銀河団の電波多周波観測。エイベル399 $-$ 401ペア
| Title |
Radio_multifrequency_observations_of_galaxy_clusters._The_Abell_399$-$401_pair |
| Authors |
C._D._Nunhokee,_G._Bernardi,_S._Manti,_F._Govoni,_A._Bonafede,_T._Venturi,_D._Dallacasa,_M._Murgia,_E._Orr\'u,_R._F._Pizzo,_O._M._Smirnov_and_V._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02900 |
銀河団は、銀河団ガスに衝撃と乱流を発生させ、ハローと遺物の形で電波放射を生成するプロセスで、より小さな構造の融合によって組み立てられます。クラスターペアA399-A401は特殊なケースを表します。両方のクラスターが無線ハローをホストし、140〜MHzでの最近のLOFAR観測により、2つのクラスターと2つの候補遺物（1つはA399の南）とX線観測で検出された衝撃波面の近くにある2つのクラスターの間のもう1つ。この論文では、A399-A401クラスターペアの1.7、1.4、1.2〜GHzおよび346〜MHzでのヴェステルボルク観測を示します。A399クラスターで346〜MHzで無線ハローを検出し、最大$\sim650$〜kpcまで拡張し、$125\pm6$〜mJyの磁束密度を示しました。1.4〜GHz〜346〜MHzおよび140〜MHz〜346〜MHzのスペクトルインデックスは、それぞれ$\alpha=1.47\pm0.05$、および$\alpha=1.75\pm0.14$です。2つの候補遺物も346〜MHzで見られ、スペクトルインデックスを$\alpha=1.10\pm0.14$および$\alpha=1.46\pm0.14$と決定しました。2つのクラスターを接続する低表面輝度ブリッジは346〜MHzのノイズレベルを下回っているため、ブリッジの平均スペクトルを急勾配に制限しました。つまり、$2\sigma$信頼水準で$\alpha>1.5$です。この結果は、動的に誘発された乱流が、穏やかに相対論的な粒子の集団を再加速し、クラスターブリッジでも、つまり数Mpcsのスケールで磁場を増幅するための実行可能なメカニズムであるシナリオを支持します。
ミラー宇宙間のリンクとしてのマイクロブラックホールの生成と蒸発
| Title |
Production_and_evaporation_of_micro_black_holes_as_a_link_between_mirror_universes |
| Authors |
V._K._Dubrovich,_Yu._N._Eroshenko,_M._Yu._Khlopov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03028 |
宇宙の温度が多次元プランク質量に近い場合、粒子衝突における微視的なブラックホールの生成と蒸発のために、私たちとミラーセクター間の温度の均等化が1つのハッブル時間中に発生することが示されています。この効果は、ミラーマターモデルの宇宙の再加熱温度（$\sim10^{13}$GeV）よりも小さい多次元プランク質量を除外します。これは、原始元素合成理論では、ミラーワールドの温度を私たちのもの。特に、私たちの宇宙の暗黒物質がミラーマターのバリオンによって表されている場合、LHCでの微細なブラックホールの誕生は不可能です。それは素粒子物理学と宇宙論で可能な共存オプションのいくつかを除外します。
Planck星間塵分極データの統計的ノイズ除去のための新しいアプローチ
| Title |
A_new_approach_for_the_statistical_denoising_of_Planck_interstellar_dust_polarization_data |
| Authors |
Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Erwan_Allys,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Niall_Jeffrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03160 |
ダスト放出は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏波の主な前景です。信頼性の高い成分分離に必要な精度は、乱流磁化星間物質の物理モデルで現在達成可能な精度よりもはるかに高いため、その統計的特性は観測データの分析から導き出す必要があります。この手紙は、353GHzでのノイズの多いプランク偏波観測からダスト放出の非ガウス統計特性を取得する方法を提案することにより、この目標に向けて重要な一歩を踏み出しました。ウェーブレット位相高調波（WPH）統計に基づいた統計的ノイズ除去方法を考案します。これは、非ガウス確率場のコヒーレント構造を特徴付け、データの生成モデルを定義します。この方法は、電磁流体力学シミュレーションからのダストマップとプランクノイズマップを組み合わせた模擬データで検証されます。ノイズ除去されたマップは、ノイズパワーが信号のパワーよりも1桁大きいスケールまで、真のパワースペクトルを再現します。それは真の放出と高い相関関係を保ち、非ガウス特性のいくつかを取得します。Planckデータに適用されるこの方法は、ダスト放出の完全な複雑さを特徴付けるダスト分極の生成モデルを構築するための新しいアプローチを提供します。
GroundBIRD実験による再電離に対する光学的厚さの測定の感度の予測
| Title |
A_forecast_of_the_sensitivity_on_the_measurement_of_the_optical_depth_to_reionization_with_the_GroundBIRD_experiment |
| Authors |
Kyungmin_Lee,_Ricardo_T._G\'enova-Santos,_Masashi_Hazumi,_Shunsuke_Honda,_Hiroki_Kutsuma,_Shugo_Oguri,_Chiko_Otani,_Mike_W._Peel,_Junya_Suzuki,_Osamu_Tajima,_Eunil_Won |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03210 |
Teide天文台での地上実験のために、再電離に対する光学的厚さの測定で期待される感度を計算します。GroundBIRD実験の偏光部分天球図を周波数145および220GHzでシミュレートします。再イオン化までの光学的厚さを抽出するために、ピクセルベースの尤度を使用してシミュレートされたマップの適合を実行します。偏波マップのノイズレベルは、3年間の観測キャンペーンと145GHzで52％の空のカバレッジを想定することにより、145GHzと220GHzでそれぞれ131$\mu$K分と826$\mu$K分と推定されます。220GHzで45％。再電離に対する光学的厚さの感度は、シミュレートされたGroundBIRDマップでは$\sigma_\tau$=0.031であり、11、13、17、19でシミュレートされたQUIJOTEマップと組み合わせることで$\sigma_\tau$=0.011であることがわかります。、30、および40GHz。
ホスト星と太陽系外惑星の組成：汚染された白色矮星を伴う広いバイナリを使用したパイロット研究
| Title |
Host-star_and_exoplanet_compositions:_a_pilot_study_usinga_wide_binary_with_a_polluted_white_dwarf |
| Authors |
Amy_Bonsor,_Paula_Jofre,_Oliver_Shorttle,_Laura_K_Rogers,_Siyi_Xu_and_Carl_Melis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02843 |
惑星と星は、最終的には同じガスの雲の崩壊から形成されます。惑星や惑星体は揮発性物質を容易に失いますが、一般的な仮説は、それらがホスト星と同じ耐火性組成を保持しているというものです。これは太陽系内に当てはまります。コンドライト隕石、地球、その他の岩石惑星体の耐火性組成は、観測誤差の範囲内で太陽と一致しています。この作業は、この仮説が太陽系外惑星系に当てはまるかどうかを調査することを目的としています。真の場合、観測された岩石系外惑星の内部構造は、それらのホスト星の存在量を使用してよりよく制約することができます。この論文では、K型矮星、G200-39の存在量を分析し、それらを汚染された白色矮星の仲間であるWD1425+540と比較します。白色矮星は、星の進化を生き延びた外側の惑星系から白色矮星相まで、惑星物質、おそらくカイパーベルトのような物体を降着させました。バイナリペアが化学的に均質であることを考えると、WD1425+540の前駆体の組成のプロキシとしてバイナリコンパニオンG200-39を使用します。コンパニオンスターとWD1425+540によって降着した惑星物質の元素の存在量は、観測誤差を考慮に入れて、惑星とホストスターが同じ真の存在量を持っているという仮説と一致していることを示します。
原始惑星状星の放射スケールハイトと影
| Title |
Radiative_scale-height_and_shadows_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Mat\'ias_Montesinos,_Nicol\'as_Cuello,_Johan_Olofsson,_Jorge_Cuadra,_Amelia_Bayo,_Gesa_H.-M._Bertrang,_Cl\'ement_Perrot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02874 |
