高階銀河相関関数の情報量
| Title |
Information_Content_of_Higher-Order_Galaxy_Correlation_Functions |
| Authors |
Lado_Samushia,_Zachary_Slepian,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01696 |
銀河のN点相関関数の形状は、距離と赤方偏移の関係を制約し、それによって宇宙の膨張率を制約するための標準的な定規として使用できます。後期の銀河形成によって追跡された宇宙論的密度場は、最初はほぼガウス分布であるため、すべての宇宙論的情報は、2点相関関数（2PCF）またはそのフーリエ空間アナログのパワースペクトルから抽出できます。重力下でのその後の非線形進化、およびハローとその後の銀河形成は、高次相関関数を生成します。初期密度フィールドから最終密度フィールドへのマッピングは、大規模に可逆的であるため、初期フィールドのパワースペクトルの情報量は、最終的な非線形フィールドのすべての高階関数の情報量に等しいとよく言われます。。この主張は、非線形場からの初期密度場の再構築が後者の高次相関関数の分析を不必要にすることを意味します。ここで、N点関数が標準の定規として使用される場合、この主張は誤りであることを示します。銀河のパワースペクトルとバイスペクトル（3点相関関数のフーリエ空間アナログ）の共同分析から得られる制約は、再構成が完全な場合でも、初期のパワースペクトルによって提供される制約を超える場合があります。この主張の数学的正当性を提供し、N体シミュレーションの大規模なスイートを使用してそれを示します。特に、ショットノイズの消失の限界にあるz=0の実空間物質フィールドの場合、k_max=0.2h/Mpcまでのモードを取り、バイスペクトルのみを使用すると、分散の2倍の減少が得られることを示します。パワースペクトルから得られるものと比較した宇宙距離スケール。
宇宙論的軌道法：非線形領域における宇宙構造形成のモデル化
| Title |
The_Cosmological_Trajectories_Method:_Modelling_cosmic_structure_formation_in_the_non-linear_regime |
| Authors |
F._C._Lane,_A._N._Taylor_and_D._Sorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01698 |
ゼルドビッチ近似の周りに重力によって誘発された粒子軌道を拡張することにより、宇宙における非線形構造形成をモデル化するための新しいアプローチ、宇宙論的軌道法（CTM）を紹介します。新しいBeyondZel'dovich近似が提示されます。これは、CTMを拡張して、重力相互作用の2次をリードし、Born後の重力散乱を可能にします。BeyondZel'dovich近似では、物質クラスタリングパワースペクトルの正確な式を導き出します。これは先行順位で計算され、CTMモジュールで使用できます。BeyondZel'dovich近似パワースペクトルと相関関数を、1ループ標準摂動理論（SPT）、1ループラグランジアン摂動理論（LPT）、畳み込みラグランジアン摂動理論（CLPT）などの他の方法と比較します。BeyondZel'dovich近似パワースペクトルは良好に機能し、シミュレーションを$\pm{10}\％$以内に、穏やかな非線形スケールで一致させ、$z=1$を超える赤方偏移ではZel'dovichよりも優れていることがわかります。近似。また、BeyondZel'dovich近似は、Zel'dovich近似、SPT1よりも、シミュレーションの$\pm{5}\％$以内で、$z=0$での相関関数のBAOピークをより正確にモデル化することもわかりました。-ループとCLPT。
極端な質量比のインスピレーションを伴う重力波宇宙論
| Title |
Gravitational_wave_cosmology_with_extreme_mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Danny_Laghi,_Nicola_Tamanini,_Walter_Del_Pozzo,_Alberto_Sesana,_Jonathan_Gair,_Stanislav_Babak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01708 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、重力波（GW）ランドスケープのmHz周波数ウィンドウを開きます。この周波数帯域で放出されると予想されるすべての新しいGWソースの中で、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）は、天体物理学と基礎物理学のためのユニークな実験室を構成します。ここでは、EMRIを使用して、電磁（EM）と他のGW観測の両方を補完する、関連する宇宙論的情報を抽出できることを示します。LISAによって検出された最も大きなEMRI（SNR$>$100）を暗い標準サイレンとして使用し、それらの空の局在領域を模擬銀河カタログと統計的に一致させることにより、$H_0$の制約が$\sim$1.1％（$\sim$3.6）に達する可能性があることがわかります。％）最良の（最悪の）シナリオでの90％の信頼できるレベルでの精度。$\Lambda$CDMパラメーターが他の観測によって固定された動的暗黒エネルギー（DE）宇宙論モデルを検討することにより、最良の（最悪の）シナリオで$\sim$5.9％（$\sim$12.3％）の相対的な不確実性をさらに示します。90％の信頼できるレベルでは、DE状態方程式パラメーターである$w_0$で取得できます。EMRIの測定は、それ自体が関連性があることに加えて、EMと地上ベースのGW観測の両方と比較して、さまざまな系統分類の影響を受けます。したがって、特に$\Lambda$CDMを超える物理学の説得力のある証拠が将来の観測から明らかになった場合は、補完的な宇宙論的測定との相互検証が最も重要になります。
リア吸収体と局所銀河フィラメントの関係について
銀河間媒体（IGM）は、宇宙のバリオンの大部分を含み、銀河と同じ暗黒物質の構造をたどり、フィラメントとシートを形成すると考えられています。IGMの中性成分をサンプリングするLya吸収体は、低赤方偏移と高赤方偏移で広く研究されてきましたが、Lya吸収、銀河、および大規模構造の間の正確な関係は、観測上十分に制約されていません。この研究では、さまざまな機器からのアーカイブ観測データを使用して、Lya吸収体と近くの超高密度宇宙構造（銀河フィラメント）との関係を後退速度Deltav\leq6700km/sで特徴付けることを目的としています。HSTにインストールされたCOSで取得された302の銀河系外バックグラウンドソースのスペクトルで、587の介在するLya吸収体を分析します。吸収線情報を、クルトワらによって最初にマッピングされた5つの局所銀河フィラメントの銀河データと組み合わせます。（2013）。フィラメントの近くを通過する91の視線に沿って、215（227）のLya吸収システム（コンポーネント）を識別します。これらの中で、74個のLyaシステムは、位置と速度が銀河フィラメントと整列しており、これらの吸収体と銀河が同じ大規模構造をトレースしていることを示しています。フィラメントに整列したLya吸収体は、発生率が約90％高く（logNHI\geq13.2の場合はdN/dz=189）、一般的なものよりもカラム密度分布関数の傾きがやや浅い（-beta=-1.47）フィラメントの物質の過密度を反映して、z=0でのLyaの個体数。最強のLya吸収体は、銀河の近くまたはフィラメントの軸の近くに優先的に見られますが、この関係にはかなりのばらつきがあります。私たちの吸収体のサンプルは、ランダムに分布したサンプルよりもフィラメント軸の周りでより強くクラスター化します（KSテストで確認）が、クラスター化信号はフィラメント内の銀河よりも顕著ではありません。
Ia型超新星による宇宙論的解析におけるホスト銀河相関の改善された処理
| Title |
Improved_Treatment_of_Host-Galaxy_Correlations_in_Cosmological_Analyses_With_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Brodie_Popovic,_Dillon_Brout,_Richard_Kessler,_Dan_Scolnic,_Lisa_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01776 |
Ia型超新星（SNIa）の標準キャンドルとしての使用を改善するには、SNIaとそれらのホスト銀河の特性との関係を組み込むためのより良いアプローチが必要です。$\sim$1600SNIaの分光学的に確認されたサンプルを使用して、ホスト銀河の恒星質量への依存を含むSNIa光度曲線特性の基礎となる母集団の最初の経験的モデルを開発します。これらの母集団は、選択効果をモデル化し、BEAMSwithBiasCorrection（BBC）フレームワーク内の距離バイアスを修正するために使用されるシミュレーションへの重要な入力です。ここでは、BBCを改善して、SNIaとホストの相関関係も考慮し、シミュレートされたデータサンプルでこの手法を検証します。SNIaの光度とホスト銀河の恒星の質量（質量ステップ、$\gamma$）の間の入力関係を、0.004等以内に回復します。これは、$\gamma$バイアスをもたらす以前の方法に比べて5倍の改善です。${\sim}0.02$の。BBCを、固有の明るさの変動の新しいダストベースのモデルに適合させます。これにより、データ（$\gamma=0.017\pm0.008$）およびシミュレーション（$\gamma=0.006\pm0.007$）の質量ステップが大幅に削減されます。）。シミュレートされたSNIaを分析すると、ダークエネルギーの状態方程式$w$のバイアスは、新しいBBCメソッドで$\Deltaw=0.006（5）$から$0.010（5）$まで変化します。これらのバイアスは、SNIa-ホスト相関を無視する以前のBBCメソッドを使用した$0.02（5）$$w$バイアスよりも大幅に小さくなっています。
赤方偏移空間パワースペクトルによる重力のより厳しいテストに向けて：大規模構造の成長と振幅の同時プローブ
| Title |
Toward_a_more_stringent_test_of_gravity_with_redshift_space_power_spectrum:_simultaneous_probe_of_growth_and_amplitude_of_large-scale_structure |
| Authors |
Yong-Seon_Song,_Yi_Zheng,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01785 |
赤方偏移歪み（RSD）は、宇宙論的スケールで重力をテストするための刺激的な機会を提供します。しかし、銀河バイアスが存在する場合、線形理論予測が安全に適用される大規模なRSD測定は、構造成長fのパラメーターと変動振幅sigma8の間で縮退を示すことが知られており、パラメーターを制約することしかできません。fsigma8の形式で。この縮退を解きほぐすために、この論文では、線形理論を超えて、弱非線形領域に適用可能なRSDのモデルを検討します。フィッシャー行列分析に基づいて、パラメーターfsigma8の縮退が破られる可能性があることを明示的に示し、sigma8は銀河バイアスの存在下で個別に推定されます。マルコフ連鎖モンテカルロ分析をさらに実行して、モデルがfsigma8とsigma8の基準値を正しく再現し、統計誤差がフィッシャー行列分析から推定されたものと一致することを確認します。ステージIVクラスの今後の銀河調査では、アクセス可能なスケールをk<0.16h/Mpcに制限した場合でも、より高い赤方偏移で10％までの精度でsigma8を明確に決定できることを示します。
半解析モデルにおける孤立銀河
| Title |
Orphan_galaxies_in_semi-analytic_models |
| Authors |
Facundo_M._Delfino_(1_and_2),_Claudia_G._Scoccola_(1_and_2),_Sofia_A._Cora_(1_and_2_and_3),_Cristian_A._Vega-Martinez_(4_and_5)_and_Ignacio_D._Gargiulo_(2_and_3)_((1)_Facultad_de_Ciencias_Astronomicas_y_Geofisicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_Observatorio_Astronomico,_(2)_Consejo_Nacional_de_Investigaciones_Cientificas_y_Tecnicas_(CONICET),_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_La_Plata_(CCT_La_Plata,_CONICET,_UNLP),_Observatorio_Astronomico,_(4)_Instituto_de_Investigacion_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnologia,_Universidad_de_La_Serena,_(5)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_La_Serena) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01837 |
