CMBEモードデータからの高い$ H_0 $値：ハッブル張力を解決するための手がかり？
Planck、ACTPol、およびSPTpolによって測定されたEモード（EE）CMBパワースペクトルは、ハッブル定数を$70.0\pm2.7$、$72.4^{+3.9}_{-4.8}$、および$73.1^{+3.3に制限します。}_{-3.9}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$標準の$\Lambda$CDMモデル内（事後平均および中央68％区間境界）。これらの値は、プランク温度（TT）パワースペクトルからの制約よりも高く、Cepheid-超新星距離梯子測定$H_0=73.2\pm1.3$kms$^{-1}$Mpc$^{-と一致しています。1}$。共同分析でより高い値に対するこの選好が強化された場合、ハッブルの不一致の解決に興味深いヒントを提供する可能性があります。ただし、Planck、ACTPol、およびSPTpolEEの尤度を組み合わせると、$H_0=68.7\pm1.3$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$2.4\sigma$よりも低くなることを示します。距離はしごの測定。これは、特にバリオン密度$\Omega_bh^2$と、さまざまな多重極範囲に対する感度から生じるスカラー傾斜$n_s$を含む、パラメーター空間全体にわたるさまざまな縮退方向によるものです。Eモードの$\Lambda$CDM制約は、$1.4\sigma$内のさまざまな実験で一貫しており、PlanckTTの結果は$0.8\sigma$であることを示しています。Planck、ACTPol、およびSPTpolEEデータを組み合わせると、現象論的なレンズ振幅$A_L=0.89\pm0.10$が制約され、期待値の1と一致します。
CMB偏光のレンズ分析における観測系統誤差の数値研究
| Title |
A_numerical_study_of_observational_systematic_errors_in_lensing_analysis_of_CMB_polarization |
| Authors |
Ryo_Nagata,_Toshiya_Namikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00133 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光のレンズ解析に対する観測の系統的誤差の影響は、数値シミュレーションによって調査されます。CMB偏光の観測でゲイン、角度、ポインティングのエラーをモデル化し、エラーによって変調された偏光フィールドをシミュレートします。課せられたエラーの振幅と空間スケールに対する系統的に誘発されたBモードの応答について議論し、レンズ再構成とデレンズ分析の結果がそれに応じて動作することを示します。近い将来に予想されるエラーレベルは、レンズ除去効率の大幅な低下をもたらさないことが観察されています。
球状星団システムの運動学から銀河の質量を推定する：深層学習に基づく新しい方法
| Title |
Estimating_galaxy_masses_from_kinematics_of_globular_cluster_systems:_a_new_method_based_on_deep_learning |
| Authors |
Rajvir_Kaur,_Kenji_Bekki,_Ghulam_Mubashar_Hassan,_Amitava_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00277 |
暗黒物質を含む銀河の総質量を球状星団（GCS）の運動学から推定できる新しい方法を提示します。提案された方法では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を、数値から予測されたGCSの視線速度（$V$）と速度分散（$\sigma$）の2次元（2D）マップに適用します。ディスク銀河と楕円銀河のシミュレーション。この方法では、最初に、$\sigma$（「1チャネル」）の合成された2Dマップのより大きな数（$\sim200,000$）のみ、または$\sigma$と$Vの両方のマップを使用してCNNをトレーニングします$（「2チャネル」）。次に、CNNを使用して、CNNのトレーニングに使用されていないまったく未知のデータセットの銀河の総質量を予測します（つまり、CNNをテストします）。主な結果は、1チャネルと2チャネルのデータの全体的な精度がそれぞれ97.6\％と97.8\％であることを示しています。これは、新しい方法が有望であることを示唆しています。1チャネルおよび2チャネルデータの平均絶対誤差（MAE）はそれぞれ0.288および0.275であり、二乗平均平方根誤差（RMSE）の値は1チャネルおよび2チャネルでそれぞれ0.539および0.51です。2チャネルデータのこれらの小さいMAEおよびRMSE（つまり、パフォーマンスの向上）は、新しい方法が質量推定でGCSのグローバル回転を適切に考慮できることを示しています。新しい質量推定法の予測精度は、CNNのアーキテクチャに依存するだけでなく、合成画像へのノイズの導入によっても影響を受ける可能性があることを強調します。
宇宙論的制約に対する高速電波バーストの赤方偏移分布の影響
今日、高速電波バースト（FRB）は、天文学と宇宙論の有望なプローブとなっています。ただし、これまでのFRBの赤方偏移を特定することは容易ではありません。したがって、現在、赤方偏移が特定された十分な実際のFRBを使用して宇宙論を研究することはできません。過去数年間、代わりに「既知の」赤方偏移を持つシミュレートされたFRBを使用する必要がありました。FRBをシミュレートするには、特定の赤方偏移分布からランダムに赤方偏移を割り当てる必要があります。しかし、FRBの実際のレッドシフト分布は今のところまだ不明です。本研究では、宇宙論的制約に対するさまざまな赤方偏移分布の影響を研究します。異なる赤方偏移分布は、シミュレートされたFRBとは異なる制約能力につながることがわかります。この結果は、FRBの実際のresdshift分布を見つけることの重要性を強調し、赤方偏移分布によるFRBシミュレーションでのバイアスの可能性を思い出させます。
線強度と弱いレンズ効果マップの間に相互相関があるeV質量アクシオンのような粒子の検索
| Title |
Searching_for_eV-mass_Axion-like_Particles_with_Cross_Correlations_between_Line_Intensity_and_Weak_Lensing_Maps |
| Authors |
Masato_Shirasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00580 |
アクシオン様粒子（ALP）を検索するために、線強度と弱いレンズ効果マップの間の相互相関を研究します。eV-massALPの放射性崩壊は、光および赤外線波長での宇宙バックグラウンド放射に寄与する可能性があります。線強度マッピングは、特定の光子周波数でのバックグラウンド発光を測定する独自の手段です。ALPが宇宙の暗黒物質の豊富さを構成する場合、線強度マップは、銀河イメージング調査で弱い重力レンズ効果によって調査された大規模構造と相関する可能性があります。相互相関を予測するための理論的フレームワークを開発します。次に、今後の銀河イメージングおよびスペクトル調査で相互相関を使用してALPをプローブする可能性を探ります。SPHERExとベラルービン天文台の空間と時間のレガシー調査（LSST）を想定すると、ALP減衰による相互相関は、波長$\sim3000\、{\rmnm}$での天体物理線の対応物よりも大きくなる可能性があることがわかります。粒子質量が$m_a\sim1\、\mathrm{eV}$、粒子と2光子の結合が$g_{a\gamma\gamma}\sim1\times10^{-11}\のALPの場合、\mathrm{GeV}^{-1}$。また、相互相関のnull検出により、$2\sigma$レベルの上限が$g_{a\gamma\gamma}\lower.5ex\hbox{$\;になる可能性があることも予測しています。\buildrel<\over\sim\;$}10^{-11}\、\mathrm{GeV}^{-1}$（eV-massALPの場合）、現在の制約を$\sim10$の係数で改善します。次に、フィッシャー分析によってSPHERExおよびLSSTのALPパラメーターに予想される制約を予測し、大規模な構造データを使用してALP崩壊を検索するためのガイドラインを提供します。
EDGES21cm信号からの原始ブラックホールと暗黒物質の存在量の限界
赤方偏移した21cmの無線信号は、宇宙の再電離（再電離への再結合）のダイナミクスを調査するための重要なプローブとして登場しました。現在の分析では、21cmの輝度温度信号における暗黒物質-バリオン相互作用と原始ブラックホール（PBH）の複合効果を調査します。輝度温度の変化は、PBHパラメーター（質量$\mathcal）に加えて、暗黒物質の質量（$m_{\chi}$）と暗黒物質-バリオン断面積（$\overline{\sigma}_0$）への顕著な依存性を示しています。{M_{\rmBH}}$および初期質量分率$\beta_{\rmBH}$）。暗黒物質のさまざまな選択されたパラメーターの広範囲のPBH質量の$\beta_{\rmBH}$の上限と下限の両方について説明します-観測過剰$\left（-500^{+200}_を使用したバリオン相互作用{-500}\：{\rmmK}\right）$のEDGESの実験結果。最後に、ブラックホールの質量のさまざまな値について、$m_{\chi}$-$\overline{\sigma}_0$パラメータ平面で同様の制限に対処します。
CMB光学的厚さ変動の最初の測定による再イオン化の抑制-Compton-y相互相関
| Title |
Constraining_reionization_with_the_first_measurement_of_the_CMB_optical_depth_fluctuation_-_Compton-y_cross-correlation |
| Authors |
Toshiya_Namikawa,_Anirban_Roy,_Blake_D._Sherwin,_Nicholas_Battaglia,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00975 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測を使用する新しい再電離プローブを提案します。統合された電子密度$\delta\tau$をプローブするCMB光学的厚さの変動とCompton$y$マップとの相互相関です。統合された電子圧力を調べます。この相互相関は、遅い時間のクラスターの寄与によって、$y$マップのパワースペクトルよりもはるかに汚染されていません。さらに、この相互相関はイオン化された気泡の温度を制限できますが、光学的厚さの変動と動的SZ効果は制限できません。Planck$y$マップと、PlanckCMB温度データから再構築した光学的厚さ変動のマップを使用して、この新しい観測量を測定します。測定値を使用して、イオン化された気泡内の温度の最初のCMBのみの上限$T_{\rmb}\lesssim7.0\times10^5\、$K（$2\、\sigma$）を導き出します。また、特徴的な再電離バブルサイズ$R_{\rmb}=5\、$Mpcおよび$T_{\rmb}=5\times10^4\、$Kの基準モデルを想定して、将来の予測を示します。信号が支配的なPICOのような$y$-mapを使用した基準相互相関の信号対雑音比は、CMB-S4$\delta\tau$では$\simeq7$になり、CMB-HD$では$\simeq13$になります。\delta\tau$。基準モデルの場合、CMB-HD$-$PICO相互相関により、再電離パラメータの正確な測定が達成されるはずです。$T_{\rmb}\simeq49800^{+4500}_{-5100}\、$Kおよび$R_{\rmb}\simeq5.09^{+0.66}_{-0.79}\、$Mpc。電子密度変動のパワースペクトルは$\delta\tau$自動スペクトルによって制約されるため、温度制約は電子分布の詳細に弱くモデル依存する必要があり、イオン化された気泡の温度を統計的に表す必要があります。再イオン化中。したがって、この相互相関は、将来のCMB実験で観察できる重要なものになる可能性があります。
インフレーション：宇宙論的スケールの量子実験室
この論文は、宇宙マイクロ波背景放射で観測された異方性を説明するために必要な、非常に初期の宇宙の加速膨張の期間である宇宙のインフレーションの研究に専念しています。インフレーションは、量子力学と組み合わせると、現代の宇宙の構造に成長する過密度も提供します。このインフレ期間中の摂動を理解することは重要であり、この研究ではこれらの摂動を詳細に研究します。インフレは、インフラトンと呼ばれる単一のスカラー場によって駆動されると仮定します。位置エネルギーの形状が平坦な場合、インフラトンは「超低速ロール膨張」の段階に入る可能性があります。このようなインフレーション期間の安定性を調べたところ、インフラトン場の初速度に依存しているものの、安定して長寿命であることがわかりました。これは、常に安定しているが初速度に依存しないインフレのスローロールレジームとは異なります。この論文の第2部では、インフレーション中の量子ゆらぎの非摂動的逆反応を考慮に入れるために、インフレーションの確率的形式を使用します。この形式を使用して、インフレーション中の曲率の変動を調査し、これらの変動の完全な確率分布を導き出します。これにより、原始ブラックホールなどの希少な物体の形成につながる可能性のある大きな変動の統計を研究することができます。一般に、確率論的形式によってモデル化された量子効果が正しく説明されると、これらの量子効果が考慮されなかった場合に予想されるよりもはるかに多くの原始ブラックホールが形成される可能性があることがわかります。
CosmoLattice
これは、膨張宇宙における相互作用するスカラー場とゲージ場のダイナミクスの格子シミュレーションのための最新のパッケージであるCosmoLatticeのユーザーマニュアルです。CosmoLatticeには、非常に用途が広く強力な一連の機能が組み込まれています。$i）$は、オブジェクト指向プログラミングパラダイムを完全に活用してC++で記述されており、モジュール構造であり、物理学と技術的な詳細が明確に分離されています。$ii）$これはMPIベースであり、複数の空間次元で並列化された離散フーリエ変換を使用します。これにより、スケールが十分に分離されているシナリオ、非常に高解像度のシミュレーションを実行するシナリオ、または単に非常に長いシミュレーションを実行するシナリオに特に適しています。$iii）$独自のシンボリック言語であり、フィールド変数とそれらに対する演算を定義しているため、微分方程式と演算子を連続体にできるだけ近い方法で導入できます。$iv）$には、$O（の範囲の数値アルゴリズムのライブラリが含まれています。\deltat^2）$から$O（\deltat^{10}）$メソッド。フィールドによって供給される「自己無撞着」展開の場合を含め、拡張グリッドでグローバル理論とゲージ理論をシミュレートするのに適しています。自分自身。関連する観測量が各アルゴリズム（エネルギー密度、フィールドスペクトル、格子スナップショットなど）に提供されており、ゲージ理論のすべてのアルゴリズムが常に機械精度に対するガウス制約を尊重していることに注意してください。このマニュアルでは、コンピューターでCosmoLatticeを取得して実行する方法について説明します（ラップトップ、デスクトップ、またはクラスターとします）。コードの一般的な構造を紹介し、ユーザーが処理する必要のある基本的なファイルについて詳しく説明します。スカラーポテンシャルとスカラー場のセット（シングレットまたは$U（1）$および/または$SU（2）$ゲージ場との相互作用）によって特徴付けられるモデルを実装する方法を説明します。CosmoLatticeは、www.cosmolattice.netで公開されています。
宇宙赤外線背景放射によるCMBのデレンシング：前景の影響
| Title |
Delensing_the_CMB_with_the_cosmic_infrared_background:_the_impact_of_foregrounds |
| Authors |
Ant\'on_Baleato_Lizancos,_Anthony_Challinor,_Blake_D._Sherwin,_Toshiya_Namikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01045 |
宇宙のインフレーションから原始重力波を検出するための最も有望な方法は、次数スケールのCMB$B$モード偏波の測定によるものです。このアプローチは、CMBの重力レンズ効果によってもたらされる課題に直面する必要があります。これにより、対象の信号が不明瞭になります。幸いなことに、レンズ効果は、高解像度の$E$モード測定と投影された物質分布の推定値を組み合わせることで部分的に取り除くことができます。近い将来の実験では、後者の最良の推定値は、宇宙赤外線背景放射（CIB）などの大規模構造の外部トレーサーと内部再構成（CMB自体から派生）を追加することから生じます。この作業では、CIB強度$I$が物質トレーサーとして使用されている場合に、前景がデレンシング手順にどのように影響するかを特徴づけます。$\langleBEI\rangle_{c}$や$\langleEIEI\rangle_{c}$などのCIBと銀河ダストの高点関数は、原則として、デレンされた$B$のパワースペクトルにバイアスをかける可能性があることがわかります。-モード。現在利用可能なCIBマップと今後の前景でクリーンアップされたサイモンズ天文台CMBデータで残留ダストを推定した後、非ガウスダストシミュレーションを使用して、地上実験の統計誤差と比較して、原始信号へのバイアスが小さいことがわかりました。、しかし、非常に大きな角度スケールを調査する宇宙ベースの実験にとって重要かもしれません。ただし、多周波洗浄に基づく緩和技術は非常に効果的であるように思われます。また、分析モデルを使用して、CIB自体の高点関数から生じるバイアスは無視できるはずであることを示します。
キネマティックスニヤエフゼルドビッチ効果によるバリオン存在比の制約：Planck、WMAP、およびunWISEを使用した射影フィールド検出
| Title |
Constraining_the_Baryon_Abundance_with_the_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Effect:_Projected-Field_Detection_Using_Planck,_WMAP,_and_unWISE |
| Authors |
Aleksandra_Kusiak,_Boris_Bolliet,_Simone_Ferraro,_J._Colin_Hill,_Alex_Krolewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01068 |