惑星は、原始惑星状星円盤と呼ばれる若い星周円盤に形成されます。しかし、惑星の形成をその場で捉えることは依然として困難です。それにもかかわらず、最近のALMA/SPHEREデータから、埋め込まれた惑星の直接的および間接的な存在の有望な証拠が、若い星の周りのディスクで識別されています：共動点光源、重力摂動、リング、空洞、およびディスクに投影された放出ディップまたはシャドウ。これらの観察結果の解釈には、複雑なディスクジオメトリを推測するための堅牢な物理フレームワークが必要です。特に、原始惑星系円盤モデルは通常、ガス圧のスケールハイトを想定しています。これは、音速と方位角速度の比$H/r=c_{s\rm}/v_{\rmk}$で与えられます。そうすることで、\textit{radiative}圧力場が無視されることが多く、そのようなディスクの実際の垂直構造の誤解を招く可能性があります。木星質量惑星が埋め込まれたガス状円盤の進化を流体力学的シミュレーションで追跡し、恒星大気理論の一般化から導き出された放射圧を含む円盤のスケールハイトを計算します。周惑星円盤の近くでの放射圧力の垂直方向の影響に焦点を当てます。ここでは、降着する惑星の温度が$\gtrsim1000$Kに達する可能性があり、放射力が惑星からの重力に打ち勝つことができます。放射圧効果は、原始惑星の位置にガスと塵の垂直方向の光学的に厚い柱を作成し、散乱光に影を落とします。このメカニズムは、動く影が検出されたHD169142などの若い星の周りのいくつかのディスクで観察された独特の照明パターン、またはABAurやCTなどのシステムで観察された非常に高いアスペクト比$H/r\sim0.2$を説明できます。チャ。
ALMA運動学的観測を使用した原始惑星状星の降着と若い惑星の抑制
最近のALMA分子線観測により、原始惑星系円盤の3Dガス速度構造が明らかになり、円盤の降着と構造形成のメカニズムに光が当てられています。1）粘性シミュレーションを実行することにより、異なる降着メカニズムからの垂直応力プロファイルを使用して、ディスクの速度構造が劇的に異なることを確認します。したがって、異なるディスク高さで流れを追跡する運動学的観察は、異なる降着メカニズムを潜在的に区別することができます。一方、ディスクの面密度の変化は、主に垂直統合された応力によって決定されます。最近の運動学的観察によって制約された鋭いディスク外縁は、ディスク内の半径方向に変化する$\alpha$によって引き起こされる可能性があります。2）また、3D惑星ディスクシミュレーションを実行することにより、若い惑星の運動学的特徴を研究します。惑星の質量と「キンク」速度の関係が導き出され、ディスクの粘度にはほとんど依存しない線形関係が示されますが、惑星が大きい場合はディスクの高さにある程度依存します。$10M_J$。DSHARPディスクの潜在的な惑星の「ねじれ」速度を予測します。ギャップエッジでは、異なるディスク高さでの方位平均速度は、同様の振幅でのケプラー速度から逸脱しており、惑星の質量との関係は、2次元シミュレーションの場合と一致しています。惑星を取り除いた後、方位角平均速度は粘性タイムスケール内でほとんど変化しないため、ギャップエッジでの方位角平均速度構造はギャップ自体によるものであり、惑星に直接引き起こされるものではありません。原始惑星状星円盤の若い惑星を探査するには、軸対称の運動学的観測と残留「キンク」速度の両方を組み合わせる必要があります。
中赤外領域での高分解能分光法を使用した温帯地球型外惑星の大気分子の検出
| Title |
Detecting_Atmospheric_Molecules_of_Temperate_Terrestrial_Exoplanets_using_High-Resolution_Spectroscopy_in_the_Mid_Infrared_Domain |
| Authors |
Yuka_Fujii,_Taro_Matsuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03194 |
中赤外線（MIR）範囲の高分散スペクトログラフの開発に動機付けられて、M型星の周りの近くの非通過温帯地球型惑星の大気特性評価へのそれらの応用を研究します。地球のようなプロファイルを想定して、12〜18$\mu$mでの高解像度惑星熱放射スペクトルにおけるCO$_2$、H$_2$O、N$_2$O、およびO$_3$の検出可能性を調べます。簡素化された熱構造。このような惑星の分子線幅は、惑星の軌道運動によるドップラーシフトに匹敵するか、それよりも広くなる可能性があります。ホスト星の高解像度MIRスペクトルを十分な精度で知ることは困難である可能性が高いため、2つの直交位相でターゲットシステムを観測し、惑星信号として微分スペクトルを抽出することを提案します。この場合、スペクトルの特徴の一部が微分スペクトルに残っていないため、ホスト星のスペクトルが完全にわかっている場合と比較して、信号を大幅に抑制することができます。この自己減算にもかかわらず、中期/後期Mのホスト星を持つ近くの（$\lesssim$5〜pc）システムのCO$_2$およびH$_2$O機能は、6.5メートルクラスの極低温で実用的です。望遠鏡、および軌道傾斜角もそれらのいくつかのために制約される可能性があります。1〜barの地球のような大気中のCO$_2$とN$_2$Oの場合、この方法は、混合比が1-10$^3$ppmのときに敏感になります。スペクトル分解能が$\mathcal{R}\gtrsim10,000$よりも高い場合、軌道傾斜角の制約は改善されますが、O$_3$以外の分子の検出可能性は大幅に改善されません。この研究は、潜在的に居住可能な惑星の特性評価の観点から、MIR高分解能分光法の価値を評価するのに役立ついくつかのベンチマークケースを提供します。
土星の周惑星円盤におけるタイタンとエンケラドゥスのビルディングブロックの形成条件
| Title |
Formation_conditions_of_Titan_and_Enceladus'_building_blocks_in_Saturn's_circumplanetary_disk |
| Authors |
Sarah_Anderson,_Olivier_Mousis,_and_Thomas_Ronnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03230 |
タイタンとエンケラドゥスの構成要素は、土星周辺の後期周惑星円盤に形成されたと考えられています。氷の粒子の移動、成長、蒸発の関数としてこのディスク内の揮発性種の存在量の進化を評価することは、最終的にこれらの2つの衛星を形成した物質の起源を評価するために最も重要です。ここでは、遠心半径の位置が変化する土星の周惑星円盤の簡単な処方を使用して、水氷、アンモニアハイドレート、メタンハイドレート、一酸化炭素、および二窒素の純粋な凝縮物の氷線の時間発展を調査します。それらの組成データを一致させるために、両方の衛星のビルディングブロックは、それらの外側の限界で一酸化炭素と二窒素の氷線の間に位置する周惑星円盤の領域で形成されなければならなかったでしょう、そしてそれらの内側の限界としてメタンクラスレートの氷線。遠心半径の位置にある塵の発生源は、タイタンとエンケラドスで原始的であると想定される揮発性物質のディスクの補充を保証しないことがわかります。遠心半径が66〜100土星の半径範囲であると仮定したシミュレーションのみが、エンケラドスとタイタンで測定されたものと一致する組成の固体の形成と成長を可能にします。その後、種はシステム内で長期間固体の形で進化し、平衡に達することさえできるため、ディスクのこの領域でのタイタンとエンケラドゥスのビルディングブロックの形成に有利に働きます。
プロキシマケンタウリbの検出可能性のための3D気候シミュレーション
| Title |
3-D_climate_simulations_for_the_detectability_of_Proxima_Centauri_b |
| Authors |
Daniele_Galuzzo,_Chiara_Cagnazzo,_Francesco_Berrilli,_Federico_Fierli,_and_Luca_Giovannelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03255 |
太陽に最も近い星であるプロキシマケンタウリの周りを周回する惑星の発見は、太陽系外惑星、プロキシマbの大気と表面の遠隔観測のための新しい道を開きます。今日まで、3次元（3D）大循環モデル（GCM）は、次世代の宇宙および地上望遠鏡を待って、外気の特性を調査するために利用できる最良のツールです。この作業では、惑星のすべての軌道および物理パラメータを処理し、その大気のダイナミクスを研究するのに適した、柔軟で高速なモデルである中程度の複雑さの3DGCMであるPlanetSimulator（PlaSim）を使用します。地球のような大気と1：1のスピン/軌道構成（自転と公転）を想定すると、プロキシマbのシミュレーションは、超回転大気を伴う昼間の外洋惑星と一致しています。さらに、PlaSimでの放射伝達の表現が限られているため、1nmのスペクトル分解能を持つオフラインの放射伝達コードを使用して太陽系外惑星のスペクトルを計算します。このスペクトルは、さまざまな軌道傾斜角の熱位相曲線を導出するために使用されます。機器の検出感度と組み合わせて、さまざまな熱位相曲線を使用して、地上レベル（ELTなど）または宇宙空間（JWSTなど）での観測条件を評価します。信号対雑音比が$\simeq$1のJWSTを使用して、FIRでプロキシマb（地球のような大気を想定）の熱位相曲線を検出するための曝露時間を推定しました。ショットノイズが支配的な総ノイズの仮説の下で、ノイズフロアを生成する他の可能な余分な寄与を無視すると、露光時間は各軌道エポックで5時間に等しくなります。
紫外線イメージング望遠鏡を使用した球状星団NGC1851の動的状態の研究
| Title |