銀河の形成と進化のSAG半解析モデルで使用される「孤立した銀河」の軌道の進化のための更新されたモデルを提示します。宇宙論的シミュレーションでは、孤立銀河は、限られた質量分解能のために、ハローファインダーが暗黒物質のサブハロを追跡できなくなり、より大きなホストシステム内の自己束縛過密度として区別できなくなった伴銀河です。孤児の進化は、それらがホストハロー内で記述する軌道に強く依存するため、それらの進化の適切な処理は、サブハローと伴銀河の分布を予測する上で重要です。提案されたモデルは、力学的摩擦抗力、潮汐ストリッピングによる質量損失、および近接合併基準を考慮に入れており、計算の観点からも安価であるほど単純です。このモデルを較正するために、暗黒物質のみのシミュレーションに適用し、ハロー質量関数と2点相関関数を制約として考慮して、結果を高解像度シミュレーションと比較します。ハロー質量関数が力学的摩擦に厳しい制約を課すことはできませんが、クラスタリング情報の追加は、サブハローの空間分布に関連するモデルのパラメーターをより適切に定義するのに役立つことを示します。最適なパラメーターを持つモデルを使用すると、ハロー質量関数を5％を超える精度で再現し、2点相関関数を10％を超える精度で再現できます。
| Title |
Chameleon_dark_energy_can_resolve_the_Hubble_tension |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Li_Li,_Shao-Jiang_Wang,_Wang-Wei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02020 |
さまざまな独立した局所観測からの直接測定値と、$\Lambda$-cold-dark-matterモデルを使用して宇宙マイクロ波背景放射から推測された測定値との間のハッブル定数の値は、永続的な重要性を持って緊張しています。この手紙では、物質の局所的な過密度に結合したカメレオン場が、より低い背景よりも速く局所的な膨張率を駆動する効果的な宇宙定数として、より高いポテンシャルエネルギー密度でトラップされる可能性があるという、後期の不均一な解決を提案します。物質密度。このメカニズムをトイモデルで説明します。ハッブル張力を解決するには、物質の密度が$20\％$しかない領域で十分であり、局所距離梯子で測定されたハッブル定数は、万里の長城の密度と結合したカメレオンによって強化されます。大規模構造調査で発見されました。
対数多項式展開で失われました：arXiv：2101.08278へのコメント
[1]では、NatureAstronで対数多項式展開が採用されているという事実を強調しました。3、no.3、272-277（2019）[2]は、フラット$\Lambda$CDMの近似値が不十分であるため、フラット$\Lambda$CDMからの偏差を推測するために使用することはあまり動機付けられていません。最近arXiv：2101.08278[3]で提示された「直交化された対数多項式」は、以前の批判[1]に対応する試みです。ここでは、この新しい手法[3]（興味深いかもしれませんが）が[1]で提起された根本的な問題に対処できないことを示します。残念ながら、[2]で行われた主張は、拡張によって失われる可能性があります。
広く分離された惑星の人口統計
このレビューは、最初に太陽系外惑星の人口統計が何を意味するのかを定義することから始め、次に、太陽系外惑星の人口統計の全体像をできるだけ広くしたい理由を動機付けます。次に、実際に太陽系外惑星の人口統計を測定するための方法論と落とし穴について概説します。次に、太陽系外惑星を検出する方法をレビューします。これらの方法が広い分離惑星を検出する能力に焦点を当てます。このレビューの目的のために、私は広い分離を原始惑星系円盤の「雪線」を超えた分離として定義します。それは太陽のような星のおよそ$\sim3$auにあります。この定義はやや恣意的であり、実際の境界は、ホストの星の質量、惑星の質量と半径、および検出方法に依存することに注意してください。私は、太陽系外惑星の検出可能性について、ホスト星の特性を含む関連する物理的パラメーターの関数としての信号対雑音比のおおよそのスケーリング関係を確認します。トランジット、視線速度、直接イメージング、マイクロレンズ法からすでに学んだことの概要を海外で提供します。さまざまな方法を使用して人口統計を合成する際の課題の概要を説明し、この方向でのいくつかの予備的な最初のステップについて説明します。最後に、太陽系外惑星のほぼ完全な統計調査を提供するための将来の見通しについて説明します。
汚染された白色矮星の胞子形成核種によって証明された氷のような太陽系外衛星
| Title |
Icy_Exomoons_Evidenced_by_Spallogenic_Nuclides_in_Polluted_White_Dwarfs |
| Authors |
Alexandra_E._Doyle_and_Steven_J._Desch_and_Edward_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01835 |
汚染された白色矮星（WD）のBeの過剰は、巨大な太陽系外惑星の放射帯に形成された氷の太陽系外衛星の降着の結果であるという証拠を提示します。ここでは、例として白色矮星GALEXJ2339-0424の過剰なBeを使用します。GALEXJ2339-0424で母体の岩石形成元素の存在量を制限し、このWDのベリリウムの過剰量は、WDの外被を通る拡散フラックスの違いや、典型的な岩石形成プロセス中の化学的分別によって説明できないことを示します。。代わりに、Beは岩石と混合した氷の高エネルギー陽子照射によって生成されたと主張します。降着した親体で高いBe/O比を形成するために必要なMeV陽子フルエンスは、その放射帯内の巨大惑星のリングでの氷の照射と、それに続く氷の降着による月の形成と一致することを示します後でWDによって降着されます。土星の氷の衛星は、有用な類似物として機能します。私たちの結果は、太陽系のものを含む、一般に巨大な惑星の周りのリングによって形成された氷の衛星における胞子形成核種の過剰の推定を提供します。ここで説明するWDを含むこれまでに2つの汚染されたWDでBeの過剰が検出されましたが、他の胞子形成元素LiおよびBの過剰も検出する必要があり、そのような検出も観察されると予測します。巨大な惑星の環系で形成された氷の太陽系外衛星による汚染を示します。
KMT-2018-BLG-1025Lb：低質量星を周回するマイクロレンズスーパーアース惑星
| Title |
KMT-2018-BLG-1025Lb:_microlensing_super-Earth_planet_orbiting_a_low-mass_star |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Chung-Uk_Lee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim,_Woong-Tae_Kim,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01890 |
私たちは、以前の調査データの分析されていないレンズイベントに隠された欠落しているマイクロレンズ惑星を見つけることを目指しています。この目的のために、2018年シーズン以前の高ケイデンス調査から収集されたデータで、ピーク倍率$A_{\rmPeak}\gtrsim30$を使用して高倍率マイクロレンズイベントの体系的な検査を実施します。この調査から、イベントKMT-2018-BLG-1025のレンズ光度曲線の異常を特定します。光度曲線の分析は、異常がレンズの非常に低い質量比の伴侶によって引き起こされていることを示しています。3つの縮退解を特定します。この場合、解のペア（解B）間のあいまいさは、以前から知られているクローズワイド縮退によって引き起こされます。これらと他の解（解A）の間の縮退は、次のような新しいタイプです。以前に報告されていません。惑星とホストの間の推定質量比は、ソリューションAでは$q\sim0.8\times10^{-4}$、ソリューションBでは$q\sim1.6\times10^{-4}$です。測定された観測可能なものを使用して実施されたベイジアン分析では、惑星とホストの質量、およびレンズまでの距離は$（M_{\rmp}、M_{\rmh}、D_{\rmL}）\sim（6.1〜M_\oplus、0.22〜M_\odot、6.7〜{\rmkpc}）$ソリューションAおよび$\sim（4.4〜M_\oplus、0.08〜M_\odot、7.5〜{\rmkpc}）解決策の$B。惑星の質量は、解決策に関係なくスーパーアースのカテゴリにあり、地球と太陽系の氷の巨人の間にある質量を持つ11番目のスーパーアース惑星になり、マイクロレンズによって発見されました。
プロキシマケンタウリからの光レーザー放射の検索
プロキシマケンタウリからのレーザー光の検索が実行されました。これには、2004年から2019年の間に取得された107個の高解像度の光学スペクトルが含まれます。そのうち、57個のスペクトルには、それぞれが10個の近接した周波数の光で構成される複数の閉じ込められたスペクトルコームが含まれています。エンティティとしてのスペクトルコームは、それ自体が5800GHzの周波数間隔で等間隔に配置されているため、技術的な起源が明確になっています。ただし、櫛はプロキシマケンタウリに由来していません。それ以外の場合、プロキシマケンタウリの107のスペクトルは、レーザーまたは狭い範囲の波長の光からの技術信号の証拠を示していません。この検索では、10メートルの口径を持つベンチマークレーザーランチャーを想定すると、20〜120キロワットの出力を持ち、プロキシマケンタウリを中心とする1.3auの視野内にある地球に向けられたレーザーが明らかになります。
小惑星の破壊の優先方向の源としての日変化：ベンヌの場合の理論モデル
| Title |
Diurnal_temperature_variation_as_the_source_of_the_preferential_direction_of_fractures_on_asteroids:_theoretical_model_for_the_case_of_Bennu |
| Authors |
D._Uribe,_M._Delbo,_P.-O._Bouchard,_D._Pino_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01939 |
私たちの太陽系の空気のない物体の温度サイクルは、表面材料の損傷を引き起こす可能性があることが示されています。それにもかかわらず、宇宙オブジェクトの場合の伝播メカニズムはまだよくわかっていません。現在の研究では、熱弾性モデルと線形弾性破壊力学理論を組み合わせて、日中の温度サイクルによって生成された温度勾配の存在下で、小惑星ベンヌに存在するものと同様の条件下で破壊伝播を予測しています。亀裂方向は、有限要素といわゆるG$\theta$法を使用して実装される最大ひずみエネルギー解放率基準を使用して計算されます（Uribe-Su\'arezetal。2020.Eng。FractureMech。227：106918）。実装された方法論を使用して、さまざまな位置およびさまざまな方向の初期亀裂先端の亀裂伝播方向が計算されます。亀裂は、北から南（N-S）、北東から南西（NE-SW）、および北西から南東（NW-SE）の方向に優先的に伝播することがわかります。最後に、亀裂成長速度を推定するために熱疲労解析を実行しました。計算値は、利用可能な実験的証拠とよく一致しています。
ヘレンの表面特性の制約
カッシーニの複合赤外分光計（CIRS）によって撮影された、ディオーネの共軌道衛星ヘレンの2セットの観測を分析します。最初の観測は、CIRSFP3（600〜1100cm-1、9.1〜16.7${\mu}$m）で、10個のFP3ピクセルのうち2個が埋められたヘレンの後半球を見つめていました。これらの観測から得られた日中の表面温度は、現地時間223${\deg}$から288${\deg}$および180${\degで83.3${\pm}$0.9Kおよび88.8${\pm}$0.8Kでした。それぞれ}$から238${\deg}$。これらの温度を1次元熱物理モデルと比較すると、0.25〜0.70のアルベドのみがデータに適合し、平均および標準偏差は0.43${\pm}$0.12でした。1〜2000Jm$^{-2}$K$^{-1}$s$^{-1/2}$の間にテストされたすべての熱慣性は、データに適合しました（つまり、熱慣性は制約されませんでした）。分析された2番目の観測は、ヘレンの主要な半球のFP3およびFP4（1100〜1400cm-1、7.1〜9.1${\mu}m）$スキャンでした。FP3では77〜89Kの温度が観察され、通常は5〜10Kの誤差がありました。FP4から得られた表面温度は98〜106Kと高くなりましたが、誤差がはるかに大きく（10〜30K）、したがってFP3とFP4から得られた温度は、不確実性の範囲内でほぼ一致しています。ディオーネのディスク統合型ボロメータボンドアルベドは、0.63${\pm}$0.15（Howettetal。、2010）から0.44${\pm}$0.13（Howettetal。、2014）の間であることがわかっています。したがって、ヘレンはディオーネよりも暗い可能性があり、これは短波長で見られる傾向とは逆です（c.f.Hedmanetal。、2020;Royeretal。、2020）。しかし、ディオーネとヘレンのアルベドは不確実性の範囲内で一致しているため、結論を出すことはほとんどできません。
近所の人と暮らす。 III。銀河ペアのスピン$-$軌道相互作用の起源：隣接対大規模構造
| Title |
Living_with_Neighbors._III._The_Origin_of_the_Spin$-$Orbit_Alignment_of_Galaxy_Pairs:_A_Neighbor_versus_the_Large-scale_Structure |
| Authors |
Jun-Sung_Moon,_Sung-Ho_An,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01701 |