運動学的なスニヤエフ・ゼルドビッチ（kSZ）効果（ゼロ以外の視線速度で自由電子から散乱する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子のドップラーブースト）は、バリオンの分布の優れたプローブです。大宇宙。この論文では、\emph{unWISE}カタログから赤外線で選択された銀河によって追跡されたイオン化ガスによるkSZ効果を測定します。分光銀河の赤方偏移を必要としない「投影フィールド」kSZ推定量を採用しています。銀河に関連する非kSZの前景信号（たとえば、ダスト放出や熱SZ）を抑制するために、この推定器には、\emph{Planck}および\emph{WMAP}データから取得したクリーンなCMBマップが必要です。さまざまな前景でクリーンアップされたCMBマップを組み合わせて信号対雑音比を最大化する新しい「非対称」推定量を使用して、\emph{unWISE}銀河カタログの3つのサブサンプルのkSZ$^2$銀河クロスパワースペクトルを測定します。、平均赤方偏移$z\approx$0.6、1.1、および1.5でピークになり、平均ハロー質量$\sim1$-$5\times10^{13}$$h^{-1}M_{\odot}$、そして合計で5億個以上の銀河が含まれています。CMBレンズ効果を無視した後、3つのサブサンプルについてkSZ信号の振幅を測定します$A_{\rmkSZ^2}=0.42\pm0.31$、$5.02\pm1.01$、および$8.23\pm3.23$、ここで$A_{\rmkSZ^2}=1$は、基準モデルに対応します。結合されたkSZ検出S/N$>$5.$z\approx1.1$サンプルに関連する過剰なkSZ信号の考えられる説明について説明し、CMBマップの前景汚染が原因である可能性が非常に低いことを示します。私たちの測定値は、低赤方偏移で大規模にバリオンが欠落していないことを明確に示しています。
TESS測光を使用したWASP-12bの相曲線と変動性分析
超高温木星WASP-12bのセクター20TESS測光を分析し、その位相曲線を抽出して、惑星の大気特性を研究します。振幅が549$\pm$62ppm、二次日食の深さが609$^{+74}_{-73}$ppmの位相曲線を正常に回復しました。位相曲線のピークは、位相が0.049$\pm$0.015シフトしています。これは、大気中の最も明るいスポットが亜恒星天体から惑星の夕方のターミネーターに向かってシフトしていることを意味します。アルベドがゼロであると仮定すると、日食の深さは3128$^{+64}_{-68}$Kの昼側の明るさの温度を推測します。夜側からのフラックスの有意な検出は60$\pm$97ppmでは見つかりません。、$<$2529K（1-$\sigma$）の夜間の明るさの温度を意味します。TESS観測の$\sim$27日間にわたって、惑星からの光に大きな変動は検出されません。最後に、軌道の減衰を考慮したエフェメリスモデルは、一定周期モデルよりも大幅に優れた適合性を提供することに注意してください。
SOHO / SWANからのC / 2020 F3（NEOWISE）の活発な出現に対する水生産率
| Title |
Water_Production_Rate_of_C/2020_F3_(NEOWISE)_from_SOHO/SWAN_over_Its_Active_Apparition |
| Authors |
M.R._Combi,_T._M\"akinen,_J.-L._Bertaux,_E._Qu\'emerais,_S._Ferron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00074 |
C/2020F3（NEOWISE）は、2020年3月27日に撮影された広域赤外線サーベイエクスプローラー（NEOWISE）の地球近傍天体プログラムからの画像で発見され、2020年の大彗星になりました。太陽風異方性（SWAN）カメラ地球-太陽L1ラグランジュポイントの周りのハロー軌道にある太陽およびヘリオスフィア天文台（SOHO）宇宙船で、水素ライマンアルファの毎日の全天画像を作成します。水の生成率は、2020年7月3日に彗星の近日点の両側で4か月間測定された彗星のSWAN水素ライマンアルファ輝度と空間分布から決定されました。s^-1での水生成率は近日点の周りで適度に非対称であり、ヘリオセントリック距離rによって、auで（6.9+/-0.5）x10^28r^-2.5+/-0.2および（10.1+/-0.5）x10^28r^-として変化します。近日点通過の前後でそれぞれ3.5+/-0.1。これは、彗星が1つまたは複数の以前の出現で太陽系の惑星領域を通過したことと一致しています。近日点通過直後、彗星が太陽から0.324au離れたときに、彗星がSWANの太陽回避領域の外に出た後、5.27x10^30s^-1もの大きな水生成率が決定されました。
スーパーアース{\ pi}男性のための重い分子量の大気c
| Title |
A_Heavy_Molecular_Weight_Atmosphere_for_the_Super-Earth_{\pi}_Men_c |
| Authors |
A._Garc\'ia_Mu\~noz,_L._Fossati,_A._Youngblood,_N._Nettelmann,_D._Gandolfi,_J._Cabrera,_and_H._Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00203 |
強く照射された太陽系外惑星は、より深い惑星層を調査するために利用できる拡張された大気を発達させます。この接続は、バルク雰囲気を直接特徴付けることが難しい小さな外惑星の研究に特に役立ちます。ここでは、太陽のようなホスト星の前でスーパーアース{\pi}Mencを1回通過する際のCIIイオンの3.4{\sigma}検出について報告します。通過深度とドップラー速度は、イオンが惑星のロッシュローブを満たし、星から優先的に遠ざかっていることと一致しており、惑星から逃げていることを示しています。{\pi}Mencは、大量の重い揮発性物質（大気の質量で$>=$50{\％}）を含む厚い大気を持っていますが、炭素が豊富である必要はないと主張します。私たちの推論は、報告されたCII検出、過去の通過におけるHI原子の非検出、惑星内部のモデリング、および太陽のようなホスト星の最も活発な段階を生き延びた大気の仮定からの累積的な証拠に依存しています。さらに0.2-2Gyr生き残るでしょう。現在の大気の質量によっては、{\pi}男性はまだ裸の岩のコアに移行する可能性があります。私たちの調査結果は、小さな太陽系外惑星の仮定された組成の多様性を確認し、それらの拡張された大気の調査を通じて惑星の形成と進化の経路を理解するためのマイルストーンを表しています。
HD149026bの大気中の中性金属
| Title |
Neutral_metals_in_the_atmosphere_of_HD149026b |
| Authors |
Masato_Ishizuka,_Hajime_Kawahara,_Stevanus_K._Nugroho,_Yui_Kawashima,_Teruyuki_Hirano,_and_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00211 |
高分散分光法の最近の進歩により、日中の温度が2000Kを超えるホットジュピター（超高温木星（UHJ）に分類される）の大気中に気化した重金属とイオンが存在することが明らかになりました。スバル望遠鏡で得られた高分解能透過分光法のアーカイブデータを使用して、UHJよりも低温の木星であるHD149026bの中性金属を検索しました。恒星とテルルの吸収を取り除き、相互相関技術を使用することにより、大気中の4.4シグマの中性チタンと2.8シグマの中性鉄の限界信号の暫定的な検出を報告します。これは、太陽系外惑星の大気中の中性チタンの最初の検出です。この温度範囲では、チタンは酸化チタン（TiO）を形成する傾向があります。TiOからの信号が検出されなかったという事実は、大気中のC/O比が太陽の値よりも高いことを示唆しています。UHJよりも低温のホットジュピターの大気中の金属の検出は、ホットジュピターの大気構造と形成履歴を理解するのに役立ちます。
地球のような大気における居住性、生命存在指標および検出可能性に対するバイオマス排出の影響
| Title |
Influence_of_Biomass_Emissions_upon_Habitability,_Biosignatures_and_Detectability_in_Earth-like_Atmospheres |
| Authors |
Stefanie_Gebauer,_Iva_Vilovi\'c,_John_Lee_Grenfell,_Fabian_Wunderlich,_Franz_Schreier,_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00220 |
赤色矮星ADレオニスの居住可能ゾーンにあるモデル化された仮想の地球のような惑星の、酸素の減少（O2）、除去されたバイオマス（死んだ地球）、二酸化炭素（CO2）の変化、および表面相対湿度（sRH）に対する大気応答を調査します。結果は、上層大気ではなく下層大気での減少したO2シナリオと死んだシナリオの間の大きなO2の違いを示唆しています。オゾン（O3）と亜酸化窒素（N2O）もこの挙動を示します。メタンは、そのメインシンクであるヒドロキシル（OH）に依存しています。N2Oの非生物的生成は上層で発生します。クロロメタン（CH3Cl）は、バイオマスが減少するとどこでも減少します。CO2（x1からx100の現在の大気レベル（PAL））と表面相対湿度（sRH）（0.1％から100％）の変更は、バイオマスの低下ほどCH3Clに影響を与えません。したがって、CH3Clは優れたバイオシグネチャーと見なすことができます。sRHとCO2の変更は、O2とバイオマスのみよりも温度に大きな影響を及ぼします。バイオマスを変更すると、CO2とsRH（約25km）を変更した場合と比較して、透過時の有効高さ（H）が約6km（km）生成されます。透過では、O2は0.1PALを超えると0.76ミクロンで識別できます。O39.6ミクロンのバンドは、低O2の実行では弱く、死んだ地球と区別するのは困難でしたが、0.3ミクロンのO3は、還元されたO2と死んだ地球を区別するための指標として役立ちます。N2OとCH3Clのスペクトル特性は、数kmHに対応しました。CH4は、10-4および10-6PALO2シナリオを除いて、ELTで数十パーセク離れた場所で検出できます。O2は、1PALO2の場合はほとんど検出できず、存在量が少ないと実行できません。
地球型外惑星シミュレーター（TES）：接近遭遇を可能にするエラー最適惑星システムインテグレーター
| Title |
Terrestrial_Exoplanet_Simulator_(TES):_an_error_optimal_planetary_systems_integrator_that_permits_close_encounters |
| Authors |
Peter_Bartram_and_Alexander_Wittig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00465 |
接近遭遇の存在下で惑星系の正確で迅速な伝播のための新しいn体統合コードであるTESを提示します。TESは、古典的なエンケ彗星法に基づいて構築されており、摂動のみをケプラーの軌道に統合して、シミュレーションのエラーと実行時間の両方を削減します。接近遭遇を正確に処理できるようにするために、全体を通して可変ステップサイズが使用されます。エネルギーエラーの観点からTESを最適化する一連の数値改善が提示されます。ias15を使用した直接統合と比較した場合、考慮されるすべてのテスト問題で実行時間が短くなります。TESは無料で入手できます。
Ejby-デンマークのコペンハーゲンにある新しいH5 / 6普通コンドライトの秋
| Title |
Ejby_--_A_new_H5/6_ordinary_chondrite_fall_in_Copenhagen,_Denmark |
| Authors |
H._Haack,_A._N._Sorensen,_A._Bischoff,_M._Patzek,_J.-A._Barrat,_S._Midtskogen,_E._Stempels,_M._Laubenstein,_R._Greenwood,_P._Schmitt-Kopplin,_H._Busemann,_C._Maden,_K._Bauer,_P._Morino,_M._Schonbachler,_P._Voss,_and_T._Dahl-Jensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00715 |
2016年2月6日21：07：19UTに、デンマークの東部で非常に明るい火球が見られました。デンマーク東部の天気は曇りでしたが、多くの人が空が明るくなるのを見ました-強く照らされたコペンハーゲンでさえ。関連する音と光の現象に関する233の報告が、デンマークの火の玉ネットワークによって受信されました。隕石と落下の状況を説明するコンソーシアムを結成し、その結果を本論文で紹介する。隕石の最初の破片は落下の翌日に発見され、次の週には合計11個の破片が発見され、総重量は8982gでした。隕石は、岩石学的タイプ5/6の、砕石のない、弱く衝撃を受けた（S2）、通常のHコンドライトです（Bouvieretal.2017）。宇宙線生成放射性核種の濃度は、大気前の半径が約20cmとかなり小さかったことを示唆しています。Ejbyの宇宙線曝露年齢（83+/-11Ma）は、Hコンドライトの中で最も高く、普通コンドライトの2番目に高い年齢です。回収された破片のEjby流星物質（Spurnyetal。2017）の大気前軌道と、落下日からの風データを使用して、破片の暗黒飛行（18km未満）をモデル化しました。最大のフラグメントの回復位置は、暗い飛行段階での空力効果が含まれている場合にのみ説明できます。他のすべてのフラグメントの回復場所は、ダークフライトモデリングと一致しています。
重力乱流ガスディスクのスパイラル構造
重力の不安定性は、ゆっくりとした放射冷却の条件下で、大規模なガス状円盤内の小規模な乱流と大規模な渦巻腕を駆動する可能性があります。これらの動きは、観測されたディスクの形態、その質量降着率、変動性に影響を与え、ダスト粒子の集中、処理、衝突による断片化を介して惑星形成のプロセスを制御する可能性があります。規定の冷却法則に従って、薄いガス状ディスクの重力乱流とそれに関連するらせん構造を研究します。粘性ディスクモデルからの逸脱を探して、スパイラルの形態、一貫性、および伝播を特徴づけます。有限体積コードPlutoを使用して、自己重力流体力学の方程式を3次元球面幾何学に統合します。ガスは軌道より長いタイムスケールで冷却され、重力の不安定性を引き起こし、乱流を維持します。さまざまなディスク質量と冷却速度のモデルを実行しました。考慮されるすべての場合において、乱流重力応力は、粘性ディスク理論と互換性のある速度で角運動量を外側に輸送します。軌道エネルギーの散逸は、スパイラル密度の伴流の衝撃によって発生し、ディスクをわずかに安定した熱平衡に戻します。これらの伴流は垂直方向の動きを駆動し、ディスクからの物質をそのコロナと混合するのに貢献します。それらは断続的に形成および破壊され、すべての半径でガスとほぼ共回転します。結果として、大規模な渦巻銀河は長期的なグローバルコヒーレンスを示さず、エネルギーの熱化は本質的に局所的なプロセスです。放射状の下部構造または潮汐力がなく、局所的な冷却の法則が提供されている場合、重力乱流は薄いガス状ディスクの局所的な現象に減少します。
リサイクルによる定常状態は、原始惑星系円盤の早期崩壊を防ぎます
| Title |
Steady_State_by_Recycling_prevents_Premature_Collapse_of_Protoplanetary_Atmospheres |
| Authors |
T._W._Moldenhauer,_R._Kuiper,_W._Kley,_C._W._Ormel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00939 |
近年、ケプラーやTESSなどの宇宙ミッションは、水素とヘリウムからなる重要な大気を備えた多くの近接惑星、ミニネプチューンを発見しました。これは、これらの惑星がガスの豊富な円盤の初期に形成された一方で、そうでなければそれらをホットジュピターに変えたであろう暴走したガスの降着を回避したことを示しています。解決策は、長いケルビン・ヘルムホルツ収縮（または冷却）タイムスケールを呼び出すことですが、熱力学的冷却は、流体力学的惑星大気ディスクのリサイクルによって防ぐことができることも示唆されています。大気の崩壊を防ぐためのリサイクル仮説の有効性を調査し、定常状態の構成の存在を確認し、最終的な大気の質量対コアの質量比を決定します。惑星の原始大気の形成をモデル化するために、3次元の放射流体力学シミュレーションを使用します。方程式は、惑星を中心とするローカルフレームで解かれます。時間の経過とともに平均してゼロになる小さな振動を無視すると、シミュレーションは定常状態に収束し、ガスの速度場は時間とともに一定になります。定常状態では、放射冷却によるエネルギー損失は、惑星大気中の低エントロピーガスを星周円盤からの高エントロピーガスで再利用することによって完全に補償されます。接近した惑星の場合、リサイクルは惑星の原始大気の冷却を自然に停止させ、暴走体制に向かって収縮して巨大ガスに崩壊するのを防ぎます。
改善された重力放射のタイムスケールII：スピン軌道相互作用と環境摂動
| Title |
Improved_gravitational_radiation_time-scales_II:_spin-orbit_contributions_and_environmental_perturbations |
| Authors |
Lorenz_Zwick,_Pedro_R._Capelo,_Elisa_Bortolas,_Veronica_Vazquez-Aceves,_Lucio_Mayer,_Pau_Amaro-Seoane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00015 |
Petersの公式は、重力波（GW）によって誘発された連星系の合体の時間スケールの分析的推定です。これは、単純な式の利便性が精度の必要性を上回る無数のアプリケーションで使用されます。ただし、超大質量ブラックホール連星や極端な質量比のインスピレーション（EMRI）など、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の多くの有望なソースは、非常に偏心した（$e\gtrsim$0.9）とLISAバンドに入ると予想されます。非常に相対論的な軌道。これらは、ピーターズの見積もりが最悪のパフォーマンスを示す2つの限界です。この作業では、以前の結果を拡張し、単純な分析的適合を与えて、インスピレーションの時間スケールが1.5ポストニュートン（PN）遺伝フラックスとスピン軌道相互作用によってどのように影響を受けるかを定量化します。より正確なGWタイムスケールを必要とするいくつかのケースについて説明します。これが、EMRIの重要な準主軸など、LISAイベント率の推定に関連する量にどのように大きな影響を与える可能性があるかを示します。さらに、インスピレーションフェーズで役割を果たすことができる2つのタイプの環境摂動について説明します。3番目の巨大な物体との重力相互作用と、銀河核に遍在する周囲の気相からの力学的摩擦とトルクによるエネルギー損失です。真空中の時間スケールに対するPN補正の助けを借りて、環境摂動が特定のPN次数の効果に匹敵する強さである位相空間の領域の簡単な分析式を見つけ、の結果を定性的に再現することができます。はるかに洗練された分析。
リトルシングスの矮星不規則銀河における乱流と星形成の間の相関関係の探索
| Title |
A_Search_for_correlations_between_turbulence_and_star_formation_in_LITTLE_THINGS_dwarf_irregular_galaxies |
| Authors |
Deidre_A._Hunter,_Bruce_G._Elmegreen,_Haylee_Archer,_Caroline_E._Simpson,_and_Phil_Cigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00040 |
