、個々のソースイベントの直接観測はほとんど行われておらず、それらの詳細な特性はまだ不明です。波源の識別には、局所的な波信号を背景の対流運動および共振モードパワーから確実に区別できる測定が必要です。これらの「ノイズ」の寄与は、発生源およびそれらが誘発する伝搬波動場よりも数桁大きい振幅を持っているため、これは非常に困難です。この論文では、放射電磁流体力学シミュレーションでアコースティックエミッションのサイトを特定するために、高周波フィルターを採用しています。フィルタのプロパティは、大気の2次元音響グリーン関数応答を識別するようにトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークから決定されましたが、一度定義されると、画像の時系列に直接適用して、局所波励起の信号を抽出できます。元のニューラルネットワークの必要性を回避します。開発したフィルターを使用して、アコースティックエミッションプロセスのこれまで知られていなかった特性を明らかにしました。シミュレーションでは、音響イベントはメソグラニュラースケールでクラスター化されており、ピーク放射は光球の約500km下の非常に深く、非常に強い放射のサイトは、その深さで合流する2つの超音速ダウンフローの相互作用から生じる可能性があります。開発した手法をダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡（DKIST）などの高解像度高ケイデンス観測に適用すると、彩層波動研究に重要な用途があり、高域での新たな調査につながる可能性があることを示唆します。-解像度ローカル-日震学。
原型衝突風バイナリーWR140の軌道と恒星の質量
| Title |
The_orbit_and_stellar_masses_of_the_archetype_colliding-wind_binary_WR_140 |
| Authors |
Joshua_D._Thomas_(1),_Noel_D._Richardson_(2),_J._J._Eldridge_(3),_Gail_H._Schaefer_(4),_John_D._Monnier_(5),_Hugues_Sana_(6),_Anthony_F._J._Moffat_(7),_Peredur_Williams_(8),_Michael_F._Corcoran_(9_and_10),_Ian_R._Stevens_(11),_Gerd_Weigelt_(12),_Farrah_D._Zainol_(11),_Narsireddy_Anugu_(13,14),_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_(15),_Theo_ten_Brummelaar_(4),_Fran_Campos_(16),_Andrew_Couperus_(1_and_17),_Claire_L._Davies_(13),_Jacob_Ennis_(5),_Thomas_Eversberg_(18),_Oliver_Garde_(19),_Tyler_Gardner_(5),_Joan_Guarro_Fl\'o_(20),_Stefan_Kraus_(13),_Aaron_Labdon_(13),_Cyprien_Lanthermann_(3_and_15),_Robin_Leadbeater_(21),_T._Lester_(22),_Courtney_Maki_(1),_Brendan_McBride_(1),_Dogus_Ozuyar_(23),_J._Ribeiro_(24),_Benjamin_Setterholm_(5),_Berthold_Stober_(25),_Mackenna_Wood_(1),_Uwe_Zurm\"uhl_(26)_((1)_Clarkson_University,_(2)_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_(3)_University_of_Auckland,_(4)_Georgia_State_University,_(5)_University_of_Michigan,_(6)_Institute_of_Astrophysics_KU_Leuven,_(7)_Centre_de_Recherche_en_Astrophysique_du_Quebec,_(8)_University_of_Edinburgh,_(9)_CRESST_II_&_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_(10)_The_Catholic_University_of_America,_(11)_University_of_Birmingham,_(12)