最近の観測により、銀河のスピンベクトルとその隣の銀河の軌道運動との間のコヒーレンスが明らかになりました。この現象を「スピン$-$軌道相互作用（SOA）」と呼び、IllustrisTNGシミュレーションを介してその物理的起源を調査します。これは、宇宙論的流体力学シミュレーションを利用して銀河ペアのSOAを調査した最初の研究です。特に、質量比が1/10から10の最近傍を持つ$z=0$のペアの銀河を特定し、各ペアのスピン$-$軌道相互作用を計算します。結果は以下のとおりです。（a）観測と定性的に一致する、銀河ペアの順行方向（つまり、SOA）に対する明確な優先順位が存在します。（b）SOAはバリオンスピンと暗黒物質スピンの両方にとって重要であり、ガスに対して最も強く、暗黒物質に対して最も弱い。（c）SOAは、質量の小さいターゲットおよび隣接するターゲットの方が強力です。（d）SOAは低密度領域の銀河に対して強化され、信号は低質量ハローの中央の$-$衛星ペアによって支配されます。（e）SOAは、現在のネイバーとの相互作用の期間に明示的に依存しています。まとめると、$z=0$で目撃されたSOAは、周囲の大規模構造からの潮汐トルクではなく、主に長期間の隣人との相互作用によって開発されたと提案します。
POSSUMの初期科学：衝撃、乱流、およびろ座銀河団のイオン化ガスの大規模な新しい貯留層
| Title |
Early_Science_from_POSSUM:_Shocks,_turbulence,_and_a_massive_new_reservoir_of_ionised_gas_in_the_Fornax_cluster |
| Authors |
C._S._Anderson,_G._H._Heald,_J._A._Eilek,_E._Lenc,_B._M._Gaensler,_Lawrence_Rudnick,_C._L._Van_Eck,_S._P._O'Sullivan,_J._M._Stil,_A._Chippendale,_C._J._Riseley,_E._Carretti,_J._West,_J._Farnes,_L._Harvey-Smith,_N._M._McClure-Griffiths,_Douglas_C._J._Bock,_J._D._Bunton,_B._Koribalski,_C._D._Tremblay,_M._A._Voronkov,_K._Warhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01702 |
現在一連の合併が行われている、個々の低質量クラスターであるろ座銀河団の最初のファラデー回転測定（RM）グリッド研究を紹介します。オーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）を使用して$\sim34$平方度の空の領域をカバーする宇宙の磁気の偏光空調査（POSSUM）の試運転データを活用して、1平方あたり$\sim25$RMのRMグリッド密度を達成します。887MHzを中心とする280MHz帯域からの度数。これは、今後のGHz周波数全天観測の予想と同様です。これにより、クラスターの拡張された磁気イオン構造を前例のない詳細で精査します。確認されたバックグラウンドソースのファラデーRMの散乱は、クラスター中心までの1度（360kpc）の投影距離内で$16.8\pm2.4$radm$^{-2}$増加することがわかります。これは、2--現在検出可能なX線放射銀河団ガス（ICM）の4倍の拡張。ファラデー活性プラズマは、X線放射ICMよりも質量が大きく、平均密度は、暖熱銀河間媒体の期待にほぼ一致します。ファラデー深度増強の形態は、主なろ座銀河団の南西側での天体物理学的バウショックの古典的な形態と、北東側での拡張された後退後流を示しています。私たちの好む説明は、南西のメインクラスターとサブクラスターの間で進行中の合併です。衝撃波のマッハ角度とスタンドオフ距離は、マッハ1.06との一貫した遷音速合流速度につながります。ファラデー深度の強化をホストしている領域は、合計強度と偏光強度の両方の減少を示しています。これについて満足のいく説明を特定することはできません。さらなる観察が必要です。一般に、私たちの研究は、今後の全天電波調査によって生成された離散ソースの全天グリッドから期待できる科学的利益を示しています。
高速での下部構造I：運動学的下部構造の存在下での脱出速度の推測
| Title |
Substructure_at_High_Speed_I:_Inferring_the_Escape_Velocity_in_the_Presence_of_Kinematic_Substructure |
| Authors |
Lina_Necib_and_Tongyan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01704 |
局所的な脱出速度は、銀河の質量プロファイルに貴重な入力を提供し、恒星の速度分布の尾を理解する必要があります。Leonard$\＆$Tremaine（1990）に続いて、さまざまな作品が恒星の速度分布の尾を$\propto（v_{\rm{esc}}-v）^k$としてモデル化しました。ここで、$v_{\rm{esc}}$は脱出速度であり、$k$は分布の傾きです。ただし、このような研究では、これら2つのパラメーターは大幅に縮退していることがわかり、$v_{\rm{esc}}$を制約するために$k$に狭い事前分布が課されることがよくあります。さらに、べき乗則形式の有効性は、複数の運動学的下部構造の存在下で崩壊する可能性があります。この論文では、運動学的下部構造の存在を初めて考慮に入れる戦略を紹介します。速度分布の裾を、強い事前確率を課すことなく、複数のべき乗則の合計としてモデル化します。モックデータを使用して、最近発見されたガイアソーセージと同様の運動学的構造の存在下でのこの方法の堅牢性を示します。コンパニオンペーパーでは、ガイアDR2データを使用して、脱出速度とそれに続く天の川の質量の新しい測定値を示します。
NGC 6723から破壊され、天の川の膨らみによって捕らえられた、化学的に非定型の星のAPOGEE発見
| Title |
APOGEE_discovery_of_a_chemically_atypical_star_disrupted_from_NGC_6723_and_captured_by_the_Milky_Way_bulge |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Dante_Minniti,_Leticia_Carigi,_Vinicius_M._Placco,_Sang-Hyun_Chun,_Richard_R._Lane,_Doug_Geisler,_Sandro_Villanova,_Stefano_O._Souza,_Beatriz_Barbuy,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Cristina_Chiappini,_Anna._B._A._Queiroz,_Baitian_Tang,_Javier_Alonso-Garc\'ia,_Andr\'es_E._Piatti,_Tali_Palma,_Alan_Alves-Brito,_Christian_Moni_Bidin,_Alexandre_Roman-Lopes,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Harinder_P._Singh,_Richa_Kundu,_Leonardo_Chaves-Velasquez,_Mar\'ia_Romero-Colmenares,_Penelope_Longa-Pe\~na,_Mario_Soto,_Katherine_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01706 |
天の川の中央（「バルジ」）領域は、シアンが強く濃縮された大気（$^{12}$C$^{14}$N）を持つ、軽度の金属欠乏星のかなりの部分で溢れています。窒素で強化された星としても知られているこれらの天体のいくつかは、天の川の古代の集会の歴史の遺物であると仮定されています。球状星団で観察された独特の化学パターンに対する窒素増強星の化学的類似性が観察されたが、フィールド星と球状星団の間の直接的な関係はまだ証明されていない。この研究では、膨らんだ球状星団NGC6723の高解像度、近赤外分光観測、およびクラスターの外側（潮汐半径の近く）にあるが移動している星2M18594405$-$3651518の偶然の発見について報告します。同様の軌道で、かつては球状星団のメンバーであった可能性が非常に高く、最近放出された星の最初の明確な証拠を提供します。その窒素存在比（[N/Fe]$\gtrsim+0.94$）は、典型的な銀河系のフィールドスターレベルをはるかに上回っており、重い$s$プロセス要素（Ce、Nd、およびYb）で顕著な濃縮を示します。、適度な炭素濃縮とともに;すべての特性は、球状星団の既知の例です。この結果は、バルジ内の窒素で強化された星のいくつかが、球状星団の潮汐破壊に起因している可能性が高いことを示唆しています。
| Title |
Monte_Carlo_simulations_of_multiple_populations_in_globular_clusters:_constraints_on_the_cooling_flow_vs._accretion_scenario_using_million_bodies_simulations |
| Authors |
A._Sollima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01707 |
私は、銀河系球状星団の複数の集団の起源について提案された2つの主要なシナリオに従って初期設定が定義されている、2つの恒星集団をホストする恒星系の進化をシミュレートします。（i）自然のままの冷却流からの第2世代の形成+汚染ガスおよび（ii）低質量星の一部の原始星円盤への汚染ガスの降着。この目的のために、$10^{5}$から$3\cdot10^{6}$の粒子を含むモンテカルロシミュレーションが実行されました。これには、恒星進化論、バイナリ相互作用、外部潮汐場、およびプロトの詳細なモデリングの効果が含まれます。-恒星のディスク構造。プロトステラディスクへのガスの初期降着は、ディスクの寿命が長くならない限り（$t_{disk}\sim20〜）、離散的な集団を生成したり、星のかなりの部分（$>10\％$）の化学組成を変更したりすることはできません。モデルによって予測されたものよりもMyr$）が想定されます。さらに、このシナリオでは、2つの母集団の混合タイムスケールが短すぎて、化学的に濃縮された母集団の観察された分離を再現できません。一方、冷却流シナリオ内で実行されるシミュレーションは、ハッブル時間の後に、球状星団で観察されたものと同様の第1対第2の母集団質量比を持つ恒星系に進化する可能性があります。ただし、初期充填率$r_{h}/r_{J}>0.15$が採用されています。しかし、弱い潮汐場レジームでは、大きなガラクトセントリック距離で天の川球状星団で観察されたものよりも強い第2の母集団の放射状の分離が予測されます。この不一致は、現実的な軸対称ポテンシャルでの離心率軌道に続くシミュレーションではなくなります。
銀河ファラデー回転空2020
| Title |
The_Galactic_Faraday_rotation_sky_2020 |
| Authors |
Sebastian_Hutschenreuter,_Craig_S._Anderson,_Sarah_Betti,_Geoffrey_C._Bower,_Jo-Anne_Brown,_Marcus_Br\"uggen,_Ettore_Carretti,_Tracy_Clarke,_Andrew_Clegg,_Allison_Costa,_Steve_Croft,_Cameron_Van_Eck,_B._M._Gaensler,_Francesco_de_Gasperin,_Marijke_Haverkorn,_George_Heald,_Charles_L.H._Hull,_Makoto_Inoue,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Jane_Kaczmarek,_Casey_Law,_Yik_Ki_Ma,_David_MacMahon,_Sui_Ann_Mao,_Christopher_Riseley,_Subhashis_Roy,_Russell_Shanahan,_Timothy_Shimwell,_Jeroen_Stil,_Charlotte_Sobey,_Shane_O'Sullivan,_Cyril_Tasse,_Valentina_Vacca,_Tessa_Vernstrom,_Peter_K.G._Williams,_Melvyn_Wright_and_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01709 |
この作業は、2020年の終わりに利用可能なほぼすべてのファラデー回転データセットを処理することにより、銀河ファラデー回転空の既存の再構成を更新します。近年の銀河系外のソースの観測は、他の地域の中でも、以前の制約の少ない南天の空、および天の川の内側の円盤の一部。これは、55,190データポイントの全天データセットで最高潮に達しました。これは、以前の作業で使用された41,330を大幅に拡張したものであり、銀河成分の更新された分離を有望なベンチャーにします。ソース密度の増加により、結果を約$1.3\cdot10^{-2}\、\mathrm{deg}^2$（$46.8\、\mathrm{arcmin}^2$）の解像度で表示できます。前作に比べて2倍になりました。以前のファラデー回転空の再構成に関しては、この作業は情報フィールド理論に基づいています。これは、ノイズの多い不完全なデータを処理するフィールドのような量のベイズ推定スキームです。以前の再構成とは対照的に、数千ドルの値を超える小規模な構造を持つ非常に薄くてはっきりとした銀河円盤が見つかりました$\mathrm{rad}\、\mathrm{m}^{-2}$。改善は主にファラデーデータの新しいカタログに起因する可能性がありますが、数値情報フィールド理論内の相関構造モデリングの進歩によってもサポートされています。さらに、ファラデー回転空の統計的特性について詳細に説明し、他のデータセットとの相関関係を調査します。
フェルミバブル観測による内部銀河のハローガス分布の調査