乱気流は、雲と星の形成（SF）を開始するガス密度の向上を生み出す可能性があり、SFによって局所的に生成することができます。乱流とSFの関係を調べるために、FUV画像でトレースされたSFと、近くのdIrrのLITTLETHINGSサンプルで運動エネルギー密度（KED）と速度分散（$v_{disp}$）でトレースされたガス乱流との関係を調べました。銀河。FUV画像とKED画像の間で2D相互相関を実行し、環内の相互相関を測定して半径の関数として相関係数を生成し、相互相関値の累積分布関数を決定しました。また、半径方向のプロファイルを差し引いたそれぞれの値から決定された、局所的に過剰なKED$v_{disp}$とHIの質量面密度$\Sigma_{\rmHI}$をピクセルごとにプロットしました。、対超過SFレート密度$\Sigma_{\rmSFR}$、正の超過$\Sigma_{\rmSFR}$を持つすべての領域。$\Sigma_{\rmSFR}$とKEDの相関が低いことがわかりました。SFに関連する過剰なKEDは、超新星エネルギーが局所的なHI乱流をここでの解像度のスケールでポンピングするための$\sim0.5$％の効率を意味します。これは、銀河系のすべての乱流に対して小さすぎる$\sim2$の要因です。規模。SF地域の超過$v_{disp}$も小さく、$\sim0.37$kms$^{-1}$だけです。$\Sigma_{\rmSFR}$の超過に対応する$\Sigma_{\rmHI}$の局所的な超過は、銀河の内部での$\sim1.6$GyrのHI消費時間と一致しています。このタイムスケールとCOの消費時間の類似性は、CO-ダーク分子ガスが内部ディスクのHIに匹敵する質量を持っていることを意味します。
銀河系周辺の降水量のグラフィカルな解釈
銀河周辺媒体（CGM）の観測と最近の数値シミュレーションはどちらも、自己調整フィードバックループが、冷却時間と自由落下時間の比率が10を超える状態で、銀河に近い周囲のCGMのガス密度を停止させるという仮説を支持しています。この制限比は、比が低下するにつれて銀河系ガスが多相凝縮の影響を受けやすくなるために生じると考えられています。タイムスケール比が小さくなりすぎると、CGMから冷たい雲が沈殿し、銀河に雨が降り、エネルギーフィードバックに燃料が供給されて周囲の冷却時間が長くなります。このいわゆる降水量限界の天体物理学的起源は単純ではありませんが、CGMと銀河の進化におけるその役割を理解するために重要です。したがって、この論文では、主に概念的な推論と概略図に基づいて、その起源を可能な限り単純に解釈しようとしています。これは、降水量の限界が銀河大気の全体的な構成と動的擾乱がCGM摂動を駆動する程度の両方にどのように依存するかを示しています。また、CGM観測と銀河進化の数値シミュレーションの両方に適用できる降水仮説のいくつかのテストを構成します。
NGC 3783の中央パーセク：回転する広い輝線領域、非対称のホットダスト構造、およびコンパクトなコロナルライン領域
| Title |
The_central_parsec_of_NGC_3783:_a_rotating_broad_emission_line_region,_asymmetric_hot_dust_structure,_and_compact_coronal_line_region |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_W._Brandner,_M._Bolzer,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P._T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_F._Gao,_P._J._V._Garcia,_R._Genzel,_S._Gillessen,_D._Gratadour,_S._H\"onig,_D._Kaltenbrunner,_M._Kishimoto,_S._Lacour,_D._Lutz,_F._Millour,_H._Netzer,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_B._M._Peterson,_P._O._Petrucci,_O._Pfuhl,_M._A._Prieto,_D._Rouan,_J._Sanchez-Bermudez,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_M._Schartmann,_J._Stadler,_A._Sternberg,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L._J._Tacconi,_K._R._W._Tristram,_P._Vermot,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_and_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00068 |
VLTI/GRAVITYおよびSINFONIデータを使用して、NGC3783によってホストされている近くのタイプ1AGN周辺のサブPCガスおよびダスト構造を調査します。GRAVITYのKバンドカバレッジにより、ブロードラインのサイズと運動学を同時に分析できます。領域（BLR）、高温ダストを放出する近赤外連続体のサイズと構造、およびコロナルライン領域（CLR）のサイズ。広いBr$\gamma$放出によってプローブされたBLRは、内側の領域でピークに達する雲の動径分布を持つ回転する厚い円盤によってよく説明されていることがわかります。私たちのBLRモデルでは、16光日の物理的平均半径は、測定される10日のタイムラグのほぼ2倍であり、これは、残響マッピングによって測定された10日のタイムラグと非常によく一致します。0.74mas（0.14pc）のホットダストFWHMサイズを測定し、さらにホットダストの画像を再構築して、中央のAGNによって加熱された降着雲として解釈されるかすかな（全フラックスの5％）オフセット雲を明らかにします。最後に、[CaVIII]と狭いBr$\gamma$線でトレースされた、核CLRのFWHMサイズを直接測定します。FWHMのサイズは2.2mas（0.4pc）であり、BLRと細い線の領域の間にあるCLRの予想と完全に一致しています。これらすべての測定値を、より大規模な近赤外積分フィールドユニットおよび中赤外干渉法データと組み合わせることで、0.01〜100pcのガスとダストの構造とダイナミクスを包括的にマッピングできます。
地球外光化学：原理と応用
| Title |
Extraterrestrial_Photochemistry:_Principles_and_Applications |
| Authors |
Christopher_R._Arumainayagam,_Eric_Herbst,_A.N._Heays,_Ella_Mullikin,_Megan_Farrah,_Michael_G._Mavros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00094 |
光化学による星間氷マントルと惑星大気のエネルギー処理は、プレバイオティクス分子の地球外合成における重要なメカニズムです。光化学は、イオン化を伴わない、光子誘起電子励起によって開始される化学プロセスとして定義されます。対照的に、イオン化しきい値を超えるエネルギーを持つ光子は、放射線化学（放射線分解）を開始します。二次電子を生成するためのしきい値は気相よりも凝縮相の方が低いため、真空紫外線（6.2-12.4eV）光は光化学および放射線化学を開始する可能性があります。星形成領域の星間氷に入射する宇宙線誘導光子の約半分は光化学を開始し、残りは放射線化学を開始します。速度マップイメージングなどの実験手法を使用して気相光化学に関する精巧な詳細を抽出できますが、励起子、エキシマー、励起子の生成など、より複雑な凝縮相光化学では、このような詳細情報を取得できません。化学の主な目的は巨視的現象の分子レベルの機構的説明を提供することであるため、この本の章の最終的な目標は、地球外の前生物分子の合成につながる可能性のある光化学の現在の理解を批判的に評価することです。
CANDELS調査のための模擬ライトコーンと理論にやさしいカタログ
| Title |
Mock_Lightcones_and_Theory_Friendly_Catalogs_for_the_CANDELS_Survey |
| Authors |
Rachel_S._Somerville,_Charlotte_Olsen,_L._Y._Aaron_Yung,_Camilla_Pacifici,_Henry_C._Ferguson,_Peter_Behroozi,_Shannon_Osborne,_Risa_H._Wechsler,_Viraj_Pandya,_Sandra_M._Faber,_Joel_R._Primack,_Avishai_Dekel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00108 |
CANDELS調査の解釈をサポートするために作成された模擬カタログを提示します。ボルショイプランクの無散逸N体シミュレーションから過去のライトコーンに沿ってハローを抽出し、銀河形成の2つの異なる独立して開発された半解析モデルと経験的モデルUniverseMachineを使用して、これらのハローに銀河を配置します。私たちの模擬カタログには、5つのCANDELSフィールドに関連する観測のフットプリントを含むジオメトリがあります。フィールド間の差異を調査できるようにするために、各フィールドの8つの実現を作成しました。この論文では、観測されたフレームバンドのカウント、光度関数、色の大きさの分布、色の色の分布など、観測可能な全球銀河の特性との比較を示します。さらに、星の質量や星形成率など、CANDELS観測のSEDフィッティングから導出された物理的な銀河パラメーターとの比較を示します。モデルの予測と、光度および恒星の質量関数に関するCANDELS観測との間には比較的良好な一致が見られます。色と星形成率の分布については、あまり一致していないことがわかります。すべての模擬ライトコーンと、厳選された「理論にやさしい」バージョンの観測用CANDELSカタログは、Webベースのデータハブを通じて利用できます。
伴銀河の新しい解析的ラム圧力プロファイル
| Title |
A_new_analytic_ram_pressure_profile_for_satellite_galaxies |
| Authors |
Cristian_A._Vega-Mart\'inez,_Facundo_A._G\'omez,_Sof\'ia_A._Cora_and_Tom\'as_Hough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00132 |
ガス粒子分布からラム圧力を測定するために銀河団と銀河団の流体力学的再シミュレーションを使用して、2つの分析フィッティングプロファイルを分析し、さまざまな環境とエポックの伴銀河にかかるラム圧力をモデル化します。まず、既知の$\beta$プロファイルモデルによって与えられた予測をシミュレーション測定値と比較し、ハロー質量とハロー中心距離との依存性を見逃すことにより、プロファイルが期待される動作と一致しないことを発見します。これは、高赤方偏移（$z>1.5$）で予測されるラム圧力の体系的な過小評価を特徴としており、ハローの中央領域に向かって増加し、ハローの質量とは無関係であり、$r<の衛星では20年を超える差に達します。0.4R_\mathrm{vir}$。この動作は、赤方偏移が減少すると逆転し、$z=0$でのハローセントリック距離での過大評価が増加します。別の方法として、減衰べき乗則で構成されるプロファイルの新しいユニバーサル分析モデルを導入し、ハロー質量と赤方偏移に対するラム圧力の依存性を回復できる新しい一連の適合パラメーターを提供します。最後に、シミュレーションに加えて銀河の形成と進化の半分析モデルを適用することにより、銀河の特性におけるこれらの分析プロファイルの影響を分析します。大量の蓄積されたラム圧ストリッピングを経験している銀河の数は星の質量が小さく（$M_\star\leq10^9\mathrm{M}_\odot$）、それらの特定の星形成率はラムに大きく依存していることがわかります特に高赤方偏移（$z>1.5$）での圧力モデリング。
外圧の存在下での非等温フィラメント状分子雲の重力不安定性
| Title |
Gravitational_instability_of_non-isothermal_filamentary_molecular_clouds,_in_presence_of_external_pressure |
| Authors |
Mohammad_Mahdi_Motiei,_Mohammad_Hosseinirad_and_Shahram_Abbassi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00163 |
フィラメント状の分子雲は、冷たい星間物質に遍在しています。観察証拠は、非等温状態方程式が等温のものよりもフィラメントの特性をよりよく説明していることを示しています。この論文では、対数およびポリトロープ状態方程式を使用して、均一な軸方向磁場の存在下での圧力閉じ込めフィラメントの重力不安定性を研究します。パラメータ空間を完全に調査するために、さまざまな磁場で異なる半径のフィラメントをカバーする安定性分析の非常に大規模な調査を実行します。我々の結果は、すべての状態方程式について、細いフィラメントの不安定性は、太いフィラメントよりも磁場の変動に敏感であることを示しています。さらに、すべての状態方程式について、中間磁場は細いフィラメントを完全に安定させることができます。厚いものではありますが、この効果はB'70microGより強い磁場では抑制されます。
CとC $ _ {2} $の反応における炭素同位体分別の理論的研究：ダイナミクス、速度論、および同位体平衡
| Title |
Theoretical_studies_of_carbon_isotopic_fractionation_in_reactions_of_C_with_C$_{2}$:_dynamics,_kinetics,_and_isotopologue_equilibria |
| Authors |
C._M._R._Rocha_and_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00257 |
星間炭素分別に関する現在の理解は、天体化学反応速度モデルの解釈にかかっています。それでも、含まれているさまざまな反応は、（推定された）速度係数に大きな不確実性をもたらします。特に、CとC$_{2}$が関係している反応です。この作業では、C+C$_{2}（X^{1}\Sigma_{g}^{+}のすべての可能な気相同位体交換反応について、温度の関数として理論的な熱速度係数を提供します。、a^{3}\Pi_{u}）$。このために、我々は準古典的軌道法を採用し、以前に得られたC$_{3}$のポテンシャルエネルギー面が衝突するパートナー間の力を決定します。計算された速度係数は正の温度依存性を示し、以前の理論的推定とは著しく異なります。生成物のゼロ点エネルギー含有量が低いため、順方向の反応は速く、本質的に発熱性ですが、逆方向のプロセスには温度しきい値があります。検討した各反応について、関連する順方向および逆方向の速度を容易に内挿/外挿する分析的な3パラメーターのアレニウス-クーイ式が提供されます。これらの形態は、天体化学ネットワークにさらに導入することができます。適切な速度論的属性とは別に、これらのプロセスの平衡定数も提供します。これにより、C分別化学全体でのそれらの卓越性が確認されます。この点で、$^{13}$C+$^{12}$C$_{2}（X^{1}{\Sigma}^{+}_{g}）$と$^{13}$C+$^{12}$C$_{2}（a^{3}{\Pi}_{u}）$反応は、特に高密度の分子雲の典型的な温度で特に顕著であることがわかります。これらの反応について、平衡化学と時間依存化学の両方を考慮して、ガス運動温度の関数としての理論$^{12}$C/$^{13}$C比も導出され、利用可能なモデル化学と一致することが示されています。およびC$_{2}$の観測データ
3Dオリオン大星雲の解読-IV：HH〜269の流れは、オリオン座に埋め込まれた分子雲から出現します。
| Title |
Deciphering_the_3-D_Orion_Nebula-IV:_The_HH~269_flow_emerges_from_the_Orion-S_Embedded_Molecular_Cloud |
| Authors |
C._R._O'Dell,_N._P._Abel_and_G._J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00286 |
メンバーシップを拡張し、オリオン大星雲の大きな（0.19pc）HH〜269一連の衝撃波の3D構造を決定しました。すべてのコンポーネントは、空の平面に対して高度に傾斜したトラックに沿って配置され、Orion-Sに埋め込まれた分子雲内から出現します。それらのソースは、おそらく、高N2H+密度コアに関連する非常に不明瞭なmm9ソース（可能性が高い）またはより遠い星のCOUP632（可能性が低い）のいずれかです。前者は、オリオン南雲のイオン化表面の下にある光子支配領域（PDR）に配置する必要がありますが、後者は雲内に埋め込まれます。フローは一時的なもののようで、1900〜2600年、またはCOUP632がソースの場合は700〜2600年の間隔があります。
リアルなFRADOのBLRの写真。 I.ダイナミクスとジオメトリ
| Title |
The_picture_of_BLR_in_realistic_FRADO._I._Dynamics_&_Geometry |
| Authors |
Mohammad-Hassan_Naddaf,_Bozena_Czerny,_Ryszard_Szczerba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00336 |
活動銀河のブロードライン領域（BLR）のダイナミクスは未解決の問題であり、直接的な観測の制約は、流入または流出の痕跡があり、主にケプラーの動きを示唆しています。この論文では、降着円盤（AD）の表層でダストに作用する放射圧に基づいて、物理的に動機付けられたBLRモデル（Czerny、2011）を詳細に研究します。ここでは、ほこりっぽい雲に作用するAD全体から来る放射線の現実的な処方を検討します。ここでは、ほこりの不透明度の現実的な説明を使用し、ほこりの多い雲の局所的な遮蔽の2つの単純な幾何学的モデルを紹介します。ほこりっぽい雲に作用する放射圧は、AD表面からの動的な流出につながるほど強いため、BLRは（ほとんど失敗した）流出という動的な特性を持っていることを示します。ダイナミクスは、ソースのエディントン比に強く依存します。大きなエディントン比源は、AD表面に対して複雑な速度場と大きな垂直速度を示しますが、低いエディントン比源の場合、垂直速度は小さく、放出のほとんどはAD表面の近くで発生します。したがって、クラウドダイナミクスはBLRの3Dジオメトリを決定します。
4kpcアームに沿ったW43分子複合体のCO線気泡によって明らかにされた暗い超新星残骸
| Title |
Dark_Supernova_Remnants_revealed_by_CO-line_Bubbles_in_the_W43_Molecular_Complex_along_the_4-kpc_Arm |
| Authors |
Yoshiaki_Sofue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00592 |
W43（G31+00+90km/s、$\sim5.5$kpc）周辺の巨大分子雲（GMC）の密度分布の微細構造を、高角度（$20''\sim0.5$pc）および速度（1.3km/s）の解像度（$^*$4レシーバーシステム野辺山45m望遠鏡による偏りのない銀河イメージング調査）。GMCは非常に乱流の構造を示し、渦は狭い範囲の速度チャネルに現れる球形の気泡形態を示すことがわかります。気泡は、通常の超新星残骸（SNR）やHII領域とは異なり、電波連続放射では暗く、若い恒星状天体の周りの分子気泡とは異なり、赤外線ダスト放射では暗くなります。CO気泡は、高密度の分子雲で放出されたエネルギーが急速に枯渇した後、分子雲で完全に進化した埋め込みSNRによるものと解釈されます。CO気泡は、SN起源によるGMCの乱流を励起および維持するための直接的な証拠である可能性があります。「ダークSNR」（dSNR）としてのCO気泡の検索は、超新星率をより正確に推定すること、したがって天の川の星形成活動を推定することに影響を及ぼします。