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_Bonn,_(13)_University_of_Exeter,_(14)_University_of_Arizona,_(15)_Institut_de_Planetologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble_France,_(16)_Observatori_Puig_d'Agulles_Barcelona,_(17)_Georgia_State_University,_(18)_Schnorringen_Telescope_Science_Institute_Waldbrol_Germany,_(19)_Observatoire_de_la_Tourbi\'ere_France,_(20)_Piera_Barcelona_Spain,_(21)_The_Birches_Torpenhow_Wigton_Cumbria,_(22)_Arnprior_Canada_(23)_Ankara_University,_(24)_Observatorio_do_Centro_de_Informacao_Geoespacial_do_Exercito_Lisboa_Portugal,_(25)_VdS_Section_Spectroscopy_Germany,_(26)_Giesen_Lower_Saxony_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10563 |
Wolf-Rayet（WR）バイナリWR140（HD193793;WC7pd+O5.5fc）の更新された軌道要素を示します。新しい軌道要素は、以前に公開された測定値と、WR140の2016年のペリアストロン通過全体にわたる160の新しい視線速度測定値を使用して導出されました。さらに、軌道位置天文学の4つの新しい測定値がCHARAアレイで収集されました。これらの測定値を使用して、$M_{\rmWR}=10.31\pm0.45M_\odot$および$M_{\rmO}=29.27\pm1.14M_{\odot}$の恒星の質量を導き出します。また、バイナリポピュレーションおよびスペクトル合成（BPASS）モデルグリッドからのこのシステムの進化の歴史の議論を含めて、このWR星が主に恒星風の質量損失によって形成され、適度な量の質量損失またはバイナリ相互作用を介して転送されます。
近接連星系の物理的パラメータ：VIII
| Title |
Physical_parameters_of_close_binary_systems:_VIII |
| Authors |
K._Gazeas,_S._Zola,_A._Liakos,_B._Zakrzewski,_S.M._Rucinski,_J.M._Kreiner,_W._Ogloza,_M._Drozdz,_D._Koziel-Wierzbowska,_G._Stachowski,_M._Siwak,_A._Baran,_D._Kjurkchieva,_D._Marchev,_A._Erdem_and_S._Szalankiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10680 |
この論文は、20の接触連星システムの分光学的および測光的研究の結果を提示します：HVAqr、OOAql、FIBoo、TXCnc、OTCnc、EECet、RWCom、KRCom、V401Cyg、V345Gem、AKHer、V502Oph、V566Oph、V2612Oph、V1363Ori、V351Peg、V357Peg、YSex、V1123Tau、WUMaは、WUMaプロジェクトの枠内で実施されました。プロジェクトですでにカバーされている51と既存の文献の追加の67とともに、これらのシステムは、既知の分光法と測光の組み合わせソリューションを備えた接触連星の総数を138にもたらします。コンポーネントの質量、半径、および輝度は、特定の値に従うことがわかりました。MSに沿った関係と新しい経験的パワー関係が抽出されます。現在のサンプルのシステムの30％が、質量比または充填率で表されるパラメーターに極値を示していることがわかりました。この研究は、研究された接触連星システムの中に、質量比が非常に低い（q<0.1）または軌道周期が非常に短い（Porb<0.25d）ものがあり、物質移動の進行の証拠を示すと予想されることを示しています。これらのコンポーネントの進化の状態は、既知の接触連星のサンプル全体のものと比較して、相関図とそれらの物理的および軌道パラメータの助けを借りて説明されています。非常に短い公転周期の存在は、マージプロセスの非常に遅い性質を確認します。これは、それらのコンポーネントが、数Gyrの進化の後でも、接触構成のMS星としてまだ存在する理由を説明しているようです。
