XMM-Newtonの空白の空の観測による崩壊する暗黒物質の深い探索
| Title |
A_deep_search_for_decaying_dark_matter_with_XMM-Newton_blank-sky_observations |
| Authors |
Joshua_W._Foster,_Marius_Kongsore,_Christopher_Dessert,_Yujin_Park,_Nicholas_L._Rodd,_Kyle_Cranmer,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02207 |
質量がkeVの範囲にあるステライルニュートリノは、標準模型の動機付けられた拡張であり、宇宙の暗黒物質（DM）を構成しながら、観測されたニュートリノの質量を説明することができます。ステライルニュートリノがDMの場合、それらはゆっくりと崩壊して活性ニュートリノと光子になる可能性があり、天体物理学的X線データセットの狭いスペクトルの特徴による検出の可能性を生じさせます。この作業では、アーカイブXMM-Newtonデータを使用して、5〜16keVの質量範囲にわたってこのシナリオおよびその他の減衰DMシナリオに対してこれまでで最も感度の高い検索を実行します。全天を横切って行われた観測を使用して、MOSとPNの両方の機器からの547Msのデータを削減し、このデータを使用して、天の川の周囲のハローにおけるDM崩壊の証拠を検索します。銀河中心から遠く離れたデータを使用して、機器および天体物理学のベースラインを決定し、ガウス過程モデリングを使用して、追加の連続体バックグラウンドの寄与をキャプチャします。関連のないX線線の証拠は見つからず、この質量範囲でのDMの減衰に関してこれまでで最も強い制約を生み出すことになります。
21cmバイスペクトルによる再電離パラメータ推定の時代
| Title |
Epoch_of_reionization_parameter_estimation_with_the_21-cm_bispectrum |
| Authors |
Catherine_A._Watkinson,_Bradley_Greig,_Andrei_Mesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02310 |
宇宙の21cm信号からのMCMCパラメータ推論への二等辺バイスペクトルの最初の適用を提示します。尤度を計算するときに、高速バイスペクトルコードBiFFTを使用するように、MCMCサンプラー21cmMCを拡張します。PyObs21を使用してUVサンプリングと熱雑音を考慮し、SKA1-lowで模擬1000時間観測を作成します。スピン温度がCMBの温度よりもはるかに高いと仮定して、模擬観測では2つの異なる再電離履歴を検討します。基準と後期再電離です。両方のモデルで、推定パラメーター平均と1-$\sigma$の信頼区間のバイアスは、パワースペクトル（対照的に）と一緒に二等辺バイスペクトル（広範囲のスケールと三角形の形状に対して計算）を使用することで大幅に削減できることがわかります。統計の1つを使用するだけです）。対角共分散行列を使用してガウス尤度の単純化された仮定を行うことは、3パラメーター再電離モデルのパラメーター制約とここで検討する基本的な機器効果に特にバイアスをかけないことがわかります。これは、バイアスを増幅すると予想される極端な（ありそうもない）初期条件を使用する場合でも当てはまります。また、シミュレーションデータの再電離後期モデルも推論に大きなバイアスをかけないと仮定しながら、基準モデルパラメータを使用したモンテカルロシミュレーションで計算された宇宙分散誤差を使用することもわかりました。これは、パラメータ空間全体で宇宙分散誤差をまばらにサンプリングして補間できる可能性があることを意味し、計算コストを大幅に削減します。この作業で使用されるすべてのコードは公開されています。
2016年から2018年までのBICEP3およびKeckCMBデータにおける温度から分極への漏れの分析
| Title |
Analysis_of_Temperature-to-Polarization_Leakage_in_BICEP3_and_Keck_CMB_Data_from_2016_to_2018 |
| Authors |
The_BICEP/Keck_Collaboration:_T._St._Germaine,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_J._J._Bock,_H._Boenish,_E._Bullock,_V._Buza,_J._R._Cheshire,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_E._Denison,_M._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_S._Fliescher,_N._Goeckner-Wald,_D._C._Goldfinger,_J._A._Grayson,_P._Grimes,_G._Hall,_M._Halpern,_S._A._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_E._Karpel,_S._Kefeli,_S._A._Kernasovskiy,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_K._G._Megerian,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_R._W._Ogburn_IV,_S._Palladino,_N._Precup,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_S._Richter,_A._Schillaci,_B._L._Schmitt,_R._Schwarz,_C._D._Sheehy,_A._Soliman,_B._Steinbach,_R._V._Sudiwala,_G._P._Teply,_K._L._Thompson,_J._E._Tolan,_C._Tucker,_A._D._Turner,_C._Umilt\`a,_A._G._Vieregg,_A._Wandui,_A._C._Weber,_D._V._Wiebe,_J._Willmert,_C._L._Wong,_W._L._K._Wu,_E._Yang,_K._W._Yoon,_E._Young,_C._Yu,_L._Zeng,_C._Zhang,_and_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02386 |
BICEP/KeckArray実験は、原始的な$B$モードの特徴を求めて、南極点からの度スケールの宇宙マイクロ波背景放射を観測する一連の小口径屈折望遠鏡です。ペア差分実験として、制御する必要のある重要な系統的は、同じ場所に配置された直交偏光検出器間の差動ビーム応答です。2016年から2018年までの観測を含む最新のデータで、ビーム応答の高忠実度のin-situ測定を使用して、偏光温度（T$\rightarrow$P）リークを推定します。これには、95GHz、およびKeckArrayからの多周波データ。ここでは、これらの受信機の帯域平均遠方界ビームマップ、差動ビームの不一致、および残留ビームパワー（デプロジェクションを介して主要な差分モードをフィルターで除去した後）を示します。これらのビームマップを使用して、シミュレートされた温度（$Q/U$なし）の空を観測し、実際のデータのT$\rightarrow$Pリークを推定する「ビームマップシミュレーション」の予備的な結果を示します。
原始ブラックホール形成に照らしたハイブリッドインフレの可能性の再構築
| Title |
Reconstruction_of_potentials_of_the_hybrid_inflation_in_the_light_of_primordial_black_hole_formation |
| Authors |
Ki-Young_Choi,_Su-beom_Kang_and_Rathul_Nath_Raveendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02461 |
曲率摂動の原始パワースペクトルの大幅な強化は、宇宙の暗黒物質成分として機能することができる原始ブラックホールの形成をシードすることができます。マルチファイルインフレーションモデルでは、フィールド空間のスカラー場の湾曲した軌道は、等曲率摂動の存在により、小規模でパワースペクトルのピークを生成する可能性があります。ここでは、ポテンシャルが与えられたパワースペクトルから再構築できることを示します。これは、大規模ではスケール不変のもので構成され、他の関数は小規模でピークがあります。マルチフィールドインフレーションモデルでは、再構築されたポテンシャルは一意ではない可能性があり、特定のパワースペクトルからさまざまなポテンシャルを見つけることができます。
ガンマ線バーストを使用した銀河間媒体の物理的特性の調査
| Title |
Probing_the_physical_properties_of_the_intergalactic_medium_using_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Tony_Dalton,_Simon_L._Morris_and_Michele_Fumagalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02530 |
ガンマ線バースト（GRB）スペクトルの全連続吸収を使用して、水素カラム密度（$\mathit{N}\textsc{hxigm}$）、金属性、温度、およびイオン化パラメーターの主要な銀河間媒体（IGM）特性を推定します。イオン化プラズマの光イオン化（PIE）および衝突イオン化平衡（CIE）モデルを使用した、$1.6\leqz\leq6.3$の赤方偏移範囲。ホストの固有水素カラム密度がUVスペクトル（$\textit{N}\textsc{）から測定されたイオン化補正された固有の中性カラムに等しいと仮定して、ホスト吸収モデルの生成に、より現実的なホスト金属量を使用します。h}\/\\textsc{i、ic}$）。モデルがすべてのPIEまたはCIEを想定しているかどうかに関係なく、IGMプロパティの結果は類似していることがわかります。$\mathit{N}\textsc{hxigm}$は$（1+z）^{1.0\/\-\/\1.9}$としてスケーリングされ、$z=0$での同等の水素平均密度は$n_0=1.8^{+1.5}_{-1.2}\times10^{-7}$cm$^{-3}$。金属量は、$z\sim2$の$\sim0.1Z\sun$から赤方偏移$z>4$の$\sim0.001Z\sun$の範囲です。PIEモデルは、CIEと比較して、レッドシフトによる平均金属量の急激な低下が少ないことを意味します。CIEでは、温度範囲は$5.0<$log$（T/$K$）<\/\7.1$です。PIEの場合、イオン化パラメータの範囲は$0.1<$log$（\xi）<2.9$です。私たちのモデルを使用して、IGMがGRBスペクトルで見られる全吸収に実質的に寄与し、この寄与が赤方偏移とともに上昇すると結論付け、X線から推定される水素カラム密度がUVで測定された固有のホスト寄与を実質的に超える理由を説明します。
パラティーニのタキオン予熱$ R ^ 2 $インフレ
二次インフラトンポテンシャルと追加された$\alphaR^2$項を使用して、Palatini形式で予熱を研究します。このようなモデルでは、振動するインフラトン場はアインシュタインのフレームポテンシャルのプラトーに繰り返し戻り、タキオンの不安定性によってインフラトンの凝縮体がe-fold未満で断片化されます。タキオン予熱は$\alpha\gtrsim10^{13}$のときに発生し、断片化されたフィールドのエネルギー密度は$\Gamma/H\approx0.011\times\alpha^{0.31}$の割合で増加することがわかります。このモデルは、同様の予熱動作を持つプラトーモデルのファミリーを拡張します。アインシュタインのフレームには非標準的な四次運動項が含まれていますが、最初の近似では、予熱と膨張の両方でこれらを無視できることを示しています。
偏心不安定性によって駆動される原始惑星状星円におけるリング形成
| Title |
Ring_Formation_in_Protoplanetary_Disks_Driven_by_an_Eccentric_Instability |
| Authors |
Jiaru_Li,_Adam_M._Dempsey,_Hui_Li,_Shengtai_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02216 |
特定の条件下では、原始惑星系円盤は、偏心冷却の不安定性により、惑星が埋め込まれていなくても、複数の同心円状のガスリングを自発的に生成する可能性があることがわかりました。線形理論と非線形流体力学シミュレーションの両方を使用して、重力的に安定したディスクが急速に冷却されると不安定になる、ゆっくりと歳差運動する片腕スパイラルモードをさまざまなバックグラウンド状態でトラップできることを示します。このスパイラルを励起するために必要な角運動量は、一般的に複数のリングをもたらす不均一な物質移動を犠牲にしてもたらされます。たとえば、1つの長期流体力学シミュレーションでは、4つの長寿命の軸対称ガスリングが示されます。シミュレーション結果との顕著な一致を示す線形理論を用いて、第一原理から不安定性の進化とリング形成メカニズムを検証します。これらのリングに閉じ込められた塵は、観測されたディスクと一致する観測可能な特徴を生み出す可能性があります。さらに、不安定性が飽和すると、偏心ガスの動きを直接検出できる可能性があり、後でリングに残った偏心が残っていると、このメカニズムの直接的な観測証拠が得られる可能性があります。
極端な太陽系外縁天体での過去の接近遭遇の記憶：純粋なランダム検索を使用して見えない惑星を見つける
| Title |
Memories_of_past_close_encounters_in_extreme_trans-Neptunian_space:_Finding_unseen_planets_using_pure_random_searches |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02220 |
環境。既知の極端な太陽系外縁天体（ETNO）がたどる経路は、4つの巨大惑星からの直接的な重力摂動を効果的に回避しますが、それらの軌道離心率は0.69〜0.97の範囲です。太陽系のダイナミクス研究は、離心率のそのような高い値が接近遭遇または長期的な摂動を介して生成される可能性があることを示しています。どちらの場合も、まだ発見されていない冥王星横断惑星の存在が必要です。目的。既知のETNOの高い離心率が、推定上の惑星との比較的最近の接近遭遇の結果である場合、想定される摂動体とのETNOのかなりのグループの相互ノード距離は、幾何学的に識別できるほど小さい可能性があります。この可能性を確認または拒否するために、モンテカルロランダム検索手法を使用しました。メソッド。2つの任意の軌道は、それらの相互のノード距離が十分に小さい場合、接近遭遇につながる可能性があります。関連する範囲内のパラメーターを使用して数十億のランダムな惑星軌道を生成し、既知のETNOのパラメーターとそれらの不確実性と一致するパラメーターを使用してランダムに生成された軌道のセットを使用して相互ノード距離を計算しました。どの惑星軌道が合成ETNOとの潜在的な接近遭遇の最大数を持っているかを監視し、結果として生じる分布を研究しました。結果。既知のETNOとの軌道変更の遭遇を経験した可能性のある推定惑星の軌道パラメーターの狭い範囲を提供します。結論。私たちの計算は、散乱が既知のETNOの軌道修正の主な原因である場合、複数の摂動体が必要であることを示唆しています。摂動体は600AUを超えて配置されていない可能性があり、複数の既知のETNOとの接近遭遇を経験できるようにするには、適度に偏心した傾斜軌道をたどる必要があります。
TESSフルフレーム画像からの離心率軌道にある2つの巨大な木星
| Title |
Two_Massive_Jupiters_in_Eccentric_Orbits_from_the_TESS_Full_Frame_Images |