Study_of_dynamical_status_of_the_globular_cluster_NGC_1851_using_Ultraviolet_Imaging_Telescope |
| Authors |
Gaurav_Singh,_R._K._S._Yadav,_Snehalata_Sahu_and_Annapurni_Subramaniam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02814 |
球状星団NGC1851の動的状態の研究を提示します。多波長空間と地上ベースのデータセットの組み合わせが現在の分析に使用されます。本物のクラスターメンバーを選択するために、HSTおよびGAIA-DR2カタログから入手可能な天体測光データを使用しました。クラスターのBSS動径分布は、クラスターの中心から周辺に向かってプロットされます。BSSの動径分布は中央のピークを示し、その後に中間半径（rmin〜90''）での傾斜と、周辺での上昇傾向が続きます。また、動径分布研究の結果を検証するために、A+rhパラメーターを0.391+/-0.006と推定しました。BSS動径分布の最小値とA+rhパラメータの値に基づいて、NGC1851はファミリーII分類に属し、中間の動的状態クラスターであると結論付けます。
活動銀河核を降着するスーパーエディントンとサブエディントンの間の降着円盤-コロナ接続の観測の違いについて
| Title |
On_the_Observational_Difference_Between_the_Accretion_Disk-Corona_Connections_among_Super-_and_Sub-Eddington_Accreting_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Hezhen_Liu,_B._Luo,_W._N._Brandt,_Michael_S._Brotherton,_S._C._Gallagher,_Q._Ni,_Ohad_Shemmer,_and_J._D._Timlin_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02832 |
残響マッピング測定による47の活動銀河核（AGN）のサンプルの体系的なX線および多波長研究を提示します。このサンプルには、21個のスーパーエディントン降着AGNと26個のサブエディントン降着AGNが含まれています。X線とUV/光学測定を同時に行う高状態観測を使用して、スーパーエディントン降着AGNがサブエディントン降着AGNと比較して異なる降着円盤-コロナ接続を示すかどうかを調査します。X線からUV/光学スペクトルスロープパラメータ（$\alpha_{\rmOX}$）と$2500〜\r{A}$（$L_{\rm2500〜）の単色光度の間には密接な相関関係があります。\r{A}}$）スーパーエディントンサブサンプルとサブエディントンサブサンプルの両方。最適な$\alpha_{\rmOX}-L_{\rm2500〜\r{A}}$の関係は全体的に一貫しており、スーパーエディントン降着AGNは、サブに比べて一般的にX線が特に弱いわけではないことを示しています。-エディントン降着AGN。$\alpha_{\rmOX}$は、エディントン比（$L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}$）とブラックホール質量（$M_{\rmBH}$）の両方のパラメーターに依存していることがわかります。私たちの完全なサンプルのために。多変量線形回帰分析では、$\alpha_{\rmOX}=-0.13{\rmlog}（L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}）-0.10{\rmlog}M_{\rmが得られます。BH}-0.69$、$\alpha_{\rmOX}-L_{\rm2500〜\r{A}}$関係と同様の散布図。ハード（レストフレーム$>2\rm〜keV$）X線フォトンインデックス（$\Gamma$）は、完全なサンプルの$L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}$と強く相関しています。スーパーエディントンサブサンプルですが、これら2つのパラメーターは、サブエディントンサブサンプルでは有意に相関していません。スーパーエディントン降着AGNの一部は、おそらく小規模なガス吸収のために強いX線変動を示しており、降着円盤とコロナの接続を研究するために高状態（固有）X線放射を採用することの重要性を強調しています。AGN。
カナダの銀河面調査からの回転測定の再考：外側銀河の円盤内の磁場
| Title |
Revisiting_Rotation_Measures_from_the_Canadian_Galactic_Plane_Survey:_the_Magnetic_Field_in_the_Disk_of_the_Outer_Galaxy |
| Authors |
C._L._Van_Eck,_J._C._Brown,_A._Ordog,_R._Kothes,_T._L._Landecker,_B._Cooper,_K._M._Rae,_D._A._Del_Rizzo,_A._D._Gray,_R._Ransom,_R._I._Reid,_B._Uyaniker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02856 |
ファラデー回転は、星間物質内の磁場の貴重なトレーサーを提供します。ファラデー回転測定のカタログは、銀河磁場の研究のための重要な観測を提供します。カナダの銀河面調査から導き出された回転測定の新しいカタログを提示します。これは、52度<l<192度、-3度<b<5度にまたがる銀河面の広い領域をカバーし、北緯と南緯の延長線上にあります。l〜105度約1300平方度の領域で、2234個のソース（うち4個は既知のパルサー）の回転測定値を導き出しました。そのうちの75％には以前の測定値がありません。これらの新しい回転測定により、銀河面のこの領域の測定密度が2倍になります。
SIGAME v3：より正確な赤外線輝線放出モデリングのための宇宙論的シミュレーションの後処理におけるガスフラグメンテーション
| Title |
SIGAME_v3:_Gas_Fragmentation_in_Post-processing_of_Cosmological_Simulations_for_More_Accurate_Infrared_Line_Emission_Modeling |
| Authors |
Karen_Pardos_Olsen,_Blakesley_Burkhart,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Robin_G._Tre{\ss},_Thomas_R._Greve,_David_Vizgan,_Jay_Motka,_Josh_Borrow,_Gerg\"o_Popping,_Romeel_Dav\'e,_Rowan_J._Smith,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02868 |
GAlaxyMillimeter/submillimeterEmission（S\'IGAME）のSImulatorと呼ばれるフレームワークのアップデートを紹介します。S\'IGAMEは、シミュレーションの完了後、後処理ステップを介して放射伝達と物理レシピを適用することにより、粒子ベースの宇宙論的流体力学シミュレーションにおける銀河の遠赤外線（FIR）での輝線を導き出します。このバージョンでは、ルックアップテーブルとして使用するために、高解像度シミュレーションでガス密度確率分布関数（PDF）をパラメーター化することにより、より高いガス密度をモデル化する新しい手法が開発され、以前の作業よりも適応性の高いPDFが可能になります。S\'IGAMEv3は、非常に異なる星間物質相をトレースする8つのFIR輝線について、SIMBA宇宙論シミュレーションから引き出された赤方偏移z=0銀河でテストされています。この新しい方法は、SKIRTを使用したダスト放射伝達と、Cloudyを使用した高解像度光イオン化モデルを含め、[NII]122、[NII]205を除くすべてのケースで、観測された線の光度と星形成率の関係を自己無撞着に再現できます。および[OI]63、これらの光度は、それぞれ1.6、1.2、および1.2dexの中央値係数によって過大評価されています。観測との残りの不一致は、サブグリッドスケール（<200pc）での星間光の正確な減衰の欠如に起因すると考えられます。
IllustrisTNGの棒状の銀河
IllustrisTNG100シミュレーションで棒状の銀河のサンプルを研究します。このシミュレーションでは、恒星成分のほぼ全体が扁長回転楕円体の形をしています。サンプルは、以前に研究された後期型の禁止された銀河とは異なります。十分に高い恒星の質量と解像度の要件に加えて、277の銀河は、恒星成分の中間軸と長軸の比率が十分に低いという単一の条件に基づいて選択されました。銀河の質量と形状の進化、および他の天体との相互作用を追跡し、それらを棒の起源とその後の歴史に基づいて3つのクラスに分類しました。クラスAの銀河（サンプルの28％を含む）では、バーはより大きな天体、ほとんどの場合クラスターまたはグループの中央銀河との相互作用によって誘発され、銀河から暗黒物質とガスが大幅に除去されました。クラスBとC（それぞれサンプルの27％と45％）では、バーは合併または通過する衛星によって誘発されたか、ディスクの不安定性によって形成されました。その後、クラスBの銀河は部分的に質量が取り除かれましたが、クラスCの銀河は強い相互作用なしに進化したため、暗黒物質とガスが周辺に保持されました。個々の銀河の3つの代表的な例を使用して、さまざまなクラスの特性を説明します。異なる進化の歴史にもかかわらず、棒は強さ、長さ、および形成時間において著しく類似しています。バー形成時の2つの恒星の半質量半径内のバリオン成分のガス分率は常に0.4未満であり、通常は非常に低く、宇宙論の文脈で、制御されたシミュレーションで以前に特定されたこのしきい値の有効性を確認します。これらの天体の観測的対応物は、初期型の高速回転子、S0銀河、または棒のある赤いらせんの中に見られます。