UDG1137 + 16の測光および運動学的分析：グループ環境における超拡散銀河形成の調査
| Title |
A_Photometric_and_Kinematic_Analysis_of_UDG1137+16:_Probing_Ultra-Diffuse_Galaxy_Formation_in_a_Group_Environment |
| Authors |
Jonah_S._Gannon,_Bililign_T._Dullo,_Duncan_A._Forbes,_R._Michael_Rich,_Javier_Rom\'an,_Warrick_J._Couch,_Jean_P._Brodie,_Anna_Ferr\'e-Mateu_and_Adebusola_Alabi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00598 |
超拡散銀河（UDG）の主要な物理的形成メカニズムはまだよくわかっていません。ここでは、JeanneRich望遠鏡からの新しい深部イメージングと、KeckII望遠鏡からの深部面分光法を組み合わせて、UDG1137+16の形成を調査します。私たちの新しい分析は、低密度UGC6594グループとの環境関連、3.3kpcの大きなサイズ、およびUDGとしてのステータスの両方を確認しています。新しい画像は、UDG1137+16の2つの異なる恒星成分を明らかにし、中央の恒星体が潮汐相互作用を受けている外側の恒星エンベロープに囲まれていることを示しています。両方のコンポーネントは、ほぼ同様の恒星の質量を持っています。面分光法から、半光半径（15$\pm$4$\mathrm{km\s^{-1}}$）内の恒星の速度分散を測定し、UDG1137+16が他のいくつかと類似していることを発見しました。暗黒物質が支配的である可能性が高いという点でUDG。文献測定を取り入れて、UDG観測運動学の現状も調べます。これらのデータを中央の恒星の速度分散-恒星の質量の関係に置くと、強い潮汐相互作用によってUDG1137+16が作成されたという証拠はほとんどないことがわかります。最後に、（星団と球状星団の速度分散からの）拘束力電流の動的質量推定値がUDGの総ハロー質量に及ぼす影響を調査します。ほとんどが半光半径内で測定されるため、UDGの総ハロー質量を正確に制限することはできません。
異方性、高磁化、超音速乱流の密度分散のマルチショックモデル
| Title |
A_multi-shock_model_for_the_density_variance_of_anisotropic,_highly-magnetised,_supersonic_turbulence |
| Authors |
James_R._Beattie,_Philip_Mocz,_Christoph_Federrath,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00629 |
衝撃は、冷たい星間物質（ISM）に見られるような、超音速乱流の密度と速度の統計に関する私たちの理解の基礎を形成します。密度場の分散$\sigma^2_{\rho/\rho_0}$は、宇宙の星の発祥の地である分子雲（MC）にとって特に重要です。密度分散は、MCの基礎となる物理プロセスを推測するために使用でき、雲の星形成（SF）率をパラメーター化します。ただし、$\sigma^2_{\rho/\rho_0}$のモデルはすべて共通の機能を共有しており、分散は等方性であると見なされます。この仮定は、trans/sub-Alfv\'enic平均磁場$\vec{B}_0$が雲に存在する場合には当てはまりません。これは、一部のMCに関連していることが観測から示唆されています。$\sigma_{\rho/\rho_0}^2$の異方性モデルを開発し、互いに直交して伝播する流体力学的衝撃と高速磁気音波衝撃の寄与を使用します。私たちのモデルは、小規模な密度変動が強い$\vec{によって抑制されるため、マッハ数の高い$（\mathcal{M}）$制限における$\sigma_{\rho/\rho_0}^2$の上限を予測します。B}_0$。モデルは、流体力学的限界で等方性の$\sigma_{\rho/\rho_0}^2-\mathcal{M}$関係になります。モデルを検証するために、12〜高解像度、3次元、超音速、サブAlfv\'enic電磁流体力学（MHD）乱流シミュレーションから$\sigma_{\rho/\rho_0}^2$を計算し、私たちの理論。2つのMHDショックが、一部のMCで観察される二峰性指向の過密度である可能性と、サブAlfv\'enic$\vec{B}_0$の存在下でのSF理論への影響について説明します。この研究は、異方性の超音速密度ゆらぎモデルを作成することにより、星間乱流の高度に異方性の領域におけるSF理論への道を開きます。
LAMOST DR5OB型星でトレースされた若い恒星状天体のフレアとワープ
| Title |
The_Flare_and_Warp_of_the_Young_Stellar_Disk_traced_with_LAMOST_DR5_OB-type_stars |
| Authors |
Yang_Yu,_Hai-Feng_Wang,_Wen-Yuan_Cui,_Lin-Lin_Li,_Chao_Liu,_Bo_Zhang,_Hao_Tian,_Zhen-Yan_Huo,_Jie_Ju,_Zhi-Cun_Liu,_Fang_Wen_and_Shuai_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00731 |
LAMOSTDR513534OBタイプの星を使用して、8$-$14\、kpcの外側の円盤の空間密度構造の分析を示します。北側と南側でスケールハイトが0.14から0.5\、kpcである、8\、kpcを超える明確で類似したフレアの特徴を発見しました。これは、フレアが天の川の円盤で対称である可能性があることを意味します。OB恒星円盤の厚さは、赤色巨星分枝星によってトレースされた以前の薄い円盤と類似していることを明らかにします。これは、おそらく、経年進化がフレアの主な原因ではないことを意味しますが、通過する矮小銀河との相互作用などの他のシナリオはもっとあるはずです。可能。OB恒星円盤とガス円盤を比較すると、前者は後者よりも適度に厚いので、暫定的に若いOB型星を使ってガスの性質を追跡することができます。一方、若いOB恒星円盤の縮尺の長さは1.17$\pm$0.05\、kpcであり、ガス円盤よりも短いことを解明し、ガス円盤が恒星円盤よりも伸びていることを確認しました。さらに、密度モデルの中央平面変位（$Z_{0}$）を考慮すると、ガラクトセントリック距離が増加するにつれて増加傾向にあるほぼすべてが100\、pc以内にあることがわかります。これは、のワープ信号のように見えます。若い星の種族ですが、シナリオはより詳細に調査する必要があります。
z = 2.47での極端なUV-光度星形成銀河BOSS-EUVLG1におけるイオン化ガス流出の検出
| Title |
Detection_of_an_ionized_gas_outflow_in_the_extreme_UV-luminous_star-forming_galaxy_BOSS-EUVLG1_at_z=2.47 |
| Authors |
J._\'Alvarez-M\'arquez,_R._Marquez-Chaves,_L._Colina,_and_I._P\'erez-Fournon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00774 |
BOSS-EUVLG1は、これまでに宇宙で検出された最も紫外線（UV）およびLy$\alpha$の高光度銀河であり、非常に活発なスターバーストフェーズを経て、955$\pm$118Mの速度（SFR）で星を形成します。$_{\odot}$yr$^{-1}$。総H$\alpha$フラックスの25％を運ぶ幅広いH$\alpha$成分の検出を報告します。幅の広いH$\alpha$線は、総質量$\log（M_{out}[M_{\odot}]）、$7.94$\pm$0.15、流出を特徴とする高速で大量のイオン化ガスの流出をトレースします。速度（V$_{out}$）は573$\pm$151kms$^{-1}$、流出質量流量（$\dot{M}_{out}$）は44$\pm$20M$_{\odot}$yr$^{-1}$。BOSS-EUVLG1での流出の存在は、低イオン化状態と高イオン化状態での青方偏移したUV吸収線の識別によってもサポートされます。H$\alpha$の流出に関与するエネルギーは、活動銀河核を必要とせずに進行中の星形成によって説明することができます。導出された低質量負荷係数（$\eta$=0.05$\pm$0.03）は、質量はあるものの、流出のこの段階は星形成の抑制に関連しない可能性があることを示しています。さらに、372kms$^{-1}$を超える速度のイオン化された流出物質のごく一部（$\leq$15％）のみが重力ポテンシャルを逃れ、周囲の銀河系媒体を上記の距離で濃縮することができました。数十kpc。流出のイオン化相は、ホスト銀河の進化にも銀河間媒体の濃縮にも関連する役割を果たすための質量とエネルギーを運びません。最近のいくつかのシミュレーションで予測されているように、流出の他の段階では、流出エネルギーと質量の大部分が高温のX線放出ガスの形で運ばれている可能性があります。BOSS-EUVLG1および同様の銀河の流出に関連する拡張X線放出ハローの予想される放出は、将来のX線天文台{\itATHENA}で検出できましたが、空間的に解決できませんでした。
若い分子雲の合成CO放出と$ X _ {\ rm CO} $因子：収束研究
| Title |
Synthetic_CO_emission_and_the_$X_{\rm_CO}$_factor_of_young_molecular_clouds:_a_convergence_study |
| Authors |
Elisabeth_M._A._Borchert,_Stefanie_Walch,_Daniel_Seifried,_Seamus_D._Clarke,_Annika_Franeck,_Pierre_N\"urnberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00778 |
分子雲形成の3Dシミュレーションからの合成CO放出の特性は、SILCC-Zoomプロジェクト内で研究されています。雲の進化と分子形成の時間スケールは同等であるため、シミュレーションにはライブ化学ネットワークが含まれます。空間分解能を上げた2セットのシミュレーション（d$x=3.9$pcからd$x=0.06$pc）を使用して、シミュレーションデータを後処理することによって計算される合成CO排出量の収束を調査します。\textsc{radmc-3d}放射伝達コード。励起条件を決定するには、$H_2$の横に水素原子とヘリウムを含める必要があり、結果として生じるCO排出量は約20〜30\％増加します。$^{12}$COと$^{13}$COの輝度温度を組み合わせて、さまざまな方法を比較して、励起温度、CO線の光学的厚さ、したがってCOカラム密度を推定します。強度加重平均励起温度により、総CO質量が最も正確に推定されます。ピクセルベースの励起温度を使用してCO質量を計算すると、低/高COカラム密度で過大/過小評価され、$^{12}$COは光学的に厚いが$^{13}$COであると仮定されます。光学的に薄いのは無効です。さらに、収束した総CO光度、したがって<$X_{\rmCO}$>係数を取得するには、3Dシミュレーションにd$x\lesssim0.1$pcが必要です。<$X_{\rmCO}$>は時間の経過とともに進化し、2つの雲で異なります。それでも、数値分解能との顕著な違いが見られます。d$x\gtrsim1$pcの場合、3〜magを超える視覚的消光を伴う高カラム密度領域は解決されないため、この場合、$H_2$の質量とCOの光度は両方とも、高解像度の結果およびローカル$X_{\rmCO}$は強いノイズの影響を受けます。私たちの計算によると、合成CO排出量マップは、d$x\lesssim0.1$pcを使用したシミュレーションでのみ収束します。
GRBの源としての断続的な穏やかに磁化されたジェット
| Title |
Intermittent_mildly_magnetized_jets_as_the_source_of_GRBs |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Omer_Bromberg,_Amir_Levinson,_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00005 |
ガンマ線バースト（GRB）は、$\sim$msから秒までの幅広いタイムスケールで間欠性を示す相対論的ジェットによって駆動されます。以前の数値研究は、可変エンジンから放出される流体力学的（すなわち、磁化されていない）ジェットがジェットと繭材料の強い混合を受け、GRB放出を強く阻害することを示しました。この論文では、0.1秒と1秒の持続時間にわたるパワー変調と注入時の定常磁場を伴う穏やかに磁化されたジェットの3DRMHDシミュレーションを実行します。発射サイトでのジェット磁化が$\sigma\sim0.1$の場合、初期磁化は、バリオンの負荷を強力に抑制するポイントまで流れに形成された衝撃によって増幅されることがわかります。注入時の磁気エネルギーがジェットエネルギーの少なくとも数パーセントを構成する場合、重大な汚染を回避できると推定されます。星から放出された後のジェットの変動タイムスケールは、混合プロセスではなく噴射サイクルによって支配されます。これは、実際には、ジェット噴射は、説明するために$\sim10$msという短いタイムスケールで変動する必要があることを示唆しています。観測された光度曲線について。変調が短いジェットの方が安定性が高くなります。十分に熱いジェットの場合、光球の近くのローレンツ因子は、効率的な光球放出を可能にするのに十分に高くなる可能性があると結論付けます。私たちの結果は、$\sim10$msデューティサイクルの可変エンジンによって注入された$10^{-2}<\sigma<1$のジェットが、長いGRBのもっともらしい原因であることを示しています。
部分的に分極された逆外部コンプトン散乱（MAPPIES）のモンテカルロアプリケーション-I。コードの説明と最初の結果
| Title |
Monte-Carlo_Applications_for_Partially_Polarised_Inverse_External-Compton_Scattering_(MAPPIES)_--_I._Description_of_the_code_and_First_Results |
| Authors |
Lent\'e_Dreyer_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00037 |
相対論的ジェット源からの多波長放出の原因となる放射メカニズムはよくわかっていません。スペクトルエネルギー分布（SED）と光度曲線のモデリングだけでは、既存のモデルを区別するのに十分ではありません。これらの線源の$X$線および$\gamma$線領域での偏光は、ジェットの物理学と放射メカニズムに関する新しい独自の情報を提供する可能性があります。今後のいくつかのプロジェクトでは、活動銀河核（AGN）ジェットや$\ガンマ$線バースト（GRB）など、最も明るい$X$線源の偏光測定を行うことができます。この記事では、相対論的ジェット源における偏光依存コンプトン散乱のための新しいモンテカルロコード--MAPPIES（部分的に偏光された逆外部コンプトン散乱のためのモンテカルロアプリケーション）の開発について説明します。ThomsonおよびKlein-Nishinaレジームにおけるコンプトン分極の一般的な結果が示されています。
部分偏光逆外部コンプトン散乱（MAPPIES）IIのモンテカルロアプリケーション-ブレーザースペクトルの過剰なUV /軟X線へのアプリケーション
| Title |
Monte-Carlo_Applications_for_Partially_Polarized_Inverse_External-Compton_Scattering_(MAPPIES)_II_--_Application_to_the_UV/Soft_X-ray_Excess_in_Blazar_Spectra |
| Authors |
Lent\'e_Dreyer_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00039 |
一部のブレーザーのスペクトルエネルギー分布（SED）は、紫外線（UV）および/または軟X線の過剰を示します。これは、さまざまな放射メカニズムでモデル化できます。ブレーザーからのUV/X線放射の偏光測定は、ブレーザージェットの天体物理学的環境に関する新しい独自の情報を提供する可能性があり、したがって、異なる放射シナリオを区別するのに役立つ可能性があります。この論文では、偏光依存コンプトン散乱用の新しいモンテカルロコード--MAPPIES（部分的に偏光された逆外部コンプトン散乱のためのモンテカルロアプリケーション）-を使用して、UV/ソフトのモデルで偏光シグネチャをシミュレートします。X線の過剰は、バルクコンプトンプロセスから発生します。AO0235+164のSEDでの軟X線過剰からのコンプトン放射の予想される偏光シグネチャの予測、および3C279のSEDでのUV過剰は、今後および提案される偏光測定ミッションのために作成されます。
ヌルパルサー集団の統計分析
$\sim$2800の既知のパルサーの約8％は、通常のパルサー放出の一時的な広帯域停止である「ヌル」を示します。ヌル動作は、ヌル率によって大まかに定量化できます。これは、特定のパルサーがヌル状態で検出される時間の割合を表します。この論文では、141個の既知のヌルパルサーの特性について、これまでで最も徹底的な統計分析を実行します。ヌルフラクションとパルス幅の間の弱い非線形相関、および選択効果に起因する可能性のあるヌルフラクションとスピン周期が見つかりました。また、最近仮定された40％のヌル率でのギャップをさらに調査します。極小値は分布に存在しますが、単変量および多変量クラスタリング手法で調査した場合、分布の一貫した一意の中断を確認することはできません。また、この最小値について2つの統計的に異なる母集団の存在を証明することもできません。同じ方法を使用して、ヌルパルサーは、定量的に検証されたことがない通常のラジオの非ヌルパルサーとは統計的に異なる集団であることがわかります。さらに、以前のヌルパルサー統計の文献の調査結果を要約します。これは、矛盾していることで有名です。この研究は、文脈において、ヌル分数だけではヌルパルサーの動作を説明するのに十分な情報が含まれておらず、選択効果のより良い理解に加えて、ヌル長やヌルランダム性などの他のパラメーターが必要であるという考えを促進しますこの現象を完全に理解するために。
X線バーストにおける横方向に伝播する火炎のダイナミクス。 II。リアルな燃焼と回転
| Title |
Dynamics_of_Laterally_Propagating_Flames_in_X-ray_Bursts._II._Realistic_Burning_&_Rotation |
| Authors |
A._Harpole,_N._M._Ford,_K._Eiden,_M._Zingale,_D._E._Willcox,_Y._Cavecchi,_M._P._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00051 |