かに座55番星の彩層活動：I。理論波動研究の結果
| Title |
Chromospheric_Activity_in_55_Cancri:_I._Results_from_Theoretical_Wave_Studies |
| Authors |
Diaa_E._Fawzy_and_Manfred_Cuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10871 |
かに座55番星、比較的活動の少ないオレンジ色の矮星の彩層加熱の理論モデルを提示します。波の生成、伝播、および散逸を含む、自己無撞着で非線形で時間依存のab-initio数値計算が追求されています。フラックスチューブのアレイ間で動作する縦波と、非磁性の恒星領域に関連する音波を考慮します。さらに、縦波のフラックス増強も、横管波によって供給されるように考慮されます。CaIIKフラックスは、部分的な再分布と時間依存のイオン化を想定して計算されます（マルチレイ処理）。時間依存イオン化（特に水素の場合）の自己無撞着な処理は、大気温度と電子密度（特に衝撃の背後）に大きな影響を与えます。また、出現するCaIIフラックスにも影響します。特に、磁気加熱が恒星の大気構造や出現するCaII放出に与える影響、および非線形性の影響に焦点を当てています。私たちの研究は、より高い光球磁気充填係数がより大きなCaII放出を伴うことを示しています。ただし、初期波エネルギーフラックスの増加（モード結合に関連するなど）はほとんど違いがありません。私たちの理論的結果と観察結果との比較は、次のペーパーIIで伝えられます。
一成分および二成分陽子分布を使用したパーカーソーラープローブ観測の推定線形安定性
| Title |
Inferred_Linear_Stability_of_Parker_Solar_Probe_Observations_using_One-_and_Two-Component_Proton_Distributions |
| Authors |
K.G._Klein,_J.L._Verniero,_B._Alterman,_S._Bale,_A._Case,_J.C._Kasper,_K._Korreck,_D._Larson,_E._Lichko,_R._Livi,_M._McManus,_M._Martinovi\'c,_A._Rahmati,_M._Stevens,_P._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10937 |
太陽の拡張された大気の熱くて拡散した性質は、波動粒子の不安定性が発生し、拡大する太陽風の進化を変更するのに十分長い間、非平衡状態で持続することを可能にします。どの不安定性が発生し、太陽風のダイナミクスを支配する上でそれらがどの程度重要な役割を果たすかを決定することは、さまざまな半径方向の距離でのその場観測を含む数十年にわたるプロセスでした。パーカーソーラープローブ（PSP）からの新しい測定値を使用して、太陽の近くで駆動される波動モードを調査し、基礎となる粒子集団のさまざまなモデルで予測される不安定性を計算できます。基礎となる速度分布に一般的に使用される2つの記述を使用して、太陽とのPSPの4回目の近日点通過中の陽子位相空間密度のPSP/SPAN-i測定の2時間の間隔をモデル化します。2つのモデルに関連する線形安定性と成長率が計算され、比較されます。陽子が1つまたは2つの成分を使用してモデル化されているかどうかによって、成長速度と不安定に駆動されるモードの種類は異なりますが、選択した両方の間隔が共鳴不安定性の影響を受けやすいことがわかります。場合によっては、予測される成長率は、太陽からの半径方向の距離が大きいほど不安定になるのが比較的遅いのとは対照的に、エネルギーの非線形乱流伝達など、他の動的プロセスと競合するのに十分な大きさです。
弦理論と時間の矢
時間のような線形ディラトンは、古典的なレベルで、閉じた折り畳まれたストリングの作成を瞬時にトリガーします。宇宙論では、これらの瞬間的に折りたたまれたストリングがエネルギーコストなしで陰圧を誘発することを示します。したがって、宇宙が膨張（収縮）している間にエネルギー密度が増加（減少）する時代を可能にしているようです。瞬間的に折りたたまれた弦のこれと他の側面は、それらが時間の矢の起源に新しい光を当てるかもしれないことを示唆しています。
アクシオン質量$m_a\lesssim$1eVに結合する一般的に採用されているホットダークマター（HDM）は、有効場の理論が崩壊する領域のカイラル展開を外挿することによって得られるため、信頼できないことを示します。これは、カイラル摂動論の次の次数でのアクシオン-パイ中間子熱化率の計算によって明示的に示されます。最後に、格子QCD技術を介してバインドされたアクシオンHDMのサウンド抽出のための戦略を提唱します。