銀河系および銀河系外の全天マーチソンワイドフィールドアレイ（GLEAM）調査III：南銀河極データのリリース
| Title |
GaLactic_and_Extragalactic_All-sky_Murchison_Widefield_Array_(GLEAM)_survey_III:_South_Galactic_Pole_data_release |
| Authors |
T._Franzen,_N._Hurley-Walker,_S._White,_P._Hancock,_N._Seymour,_A._Kapi\'nska,_L._Staveley-Smith_and_R._Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03232 |
GaLacticおよび銀河系外全天マーチソンワイドフィールドアレイ（GLEAM）調査からの南銀河極（SGP）データリリースを提示します。これらのデータは、MurchisonWidefieldArray（MWA）で実施された72〜231MHzでの両方の年のGLEAM観測を組み合わせ、20$^\mathrm{h}のSGPを中心とした5,113$\mathrm{deg}^2$の領域をカバーしています。$40$^\mathrm{m}$<RA<05$^\mathrm{h}$04$^\mathrm{m}$および$-48\deg$<Dec<$-2\deg$。216MHzでは、一般的なrmsノイズは$\約5$mJy/ビームで、角度分解能は$\約2$分角です。ソースカタログには、$5\sigma$を超える合計108,851個のコンポーネントが含まれており、そのうち77％が72〜231MHzのスペクトルインデックスを測定しています。このリリースでのデータ削減の改善には、データを較正するための空のモデルとしてのGLEAM銀河系外カタログの使用、スナップショット画像のデコンボリューションのためのより効率的で自動化されたアルゴリズム、フラックススケールを修正するためのより正確な一次ビームモデルが含まれます。このデータリリースにより、銀河系外のソース集団のより感度の高い大規模な研究と、1年間のタイムスケールでのスペクトル変動の研究が可能になります。
相対論的状態方程式による一次元相対論的ジェットの正確な解
| Title |
Exact_solution_of_one_dimensional_relativistic_jet_with_relativistic_equation_of_state |
| Authors |
Raj_Kishor_Joshi,_Indranil_Chattopadhyay,_Dongsu_Ryu,_Lallan_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02835 |
相対論的流れのリーマン問題の正確な解を使用して、1次元相対論的ジェットの進化を研究します。この目的のために、平坦な時空間で異なる粒子で構成される理想的な特殊相対論的流体の方程式を解き、流体の熱力学は相対論的状態方程式によって支配されます。より密度の高い周囲媒体に衝突するジェットの正確な解を取得します。ジェットヘッドの断面の時間変化がモデル化され、組み込まれます。逆衝撃を発生させる初期状態を示します。ジェットヘッドの断面積が時間とともに増加すると、ジェットの伝播速度が大幅に低下し、逆衝撃がジェットの伝播方向と反対に後退する可能性があります。ジェットと周囲媒体の組成がジェット溶液に大きな影響を与える可能性があることを示します。たとえば、伝播速度は組成に依存し、純粋な電子-陽電子または電子-陽子ジェットではなく、ペアが支配的なジェットで最大になります。逆衝撃の伝播方向もジェットの組成に強く依存する可能性があります。
弱い準垂直クラスター内衝撃波での電子予備加速に及ぼすマルチスケールプラズマ波の影響
| Title |
Effects_of_Multi-scale_Plasma_Waves_on_Electron_Preacceleration_at_Weak_Quasi-perpendicular_Intracluster_Shocks |
| Authors |
Ji-Hoon_Ha,_Sunjung_Kim,_Dongsu_Ryu,_Hyesung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03042 |
銀河団の併合に関連する電波遺物は、銀河団ガス（ICM）の低音マッハ数（$M_{\rms}\lesssim3$）の併合駆動衝撃波における相対論的電子の加速を示しています。最近の研究では、拡散衝撃加速（DSA）への電子注入は、$\beta=P_{\rmgas}/P_{\rmB}\approxの衝撃足でのいわゆるフェルミのような加速によって発生する可能性があることが示唆されています。20〜100ドルの衝撃と、$\beta\約1〜5ドルの衝撃の衝撃遷移における確率的衝撃ドリフト加速（SSDA）。ここでは、SSDAが2次元ドメインでパーティクルインセルシミュレーションを実行することにより、$\beta\approx20-100$プラズマの弱い準垂直（$Q_{\perp}$）ショックで電子の事前加速を促進する方法を探ります。イオンスケールの波を包含するのに十分な大きさ。$M_{\rms}\gtrsimM_{\rmAIC}^*\sim2.3$の超臨界衝撃では、マルチスケール波が衝撃ランプの下流のイオンと電子の温度異方性によって励起されることがわかります。そして、誘導波からの確率論的ピッチ角散乱により、電子は長期間衝撃遷移に閉じ込められます。運動電場に沿った勾配ドリフトによってエネルギーを獲得することで、電子は、そのようなICMショックでDSAへの注入までずっと前加速される可能性があります。私たちの発見は、弱いICMショックでの電子DSAプロセスが電波遺物の起源を説明できることを示唆している。ただし、$M_{\rms}<2.3$の亜臨界衝撃波での電子加速のさらなる調査が必要です。これは、電波またはX線観測から得られたいくつかの観測された電波遺物衝撃波のマッハ数が$M_と低いためです。{\rms}\sim1.5$。
低質量X線連星の中性子星からの断続的なX線脈動の検索
13の低質量X線連星（LMXB）の広範なバイナリ軌道運動補正脈動検索の結果を提示します。これらの選択された線源は、45〜1122Hzの範囲の周波数のX線でバースト振動を示し、2.1〜18.9時間の範囲のバイナリ軌道周期を持っています。最初に、これらのソースのすべてのアーカイブロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）データを検索することにより、バースト発振周波数の周りの弱い脈動を含むエピソードを特定しました。次に、これらの脈動エピソードにドップラー補正を適用して、バイナリ軌道運動のスミアリング効果を破棄し、第2段階で回復した脈動を検索しました。ここでは、バースト振動周波数の周りに弱いがコヒーレントな脈動を含む75の脈動エピソードを報告します。さらに、バイナリ軌道運動補正データで比較的強い脈動を示す8つの新しいエピソードを報告します。
ブレーザー誘起ペアビームの進化における共鳴プラズマ不安定性の役割
ブレーザーからの非常に高いエネルギー放出によって銀河間媒体で生成された相対論的ペアビームの運命は、文献で物議を醸しているままです。共鳴ビームプラズマ不安定性の可能な役割は、解析的および数値的の両方で研究されてきましたが、コンセンサスには達していません。この論文では、この種の不安定性の進展を徹底的に分析します。この分析では、相対論性の高いビームは、ビームの開き角内を伝搬するプラズマ波（平行波と呼びます）との相互作用によってのみエネルギーを失うのに対し、斜めの波の励起は単にビームの角度の広がりをもたらすことを考慮に入れています。、これは不安定性の成長率を低下させます。平行波の場合、成長速度は斜め波の場合の数倍であるため、斜め波よりも速く成長し、ビームが拡大する前にビームからエネルギーを排出します。しかし、銀河系外ビームの特定の特性は、それらが非常に狭いことです。開き角度は$\Delta\theta\sim10^{-6}-10^{-5}$のみです。この場合、平行波の共振の幅$\propto\Delta\theta^2$は小さすぎて、現実的な条件で成長させることはできません。準線形領域で解析的推定と数値シミュレーションの両方を実行します。これらは、銀河系外のビームの場合、波の成長がビームのエネルギーのかなりの部分を占めることができないことを示しています。このタイプの不安定性は、せいぜい何らかの要因でビームの膨張につながる可能性がありますが、ビームのエネルギーはほとんど無傷のままです。
高温降着流の数値シミュレーション（IV）：風に対するブラックホールスピンと磁場強度の影響および風とジェットの特性の比較
| Title |
Numerical_simulation_of_hot_accretion_flows_(IV):_effects_of_black_hole_spin_and_magnetic_field_strength_on_the_wind_and_the_comparison_between_wind_and_jet_properties |
| Authors |
Hai_Yang_(SHAO),_Feng_Yuan_(SHAO),_Ye-fei_Yuan_(USTC),_Christopher_J._White_(Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03317 |
