トリプレットの平均ペアワイズ速度とペア間の平均相対速度の情報量
| Title |
Information_content_in_mean_pairwise_velocity_and_mean_relative_velocity_between_pairs_in_a_triplet |
| Authors |
Joseph_Kuruvilla,_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06709 |
速度場は、固有の速度調査または動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ効果のいずれかを通じて、宇宙論的情報を制約するための補完的な手段を提供します。一般的に使用される統計の1つは、平均半径方向ペアワイズ速度です。ここでは、3点の平均相対速度、つまりトリプレット内のペア間の平均相対速度を検討します。N体シミュレーションのQuijoteスイートのハローカタログを使用して、最初に、トリプレットのペア間の平均相対速度の分析予測が、標準の摂動理論を使用して、三角形の構成の主要な順序で4〜5％の精度を達成する方法を示します。$r\geq50\h^{-1}$Mpcの最小分離。さらに、ニュートリノ質量推定の新しいプローブとして、3点相対速度を提示します。ハローの平均ペアワイズ速度の完全な宇宙論的情報量、およびトリプレット内のハローペア間の平均相対速度を調査します。これは、Quijoteスイートからの22,000のシミュレーションを使用し、$20\h^{-1}$Mpcと$120\h^{-1}$の最小および最大分離を持つすべての三角形構成を考慮して、フィッシャー行列形式で実行します。それぞれMpc。トリプレットの平均相対速度は、0.065eVの1$\sigma$ニュートリノ質量（$M_\nu$）制約を許容します。これは、平均ペアワイズ速度制約（0.877eV）よりも約13倍優れています。この情報の増加は、ニュートリノの質量だけでなく、他の宇宙論的パラメーターにも及びます：$\Omega_{\mathrm{m}}$、$\Omega_{\mathrm{b}}$、$h$、$n_{\mathrm{s}}$と$\sigma_{8}$は、それぞれ8.9、11.8、15.5、20.9、10.9倍のゲインを達成しています。これらの結果は、将来の宇宙マイクロ波背景放射実験や固有速度調査から宇宙パラメータを正確に制約するために、平均3点相対速度を利用する可能性を示しています。
ギャップを埋める：近い将来、MeV望遠鏡は小惑星質量の原始ブラックホール暗黒物質を発見できる
| Title |
Closing_the_gap:_Near_future_MeV_telescopes_can_discover_asteroid-mass_primordial_black_hole_dark_matter |
| Authors |
Anupam_Ray,_Ranjan_Laha,_Julian_B._Mu\~noz,_and_Regina_Caputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06714 |
初期の宇宙で大きな過密度から形成された原始ブラックホール（PBH）は、広範囲の質量にわたって実行可能な暗黒物質（DM）の候補です。質量が約$10^{17}$gの超軽量の小惑星質量PBHは、現在の観測でDM密度全体を構成できるため、特に興味深いものです。この質量範囲のPBHは、ホーキング放射を介して$\sim$MeVの光子を放出します。これは、次のAMEGOなどのガンマ線望遠鏡で直接検出できます。この作業では、AMEGOの感度を備えた機器が、銀河系および銀河系外のガンマ線バックグラウンドをマージナル化するときに蒸発するシグネチャを検索することにより、DM候補としてPBHを検出または除外できるかどうかを予測します。AMEGOの感度を備えた機器は、単色質量分布の95％信頼水準（CL）で最大$7\times10^{17}$gの質量の唯一のDMコンポーネントとして、非回転PBHを除外できることがわかりました。電流の限界でほぼ1桁。予測される制約は、回転があるPBH、または拡張された質量分布に従うPBHに対してより厳しくなります。
NASA/IPAC銀河系外データベース（NED）は、何百万もの天体物理学的オブジェクトに関するほぼ網羅的な情報を見つけるための印象的なツールです。ここでは、地動説フレームの赤方偏移から宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の静止フレームへの補正を行うときに低赤方偏移近似が使用されるため、NEDで発生する小さな系統的エラーの概要を説明します。これは、歴史的にNEDがCMBフレームの赤方偏移の値を最大$\sim10^{-3}z$（赤方偏移1で約0.001）だけ体系的に誤って報告したことを意味します。ほとんどのアプリケーションでエラーは一般に無視できますが、体系的な赤方偏移バイアスは宇宙論的パラメーターに伝播するため、それらを取り除くことは依然として重要です。NEDチームと相談し、ソフトウェアを更新してこの系統的なエラーを削除し、これらの修正がすべての赤方偏移で正確になるようにしています。ここでは、変更と、それらがNEDが現在報告している赤方偏移の値にどのように影響するかについて説明します。