ニュートリノの非標準相互作用は、$ N _ {\ rm eff} $の精度測定に適合します
相対論的種の数$N_{\rmeff}$は、標準モデルで正確に計算されており、将来的にはCMB-S4によってパーセントレベルで測定される予定です。中性カレントの非標準的な相互作用は、初期の宇宙におけるニュートリノのデカップリングに影響を及ぼし、したがって$N_{\rmeff}$を変更します。有効場の理論のフレームワークでこれらの演算子を次元7までパラメーター化し、衝突項の積分に関する完全で一般的な分析辞書を提供します。$N_{\rmeff}$の正確な測定から、最も厳しい制約が次元6のベクトル型ニュートリノ電子演算子に対して得られます。そのスケールはプランク（CMB-S4）。私たちの結果は、ニュートリノコヒーレント散乱、ニュートリノ振動、コライダー、ニュートリノ深非弾性散乱実験などの他の実験を補完するものであることがわかります。
インフレーション中に存在するハッブルスケール次数の重いフィールドは、インフラトンの3点関数の非ガウスシグネチャに寄与します。ハッブルスケールが大統一理論（GUT）のスケールに近いことを考慮すると、これは、宇宙の正確な観測からの情報を使用することによって、コライダーで発見するのが非常に難しいGUTスケールの特徴を検出できる可能性を開きます。マイクロ波背景放射。宇宙論的衝突型加速器物理学の枠組みの中で、GUTに存在する$X、Y$ゲージボソンの検出可能性について議論します。インフラトンの3点関数に対する$X、Y$ゲージボソンの1ループ寄与を計算すると、$X、Y$ゲージボソンの質量項に由来する相互作用を伴う1ループ図が増強係数を提供するという注目すべき結果が見つかりました。$X、Y$ゲージボソン質量とハッブルスケールの比率で$（m_X/H）^4$として表されます。非ガウス性の推定では、この要因が重要であり、$X、Y$ゲージボソンの検出可能性への影響について説明します。
宇宙論的ソフト定理に照らして非アトラクターインフレーションモデルにおける非ガウス性を再考する
| Title |
Revisiting_non-Gaussianity_in_non-attractor_inflation_models_in_the_light_of_the_cosmological_soft_theorem |
| Authors |
Teruaki_Suyama,_Yuichiro_Tada,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10682 |
宇宙論的ソフト定理の観点から、単一フィールド非アトラクターインフレーションモデルにおける圧搾限界非ガウス性を再検討します。シングルフィールドアトラクタモデルでは、初期条件が異なるインフラトンの軌道は、位相空間内の単一の軌道に効果的に収束するため、スカラー部分には1つのクロック自由度（DoF）しかありません。その長波長の摂動は、局所座標の繰り込みに吸収され、$n$-ポイント関数と$（n+1）$ポイント関数の間のいわゆる一貫性の関係につながる可能性があります。一方、インフラトンのダイナミクスがアトラクタの動作から逸脱した場合、その長波長の摂動は必ずしも吸収されるとは限らず、一貫性の関係はもはや維持されないと予想されます。この作業では、非アトラクターの場合の違反の証拠として、整合性関係の明示的な修正を含む、スクイーズされたバイスペクトルの式を導き出します。最初に、現実的なケースでは、非アトラクタインフレの後にアトラクタインフレが続く必要があることを思い出してください。次に、特定の非アトラクタフェーズが位相空間の単一のDoF（正確な超低速ロール制限で表される）によって効果的に制御され、その後に単一のDoFアトラクタフェーズが続く場合でも、その遷移フェーズには必然的に2つのDoFが含まれます。ダイナミクス、したがってその長波長の摂動は、局所座標の繰り込みに吸収することはできません。したがって、絞られた限界のバイスペクトルが一貫性の関係を超える可能性があるという事実によって示されるように、いわゆる局所観察者効果を考慮しても、局所物理学に影響を与える可能性があります。より具体的には、観測されたスクイーズドバイスペクトルは、非アトラクタフェーズ中に地平線を出る長波長摂動に対して一般に消えることはありません。
| Title |
Aalto-1,_multi-payload_CubeSat:_design,_integration_and_launch |
| Authors |