これは、ブラックホールの周りの高温降着流からの風を研究する一連の研究の4番目の論文です。最初の2つの論文では、流体力学および電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、高温降着流に強風が存在することを示しました。3番目の論文では、高温付着流の3次元一般相対性理論MHD数値シミュレーションデータを使用し、「仮想粒子軌道」データ分析アプローチを採用することにより、質量流束や速度などの風の特性を計算しました。ただし、その論文は、回転しないブラックホールとSANE（標準および通常の降着）にのみ焦点を当てています。本論文では、急速に回転するブラックホールとMAD（磁気的に拘束されたディスク）の事例を含めることにより、3番目の論文を拡張します。風とジェットの特性に対するスピンと磁場の影響の調査に焦点を当てています。より大きなスピンとより強い磁場は通常、風とジェットを強化することがわかっています。質量流束、ポロイダル速度、運動量の流束、運動エネルギー、および風力とジェットの総エネルギーを表す式が示されています。とりわけ興味深い発見の1つは、ジェットが最も強いと思われる非常に高速で回転するブラックホールの場合でも、ジェットの運動量フラックスは風の運動量フラックスよりも小さく、ジェットの総エネルギーフラックスは大きいということです。この結果が、活発な銀河核フィードバックにおけるジェットと比較した風の重要性に与える影響について説明します。
deeplenstronomy：強い重力レンズ用のデータセットシミュレーションパッケージ
| Title |
deeplenstronomy:_A_dataset_simulation_package_for_strong_gravitational_lensing |
| Authors |
Robert_Morgan,_Brian_Nord,_Simon_Birrer,_Joshua_Yao-Yu_Lin,_Jason_Poh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02830 |
光学画像調査データセットでの強い重力レンズの自動検索では、多くの場合、機械学習と深層学習のアプローチが採用されています。これらの手法では、アルゴリズムをトレーニングするために現在発見されているよりも多くのサンプルシステムが必要であり、トレーニングデータセットの補足としてシミュレートされた画像が必要になります。この作業では、天文システムの画像の効率的で大規模で再現性のあるシミュレーションを可能にするオープンソースのPythonパッケージであるdeeplenstronomyを紹介して要約します。単体テスト、ドキュメント、およびサンプルノートブックの完全なスイートは、https：//deepskies.github.io/deeplenstronomy/で入手できます。
補償光学シミュレーション解析ツール（キット）（AOSAT）
| Title |
The_adaptive_optics_simulation_analysis_tool(kit)_(AOSAT) |
| Authors |
Markus_Feldt,_Stefan_Hippler,_Faustine_Cantalloube,_Thomas_Bertram,_Andreas_Obereder,_Horst_Steuer,_Olivier_Absil,_Miska_Le_Louarn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03068 |
AOSATは、単一共役補償光学（SCAO）シミュレーション結果を分析するためのPythonパッケージです。Pythonは最近、天文学コミュニティで広く使用されており、AOSATはスタンドアロンで使用することも、シミュレーション環境に統合することも、ユーザーのニーズに応じて簡単に拡張することもできます。スタンドアロン操作では、使用するSCAOシミュレーションパッケージによって提供される残留波面フレーム、シミュレーションに使用されるアパーチャマスク（瞳孔）、およびシミュレーション/分析構成を説明するカスタムセットアップファイルを提供する必要があります。AOSATの「ティアシート」機能は、標準形式ですべての標準アナライザーを実行し、点像分布関数（PSF）とその品質、残留チップ傾斜、瞳孔断片化の影響、残留などのプロパティに関する有益なプロットコレクションを提供します。静的および動的の両方の光学収差モード、コロナグラフがある場合とない場合の適切な機器の期待される高コントラスト性能、および残留波面誤差のパワースペクトル密度。AOSATは、ほとんどのシミュレーションパッケージによって提供される単純な数値出力と、SCAO残留波面で動作する機器シミュレーターおよびデータ削減スイートの本格的な展開との間のギャップを埋めます。これにより、機器の設計者とエンドユーザーは、設計または構成の決定が下流の機器の最終的なパフォーマンスに与える影響をすばやく判断できます。
GWACネットワークの自動観測管理システムI：システムアーキテクチャとワークフロー
| Title |
An_Automatic_Observation_Management_System_of_the_GWAC_Network_I:_System_Architecture_and_Workflow |
| Authors |
Xuhui_Han,_Yujie_Xiao,_PinPin_Zhang,_Damien_Turpin,_Liping_Xin,_Chao_Wu,_Hongbo_Cai,_Wenlong_Dong,_Lei_Huang,_Zhe_Kang,_Nicolas_Leroy,_Huali_Li,_Zhenwei_Li,_Xiaomeng_Lu,_Yulei_Qiu,_Jing_Wang,_Xianggao_Wang,_Yang_Xu,_Yuangui_Yang,_Yong_Zhao,_Ruosong_Zhang,_Weikang_Zheng,_Yatong_Zheng,_and_Jianyan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03097 |
GWAC-Nは、マルチアパーチャとマルチフィールドのロボット光学望遠鏡で構成される観測ネットワークです。主な機器はGWAC-Aです。その上、より狭い視野を持ついくつかのロボット光学望遠鏡は、GWAC-Nに高速フォローアップマルチバンド機能を提供します。GWAC-Nの主な科学的目標は、SVOMによって検出されるGRBの光学的対応物を検索することです。GWAC-Nは、ToOのフォローアップ、可変/周期オブジェクトの検出と監視の両方、および光学的過渡現象を含む、他の多くの観測タスクを実行します。これらすべての科学的事例を処理するために、10の観測モードと175の観測戦略、特にGWイベントのフォローアップのためのGWAC-Nの複数の望遠鏡との共同観測戦略を設計しました。このように観測を行うために、オブジェクト管理、観測計画の動的スケジューリング、ネットワーク管理への自動ブロードキャスト、そして最終的には画像管理を担当するAOMシステムを開発します。AOMは、個々の望遠鏡を1つのネットワークに結合し、関連するすべての操作をスムーズに整理します。このシステムは、すべての科学目的に関するGWAC-Nの要件を完全に満たしています。その優れた携帯性により、AOMは他の汎用望遠鏡ネットワークに対して科学的および技術的に適格です。GWAC-Nが拡張および進化するにつれて、AOMはGWAC-Nの発見の可能性を大幅に高めます。一連の出版物の最初の論文では、GWAC-Nの科学的目標と、科学的目標を達成するためのハードウェア、ソフトウェア、および戦略の設定について説明します。AOMの構造、技術設計、実装、およびパフォーマンスについても詳しく説明します。最後に、GWAC-Nの現状と、近い将来の開発計画の見通しをまとめます。
指向性暗黒物質探索のための乳剤検出器における原子反跳の指向性保存
| Title |
Directionality_preservation_of_nuclear_recoils_in_an_emulsion_detector_for_directional_dark_matter_search |
| Authors |
A._Alexandrov,_G._De_Lellis,_A._Di_Crescenzo,_A._Golovatiuk_and_V._Tioukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03125 |
原子核乾板は、暗黒物質の指向性検出にも提案されているよく知られた検出器タイプです。この論文では、方向に敏感な検出器の最も重要な特性の1つである、暗黒物質粒子に衝突する方向の原子反跳による保存について研究します。SRIMシミュレーションと、考えられるすべての反跳原子タイプを含む現実的な原子反跳エネルギー分布を使用します。原子核乾板を他の指向性検出器と比較します。方向保存の観点から、原子核乾板は100GeV/c$^2$を超えるWIMP質量で他の検出器よりも優れています。
最新の電波望遠鏡は前例のない量のデータを生成し、科学的な結果を出す前に多くの処理パイプラインを通過します。これらのパイプラインのハイパーパラメータは、最適な結果を生成するために手動で調整する必要があります。望遠鏡の寿命の間に何千もの観測が行われ、各観測には固有の設定があるため、パイプラインの微調整は面倒な作業です。データキャリブレーションパイプラインでのハイパーパラメータ選択のこのプロセスを自動化するために、強化学習の使用を紹介します。ツイン遅延ディープ決定論的ポリシー勾配（TD3）と呼ばれる強化学習手法を使用して、この微調整を実行する自律エージェントをトレーニングします。一般化のために、パイプラインは、パイプラインの解釈された状態のみがエージェントによって使用されるブラックボックスシステムであると見なします。この方法でトレーニングされた自律エージェントは、さまざまな観測に最適な設定を決定できるため、「スマート」キャリブレーションを実行して、人間の介入の必要性を最小限に抑えることができます。
SLMベースのアクティブフォーカルプレーンコロナグラフ：現状と将来の空中展望
| Title |