1ループ銀河バイアスのテスト：パワースペクトルとバイスペクトルの共同分析
| Title |
Testing_one-loop_galaxy_bias:_joint_analysis_of_power_spectrum_and_bispectrum |
| Authors |
Alexander_Eggemeier,_Rom\'an_Scoccimarro,_Robert_E._Smith,_Martin_Crocce,_Andrea_Pezzotta,_Ariel_G._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06902 |
さまざまなハローと銀河の模擬カタログから測定された実空間パワースペクトルとバイスペクトルの共同尤度分析を提示します。この作業の新しい側面は、バイスペクトルに非線形三角形構成を含めることです。これは、パワースペクトルですでに一般的に行われているように、銀河バイアスの完全な次の次数（「1ループ」）の記述によって可能になります。パラメータ事後確率の適合度と偏りに基づいて、主要な次数（「ツリーレベル」）のバイスペクトルと比較して、このモデルの厳密な検証を実行します。$6\、（\mathrm{Gpc}/h）^3$の有効調査量に対応する測定の不確かさを使用して、1ループ補正が$\sim0.17\から適用可能なスケール範囲の約2倍になると判断します。h/\mathrm{Mpc}$（ツリーレベル）から$\sim0.3\、h/\mathrm{Mpc}$。これは、固定宇宙論での線形バイアスパラメータの制約の$1.5〜2$xの改善、および変動の振幅$A_s$の不確実性の$1.5〜2.4$xの縮小に変換されます。これは、非線形から情報を抽出することの利点を明確に示しています。多数のバイアスパラメータをマージナライズする必要があるにもかかわらず、スケーリングします。さらに、4次までの銀河バイアスパラメータの正確な測定により、共進化関係との完全な比較が可能になり、重力の非局所的作用によって生成されるすべての寄与について優れた一致が示されます。尤度分析でこれらの関係を使用しても、モデルの妥当性が損なわれることはなく、$A_s$で引用された改善を取得するために重要です。また、高階微分およびスケール依存の確率論的項の影響を分析し、トレーサーのサブセットについて、前者が$A_s$に制約を課し、ツリーレベルモデルのパフォーマンスを向上させることができることを発見しました。ワンループモデル。
311。2日間のLUXデータを使用した有効場の理論の結合に対する制約
| Title |
Constraints_on_Effective_Field_Theory_Couplings_Using_311.2_days_of_LUX_Data |
| Authors |
D.S._Akerib,_S._Alsum,_H.M._Ara\'ujo,_X._Bai,_J._Balajthy,_J._Bang,_A._Baxter,_E.P._Bernard,_A._Bernstein,_T.P._Biesiadzinski,_E.M._Boulton,_B._Boxer,_P._Br\'as,_S._Burdin,_D._Byram,_M.C._Carmona-Benitez,_C._Chan,_J.E._Cutter,_L._de_Viveiros,_E._Druszkiewicz,_A._Fan,_S._Fiorucci,_R.J._Gaitskell,_C._Ghag,_M.G.D._Gilchriese,_C._Gwilliam,_C.R._Hall,_S.J._Haselschwardt,_S.A._Hertel,_D.P._Hogan,_M._Horn,_D.Q._Huang,_C.M._Ignarra,_R.G._Jacobsen,_O._Jahangir,_W._Ji,_K._Kamdin,_K._Kazkaz,_D._Khaitan,_E.V._Korolkova,_S._Kravitz,_V.A._Kudryavtsev,_E._Leason,_B.G._Lenardo,_K.T._Lesko,_J._Liao,_J._Lin,_A._Lindote,_M.I._Lopes,_A._Manalaysay,_R.L._Mannino,_N._Marangou,_D.N._McKinsey,_D.