| Authors |
Mma_Ikwut-Ukwa,_Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Andrew_Vanderburg,_Asma_Ali,_Katya_Bunten,_B._Scott_Gaudi,_David_W._Latham,_Steve_B._Howell,_Chelsea_X._Huang,_Allyson_Bieryla,_Karen_A._Collins,_Theron_W._Carmichael,_Markus_Rabus,_Jason_D._Eastman,_Kevin_I._Collins,_Thiam-Guan_Tan,_Richard_P._Schwarz,_Gordon_Myers,_Chris_Stockdale,_John_F._Kielkopf,_Don_J._Radford,_Ryan_J._Oelkers,_Jon_M._Jenkins,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Jennifer_Burt,_R._Paul_Butler,_Michael_L._Calkins,_Jeffrey_D._Crane,_Crystal_L._Gnilka,_Gilbert_A._Esquerdo,_Wlliam_Fong,_Laura_Kreidberg,_Jessica_Mink,_David_R._Rodriguez,_Joshua_E._Schlieder,_Stephen_Schectman,_Avi_Shporer,_Johanna_Teske,_Eric_B._Ting,_Jesus_Noel_Villasenor,_Daniel_A._Yahalomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02222 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの2つの短周期の巨大な巨大惑星の発見を報告します。TOI-558（TIC207110080）とTOI-559（TIC209459275）の両方のシステムは、30分のケイデンスフルフレーム画像から識別され、TESSのフォローアップ観測プログラムからの地上ベースの測光および分光フォローアップ観測を使用して確認されました。ワーキンググループ。F-矮星を通過するTOI-558b（$M_{\star}=1.349^{+0.064}_{-0.065}\M_{\odot}$、$R_{\star}=1.496^{+0.042}_{-0.040}\R_{\odot}$、$T_{eff}=6466^{+95}_{-93}$K、年齢$1.79^{+0.91}_{-0.73}$公転周期が14。574日のGyr）は、質量が$3.61\pm0.15\M_J$、半径が$1.086^{+0.041}_{-0.038}\R_J$で、奇行（e=$0.300^{+0.022}_{-0.020}$）軌道。TOI-559bはG型矮星を通過します（$M_{\star}=1.026\pm0.057\M_{\odot}$、$R_{\star}=1.233^{+0.028}_{-0.026}\R_{\odot}$、$T_{eff}=5925^{+85}_{-76}$K、年齢$1.79^{+0.91}_{-0.73}$Gyr）エキセントリック（e=$0.151\pm0.011$）質量が$6.01^{+0.24}_{-0.23}\M_J$、半径が$1.091^{+0.028}_{-0.025}\R_J$の6。984日の軌道。私たちの分光学的フォローアップはまた、TOI-559の長期的な視線速度の傾向を明らかにし、長期の伴侶を示しています。各システムで測定された統計的に有意な軌道離心率は、これらの惑星が動的相互作用を通じて現在の場所に移動したことを示唆しています。興味深いことに、両方の惑星も巨大であり（$>3\M_J$）、TESSによって識別された巨大なホットジュピターの人口に追加されます。これらの高質量惑星の新しい検出に促されて、ホットジュピターの既知の質量分布を分析しましたが、複数の集団の有意な証拠は見つかりませんでした。TESSは、通過するホットジュピターのマグニチュードがほぼ制限されたサンプルを提供し、将来の詳細な個体群研究を可能にする必要があります。
ハビタブルゾーンの惑星ファインダーは、グリーゼ1151を周回する地球型惑星の候補を検出します。非アクティブな星からのコヒーレントな低周波電波放射の可能性のある原因
| Title |
The_Habitable-zone_Planet_Finder_Detects_a_Terrestrial-mass_Planet_Candidate_Closely_Orbiting_Gliese_1151:_The_Likely_Source_of_Coherent_Low-frequency_Radio_Emission_from_an_Inactive_Star |
| Authors |
Suvrath_Mahadevan,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Paul_Robertson,_Ryan_C._Terrien,_Joe_P._Ninan,_Rae_J._Holcomb,_Samuel_Halverson,_William_D._Cochran,_Shubham_Kanodia,_Lawrence_W._Ramsey,_Alexander_Wolszczan,_Michael_Endl,_Chad_F._Bender,_Scott_A._Diddams,_Connor_Fredrick,_Fred_Hearty,_Andrew_Monson,_Andrew_J._Metcalf,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02233 |
静止状態のM4.5矮星であるGliese1151からLOFARによって検出されたコヒーレントな低周波電波放射は、1〜5日の軌道上の地球サイズの惑星の星と惑星の相互作用の理論的期待と一致する電波放射特性を持っています。マクドナルド天文台の10mホビー-エバリー望遠鏡のハビタブルゾーン惑星ファインダー（HPF）分光計からの新しい近赤外線視線速度は、HARPS-Nからの以前の速度と組み合わされて、$m\siniと一致する周期的なドップラー署名を明らかにします。=2.5\pm0.5M_\oplus$2。02日の軌道上の太陽系外惑星。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの正確な測光は、静止状態のM矮星と一致して、フレアや活動の兆候を示していません。TESSデータでは惑星通過は検出されませんが、$\sim2$日の期間の測光では弱い測光変調が検出されます。ドップラー放射速度技術による候補惑星信号のこの独立した検出は、電波波長での星と太陽系外惑星の相互作用の最初の検出の主張にさらに重みを加え、太陽系外惑星の検出のためのこの新しい技術の検証に役立ちます。
球形インパクターの斜め衝撃時の噴射
| Title |
Jetting_during_oblique_impacts_of_spherical_impactors |
| Authors |
Shigeru_Wakita,_Brandon_Johnson,_C._Adeene_Denton,_Thomas_M._Davison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02303 |
衝撃の初期段階では、衝撃速度を超える速度で少量の材料が噴射および排出される場合があります。噴射は、比較的低速の衝撃時に溶融物を生成するための重要なプロセスです。衝撃角度が噴射プロセスにどのように影響するかはまだ完全には理解されていません。ここでは、iSALE衝撃物理コードを使用して斜め衝撃時の噴射をシミュレートします。ターゲットとインパクターの両方が同じ組成（ダナイト）であると仮定して、衝突速度を超える噴射された材料を調べます。私たちの結果は、衝突角度$<15^{\circ}$のかすめ衝突を除いて、斜め衝突は常に垂直衝突よりも多くの噴出噴出物を生成することを示しています。3km/sの衝撃速度で45$^{\circ}$の衝撃を与えると、インパクターの質量の$\sim$7\％に等しい噴射材料が生成されます。これは、同様の衝撃条件での垂直衝撃によって生成される噴射質量の6倍です。また、噴射された噴出物の起源は衝突角度に依存することもわかりました。45$^{\circ}$未満の衝突角度の場合、ジェットの大部分はインパクター材料で構成されますが、より高い衝突角度では、ジェットはターゲット材料によって支配されます。私たちの調査結果は、以前の実験的研究と一致しています。すべての場合において、噴射された材料はインパクターのダウンレンジに優先的に分布します。
準ケプラー自己重力粒子ディスクの固有状態
準ケプラー円盤は最も一般的な天体物理学的構造の1つですが、それらの中での経年角運動量輸送の計算は、かなりの実用的な課題を日常的に提示します。この作業では、離散ラグランジュ-ラプラス世俗摂動論の連続限界として、かみそりの薄い粒子ディスクの世俗的な小さな傾斜のダイナミクスを調査し、その後の世俗的な進化の間の類似性を探ります-自己の非局所的な結合を含む-重力ディスク-そして量子力学。システムの時間発展を記述し、保存された内積の存在を示す「量子」ハミルトニアンを見つけます。最低周波数のノーマルモードは、運動方程式に対してウィック回転を実行することによって数値的に近似されます。これらのモードは、はるかに単純なローカル結合モデルの精度を定量化するために使用され、固有周波数を予測できなくても、特に狭い環で、ノーマルモードの形状を高い精度で予測することを明らかにします。
ダストトラップとトランジションディスクの空洞の形成：ミリメートルからサブミリメートルの比較調査
| Title |
Dust_Traps_and_the_Formation_of_Cavities_in_Transition_Discs:_A_millimetre_to_sub-millimetre_comparison_survey |
| Authors |
Brodie_J._Norfolk,_Sarah_T._Maddison,_Christophe_Pinte,_Nienke_van_der_Marel,_Richard_A._Booth,_Logan_Francis,_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Chris_M._Wright,_Gerrit_van_der_Plas,_Himanshi_Garg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02316 |
トランジションディスクで観察された内部のダスト空洞の起源は不明のままです。ダストの分離とキャビティのサイズは、どのクリアリングメカニズムが粒子の進化を支配するかによって異なると予想されます。DiscsDownUnderプログラムの結果を提示します。これは、大きな（>20au）空洞を持つ15個の遷移ディスクを対象とした8.8mm連続オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）調査であり、結果として生じるダスト放出をアタカマ大型ミリ波/サブミリ波と比較します。アレイ（ALMA）観測。私たちのATCA観測は、検出された14枚のディスクのうち8枚の内部空洞を解決します。可視性を適合させ、S/N>5シグマの10の光源の1D放射状輝度モデルを再構築します。両方の波長帯で空洞が分解された光源の場合、8.8mmとサブmmの輝度分布は星から同じ半径でピークに達することがわかります。8.8mmとサブmmのダスト粒子の同様のキャビティサイズは、コンパニオンの存在によって引き起こされるダストトラップによるものであることをお勧めします。
火星で私たちが知っているように生命を求めることによって地球上の生命の歴史を解決する
火星での地球の生命の起源は、推定された生命の歴史と地球の地質学的歴史との間の重大な矛盾を解決するでしょう。私たちが知っている生命は、細胞の代謝、情報、および区画形成サブシステムにアミノ酸、核酸、および脂質を利用しています。このようなビルディングブロックは、紫外線、乾湿サイクル、および火山活動を含む惑星表面シナリオで、シアノ硫化物化学前駆体から同時に形成された可能性があります。しかし、初期の地球は水の世界であり、地球上の酸素の上昇のタイミングは、酸化ストレスに応答した遺伝暗号の最終的な固定と一致していません。シアノ硫化物の生命の起源は、初期の地球よりも桁違いに多い空中地殻と、酸化状態への早期の移行によって促進された、フォトレドックス化学によって火星で起こった可能性があります。隕石の爆撃は、一時的な居住可能な環境を生成し、生命を放出して地球に移した可能性があります。マーズ2020パーセベランスローバーは、火星のシアノ硫化物の生命の起源と一致する証拠を確認または反駁し、古代の生命の証拠を検索し、火星の酸化状態の進化を経時的に抑制する前例のない機会を提供します。私たちは、他の可能性とともに、火星の地球上の生命の起源を証明または反駁するよう努めるべきです。
どのAGNジェットが大規模な銀河の星形成を抑制しますか？
| Title |
Which_AGN_Jets_Quench_Star_Formation_in_Massive_Galaxies? |
| Authors |
Kung-Yi_Su,_Philip_F._Hopkins,_Greg_L._Bryan,_Rachel_S._Somerville,_Christopher_C._Hayward,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Sarah_Wellons,_Jonathan_Stern,_Bryan_A._Terrazas,_T._K._Chan,_Matthew_E._Orr,_Cameron_Hummels,_Robert_Feldmann,_Du\v{s}an_Kere\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02206 |
追加の加熱なしで、巨大な銀河（天の川以上）のハロー内のガスの放射冷却は、観測されたものを超える冷たいガスまたは星を生成します。以前の研究では、AGNジェットが必要である可能性が高いことが示唆されていましたが、急冷に必要なジェットエネルギーの形態は不明なままです。これは、銀河シミュレーションでは特に困難です。銀河シミュレーションでは、ジェットを形成して進化させるために必要な解像度よりも桁違いに粗くなります。このようなスケールでは、不確実なパラメータには、ジェットエネルギーの形態（運動、熱、宇宙線（CR）エネルギー）、エネルギー、運動量、質量流束、磁場の強度と形状、ジェットの進行角度と周期、開き角、とデューティサイクル。FIRE-2（FeedbackInRealisticEnvironments）恒星フィードバックモデルを使用した高解像度の非宇宙論的MHDシミュレーションを使用して、$10^{14}\、{\rmM}_{\odot}$ハローでこれらすべてのパラメーターを調査します。、伝導、および粘度。どのシナリオが観測の制約に一致するかを調査し、CRが支配的なジェットが、CR圧力サポートと熱不安定性の修正の組み合わせを通じて、中心銀河を最も効率的にクエンチできることを示します。穏やかな相対論的（$\sim$MeVまたは$\sim10^{10}$K）熱プラズマで最もエネルギーが大きいジェットは機能しますが、$\sim10$大きいエネルギー入力が必要です。固定エネルギーフラックスの場合、比エネルギーが高い（冷却時間が長い）ジェットはより効果的にクエンチします。このハローサイズの場合、キネティックジェットは、開口角または歳差運動角が広い場合を除いて、急冷の効率が低くなります。動的ジェットモデルで磁束が$\gtrsim10^{44}$ergs$^{-1}$に達する場合を除いて、磁場は小さな役割を果たします。これにより、ジェット繭が大幅に広がり、急冷が爆発物。ジェットモデルを成功させるための基準は、最適なエネルギー流束と、冷却半径で十分に長い冷却時間を備えた十分に広いジェット繭であると結論付けます。
運動星団による銀河の合体の正確な識別
| Title |
Accurate_Identification_of_Galaxy_Mergers_with_Stellar_Kinematics |
| Authors |