SLM-based_Active_Focal-Plane_Coronagraphy:_Status_and_future_on-sky_prospects |
| Authors |
Jonas_G._K\"uhn,_Laurent_Jolissaint,_Audrey_Bouxin_and_Polychronis_Patapis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03201 |
最近、LCOS（Liquid-CrystalonSilicon）空間光変調器（SLM）がプログラム可能な焦点面位相マスク（FPM）コロナグラフとしてどのように機能するかを調査し始めました。このような「適応コロナグラフ」は、観測条件への適応に役立つ可能性がありますが、特定の科学的事例（連星など）にも取り組むことができます。アクティブなFPMは、セグメント化された望遠鏡の瞳孔のコンテキストで、または同期コヒーレント差分イメージング（CDI）を実装するために役割を果たす可能性があります。この作業の最新状況、特に新しいスイスワイドバンドアクティブテストベッドforHigh-contrastImaging（SWATCHi）機能を使用した初期のブロードバンドコントラストパフォーマンスの結果を紹介します。最後に、近赤外線PLACID機器である、トルコの4mDAG天文台用のプログラマブル液晶適応コロナグラフイメージャを発表します。最初のライトは2022年末に計画されています。
非常に長いベースライン干渉データの同時キャリブレーションとフルストークスイメージングのためのDタームモデリングコード（DMC）
| Title |
A_D-term_Modeling_Code_(DMC)_for_simultaneous_calibration_and_full-Stokes_imaging_of_very_long_baseline_interferometric_data |
| Authors |
Dominic_W._Pesce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03328 |
この論文では、DMCを紹介します。これは、ステーションベースのゲインおよびリークキャリブレーション項とともにフルストークス放射構造を同時に再構築する、非常に長いベースライン干渉法データセットの偏光イメージング用のモデルおよび関連ツールです。DMCは、ハミルトニアンモンテカルロサンプリングを使用して達成される後方探索の観点からイメージング問題を定式化します。結果として得られる事後分布は、画像構造とデータキャリブレーションの両方における不確実性の自然な定量化を提供します。合成データセットと実際のデータセットの両方でDMCを実行します。その結果は、画像構造とキャリブレーション量の両方を正確に回復し、対応する不確実性を評価する能力を示しています。DMCを支えるフレームワークは柔軟であり、その特定の実装は継続的に開発されています。
裏庭の世界：惑星9が80個のM矮星に異常な低質量の仲間を発見
| Title |
Backyard_Worlds:_Planet_9_Discovery_of_an_Unusual_Low-mass_Companion_to_an_M_Dwarf_at_80_pc |
| Authors |
Austin_Rothermich,_Adam_C._Schneider,_Jacqueline_K._Faherty,_Katelyn_Allers,_Daniella_Bardalez-Gagliuffi,_Aaron_M._Meisner,_Marc_Kuchner,_J._Davy_Kirkpatrick,_Dan_Caselden,_Paul_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02815 |
市民科学プロジェクトBackyardWorlds：Planet9で発見されたM4.5スターAPMPMJ2036-4936の独特なM8コンパニオンであるCWISEJ203546.35-493611.0の発見を紹介します。CWISEJ203546.35-493611.0の固有運動（$\mu_{\alpha}$、$\mu_{\delta}$）=（$-$126$\pm$22、$-$478$\pm$23）およびAPMPM2036-4936からの34.2$''$の角距離、$1.15\times10^{-6}$のチャンスアラインメント確率を計算します。このシステムの両方の星は暗く見え、CWISEJ203546.35-493611.0で得られたスペクトルは三角形のHバンドを示しています。このシステムのさらなる研究は、これらの特性を理解するために保証されます。
進化した大質量星の測光分類：機械学習によるWebbとRomanの時代への準備
| Title |
Photometric_Classifications_of_Evolved_Massive_Stars:_Preparing_for_the_Era_of_Webb_and_Roman_with_Machine_Learning |
| Authors |
Trevor_Z._Dorn-Wallenstein,_James_R.A._Davenport,_Daniela_Huppenkothen,_Emily_M._Levesque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02829 |
今後数年間で、次世代の宇宙ベースの赤外線観測所は、希少な大質量星のサンプルを大幅に増やし、まったく新しい環境で大規模な恒星進化をテストするために最新の統計ツールと方法を活用する絶好の機会を表しています。このような作業は、観測対象を確実に分類できる場合にのみ可能です。遠方のターゲットでは分光観測が不可能であるため、機械学習手法で広帯域赤外線測光を使用して大質量星を分類できるかどうかを判断したいと思います。サポートベクターマシン分類器は、汚染された低質量の巨星を排除しながら、高温、低温、輝線の星に対応するラベルを持つ質量のある星を高精度で大まかに分類できることがわかりました。驚くべきことに、輝線星の76\％は、狭帯域または分光観測を必要とせずに回収できます。既存のラベルのない${\sim}2500$オブジェクトのサンプルを分類し、14個の候補輝線オブジェクトを識別します。残念ながら、サンプルの測光の精度が高いにもかかわらず、サンプルの星のラベルの起源が不均一であるため、分類器は星のクラスをより細かく区別できません。最終的に、巨大な星の大きくて均一にラベル付けされたサンプルは現在存在しません。大規模な全天分光調査からの既存のデータを考えると実現可能な、進化した大質量星をしっかりと分類するための多大な努力がなければ、既存のデータセットのラベル付けの欠点が次世代の宇宙天文台を活用する努力を妨げるでしょう。
太陽彩層の磁場方位角をマッピングする簡単な方法の信頼性の評価
| Title |
Evaluating_the_reliability_of_a_simple_method_to_map_the_magnetic_field_azimuth_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
Jan_Jurcak_and_Jiri_Stepan_and_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.02880 |
ゼーマン効果は、静かな太陽彩層の磁気を調べるための有用性が限られています。一部のスペクトル線のハンレ効果はそのような磁気に敏感ですが、散乱偏光信号の解釈では、彩層プラズマが非常に不均一で動的である（つまり、磁場だけが対称性の破れの原因ではない）ことを考慮する必要があります。。ここでは、通常飽和状態にある\ion{Ca}{2}〜8542〜\AA\の線で観測された散乱偏光から、色球磁場の方位角を直接マッピングするためのよく知られた式の信頼性を調査します。ハンレ効果の体制。この目的のために、太陽彩層の3次元（3D）モデルでPORTA放射伝達コードを使用して計算された\ion{Ca}{2}〜8542〜\AA\のストークスプロファイルを使用して、それらを劣化させます。望遠鏡の開口部とノイズレベルの範囲の分光偏光観測を模倣します。シミュレートされた観測値を使用して、視野の各ポイントでの磁場方位角を取得します。これを3Dモデル内の実際の値と比較します。本質的なあいまいさは別として、この方法が確かな結果を提供することを示します。それらの精度は、望遠鏡の直径よりもノイズレベルに大きく依存します。DKISTやESTのような大口径の太陽望遠鏡は、妥当な露出時間を使用して必要なノイズ対信号比を達成するために必要です。
ソーラーEUVおよび軟X線分光法ミッションの将来の展望
極紫外線（EUV）および軟X線（SXR）の波長範囲1.2〜1600Aで動作する太陽分光ミッションの将来の見通しについて説明します。NASAは太陽物理学ミッションの主要な資金提供者であり、NASAの下でのミッション開発の機会の簡単な要約が与えられています。2つの波長範囲で太陽を観測する方法は、イメージング分光法技術に特に焦点を当てて要約されています。EUVおよびSXR領域の主要なスペクトル特性が特定され、その後、今後の機器と概念が要約されます。機器は、専用ミッションの大型分光計から、ライドシェアの機会を通じて発売された小型で低コストのCubeSatまで多岐にわたります。
コア崩壊超新星の前駆体のスペクトルエネルギー分布のデータベース
| Title |
A_database_of_spectral_energy_distributions_of_progenitors_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Zhongmu_Li_and_Caiyan_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03023 |