完全に圧縮可能な流体力学シミュレーションを使用して、タイプIX線バーストで横方向に伝播する2次元火炎の調査を続けます。現在の研究では、人為的に炎をブーストした以前の近似を緩和します。現在、より物理的に現実的な反応速度、熱伝導率、回転速度を使用して、中性子星の回転速度と熱構造が火炎に及ぼす影響を調べています。回転速度が低いと火炎が発火しにくくなり、回転速度が高いとコリオリの力による閉じ込めが増えることで核燃焼が促進され、火炎が着実に伝播することがわかります。地殻温度が高くなると、炎は大気中を伝播するにつれて、より速く移動し、加速します。温度が高すぎると、炎が表面全体に広がる代わりに、大気全体が着実に燃焼します。これらのシミュレーションに使用されるすべてのソフトウェアは無料で入手できます。
球状星団からの逆コンプトン放出の証拠
| Title |
Evidence_for_inverse_Compton_emission_from_globular_clusters |
| Authors |
Deheng_Song,_Oscar_Macias,_Shunsaku_Horiuchi,_Roland_M._Crocker,_David_M._Nataf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00061 |
ミリ秒パルサーは、球状星団からのガンマ線放出の主な原因である可能性が非常に高いです。ただし、2つの別々の放出プロセス（ミリ秒パルサー磁気圏からの曲率放射とミリ秒パルサーによって球状星団環境に発射された相対論的ペアからの逆コンプトン放射）の相対的な寄与は、長い間不明でした。これに対処するために、157個の天の川球状星団の方向からの8年間のフェルミ-LATデータで逆コンプトン放出の証拠を検索します。測定された球状星団のガンマ線光度とそれらの光子場エネルギー密度の間には、統計的に有意な（3.8$\sigma$）相関関係が見られます。しかし、これはまた、光子場密度と球状星団の恒星遭遇率との間の隠れた相関関係によって説明されるかもしれません。まとめて分析すると、球状星団の$\gamma$線放出は、スペクトル的に2つの成分に分解できることを示しています。i）指数関数的にカットオフされたべき乗則とii）純粋なべき乗則です。後者の成分（8.2$\sigma$の重要性で明らかになります）は、ミリ秒パルサーによって注入された宇宙線電子と陽電子による逆コンプトン放出として最も自然に解釈されます。この逆コンプトン成分の光度は、湾曲した成分の光度に匹敵するか、わずかに小さいことがわかります。これは、ミリ秒パルサーのスピンダウン光度の相対論的レプトンへの割合が、スピンダウン光度の割合に類似していることを示唆しています。迅速な磁気圏放射。
マグネター1E1547.0 $-$ 5408での36ks硬X線パルス位相変調のNuSTAR確認
| Title |
A_NuSTAR_confirmation_of_the_36_ks_hard_X-ray_pulse-phase_modulation_in_the_magnetar_1E_1547.0$-$5408 |
| Authors |
Kazuo_Makishima,_Teruaki_Enoto,_Hiroki_Yoneda,_and_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00153 |
この論文では、2016年4月に151ksのタイムラプスで取得された最速回転マグネター1E1547$-$5408のNuSTARデータの分析について説明します。ソースは$1.7\times10^{-11}$ergss$^{-1}$cm$^{-2}$の1-60keVフラックスと$2.086710（5）の周期での脈動で検出されました。）$秒8〜25keVでは、パルスは$T=36.0\pm2.3$ksの周期、および$\sim0.2$秒の振幅で位相変調されました。これは、2009年の爆発で行われた$T=36.0^{+4.5}_{-2.5}$ksでの同じ効果のSuzakuの発見を再確認します。これらの結果は、おそらく内部トロイダル磁場が$\simに到達することによって引き起こされる、$\sim0.6\times10^{-4}$による軸方向の変形の結果として、このマグネターが自由歳差運動を行うというすざくデータから導き出された見解を強化します。10^{16}$G.すざくの場合と同様に、$\sim8$keV未満のエネルギーでは変調は検出されませんでした。10keVを超えると、36ksの変調パラメータを含むパルス位相動作は複雑なエネルギー依存性を示しました。$\sim22$keVで、変調振幅は$\sim0.5$秒に増加し、変調位相は$\だけ変化しました。sim65^\circ$が10〜27keVを超え、その後に位相が反転します。パルスの有意性とパルスの割合は元々$>10$keVで非常に低かったが、個々の光子の到着時間がこれらの系統的なパルス位相変動に対して補正されると、両方とも著しく増加した。これらの複雑な現象の考えられる原因について、超強力な磁場に固有のいくつかの物理的プロセスの観点から説明します。
| Title |
Interpreting_correlated_observations_of_cosmic_rays_and_gamma-rays_from_Centaurus_A_with_a_proton_blazar_inspired_model |
| Authors |
Prabir_Banik,_Arunava_Bhadra,_Abhijit_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00213 |
最も近いアクティブな電波銀河Centaurus（Cen）Aは、GeVからTeVのエネルギースケールのガンマ線エミッターです。高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）と非同時フェルミ-LAT観測は、CenAのガンマ線スペクトルの数GeVエネルギーを超える異常なスペクトル硬化を示しています。ごく最近ではH.E.S.S.天文台は、ケンタウルス座Aのキロパーセク（kpc）スケールのジェットをTeVエネルギーで分解しました。一方、ピエールオージェ天文台（PAO）は、Cen-Aからのいくつかの超高エネルギー宇宙線（UHECR）イベントを検出します。AGNジェットの電子とハドロン宇宙線の両方の加速を考慮した陽子ブレーザーに触発されたモデルは、アイスキューブで検出されたAGNジェットから観測された同時の高エネルギーニュートリノとガンマ線を説明することができます。ここでは、陽子ブレーザーに触発されたモデルを使用して、Cen-Aからの宇宙線のPAO観測とともに、GeVエネルギーでのスペクトル硬化を含む観測されたGeVからTeVへのガンマ線スペクトルの特徴を説明しました。私たちの調査結果は、モデルがCenAからの適切な数のUHECRと組み合わせて観測された電磁スペクトルを一貫して説明できることを示唆しています。
| Title |
Circumbinary_Disk_Accretion_into_Spinning_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Federico_G._Lopez_Armengol,_Luciano_Combi,_Manuela_Campanelli,_Scott_C._Noble,_Julian_H._Krolik,_Dennis_B._Bowen,_Mark_J._Avara,_Vassilios_Mewes,_Hiroyuki_Nakano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00243 |
超大質量ブラックホール連星は、周連星円盤を通して星間ガスを降着させる可能性があります。合併の直前に、この周連星円盤の内部は一般相対論効果の影響を受けます。この体制を研究するために、2つのブーストされたカーシルト項を重ね合わせることにより、接近軌道のブラックホールの時空計量を近似します。この近似の品質を実証した後、周連星円盤の非常に長期的な一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを実行します。バイナリの軌道角運動量に平行なシミュレーションでは、マグニチュード0.9のスピン無次元パラメータを持つブラックホールを検討しますが、別のシミュレーションでは反平行です。これらは、スピンレスシミュレーションとは対照的です。内側の周連星円盤の面密度が固定されている場合、この大きさの整列したスピンは質量降着率を約14％減少させ、逆整列したスピンはそれを45％増加させ、他の多くの円盤特性を変更しないままにします。
情報フィールド理論による非反復無線パルスの再構築
| Title |
Reconstructing_non-repeating_radio_pulses_with_Information_Field_Theory |
| Authors |
Christoph_Welling,_Philipp_Frank,_Torsten_A._En{\ss}lin,_Anna_Nelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00258 |
誘電体媒体の粒子シャワーは、超高エネルギー宇宙線と数PeVを超えるエネルギーのニュートリノの両方の検出に使用される無線信号を生成します。これらの短い広帯域無線パルスの振幅、偏波、およびスペクトルにより、それらを引き起こした一次粒子、およびシャワーの発達と電波放射のメカニズムについて結論を出すことができます。ただし、無線信号はバックグラウンドノイズによって不明瞭になることが多いため、自信を持って無線信号を再構築することは困難な場合があります。情報フィールド理論は、ベイジアン推論を使用して、記録されたデータを前提として最も可能性の高い無線信号を計算することにより、この課題に対する堅牢なアプローチを提供します。この論文では、空気と氷の両方の粒子シャワーからの無線信号への情報フィールド理論の適用について説明し、ノイズの多いデータからパルスパラメータをどれだけ正確に取得できるかを示します。
宇宙線電流による不安定性-環境条件の再考
| Title |
Cosmic-ray_current-driven_instabilities_--_revisiting_environmental_conditions |
| Authors |
B._Reville,_G._Giacinti_and_R._Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00334 |
それらの源の中および近くの宇宙線閉じ込めに関連する電磁流体力学的変動の成長、および局所プラズマ条件の影響が再考されている。宇宙線が中性粒子の一部を含む可能性のある媒体を透過する場合を検討し、高次の宇宙線異方性の考えられる影響を調査します。任意の分布と異方性の分散関係を計算するためのアルゴリズムが提示され、べき乗則宇宙線分布の一般的な解決策が提供されます。強い銀河宇宙線源の近くで結果として生じる不安定性への影響が議論されます。弱電離プラズマでの宇宙線ストリーミングは、分散関係にエバネセントバンドが存在する必要性を排除すると主張します。これは、ガンマ線観測によって確認できる結論です。非線形挙動を理解することが重要であるため、追加のマルチスケール数値シミュレーションの必要性が強調されています。
GRS 1915 +105のALMA / NICER観測は、ハード状態への復帰を示しています
GRS1915+105は、ソースの光度が突然1桁減少する2018年半ばまで、過去30年間、X線バンドでエディントン光度の10〜100％を一貫して放出する一時的なブラックホールX線連星です。この段階に続いて、爆発中にこれまでに見られなかった平均X線フラックスがさらに低い状態に変化しましたが、さまざまな波長で新たなフレア活動が見られました。それにもかかわらず、平均フラックスは依然として減少していました。GRS1915+105は、低質量X線連星の中で知られている最長の公転周期、最大の降着円盤サイズ、したがって最大の降着質量供給を持っています。円盤の傾斜が大きいため、高さ対半径比の変化や降着円盤の風が爆発の崩壊中に予想される固有の放出に及ぼす影響など、降着流の幾何学的効果を調べることができます。さらに、過渡ジェットは、コンパクトで自己吸収型の安定したジェットに変化すると予想されます。両方の観測エポックのスペクトル、偏光、およびエポック内変動を分析することにより、バースト崩壊中のジェット特性を研究するために、2つの完全偏波アタカマ大型ミリ波アレイ観測を実施しました。さらに、X線パワースペクトル密度、スペクトルエネルギー分布、およびライトカーブのモデリングで構成されるほぼ毎日の中性子星内部組成エクスプローラーのポインティング観測を分析し、物理的に動機付けられたモデルを使用して、爆発崩壊全体で変化する降着円盤の特性を追跡し、それらをジェット放出。X線とmmのスペクトル、タイミング、および偏光特性が、典型的な減衰X線連星爆発の特性と一致していること、およびGRS1915+105が低光度の硬X線状態に降下していることを示します。
NLS1銀河Mrk335のアストロサットビュー
アストロサットを用いたナローラインセイファート1銀河Mrk335の多波長モニタリング観測の結果を示します。ソースのX線（SXT＆LAXPC）データとUV（UVIT）データの両方を、約18日間隔で2つのエポックで分析しました。観測中、線源は低フラックス状態であり、X線スペクトルは通常よりも硬いことがわかりました。観測では軟X線過剰の存在が確認され、広帯域X線連続体はべき乗則と黒体（固有吸収によって修正）および遠方の中性反射成分でモデル化されました。この期間中、X線のスペクトル形状やフラックスに変動は見られませんでした。ただし、UVフラックスは観測間で変動することがわかっています。X線分析から得られた結果は、一次放射が抑制され、遠方の反射による成分が観測されたスペクトルを支配するシナリオを示しています。
過去10年間で、マルチメッセンジャー天体物理学は明確な分野として浮上し、宇宙の高エネルギー現象の特性に対する独自の洞察を提供しています。アルゼンチンのマラルグエにあるピエールオージェ天文台は、超高エネルギーの光子、ニュートリノ、ハドロンに敏感な世界最大の宇宙線検出器です。そのデータを使用すると、EeVエネルギーでの光子とニュートリノのフラックスに対する厳しい制限があります。このコラボレーションでは、天文台の優れた角度分解能とニュートリノ識別機能を使用して、グローバルなマルチメッセンジャーネットワークとの協力を通じて、重力波や他のメッセンジャーで検出されたイベントの追跡調査を行います。マルチメッセンジャー機能の概要とピエールオージェ天文台の結果。
太陽質量以下の質量とエキセントリックなコンパクトバイナリの合併の合体を探す
| Title |
Search_for_the_coalescence_of_sub-solar_mass_and_eccentric_compact-binary_mergers |
| Authors |
Alexander_H._Nitz_and_Yi-Fan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00868 |
無視できない軌道離心率を可能にするサブソーラー質量コンパクトバイナリマージからの重力波の最初の検索を提示します。太陽質量以下のブラックホールは、暗黒物質の成分である可能性のある原始起源のブラックホールの特徴です。バイナリ合体を生成するために、原始ブラックホールは、初期の宇宙で、または最近では動的相互作用を通じて、近接したバイナリを形成する可能性があります。動的形成の特徴は、非円形軌道の観測です。一次質量が$0.1-7M_{\odot}$で、二次質量が$0.1-1M_{\odot}$であるブラックホール連星の合併を検索します。質量$>0.5M_{\odot}$のコンポーネントが少なくとも1つあるバイナリの場合、10Hzのドミナントモード重力波周波数で最大$\sim0.3$の離心率を許容します。公開されているLIGOデータには、説得力のある候補はありません。最も有望な2つの候補は、それぞれ3年と4年に1回の誤警報率を持っており、これを合わせると、予想されるポアソン率からわずか$\sim2.4\sigma$偏差になります。わずかな統計的有意性を考慮して、ヌル観測を仮定してサブソーラー質量合併の割合に上限を設定し、これらの制限が暗黒物質の寄与の可能性をどのように通知するかを比較します。
| Title |
Exploring_the_Origin_of_Supermassive_Black_Holes_with_Coherent_Neutrino_Scattering |
| Authors |
Victor_Munoz,_Volodymyr_Takhistov,_Samuel_J._Witte,_George_M._Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00885 |
高赤方偏移で崩壊する超大質量星（$M\gtrsim3\times10^4M_{\odot}$）は、自然に種を提供し、ほぼすべての銀河の中心で観測される超大質量ブラックホールの起源を説明できます。超大質量星の崩壊中に、非熱ニュートリノのバーストが、従来のコア崩壊超新星爆発の光度を大幅に超える可能性のある光度で生成されます。この研究では、これらの爆発で生成されたニュートリノがコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱（CE$\nu$NS）を介して観察できる範囲を調査します。大規模な直接暗黒物質検出実験は、特に好ましいターゲットを提供します。今後の$\mathcal{O}（100）$トンスケールの実験は、$\mathcal{O}（10）$Mpcまでの距離での個々の超大質量星の崩壊に敏感であることがわかります。これらの爆発の宇宙史からの拡散した背景は検出される可能性が低いですが、それは暗黒物質の探索を妨げる追加の背景として役立つ可能性があります。
AstroSatおよび同時多波長観測からのBlazarMrk421の短期間の変動
| Title |
Short-Timescale_Variability_of_the_Blazar_Mrk_421_from_AstroSat_and_Simultaneous_Multi-Wavelength_Observations |
| Authors |
Ritaban_Chatterjee,_Susmita_Das,_Archishman_Khasnovis_(Presidency_U.,_Kolkata),_Ritesh_Ghosh_(Visva-Bharati_U.),_Neeraj_Kumari_(PRL,_IIT_Gandhinagar),_Sachindra_Naik_(PRL),_V._M._Larionov_(St._Petersburg_State_U.,_Pulkovo_Observatory),_T._S._Grishina,_E._N._Kopatskaya,_E._G._Larionova_(St._Petersburg_State_U.),_A._A._Nikiforova_(St._Petersburg_State_U.,_Pulkovo_Observatory),_D._A._Morozov,_S._S._Savchenko,_Yu._V._Troitskaya,_I._S._Troitsky,_and_A._A._Vasilyev_(St._Petersburg_State_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00919 |
フェルミからの$\gamma$線、アストロサットからの0.7〜20keVのエネルギー、および地上からの光および近赤外線（NIR）波長での同時データを使用して、数分から数日のタイムスケールでのブレーザーMrk421の多波長変動を研究します。ベースの天文台。上記のすべての波長帯で最短の変動タイムスケールを計算し、その値が硬X線エネルギーで約1.1ksであり、軟X線、光学、NIR波長、およびGeVエネルギーでますます長くなっていることを確認します。シンクロトロン放射冷却が最短の変動タイムスケールを駆動すると仮定すると、磁場の値は0.5ガウスであり、放出電子の最大ローレンツ因子は約1.6x$10^5$であると推定されます。ブレーザーは、多くの場合、数分から数年までの幅広いタイムスケールで変化します。ブレーザーの変動タイムスケールの範囲の非常に短い端からここで得られたこれらの結果は、レプトンシナリオ、特にローレンツ因子の相対論的電子によるMrk421からのX線放射のシンクロトロン起源の確認です。$10^5$として。この特定の確認モードは、AstroSatから取得した数分から数日のタイムスケール変動データと同時多波長観測を使用して可能になりました。