-M._Mei,_J.A._Morad,_A.St.J._Murphy,_A._Naylor,_C._Nehrkorn,_H.N._Nelson,_F._Neves,_A._Nilima,_K.C._Oliver-Mallory,_K.J._Palladino,_C._Rhyne,_Q._Riffard,_G.R.C._Rischbieter,_P._Rossiter,_S._Shaw,_T.A._Shutt,_C._Silva,_M._Solmaz,_V.N._Solovov,_P._Sorensen,_T.J._Sumner,_N._Swanson,_M._Szydagis,_D.J._Taylor,_R._Taylor,_W.C._Taylor,_B.P._Tennyson,_P.A._Terman,_D.R._Tiedt,_W.H._To,_L._Tvrznikova,_U._Utku,_A._Vacheret,_A._Vaitkus,_V._Velan,_R.C._Webb,_J.T._White,_T.J._Whitis,_M.S._Witherell,_F.L.H._Wolfs,_D._Woodward,_X._Xiang,_J._Xu,_and_C._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06998 |
ここでは、LUXデータを使用した有効場の理論（EFT）WIMP検索分析の結果を報告します。検索ウィンドウを拡張して最大$\sim$180keV$_{nr}$の原子反跳エネルギーを含めることにより、以前のLUX分析に基づいて構築し、データ品質の削減とバックグラウンドモデルの再評価を要求します。ビニングされたプロファイル尤度統計フレームワークを使用するには、より高エネルギーのバックグラウンドを説明するための新しい分析手法の開発が必要でした。2014年から2016年の間に収集されたデータを使用した3.14$\times10^4$kg$\cdot$dayの曝露で、90\％C.L。を設定しました。中性子および陽子への非相対論的EFTWIMP結合に対する除外制限。これにより、可能なEFTWIMP相互作用のかなりの部分に最も厳しい制約が与えられます。さらに、非弾性EFTWIMP-核子反跳に関する世界をリードする除外制限を報告します。
2MRS密度と固有速度場の制約付き実現：成長速度と局所流
$200以内の密度および固有速度場の制約付き実現（CR）を生成します\;h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$、2ミクロン全天赤方偏移サーベイ（2MRS）の最終リリースから$-$これまでで最も密度の高い全天赤方偏移サーベイ。CRは、球形フーリエベッセル空間のウィーナーフィルター推定量を、対数正規分布の密度フィールドとポアソンサンプリングされた銀河位置のランダムな実現と組み合わせることによって生成されます。アルゴリズムは、ローカルグループ（LG）の環境を模倣する一連の半分析モックカタログでテストおよび調整され、再構成方法の統計的および体系的なエラーを厳密に説明します。固有速度CRをCosmicflows-3カタログから観測された速度と比較することにより、正規化された線形成長率を$f\sigma_8^\mathrm{lin}=0.363\pm0.070$に制限します。これは、最新のPlanckの結果と一致しています。だけでなく、他の直接プローブ。同時に、$B^\mathrm{ext}=164\pm68\;の2MRS再構成ボリュームを超えるソースからのバルクフローの寄与を推定します。\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$から$l=311\pm24^\circ$、$b=0\pm23^\circ$に向かって。LGの位置で再構築された速度フィールドの合計。$1で平滑化されます\;h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$ガウス、は$552\pm71\;\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$から$l=274.3\pm7.9^\circ$、$b=33.9\pm8.1^\circ$、観測されたCMBとよく一致ダイポール。異なる半径内で再構築されたバルクフローの合計は、他の測定値と互換性があります。50ドル以内\;h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$ガウスウィンドウ$229\pm45\;のバルクフローが見つかりました。\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$から$l=295\pm11^\circ$、$b=5\pm11^\circ$に向かって。CRを生成し、これらの結果を取得するために使用されるコード（CORASと呼ばれる）は、一般に公開されています。
| Title |
Standard_Model_Baryon_Number_Violation_Seeded_by_Black_Holes |
| Authors |
V._De_Luca,_G._Franciolini,_A._Kehagias,_A._Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07408 |