R._Nevin,_L._Blecha,_J._Comerford,_J._E._Greene,_D._R._Law,_D._V._Stark,_K._B._Westfall,_J._A._V\'azquez-Mata,_R._Smethurst,_M._Argudo-Fern\'andez,_J._R._Brownstein,_N._Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02208 |
銀河の進化に対する銀河の合体の重要性を判断するには、銀河の合体のさまざまなタイプと段階を識別できる分類ツールを設計する必要があります。以前は、銀河の合体のGADGET-3/SUNRISEシミュレーションと線形判別分析（LDA）を使用して、イメージング予測子から正確な銀河合体分類器を作成しました。ここでは、同じシミュレーションスイートから派生した恒星の運動学的予測子に基づいた補完的なツールを開発します。アパッチポイントでの近くの銀河のマッピング（MaNGA）面分光法（IFS）調査の仕様を模倣するように模擬恒星速度および速度分散マップを設計し、LDAを利用して11の運動学的予測子の線形結合に基づく分類を作成します。分類は質量比によって大きく異なります。メジャー（マイナー）合併分類の平均統計精度は80％（70％）、精度は90％（85％）、リコールは75％（60％）です。主要な合併は、グローバルな運動学的特徴を追跡する予測子によって最もよく識別されますが、マイナーな合併は、二次的な恒星成分を追跡するローカルな特徴に依存しています。運動学的分類は画像分類よりも正確ではありませんが、運動学的予測子は合体後の合併を識別するのに優れています。イメージングと運動学的分類を組み合わせることで、MaNGAのようなイメージングとIFS調査からのより完全な合併サンプルが明らかになる可能性があります。分類器のトレーニングに使用される一連のシミュレーションは限られた範囲の銀河特性をカバーしているため（つまり、銀河は中間質量でディスクが支配的である）、結果はすべてのMaNGA銀河に適用できるとは限らないことに注意してください。
高速IIでの下部構造：ガイアDR2による局所脱出速度と天の川質量
| Title |
Substructure_at_High_Speed_II:_The_Local_Escape_Velocity_and_Milky_Way_Mass_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
Lina_Necib_and_Tongyan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02211 |
天の川の脱出速度を測定することは、天の川の質量を取得し、暗黒物質の速度分布を理解し、暗黒物質の密度プロファイルを構築する上で重要です。Necib$\＆$Lin（2021）では、脱出速度をロバストに測定する戦略を導入しました。私たちのアプローチは、ガイアソーセージ（エンケラドゥス）と呼ばれる星のハローや土石流など、複数のコンポーネントで星の分布の尾部をモデル化することにより、運動学的下部構造の存在を考慮に入れています。そうすることで、速度分布の「テール」のさまざまな定義に対する脱出速度測定のロバスト性、およびさまざまな基礎となるモデルとのデータの一貫性をテストできます。この論文では、この方法をGaiaの2番目のデータリリースに適用し、少なくとも2つのコンポーネントを持つモデルが好ましいことを発見しました。ディスク、リラックスしたハロー、ガイアソーセージを説明するための、3つのバインドされたコンポーネントとの適合に基づいて、太陽の位置での天の川の脱出速度は$v_{\rm{esc}}=484.6^{であることがわかります。+17.8}_{-7.4}$km/s。Navarro-Frenck-Whiteの暗黒物質プロファイルを想定し、太陽の位置$v_c=230\pm10$km/sでの最近の円速度の測定と併せて考えると、天の川の濃度は$c_{であることがわかります。200}=13.8^{+6.0}_{-4.3}$および質量$M_{200}=7.0^{+1.9}_{-1.2}\times10^{11}M_{\odot}$、これは以前の測定よりもかなり軽いです。
星形成領域の水（WISH）：ハーシェル分光法で調べた雲から円盤までの物理学と化学
| Title |
Water_in_star-forming_regions_(WISH):_Physics_and_chemistry_from_clouds_to_disks_as_probed_by_Herschel_spectroscopy |
| Authors |
E.F._van_Dishoeck_(Leiden),_L.E._Kristensen_(Copenhagen)_and_the_WISH_team_(50_co-authors) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02225 |
（要約）WISHキープログラムからのデータと結果が要約され、その物理学と化学に対処するためのレガシーデータセットを提供するように設計されています。WISHは、光度と進化段階の2つの軸に沿って、低質量から高質量の原始星まで、および星前のコアから原始惑星状星円まで、約80個の光源をターゲットにしました。H2O、HDO、OH、CO、および[OI]のラインは、HIFIおよびPACS機器で観察され、UV、X線、または粒子化学をプローブする分子によって補完されました。原始星からの遠赤外線の放出のほとんどはコンパクトであることがわかり、少なくとも2つの物理的コンポーネントの高密度および高温での暖かい流出と衝撃を受けたガスに起因します。このガスは、低JCOラインではプローブされず、J>14でのみプローブされます。水は重要ですが、支配的な冷却剤ではありません。その存在量は普遍的に低く、H2O/H2=2E-6のオーダーであり、ISRFの100〜1000倍のUV放射を含む衝撃波および流出空洞モデルを示しています。冷たい静止状態の恒星前のコアとエンベロープでは、水量構造が速度分解ラインプロファイルを通じて正確に調べられ、基本的な化学ネットワークが確認されます。バルク氷のそれよりはるかに高い0.025のガス状HDO/H2O比は、外側の光脱離氷層と低温化学を表しています。内側のホットコアの水分量は多いですが、5E-6から2E-4まで変動します。水性ガスと氷を組み合わせた分析では、酸素収支の最大50％が欠落している可能性があり、考えられる説明が説明されています。ディスクからの水蒸気の放出は弱く、水氷が早い段階でより大きな小石に閉じ込められ、これらの小石がクラスIIの段階までに沈降して内側に漂流したことを示しています。定量的には、多くの水氷の海が利用可能です。銀河系外の低JH2O放出は、ほとんどがコンパクトで衝突励起されます。将来の中赤外線から遠赤外線のミッションの見通しが示されています。
スバルHSCの巨大な中央銀河の低表面輝度郊外の性質と起源
| Title |
The_nature_and_origins_of_the_low_surface_brightness_outskirts_of_massive,_central_galaxies_in_Subaru_HSC |
| Authors |
Thomas_M._Jackson,_Anna_Pasquali,_Francesco_La_Barbera,_Surhud_More,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02241 |
6Gyr前に星の質量の90％を集めたと選択された、118個の低赤方偏移の巨大な中央銀河の星の質量密度と色のプロファイルを調べ、のサイズ成長の背後にある推進力であると予想されるマイナーな合併活動の証拠を見つけます。静止銀河。スバルハイパーサプリムカム調査の$g、r、i、z、y$バンドのイメージングデータを使用し、SEDフィッティングを実行して、色と恒星の質量面密度で空間的に十分に分解された放射状プロファイルを構築します。私たちの視覚的な形態学的分類は、以前の研究と同様に、サンプルの$\sim42$パーセントが潮汐の特徴を示し、残りのサンプルの$\sim43$パーセントが拡散した恒星のハローを示し、$\sim14$パーセントだけが特徴を示さないことを示しています、制限$\mu_{r\mathrm{-band}}$$\sim$28magarcsec$^{-2}$まで。サンプルの積み重ねられた色プロファイルと以前の研究から得られたものとの間に良好な一致が見られ、中央領域（<3R$_{\mathrm{e}}$）で予想される滑らかで減少する恒星の質量面密度プロファイルが見つかりました。ただし、周辺（最大10R$_{\）ではプロファイル（$\Sigma_*\sim10^{7.5}$M$_\odot$kpc$^{-2}$）の平坦化も見られます。mathrm{e}}$）。これは、潮汐/降着の特徴を具体的にターゲットにする方法によって明らかになります。より若い比較サンプルの恒星の質量面密度プロファイルには、同様のレベルの潮汐の特徴と振る舞いが見られますが、拡散したハローはありません。また、以前の研究と同様のスタッキング技術を適用し、そのような手順が潮汐の特徴を洗い流し、それによって滑らかな下降プロファイルを生成することを発見しました。郊外の恒星物質は、平均して$\sim10^{10}$M$_\odot$または全恒星質量の数パーセントに寄与し、同様の恒星質量のSDSS衛星と同様の色をしています。
Zw3146における大規模で塊状の分子ガス分布と変位したAGN
| Title |
A_Massive,_Clumpy_Molecular_Gas_Distribution_and_Displaced_AGN_in_Zw_3146 |
| Authors |
A._N._Vantyghem,_B._R._McNamara,_C._P._O'Dea,_S._A._Baum,_F._Combes,_A._C._Edge,_A._C._Fabian,_M._McDonald,_P._E._J._Nulsen,_H._R._Russell,_P._Salome |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02300 |
Zw3146銀河団（$z=0.2906$）の中央銀河におけるCO（1-0）線放出の最近のALMA観測を提示します。また、アーカイブチャンドラ観測からの更新されたX線空洞測定値を提示します。中央の4kpcに限定されている分子ガスの$5\times10^{10}\、M_{\odot}$供給は、同様のシステムで観察されたフィラメントを彷彿とさせる3つの拡張にわずかに分解されます。秩序だった動きを示す速度構造は観察されません。3つの分子拡張はすべてX線空洞を追跡し、上昇する気泡の結果として持ち上げられた銀河団ガスの凝縮から形成される可能性があります。分子ガスリザーバー全体を説明するには、フィードバックの多くのサイクルが必要になります。分子ガスと連続体源は相互に2.6kpcオフセットされており、連続体源と一致する線放出は検出されません。最も明るい銀河団の重力の中心にあるのは、連続体の源ではなく、分子ガスです。最も明るい銀河団には潮汐の特徴が含まれている可能性があるため、変位した連続体源は、合体する銀河の核に対応している可能性があります。また、ブラックホールの合体に続く重力波の反跳が変位の原因となる可能性についても議論します。
最近、Meneghetti等。標準的なコールドダークマター（CDM）のシミュレーションと比較して、銀河団内の小規模な重力レンズの過剰を報告しました。クラスター内のサブハロの集団が重力熱崩壊を経験する、自己相互作用暗黒物質（SIDM）シナリオを提案します。制御されたN体シミュレーションを使用して、下部構造内の初期型銀河の存在が重力熱進化を加速し、崩壊したSIDMサブハロがCDMの対応物よりも急な密度プロファイルを持ち、より大きな放射状銀河-銀河の強いレンズ断面などをもたらすことを示します。観察とよりよく一致するレンズ画像。私たちの結果は、強い重力レンズが暗黒物質の自己相互作用の性質の有望なテストを提供できることを示しています。
Fornax3Dプロジェクト：動的および人口軌道解析を組み合わせたレンズ状銀河の集合履歴
| Title |
The_Fornax3D_project:_Assembly_histories_of_lenticular_galaxies_from_a_combined_dynamical_and_population_orbital_analysis |
| Authors |
A._Poci,_R._M._McDermid,_M._Lyubenova,_L._Zhu,_G._van_de_ven,_E._Iodice,_L._Coccato,_F._Pinna,_E._M._Corsini,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_R._J._J._Grand,_K._Fahrion,_I._Mart\'in-Navarro,_M._Sarzi,_S._Viaene,_P._T._de_Zeeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02449 |
arXivの要約：この作業では、強力な新しい手法を適用して、自己無撞着な星の力学モデルと人口銀河モデルを組み合わせて、正確なアセンブリ履歴を観測的に導き出します。Fornax3Dプロジェクトの3つのエッジオンレンズ状銀河（FCC153、FCC170、およびFCC177）についてこのアプローチを提示し、それらの質量集合履歴を個別に、およびFornaxクラスターのコンテキストで推測します。この方法は、シミュレーションからの模擬データでテストされ、その信頼性が定量化されました。ここで研究された銀河はすべて、クラスターの後に動的に冷たい（固有の垂直速度分散$\sigma_z\lesssim50\{\rmkm}\{\rms}^{-1}$）恒星円盤を形成することができたことがわかります。落下。さらに、既存の（古い）高角運動量コンポーネントは、現在までその角運動量（軌道真円度$\lambda_z>0.8$）を保持しています。導出された集合履歴を低密度環境（NGC3115）での同等の銀河と比較すると、星の降着と融合のクラスター駆動抑制の証拠が見つかります。固有の恒星の年齢-速度-分散関係を測定し、関係の形が赤方偏移全体の文献の銀河と一致していることを発見しました。クラスター環境による光度加重固有の鉛直速度分散の強化についての暫定的な証拠があります。しかし重要なことに、金属量がこの関係の重要な推進力である可能性があるという兆候があります。最後に、クラスター環境が、クラスター内で生成される段階的な外部摂動、つまり「ハラスメント」を介して、これらの銀河のS0形態の原因であると推測します。
MACS J0717.5 +3745のクラゲ銀河候補とDAFT / FADAおよびCLASH調査の他の39のクラスター
| Title |
Jellyfish_galaxy_candidates_in_MACS_J0717.5+3745_and_thirty-nine_other_clusters_of_the_DAFT/FADA_and_CLASH_surveys |
| Authors |
Florence_Durret,_Simon_Chiche,_Catarina_Lobo_and_Mathilde_Jauzac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02595 |
銀河団内の銀河は、動圧ストリッピングや潮汐相互作用などのいくつかの現象を経験し、星形成を引き起こしたり抑制したりする可能性があり、場合によっては、銀河が異常な形や長い尾を獲得することにつながります。赤方偏移の範囲0.2<z<0.9をカバーするDAFT/FADAおよびCLASH調査からの40クラスターのサンプルでクラゲ銀河候補を検索しました。MACSJ0717.5+3745（MACS0717）では、広い空間カバレッジと分光学的赤方偏移の豊富なサンプリングにより、このクラスターとその延長フィラメント内のクラゲ銀河候補の詳細な分析を追求することができました。すべての銀河団（赤方偏移に基づく）のハッブル宇宙望遠鏡の画像を見て、それらをクラゲ銀河である可能性の関数として分類し、位置、赤方偏移、大きさ、および投影距離を含むクラゲ候補のカタログを提供します。それぞれのクラスターセンター。MACS0717周辺の拡張地域で81のクラゲ候補が見つかり、他の22のクラスターで97のクラゲ候補が見つかりました。MACS0717のクラゲ銀河候補は、クラスターの最も密度の高い領域を回避する傾向がありますが、他のクラスターではそうではないようです。MACS0717の79個の銀河と他のクラスターの31個の銀河について、GAZPARインターフェースを介してLePhareに適合する最良の星の種族を計算しました。クラゲの候補は、青色、若い年齢、高い星形成率、特定の星形成率を持つ星形成オブジェクトである傾向があることがわかります。SFR対恒星の質量図では、クラゲ銀河の候補は、クラゲ以外の星形成銀河よりもいくらか大きいSFRを持っているように見えます。いくつかの議論に基づいて、MACS0717で特定されたクラゲ候補はかなり最近クラスターに分類されたようです。研究されたクラスターにおけるクラゲ銀河の割合の非常に大まかな見積もりは約10％です。