有限温度状態方程式による重力波イベントからのコンパクト星の最大質量
| Title |
Maximum_mass_of_compact_stars_from_gravitational_wave_events_with_finite-temperature_equations_of_state |
| Authors |
Sanika_Khadkikar,_Adriana_R._Raduta,_Micaela_Oertel,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00988 |
質量放出（ケプラー）の質量と静的構成を結ぶ関係を含む、{\ithotandfast-rotating}コンパクト星のグローバルパラメータ間の一連の普遍的な関係を推測し、検証します。これらの関係をGW170817イベントに適用するために、合併で形成された超巨大コンパクト星の残骸が、そのような星の安定線を越えるとブラックホールに崩壊する超巨大コンパクト星に進化するシナリオを採用します。静的で冷たい中性子星の最大質量の上限を推定します$2.15^{+0.10}_{-0.07}\leM^\star_{\mathrm{TOV}}\le2.24^{+0.12}_{-0.10}$は、バリオンあたりのエントロピーの典型的な範囲$2\leS/A\le3$および電子分率$Y_e=0.1$で、高温の超大質量星を特徴づけます。私たちの結果は、合併の残骸の有限温度を説明することで、冷たく静的なコンパクト星の最大質量の値に対する以前に導出された制約が緩和されることを意味します。
単色ケプラーデータから導出された多波長測光
| Title |
Multi-Wavelength_Photometry_Derived_from_Monochromatic_Kepler_Data |
| Authors |
Christina_Hedges,_Rodrigo_Luger,_Jessie_Dotson,_Daniel_Foreman-Mackey,_Geert_Barentsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00044 |
ケプラーミッションは豊富なデータを提供し、時間領域の天文学における新しい洞察を明らかにしました。ただし、ケプラーのシングルバンドパスの研究は単一波長に限定されています。この作業では、ケプラーターゲットのピクセル応答関数（PRF）のデータ駆動型のピクセルレベルのモデルを構築し、宇宙船からの画像データをモデル化します。私たちのモデルは、非線形性、ピクセル内感度変動、焦点変化などの既知の検出器効果をキャプチャするのに十分な柔軟性があります。理論的には、ケプラーPRFの形状も、光学色収差と波長依存の検出器応答関数のために、波長に弱く依存するはずです。ケプラーデータとモデルの間の残差を使用して、PRFに対するこれらの予測された形状変化を特定できます。この作業では、これらのPRFの変化が、食変光星の小さなサンプルを使用して、ケプラーターゲットの波長変動に対応することを示します。私たちのモデルを使用して、食変光星のピクセルレベルの光度曲線が、さまざまな食の深さ、楕円体の変調、および周縁減光を示すことを示します。ピクセルレベルでのこれらの変化は、多波長測光と一致しています。私たちの仕事は、単一のターゲットのケプラーデータの各ピクセルが$\upperx$550-750$nm$の範囲の異なる有効波長を持つことを示唆しています。この概念実証では、モデルを示し、ケプラーの波長依存ピクセル応答関数の可能な使用例について説明します。これらの使用例には、可変システムの特性評価、およびピクセルレベルでの太陽系外惑星の発見の検証が含まれます。ケプラーのクロマチックPRFは、望遠鏡の光学システムと検出器の波長依存性が弱いためであり、他の同様の望遠鏡、特にNASATES望遠鏡でも同様のクロマチックPRFが期待されます。
| Title |
Cygnus_A_jointly_calibrated_and_imaged_via_non-convex_optimisation_from_JVLA_data |
| Authors |
Arwa_Dabbech,_Audrey_Repetti,_Rick_Perley,_Oleg_Smirnov_and_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00065 |
無線干渉（RI）データは、方向に依存するアンテナゲインの影響を受ける、未知の無線空のノイズの多いアンダーサンプリングされた空間フーリエ成分です。これらのアンテナゲインを正確にモデル化できないと、忠実度と解像度が制限された電波の空の推定値が得られます。RI逆問題は、DDEの適切な事前分布、つまり時間的および空間的滑らかさ、および未知の無線の$\ell_1$-スパース性を含む、非凸最小化タスクの解決からなる共同キャリブレーションおよびイメージングアプローチによって最近対処されました。現実的なRIシミュレーションのコンテキストでのマップ。これらの開発に基づいて、無線マップの強力なスパース性を促進することを提案します。つまり、$\ell_0$の意味で、対数和のペナルティである非凸正則化関数を介して。結果として得られる最小化タスクは、再重み付けされた$\ell_1$画像の事前分布で構成される一連の非凸最小化タスクを介して対処されます。X、C、SバンドのカールG.ヤンスキー超大型アレイで得られた有名な電波銀河はくちょう座のRI観測に対するアプローチの効率を示します。より正確には、このアプローチがデータの忠実度を大幅に向上させると同時に、高解像度の高ダイナミックレンジ無線マップを実現することを示し、未知のDDEと無線画像について検討された事前情報の適合性を確認します。データと提案されたアプローチによって達成された高い忠実度の明確な定性的指標として、SバンドでCyg〜Aの近くにある3つのバックグラウンドソースの検出を報告します。
137MHzでのMWAビームパターンの二重偏波測定
| Title |
Dual_Polarization_Measurements_of_MWA_Beampatterns_at_137_MHz |
| Authors |
A._Chokshi,_J._L._B._Line,_N._Barry,_D._Ung,_D._Kenney,_A._McPhail,_A._Williams,_R._L._Webster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00402 |
より深く、より高解像度の天文観測のためのツールとしての低周波電波干渉計の幅広い採用は、電波天文学に革命をもたらしました。静的で比較的単純なダイポールから構築されているにもかかわらず、非常に多くの異なる要素が新しい複雑な機器効果をもたらします。それらの必要な遠隔地は故障率を悪化させますが、多くの隣接する受信要素間の電子的相互作用は重要な機器効果につながる可能性があります。マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）は、フェーズドアレイアンテナエレメント（タイル）を採用しており、複雑なビーム形状を犠牲にして収集エリアを改善します。高度な電磁シミュレーションにより、MWAアンテナの理想的なビーム応答の記述に大成功を収めたFullyEmbeddedElement（FEE）シミュレーションビームモデルが作成されました。この作業は、ビームモデルに対するさまざまなその場での環境摂動の比較的未踏の側面に焦点を当てており、複数の偏光とポインティングでのMWAビーム形状の最初の大規模なその場での全天測定を表しています。当社の衛星ベースのビーム測定アプローチにより、137MHzで\sim50dBのダイナミックレンジで全天ビーム応答測定が可能になります。
ユニバーサル観測制御システムとそのLAMOSTへの応用に関する研究
| Title |
A_Study_on_Universal_Observation_Control_System_And_Its_Application_For_LAMOST |
| Authors |
Zheng_Wang,_Yuan_Tian,_Jian_Li,_Zi-Huang_Cao,_Yong-Heng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00686 |
{大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の自動制御の一部である天文台制御システム（OCS）は、CentOS6プラットフォームで実行され、CommonObjectRequestBrokerArchitecture（CORBA）に基づいてモジュール間の通信を実装します。ただし、CORBAは複雑であり、開発サポートは限られています。さらに、CentOS6の公式サポートは終了しました。OCSには本質的に、制御の過度の集中やデバイスステータス処理のブロックなどのいくつかの欠点があり、LAMOSTの自動観測制御の実現を妨げています。したがって、この研究では、光学望遠鏡用のユニバーサル観測制御システム（UOCS）を設計および実装します。UOCSは、デバイスコマンドを基本実行ユニットとし、監視スクリプトを使用してデバイス実行ロジックを制御し、イベント駆動型メッセージングによって監視ロジックを制御し、分散制御モードを介してモジュール間の相互分離を実現することで、高いシステム堅牢性を確保します。UOCSは、観測パフォーマンス、オペレーターの複雑さ、および通信エラーの点でOCSよりも大幅に優れています。現在、UOCSは、LAMOST観測における一部のデバイスおよびサブシステムの自動制御に適用されています。2021年までにマルチチャンネル測光望遠鏡の自動観測制御に適用される予定です。
LiteBIRD衛星ミッションの中周波および高周波望遠鏡の概要
| Title |
Overview_of_the_Medium_and_High_Frequency_Telescopes_of_the_LiteBIRD_satellite_mission |
| Authors |
L._Montier,_B._Mot,_P._de_Bernardis,_B._Maffei,_G._Pisano,_F._Columbro,_J.E._Gudmundsson,_S._Henrot-Versill\'e,_L._Lamagna,_J._Montgomery,_T._Prouv\'e,_M._Russell,_G._Savini,_S._Stever,_K.L._Thompson,_M._Tsujimoto,_C._Tucker,_B._Westbrook,_P.A.R._Ade,_A._Adler,_E._Allys,_K._Arnold,_D._Auguste,_J._Aumont,_R._Aurlien,_J._Austermann,_C._Baccigalupi,_A.J._Banday,_R._Banerji,_R.B._Barreiro,_S._Basak,_J._Beall,_D._Beck,_S._Beckman,_J._Bermejo,_M._Bersanelli,_J._Bonis,_J._Borrill,_F._Boulanger,_S._Bounissou,_M._Brilenkov,_M._Brown,_M._Bucher,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F.J._Casas,_A._Challinor,_V._Chan,_K._Cheung,_Y._Chinone,_J.F._Cliche,_L._Colombo,_J._Cubas,_A._Cukierman,_D._Curtis,_G._D'Alessandro,_N._Dachlythra,_M._De_Petris,_C._Dickinson,_P._Diego-Palazuelos,_M._Dobbs,_T._Dotani,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00809 |
LiteBIRDは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光へのインプリントの測定を通じて、宇宙の膨張期に生成された原始重力波の存在を検索するように設計されたJAXA主導の戦略的大規模ミッションです。前例のない感度を必要とするこれらの測定は、全天にわたって、大きな角度スケールで、34GHzから448GHzまでの15の周波数帯域で実行されます。LiteBIRD機器は、3つの望遠鏡、つまり低周波、中周波、高周波の望遠鏡（それぞれ、LFT、MFT、HFT）で構成されています。この論文では、ヨーロッパの責任の下で、冷却された2つの極低温屈折望遠鏡である中周波望遠鏡（89-224GHz）と高周波望遠鏡（166-448GHz）、いわゆるMHFTの設計の概要を示します。5Kまで。それらには、最初の光学素子としての連続回転半波長板、2つの高密度ポリエチレン（HDPE）レンズ、および100mKに冷却された3000を超える遷移エッジセンサー（TES）検出器が含まれます。LiteBIRDの科学的目標を達成するために直面しなければならないコンセプトデザインと残りの特定の課題の概要を提供します。
ハラリックの特徴を使用した電波銀河の形態の迅速な分類
| Title |
Rapid_sorting_of_radio_galaxy_morphology_using_Haralick_features |
| Authors |
Kushatha_Ntwaetsile_(Hertfordshire)_and_James_E._Geach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00843 |
電波銀河の自動分類のためのハラリック機能の使用を示します。13個のハラリック特徴のセットは、画像テクスチャの非常にコンパクトな非パラメトリック表現を表し、GrayLevelCo-occurrenceMatrix（GLCM）を使用して画像から直接計算されます。GLCMは、画像内の隣接するピクセルの強度間の関係をエンコードしたものです。LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）の最初のデータリリースで検出された10,000のソースを使用して、ハラリックの特徴が電波銀河の形態の非常に効率的で回転不変の記述子であることを示します。LoTSSソースのハラリック特徴を計算した後、高速密度ベースの階層的クラスタリングアルゴリズムHDBSCANを使用して、電波ソースを一連の形態学的クラスにグループ化し、大きなサンプル内の新しい見えない銀河を分類してラベル付けする簡単な方法を示します。「ソフト」クラスタリングアプローチを採用することで、各銀河に特定のクラスターに属する確率を割り当てることができ、形態学的特性の組み合わせに応じて銀河をより柔軟に選択し、外れ値を簡単に特定できます。確率の低いオブジェクトハラリック空間の任意のクラスターに属していること。私たちのデモンストレーションは電波銀河に焦点を当てていますが、ハラリックの特徴はどの画像に対しても計算できるため、このアプローチは大規模な光学イメージング銀河の調査にも関連しています。
電波銀河の集団をシミュレートするための構造化変分推論
| Title |
Structured_Variational_Inference_for_Simulating_Populations_of_Radio_Galaxies |
| Authors |
David_J._Bastien,_Anna_M._M._Scaife,_Hongming_Tang,_Micah_Bowles,_Fiona_Porter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01007 |
スクエア・キロメートル・アレイ用に開発されているような将来の電波調査のシミュレーションでの使用に適した、合成ファナロフ・ライリークラスIおよびクラスII電波銀河の切手画像を生成するためのモデルを提示します。このモデルは、完全に接続されたニューラルネットワークを使用して、変分オートエンコーダーおよびデコーダーアーキテクチャを通じて構造化された変分推論を実装します。オートエンコーダの潜在空間の次元を最適化するために、生成された画像の品質を評価するための定量的方法である無線形態開始スコア（RAMIS）を導入し、データ前処理の選択がどのように影響するかを詳細に説明します。このメジャーの値。VAEの2次元潜在空間を調べ、これを使用して合成母集団の生成を制御する方法について説明します。また、データ拡張に使用した場合にバイアスが発生する可能性があることにも注意します。
恒星表面のマッピングI：回転光度曲線問題の縮退
| Title |
Mapping_stellar_surfaces_I:_Degeneracies_in_the_rotational_light_curve_problem |
| Authors |
Rodrigo_Luger,_Daniel_Foreman-Mackey,_Christina_Hedges,_and_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00007 |
ケプラーやTESSのようなミッションのおかげで、私たちは今、何万もの高精度、高速ケイデンス、そして長いベースラインの恒星測光観測にアクセスすることができます。原則として、これらの光度曲線は、恒星の変動性、特に恒星黒点やその他の特徴の表面上の分布に関する膨大な量の情報をエンコードします。残念ながら、回転光度曲線から恒星の表面特性を推測する問題は、独自の解決策を認めないことが多いため、不適切な設定であることが有名です。したがって、スポットの数、サイズ、コントラスト、および位置に関する推論は、モデル、正則化スキーム、または事前の仮定に非常に強く依存する可能性があります。この論文の目的は2つあります。（1）恒星の光度曲線の「反転」問題に影響を与えるさまざまな縮退と、未解決の測光測定で恒星の表面から学習できることとできないことへの影響を調査すること。（2）文献で採用されている一般的な事前情報に代わる強力なデータ駆動型の代替手段として、一度に多くの星の光度曲線のアンサンブル分析を動機付けること。さらに、ヌル空間の恒星の傾きと周縁減光への依存性に関する新しい結果を導き出し、単一バンド測光測定では、強い事前確率を使用しないと、スポットカバレッジ全体のような量を一意に制約できないことを示します。これは、恒星の光度曲線とスペクトル時系列の分析のための新しいアルゴリズムとツールの開発に専念した一連の論文の最初のものであり、それらの表面特性について統計的にロバストな推論を可能にするという明確な目標を持っています。
天の川のR過程が豊富な恒星の流れ
| Title |
R-process-rich_stellar_streams_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Maude_Gull_(1,2),_Anna_Frebel_(2),_Karina_Hinojosa_(2),_Ian_U._Roederer_(3,4),_Alexander_P._Ji_(5)_and_Kaley_Brauer_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_California_Berkeley,_Berkeley,_CA_USA,_(2)_Department_of_Physics_&_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge,_MA,_USA,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_Ann_Arbor,_MI,_USA,_(4)_Joint_Institute_for_Nuclear_Astrophysics_-_Center_for_the_Evolution_of_the_Elements_(JINA-CEE),_USA,_(5)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00066 |