電弱スケールのオーダーのシュワルツシルト半径を持つブラックホールが、スファレロン遷移を介した標準模型内のバリオン数違反のシードとして機能する可能性があることを示します。対応する速度は、純粋な真空の速度よりも速く、電弱相転移後の宇宙の進化中にブラックホール周辺のバリオン数違反が発生する可能性があります。ただし、これが宇宙の既存のバリオン非対称性に脅威を与えることはないことを示します。
KiDS銀河を用いた銀河バイアスと銀河間ガス圧のプロービング-tSZ-CMBレンズ相互相関
| Title |
Probing_Galaxy_Bias_and_Intergalactic_Gas_Pressure_with_KiDS_Galaxies-tSZ-CMB_Lensing_Cross-correlations |
| Authors |
Ziang_Yan,_Ludovic_van_Waerbeke,_Tilman_Tr\"oster,_Angus_H._Wright,_David_Alonso,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Thomas_Erben,_Shiming_Gu,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Gary_Hinshaw,_Nick_Koukoufilippas,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Alexander_Mead,_and_HuanYuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07701 |
銀河間ガスの熱力学を特徴付けるガス圧力バイアス$\left\langleb_{y}P_{\mathrm{e}}\right\rangle$（バイアス加重平均電子圧力）の赤方偏移依存性を、銀河の位置と熱スニヤエフ・ゼルドビッチ（tSZ）効果の間の相互相関、および銀河の位置と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズ効果の組み合わせ。銀河のサンプルは、Kilo-DegreeSurvey（KiDS）の4番目のデータリリースからのものです。tSZ$y$マップとCMBレンズマップは、それぞれPlanck2015と2018のデータリリースからのものです。測定は、$z\lesssim1$の5つの赤方偏移ビンで実行されます。これらの測定では、galaxy-tSZとgalaxy-CMBレンズの相互相関を組み合わせることで、銀河バイアスとガス圧力バイアスの間の縮退を解消し、同時にそれらを制約することができます。すべての赤方偏移ビンで、$\left\langleb_{y}P_{\mathrm{e}}\right\rangle$の最適値は$\sim0.3\、\mathrm{meV/cmのレベルにあります^3}$そしてredshiftでわずかに増加します。銀河の偏りは、すべての赤方偏移ビンの単一性と一致しています。私たちの結果は、プランクビームによって平滑化される相互相関の非線形の詳細に敏感ではありません。私たちの測定値は、以前の測定値および理論的予測と一致しています。また、CMBレンズを銀河レンズに置き換えても結論が変わらないことを示します。これは、赤方偏移の範囲が根本的に異なるにもかかわらず、2つのレンズ信号の一貫性を示しています。この研究は、物質分布の正確な知識に依存することなく銀河分布を質量プロキシとして使用できるように、CMBレンズを使用して銀河分布を較正することの実現可能性を示しています。
アクシオンストリングネットワークにおけるスケーリングへのアプローチ
| Title |
Approach_to_scaling_in_axion_string_networks |
| Authors |
Mark_Hindmarsh,_Joanes_Lizarraga,_Asier_Lopez-Eiguren_and_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07723 |
二乗平均平方根速度$v$とスケーリングされた平均ストリング分離$x$を測定することにより、放射線時代のアクシオンストリングネットワークにおけるスケーリングへのアプローチを研究します。変数$（x、v）$の位相空間分析で不動点の良い証拠が見つかり、標準のスケーリングが行われていることを強く示しています。スケーリングへのアプローチは、2パラメーターの速度1スケール（VOS）モデルによって十分に説明できることを示し、パラメーターの値がネットワークの初期状態に影響されないことを示します。文字列の長さは、一般に、ハッブルボリュームあたりの文字列のハッブル長の数に比例する無次元の文字列の長さ密度$\zeta$で表されます。固定小数点から遠く離れた初期条件でのシミュレーションでは、$\zeta$は、光交差時間の半分の後もまだ進化しています。これは、文献では長期の対数的増加として解釈されています。固定小数点から遠く離れたところから始まるシミュレーションも含め、すべてのシミュレーションが$\zeta_*=1.20\pm0.09$（宇宙の静止フレームの文字列の長さから計算）の漸近線を持つVOSモデルによって説明されることを示します。および$v_*=0.609\pm0.014$。