高解像度の宇宙論的シミュレーションによる天の川円盤の形成史
| Title |
The_formation_history_of_the_Milky_Way_disc_with_high-resolution_cosmological_simulations |
| Authors |
M._Giammaria,_A._Spagna,_M._G._Lattanzi,_G._Murante,_P._Re_Fiorentin,_M._Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02652 |
高解像度のズームイン宇宙論シミュレーションから天の川のような銀河の形成履歴と運動学を観測の観点から分析し、ガイアDR2で見た銀河のものと比較して、銀河の起源と進化をよりよく理解します。銀河系の薄いディスクと厚いディスク。宇宙論的シミュレーションは、MUltiPhaseParticleIntegrator（MUPPI）モデルを使用してGADGET-3TreePM+SPHコードで実行されました。銀河円盤のトップダウンと裏返しの形成から生じる恒星世代の複雑な重なりを解きほぐします。単年齢集団の位相空間における宇宙論的特徴を調査し、過去と最近の動的摂動に由来する特徴を強調します。シミュレーションでは、恒星の質量が$1.2\times10^9$M$_\odot$の衛星を特定します。つまり、その時点で恒星の質量比$\Delta\sim5.5$パーセントで、$z\simに蓄積されます。1.6$は、銀河系の厚い円盤を生成したガイア-ソーセージ-エンセラダスの主要な合併に似ています。つまり、$\Delta\sim6$パーセントです。$z\sim0.5-0.4$で、星の質量が$8.8\times10^8$M$_\odot$と$5.1\times10^8$M$_\odot$の2つの合体衛星が見つかりました。星形成の歴史における強いスターバースト。これは、最近ソーラーネイバーフッドで見つかったものとかなり似ているように見えます。私たちの調査結果は、現在および将来のガイアデータリリースによって利用可能になり、シミュレーションとの相乗効果で利用できる、同時代の星の種族の運動学の詳細な研究が、天の川銀河の形成と進化を解明するための基本であることを強調しています。
暖かい炭素鎖化学と星形成コアの星間照射との関係
暖かい炭素鎖化学（WCCC）コアのいくつかの観察は、それらが分子雲の端の近くにしばしば位置することを示しています。この発見は、WCCCが星間物質からの放射線にさらされた星形成コアで促進されていることを示唆しているかもしれません。そのようなコアの炭素鎖の化学を調査することを目指しています。星間光子と宇宙線による全レベルの照射を伴う低質量の星形成コア内のガス区画の化学シミュレーションを、そのような照射の10分の1しか受けていないコアのシミュレーションと比較しました。全照射モデルでは、低照射モデルと比較して、炭素鎖の存在量が数倍から数百倍高いことがわかりました。星間光子と宇宙線によるガスと塵の照射のために、星の前の段階で、そしておそらく拡張された星周エンベロープで、より高い炭素鎖の存在量が生じます。宇宙線によって誘発されるイオン化の完全な標準速度は、原始星によって加熱される星周エンベロープで高炭素鎖存在量のピークが発生するために不可欠です（「真の」WCCC現象）。完全照射モデルは、低照射モデルよりも複雑な有機分子の存在量が少なくなっています。WCCCは、星形成コアが星間放射にさらされたり、宇宙線にさらされたりすることによって引き起こされる可能性があると結論付けています。付録では、宇宙線によって誘発される脱離の速度を計算するための更新された正確なアプローチについて説明します。
| Title |
The_Infrared_Emission_and_Vigorous_Star_Formation_of_Low-redshift_Quasars |
| Authors |
Yanxia_Xie,_Luis_C._Ho,_Ming-Yang_Zhuang_and_Jinyi_Shangguan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02695 |
活動銀河核（AGN）のホスト銀河の星形成活動は、ブラックホールの成長と銀河の進化の間の複雑な相互接続への貴重な洞察を提供します。大きな障害は、強いAGNの存在下で正確な星形成率を推定することの難しさから生じます。低赤方偏移（$z<0.5$）のパロマー-グリーンクエーサーの$1-500\、\mum$スペクトルエネルギー分布と高解像度中赤外スペクトルの分析$\sim10^{44.5}-10^{47.5}\rm\、erg\、s^{-1}$、[NeII]12.81$\、\mum$、[NeIII]に基づく独立した星形成率指標との比較から、15.56$\、\mum$、トーラスを差し引いた全赤外線（$8-1000\、\mum$）放射は、$\sim1-250\、M_\odot\の範囲で強力な星形成率をもたらします。{\rmyr^{-1}}$。利用可能な恒星の質量推定値と組み合わせると、クエーサーの大部分（$\sim75\％-90\％$）は、かなりの部分（$\sim50\）を含む、局所的な星形成銀河の主系列上またはその上にあります。％-70\％$）これはスターバーストシステムと見なされます。これは、ダストの質量から推測されるガス含有量に由来する高い星形成効率によってさらにサポートされます。高解像度のハッブル宇宙望遠鏡の画像を調べると、最近の重大な動的摂動を経験していない多数のスターバーストホストを含む、多種多様な形態学的タイプが明らかになります。高い星形成効率の起源は不明です。
小マゼラン雲におけるKRON3のUVIT-HST-Gaia-VISTA研究：UVに拡張されたレッドクランプを持つクラスター
| Title |
UVIT-HST-Gaia-VISTA_study_of_KRON_3_in_the_Small_Magellanic_Cloud:_A_cluster_with_an_extended_red_clump_in_UV |
| Authors |
P._K._Nayak,_A._Subramaniam,_S._Subramanian,_S._Sahu,_C._Mondal,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Cameron_P._M._Bell,_A._Bandyopadhyay_and_Chul_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02784 |
小マゼラン雲の巨大な星団であるクロン3を研究するために、紫外線（UV）から近赤外線までの多波長観測を組み合わせる利点を示しました。クラスターKron3の半径を2.'0と推定し、初めて、NUV-明るいレッドクランプ（RC）星の識別と、NUVvs（（））のRCinの色と大きさの拡張を報告します。NUV-光学）色-マグニチュード図（CMD）。RCの拡張はクラスターの固有の特性であり、フィールドスターの汚染やフィールド全体での赤みの違いによるものではないことがわかりました。RC星のスペクトルエネルギー分布を研究し、温度の小さな範囲〜5000〜5500K、光度〜60〜90、土地の半径〜8.0〜11.0を推定しました。RC星間のUVマグニチュードの範囲（〜23.3〜24.8等）は、変動する質量損失、初期ヘリウム存在量の変動（Y_ini=0.23〜0.28）、および年齢のわずかな変動（6.5〜7.5Gyr）および金属量（[Fe/H]=-1.5〜-1.3）。拡張RCの原因を確認するには、クロン3のRC星の分光学的追跡観測が必要です。
滑らかに成長するホストハローポテンシャルにおけるサブハロー軌道の進化
| Title |
Evolution_of_subhalo_orbits_in_a_smoothly-growing_host_halo_potential |
| Authors |
Go_Ogiya,_James_E._Taylor,_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02786 |
暗黒物質（DM）サブハロの軌道パラメーターは、ホストハロー内の質量損失率と全体的な空間分布を決定する上で重要な役割を果たします。宇宙論的シミュレーションにおけるハローは、比較的スムーズな降着とより激しい合併の組み合わせによって成長し、両方のプロセスがサブハロー軌道を変更します。ホストハローのスムーズな成長の影響を他の関連するメカニズムから分離するために、サブハロが時変球形ポテンシャルを周回する質量のない粒子としてモデル化される数値計算を使用して、サブハロ軌道の進化を研究します。サブハロー軌道の半径方向の作用が最初の数軌道で減少することがわかります。これは、ホストハローの成長に対する応答がこの段階では断熱的ではないことを示しています。サブハロ軌道は、このフェーズで$\sim$1.5の係数で縮小する可能性があります。その後、放射状の作用はよく保存され、軌道の収縮は遅くなります。軌道進化を正確に記述するモデルを提案します。これらの結果を踏まえて、高解像度の宇宙論的シミュレーションで特定されたサブハロの集団の空間分布を検討します。この母集団がz<3で付加されたことと一致していることがわかります。これは、以前に付加されたサブハロがシミュレーションで未解決であることを示しています。また、DMを大幅に欠く超拡散銀河であるNGC1052-DF2の形成シナリオとしての潮汐ストリッピングについても説明し、その前駆体が十分に早く蓄積された場合、予想されるDM質量は観測上の制約と一致する可能性があることを発見しました。まだ比較的まれなオブジェクトです。
恒星進化モデルは、入力として初期同位体存在比を設定する必要がありますが、これらの存在比は、私たちの太陽の外では完全には確立されていません。元素合成の研究には、元素観測から推測するのが難しく、銀河に固有の信頼できる同位体の存在量が必要です。課題はありますが、dSphの正確なGCEモデルは、銀河系の階層に関する重要な洞察を提供できます。GCEモデルへの補完的なアプローチである、天体物理学的プロセスに基づくSculptordSph銀河の同位体履歴モデルを提示します。OMEGAを使用してSculptorの後期進化の同位体組成を推定し、他の境界条件としてBBNを使用します。各天体物理学プロセスには、平均的な化学進化を決定する基礎となる物理学に従って、自由パラメーターを持つパラメトリック関数が割り当てられました。同位体収量は元素収量に合計され、観察されたSculptor存在量データに適合して自由パラメーターを修正しました。この手順により、大質量星、タイプ1aSNe、メインのsプロセスのピーク、およびrプロセスの寄与に対するSculptorの平均同位体履歴が得られます。これは、MWの化学的履歴と比較できます。タイプ1aSNeは、後期進化のFe存在量に約86％寄与していることがわかります。これは、通常のMW太陽値である約70％よりも大きく、他のdSph化学進化研究と一致しています。モデルはまた、NSMが後期進化のEuの存在量に約30％しか寄与していないことを発見し、CCSNeがdSphのより支配的なrプロセス前駆体であることをさらに示唆しています。
| Title |
Neutrino_signal_dependence_on_gamma-ray_burst_emission_mechanism |
| Authors |
Tetyana_Pitik,_Irene_Tamborra_(Niels_Bohr_Institute),_Maria_Petropoulou_(University_of_Athens) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02223 |
長時間のガンマ線バースト（GRB）は、高エネルギー宇宙に電力を供給する最も理解されていない天体物理学的過渡現象の1つです。これまで、観測された電磁GRB放出を説明するために、さまざまなメカニズムが提案されてきました。この研究では、異なるジェットモデルが観測された電磁スペクトルエネルギー分布のフィッティングに等しく成功する可能性があるが、ニュートリノ生成は採用された放出および散逸モデルに強く依存することを示します。この目的のために、内部衝突によって誘発された磁気リコネクションと乱流（ICMART）を呼び出すジェットモデルで、散逸光球と3つの放射成分を含む内部衝撃モデルのベンチマーク高輝度GRBのニュートリノ生成を計算します。、漸進的な散逸を伴う磁気ジェットの場合、および優勢な陽子シンクロトロン放射を伴うジェットの場合。予想されるニュートリノフルエンスは、振幅が最大1〜1.5桁変化し、$10^4$から$10^8$GeVの範囲のエネルギーでピークに達する可能性があることがわかります。ベンチマーク入力パラメーターの場合、IceCubeおよびANTARESコラボレーションによって実行されるターゲット検索によって、探索されたGRBモデルのいずれも除外されません。しかし、私たちの研究は、根底にあるGRB放出メカニズムを特定する高エネルギーニュートリノの可能性と、偏りのないスタッキング検索のために異なるジェットモデルに依存することの重要性を強調しています。
GW170817からの中性子星状態方程式に対する厳密なマルチメッセンジャー制約とキロノバ光度曲線合成のフォワードモデル
| Title |
Tight_multi-messenger_constraints_on_the_neutron_star_equation_of_state_from_GW170817_and_a_forward_model_for_kilonova_light_curve_synthesis |
| Authors |
Matt_Nicholl,_Ben_Margalit,_Patricia_Schmidt,_Graham_P._Smith,_Evan_J._Ridley_and_James_Nuttall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02229 |
中性子星（NS）の合併後のキロノバ光度曲線を予測するための迅速な分析フレームワークを提示します。ここで、主な入力パラメーターは、重力波検出器によって測定可能なバイナリベースのプロパティ（チャープ質量と質量比、軌道傾斜角）と核に依存するプロパティです。状態方程式（潮汐変形性、最大NS質量）。これにより、任意のNSソース母集団のキロノバサンプルの合成、または低遅延で重力波ソースパラメータが与えられた場合に生きているキロノバを検出するために必要な観測深度の決定が可能になります。パブリックMOSFiTパッケージに実装されているこのコードを、GW170817に適合させることで検証します。ベイズ因子分析は圧倒的に（$B>10^{10}$）、ランタニドの少ない動的噴出物と並んで、衝撃加熱された繭によく合う追加の光度源を初日に含めることを支持しています。その後の放出は、ランタニドに富む粘性風によって支配されます。バイナリの質量比は$q=0.92\pm0.07$（90％の信頼区間）であることがわかります。最大安定NS質量$M_{\rmTOV}=2.17^{+0.08}_{-0.11}$M$_\odot$に厳しい制約を課します。潮汐変形能の事前分布が均一である場合、1.4M$_\odot$NSの半径は$R_{1.4}\sim10.7$kmです。$M_{\rmTOV}$の信頼できる範囲をサポートする状態方程式に基づいて事前に重み付けし、最終的な測定値$R_{1.4}=11.06^{+1.01}_{-0.98}$kmを導出します。。私たちのコードを2番目の重力検出中性子星合体GW190425に適用すると、関連するキロノバは（合併後1日で$\sim0.7$magだけ）暗くなり、GW170817よりも速く減少したと推定されます。GWで検出されたNS合併ごとに、フォローアップ戦略を個別に調整します。
| Title |