| Title |
Probing_the_Halo_Gas_Distribution_in_the_Inner_Galaxy_with_Fermi_Bubble_Observations |
| Authors |
Ruiyu_Zhang_and_Fulai_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01710 |
内側の天の川（MW）の高温ハローガス分布には、フェルミやeROSITAの泡など、銀河中心部での過去のエネルギーフィードバックプロセスの重要な化石記録が含まれています。ここでは、ジェットショックシナリオでのフェルミバブルの形成を調査するための一連のシミュレーションの初期条件として、さまざまな球形およびディスク状のMWハローガスモデルを採用しています。シミュレーション結果は、フェルミバブルの関連する観測結果と直接比較され、フェルミバブルイベントの前に内部銀河内のハローガス分布を制約します。最適なガス密度分布は、半径$n_{\rme}（r）=0.01（r/1\text{〜kpc}）^{-1.5}$cm$^{-のべき乗則で表すことができます。3}$。私たちの研究では、内部密度コアがあるかどうかを判断できません。コアが存在する場合は、サイズ$r_{c}\lesssim0.5$kpcで非常に小さいはずです。大きな半径$r\sim50-90$kpcに外挿すると、導出された密度分布は、ラム圧力ストリッピング計算から最近推定されたガス密度を大幅に下回り、ハローガス密度プロファイルが平坦になるか、1つ以上の不連続性があることを示唆します。$10\lesssimr\lesssim50$kpc以内。導出されたガス密度プロファイルは、約5ドル前のeROSITAバブルの内側の10kpc領域での高温ガス分布に対応している可能性があります。
複数集団の球状星団の動的進化
一連のモンテカルロシミュレーションを実行して、初期質量、第2世代（2G）星の割合、および構造特性が異なる球状星団の複数の星の種族の動的進化のいくつかの基本的な側面を研究しました。私たちのシミュレーションは、次のことを調査して解明します。1）2G星の割合の進化における初期および長期の動的プロセスと恒星の脱出の役割、および2G星の割合の進化とさまざまな動的パラメーターとの関連。2）クラスター内の2G星の割合と、クラスターの動的進化中の脱出星の集団との間のリンク。3）第1世代（1G）と2Gの星の空間混合のダイナミクスと、混合に向かって進化する2つの集団の構造特性の詳細。4）速度分布の異方性の進化に対する1Gと2Gの星の空間分布の初期の違いと、動的履歴のさまざまな段階にあるクラスターの1Gと2Gの異方性の予想される半径方向のプロファイルの影響。5）クラスターの中心からの距離とクラスターの進化段階の関数としての1Gと2Gの母集団のエネルギー等分配の程度の変化。
AMBREプロジェクト：天の川の硫黄の起源と進化
| Title |
The_AMBRE_Project:_Origin_and_evolution_of_sulfur_in_the_Milky_Way |
| Authors |
J._Perdigon,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_E._Fernandez-Alvar,_P._Santos-Peral,_G._Kordopatis_and_M.A._Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01961 |
硫黄は揮発性の化学元素であり、銀河の化学進化を追跡する上で重要な役割を果たします。ただし、その元素合成の起源と存在量の変動はまだ不明です。この記事の目的は、太陽の近くにある多数の星のS含有量を正確かつ正確に研究することです。AMBREプロジェクトによって提供された何千ものHR恒星スペクトルのパラメータ化を使用し、それを自動存在量決定GAUGUINと組み合わせて、1855年の低速回転FGKタイプの星のLTE硫黄存在量を導き出します。これは、これまでに公開されたSアバンダンスの最大かつ最も正確なカタログです。[M/H]〜-2.0dexから始まる〜2.5dexまでの金属量ドメインをカバーします。[S/M]存在比は、金属が少ない領域でのプラトーのような分布と互換性があり、[M/H]〜-1.0dexで連続的に減少し始めることがわかります。この減少は、Mgについて最近報告され、銀河の化学進化モデルによって予測されたように、超太陽金属量星の負の値に向かって続いています。さらに、[M/H]が[-1.0、-0.5]の範囲にある硫黄に富む星は、金属に富み、硫黄に乏しい星とは、運動学的および軌道特性が大きく異なります。したがって、薄いディスクと厚いディスクに関連する2つのディスクコンポーネントは、運動学と硫黄の存在量で独立して見られます。銀河円盤の硫黄放射状勾配も推定されています。最後に、鉄に関する硫黄の濃縮は、恒星の年齢とうまく相関しています。古い金属量の少ない星は、若い金属量の多い星よりも[S/M]比が高くなっています。この研究により、硫黄が銀河系の個体群の特性を調査するために考慮できるアルファ元素であることが確認されました。
天の川円盤の放射状構造と形成
| Title |
Radial_structure_and_formation_of_the_Milky_Way_disc |
| Authors |
D._Katz,_A._Gomez,_M._Haywood,_O._Snaith_and_P._Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02082 |
銀河円盤の形成は熱心に議論されている問題です。多くの研究とモデルは、観察された特性を形作った支配的な物理的プロセスを特定しようとしています。SDSSDR16APOGEEカタログによって提供される内側の天の川とAPOGEE-AstroNN付加価値カタログ（VAC）で公開されている年代の改善されたカバレッジを利用して、銀河系の恒星の化学的特性と年代特性の放射状の進化を調べます。ディスク、その形成をよりよく制約することを目的としています。銀河面の周りの+/-2kpc層で選択された、正確なAPOGEE存在量とAPOGEE-astroNN年齢を持つ199,307個の巨星のサンプルを使用して、次のガイド半径で依存性を評価します：（i）金属量の中央値、（ii）[Fe/H]-[Mg/Fe]および年齢-[Mg/Fe]分布の稜線、および（iii）年齢分布関数（ADF）。巨星のサンプルでは、銀河円盤の半径方向の振る舞いをRg=0から14-16kpcまで調べることができます。厚い円盤[Fe/H]-[Mg/Fe]の稜線は、密接にグループ化された平行経路をたどり、厚い円盤が十分に混合された媒体から形成されたという考えを支持します。ただし、稜線は[Mg/Fe]に小さなドリフトを示し、ガイド半径が大きくなると減少します。サブソーラー金属量では、中間および外側の薄いディスク[Fe/H]-[Mg/Fe]の稜線は、ガイド半径が大きくなるにつれて、より低い金属量にシフトした平行シーケンスに従います。このパターンは、薄い円盤の形成が始まる前に起こった、Rg〜6kpcから円盤の周辺への星間物質の希釈の兆候として解釈されます。APOGEE-AstroNNVACは、銀河中心からRg〜14kpcまでの薄い円盤星の統計的に有意なサンプルの恒星年齢を提供します。このデータセットによって提供される重要な結果は、薄いディスクがR_g〜10-12kpcまでの裏返しの形成の証拠を示すことです。（要約）
AlFoCS + F3D II：ろ座銀河団のガス対ダスト比が予想外に低い
| Title |
AlFoCS_+_F3D_II:_unexpectedly_low_gas-to-dust_ratios_in_the_Fornax_galaxy_cluster |
| Authors |
Nikki_Zabel,_Timothy_A._Davis,_Matthew_W._L._Smith,_Marc_Sarzi,_Alessandro_Loni,_Paolo_Serra,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Phil_Cigan,_Maarten_Baes,_George_J._Bendo,_Ilse_De_Looze,_Enrichetta_Iodice,_Dane_Kleiner,_B\"arbel_S._Koribalski,_Reynier_Peletier,_Francesca_Pinna,_P._Tim_de_Zeeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02148 |
ALMA、ATCA、MUSE、およびハーシェルからの観測を組み合わせて、ハーシェルによってFIR/サブmmで検出され、ALMAろ座銀河団調査（AlFoCS）の一部としてALMAによって観測された15個のろ座銀河団のガス対ダスト比を研究します。サンプルは、8.3$\leq$log（M$_*$/M$_\odot$）$\leq$11.16の恒星の質量範囲と、さまざまな形態学的タイプにまたがっています。MUSE観測（Fornax3D調査から）から得られた気相金属量を使用して、これらの比率を金属量の関数として研究し、9つの銀河のサブサンプルでダストと金属の比率を研究します。ろ座銀河のガス対ダスト比は、固定された恒星の質量/金属量で散在銀河のそれよりも体系的に低いことがわかります。これは、これらのFornaxシステムの金属の比較的大部分がほこりに閉じ込められていることを意味します。これは、高密度環境の結果として化学進化が変化したことが原因である可能性があります。低い比率は、HIの不足によって引き起こされるだけでなく、H$_2$対ダストの比率も大幅に減少します。これはおとめ座銀河団では異なります。おとめ座銀河団では、ビリアル半径内の低いガス対ダスト比が低いHI対ダスト比によって駆動され、H$_2$対ダスト比が増加します。NGC1436の解決された観測は、ダストに対するH$_2$の比率の放射状の増加を示し、ディスク全体に低い比率が存在することを示しています。ろ座銀河団のH$_2$とダストの比率が低いことについて、ダストと比較してH$_2$をより効率的に除去すること、星形成プロセスでのダストをより効率的に濃縮すること、ISM物理学を変更することなど、さまざまな説明を提案します。クラスター環境で。
GRMHDにおける磁気的に修正された球形降着：再接続駆動の対流とジェット伝搬
| Title |
Magnetically_Modified_Spherical_Accretion_in_GRMHD:_Reconnection-Driven_Convection_and_Jet_Propagation |
| Authors |
Sean_M._Ressler,_Eliot_Quataert,_Christopher_J._White,_Omer_Blaes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01694 |
最初に均一な磁場の存在によって修正された、急速に回転するブラックホールの周りのゼロ角運動量降着の3D一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを提示します。磁場方向とブラックホールスピンの間のサーバー角度を考慮します。結果として生じる流れでは、ミッドプレーンのダイナミクスは、磁気的に停止した（またはほぼ停止した）状態での磁気リコネクション駆動の乱流によって支配されます。流出効率が約10〜200％の電磁ジェットは極域を占め、キンクの不安定性のために散逸する前に数百の重力半径に達します。ジェットの方向は時間とともに変動し、ブラックホールのスピンに対して最大30度まで傾斜する可能性がありますが、この傾斜は初期磁場の傾斜に強く依存しません。乱流の地平線スケールの変動が局所的に正味の垂直磁場を生成する可能性があるため、初期の正味の垂直磁束がない場合でもジェットが形成されます。ピークジェットパワーは、ブラックホールに到達できる磁束の量を最大化するため、ブラックホールのスピンに対して40〜80度傾斜した初期磁場に対して得られます。これらのシミュレーションは、SgrA*やM87などの低光度のブラックホール降着流の妥当なモデルである可能性があります。
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダーを使用したガンマ線バーストからの電波残光の検索
| Title |
A_search_for_radio_afterglows_from_gamma-ray_bursts_with_the_Australian_Square_Kilometre_Array_Pathfinder |
| Authors |
James_K._Leung,_Tara_Murphy,_Giancarlo_Ghirlanda,_David_L._Kaplan,_Emil_Lenc,_Dougal_Dobie,_Julie_Banfield,_Catherine_Hale,_Aidan_Hotan,_David_McConnell,_Vanessa_A._Moss,_Joshua_Pritchard,_Wasim_Raja,_Adam_J._Stewart_and_Matthew_Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01948 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）を使用して、長いガンマ線バーストからの電波残光の検索を示します。私たちの検索では、赤緯$+41^\circ$の南にある天球全体をカバーする、RapidASKAPContinuumSurveyと、$\sim5,000$平方度をカバーするVariablesandSlowTransientsPilotSurvey（フェーズ1）の3つのエポックを使用しました。時代。これらの調査から使用した観測は、2019年4月21日から2020年1月11日までの9か月間でした。これらの調査で見つかった無線ソースを、779の十分にローカライズされた（$\leq15''$まで）長いガンマ線バーストと照合しました。2004年以降に発生し、光学画像の分析を通じて、関連が残光に関連する可能性が高いか、ホストに関連する可能性が高いかを判断しました。私たちの検索では、バーストの511日後のASKAP観測で、GRB171205Aに関連する1つの電波残光候補を検出しました。これは超新星の対応するSN2017iukによる局所的な低光度ガンマ線バーストです。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用して、バースト後859日と884日で電波残光をさらに観測することで、この検出を確認しました。このデータを初期の電波観測からのアーカイブデータと組み合わせることで、電波スペクトルエネルギー分布の進化だけで、バーストの風のようなサーカムバースト媒体の明確な兆候を明らかにできることを示しました。最後に、バーストの微物理的衝撃パラメータの半解析的推定値を導き出しました。電子のべき乗則指数$p=2.84$、正規化された風密度パラメータ$A_*=3$、電子の分数エネルギー$\epsilon_{e}=0.3$、および磁場の分数エネルギー$\epsilon_{B}=0.0002$。