J._Praks,_M._Rizwan_Mughal,_R._Vainio,_P._Janhunen,_J._Envall,_P._Oleynik,_A._N\"asil\"a,_H._Leppinen,_P._Niemel\"a,_A._Slavinskis,_J._Gieseler,_P._Toivanen,_T._Tikka,_T._Peltola,_A._Bosser,_G._Schwarzkopf,_N._Jovanovic,_B._Riwanto,_A._Kestil\"a,_A._Punkkinen,_R._Punkkinen,_H.-P._Hedman,_T._S\"antti,_J.-O._Lill,_J.M.K._Slotte,_H._Kettunen,_A._Virtanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10691 |
この論文では、最初のフィンランドの衛星Aalto-1の設計、統合、テスト、および打ち上げについて簡単に説明します。高度約500kmで太陽同期極軌道に打ち上げられた3ユニットのCubeSatであるAalto-1は、2017年6月から運用されています。AaltoSpectralImager（AaSI）、RadiationMonitor（RADMON）、および静電プラズマブレーキ（EPB）。AaSIは可視および近赤外線（NIR）波長帯域のハイパースペクトルイメージャであり、RADMONは高エネルギー粒子検出器であり、EPBは軌道離脱技術のデモンストレーションペイロードです。プラットフォームは、十分なデータ、電力、無線、機械的および電気的インターフェースを確保しながら、複数のペイロードに対応するように設計されました。プラットフォームおよびペイロードサブシステムの設計戦略は、社内開発および商用サブシステムで構成されています。CubeSatAssembly、Integration＆Test（AIT）は、Flatsat-Engineering-QualificationModel（EQM）-FlightModel（FM）モデルの哲学に従って認定と承認を行いました。このホワイトペーパーでは、プラットフォームとペイロードサブシステムの設計アプローチ、それらの統合とテストキャンペーン、および宇宙船の打ち上げについて簡単に説明します。また、Aalto-1チームによって開発された地上セグメントとサービスについても説明します。
ヒッグスポータルのスクリーニング
ヒッグスポータルを介して物質に結合する軽いスカラー場は、長距離の第5の力を仲介します。軽いスカラーとヒッグス場の混合が、巨視的なオブジェクトの周りでスクリーニングされるこの5番目の力にどのようにつながるかを示します。この振る舞いは、両方のスカラー場を動的と見なすことによってのみ見ることができ、ヒッグス場とスカラー場の混合が考慮されていない場合は見落とされます。素朴な「積分」手順が失敗する条件、つまり、ヒッグス-スカラーシステムの質量行列の質量固有値がほぼ消失する場合について説明します。結果として生じるフィールド空間の平坦な方向は、物質の存在下で2次順序で持ち上げることができ、ヒッグスポータルによって媒介される結果として生じる第5の力は、重力物体が十分に大きいか、それらの表面ニュートンポテンシャルがしきい値を超えるときにスクリーニングできます。最後に、これらの結果がほぼ質量のない緩和モデルに与える影響について説明します。
連続の方程式と複体補間を使用した再突入の不確実性の伝播と再構築
| Title |
Propagation_and_reconstruction_of_re-entry_uncertainties_using_continuity_equation_and_simplicial_interpolation |
| Authors |
Mirko_Trisolini_and_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10825 |
この作業は、宇宙船の再突入の分析と予測のための初期条件とパラメータの不確実性の伝播のための連続体ベースのアプローチを提案します。連続の方程式と再突入のダイナミクスを使用して、不確実性の同時確率分布が特定のサンプリングされたポイントに時間内に伝播されます。次に、各時点で、状態空間の単純な表現に基づく勾配拡張線形補間を使用して、散乱データから同時確率分布関数が再構築されます。再突入時の初期条件と3つの代表的なテストケースの弾道係数の不確実性が考慮されます：火星での3状態と6状態の急な地球再突入と6状態の無誘導リフティング進入。この論文は、使用されたサンプル数の関数として、得られた周辺分布の品質と実行時間の観点から、提案された方法とモンテカルロベースの手法との比較を示しています。
ASTROMOVES：天体物理学、多様性、モビリティ