この論文は、コア崩壊超新星（CCSNe）の前駆体の分光および測光スペクトルエネルギー分布（spec-SEDおよびphot-SED）のデータベースを提示します。バイナリスターとシングルスターの両方の前駆体がデータベースに含まれています。データベースは、0.0001〜0.03の初期金属量（$Z$）範囲、8〜25\dsm{}の質量範囲、0〜1のバイナリ質量比範囲、および0.1〜10000\の公転周期範囲をカバーしています。、日々。データベースには、シングルスターおよびバイナリスターのCCSN前駆体の低解像度spec-SEDおよびphot-SEDが含まれています。これらのデータは、CCSN前駆体の金属量、年齢、初期および最終質量などの基本的なパラメーターを研究するために使用できます。また、CCSN前駆細胞のパラメーターの決定に対するさまざまな要因の影響を研究するために使用することもできます。データベースを連星CCSN前駆体のSEDのフィッティングに使用する場合、金属量と公転周期を事前に決定することを強くお勧めしますが、単一星の前駆体には必要ありません。
ケプラー空間測光を備えた偏心二重線食変光星KIC2306740の性質
| Title |
The_nature_of_the_eccentric_doubled-lined_eclipsing_binary_system_KIC_2306740_with_Kepler_space_photometry |
| Authors |
D._Ko\c{c}ak,_K._Yakut,_J._Southworth,_P._P._Eggleton,_T._\.I\c{c}li,_C._A._Tout,_S._Bloemen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03027 |
偏心二重線食連星系であるKIC2306740の詳細な研究を紹介します。ケプラー衛星データは、4.2mのウィリアムハーシェル望遠鏡（WHT）で得られた分光データと組み合わされました。これにより、この比較的長い期間（P=10.3d）およびわずかに偏心した（$e=0.3$）バイナリシステムの正確な軌道および物理パラメータを決定することができました。物理パラメータは、$M_1=1.194\pm0.008$M$_{\odot}$、$M_2=1.078\pm0.007$M$_{\odot}$、$R_1=1.682\pm0として決定されています。004$R$_{\odot}$、$R_2=1.226\pm0.005$R$_{\odot}$、$L_1=2.8\pm0.4$L$_{\odot}$、$L_2=1.8\pm0.2$L$_{\odot}$と軌道分離$a=26.20\pm0.04$R$_{\odot}$は、ケプラーの光度曲線とWHTの視線速度データの同時解によるものです。残余の固有の変動を研究するために、光度曲線から二値効果を抽出しました。5つの重要な100を超える組み合わせ頻度が検出されました。CambridgeSTARS（TWIN）コードを使用して非保守的な進化モデルを想定してバイナリシステムをモデル化し、$\logL-\logT$平面、$\logR-\logM$のコンポーネントの進化トラックを示します。平面と$\logP-\rmage$平面は、偏心$e$と$\logR_1$とともにスピン周期と軌道周期の両方に対応します。コード内の非保存的プロセスのモデルにより、システムは約$5.1$Gyrで観測されたシステムパラメーターに進化しました。
現代の恒星進化モデルからの過剰なクールな超巨星は、金属量に依存しないハンフリーズ-ダビッドソンの限界に逆らいます
| Title |
The_excess_of_cool_supergiants_from_contemporary_stellar_evolution_models_defies_the_metallicity-independent_Humphreys-Davidson_limit |
| Authors |
Avishai_Gilkis,_Tomer_Shenar,_Varsha_Ramachandran,_Adam_S._Jermyn,_Laurent_Mahy,_Lidia_M._Oskinova,_Iair_Arcavi_and_Hugues_Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03102 |
ハンフリーズ-ダビッドソン（HD）の限界は、超巨星がほとんど観測されないヘルツシュプルングラッセル図で、高光度（logL>5.5）と低有効温度（T<20kK）の領域を経験的に定義します。エディントン近風または超エディントン風で発生する不安定性を通じてこの限界を説明する試みは、ほとんど成功していません。現代の恒星進化論を使用して、HD制限を再検討し、大規模な星に対する強化された混合の影響を調査することを目指しています。大マゼラン雲（SMC、LMC）と銀河に適した恒星進化モデルのグリッドを構築し、さまざまな初期回転速度と対流オーバーシュートパラメータにまたがっています。大幅に強化されたミキシングは、明らかに恒星進化トラックをHD限界の領域から遠ざけます。恒星進化シミュレーションで過剰な光度の星を定量化するために、大質量星の合成集団を生成し、SMCとLMCのクール（T<12.5kK）と光度（logL>4.7）の星のカタログと詳細に比較します。混合パラメータを調整すると、観測された赤色超巨星とシミュレーションされた赤色超巨星の集団が一致する可能性がありますが、高温の超巨星の場合、シミュレーションでは、観測と比較して非常に明るい（logL>5.4）星の数が常に過大に予測されます。混合を強化すると、発光超巨星の過剰が減少します。これは、HDの限界を説明する上で混合が重要な役割を果たしていることを示唆している可能性があります。それでも、HDの制限は、より高温の超巨星については説明されていないままです。
惑星の地球磁場に向けて-赤色巨星epsタウをホスト
赤色巨星$\epsilon$Tauの磁場の不均一性を検索した結果を示します。この研究は、ESPaDOnSCFHT分光偏光計を使用して2008年から2010年に10泊にわたって得られた観測に基づいています。ESPaDOnSスペクトルで、ランダムな偏光外れ値からなる、これまでに説明されていない機器効果が見つかりました。したがって、ブレンドされていない個々の線からの磁場を測定するために、分極の外れ値によって歪んだ線からスペクトル線の初期配列を事前にクリアしました。10日から1日だけで、$\epsilon$Tauの磁場が3$\sigma$を超えることがわかりました。また、2泊の間に、磁場値の時系列が正規分布とは異なる分布を示すことも明らかにしました。これは、この星の磁場の不均一性が原因である可能性があるという仮説が提唱されました。
太陽磁気の原因を突き止める
| Title |
Hunting_down_the_cause_of_solar_magnetism |
| Authors |
M._Viviani,_A._Prabhu,_J._Warnecke,_L._Duarte,_J._Pekkil\"a,_M._Rheinhardt_and_M._J._K\"apyl\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03168 |
ローカルおよびグローバルな数値モデリングと長期観測を組み合わせた太陽ダイナモと恒星ダイナモを理解することは困難な作業です。最先端の計算方法とリソースを使用しても、恒星パラメータレジームは達成できません。私たちの目標は、より現実的なシステムをシミュレートするためにいくつかの近似を緩和し、その結果を理論的予測および最先端の観測と結び付けることです。ここでは、熱伝導の記述を改善した、より高解像度の実行からの最初のテストフィールド測定を示します。それらは、太陽と恒星のダイナモメカニズムに関連する最も重要な誘導効果のプロファイルの重要な変化を示しています。現在行われているより高い解像度の実行は、私たちをさらに激動の体制に導き、そこで私たちは初めて、小規模および大規模なダイナモの相互作用を定量的に研究することができます。
IRIS衛星によって観測された太陽フレアにおける彩層分子水素放出の証拠
| Title |
Evidence_of_chromospheric_molecular_hydrogen_emission_in_a_solar_flare_observed_by_the_IRIS_satellite |
| Authors |
Sargam_M._Mulay_and_Lyndsay_Fletcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03329 |
SOL2014-04-18T13：03のフレアリボンで観察された、水素分子からの増強された線放出、1333.79{\AA}でのH$_{2}$の最初の包括的な調査を実施しました。クールなH$_{2}$発光は、SiIV1402.77{\AA}UV放射によって蛍光励起されることが知られており、温度最小領域（TMR）の独自のビューを提供します。SiIV1402.77{\AA}の放射は、フレアの衝動性段階と段階的な減衰段階で明るいときに強いH$_{2}$放射が観察されましたが、GOESのピーク時には暗くなりました。H$_{2}$の線の広がりは、7〜18$\rm{km〜s}^{-1}$の範囲の非熱速度を示し、プラズマの乱流に対応している可能性があります。最大1.8（4.9）$\rm{km〜s}^{-1}$の小さな赤（青）シフトが測定されました。SiIV1393.76{\AA}とSiIV1402.77{\AA}の強度比は、強いH$_{の場所でのフレアの衝撃段階の間、プラズマがSiIV（比=2）に対して光学的に薄いことを確認しました。2}$放出が観察された。対照的に、この比率は、リボンの一部で光学的に薄い値の2とは異なり、不透明効果の役割を示しています。H$_{2}$とSiIV放出の間の強い空間的および時間的相関は、蛍光励起が原因であるという概念を支持することは明らかでした。
渦放出による横ループ振動：自励発振プロセス
| Title |