GX339-4の静止とバースト特性の関係
| Title |
Relation_Between_Quiescence_and_Outbursting_Properties_of_GX_339-4 |
| Authors |
Riya_Bhowmick,_Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Shreeram_Nagarkoti,_Sandip_Kumar_Chakrabarti,_Ritabrata_Sarkar,_Debjit_Chatterjee,_and_Arghajit_Jana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02030 |
銀河系ブラックホール候補（BHC）GX〜339-4は、過去2年半の間に2〜3ドルの不規則な間隔でいくつかの爆発段階を経ました。持続時間、ピークの数、最大ピーク強度などの観点からのこれらの爆発の性質は異なります。爆発の変動の背後にある考えられる物理的理由を提示します。物理的な観点から、コンパニオンからの物質の供給がほぼ一定である場合、爆発時の総エネルギー放出は、物質が蓄積される爆発前の静止期間に比例すると予想されます。1996年1月から2011年6月までのRXTE/ASMのアーカイブデータ、および2009年8月から2020年7月までのMAXI/GSCのデータを使用します。1997年から2011年までのGX〜339-4の最初の5回の爆発は、ASMによって観察され、蓄積期間と各爆発で放出されるエネルギー量との間に良好な線形関係を示しましたが、2013年以降の爆発はまったく異なる動作をしました。2013年、2017年から18ドル、2018年から19ドルの爆発は短期間のものであり、本質的に不完全または「失敗」しました。これらの爆発の前の静止期間中に蓄積された物質は、粘性が不足しているため、降着によって除去されなかったことを示唆します。残りの問題は、すぐ次の爆発でクリアされました。したがって、私たちの研究は、爆発源における長期的な降着のダイナミクスに光を当てています。
未分類のバーストアラート望遠鏡活動銀河核の新しいパンクロマティック分類
| Title |
A_new_panchromatic_classification_of_unclassified_Burst_Alert_Telescope_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Luca_Giuliani,_Gabriele_Ghisellini,_Tullia_Sbarrato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02044 |
最新のバーストアラート望遠鏡（BAT）全天硬X線カタログで未知の活動銀河核（AGN）として分類された新しいソースについて、すべての周波数でデータを収集します。赤方偏移が測定された36の光源に焦点を当て、これらのオブジェクトを分類することを目的として、ラジオから$\gamma$線までのスペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。得られたSEDを再現しようとする放出モデルを適用します。これには、次のものが含まれます。i）標準の薄い降着円盤と不明瞭なトーラスおよびX線コロナ。ii）2つの温度の厚い移流が支配的な流れ。iii）キロエレクトロンボルトエネルギーおよび光学帯域での視線に沿った吸収を説明する、不明瞭なAGNモデル。iv）ブレーザーのような物体のジェット放出を説明するための現象論的モデル。モデルをSWIREテンプレートライブラリと統合して、ホスト銀河の放出を説明します。すべてのソースについて、データとモデルの間に良好な一致が見られました。吸収の影響をあまり受けない硬X線帯で線源が選択されたことを考えると、吸収された電波が静かなAGNの大部分（36個中31個）といくつかの追加のまれな電波大音量の線源（536）のうち、硬X線でのジェット放出は、ビーム効果によって生成されるブーストのために、整列したジェットにとって重要であるためです。私たちの研究により、光学スペクトルがAGN放射の特徴を欠いている多くの銀河が、不明瞭な活動銀河をホストしているという仮説を確認することができます。私たちが使用したアプローチは、一般的に使用される方法では分類できなかったオブジェクトを迅速に識別するのに効率的であることが証明されました。
2モーメントニュートリノ輸送のためのDG-IMEX法：ニュートリノ-物質結合のための非線形ソルバー
| Title |
A_DG-IMEX_method_for_two-moment_neutrino_transport:_Nonlinear_solvers_for_neutrino-matter_coupling |
| Authors |
M._Paul_Laiu,_Eirik_Endeve,_Ran_Chu,_J._Austin_Harris,_O._E._Bronson_Messer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02186 |
ニュートリノと物質の相互作用は、ニュートリノと物質の間のレプトン数および/または4元運動量交換の両方に寄与するため、コア崩壊超新星（CCSN）爆発で重要な役割を果たし、ニュートリノ駆動爆発のエージェントとして機能します。CCSNシミュレーションにおけるニュートリノ輸送のマルチスケールの性質により、ニュートリノと物質の相互作用の暗黙の処理が望まれます。これには、時間積分スキームの各ステップで結合された非線形システムのソリューションが必要です。この論文では、CCSNシミュレーションで一般的に使用されるエネルギー結合ニュートリノ-物質相互作用を持つ陰的システムの非線形反復ソルバーを設計および比較します。具体的には、Bruenn〜85不透明度セットを介して静的物質構成と相互作用する電子ニュートリノと反ニュートリノを検討します。陰的システムは、ニュートリノ輸送の非相対論的2モーメントモデルの離散化から生じます。これは、位相空間離散化に不連続ガレルキン（DG）法を採用し、陰的明示的（IMEX）時間積分スキームを採用しています。このDG-IMEXスキームのコンテキストでは、非線形システムを定式化するための2つのアプローチを提案します。結合アプローチとネストアプローチです。各アプローチについて、結果のシステムはアンダーソン加速固定小数点反復とニュートン法で解かれます。これらの4つの反復ソルバーの性能は、さまざまな程度の衝突性を伴う緩和問題、および球対称CCSNシミュレーションから採用されたいくつかの物質プロファイルを使用したプロト中性子星の脱レプトン化問題で比較されています。数値結果は、ネストされたアンダーソン加速固定小数点ソルバーが、エネルギー結合ニュートリノ物質相互作用を伴う暗黙の非線形システムを解くために、他のテスト済みソルバーよりも効率的であることを示唆しています。
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー：I。システムの説明
| Title |
Australian_Square_Kilometre_Array_Pathfinder:_I._System_Description |
| Authors |
A._W._Hotan,_J._D._Bunton,_A._P._Chippendale,_M._Whiting,_J._Tuthill,_V._A._Moss,_D._McConnell,_S._W._Amy,_M._T._Huynh,_J._R._Allison,_C._S._Anderson,_K._W._Bannister,_E._Bastholm,_R._Beresford,_D._C.-J._Bock,_R._Bolton,_J._M._Chapman,_K._Chow,_J._D._Collier,_F._R._Cooray,_T._J._Cornwell,_P._J._Diamond,_P._G._Edwards,_I._J._Feain,_T._M._O._Franzen,_D._George,_N._Gupta,_G._A._Hampson,_L._Harvey-Smith,_D._B._Hayman,_I._Heywood,_C._Jacka,_C._A._Jackson,_S._Jackson,_K._Jeganathan,_S._Johnston,_M._Kesteven,_D._Kleiner,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_E._Lenc,_E._S._Lensson,_S._Mackay,_E._K._Mahony,_N._M._McClure-Griffiths,_R._McConigley,_P._Mirtschin,_A._K._Ng,_R._P._Norris,_S._E._Pearce,_C._Phillips,_M._A._Pilawa,_W._Raja,_J._E._Reynolds,_P._Roberts,_D._N._Roxby,_E._M._Sadler,_M._Shields,_A._E._T._Schinckel,_P._Serra,_R._D._Shaw,_T._Sweetnam,_E._R._Troup,_A._Tzioumis,_M._A._Voronkov,_T._Westmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01870 |
この論文では、オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）電波望遠鏡の建設プロジェクトの終了時と科学運用の開始時のシステム設計と機能について説明します。ASKAPは、フェーズドアレイフィード（PAF）テクノロジーを大規模に展開した最初の電波望遠鏡のひとつであり、800MHzで31平方度をカバーする瞬間的な視野を提供します。ベースラインが22mから6kmの範囲の36x12mアンテナの2次元アレイとして、ASKAPは優れたスナップショットイメージング機能と10秒角の解像度も備えています。これは、288MHzの瞬時帯域幅と各アンテナの固有の第3回転軸と組み合わされて、ASKAPに広い空域の高ダイナミックレンジ画像を非常に迅速に作成する機能を提供します。700MHz〜1800MHzの調査に最適な望遠鏡であり、未知の発見のための新しいパラメータ空間を開きながら、銀河形成、宇宙論、電波過渡現象の理解を大きく前進させることが期待されています。
IDeF-X HD：宇宙搭載アプリケーション用のCd（Zn）Te検出器の読み出し用のCMOS ASIC
| Title |
IDeF-X_HD:_a_CMOS_ASIC_for_the_readout_of_Cd(Zn)Te_Detectors_for_space-borne_applications |
| Authors |
Olivier_Gevin,_Francis_Lugiez,_Alicja_Michalowska,_Aline_Meuris,_Olivier_Limousin,_Eric_Delagnes,_Olivier_Lemaire,_Fr\'ed\'eric_Pinsard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01992 |
IDeF-XHDは、低電力マイクロガンマカメラを構築するための16x16ピクセルのCdTeまたはCdZnTeピクセル化検出器の読み出し用に最適化されたセルフトリガー機能を備えた32チャンネルのアナログフロントエンドです。IDeF-XHDは、標準のAMSCMOS0.35ミクロンプロセステクノロジーで設計されています。その消費電力は、チャネルあたり800マイクロワットです。ASICのダイナミックレンジは、チャネル内の調整可能なゲインステージのおかげで1.1MeVまで拡張できます。チップに検出器が接続されておらず、入力電流がない場合、10.7マイクロ秒のピーク時間で成形した後、33電子rmsのENCレベルが達成されます。分光測定は、CdTeショットキー検出器を使用して実行されています。モノピクセル構成で、667keV（137-Cs）で4.2keVFWHMのエネルギー分解能を測定しました。一方、256個の小さなピクセルアレイと1.2keVの低い検出しきい値を使用して、それぞれ14keVと60keV（241-Am）で562eVと666eVFWHMを測定しました。IDeF-XHDは、天体物理学における宇宙でのアプリケーションを対象としているため、その放射線耐性とシングルイベント効果に対する感度を評価しました。ASICは、200krad後もパフォーマンスを大幅に低下させることなく完全に機能し続け、線形エネルギー付与のしきい値が110MeV/（mg/cm2）を超えると単一イベントのラッチアップは検出されなかったことを示しました。優れたノイズ性能と放射線耐性により、チップはX線エネルギー識別と高エネルギー分解能に最適です。このチップは宇宙認定を受けており、2020年に打ち上げられたソーラーオービターESAミッションに搭載されています。
サイモンズ天文台大口径望遠鏡光学管の統合および試験プログラム
| Title |
The_Integration_and_Testing_Program_for_the_Simons_Observatory_Large_Aperture_Telescope_Optics_Tubes |