共振ペアの正確な通過と視線速度の特性評価：暖かい木星TOI-216cと偏心した暖かい海王星TOI-216b
| Title |
Precise_transit_and_radial-velocity_characterization_of_a_resonant_pair:_a_warm_Jupiter_TOI-216c_and_eccentric_warm_Neptune_TOI-216b |
| Authors |
Rebekah_I._Dawson,_Chelsea_X._Huang,_Rafael_Brahm,_Karen_A._Collins,_Melissa_J._Hobson,_Andr\'es_Jord\'an,_Jiayin_Dong,_Judith_Korth,_Trifon_Trifonov,_Lyu_Abe,_Abdelkrim_Agabi,_Ivan_Bruni,_R._Paul_Butler,_Mauro_Barbieri,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Jeffrey_D._Crane,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Phil_Evans,_N\'estor_Espinoza,_Tianjun_Gan,_Tristan_Guillot,_Thomas_Henning,_Jack_J._Lissauer,_Eric_L._N._Jensen,_Wenceslas_Marie_Sainte,_Djamel_M\'ekarnia,_Gordon_Myers,_Sangeetha_Nandakumar,_Howard_M._Relles,_Paula_Sarkis,_Pascal_Torres,_Stephen_Shectman,_Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_Avi_Shporer,_Chris_Stockdale,_Johanna_Teske,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Sharon_Xuesong_Wang,_Carl_Ziegler,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_J._Winn,_Jon_M._Jenkins,_L._G._Bouma,_Jennifer_A._Burt,_David_Charbonneau,_Alan_M._Levine,_Scott_McDermott,_Brian_McLean,_Mark_E._Rose,_Andrew_Vanderburg,_and_Bill_Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06754 |
TOI-216は、TESSミッションによって発見された一対の暖かくて大きな太陽系外惑星をホストしています。これらの惑星は2：1の共鳴の中または近くにあることがわかり、両方ともトランジットタイミング変動（TTV）を示しています。惑星の質量と半径、軌道特性、および共鳴挙動の正確な特性評価は、それらの星の近くを周回する惑星の起源についての理論をテストすることができます。TESSデータの最初の6つのセクターを使用したシステムの以前の特性評価は、惑星の質量と軌道離心率の間の縮退に悩まされていました。HARPS、FEROS、およびPFSを使用した放射状速度測定は、その縮退を打ち破り、TESSからの拡張TTVベースラインと、進行中の地上ベースのトランジット観測キャンペーンにより、質量と離心率の測定の精度が向上します。TOI-216cは暖かい木星であり、TOI-216bは偏心した暖かい海王星であり、60+/-2度の中程度の秤動振幅で2：1の共鳴で秤動すると判断します。TOI-216bの場合、0.0222+0.0005/-0.0003の小さいが有意な自由離心率。そして、1.2-3.9度（95％信頼区間）の小さいが有意な相互傾斜。秤動の振幅、自由離心率、および相互の傾きは、おそらく検出されていない第3惑星による、共鳴捕捉の前後のTOI-216bの乱れを意味します。
恐竜の絶滅の起源としての長周期彗星の崩壊