米国の天文学/天体物理学コミュニティが集まって、助成金の優先順位、観測所と機器の優先順位、コミュニティの成果、および女性の数や過小評価されているグループの人々の数の増加などのコミュニティの目標をまとめた10年ごとのレポートを作成します。2010年の全米アカデミーズの天文学の10年間の調査（全米研究評議会、2010年）では、キャリアの必需品である頻繁に移動しなければならないことは、家族を始めたい人、特に女性に影響を与える人にとって魅力がないかもしれないことが示唆されました。ヨーロッパであろうと他の場所であろうと、ポスドクとして、天体物理学者は、恒久的な地位を確保するか、研究を完全に辞めるまで、2〜3年ごとに転居します。天体物理学者は、海外で働くことは彼らのキャリアにとって重要で前向きであると認識しています（Parenti、2002）。しかし、同ランクの男性は、キャリアを伸ばすために海外で多くの時間を費やす必要がなかったことがわかりました（Fohlmeister＆Helling、2012）。含意によって、女性は男性と同じランクを達成するために海外でより長く働くか、より多くの海外での地位を持つ必要があります。英国に住む天体物理学者は出身国で働くことを好みますが、多くの人は労働条件が悪いか、配偶者の仕事を見つけるのが難しいためにそうしませんでした（Fohlmeister＆Helling、2014）。要するに、天体物理学のキャリアには移動性と移動が必要であり、女性にとってはさらに必要ですが、天体物理学者は研究キャリアを維持するために必要な頻度で移動することを好みません。これらの問題に関するより多くのデータを収集し、男性/女性を超えて性別の多様性を含め、他の形態の多様性を含めるように議論を広げるために、私はマリーキュリー個人フェローシップを通じて資金提供されるASTROMOVESプロジェクトを設計しました。COVID-19によって減速されましたが、いくつかのインタビューが行われ、いくつかの予備的な結果が提示されます。
PyFstat：継続的な重力波データ分析のためのPythonパッケージ
地上の検出器の感度帯の重力波は、二元合体だけでなく、個々の回転する中性子星を含む、多くの天体物理学的源から放出される可能性があります。このようなソースからの最も有望な信号は、まだ検出されていませんが、長持ちする準単色連続波（CW）です。PyFstatパッケージは、さまざまなCWデータ分析タスクを実行するためのツールを提供します。これは、20年にわたってLIGO-VirgoCW検索の標準的な方法の1つである、CW信号のマッチドフィルター検出統計であるF統計を中心に展開しています。PyFstatは、LALSuiteで確立されたルーチンの上に構築されていますが、より最新のPythonインターフェースを介して、新しい検索戦略を設計するための柔軟なアプローチを可能にします。したがって、次の2つの機能を果たします。（i）Pythonインターフェイスを介してLALSuiteCW機能に簡単にアクセスできるようにすることで、新しいユーザーエクスペリエンスを促進し、開発者にとっては新しいメソッドの探索的実装を促進します。（ii）LALSuite自体ではまだカバーされていないユースケース、特にワイドパラメータスペース検索からの有望な候補のMCMCベースのフォローアップのために、本番環境に対応した検索クラスのセットを提供します。
効果的なフライバイフレームワークの中性子星：$ f $-モードの再合計
| Title |
Neutron_Stars_in_the_Effective_Fly-By_Framework:_$f$-Mode_Re-summation |
| Authors |
Jose_Nijaid_Arredondo,_Nicholas_Loutrel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.10963 |
偏心コンパクトバイナリは、重力波検出器に課題をもたらすだけでなく、オブジェクトの1つが中性子星である場合に核の状態方程式へのプローブを提供します。短い中心付近の通路で、潮汐の相互作用が星のfモードを励起し、それが次に独自の重力波を放出します。効果的なフライバイフレームワーク内でこれらの恒星振動の解析波形を導き出し、主要なポストニュートン次数への放出をモデル化します。この順序で、fモード応答は、軌道高調波の観点からフーリエ分解で記述できます。各高調波の振幅は、ハンセン係数に依存します。fモードの高調波を再度合計すると、単純な減衰調和振動子が生成され、振幅は複素高調波数のハンセン係数によって決定されます。再開されたfモードと潮汐応答の数値積分の間の一致${\cal{M}}$を計算し、軌道偏心が高いシステムの${\cal{M}}>0.97$を見つけます$（e>0.9）$および低半緯度直腸$（p<12M）$。さらに、モデルを放射反応の影響下で複数の中心周辺通路から生成されたモードと比較し、中心周辺通路のタイミングとモデルへの影響に関連する問題について説明します。