| Authors |
Kathleen_Harrington,_Carlos_Sierra,_Grace_Chesmore,_Shreya_Sutariya,_Aamir_M._Ali,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Simon_Dicker,_Nicholas_Galitzki,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Anna_M._Kofman,_Brian_J._Koopman,_Jack_Lashner,_Jeff_McMahon,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Joseph_Seibert,_Max_Silva-Feaver,_Eve_M._Vavagiakis,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02129 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠から観測する、3つの小口径望遠鏡と1つの大口径望遠鏡を使用した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験です。合計で、SOは27〜280GHzを中心とする6つのスペクトルバンドで60,000を超える遷移エッジセンサー（TES）ボロメータをフィールドし、SimonsObservatoryCollaborationetal。。（2019）。CMBのより小さな角度スケールを対象とする6mの大口径望遠鏡（LAT）は、最大13本の個別の光学管を収容するように設計された極低温受信機（LATR）を利用します。各光学管は、3つのシリコンレンズ、IRブロッキングフィルター、および3つの二重偏光ダイクロイックTES検出器ウェーハで構成されています。SOプロジェクトの科学的目的は、体系的な効果の絶妙な制御を維持しながら、高スループットの光学性能を達成するためにこれらの光学管を必要とします。SOLATR光学管の統合およびテストプログラムについて説明します。これにより、光学管がSOサイトに出荷され、LATRクライオスタットに取り付けられる前に、光学管の設計と組み立てが検証されます。このプログラムには、単一の光学管を冷却し、極低温性能と検出器読み出しアセンブリを検証するために使用されるクイックターンアラウンドテストクライオスタットが含まれています。空に展開するために光学管が満たさなければならない光学設計仕様と、これらの要件を測定するために準備された一連の光学試験装置について説明します。
観測された銀河の3Dモデリングと可視化
| Title |
3D_Modelling_and_Visualisation_of_Observed_Galaxies |
| Authors |
Tim_Dykes,_Claudio_Gheller,_B\"arbel_S._Koribalski,_Klaus_Dolag,_Mel_Krokos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02141 |
観測天文学者は、多くの種類の天文現象をよりよく理解するために、空を詳細に調査します。特に、私たち自身を含む銀河の形成と進化は、天文学の幅広い研究分野です。地球ベースの観測の本質的に2次元の空間分解能のため、3次元（空間）の科学的可視化は通常、シミュレートされた銀河に限定されます。科学的可視化ソフトウェアSplotchを使用して、天の川の近くの銀河の新しい視点を提供する高品質の視覚表現を生成し、観測データに基づいて銀河の3D表現を再構築および視覚化する新しいアプローチを紹介します。
恒星表面のマッピングII：光度曲線の解釈可能なガウス過程モデル
| Title |
Mapping_stellar_surfaces_II:_An_interpretable_Gaussian_process_model_for_light_curves |
| Authors |
Rodrigo_Luger,_Daniel_Foreman-Mackey,_and_Christina_Hedges |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01697 |
天文時系列データセットのモデルとしてのガウス過程（GP）の使用は、その使いやすさと柔軟性を考えると、最近ほとんど普及しています。GPは、太陽系外惑星の通過モデリングのように、恒星黒点が視界の内外で回転することによる変動が厄介なものとして扱われる場合に、特に恒星信号の周縁化に優れています。ただし、これらの効果的なモデルは、星黒点信号が主な関心事である場合、GPモデルのパラメータが、サイズ、コントラスト、緯度分布などの関心のある物理的特性にどのように関連しているかが明らかでないため、あまり有用ではありません。スポット。代わりに、光度曲線に対する個々の星黒点の影響を明示的にモデル化し、最適化または事後推論を介してそれらの特性を推測しようとするのが一般的な方法です。残念ながら、このプロセスは、数個以上のスポットがある星や多くの光度曲線のアンサンブルに適用すると、縮退し、不適切であり、計算が困難になることがよくあります。この論文では、恒星黒点のサイズ、コントラスト、緯度の特定の分布を条件として、回転し進化する恒星表面の光度曲線を表すガウス過程モデルの平均と共分散の閉形式の式を導き出します。このモデルが正しく較正されていることを示し、典型的な半径や恒星黒点の緯度分布の平均と分散など、1つまたは複数の恒星の光度曲線から対象の物理パラメータを確実に推測できるようにします。私たちのGPは、光度曲線と視線速度（RV）測定の両方から星の変動と磁気活動を理解するため、および通過とRV太陽系外惑星検索の両方で相関ノイズをロバストにモデル化するために広範囲にわたる影響を及ぼします。私たちの実装は効率的で、ユーザーフレンドリーで、オープンソースであり、Pythonパッケージstarry-processとして利用できます。
食変光星TIC63328020における潮汐傾斜セクター双極子脈動モード
| Title |
A_tidally_tilted_sectoral_dipole_pulsation_mode_in_the_eclipsing_binary_TIC_63328020 |
| Authors |
S.A._Rappaport,_D.W._Kurtz,_G._Handler,_D._Jones,_L.A._Nelson,_H._Saio,_J._Fuller,_D.L._Holdsworth,_A._Vanderburg,_J.\v{Z}\'ak,_M._Skarka,_J._Aiken,_P.F.L._Maxted,_D.J._Stevens,_D.L._Feliz,_and_F._Kahraman_Ali\c{c}avu\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01720 |
3番目の潮汐傾斜パルセータTIC63328020の発見を報告します。TESS衛星での観測は、1.1057dの公転周期のバイナリ日食と、21.09533d$^{-のモード周波数の$\delta$Scutiタイプの脈動を明らかにします。1}$。この脈動は、軌道サイドローブの9つ組と、調和のとれた5つ組を示します。斜めパルセータモデルを使用して、一次振動は$l=1、|m|のセクターダイポールモードとして識別されます。=1$。脈動星は$M_1\simeq2.5\、{\rmM}_\odot$、$R_1\simeq3\、{\rmR}_\odot$、および$T_{\rmeff、1であることがわかります。}\simeq8000$K、セカンダリには$M_2\simeq1.1\、{\rmM}_\odot$、$R_2\simeq2\、{\rmR}_\odot$、および$T_{\rmeff、2}\simeq5600$K.両方の星は、それぞれのロッシュローブをほぼ埋めているように見えます。このバイナリの特性と潮汐的に傾斜した脈動は、重要な点で、前の2つの潮汐的に傾斜したパルセータHD74423とCOCamとは異なります。また、バイナリ進化モデルを使用してこのシステムの以前の履歴を調査し、現在のセカンダリからプライマリへの広範な物質移動が発生したと結論付けています。
3D放射伝達フレームワーク：XII。メニーコア、ベクトル、GPUメソッド
放射伝達方程式の解には3Dドメインの6次元位相空間のトラバースが含まれるため、3D詳細放射伝達は計算に負担がかかります。最新のスーパーコンピューターでは、主に電力コストを最小限に抑えるための要件に応じて、ウォールクロックの高速化に使用できるハードウェアが急速に変化しています。最新のコンピューティングアーキテクチャの多様性を考慮して、さまざまなコンピューティングアーキテクチャのアルゴリズムを開発および適応させて、さまざまなプラットフォームでのパフォーマンスを向上させることを目指しています。MPI、OpenMP、OpenACC、およびベクトルアルゴリズムを使用して、非常に異なるコンピューティングアーキテクチャの3D放射伝達問題を解決するための主な時間のかかるカーネルを実装しました。適応されたアルゴリズムにより、すべてのアーキテクチャの速度が大幅に向上し、非常に大規模なモデル計算が容易に実行可能になります。これらの計算は、以前は不可能または法外に費用がかかると考えられていました。最新のコンピューティングデバイスを効率的に使用することは完全に実現可能ですが、残念ながら、それらに特化したアルゴリズムを実装する必要があります。
約30,000個のケプラー星のジャイロキネマティックエイジ
| Title |
Gyro-Kinematic_Ages_for_around_30,000_Kepler_Stars |
| Authors |
Yuxi_(Lucy)_Lu,_Ruth_Angus,_Jason_L._Curtis,_Trevor_J._David,_Rocio_Kiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01772 |
恒星の年齢を推定することは、恒星と太陽系外惑星の進化についての理解を深め、天の川の歴史を調査するために重要です。ただし、低質量星の年齢は、主系列星でゆっくりと進化するため、推測するのは困難です。さらに、経験的な年代測定法は、それらがかすかなので、低質量の星のために較正するのが難しいです。この作業では、回転と運動学的特性を使用して、ケプラーF、G、および決定的にKとMの矮星の年齢を計算します。星の速度分散が時間とともに増加するという単純な仮定を適用し、年齢-速度-分散関係（AVR）を採用して、同時代の星のグループの平均恒星年齢を推定します。絶対等級、温度、自転周期、ロスビー数のビンで星の垂直速度分散を計算し、AVRを介して速度分散を運動学的年齢に変換します。この方法を使用して、測定された自転周期で29,949個のケプラー星のジャイロ運動学的年齢を推定します。二乗平均平方根がそれぞれ1.22Gyrと0.26Gyrの星団と星震学星の年齢を推定することができます。自転周期を予測するAstraea機械学習アルゴリズムを使用して、McQuillianetal。のサイズを増やすための新しい選択基準（重み0.15）を提案します。（2014）ケプラーローテーション期間の最大25％のカタログ。予測された自転周期を使用して、測定された自転周期のない星のジャイロ運動学的年齢を推定し、12の詳細な年齢-要素の存在量の傾向を文献値と比較することによって有望な結果を見つけました。
starry_process：恒星の光度曲線の解釈可能なガウス過程
| Title |
starry_process:_Interpretable_Gaussian_processes_for_stellar_light_curves |
| Authors |
Rodrigo_Luger,_Daniel_Foreman-Mackey,_and_Christina_Hedges |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01774 |
このノートでは、恒星の光度曲線の変動をモデル化するための解釈可能なガウス過程（GP）を実装するstarry_processコードを示します。暗い星黒点が回転して視界の内外に移動すると、遠方の星から受け取る全フラックスは時間とともに変化します。したがって、未解決のフラックス時系列は、恒星表面上の素性の空間構造に関する情報をエンコードします。starry_processソフトウェアパッケージを使用すると、これらのスポットの特性を理解することに関心があるか、迷惑信号として扱われるときに恒星の変動を無視することに関心があるかにかかわらず、スタースポットによるフラックス変動を簡単にモデル化できます。ここで実装されたGPと、恒星の変動をモデル化するために使用される一般的なGPの主な違いは、GPが、周期、緯度、周縁減光係数などの星の物理的特性、およびそのようなスポットの特性に明示的に依存していることです。それらの半径と緯度の分布として。このコードは、Luger、Foreman-Mackey、およびHedges（2021）で開発された解釈可能なGPアルゴリズムのPython実装です。
| Title |
A_circular_polarisation_survey_for_radio_stars_with_the_Australian_SKA_Pathfinder |
| Authors |
Joshua_Pritchard,_Tara_Murphy,_Andrew_Zic,_Christene_Lynch,_George_Heald,_David_L._Kaplan,_Craig_Anderson,_Julie_Banfield,_Catherine_Hale,_Aidan_Hotan,_Emil_Lenc,_James_K._Leung,_David_McConnell,_Vanessa_A._Moss,_Wasim_Raja,_Adam_J._Stewart,_and_Matthew_Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01801 |