Gamma-ray_detection_toward_the_Coma_cluster_with_Fermi-LAT:_Implications_for_the_cosmic_ray_content_in_the_hadronic_scenario |
| Authors |
R._Adam,_H._Goksu,_S._Brown,_L._Rudnick,_and_C._Ferrari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02251 |
銀河団の拡散気相内の相対論的電子の存在は現在十分に確立されていますが、それらの詳細な起源は不明なままです。宇宙線陽子もクラスターの形成中に蓄積すると予想され、熱ガス内のハドロン相互作用を通じてガンマ線放出を引き起こします。最近、フェルミ-LATでかみのけ座銀河団に向けてガンマ線放出の検出が報告されました。このガンマ線放出がICMのハドロン相互作用から生じると仮定して、かみのけ座銀河団の宇宙線含有量に対するこの信号の影響を調査することを目的としています。MINOTソフトウェアを使用して、クラスターの物理モデルを構築し、それをFermi-LATデータに適用します。また、コンパクトな発生源からの汚染とさまざまな系統的影響の影響も考慮します。かみのけ座銀河団の特徴的な半径$\theta_{500}$内で、ベースラインモデルの検定統計量TS〜27を使用して、有意なガンマ線信号が観測されることを確認します。可能性のある点光源の存在が、観測された信号の大部分を占めている可能性があります。ただし、このソースはクラスター自体の拡散放出のピークに対応する可能性もあり、拡張モデルはデータとよりよく一致します。宇宙線と熱エネルギーの比率を$R_{500}$から$X_{\rmCRp}=1.79^{+1.11}_{-0.30}$\％の範囲内に制限し、宇宙線のエネルギースペクトルの傾きを$\alpha=2.80^{+0.67}_{-0.13}$。最後に、定常状態を仮定して、ハドロン相互作用で生成された二次電子に関連するシンクロトロン放射を計算します。この放射は、観測された無線信号全体の約4分の1であるため、全放射を説明するには、一次宇宙線電子または二次電子の再加速が必要です。信号のハドロン起源を仮定すると、我々の結果は、クラスター内の宇宙線陽子含有量の最初の定量的測定を提供します。[要約]
高密度物質とコンパクト星の2つのファミリーにおける音速
| Title |
Speed_of_sound_in_dense_matter_and_two_families_of_compact_stars |
| Authors |
Silvia_Traversi,_Prasanta_Char,_Giuseppe_Pagliara,_Alessandro_Drago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02357 |
巨大なコンパクト星$（M>2M_{\odot}）$を持ち、同時に密度の高い物質の音速$c_s$の理論的限界を満たす可能性を調査し、$c_sの等角限界を示唆しています。密度が高くなるにつれて、^2=1/3$に下からアプローチします。これは、ハドロン星とクォーク星の2つの星のファミリーが存在する場合に可能であり、後者は完全にクォーク物質で構成されています。クォーク星として解釈されるいくつかのソースの電磁波および重力波信号に関する天体物理学的データを使用することにより、ベイズ分析フレームワーク内で、$c_s^2$の事後分布が約0.3でピークに達し、最大質量が最も大きいことを示します。考えられる状態方程式は$\sim2.13M_{\odot}$です。最後に、GW190814の二次成分がブラックホールではなくコンパクト星である場合のように、最大質量が$2.6M_{\odot}$よりも大きい可能性についても説明します。
2016-17年のGRS1716-249の降着流特性「失敗した」爆発
| Title |
Accretion_Flow_Properties_of_GRS_1716-249_during_its_2016-17_'failed'_Outburst |
| Authors |
Kaushik_Chatterjee,_Dipak_Debnath,_Debjit_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Sujoy_Kumar_Nath,_Riya_Bhowmick_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02424 |
2016-17ドルで、銀河系の一時的なブラックホール候補GRS1716-249は、ほぼ23年の長期間の静止の後、爆発イベントを示しました。ソースは$\sim9$か月間爆発フェーズにとどまりました。4つの天文学衛星、すなわちMAXI、Swift、NuSTAR、およびAstroSatからのアーカイブデータを使用して、この爆発中のソースのスペクトルおよび時間特性を研究します。最初のスペクトル分析は、ディスク黒体モデルと電力法則モデルを組み合わせて使用して行われます。降着流の特性をよりよく理解するために、物理的な2成分移流（TCAF）モデルを使用してスペクトルを調べました。降着流パラメータは、TCAFモデルとのスペクトル適合から直接抽出されます。低周波の準周期的振動は、Swift/XRTおよびAstroSat/LAXPCデータでも観察されます。スペクトル特性と時間特性の変動の性質から、爆発全体を通してソースがハード状態のままであることがわかります。このイベントを「失敗した」爆発にする他の状態への移行はありませんでした。よりソフトなスペクトル状態がないことは、ソースが属する短い公転周期オブジェクトのクラスと一致しています。スペクトル適合から、GRS〜1716-249の推定質量も$4.50-5.93M_\odot$または$5.02^{+0.91}_{-0.52}M_\odot$の範囲にあると推定されます。
2つのマグネター、PSR J1622 $-$ 4950および1E1547.0 $-$ 5408の高周波電波観測
| Title |
High_Frequency_Radio_Observations_of_Two_Magnetars,_PSR_J1622$-$4950_and_1E_1547.0$-$5408 |
| Authors |
Che-Yen_Chu,_C.-Y._Ng,_Albert_K._H._Kong,_Hsiang-Kuang_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02466 |
2017年に撮影されたオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイとアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイからの観測を使用して、PSRJ1622$-$4950と1E1547.0$-$5408の2つのマグネターの電波スペクトルを調査しました。PSRJ1622$-$4950の観測は2017年のX線爆発の再活性化中に5.5〜45GHzの範囲でスペクトルインデックスが$〜$1.3$\pm$0.2の急峻なスペクトル。さまざまなエポックで取得されたデータを比較することにより、電波フラックス密度。1E1547.0$-$5408のスペクトルは、43-95GHzの範囲で反転しており、数百ギガヘルツのスペクトルピークを示唆しています。さらに、文献からラジオマグネターPSRJ1622$-$4950とSGRJ1745$-$2900のX線およびラジオデータを取得し、2つの興味深い特性を発見しました。まず、電波放射はX線の爆発に関連していることが知られていますが、進化は異なります。さらに、爆発中の電波放射の立ち上がり時間は、X線の立ち上がり時間よりもはるかに長いことがわかりました。第二に、電波マグネターは、数GHzと数百GHzで二重ピークスペクトルを持っている可能性があります。これは、発光メカニズムがcmバンドとサブmmバンドで異なることを示している可能性があります。これらの2つの現象は、電波放射の起源とX線特性との関係を理解するためのヒントを提供する可能性があります。
迅速なGRBのためのわずかに急速に冷却するプロトンシンクロトロンモデル
| Title |
A_marginally_fast-cooling_proton-synchrotron_model_for_prompt_GRBs |
| Authors |
Ioulia_Florou,_Maria_Petropoulou,_Apostolos_Mastichiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02501 |
軟X線（$\sim0.5$keV）までの利用可能なデータを持つGRBのごく一部は、それらの即発放出の低エネルギー部分（$\sim1-10$keV）のスペクトルブレークを特徴とすることが示されています。スペクトラム。全体的なスペクトル形状は、動的時間に匹敵するタイムスケールで冷却された粒子の集団からの光学的に薄いシンクロトロン放射と、静止質量エネルギーよりもはるかに高いエネルギー（わずかに速い冷却レジーム）と一致しています。ハドロンシナリオを検討し、これらのGRBの迅速な放出が、わずかに速い冷却領域でシンクロトロンを放射する相対論的陽子から発生する可能性があるかどうかを調査します。半解析的手法を使用して、磁場の強さや陽子の光度などのソースパラメータを導き出し、このシナリオで予想される高エネルギーニュートリノ放出を計算します。また、フォトピオン相互作用によって生成された二次ペアの放出と$\gamma\gamma$ペアの生成が広帯域光子スペクトルにどのように影響するかを調査します。詳細な数値計算で調査結果をサポートします。バルクローレンツ因子が非常に大きくない限り（$\Gamma\gtrsim10^3$）、二次対のシンクロトロン放射による破壊エネルギー以下の光子スペクトルの強い変化が見られます。さらに、このシナリオでは、不完全な陽子冷却に必要な強い磁場（$10^6-10^7$G）のために、不当に高いポインティング光度が予測されます。私たちの結果は、プロンプトGRBスペクトルの低エネルギースペクトルブレークの説明として、わずかに速い冷却陽子を強く嫌っています。
ミリ秒パルサーのスタークエイクと重力波放出
これまでのところ、銀河系外起源の壊滅的なイベントによって生成された一時的な重力波（GW）のみが検出されています。しかし、一般的に、私たちの銀河内には、中性子星（NS）の降着など、GWの継続的な発生源も存在するはずであると考えられています。実際、NSの降着では、遠心力が非常に強く、中性子星の地殻を破壊して（星の地震を引き起こす）、GWの連続放出の原因となる四重極モーメントを生成する可能性があります。平衡状態では、降着によって得られ、GWの放出によって失われる角運動量は互いにバランスを取り、恒星のスピンアップを停止するはずです。以下では、圧縮性、非磁化、および自己重力のNSを記述するニュートンモデルのフレームワーク内で上記の物理的画像を調査します。特に、降着パルサーの恒星地殻を破壊するために必要な回転数を計算し、このイベントによる楕円率の上限を推定します。状態方程式（EoS）と星の質量に応じて、星の地震によって引き起こされる楕円率は$10^{-9}$から$10^{-5}$の範囲であると計算しました。私たちが見つけた対応する平衡周波数は、観測とよく一致しており、すべてのシナリオで、観測限界周波数の$716.36$Hzを下回っています。最後に、降着パルサーの楕円率の上限について考えられる観測上の制約についても説明します。
ガイアDR2による銀河X線連星までの距離
銀河系X線連星（XRB）までの距離を正確かつ正確に測定することで、XRBの物理的パラメーターの決定における不確実性を低減します。LiuらのXRBカタログをクロスマッチさせました。（2006、2007）ガイアデータリリース2の結果。ガイア候補の対応物で86個のX線連星を特定します。そのうち32個は低質量X線連星（LMXB）で、54個は高質量X線です。バイナリ（HMXB）。ガイア候補の対応物までの距離は、平均して、ヒッパルコスと電波視差によって測定された距離と一致しています。ガイア候補の対応物によって測定された距離と比較すると、タイプIX線バーストを使用して測定された距離は体系的に大きく、これらのバーストがエディントン限界の50％にしか達していないことを示唆しています。ただし、これらの結果は、ガイア視差測定からの距離を推定するために使用された以前の仮定に強く依存しています。サンプル内のXRBのガイア候補の対応物の位置を天の川の渦巻腕の位置と比較すると、HMXBは渦巻腕に近いことを穏やかに好むことがわかります。LMXBは、腕間領域に近いことを穏やかに好みます。LMXBは、最も近い渦巻腕を前後に動かすことを好みません。HMXBは、最も近い渦巻腕を追跡することを穏やかに好みます。HMXBとスパイラルアームの間に強い相関関係がないことは、アームの中点近くで発生する星形成、またはHMXBとそれらが形成されたスパイラルアームの間の空間的分離として現れる星形成とHMXB形成の間の時間遅延によって説明できます。。
超流動中性子星におけるrモード不安定性の共鳴抑制：ミューオンとエントレインメントの説明
| Title |
Resonance_suppression_of_the_r-mode_instability_in_superfluid_neutron_stars:_Accounting_for_muons_and_entrainment |
| Authors |
Elena_M._Kantor,_Mikhail_E._Gusakov,_Vasiliy_A._Dommes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02716 |
コア内のミューオンと中性子と陽子の間のエントレインメントの両方を説明する超流動中性子星の有限温度rモードスペクトルを計算します。この場合、回転速度を拡張パラメータとして考慮した標準的な摂動スキームが機能しなくなることを示します。回転による摂動と（弱い）エントレインメントの両方を同時に処理することにより、この問題を回避する独自の摂動スキームを開発します。このスキームを適用して、我々は、消失回転速度の限界における超流動rモード固有振動数を計算するための簡単な方法を提案します。また、現実的な微物理入力の有限回転速度でのrモードスペクトルを計算し（ただし、摂動振動方程式を検討する際にニュートンフレームワークとカウリング近似を採用）、通常のrモードが特定の超流動rモードとの共振を示すことを示します。低質量X線連星（LMXB）の中性子星に関連するパラメーター範囲の温度と回転数の値。これにより、最近提案された共鳴rモード安定化の現象論的モデルが、観測を説明できる定量的理論に変わります。共鳴回転速度と温度の中性子超流動モデルへの強い依存性により、LMXBの中性子星の観測と計算を対峙させることにより、後者を制約することができます。
VLT-CUBESを使用した近紫外線での恒星天体物理学
| Title |
Stellar_astrophysics_in_the_near_UV_with_VLT-CUBES |
| Authors |
H._Ernandes,_C._J._Evans,_B._Barbuy,_B._Castilho,_G._Cescutti,_N._Christlieb,_S._Cristiani,_G._Cupani,_P._Di_Marcantonio,_M._Franchini,_C._Hansen,_A._Quirrenbach,_R._Smiljanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02205 |
新しい欧州超大型望遠鏡（ELT）での将来の観測に加えて、8-10m世代の望遠鏡で最適化された機器は、「地上UV」波長（3000-4000A）で引き続き競争力があります。近紫外線は、鉄ピーク元素、分子、および中性子捕獲元素の元素合成に関する豊富な独自の情報を提供します。ESOの超大型望遠鏡（VLT）用の近UVCUBES分光器の開発に関連して、ベリリウムと30を超える鉄ピークおよび重元素の化学物質量を推定する能力に対するスペクトル分解能の影響を調査しています。CUBESのフェーズA概念設計に先立つ作業から、ここでは、CUBESの概念分解能（R〜20,000）で観察可能な要素とVLT-UVES（R〜40,000）の要素の比較を示します。検討対象のほとんどのラインでは、信号対雑音比が分解能よりも重要な要素です。CUBESでアクセス可能な要素を要約します。そのうちのいくつか（Be、Ge、Hfなど）は、現在進行中のフェーズA研究の一部として定量的シミュレーションの焦点となっています。