Transverse_loop_oscillations_via_vortex_shedding:_a_self_oscillating_process |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas,_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03332 |
コロナループの横振動の励起の背後にある根本的なメカニズムを特定することは、コロナ地震学における診断ツールとしての役割と、太陽コロナの波動加熱メカニズムとしての潜在的な使用にとって不可欠です。この論文では、冠状ループと相互作用する強いバックグラウンドフローから放出されるAlfv\'{e}nic渦によって引き起こされる、自立したプロセスを通じて励起されるこれらの横振動の概念を探求します。3Dシミュレーションで初めて、渦放出が、渦による周期的な「押し込み」により、流れに垂直な方向に、コロナループで横方向の振動を生成できることを示しました。パワースペクトル密度をプロットすることにより、これらの振動の励起周波数を特定します。これらの周波数は、流れの速度と振動ループの特性の両方に依存していることがわかります。これは、バックグラウンドフローが一定で周期的ではないという事実に加えて、これを自励発振プロセスとして扱うようにします。最後に、励起された振動の振幅は振幅がほぼ一定であり、減衰のない振動の観測に匹敵します。これにより、検討中のメカニズムは、コロナループ内のこれらの減衰されていない波の解釈の可能性があります。
既知の変光星のVVV調査近赤外線カラーカタログ
| Title |
VVV_survey_near-infrared_colour_catalogue_of_known_variable_stars |
| Authors |
F\'abio_R._Herpich,_Carlos_E._Ferreira_Lopes,_Roberto_K._Saito,_Dante_Minniti,_Alessandro_Ederoclite,_Thiago_S._Ferreira,_Marcio_Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03338 |
環境。ViaLactea（VVV）近赤外線変動調査のVista変数は、高絶滅と高混雑の観点から、天の川の膨らみと円盤の最も複雑な領域のいくつかを調査します。目的。アメリカ変光星観測者協会の国際変光星指数（VSX-AAVSO）カタログで入手可能な光学情報に新しい波長次元を追加して、VVV調査の近赤外線測光をテストし、これらのオブジェクトをより適切に特徴付けます。メソッド。VVVとVSX-AAVSOのカタログを、ガイアデータリリース2の測光と視差とともに交差適合試験しました。結果。正確な個々の座標、近赤外線の大きさ（ZYJHK）、絶滅Aks、およびガイア視差に基づく距離を含むカタログを提示します。また、RRLyrae、Cepheids、Mirasなどの重要な距離インジケーターを含む、さまざまなVSXタイプの変光星の近赤外線CMDと空間分布も示します。カタログの測光フラグを分析することにより、変動が測定および検証された星の約20％が、飽和および/またはノイズ領域の外にある場合でも、非恒星ソースとしてフラグが立てられていることがわかりました。さらに、サンプルをVIVAカタログとペアマッチングし、ソースの半分以上がVVV変動リストから欠落していることを発見しました。これは主に、信号対雑音比が低い観測値または低いパーセンテージの測光問題が原因です。選択プロセスの失敗。結論。私たちの結果は、銀河の変動性に関する現在の知識が、絶滅の少ない近くの星に偏っていることを示唆しています。現在のカタログはまた、銀河面の非常に混雑し、赤くなった地域でのヴェラ・ルービン天文台の時空のレガシー調査など、将来の大きな変動性調査の結果を特徴付けるための基礎と、
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つのよく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。ここで、四重極は、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$-$40の中心物体の良い説明であることがわかります。
スケーラブルで回転的に等変な球形CNNのための球上の散乱ネットワーク
球体上にネイティブに構築された畳み込みニューラルネットワーク（CNN）が最近開発され、球形データの分析に非常に効果的であることが示されています。効率的なフレームワークが定式化されていますが、それでも球形CNNは非常に計算量が多くなります。通常、数千ピクセルの球面信号を超えてスケーリングすることはできません。球形データの強力な表現空間を提供する、球体上にネイティブに構築された散乱ネットワークを開発します。球形散乱ネットワークは、計算上スケーラブルで回転同変を示しますが、その表現空間は等長写像に対して不変であり、効率的で安定した信号表現を提供します。散乱ネットワークを追加のタイプのレイヤーとして一般化された球面CNNフレームワークに統合することにより、散乱ネットワークを活用して、数十メガピクセル以上の球面信号を使用して、多くの実用的なアプリケーションに典型的な高解像度データに球面CNNをスケーリングする方法を示します。
ダークユニバースの量子起源について
合理的な疑いを超えて、宇宙の総エネルギー収支の大部分（約95％）が暗黒物質、すなわち暗黒物質と暗黒エネルギーによって与えられていることが示されています。しかし、多くの有望な候補者にもかかわらず、これらのコンポーネントを構成するものはまだ十分に理解されていません。関連する難問は偶然の問題です。つまり、宇宙の拡大の歴史全体にわたって進化した後、暗黒物質と暗黒エネルギーの密度が現在の時代に同じオーダーである理由に関する問題です。これらに対処するために、超軽量ボソンのボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）であると推定される宇宙流体の存在下で、量子補正されたRaychaudhuri/Friedmann方程式から生じる量子ポテンシャルを検討します。BECの適切で物理的に動機付けられた巨視的な基底状態の波動関数について、宇宙の暗黒セクターの統一された画像が実際に出現する可能性があることを示し、偶然の問題を解決します。有効な暗黒エネルギー成分は、量子ポテンシャルの残余の均一項により、宇宙定数であることがわかります。さらに、観測データとの比較により、BECの構成ボソンの質量の推定値が得られます。これは、他の考慮事項から予測された範囲内です。
修正された重力波伝搬による予熱からの重力波
重力波（GW）の生成が、膨張後の予熱中にGW速度$（c_T）$によってどのように影響を受けるかを調査します。たとえば、$\lambda\phi^4$のカオス的インフレーション後のGWの生成をシミュレートし、GWスペクトルが$c_T<1$で強化されているが、歪んでいる（低周波数では抑制されているが、高周波数では強化されている）ことを確認します。$c_T>1$。
最近の重力の強磁場レジームテストは、これまでのところ一般相対性理論と一致しています。特に、天体物理学的ブラックホールはすべてカー時空と一致しているように見えますが、現在の観測の統計誤差により、この説明からの小さいながらも検出可能な偏差が可能になります。ここでは、変形したカー時空におけるスカラーおよび電磁テストフィールドの超放射を研究し、大きな変形の場合、カーの場合に関して超放射が高度に抑制されていることを観察します。驚くべきことに、小さな変形の場合、最大増幅率がカーのものよりも大きい変形パラメータの値の範囲が存在します。また、大規模なスカラー場に対するこれらの変形時空の超放射不安定性に関する最初の結果を提供します。
ソーラーオービターと風によって観測されたICME駆動衝撃波での乱流/波動伝達
| Title |
Turbulence/wave_transmission_at_an_ICME-driven_shock_observed_by_Solar_Orbiter_and_Wind |
| Authors |
L._L._Zhao,_G._P._Zank,_J._S._He,_D._Telloni,_Q._Hu,_G._Li,_M._Nakanotani,_L._Adhikari,_E._K._J._Kilpua,_T._S._Horbury,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.03301 |
ソーラーオービターは、2020年4月19日に0.8AUで惑星間コロナ質量放出（ICME）イベントを観測しました。ICMEは2020年4月20日に1AUで風によっても観測されました。惑星間衝撃波がICMEの前で駆動されました。衝撃波を横切る磁気変動の伝達に焦点を当て、両方の宇宙船によって観測された衝撃波の近くの太陽風乱流の特徴的な波動モードを分析します。ICMEイベントは、磁気ヘリシティベースの技術によって特徴付けられます。衝撃法線は、ソーラーオービターの磁気共面法と風の混合共面アプローチを使用して決定されます。磁場変動のパワースペクトルは、高速フーリエ変換とモーレットウェーブレット分析の両方を適用することによって生成されます。衝撃波の近くで観測された波の性質を理解するために、正規化された磁気ヘリシティを診断パラメーターとして使用します。ウェーブレット再構成磁場変動ホドグラムは、波の偏光特性をさらに研究するために使用されます。ソーラーオービターと風によって観測されたICME駆動衝撃波は、1AUでより垂直な衝撃波角を持つ早送り斜め衝撃波であることがわかります。衝撃交差後、磁場変動力が増加します。磁場変動力の大部分は横変動にあります。衝撃波の近くで、両方の宇宙船は宇宙船フレームの右側の偏波を観測します。上流の波の特徴は、比較的広く低周波数の帯域に分類されます。これは、ストリーミング粒子によって励起された低周波数のMHD波に起因する可能性があります。下流の磁気波活動については、宇宙船フレーム内の陽子サイクロトロン周波数に近い周波数の斜めの運動アルフベン波を見つけます。下流波の周波数は、衝撃圧縮とドップラー効果により7〜10倍に増加します。