RapidASKAPContinuumSurvey（RACS）で、電波星の円偏波調査の結果を示します。RACSは、$\delta=+41^\circ$の南の空全体を調査したもので、オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー望遠鏡（ASKAP）を使用して、887.5MHzを中心とする288MHzの広帯域で実施されています。分析するデータには、250$\mu$JyPSF$^{-1}$のRMS感度に対するストークスIおよびV偏光積が含まれています。RACSで、6％を超える部分円偏波のソースを検索し、イメージングアーティファクト、偏波リーク、および既知のパルサーを除外した後、33個の既知の星と一致する電波放射を特定しました。これらは、M型矮星から、磁気的で化学的に特異なA型およびB型星にまで及びます。これらのいくつかは、YZCMiやCUVirなどのよく知られたラジオスターですが、23は以前にラジオが検出されていません。これらの検出のフラックス密度と導出された輝度温度を報告し、電波放射の性質について説明します。また、将来のASKAPおよびSquareKilometerArray調査のコンテキストで、ラジオスターの母集団統計に対する結果の影響についても説明します。
KMT-2019-BLG-0797：バイナリ恒星系で発生するバイナリレンズイベント
| Title |
KMT-2019-BLG-0797:_binary-lensing_event_occurring_on_a_binary_stellar_system |
| Authors |
Cheongho_Han,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_Doeon_Kim,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01806 |
マイクロレンズイベントKMT-2019-BLG-0797を分析します。イベントの光度曲線は、シングルレンズシングルソースモデルからの2つの異常な特徴を示しており、異常の性質を明らかにすることを目指しています。2つのレンズと1つの光源を備えたモデル（2L1Sモデル）は、異常の1つの特徴を説明できますが、他の特徴は説明できないことがわかります。さまざまなモデルをテストし、2L1Sモデル（2L2Sモデル）に追加のソースを導入することで両方の異常な機能を説明できることを発見しました。このイベントは、MOA-2010-BLG-117およびOGLEに続いて2L2Sイベントの3番目に確認されたケースになります。-2016-BLG-1003。追加のソースは、プライマリソースからの$I$バンドフラックスの$\sim4\％$で構成されていると推定されます。イベントの解釈は、全体的に縮退する可能性があります。近い解によると、レンズは質量$（M_1、M_2）\sim（0.034、0.021）〜M_\odot$の2つの褐色矮星からなるバイナリであり、$\dl\simの距離にあります。8.2$〜kpc。一方、広い解法によれば、レンズは星/褐色矮星の境界にある物体と、質量$（M_1、M_2）\sim（0.06、0.33）〜M_\odot$のM矮星で構成されています。$\dl\sim7.7$〜kpcにあります。ソースは、後期G型矮星/初期K型矮星プライマリーと初期から中期のM型矮星コンパニオンで構成されています。
| Title |
Discovery_of_Beryllium_in_White_Dwarfs_Polluted_by_Planetesimal_Accretion |
| Authors |
Beth_Klein,_Alexandra_E._Doyle,_B._Zuckerman,_P._Dufour,_Simon_Blouin,_Carl_Melis,_Alycia_Weinberger,_and_Edward_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01834 |
ベリリウム元素は、白色矮星で初めて検出されました。2つのヘリウム大気白色矮星のスペクトルにおけるこの発見は、これらの星で観察された、Heより重い他のすべての元素と比較してBeが著しく過剰であるためにのみ可能になりました。コンドライトと比較して測定されたBeの存在量は、天体でこれまでに見られた中で群を抜いて最大です。これらの降着した惑星体のBeは、MeV以上のエネルギーの粒子のフルエンスが高い領域でのO、C、およびNの1つまたは複数の核破砕によって生成されたと予想されます。
KISOGP調査からの北銀河面全体の食変光星集団
| Title |
Eclipsing_Binary_Populations_across_the_Northern_Galactic_Plane_from_the_KISOGP_survey |
| Authors |
Fangzhou_Ren,_Richard_de_Grijs,_Huawei_Zhang,_Licai_Deng,_Xiaodian_Chen,_Noriyuki_Matsunaga,_Chao_Liu,_Weijia_Sun,_Hiroyuki_Maehara,_Nobuharu_Ukita,_Naoto_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01924 |
木曽広視野カメラ集中銀河面調査（KISOGP）から、銀河面北部の食変光星のカタログを紹介します。4197WUrsaMajoris/EW-、1458$\beta$Lyrae/EB-、および1400Algol/EAタイプの食変光星を含む、$\sim$330平方度に広がる7055食変光星を視覚的に識別しました。すべてのシステムで、$I$バンドの光度曲線を使用して、正確なシステムパラメータを取得しました。EWタイプのオブジェクトの距離と消光値は、周期と光度の関係から導き出されました。また、食変光星のサンプルの分布から、高質量の星形成領域やケフェイドトレーサーのサンプルと組み合わせて、薄いディスクの構造を取得しました。薄い円盤は銀河経度の関数として数密度が不均一であることがわかりました。この新しい距離トレーサーのセットを使用して、薄いディスクの詳細な構造を制約します。最後に、$\Delta\pi=-42.1\pm1.9\mbox{（stat。）}\pm12.9\mbox{（syst。）}$$\mu$asのグローバル視差ゼロ点オフセットを報告します。慎重に調整されたEWタイプの食変光星位置とGaiaEarlyDataRelease3によって提供された位置との間。公式に推奨されている視差ゼロ点補正の実装により、オフセットが大幅に減少します。さらに、さらなる分析に適用できるEWタイプの食変光星の測光特性を提供します。
BetaLyraeシステムIIIにおける磁化された空間構造の形成。特に準安定レベルから生じるヘリウム線の周連星構造における磁気的に制御された物質の反射
| Title |
Formation_of_magnetized_spatial_structures_in_the_Beta_Lyrae_system_III._Reflection_of_magnetically_controlled_matter_in_circumbinary_structures_in_helium_lines,_in_particular_arising_from_metastable_levels |
| Authors |
M.Yu._Skulskyy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01964 |
BetaLyraeシステムの空間ガス構造は、公転周期中のドナーの磁場の縦成分の変化の事実を念頭に置いて研究されてきました。調査は主に、バイナリシステム全体を取り巻く星周構造のダイナミクスの研究に基づいていました。複雑なヘリウムライン、特に準安定レベルから生じるヘリウムラインの研究に特に重点が置かれました。紫外線から赤色のスペクトル領域まで、さまざまな観察可能な事実が分析されました。ドナー磁場の構成は、物質移動を促進し、恒星成分間の空間ガス構造の形成に影響を与えるだけでなく、物質の流出とこの相互作用するバイナリの周りの外部ガス構造の形成にもある程度影響を与える要因です。システム。以前の記事\citep{Skulskyy2020a、Skulskyy2020b}とともに、この研究の証拠の断片は、周連星構造における磁気的に制御された物質の反射を確認し、コンポーネント間の質量交換と物質の外部への流出の一貫した図の基礎を定義します
Be /ガンマ線バイナリMWC148およびMWC656のBe星の半径、自転周期、および傾斜
| Title |
Radius,_rotational_period_and_inclination_of_the_Be_stars_in_the_Be/gamma-ray_binaries_MWC_148_and_MWC_656 |
| Authors |
R._K._Zamanov,_K._A._Stoyanov,_J._Marti,_V._D._Marchev,_Y._M._Nikolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01971 |
Be/ガンマ線バイナリMWC148およびMWC656のTESS測光およびRozhenスペクトルを使用して、予測される回転速度（${v}\sini$）、回転周期（P$_{\rmrot}$）を推定します。）、質量ドナーの半径（R$_{\rm1}$）、および傾斜（$i$）。MWC148の場合、P$_{\rmrot}=1.10\pm0.03$〜d、R$_{\rm1}=9.2\pm0.5$〜R$_\odot$、$i=40^\を導出します。circ\pm2^\circ$、および${v}\sini=272\pm5$〜km〜s$^{-1}$。MWC656の場合、P$_{\rmrot}=1.12\pm0.03$〜d、R$_{\rm1}=8.8\pm0.5$〜R$_\odot$、$i=52^\を取得します。circ\pm3^\circ$、および${v}\sini=313\pm3$〜km〜s$^{-1}$。MWC656の場合、マスドナーの回転が軌道面と同一平面上にあることもわかります。
巨星の正確な視線速度XV。奇行バイナリ$ \ epsilon $ Cygniの不思議なほぼ周期的な視線速度変動
| Title |
Precise_radial_velocities_of_giant_stars_XV._Mysterious_nearly_periodic_radial_velocity_variations_in_the_eccentric_binary_$\epsilon$_Cygni |
| Authors |
Paul_Heeren,_Sabine_Reffert,_Trifon_Trifonov,_Ka_Ho_Wong,_Man_Hoi_Lee,_Jorge_Lillo-Box,_Andreas_Quirrenbach,_Torben_Arentoft,_Simon_Albrecht,_Frank_Grundahl,_Mads_Fredslund_Andersen,_Victoria_Antoci,_Pere_L._Pall\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01999 |
リック天文台のハミルトンエシェル分光器を使用して、12年以上にわたって373個のGおよびK巨星のサンプルの正確な視線速度（RV）を取得し、いくつかの単一および複数の惑星系の発見につながりました。長周期（〜53年）の分光連星$\epsilon$Cyg（HIP102488）のRVは、はるかに短い周期（〜291日）で追加の規則的な変動を示すことがわかります。$\epsilon$Cygシステムの軌道解を改善し、追加の亜恒星コンパニオンが原因である可能性がある、ほぼ周期的な短周期変動の原因を特定しようとしています。リック天文台のK巨星$\epsilon$Cygの正確なRV測定値を、SONG望遠鏡で最近収集されたRVの大規模なセット、およびアーカイブデータセットと組み合わせて使用しました。RVに対するケプラーのモデルは、分光連星の軌道を以前に達成されたよりも高い精度で特徴付け、その結果、半主軸は$a=15.8\mathrm{AU}$、離心率は$e=0.93$、および$m\sini=0.265M_\odot$の2次の最小質量。追加の短周期RV変動は、進化した一次成分を$291\mathrm{d}$の周期で周回する木星質量惑星の信号によく似ていますが、推定軌道の周期と振幅は時間とともに大きく変化します。さらに、システムの安定性解析では、最適な周囲の広い領域で安定した軌道を見つけることができませんでした。これらの調査結果は両方とも、RV変動の惑星の原因はありそうもないと考えています。階層的なトリプルスポットや恒星スポットなど、調査された代替シナリオのほとんども、観測された変動を説得力を持って説明することができません。非常に奇行的なバイナリ軌道のため、しかし、$\epsilon$Cygがハートビートシステムの極端な例である可能性があるようです。
ガイアDR2測定に基づく、PG1159中心星に伴う惑星状星雲の調査
| Title |
An_investigation_of_planetary_nebulae_accompanying_PG1159_central_stars,_based_on_Gaia_DR2_measurements |
| Authors |
A._Ali_and_Wedad_R._Alharbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02014 |
この記事では、PG1159中心星に付随する惑星状星雲の物理的および運動学的特性について説明します。この研究は、ガイア宇宙ミッションによって最近提供された視差と固有運動の測定に基づいています。サンプルの運動学的特性を調査するために、2つのアプローチが使用されました。結果は、研究された星雲のほとんどが質量範囲の前駆星から生じていることを明らかにしました。$0.9-1.75$\、M$_{\odot}$。さらに、それらは銀河系の厚い円盤内に住み、平均垂直高さ$469\pm79$pcで平均固有速度$61.7\pm19.2$\、km\、s$^{-1}$で移動する傾向があります。。HR図上のPG1159星の位置は、それらの平均最終恒星質量と進化年齢が$0.58\pm0.08$\、M$_{\odot}$および$25.5\pm5.3\rm{x}であることを示しています。それぞれ10^3$年。PG1159星の平均進化年齢と、それらの伴星惑星状星雲の平均動的年齢（$28.0\pm6.4\rm{x}10^3$年）の間に良い一致が見られました。