22個の明るい（$9<V<13.5$）金属量の少ない星（$-3.18<\mbox{[Fe/H]}<-1.37$）の高解像度マゼラン/MIKEスペクトルを、3つの異なる恒星ストリームで示します。ヘルミデブリストリーム、ヘルミトレイルストリーム、および$\omega$〜Centauri前駆体ストリーム。ヘルミの破片サンプルを、Roedereretalによる10個の星の結果で補強します。2010（arXiv：1001.1745）、合計32個の星。私たちの22の星について、軽い元素と重い中性子捕獲元素の詳細な化学的存在量が決定されました。3つのストリームすべてに、炭素で強化された星が含まれています。13個の星の場合、中性子捕獲要素の線が検出可能であり、$-0.5<\mbox{[Eu/Fe]}<+の大きな広がりはあるものの、スケーリングされた太陽の$r$プロセスパターンと一致するシグネチャを示しています。1.3ドル。これらの星のうち8つは、$r$プロセスパターンに重ね合わされた追加の小さな$s$プロセスの寄与を示しています。これは、星がハローの近くにあることを考えると、スペクトルの$S/N$が比較的高いために識別できます。私たちの結果は、これらのストリームの前駆体が、中性子星合体や別の多産な$r$プロセスソースなど、1つ以上の$r$プロセスイベントを経験し、ミルキーによる降着前にこれらのホストシステムを広く濃縮したことを示唆しています。仕方。小さな$s$プロセスの寄与は、低質量星による進行中の化学進化の一部として、AGB星の存在と関連する局所（不均一）濃縮を示唆しています。したがって、恒星の流れの中の星は、大きな矮小銀河の詳細な歴史と、多くの星の高品質スペクトルの簡単にアクセスできるターゲットを備えたハローアセンブリにおけるそれらの役割を研究するための有望な手段となる可能性があります。
LISAによる共通外層の進化からの重力波検出の展望
| Title |
Prospects_of_gravitational-waves_detections_from_common-envelope_evolution_with_LISA |
| Authors |
M._Renzo,_T._Callister,_K._Chatziioannou,_L._A._C._van_Son,_C._M._F._Mingarelli,_M._Cantiello,_K._E._S._Ford,_B._McKernan,_and_G._Ashton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00078 |
共通外層（CE）の進化を理解することは、バイナリの進化における顕著な問題です。CEフェーズは重力波（GW）放出によって駆動されませんが、インスパイラルバイナリはCEダイナミクスを受動的にトレースするGWを放出します。このGW信号を検出すると、ガス駆動の物理学を直接洞察できます。検出されない場合でも、非常に貴重な制約が生じる可能性があります。LISAによる銀河CEの検出の見通しを調査します。CEの動的位相は、検出するには十分に大きい可能性がありますが、短く、したがってまれです。代わりに、熱タイムスケールで進行する自己調整フェーズに焦点を当てます。人口合成計算とLISAバンドの（不明な）信号持続時間に基づいて、ミッション期間中の銀河の$\sim0.1-100$ソースが予想されます。周波数$f_\mathrm{GW}$のGW観測可能パラメーター空間とその導関数$\dotf_\mathrm{GW}$をマッピングし、インスピレーションの詳細にとらわれないままにして、$\mathrm{SNR}CEが$f_\mathrm{GW}\gtrsim2\times10^{-3}\、\mathrm{Hz}$のような間隔で停止した場合、>10$が可能です。信号を他の既知のソースと誤認する可能性を調査します。二次導関数$\ddotf_\mathrm{GW}$も測定できる場合は、GWブレーキングインデックスを使用して信号を他のソースと区別できます。あるいは、LISAを特異な赤色巨星の電磁観測および/または赤外線および光学的過渡現象と組み合わせると、他の銀河系および銀河系外のGWソースから銀河系CEを解きほぐすことができる可能性があります。
重力若い恒星状天体調査V.おうし座T星連星WWチャの軌道
| Title |
The_GRAVITY_young_stellar_object_survey_V._The_orbit_of_the_T_Tauri_binary_star_WW_Cha |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_F._Eupen_(1),_L._Labadie_(1),_R._Grellmann_(1),_K._Perraut_(2),_W._Brandner_(3),_G._Duch\^ene_(4,2),_R._K\"ohler_(5),_J._Sanchez-Bermudez_(3,6),_R._Garcia_Lopez_(3,7,8),_A._Caratti_o_Garatti_(3,7,8),_M._Benisty_(2,9),_C._Dougados_(2),_P._Garcia_(10,11),_L._Klarmann_(3),_A._Amorim_(10,16),_M._Baub\"ock_(13),_J.P._Berger_(2),_P._Caselli_(13),_Y._Cl\'enet_(12),_V._Coud\'e_du_Foresto_(12),_P.T._de_Zeeuw_(13),_A._Drescher_(13),_G._Duvert_(2),_A._Eckart_(1,_15),_F._Eisenhauer_(13),_M._Filho_(10,_11),_V._Ganci_(1),_F._Gao_(13),_E._Gendron_(12),_R._Genzel_(13),_S._Gillessen_(13),_G._Heissel_(12),_Th._Henning_(3),_S._Hippler_(3),_M._Horrobin_(1),_Z._Hubert_(2),_A._Jim\'enez-Rosales_(13),_L._Jocou_(2),_P._Kervella_(12),_S._Lacour_(12),_V._Lapeyr\`ere_(12),_J.B._Le_Bouquin_(2),_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00122 |
若いおうし座T星のWWChaは、最近、システム周辺の放射に関連する強い赤外線とサブミリ波の過剰を伴う、近接したバイナリオブジェクトであると提案されました。これにより、WWChaは、星周および周連星の物質に対する動的効果の影響を研究するための非常に興味深い情報源になります。2011年から2020年に近赤外線でVLTI機器AMBER、PIONIER、GRAVITYを使用して行われた観測の干渉モデルフィッティングから、WWChaの恒星コンパニオンの相対的な位置天文位置とフラックス比を導き出します。2つのエポックについて、結果は空間周波数のuvカバレッジにより、Kバンドでシステムの最初の画像再構成を実行できます。9つのエポックの位置は、軌道要素とシステムの総質量を決定するために使用されます。T=206。55日の周期、a=1.01auの半主軸、e=0.45の比較的高い離心率で、一次星を周回している二次星を見つけます。軌道解とGaiaDR2からの距離測定および進化軌道の分析を組み合わせると、Mtot=3.20Msolの動的質量は、約0.5〜1の質量比で説明できます。軌道角運動量ベクトルは角と密接に一致しています。ALMAとSPHEREによって測定された外側ディスクの運動量ベクトル。相対測光の分析は、システム内に残っており、おそらく切り捨てられた星周円盤に由来する赤外線超過の存在を示唆しています。2つの成分間のフラックス比は、特にKバンドで変動しているように見え、ディスクの構造のより高いおよびより低い付着または変化が引き起こされた期間を示唆している可能性があります。軌道パラメータの知識と比較的短い期間の組み合わせにより、WWChaは、時間依存の降着現象など、近くにある若いTTauriバイナリとその周囲の物質との相互作用を研究するための理想的なターゲットになります。
太陽コロナスラブにおけるキンクモードの共鳴減衰
横方向の密度分布（簡潔にするための「プロファイル」）の定式化の影響に特に注意を払いながら、真っ直ぐな冠状スラブの共鳴減衰キンクモードを調べます。私たちは、圧力のない、重力のない、抵抗性電磁流体力学の枠組みで作業し、散逸固有モードの視点を採用しています。密度プロファイルは1次元に制限されていますが、それでも、均一な内部を均一な外部に接続する連続遷移層を特徴とする一般的な形式をとることができます。分散関係（DR）は、薄い境界の限界で導出され、さまざまな側面で既知の結果を一般化する固有周波数の分析式を生成します。薄い境界のDRに対する数値解ではなく分析解が、自己無撞着な抵抗解を検証する目的に役立つことがわかりました。さらに重要なことに、固有周波数はプロファイルの仕様に敏感であることがわかります。あるプロファイルを別のプロファイルの代わりに使用すると、虚数部と実数部の比率が2倍に容易に変化します。私たちの固有モード計算は、衝動的に励起されたキンク波のコンテキストでも調べられ、励起装置の空間スケールがスラブの半値幅に匹敵する場合、十分に斜めの成分の共鳴吸収の重要性を示唆しています。
銀河円盤の星のルビジウムの存在量
ルビジウムの存在量の分光学的決定は、銀河円盤集団に属する約500個の後期型の矮星と巨人（ハイアデス星団を含む）の広範なサンプルについて、スペクトルフィッティング法をRbI7800ラインに適用することによって行われました。-0.6<[Fe/H]<+0.3の金属量範囲でのディスク星の[Rb/Fe]比の振る舞いを確立する方法。ヒアデス星団の矮星の結果として得られたRbの存在量を調べたところ、5500Kを超える系統的なテフ依存の傾向が見られました。これは、G型からF型の星（太陽を含む）の結果が信頼できない（つまり、多かれ少なかれ過大評価されている）ことを意味します。これは、古典的なモデル大気における表面対流の処理が不完全であることが原因である可能性があります。そのため、テフ<5500KのG後期およびK星のみに限定し、参照Rb存在量として太陽系（隕石）値を採用することが決定されました。フィールドドワーフとジャイアントに対して導出された[Rb/Fe]対[Fe/H]の関係は互いに一致していることが判明し、[Fe/H]の減少とともに[Rb/Fe]が徐々に増加することを示しました（d[Rb/Fe]/d[Fe/H]勾配は太陽の金属量の周りで約-0.4）、これは化学進化モデルの理論的予測と比較して有利です。したがって、この研究では、最近報告された-0.3<[Fe/H]<+0.3のM矮星について報告された、[Rb/Fe]比の異常な振る舞い（太陽直下になる傾向があるが、超太陽金属量に向かって急激に増加する）を確認できませんでした。
BGTri低傾斜の例RWセックスタイプの新星
| Title |
BG_Tri_an_example_of_a_low_inclination_RW_Sex-type_novalike |
| Authors |
M._S._Hernandez,_G._Tovmassian,_S._Zharikov,_B._T._Gaensicke,_D._Steeghs,_A._Aungwerojwit,_P._Rodriguez-Gil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00328 |
明るい（V=11.9）激変星BGTriの豊富な光学分光および測光観測を分析しました。TheGaiaDR2視差は、ソースまでの距離d=334（8）pcを与え、オブジェクトを低い軌道傾斜角で見られる本質的に最も明るい新星のような変数の1つにします。時間分解分光観測により、P（orb）=3.h8028（24）の公転周期が明らかになりました。その分光学的特性は、RWセックスおよび類似の新星のような変数に似ています。Hアルファ輝線を2つの成分に解きほぐし、2番目の星の照射面に1つの成分が形成されることを示します。もう1つは、L3ポイントに隣接するディスク流出領域から発生することをお勧めします。
若い星の絶対パラメータ：とも座
| Title |
Absolute_Parameters_of_Young_Stars:_V_Puppis |
| Authors |
Edwin_Budding,_Tom_Love,_Mark_G._Blackford,_Timothy_Banks_and_Michael_D._Rhodes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00362 |
VPupの新しい分光データを衛星測光（HIPPARCOSおよび最近のTESS）と組み合わせて、絶対パラメータをより正確に修正できるようにします。$M_1$=14.0$\pm$0.5、$M_2$=7.3$\pm$0.3（M$_\odot$）;$R_{1}$=5.48$\pm$0.18、$R_2$=4.59$\pm$0.15（R$_\odot$）;$T_{1}$26000$\pm1000$、$T_2$24000$\pm$1000（K）、5歳$\pm$1（Myr）、測光距離320$\pm$10（pc）。TESS測光は、$\beta$Cepの種類の低振幅（$\sim$0.002mag）の変動を明らかにします。これは、推定された進化条件と光学プライマリの年齢と一致しています。この事実は、$\mu^1$Scoと比較できるケースAタイプのインタラクティブな進化のプロセスのように、システムの理解に独立したサポートを提供します。過剰に発光する現在の二次物質によって放出された$\sim$10M$_{\odot}$の量の物質は、転送されるのではなく、ほとんどシステムから排出されたに違いありません。近接。VPupの新しい最小値が研究され、その結果が以前の分析と比較されました。期間の暗黙の変動は、ケースAの進化モデルと一致していますが、この大規模なシステムの元の配置の暫定的なスケッチのみを提供します。ヒッパルコスとTESSの測光を直接比較すると、近いバイナリよりも冷たい星からの3番目の光の存在が示されていますが、以前に報告された5。47年の周期的変動を新しいデータで確認することはできません。、以前の文献で述べたように。
星間物質との恒星風の相互作用の問題における新しい予想外の流れパターン：定常理想MHDソリューション
| Title |
New_unexpected_flow_patterns_in_the_problem_of_the_stellar_wind_interaction_with_the_interstellar_medium:_stationary_ideal-MHD_solutions |
| Authors |
Sergey_Korolkov_and_Vladislav_Izmodenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00403 |
太陽圏の地球規模の形状（太陽風を星間プラズマから分離する接線方向の不連続性）は、最近の熱い議論の問題です。彗星状と管状の2種類の形状が検討されています。2番目のタイプでは、太陽の自転軸に向けられた2つのジェットは、恒星磁場の方位角成分の作用によって形成されます。（1）星周円盤の周囲と移動が完全にイオン化されている、（2）星間磁場が無視されている、（3）恒星磁場の半径方向成分が無視されている、単純化された全球星圏を探索します方位角成分と比較して、（4）恒星の風の流出は球対称で超音速です。数値3DMHDモデリングの結果を示し、グローバル構造が星間流のガス動的マッハ数$M_\infty$と星風のアルヴェーンマッハ数にどのように依存するかを調べます。$M_\infty$の値が小さい場合、アストロポーズはチューブのような形状をしていることが示されています。チューブの翼は、マッハ数が大きいほど尾に向かって歪んでいます。新しい（私たちの知る限り）結果は、尾のアストロポーズの近くでの逆の星間流です。星間マッハ数が大きいほど、逆流は狭くなります。マッハ数のいくつかの値では、星の風が逆の星間流に打ち勝ち、風下に移動します。この体制では、アストロポーズはそのトポロジーをチューブ状からシート状に変更します。
Be星V923Aql = HD 183656の長期的、軌道的、および急速な変動
| Title |
Long-term,_orbital,_and_rapid_variations_of_the_Be_star_V923_Aql_=_HD_183656 |
| Authors |
M._Wolf,_P._Harmanec,_H._Bo\v{z}i\'c,_P._Koubsk\'y,_S._Yang,_D._Ru\v{z}djak,_M._\v{S}lechta,_H._Ak,_H._Bak{\i}\c{s},_V._Bak{\i}\c{s},_A._Opli\v{s}tilov\'a,_and_K._Vitovsk\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00631 |
よく知られている輝線BestarV923Aqlの光、色、スペクトルの変化を観測、文献から収集、均質化することを目的とした長期観測プロジェクトの最新の結果を紹介します。これらのパラメータの分析により、すべての観測量が約1800〜3000日の可変サイクル長で周期的な変化を示し、これまでに7つの連続したサイクルで記録されていることが確認されています。これらの変動は、密度の増加と宇宙での回転の進行を伴う、星周円盤の片腕振動のモデルの枠組みの中で定性的に理解できることを示しています。214。716日の期間でオブジェクトのバイナリの性質を確認し、推定されるシステムプロパティを推定します。また、急速な光の存在、そしておそらくスペクトルの変化も確認します。ただし、その性質に関して確固たる結論を出すことはできません。この作業のフォローアップとして、長期的な変化の定量的モデリング研究が計画されています。
静かな太陽遷移領域とコロナでの極紫外線バーストとナノフレア
| Title |
Extreme_ultraviolet_bursts_and_nanoflares_in_the_quiet_solar_transition_region_and_corona |
| Authors |
L._P._Chitta,_H._Peter,_P._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00730 |
静かな太陽コロナは、太陽表面のネットワークおよびインターネットワーク領域から発生する磁場を伴う無数のループのような特徴で構成されています。HRTS、ようこう、SOHO、およびTRACEの観測に基づいて、太陽大気におけるこのようなさまざまなバースト現象に関する豊富な文献があります。ただし、主に極紫外線（EUV）で観察されるこのような過渡現象が、大気の加熱に重要な役割を果たすかどうかは不明です。最近発売されたソーラーオービターから期待される新しい高解像度EUV画像の前置きとして、これらのバーストの問題を再検討します。SDO/AIAによって記録されたEUV画像を使用して、バーストの統計的特性を調査します。さまざまな強度しきい値を課すことにより、ピクセル単位の分析を通じて自動化された方法で、AIAの171{\AA}フィルター画像のバーストを検出します。AIA観測の高いケイデンス（12秒）を利用することにより、これらのイベントの寿命の分布は約120秒でピークに達しますが、それにもかかわらず、60秒より短いタイムスケールでもかなりの数のイベントが存在することがわかります。検出されたバーストのサイズは空間分解能によって制限され、AIAデータ内の隠れたイベントの数が多いことを示唆しています。太陽全体で毎秒約100回の新しいバーストが発生すると推定されています。検出されたバーストは、イベントごとに$10^{24}$ergのナノフレアのようなエネルギーを持っています。これに基づいて、コロナを加熱するために必要なエネルギーを説明するために、同様の性質のイベントが少なくとも100倍必要になると推定します。したがって、AIA観測のみを考慮すると、ここで説明するEUVバーストは、静かな太陽のコロナ加熱において重要な役割を果たしません。静かな太陽のコロナ加熱が主にバースト性である場合、ソーラーオービターからの高解像度EUV観測は、SDO/AIAで見られるEUVバーストの数の不足を、より多くのそのようなものを検出することによって減らすことができるかもしれません。イベント。