離散座標に基づく時間依存放射輸送方程式を解くための陰的有限体積スキーム
{\sfAthena++}を使用して電磁流体力学（MHD）の方程式の明示的なソルバーに結合された、時間依存の周波数積分放射輸送（RT）方程式を暗黙的に解く新しいアルゴリズムについて説明します。照射された放射は、離散光線に沿った特定の強度で表されます。これらの光線は、デカルト座標系と曲線座標系の両方に対して保守的な有限体積法を使用して展開されます。光子の空間輸送およびガスと放射の間の相互作用に関するすべての項は、暗黙的に一緒に計算されます。効率的なヤコビのような反復スキームを使用して、陰的方程式を解きます。これにより、RTの光速による時間ステップの制約がなくなります。ラボフレームの特定の強度を進化させて、輸送ステップを簡素化します。ラボフレーム固有の強度は、ソース項が計算されるときに、ローレンツ変換を介して共動フレームに変換されます。したがって、このスキームは$v/c$に関して拡張する必要はありません。ガスの放射エネルギーと運動量源の項は、角度空間の直接直交法によって計算されます。スキーム全体の時間ステップは、MHDモジュールの通常のクーラント-フリードリヒ-リューイ条件によって決定されます。このアルゴリズムには、光学的に厚い領域と薄い領域の両方、およびガスと放射圧が支配的な流れの両方について、その精度と効率を実証するためのさまざまなテスト問題を提供します。
| Title |
Sky_rotation_in_ground-based_cosmic_microwave_background_experiments |
| Authors |
Daniel_B._Thomas,_Nialh_McCallum_and_Michael_L._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02284 |
地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験（南極にあるものを除く）は、空の回転を利用して、複数の交差角度を実現します（つまり、各ピクセルを複数の方向にスキャンします）。この交差角度の範囲は、いくつかの系統分類の大きさを制御するため、およびマップ作成プロセス中に1/fノイズを除去するために重要です。通常、これらの実験では、一定の仰角スキャンを使用して空をスキャンします。これにより、達成可能な交差角度の範囲、したがって空の回転から得られる利点に強い制約が課せられます。この作業では、スキャンの仰角と交差角度の関係を解明し、交差角度のカバレッジを最大化するために一定の仰角スキャンをスケジュールするためのいくつかの一般的な「経験則」を導き出します。詳細なスケジューリングの選択とは関係なく達成できる交差角度カバレッジの品質にいくつかの限界を導き出します。これは、今後のCMB調査が目的を達成するためのマップ作成アルゴリズムの重要な考慮事項であり、これらの結果がどのように関連するかについて説明します。フィールド選択へ。これらの境界は、今後の調査のためのスキャン結合分類学の効果を予測するために使用できます。また、ボアサイト回転のいくつかの簡単な選択が、純粋な空の回転から可能な系統的緩和をどのように改善するかを定量的に示します。私たちの結果は、一定の標高スキャンを実行する他の調査に関連しており、強度マッピング調査など、スキャンと結合した系統分類を使用している場合があります。
近赤外線の正確な視線速度のためのSPIRou波長校正
| Title |
The_SPIRou_wavelength_calibration_for_precise_radial_velocities_in_the_near_infrared |
| Authors |
M._J._Hobson_(1,2),_F._Bouchy_(3),_N._J._Cook_(4),_E._Artigau_(4),_C._Moutou_(5,6),_I._Boisse_(1),_C._Lovis_(3),_A._Carmona_(7),_X._Delfosse_(7),_J.-F._Donati_(5),_and_the_SPIRou_Team_((1)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France,_(2)_Millennium_Institute_for_Astrophysics,_Chile,_(3)_Observatoire_Astronomique_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_Versoix,_Switzerland,_(4)_Institut_de_Recherche_sur_les_Exoplan\`etes_(IREx),_D\'epartement_de_Physique,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_Montr\'eal_Canada,_(5)_Univ._de_Toulouse,_CNRS,_IRAP,_Toulouse,_France,_(6)_Canada-France-Hawaii_Telescope_Corporation,_Kamuela,_Hawaii,_USA,_(7)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_Grenoble,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02324 |
SPIRouは、CFHTの近赤外線（nIR）分光偏光計であり、YJHKnIRスペクトルバンド（$980-2350\、\mathrm{nm}$）をカバーします。nIRで正確な視線速度（RV）を取得するために、SPIRou波長キャリブレーションの開発と現在の状況について説明します。UNeホローカソードランプとFabry-P\'erot\'etalonを使用して、SPIRouのピクセルと波長の対応を調整します。ホローカソードラインを特定し、ファブリペロー空洞幅の波長依存性を較正し、2つの較正器を組み合わせるために、さまざまな方法が開発されています。中空カソードスペクトルだけでは、全体的なRV精度が$\mathrm{<0.45\、m\、s^{-1}}$の内部誤差の設計要件を満たすのに十分な精度の波長ソリューションを提供しません。$\mathrm{1\、m\、s^{-1}}$。ただし、Fabry-P\'erotスペクトルとの組み合わせにより、大幅な改善が可能になり、$\mathrm{\sim0.15\、m\、s^{-1}}$の内部エラーが発生します。夜間の安定性、夜間の安定性、および波長解の恒星RVへの影響を調べます。
NASAの着陸したペイロードミッションによって可能になった月からの低無線周波数観測
| Title |
Low_Radio_Frequency_Observations_from_the_Moon_Enabled_by_NASA_Landed_Payload_Missions |
| Authors |
Jack_O._Burns,_Robert_MacDowall,_Stuart_Bale,_Gregg_Hallinan,_Neil_Bassett,_Alex_Hegedus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02331 |
月からの低無線周波数宇宙の探査の新時代は、NASAの商業月輸送サービス（CLPS）プログラムによって促進される着陸ペイロードミッションで間もなく開始されます。CLPS着陸船は、2021年から、2つの無線科学実験、ROLSESを手前側に、LuSEEを遠方側に提供する予定です。これらの機器は、直径10kmの干渉計アレイFARSIDEのパスファインダーであり、128対のダイポールアンテナで構成されています。10年の後半に月面に配信されます。100kHzから数十MHzの周波数で動作するROLSESとLuSEEは、月面上のプラズマ環境を調査し、表面の電波スペクトルの忠実度を測定します。どちらも、以前の飛行モデルに基づいた、電気的に短いスパイラルチューブ展開可能アンテナと無線分光計を使用しています。ROLSESは、光電子シース密度を測定して、光イオン化による月面の帯電と、太陽風、帯電した塵、および現在の人為的無線周波数干渉による影響をよりよく理解します。LuSEEは、局所磁場と電離層外密度、惑星間電波バースト、木星と陸域の自然電波放射、および銀河シンクロトロンスペクトルを測定します。FARSIDEとその前身であるリスク低減6アンテナノードアレイPRIMEは、月で最初の無線干渉計になります。FARSIDEは、2太陽半径を超えるコロナ質量放出（CME）からの電波放射を画像化し、天王星と海王星のBフィールド（ボイジャー以来観測されていない）からのオーロラ放射を監視し、恒星CMEと磁気からの電波放射を検出することで新境地を開拓します。近くに住む可能性のある外惑星のフィールド。
混雑したスターフィールドをデブレンディングするための変分推論
| Title |
Variational_Inference_for_Deblending_Crowded_Starfields |
| Authors |
Runjing_Liu,_Jon_D._McAuliffe,_Jeffrey_Regier_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02409 |
掃天観測で収集された画像データでは、星と銀河が重なっていることがよくあります。デブレンディングは、調査画像から個々の光源を区別して特徴づけるタスクです。混雑した星のフィールドの天文画像のソースをデブレンドする完全ベイズ法であるStarNetを提案します。StarNetは、償却された変分分布やウェイクスリープアルゴリズムなど、変分推論の最近の進歩を活用しています。順方向のKL発散を最小限に抑えるウェイクスリープには、逆方向のKL発散を最小限に抑える従来の変分推論と比較して大きな利点があります。M2球状星団のSDSS画像を使用した実験では、StarNetは、推論にMCMCを使用する方法であるProbablisticCataloging（PCAT）と、デブレンディングにSDSSで使用されるソフトウェアパイプライン（DAOPHOT）の2つの競合する方法よりも大幅に正確です。さらに、StarNetはPCATよりも$100,000$倍も高速であり、最新の天文調査で完全なベイズ推定を実行するために必要なスケーリング特性を示します。
MeV範囲のガンマ線天体物理学：ASTROGAMの概念とその先
| Title |
Gamma-ray_Astrophysics_in_the_MeV_Range:_the_ASTROGAM_Concept_and_Beyond |
| Authors |
Alessandro_De_Angelis,_Vincent_Tatischeff,_Andrea_Argan,_Soren_Brandt,_Andrea_Bulgarelli,_Andrei_Bykov,_Elisa_Costantini,_Rui_Curado_da_Silva,_Isabelle_A._Grenier,_Lorraine_Hanlon,_Dieter_Hartmann,_Margarida_Hernanz,_Gottfried_Kanbach,_Irfan_Kuvvetli,_Philippe_Laurent,_Mario_N._Mazziotta,_Julie_McEnery,_Aldo_Morselli,_Kazuhiro_Nakazawa,_Uwe_Oberlack,_Mark_Pearce,_Javier_Rico,_Marco_Tavani,_Peter_von_Ballmoos,_Roland_Walter,_Xin_Wu,_Silvia_Zane,_Andrzej_Zdziarski,_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02460 |
約100keVから1GeVのエネルギー範囲は、天体物理学の幅広いトピックで重要です。特に、（1）マルチメッセンジャー時代の極端なプロセスを理解するための欠けている要素です。（2）宇宙線と背景物質および放射線との相互作用を宇宙に局在化し、これらの粒子の再処理を発見することを可能にします。（3）最後になりましたが、ガンマ線輝線は、銀河系およびそれ以降の元素の形成を追跡します。さらに、まだ大部分が未踏の天文学のMeV領域を研究することで、コンパクトオブジェクト、太陽科学、地球科学、および基礎物理学の研究を含む、豊富な天文台科学が提供されます。シリコンマイクロストリップ検出器の技術開発により、宇宙でのMeV光子を高効率で低バックグラウンドで検出できるようになりました。過去10年間に、シリコンホドスコープ、3D位置感知熱量計、および不一致検出器に基づいて、これらの目標を達成するための検出器の概念（"ASTROGAM"）が提案されました。この論文では、これらの目的を達成するために、「ASTROMEV」と呼ばれる中型（Mクラス）の宇宙ミッションの重要性を強調します。
AstroSat/UVITは、FUVチャネルに2つのグレーティングを持ち、NUVチャネルに1つのグレーティングを持っています。これらのグレーティングは、ホットスター、相互作用するバイナリ、活動銀河核など、さまざまな宇宙源の遠近UVバンドでの低解像度、スリットレス分光法に役立ちます。UV標準NGC40の観測を使用して、これらのグレーティングのキャリブレーションを示します。およびHZ4。波長とフラックスのキャリブレーションを実行し、さまざまなグレーティング次数の有効領域を導き出します。NUV-Gratingの-1次の場合は2325オングストロームで18.7cm^2、FUV-Grating1の-2次の場合は1390オングストロームで4.5cm^2、1500オングストロームの場合は4.3cm^2のピーク有効面積が見つかります。-FUV-Grating2の2つの注文。FUVグレーティングのFWHMスペクトル分解能は、-2オーダーで14.6オングストロームです。-1次のNUVグレーティングのFWHM分解能は33オングストロームです。FUV/NUVグレーティングとすべてのブロードバンドフィルター間のフラックス測定で優れた一致が見られます。XSPEC、Sherpa、ISISなどのスペクトルフィッティングパッケージで直接使用できるUVITグレーティングとブロードバンドフィルターのスペクトル応答を生成しました。これにより、UVITデータのスペクトル分析を個別に、またはAstroSatからのX線データと組み合わせて行うことができます。他のミッション。
将来の月の天文台のためのアンテナプロトタイプとの太陽U + III関連の最初の検出
| Title |
The_first_detection_of_the_solar_U+III_association_with_an_antenna_prototype_for_the_future_lunar_observatory |
| Authors |
Lev_Stanislavsky,_Igor_Bubnov,_Oleksandr_Konovalenko,_Petro_Tokarsky_and_Serhiy_Yerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02533 |
4〜70MHzの放射を受信するように設計された新しいアクティブアンテナを使用した、2020年6月5日の太陽U+IIIバーストの観測について報告します。この装置は、月の裏側で観測するための超長波長電波望遠鏡のプロトタイプとして使用できます。実験データの分析は、アンテナアレイGURTとNDAを高周波および時間分解能で、e-Callistoネットワークで、また宇宙ベースの天文台STEREOとWINDを使用して取得した同時記録に基づいています。この観察研究の結果は、ReidandKontar（2017）のモデルを裏付けています。
パーカーソーラープローブで観測された太陽フレア、コロナ質量放出、太陽風スイッチバックイベントのサンスポット数と待機時間分布の相関
| Title |
Correlation_of_the_sunspot_number_and_the_waiting_time_distribution_of_solar_flares,_coronal_mass_ejections,_and_solar_wind_switchback_events_observed_with_the_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden_and_Thierry_Dudok_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02305 |