コア崩壊超新星からの固有偏光の赤外線分光偏光検出
| Title |
Infrared_Spectropolarimetric_Detection_of_Intrinsic_Polarization_from_a_Core-Collapse_Supernova |
| Authors |
Samaporn_Tinyanont,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Mansi_Kasliwal,_Dimitri_Mawet,_Douglas_C_Leonard,_Mattia_Bulla,_Kishalay_De,_Nemanja_Jovanovic,_Matthew_Hankins,_Gautam_Vasisht,_Eugene_Serabyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02075 |
巨大な星は、コア崩壊超新星（CCSN）として爆発的に死にます。崩壊する星が爆発に跳ね返る原因となる正確な物理的プロセスはよく理解されておらず、この問題を解決するための鍵は、CCSNe噴出物の形状の測定にあるかもしれません。天の川とマゼラン雲の外でCCSNeに対してこの測定を実行する唯一の方法は、分光偏光測定法です。パロマー天文台の新しい高感度WIRC+Pol機器によって可能になった、CCSNの赤外線（IR）分光偏光検出を紹介します。これにより、CCSNe（M=-17等）を最大20Mpcから約0.1％の偏光精度で観測できます。IR分光偏光測定は、星周および星間物質での塵の散乱による光学的影響が少ないため、SNイジェクタの固有の形状のより偏りのないプローブを提供します。SN1987Aのような爆発であるSN2018hnaは、爆発後182日で空上約160度に向けられたJバンドで2.0+-0.3％の連続分極を示しています。SN1987Aのように扁長形状を想定すると、対称軸が70度の位置角を指している場合のイジェクタ軸比<0.48を推測します。軸比はSN1987Aの軸比と類似しており、固有の形状と傾斜角を共有している可能性があることを示唆しています。私たちのデータは扁平な噴出物を除外していません。また、Jバンドでもう1つのコア崩壊と2つの熱核SNeを観察します。メシエ100のストリップエンベロープタイプIcSNであるSN2020oiは、ピーク光でp=0.37+-0.09％であり、10％の非対称性またはホストの星間偏光を示しています。SNeIa、2019ein、および2020ueは、ピーク光の近くでp<0.33％および<1.08％であり、それぞれ10％および20％未満の非対称性を示しています。
2017年皆既日食中の極プルームにおける伝播強度擾乱の性質について
| Title |
On_the_Nature_of_Propagating_Intensity_Disturbances_in_Polar_Plumes_during_the_2017_Total_Solar_Eclipse |
| Authors |
Kyung-Suk_Cho_and_Il-Hyun_Cho_and_Maria_S._Madjarska_and_Valery_M._Nakariakov_and_Heesu_Yang_and_Seonghwan_Choi_and_Eun-Kyung_Lim_and_Kyung-Sun_Lee_and_Jung-Jun_Seough_and_Jaeok_Lee_and_Yeon-Han_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02085 |
プルーム内の伝播強度擾乱（PID）はまだ十分に理解されておらず、それらのアイデンティティ（磁気音響波または流れ）は未解決の問題のままです。2017年の皆既日食の間に観測された北極コロナホールにある5つのプルームのPIDを調査します。3つのプルームは、冠状の輝点、ジェット、および基部のマクロスピクル（アクティブなプルーム）に関連付けられており、他の2つのプルームは関連付けられていません（静かなプルーム）。プルームの基部の電子温度は、ヒノデに搭載されたX線望遠鏡で撮影された画像のフィルター比と、日食装置である診断コロナグラフ実験（DICE）からの約400nmの通過帯域比から取得されます。プルーム内のPIDの位相速度（v_r）、周波数（omega）、および波数（k）は、AtmosphericImagingAssembly（AIA）で撮影された画像の時空（rt平面）プロットにフーリエ変換を適用することによって取得されます。）3つの異なる波長チャネル（171A、193A、および211A）。高温のAIAチャネル193および211AのPIDは、低温のAIA171AチャネルのPIDよりも高速であることがわかりました。この傾向は、静かなプルームよりもアクティブなプルームの方が重要です。AIA171チャネルと193Aチャネルの間で観測された速度比（〜1.3）は、低速の磁気音響波の理論値（1.25）と同様です。私たちの結果は、プルーム内のPIDが、高密度の冷たい流れと熱い冠状ジェットからなる遅い磁気音響波とプラズマ流出の重ね合わせを表すという考えを支持しています。
3D恒星大気シミュレーションからの測光振動振幅と分光振動振幅の関係
| Title |
The_relationship_between_photometric_and_spectroscopic_oscillation_amplitudes_from_3D_stellar_atmosphere_simulations |
| Authors |
Yixiao_Zhou,_Thomas_Nordlander,_Luca_Casagrande,_Meridith_Joyce,_Yaguang_Li,_Anish_M._Amarsi,_Henrique_Reggiani_and_Martin_Asplund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02135 |
恒星大気のabinitio、3次元（3D）、流体力学的数値シミュレーションを使用して、太陽のような振動の測光検出と分光検出の間の定量的関係を確立します。私たちの方法の概念実証として理論的導出を提示します。現実的なスペクトル線形成計算を実行して、太陽と赤色巨星$\epsilon$Tauの2つのケーススタディの光度と視線速度振幅の比率を定量化します。光度の振幅は、星震観測と同じ方法でモデル化された造粒バックグラウンドを使用した3Dシミュレーションによって予測されたボロメータフラックスに基づいて計算されます。視線速度の振幅は、BiSONおよびSONGの観測で使用されている方法と非常によく似た方法で、合成されたスペクトル線の波長シフトから決定されます。その結果、視線速度の振幅に対する理論的な光度の比率は、対応する観測と直接比較できます。太陽については、BiSONとSONGからそれぞれ21.0と23.7ppm/[m/s]の理論比を予測し、観測値19.1と21.6ppm/[m/s]とよく一致しています。$\epsilon$Tauの場合、K2とSONGの比率は48.4ppm/[m/s]と予測されます。これも、観測値42.2ppm/[m/s]とよく一致しており、従来の経験的スケーリング関係の結果よりも大幅に改善されています。23.2ppm/[m/s]を与えます。したがって、この研究は、3D恒星大気の詳細なモデリングを通じて、太陽のような振動の定量的理解への道を開きます。
Lifshitzスケーリング、リンギングブラックホール、および超放射
固定されたシュワルツシルトブラックホールの周りのLifshitzスカラー場のリングダウン波形と反射率を調査します。放射状波動方程式は、ローレンツ破壊項のために修正され、リングダウン波形の多様性につながります。また、シュワルツシルトブラックホールによって散乱されたリフシッツ波は超放射を示していることがわかります。ローレンツ破壊項は超光速伝搬につながり、高周波モードはエネルギーの否定性が禁止されていないキリングの地平線の内部に出入りする可能性があります。これにより、リフシッツ波は、カー時空のエルゴ球でのペンローズ過程と同様に、キリングの地平線内に負のエネルギーを残しながら、無限に追加の正のエネルギーを実行することができます。もう1つの興味深い現象は、ロトン型の分散関係に関連する長寿命の準ノーマルモードの出現です。これらの効果は、ホーキング温度がリフシッツエネルギースケールと同等かそれ以上であるマイクロブラックホールのグレイボディファクターを大幅に変更します。
旧保守主義者によるギガ年のタイムスケールでの太陽ニュートリノの測定
| Title |
Measuring_solar_neutrinos_over_Gigayear_timescales_with_Paleo_Detectors |
| Authors |
Natalia_Tapia_Arellano,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01755 |
ギガ年のタイムスケールで太陽ニュートリノフラックスを測定することは、太陽標準模型と地球の長期気候の研究に情報を与えるための新しいウィンドウを提供するかもしれません。地質時代にわたってニュートリノによって誘発された反跳トラックを記録する天然に存在する鉱物である古検出器を使用して、ギガ年のタイムスケールで$^8$Bの太陽ニュートリノフラックスの時間発展を測定する可能性を示します。適切な鉱物を探索し、15〜30nmのトラック長を特定して、$^8$Bの太陽ニュートリノフラックスを検出するための実用的なウィンドウにします。さまざまな年代の超放射性鉱物のコレクション（それぞれ質量で約0.1kg）を使用して、太陽の進化の最近のギガ年にわたる$^8$Bの太陽ニュートリノフラックスの上昇を調べることができます。また、太陽ニュートリノフラックスによって引き起こされる時間積分されたトラックに基づいて、太陽存在量問題のモデルを区別できることも示します。
静止アクシオン（QA）と超軽量アクシオン（ULA）に必要なグローバル対称性\USW〜の明白な対称性の破れの項のエネルギースケールについて説明します。QAの適切なスケールは約$10^{8}$GeVです。
刺激を与える中性子星の潮汐変形と統一された状態方程式による重力波形における高密度物質の役割
| Title |
Role_of_dense_matter_in_tidal_deformations_of_inspiralling_neutron_stars_and_in_gravitational_waveform_with_unified_equations_of_state |
| Authors |
Lo\"ic_Perot,_Nicolas_Chamel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02004 |
冷たい非付着中性子星の潮汐変形能における高密度物質特性の役割をさらに調査した。ブリュッセル-モントリオールの統一状態方程式のセットを使用して、重力電磁気トロイダルの愛の数$k_\ell$と重力電磁気の愛の数$j_\ell$を$\ell=5$まで計算しました。それらの相対的な重要性と対称性エネルギーおよび中性子物質の剛性に対するそれらの感度が数値的に評価されます。二元中性子星の吸気によって放出される重力波信号の位相に対するそれらの影響についても説明します。
ディラックスピノルのエネルギー準位に関するリーマンカルタン時空からの痕跡
この作業では、モデルに依存しないアプローチを使用して、リーマン-カルタン幾何学内のフェルミ粒子のエネルギー準位に対するねじれ-フェルミ粒子相互作用の影響を調査します。バックグラウンドのねじれに最小限に結合されたフェルミ粒子と、パリティを破る相互作用を含むベクトルおよび軸方向のフェルミ粒子電流との追加の結合を介した非最小の伸長の場合を検討します。曲率がゼロの限界で、一定で球対称のねじれの場合、フェルミオンと反フェルミオンのエネルギーレベルにZeemanのような効果があります。ねじれの軸方向ベクトル部分（またはねじれ量の特定の組み合わせ）、および対応する微細構造のエネルギー遷移を決定します。また、アインシュタイン-カルタン理論内のフェルミオン場とねじれの間の非最小結合と、（パリティを破る）ホルスト項を含むように拡張することについても説明します。最後に、現在の機能を使用して、天体物理学、宇宙論、および固体物理学におけるエネルギー準位の分割に関連するねじれ効果の検出について詳しく説明します。
燃焼による反射率による森林火災の検出のための放射輝度向上法の効率的な適用
| Title |
Efficient_application_of_the_Radiance_Enhancement_method_for_detection_of_the_forest_fires_due_to_combustion-originated_reflectance |
| Authors |
Rehan_Siddiqui,_Rajinder_K._Jagpal,_Sanjar_M._Abrarov_and_Brendan_M._Quine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02136 |
既存の方法は、雲のシーンが短波湧昇放射波長フラックス内の比較的狭いスペクトル範囲で適用されることを検出します。放射輝度向上（RE）に基づく雲のシーンを検出するための新しい方法を報告しました。この方法は、宇宙を周回するマイクロ分光計Argus1000のデータセットを使用することで、1100nmから1700nmまでの非常に広いスペクトル範囲をカバーするために使用できます（Siddiquietal。、2015）。森林火災または野外火災では、燃焼エアロゾルの検出に提案されたREメソッドを実装することもできます。このアプローチは、季節的な森林火災と野火の効率的な検出と継続的な監視のための有望な手法となる可能性があります。私たちの知る限り、これは、燃焼による反射率による森林火災を効率的に検出するために、クラウド方式を一般化する方法を示す最初のレポートです。