ケルビン・ヘルムホルツ不安定性と異方性粘性を伴うねじれた磁気ヌル点の崩壊
| Title |
Kelvin-Helmholtz_instability_and_collapse_of_a_twisted_magnetic_null_point_with_anisotropic_viscosity |
| Authors |
James_Quinn,_David_MacTaggart,_Radostin_Simitev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00761 |
コンテキスト：磁気ヌルポイントは、太陽フレアなどの高エネルギーコロナ現象に関連付けられており、多くの場合、再結合や粒子加速のサイトです。磁気ヌルポイントの動的なねじれは、ファン平面内にケルビンヘルムホルツ不安定性（KHI）を生成する可能性があり、ねじれが続くと、脊椎ファンの再接続とそれに伴うヌルポイントの崩壊を引き起こす可能性があります。目的：この記事は、KHIのシミュレーションにおける等方性粘度と異方性粘度の影響を比較し、動的にねじれた磁気ヌル点で崩壊することを目的としています。方法：シミュレーションは、カスタム異方性粘度モジュールを備えた3D電磁流体力学コードLare3dを使用して実行されました。等方性粘度を使用するシミュレーションと異方性粘度を使用する高解像度シミュレーションのペアを実行し、他のすべての要素を同一に保ち、結果を詳細に分析しました。粘度と抵抗率の値の範囲で、さらにパラメータの調査が行われました。結果：両方の粘度モデルにより、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性の増大と、最終的なヌル点の崩壊が可能になります。研究されたすべてのパラメーターにわたって、異方性粘度はより速く成長する不安定性を可能にしますが、等方性粘度は場合によっては安定化の程度まで不安定性を減衰させます。異方性粘度に関連する粘性加熱は一般に小さいですが、オーム加熱が支配的であり、不安定性によって生成される現在のシートによって強化され、異方性粘度を使用すると全体的な加熱速度が大きくなります。異方性粘度を使用すると、ヌルポイントの崩壊が大幅に早く発生します。
太陽光球における小規模インターネットワーク磁場の時間的進化
| Title |
Temporal_evolution_of_small-scale_internetwork_magnetic_fields_in_the_solar_photosphere |
| Authors |
Ryan_J._Campbell,_Mihalis_Mathioudakis,_Manuel_Collados,_Peter_H._Keys,_Andr\'es_Asensio_Ramos,_Chris_J._Nelson,_David_Kuridze_and_Aaron_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00942 |
光球ネットワーク領域を支配する縦方向のフィールドは広く研究されてきましたが、最近、小規模な横方向のフィールドが静かなインターネットワーク光球に遍在することがわかりました。この分野がどのように進化するかを捉えた観測はほとんどありません。磁気特性を統計的に特徴付け、小規模な磁気的特徴の時間的進化を観察することを目指しています。15648.52{\AA}と15652.87の高磁気感度FeIラインペアを備えた新しいGRIS/IFU（GREGOR赤外線分光器積分フィールドユニット）によって取得された2つのディスクセンターインターネットワーク領域のダイナミクスを明らかにする2つの高空間/時間分解能観測を提示します。{\AA}。SIRコードでは、2つの反転スキームを検討します。磁気雰囲気が無磁場媒体に埋め込まれているスキーム1（S1）と、2つの磁気モデルと固定迷光成分を使用しているスキーム2（S2）です。S1反転は、2つのデータセットに対してそれぞれ200Gと240Gの磁場強度の中央値を返しました。ストークスQまたはUのピクセル間の横方向（水平）成分の中央値、およびストークスVのピクセル間の符号なし縦方向（垂直）成分の中央値がノイズしきい値を超えていると見なします。2つのデータセットについて、前者を263Gと267G、後者を131Gと145Gと決定しました。小規模な磁気的特徴のダイナミクスを追跡する3つの関心領域（ROI）を提示します。S1とS2の反転を特定のプロファイルに適用し、混合極性の証拠がある場合、S2がより良い近似を生成することを発見します。磁束密度が130〜150Gの直線偏光のパッチが見つかり、顆粒/顆粒間レーン（IGL）の境界に優先的に現れます。弱いhG磁場は、複雑なループ構造の観点から組織化されているように見え、横方向の磁場はしばしば反対の極性の縦方向の磁場に隣接しています。
ライマンα線放射で観測された太陽フレアによる太陽放射照度変動
中性水素のライマンα（Lya）線は太陽スペクトルの中で最も明るい輝線であるため、この波長での太陽フレアによる放射照度の増加を検出することは、バックグラウンドが非常に高いために困難な場合があります。最大のフレアに焦点を当てた以前の研究では、これらの極端なケースでさえ、バックグラウンドよりわずか数パーセント高いLyaの強化を生成することが示されています。この研究では、B1クラスよりも大きい約8500個のフレアに対して重ね合わせエポック分析を実行して、フレアが太陽EUV放射照度の変化に与える影響を判断しました。1-8AX線放射のピークを基準時間として使用し、GOES-15のEUVセンサーによってLya放射で観測された3123Bクラスおよび4972Cクラスのフレアの対応する時系列を平均して、バックグラウンド変動を低減しました。フレア信号を改善します。これらの弱いイベントの合計は、それらが太陽のリア放射照度に0.1-0.3％の増強をもたらしたことを示しました。平均して比較するために、同じ手法を453Mクラスと31Xクラスのフレアに適用した結果、Lyaの放出が1〜4％増加しました。フレアはまた、それらのヘリオグラフィック角度に関して平均化され、潜在的な中心から四肢への変動を調査した。GOESクラスごとに、フレアピークでのLyaの相対的な強調は、ラインの不透明性および/またはフットポイントの短縮のために太陽の四肢の近くで発生したフレアで減少することがわかりました。この研究に含まれるささやかな出来事の1つであるC6.6フレアは、フィラメントの噴火の失敗に起因する可能性のある7％の異常に高いLyaの増加を示しました。この大きさの増加は、これまで少数のXクラスフレアにのみ関連してきました。
3DMHDコロナルモデルにおけるステラX線と磁気活動
観測は、X線のコロナ放射$L_{\rm{X}}$と、恒星表面での全（符号なし）磁束$\Phi$との間のべき乗則の関係を示唆しています。この関係の物理的根拠はよくわかっていません。$L_{\rm{X}}$と$\Phi$の関係を調査するために、アクティブ領域の上のコロナ、つまり強い磁場の濃度の3DMHD数値モデルを使用して、単純に基づく分析モデルによってこれを提供します。確立されたスケーリング関係。3DMHDモデルでは、表面近くの水平（対流）運動が冠状磁場に電流を誘導し、それが散逸してプラズマを加熱します。これにより、100万ケルビンのホットコロナが一貫して作成されます。他のすべてのパラメーターを固定したまま（ピーク）磁場強度を変更することにより、表面での（符号なし）磁束が異なる一連のモデルを実行します。3DMHDモデルでは、ポインティングフラックスまたは全体積加熱のいずれかによって特徴付けられるコロナへのエネルギー入力が、符号なし表面フラックス$\Phi$にほぼ二次関数的に比例することがわかります。これは、力線編組による加熱から予想されます。私たちの中心的な結果は、X線放射を$L_{\rm{X}}\propto\Phi^{3.44}$として非線形にスケーリングすることです。このスケーリングは、2または3までのべき乗則指数を与える最近の観測で見られるよりも少し急です。実際の星では、アクティブ領域のピーク磁場強度だけでなく、それらの数（または表面）も変化すると仮定します。充填率）、私たちの結果は観察結果と一致する可能性があります。私たちのモデルでは、太陽型の活動から高速回転する活動的な星まで、X線の光度が4桁急激に増加する原因を理解していることを示しています。
再加熱のプローブとしての暗放射のスペクトル
インフレーションの後、宇宙はおそらく再加熱の段階を経て、事実上、熱ビッグバン宇宙論を開始します。しかし、これまでのところ、宇宙のこの重要な段階の直接的な実験的または観測的証拠はほとんどありません。この手紙では、自由に伝播する相対論的粒子、つまり再加熱中に生成される暗放射のスペクトルを測定することで、再加熱段階に関する強力な情報が得られる可能性があると主張しています。この可能性を実証するために、重い非相対論的粒子の崩壊で暗放射が生成される状況を考えます。スペクトルは、重い粒子がかつて宇宙を支配していたかどうかに決定的に依存することを示します。相対論的自由度の数への依存によって引き起こされる特徴は、重い粒子の崩壊が起こったときの温度を推測することさえ可能にするかもしれません。
$ {\ tt bajes} $：マルチメッセンジャー天体物理学データのベイズ推定、方法、および重力波への応用
| Title |
${\tt_bajes}$:_Bayesian_inference_of_multimessenger_astrophysical_data,_methods_and_application_to_gravitational-waves |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00017 |
マルチメッセンジャートランジェントのベイズ推定のための並列で軽量なフレームワークである${\ttbajes}$を紹介します。${\ttbajes}$は、ベイジアンモデルの大部分とさまざまなサンプリング方法に適応できる外部ライブラリへの依存を最小限に抑えたPythonモジュラーパッケージです。コンパクトバイナリ合体重力波過渡現象の一般的なワークフローとパラメータ推定パイプラインについて説明します。後者は、推論が適切に較正されていることを示す信頼区間テストを含む、バイナリブラックホールおよびバイナリ中性子星波形の注入に対して検証されます。バイナリ中性子星の合併後の注入も、LIGO、Virgo、KAGRA、およびEinstein望遠鏡で作られた5つの検出器のネットワークを使用して研究されています。マージ後の信号は、${\lesssim}80\、$Mpcのソースで検出可能であり、アインシュタイン望遠鏡は総信号対雑音比の90\％以上を占めています。本格的なアプリケーションとして、有効な1体の${\ttTEOBResumS}$近似を使用して、GWTC-1ブラックホールトランジェントを再分析し、選択した結果を他の近似で再現します。${\ttbajes}$の推論は、以前の結果と一致しています。GW150914の${\ttbajes}$分析と${\ttbilby}$分析を直接比較すると、イェンセンシャノンの最大発散は$5.2{\times}10^{-4}$であることがわかります。GW170817は、5.5PNポイントマスと7.5PNタイドの${\ttTaylorF2}$、${\ttTEOBResumSPA}$、および$1024\のさまざまなカットオフ周波数の${\ttIMRPhenomPv2\_NRTidal}$を使用して再分析されます。、$Hzおよび$2048\、$Hz。前者の選択は、減少した潮汐パラメータの体系を最小限に抑え、後者の選択では、より多くの潮汐情報が得られることがわかります。${\ttbajes}$は、128個のCPUを使用して約1日でこれらの分析を実行できます。
二重温度加速放射
2つの異なる温度で加速放射を放出するシステムを解きます。平衡状態はプランク分布で漸近的に発生し、非熱的に遷移します。モデルは、放射スペクトルのグローバルソリューションを分析的に取得するのに十分なほど単純です。平衡状態にある最終（初期）漸近熱力学的地平線（より少ない）状態の存在下での非熱真空加速放射の調査のための潜在的に有用なモデルとしてそれを提示します。
プラズマ密度効果を含む単純な電子衝撃励起断面積
| Title |
Simple_electron-impact_excitation_cross-sections_including_plasma_density_effects |
| Authors |
Jean-Christophe_Pain_and_Djamel_Benredjem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00318 |
非局所熱力学的平衡プラズマのモデリングは、高エネルギー密度物理学の多くの側面にとって重要です。多くの場合、放射流体力学シミュレーションと組み合わせた衝突放射モデルが必要です。したがって、さまざまな衝突および放射プロセスの断面積と速度を可能な限り高速かつ正確に計算することが強く求められています。平面波ボーン（PWB）近似における電子衝撃励起（EIE）断面積の計算のための分析的アプローチを提示します。形式主義は、スクリーニングされた水素モデルに依存しています。EIE断面積は、分析的に計算できる球面ベッセル関数を含む積分で表されます。PWB近似が低エネルギー（しきい値に近い）で正しくないという事実を修正するために、さまざまな修正係数（Elwert-Sommerfeld、Cowan-Robb、Kilcrease-Brookes）を検討します。また、EIE率に対するクーロンスクリーニングや量子縮退などのプラズマ密度効果の役割についても調査します。これには、衝突強度にフェルミディラック分布とパウリブロッキング係数を掛けたものを統合する必要があります。衝突放射モデルでよく使用される分析フィットを使用して、EIE率を数値積分なしで正確に計算できることを示し、最近の研究で提示された補正係数と式を比較します。
インフレ後の摂動ボルツマン再加熱のコンテキストで、時間依存のインフラトン状態方程式（EoS）パラメーターの結果を調査します。特に、インフラトンエネルギー密度、放射エネルギー密度、および生成された粒子熱浴の関連するエントロピー密度と温度を含むボルツマン方程式の摂動結合システムを数値的に解きます。EoSに妥当なAns\"atzeを利用し、ボルツマンシステムの堅牢性について説明します。また、時間依存のインフラトンポテンシャルに関連する可能性のある微視的起源についてコメントし、予熱段階と関連する（原始）重力波の結果について説明します。。
一般相対性理論における明示的なシンプレクティック積分器の構築。 I.シュワルツシルトブラックホール
| Title |
Construction_of_Explicit_Symplectic_Integrators_in_General_Relativity._I._Schwarzschild_Black_Holes |
| Authors |
Ying_Wang,_Wei_Sun,_Fuyao_Liu,_and_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00373 |
ハミルトン流の幾何学的構造を保持し、エネルギー誤差の経年変化を示さないシンプレクティック積分器は、太陽系におけるN体ハミルトン系の長期積分に適しています。ただし、すべての変数が分離できないため、明示的なシンプレクティック積分器の構築は一般相対性理論ではしばしば困難です。さらに、2つの分析的に可積分な分割部分が相対論的ハミルトニアンに存在する場合でも、すべての分析解は固有時の明示的な関数ではありません。当然、中点法などの暗黙のシンプレクティック積分器がこの場合に適用できます。一般に、これらの積分器は、同じ次数の明示的なシンプレクティックアルゴリズムよりも数値的に解くのに費用がかかります。この問題に対処するために、シュワルツシルト時空幾何学のハミルトニアンを、固有時の明示的な関数としての解析解を使用して4つの可積分部分に分割します。このようにして、2次および4次の明示的なシンプレクティック積分器を簡単に利用できるようになります。新しいアルゴリズムは、外部磁場を伴うブラックホールの周りの荷電粒子のカオス運動をモデル化するのにも役立ちます。これらは、適切な適切な時間ステップが採用された場合に、制限されたハミルトニアンエラーを維持し、計算コストを節約するという優れた長期パフォーマンスを示します。
白色矮星の初期-最終質量関係を使用してアクシオンのような粒子を拘束する
| Title |
Constraining_axion-like_particles_using_the_white_dwarf_initial-final_mass_relation |
| Authors |
Matthew_J._Dolan,_Frederick_J._Hiskens,_Raymond_R._Volkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00379 |
標準模型の多くの拡張に共通する擬スカラーのクラスであるアクシオンのような粒子（ALP）は、星の内部からエネルギーを排出する能力を持っています。その結果、恒星進化論を使用して、ALPに対する多くの制約を導き出すことができます。光子と排他的に相互作用するkeV-MeVスケールALPが、漸近巨星分枝星のヘリウム燃焼殻、初期質量が$8M_{\odot}$未満の星の晩年の進化段階に及ぼす影響を研究します。恒星進化の限界によって現在許可されている質量を持つALPのそのようなエネルギー損失に対する、最終的な恒星の質量の感度を確立します。次に、白色矮星の二重バイナリの観測から導出された白色矮星の初期-最終質量関係（IFMR）に対する半経験的制約を使用して、ALPパラメータ空間の現在制約されていない領域の一部である宇宙三角形を除外します。導出された制約は、ALP崩壊長がヘリウム燃焼シェルの幅よりも短くなると緩和されます。ALPに対する恒星の制約の他の潜在的な原因についても説明します。
固有磁場が浸透した現実的な降着円盤を用いて、回転するブラックホールから散乱するニュートリノを研究します。曲がった時空のニュートリノ軌道と降着円盤の高密度物質の粒子スピン進化と磁場が正確に説明されています。スピン振動によるニュートリノ分極の変化を考慮して、出て行く超相対論的ニュートリノのフラックスを取得します。ニュートリノの磁気モーメントの控えめな値と、物質密度と磁場強度の現実的な半径方向の分布を使用すると、スピン振動が考慮されていない場合と比較して、これらのフラックスが数パーセント減少することがわかります。状況によっては、ニュートリノと背景物質との相互作用のために、ニュートリノフラックスにスパイクがあります。得られた結果を天体物理ニュートリノ観測に応用することについて議論する。
シュワルツシルトブラックホールの影に対するプラズマの重力効果
完全にイオン化された水素プラズマに囲まれたシュワルツシルトブラックホールを考慮して、シャドウに対するプラズマの屈折効果と純粋な重力効果を研究します。効果は統一された形式で扱われますが、2つの異なるパラメーターによって特徴付けられます。パラメータの半現実的な値の場合、影の半径に対する補正はどちらも無視できるものであり、重力補正は、$10^9M_{\odot}$より大きい質量の活動銀河核の屈折補正を追い越すことができます。屈折効果は電磁相互作用によって引き起こされるため、この結果は、重力と電磁力の比が$Gm_em_p/e^2=4.4\times10^{-40}$であるという教科書の知識とは対照的です。水素原子。パラメータの値が非現実的に大きい場合、光の軌跡と強度マップに対する2つの影響を示します。