太陽フレアと{\slコロナ質量放出（CME）}の待機時間分布は、年次データセットで観察されるように、$\alpha_{\tau}\約1.4-3.2$の範囲の勾配を持つべき乗則のような分布関数を示します。4太陽周期（1974-2012）の間。待機時間のべき乗則の傾き$\alpha_\tau$と{\slサンスポット数（SN）}の間には密接な相関関係があります。つまり、$\alpha_\tau$=1.38+0.01$\times$SNです。待機時間の分布は、$N（\tau）=N_0$$（\tau_0+\tau）^{-\alpha_{\tau}}$の形式のパレート型関数で近似できます。ここで、オフセット$\tau_0$は、機器の感度、イベントの検出しきい値、およびパルスパイルアップ効果に依存します。待機時間分布の時間依存のべき乗則の傾き$\alpha_{\tau}（t）$は、{\slの他の物理パラメータとは無関係に、グローバルな太陽磁束（サンスポット数で定量化）またはフレアレートのみに依存します。自己組織化臨界（SOC）}または{\sl電磁流体力学（MHD）}乱流モデル。{\slParkerSolarProbe（PSP）}で観察されたように、$\alpha_{\tau}\upperx1.2-1.6$のべき法則の傾きも太陽風スイッチバックイベントで見つかりました。太陽圏太陽風におけるスイッチバックイベントの年次変動は、光球と下部コロナに起因するフレアとCME率によって変調されると結論付けます。
| Title |
Spitzer_IRAC_observations_of_JWST_calibration_stars |
| Authors |
Jessica_E._Krick,_Patrick_Lowrance,_Sean_Carey,_Seppo_Laine,_Carl_Grillmair,_Schuyler_D._Van_Dyk,_William_J._Glaccum,_James_G._Ingalls,_George_Rieke,_Joseph_L._Hora,_Giovanni_G._Fazio,_Karl_D._Gordon,_and_Ralph_C._Bohlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02319 |
アーカイブスピッツァーIRACデータがある36の潜在的なJWSTキャリブレータすべての赤外線測光を提示します。次に、この測光を使用して、すべてのJWST機器に絶対キャリブレーションを提供するために必要な恒星モデルに通知できます。アーカイブの取得から測光補正まで、IRAC測光を測定するために必要な手順を詳しく説明します。測光を検証するために、4つのIRACチャネルすべてのすべての検出からの不確実性の分布を調べ、測光とその不確実性をモデル、ALLWISE、および文献からのものと比較します。検出の75％は、各チャネル内のすべての観測の星ごとの標準偏差が3％未満です。標準偏差の中央値は、[3.6]-[8.0]でそれぞれ1.2、1.3、1.1、および1.9％です。ALLWISEを使用した測光の差には、8％未満の標準偏差があり、文献値との優れた一致（3％未満の差）が、測定されたフラックスに信頼を与えています。JWSTは画期的な科学を行う準備ができており、正確なキャリブレーションと他のミッションとの相互キャリブレーションは、その科学の基盤の一部になります。
星団の主系列星のターンオフでのバイナリ駆動の恒星の自転進化
| Title |
Binary-driven_stellar_rotation_evolution_at_the_main-sequence_turn-off_in_star_clusters |
| Authors |
Weijia_Sun,_Richard_de_Grijs,_Licai_Deng,_Michael_D._Albrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02352 |
星団の色と大きさの図の形態に対する恒星の自転の影響は広く認められています。ただし、主系列星の赤道回転速度の分布を駆動する物理学（MSTO）星はまだよくわかっていません。GaiaDataRelease2測光と新しい南部アフリカ大型望遠鏡中解像度分光法を使用して、中年（$\sim1\、$Gyr-old）銀河散開星団NGC3960、NGC6134、IC4756を分析し、新しい方法を開発します。SYCLIST恒星の自転モデルに基づいて恒星の自転分布を導き出します。散開星団NGC5822およびNGC2818の文献データと組み合わせると、低速回転子の数比とクラスターの2進分数との間に密接な相関関係があることがわかります。私たちのクラスターの少なくとも2つにある青い主系列星は、赤い主系列星に比べて中央に集中しています。赤道の恒星の自転分布の起源とその進化はまだ解明されていません。ただし、散開星団のサンプルで観察された相関関係は、バイナリ駆動の形成メカニズムを示唆しています。
上部太陽大気の上昇流
極端な紫外線波長と遠紫外線波長での分光観測により、太陽遷移領域とコロナの系統的な上昇が明らかになりました。これらの上昇流は、静かな太陽とコロナホールのネットワーク構造、アクティブ領域の境界、およびコロナ質量放出に関連する調光領域で最もよく見られます。それらは、太陽風の形成と上部太陽大気の加熱に密接に関連している可能性が高いため、過去20年間に集中的に研究されてきました。これらの上昇流の特徴の概要を示し、それらの可能な形成メカニズムを紹介し、太陽大気中の質量およびエネルギー輸送におけるそれらの潜在的な役割について議論します。過去の調査により、これらの上昇の理解が大幅に向上しましたが、いくつかの未解決の質問と、将来対処する必要のある未解決の問題が残っています。ソーラーオービターミッション、ダニエルK.イノウエソーラー望遠鏡、パーカーソーラープローブからの新しい観測は、これらの上昇流の生成、伝播、および活性化についての理解を深めるための重要な情報を提供する可能性があります。
太陽の金属量星におけるルビジウムの存在量
| Title |
Rubidium_abundances_in_solar_metallicity_stars |
| Authors |
C._Abia,_P._de_Laverny,_S._Korotin,_A._Asensio-Ramos,_A._Recio-Blanco,_N._Prantzos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02498 |
太陽の金属量のM矮星で、太陽に関して2倍のRbの不足が発見されました。この欠陥は、観察と元素合成の両方の観点から理解するのは困難です。このRb欠乏の信頼性をテストするために、AMBREプロジェクトから抽出された同様の金属量範囲のKMタイプの巨星のサンプルでRbとZrの存在量を調べます。LTEとNLTEでのスペクトル合成により、太陽に近い金属量を持つ54個の巨星のRbとZrの存在量を導き出します。RbIラインにおけるゼーマン拡大の影響も研究されています。LTE分析では、M矮星で得られるよりも小さい巨星のRb欠乏が生じますが、NLTE[Rb/Fe]比は、全金属量範囲で太陽に非常に近いです。これは、M矮星に見られる図とは対照的です。M矮星に見られるRb欠損の考えられる原因として、重力沈降と磁気活動の影響を調査します。前者の現象は表面のRb存在量にほとんど影響を与えませんが、M矮星で観察される典型的な強度の平均磁場の存在は、スペクトル合成でZeemanの広がりが考慮されていない場合、体系的なRb存在量の過小評価につながる可能性があります。新しい[Rb、Zr/Fe]対[Fe/H]の関係は、標準のs-からの逸脱を必要とせずに、質量のある星と低中質量の星を回転させることによるRbの生成を考慮すると説明できます。以前に示唆されたように、AGB星の元素合成を処理します。
主系列星の太陽のような星の推定された恒星特性に対する磁気活動の影響
| Title |
Impact_of_magnetic_activity_on_inferred_stellar_properties_of_main_sequence_Sun-like_stars |
| Authors |
Alexandra_E._L._Thomas,_William_J._Chaplin,_Sarbani_Basu,_Ben_Rendle,_Guy_Davies,_Andrea_Miglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02566 |
太陽のような星で観測される振動周波数は、磁気活動の影響によってシフトされやすいです。測定されたシフトは、モードタイプ、電界強度、活動の空間分布、および星の傾斜角を含む複雑な関係に依存します。これらのシフトの証拠は、表面効果を回避するために星の全体的な特性を推測するときによく使用される周波数分離比にも存在します。ただし、この目的で周波数比を使用する場合の1つの仮定は、非球対称の表面近くの摂動がないことです。この研究では、不均一な活動分布の影響を受ける周波数比を使用した場合の、推定される恒星の特性への影響を調査しました。さまざまな量のシフトを伴う人工振動周波数のいくつかのセットを生成し、2つの別々のパイプラインを使用して恒星の特性を決定します。太陽のようなターゲットの星震観測では、磁気活動がモード周波数に影響を及ぼし、恒星モデリング分析の結果にバイアスがかかることが予想されることがわかりました。ほとんどの恒星の特性では、このオフセットは小さく、通常は質量が0.5％未満である必要がありますが、年齢と中心水素含有量の推定値には、それぞれ最大5％と3％の誤差があります。よりアクティブな星に対しては、より大きな周波数シフト、したがってより大きなバイアスが予想されます。また、傾斜角が非常に大きいまたは小さい星の場合、活動に対するモードの応答は、分離比でより簡単に観察できるため、より大きなバイアスが発生することを警告します。
電子捕獲超新星と低質量コア崩壊超新星の合成観測量
| Title |
Synthetic_observables_for_electron-capture_supernovae_and_low-mass_core_collapse_supernovae |
| Authors |
Alexandra_Kozyreva,_Petr_Baklanov,_Samuel_Jones,_Georg_Stockinger,_Hans-Thomas_Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02575 |
質量範囲が8から10の太陽質量の星は、以前の進化に応じて、電子捕獲超新星（ECSNe）またはコア崩壊超新星（CCSNe）の2種類の超新星（SNe）のいずれかを生成すると予想されます。関連する前駆体のいずれかが、拡張された大量の水素に富むエンベロープを保持しているため、これらのSNeの観測量は類似していると予想されます。この研究では、これら2つのタイプのSNeの違いを調査します。具体的には、3つの異なる前駆体モデルを調査します。初期質量が8.8太陽質量の太陽金属量ECSN前駆体、9.6太陽質量のゼロ金属量前駆体、および9太陽質量の太陽金属量前駆体で、放射伝達シミュレーションを実行します。これらの先祖のために。これらのモデルの結果の光度曲線を示します。モデルは約2000km/sの非常に低い光球速度変動を示します。したがって、これは低質量SNeの便利な指標として役立つ可能性があります。ECSNは、広帯域、特にU帯域で非常にユニークな光度曲線を持ち、現在観測されているSNとは似ていません。バイナリの一部であるこのECSN前駆体はエンベロープを失います。そのため、光度曲線が短くなり、検出できなくなります。9.6太陽質量前駆体からのSNも、初期組成に金属がないことで説明される、非常に珍しい光度曲線を示しています。人工的に鉄で汚染された9.6太陽質量モデルは、通常のSNeIIPに近い光度曲線を示しています。9つの太陽質量前駆体からのSNは、SN1999brやSN2005csのようないわゆる低光度SNeIIPの最良の候補であり続けます。
太陽の下層大気の観測からの平均太陽フレア時間プロファイルの形態
| Title |
The_morphology_of_average_solar_flare_time_profiles_from_observations_of_the_Sun's_lower_atmosphere |
| Authors |
Larisa_K._Kashapova,_Anne-Marie_Broomhall,_Alena_I._Larionova,_Elena_G._Kupriyanova,_and_Ilya_D._Motyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02596 |
M4矮星で観測された白色光フレアにうまく適用された方法に基づいた方法を使用して、いくつかのスペクトルバンドでの太陽フレアの崩壊段階を研究します。1600〜{\AA}および304〜{\AA}チャネルのSDO/AIA画像で取得されたSun-as-a-starフラックスで検出された102個のイベントと、1700〜{\AAで検出された54個のイベントを選択して処理しました。}チャネル。時間プロファイルを選択するための主な基準は、有意な新しいバーストのない、ゆっくりとした連続的なフラックス減衰でした。得られた平均時間プロファイルは、2つの独立した指数またはべき乗則の組み合わせで構成される、異なる時間間隔を使用した分析テンプレートに適合しました。1700〜{\AA}チャネルで観測された平均フレアプロファイルは、M4ドワーフで観測された平均フレアプロファイルよりもゆっくりと減衰しました。1700〜{\AA}の放出は、通常M矮星のフレアに起因する温度と同様の温度に関連しているため、これは、Mの矮星のフレア放出が1700〜{\AA}の太陽フレア放出よりも密度の高い層から発生することを意味します。バンド。太陽フレアの冷却プロセスは、t1=[0、0.5]$t_{1/2}$とt2=[3、10]$t_{1/2}$の間隔で近似された2つの指数モデルによって最もよく説明されました。ここで、$t_{1/2}$は、プロファイルが最大値の半分に減衰するのにかかる時間です。冪乗則モデルは、彩層プラズマ蒸発の影響を説明できたため、最初の減衰フェーズにうまく適合しましたが、2番目の減衰フェーズにはうまく適合しませんでした。
若い恒星状天体の近赤外面分光法における主成分分析トモグラフィー。 I.高質量原始星W33Aの再考
| Title |
Principal_component_analysis_tomography_in_near-infrared_integral_field_spectroscopy_of_young_stellar_objects._I._Revisiting_the_high-mass_protostar_W33A |
| Authors |
Felipe_Navarete_and_Augusto_Damineli_and_Jo\~ao_E._Steiner_and_Robert_D._Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02803 |
W33Aは、星周円盤の証拠を示す、質量の大きい若い恒星状天体のよく知られた例です。主成分分析トモグラフィーと追加の後処理ルーチンを使用して、W33A原始星の$K$バンドNIFS/ジェミニノース観測を再検討しました。私たちの結果は、CO吸収機能の運動学に基づいたコンパクトな回転ディスクの存在を示しています。位置-速度図は、ディスクが中央のソースから0\farcs1（$\sim$250AU）より大きい半径で急速に減少する速度の回転曲線を示し、以前に報告されたものより約4倍コンパクトな構造を示唆しています。「ディスク+原始星」システムの動的質量は10.0$^{+4.1}_{-2.2}$M$_\odot$であり、以前に報告されたものよりも約$\sim$33％小さくなっていますが、それでも高と互換性があります。-大量の原始星の状態。W33Aの大規模な流出の基部で、比較的コンパクトなH$_2$風が確認され、平均視覚的消滅は$\sim$63等でした。補足的な近赤外線マップを利用することにより、W33Aの近くで拡張構造を駆動する、少なくとも2つの他の点状のオブジェクトを識別しました。これは、複数のアクティブな原始星が雲の中にあることを示唆しています。最も近いオブジェクト（ソースB）も、NIFSの視野で、W33Aから$\sim$7,000AUの投影距離にあるかすかな点のようなオブジェクトとして識別され、同じフィールドで検出された拡張$K$バンドの連続発光に電力を供給します。。別のソース（ソースC）は、W33Aの回転軸に垂直に配置されたバイポーラH$_2$ジェットを駆動しています。
活性領域の形成と崩壊の間の磁性フラグメントの進化と運動：統計的研究
| Title |
Evolution_and_motions_of_magnetic_fragments_during_the_active_region_formation_and_decay:_A_statistical_study |
| Authors |
Michal_\v{S}vanda_(1_and_2),_M._Sobotka_(1),_L._Mravcov\'a_(2_and_1),_T._V\'ybo\v{s}\v{t}okov\'a_(3)_((1)_Astronomical_Institute_of_Charles_University_Prague,_(2)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences_(v.v.i.)_Ond\v{r}ejov,_(3)_Department_of_Surface_and_Plasma_Science_of_Charles_University_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02807 |
コンテキスト：太陽活動領域の進化はまだ完全には理解されていません。活性領域の成長と崩壊は、主にケースバイケースの研究で研究されてきました。目的：アクティブ領域の進化をケースバイケースで調査する代わりに、大規模な統計調査を実行して、統計的に最も頻繁なシナリオの兆候を見つけました。方法：日震学および磁気イメージャ装置によって記録された活動領域の大規模なサンプルを研究しました。サンプルは2つのグループに分割されました：形成（367メンバー）と減衰（679メンバー）のアクティブ領域。個々の暗い特徴（つまり、小さな物体から適切な黒点までの磁化された断片の強度の対応物であると想定されるもの）を追跡し、それらの進化を追跡しました。統計的に最も頻繁にフラグメントのマージと分割の場所、およびそれらのプロパティを調査しました。結果：私たちの結果は、統計的に、より小さな断片のイベントをマージすることによって黒点が形成されることを確認しています。合体プロセスは、ランダムウォークと同様のプロセスでの乱流拡散によって駆動されます。このプロセスでは、超粒状の流れが重要な役割を果たしているようです。出現する断片の数は、形成された黒点の数と有意に相関していないようです。形成は磁場の蓄積と一致しているようです。統計的には、マージは大きなオブジェクトとはるかに小さなオブジェクトの間で最も頻繁に発生します。活性領域の崩壊は、好ましくは侵食と同様のプロセスによって起こるようである。
球面調和関数分解による地球全体の磁場モデリングと予測
| Title |
Global_Earth_Magnetic_Field_Modeling_and_Forecasting_with_Spherical_Harmonics_Decomposition |
| Authors |
Panagiotis_Tigas_and_T\'eo_Bloch_and_Vishal_Upendran_and_Banafsheh_Ferdoushi_and_Mark_C._M._Cheung_and_Siddha_Ganju_and_Ryan_M._McGranaghan_and_Yarin_Gal_and_Asti_Bhatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01447 |
太陽風によって引き起こされる全球磁場摂動のモデリングと予測は、未解決の課題です。現在のアプローチは、電磁流体力学（MHD）モデルのような計算量の多いモデルのシミュレーション、または疎な地上ベースのステーション（SuperMAG）を介した空間的および時間的なサンプリングに依存しています。このホワイトペーパーでは、球面調和関数空間2で予測するディープラーニングモデルを開発し、MHDモデルへの依存を置き換え、1分間隔でグローバルカバレッジを提供し、機能エンジニアリングに依存する現在の最先端技術を改善します。SuperMAGデータセット（14.53％向上）とMHDシミュレーション（24.35％向上）のパフォーマンスを評価します。さらに、スパース地上ベースステーション（SuperMAG）に基づく球面調和関数再構成の外挿性能を評価し、球面調和関数がMHDシミュレーションで評価されたグローバル磁場を確実に再構築できることを示します。
光子流体モデルの急速に回転する音響ブラックホールによってサポートされる定常スカラー雲
| Title |
Stationary_scalar_clouds_supported_by_rapidly-rotating_acoustic_black_holes_in_a_photon-fluid_model |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02215 |
最近、渦流が存在する場合、回転する光子流体モデルのゆらぎダイナミクスは、$（2+1）$次元の音響における有効な質量スカラー場のクライン-ゴルドン方程式によって支配されることが証明されました。ブラックホール時空。興味深いことに、回転する音響ブラックホールは、おなじみのカーブラックホール時空のように、その外部領域で空間的に規則的な定常密度変動（線形化された音響スカラー「雲」）をサポートする可能性があることが数値的に示されています。特に、光子-流体モデルの合成された回転-音響-ブラック-ホール-定常-スカラー場構成は、狭い無次元領域$\alpha\equiv\Omega_0/m\Omega_{\textに存在することが示されています。{H}}\in（1、\alpha_{\text{max}}）$with$\alpha_{\text{max}}\simeq1.08$[ここで$\Omega_{\text{H}}$はブラックホールの地平線の角速度と$\{\Omega_0、m\}$は、それぞれ有効な適切な質量と音響スカラー場の方位角調和指数です]。本論文では、$\Omega_{\text{H}}r_{\text{H}}\の領域における光子流体モデルの音響スカラー雲の物理的および数学的特性を調査するために分析技術を使用します。急速に回転する中央支持音響ブラックホールのgg1$。特に、離散共鳴スペクトル$\{\Omega_0（\Omega_{\text{H}}、m;n）\}$の非常にコンパクトな解析式を導き出します。これは、の定常束縛状態音響スカラー雲を特徴付けるものです。光子-流体モデル。興味深いことに、合成された音響ブラックホール定常結合状態質量スカラーの存在レジームを決定する重要な（最大）質量パラメーター$\alpha_{\text{max}}$が証明されています。フィールド構成は、正確な無次元関係$\alpha_{\text{max}}=\sqrt{{{32}\over{27}}}$によって与えられます。
準周期的振動によるブラックホール脱毛定理のテスト：GRO J1655 $-$ 40の四重極
相対論的歳差運動モデル内で準周期的振動を使用して、ブラックホール脱毛定理の観測テストを実行します。私たちが適用する2つの動機付けられたメトリックは、Kerr-QメトリックとHartle-Thorneメトリックです。これらのメトリックでは、四重極がカーブラックホールからの偏差をエンコードする可能性のあるパラメーターです。準周期周波数の式は、モデルを観測値と比較する前に導出されます。スピンと四重極のパラメーターを制約する際に縮退が発生し、それらの値の測定が困難になります。特に、ここでは、Hartle-Thorneメトリックを適応させることにより、ブラックホール脱毛定理の新しいテストを提案します。現在の観測精度を考えると、カーブラックホールはGROJ1655$-$40の中心天体の良い説明であることがわかります。
スカラー結合$ f（R、\ mathcal {G}）$重力の遅い時間の宇宙論
| Title |
Late-Time_Cosmology_of_Scalar-Coupled_$f(R,_\mathcal{G})$_Gravity |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02239 |
この作業では、数値解析を使用して、スカラー結合$f（R、\mathcal{G}）$重力の遅い時間のダイナミクスを定量的に調査します。特に、スカラー場結合関数$\xi（\phi）$に結合されたガウス-ボネ項を検討し、3つのタイプのモデルを研究します。1つは、実行可能な遅延を提供することが知られている$f（R）$項を持ちます。-時間現象学、および2つのアインシュタイン-ガウス-ボネ型モデル。私たちの目的は、文献で頻繁に使用される適切なステートファインダー量の観点からフリードマン方程式を書くことであり、物理的に動機付けられた初期条件を使用して数値的に解きます。$f（R）$重力項が存在する場合、実際に予想したように、ガウス・ボネ関連項の寄与はわずかです。この結果は、スカラー場の初期条件の変化に対してロバストであり、その理由は、遅い時間に$f（R）$重力セクターの支配的な部分であるためです。Einstein-Gauss-Bonnetタイプのモデルでは、2つの異なるシナリオを検討します。まず、スカラーポテンシャルとスカラーガウス-ボネ結合$\xi（\phi）$を自由に選択します。この場合、結果の現象論は、最新のPlanckデータであり、$\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデルを模倣しています。2番目のケースでは、重力子がその質量を変化させる基本的な素粒子物理学の理由がないため、テンソルの摂動は基本的に光の速度と等しい速度で伝播すると仮定します。したがって、この制約はスカラー結合の関数形式を制限します。関数$\xi（\phi）$。これは微分方程式$\ddot{\xi}=H\dot{\xi}$を満たす必要があります。
核エネルギー密度汎関数理論内の中性子-陽子混合物におけるエントレインメント効果。 I.低温限界
| Title |
Entrainment_effects_in_neutron-proton_mixtures_within_the_nuclear-energy_density_functional_theory._I._Low-temperature_limit |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Valentin_Allard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02474 |
冷中性子-陽子混合物における相互エントレインメント効果は、自己無撞着な核エネルギー密度汎関数理論の枠組みの中で研究されています。均一系と不均一系の両方に有効な質量電流の正確な式は、時間依存のハートリーフォック方程式から直接導出され、それ以上の近似はありません。フェルミ液体式との同等性も示されています。中性子星コアに焦点を当てると、アイソベクトルの有効質量に関するエントレインメントマトリックスの便利で簡単な分析的定式化が見出され、中性子星のエントレインメント現象を有限核のアイソベクトル巨大双極子共鳴に関連付けることができます。さまざまな汎関数で得られた結果が表示されます。これらには、最近、中性子星の統一状態方程式が計算されたブリュッセル-モントリオール汎関数が含まれます。
この論文は、2019年に事象の地平線望遠鏡（EHT）コラボレーションによって提示された、銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールの最初の画像を明らかにした実験を分析します。EHTコラボレーションが最初に尋ねる質問は、銀河M87の中心にあるコンパクトオブジェクトとは何ですか？地平線はありますか？それはカーブラックホールですか？これらの質問に答えるために、EHTコラボレーションは最初に、中心オブジェクトがカーメトリックによって記述されたブラックホール、つまり古典的な一般相対性理論によって予測された回転するカーブラックホールであるという作業仮説を承認します。彼らは、銀河M87の以前の研究と観測に基づいてこの仮説を選択します。カーブラックホール仮説を採用した後、EHTコラボレーションはそれをテストします。彼らは、2017年のEHT実験で収集されたデータでこの仮説に立ち向かいます。次に、カー回転ブラックホール仮説を別の説明と比較し、最終的に彼らの仮説がデータと一致していることを発見します。この論文では、回転するカーブラックホール仮説をテストするために使用される複雑な方法について説明します。この論文は、ホーキング放射に関してここに提示された調査結果の意味についての議論で締めくくります。
H2CO + OH反応の低温リングポリマー分子動力学のためのニューラルネットワークポテンシャルエネルギー曲面
| Title |
Neural_Network_Potential_Energy_Surface_for_the_low_temperature_Ring_Polymer_Molecular_Dynamics_of_the_H2CO_+_OH_reaction |
| Authors |
Pablo_del_Mazo-Sevillano_and_Alfredo_Aguado_and_Octavio_Roncero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02682 |
HCO+H2OとHCOOH+Hの形成に向けたH2CO+OH間の反応過程の新しいポテンシャルエネルギー曲面（PES）と動的研究が提示されます。この研究では、対称性適応ニューラルネットワーク（NN）における偽の長距離相互作用の原因）スキームが特定され、低温動的研究への直接適用を妨げるものが特定されます。このため、PESを非断熱行列とNNの多体項に分割することにより、疑似漸近相互作用を防止する新しい人工ニューラルネットワークスキームが採用されています。準古典的軌道およびリングポリマー分子動力学（RPMD）研究は、さまざまな反応プロセスの速度定数温度依存性を評価するためにこのPESで実施され、利用可能な実験データとの良好な一致を示しています。特に興味深いのは、RPMD研究で以前に特定されたトラップメカニズムの分析です。これは、リングポリマーのノーマルモードの励起に関連するスプリアス共鳴に起因する可能性があります。
時間と周波数のマルチボイス分解による極端な質量比インスピレーションの断熱波形
| Title |
Adiabatic_waveforms_for_extreme_mass-ratio_inspirals_via_multivoice_decomposition_in_time_and_frequency |
| Authors |
Scott_A._Hughes,_Niels_Warburton,_Gaurav_Khanna,_Alvin_J._K._Chua,_and_Michael_L._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02713 |
それぞれが特定の測地線軌道に対応する一連の波形スナップショットから長いインスパイア波形を「ステッチ」することにより、極端な質量比インスパイラル（EMRI）の断熱波形を計算します。複雑な全体の波形は「声」の合計と見なすことができることを示します。各音声は、長いタイムスケールで簡単に進化します。これを利用して、EMRIシステムのプロパティを忠実にエンコードする波形モデルを効率的に生成できます。球形軌道、赤道離心率、および一般的な（傾斜および離心率）軌道の一例など、さまざまな軌道形状の例を見ていきます。私たちの知る限り、これは強磁場放射反応を使用する一般的なEMRI波形の最初の計算です。時間領域と周波数領域の両方で波形を調べます。EMRIは十分にゆっくりと進化するため、フーリエ変換の定常位相近似（SPA）が有効ですが、一部の音声では、瞬時周波数がチャープから前方に変化する可能性があるため、SPA計算を高次で実行する必要があります（$\dotf>0$）後方にチャープする（$\dotf<0$）。私たちが開発するアプローチは、最終的にはより完全なEMRI波形モデルに拡張できます。たとえば、保守的な自己力やスピン曲率結合などの断熱近似によって無視される効果を含めることができます。