K/T大量絶滅イベントの原因とされているチクシュルーブインパクターの起源は、未解決のパズルです。メインベルト小惑星と長周期彗星のバックグラウンド衝突率は、チクシュルーブ衝突イベントを説明するには低すぎるとして以前は却下されていました。ここでは、長周期彗星の一部が太陽の近くを通過した後、きちんと破壊され、それぞれが地球の軌道を横切る小さな断片のコレクションを生成することを示しています。この集団は、チクシュルーブ彗星の衝突イベントを引き起こす可能性のある長周期彗星の衝突率を桁違いに増加させる可能性があります。この新しい速度は、チクシュルーブ衝突クレーターの年代と一致し、それによってインパクターの起源について十分な説明を提供します。私たちの仮説は、地球の歴史の中で最大の確認された衝突クレーターと過去100万年以内の最大の衝突クレーターの構成を説明しています。それは、主帯小惑星の隕石落下から予想されるよりも、炭素質コンドライト組成を持つインパクターのより大きな割合を予測します。
惑星外の体における星雲後の揮発の証拠
| Title |
Evidence_for_post-nebula_volatilisation_in_an_exo-planetary_body |
| Authors |
John_H._D._Harrison,_Oliver_Shorttle_and_Amy_Bonsor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06914 |
惑星形成中の揮発性元素の喪失と獲得は、その後の気候、地球力学、および居住性を設定するための鍵となります。惑星のビルディングブロックに出入りする揮発性元素の輸送の2つの広いレジームが特定されています：星雲がまだ存在するときに発生するものと、星雲が消散した後に発生するものです。原始太陽系星雲の消失後の惑星体における揮発性元素の損失の証拠は、火星、月、および太陽系の多くのマイナーな物体の高いMn対Naの存在比に見られます。この揮発性の損失は、惑星の衝突や短命の放射性核種によって物体が加熱され、その歴史の早い段階で世界的なマグマオーシャンの段階に入るときに発生すると予想されます。惑星外体のバルク組成は、惑星物質を降着させた白色矮星を観察することによって決定することができます。Na、Mn、Mgの存在量は、4つの汚染された白色矮星系の降着物質について測定されています。3つの白色矮星系のMn/Na存在量は、星雲凝縮中に予想される分別と一致していますが、GD362の高いMn/Na存在比は、そうではないことを意味します（>3シグマ）。星の巨大な枝の進化の間にGD362を周回する惑星系の加熱は、そのような高いMn/Naを生成するには不十分であることがわかります。したがって、我々は、太陽系本体のそれと同様の方法で、それらの形成直後の衝撃または短寿命の放射性核種による加熱のいずれかにより、揮発性損失が発生したことを提案する。現在GD362の大気を汚染している惑星外体のマグマオーシャンステージの潜在的な証拠を提示します。
OGLE-2018-BLG-0567LbおよびOGLE-2018-BLG-0962Lb：惑星-コースティックチャネルを介した2つのマイクロレンズ惑星
| Title |
OGLE-2018-BLG-0567Lb_and_OGLE-2018-BLG-0962Lb:_Two_Microlensing_Planets_through_Planetary-Caustic_Channel |
| Authors |
Youn_Kil_Jung,_Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Andrew_Gould,_Jennifer_C._Yee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Wei_Zhu,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzystof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07338 |
2つのマイクロレンズイベント、OGLE-2018-BLG-0567とOGLE-2018-BLG-0962の分析を紹介します。どちらのイベントでも、短期間の異常は2つの高頻度調査によって密に継続的にカバーされました。光度曲線モデリングは、異常が、ホストへの惑星の仲間によって引き起こされた惑星のコースティクス上のソース交差によって生成されることを示しています。推定された惑星/ホストの分離（アインシュタイン半径$\theta_{\rmE}$にスケーリング）と質量比は$（s、q）=（1.81、1.24\times10^{-3}）$と$（s、q）=（1.25、2.38\times10^{-3}）$、それぞれ。ベイズ分析から、ホストと惑星の質量を$（M_{\rmh}、M_{\rmp}）=（0.24_{-0.13}^{+0.16}\、M_{\odot}、0.32_{-0.16}^{+0.34}\、M_{\rmJ}）$および$（M_{\rmh}、M_{\rmp}）=（0.55_{-0.29}^{+0.32}\、M_{\odot}、1.37_{-0.72}^{+0.80}\、M_{\rmJ}）$、それぞれ。これらの惑星系は、OGLE-2018-BLG-0567の場合は$7.07_{-1.15}^{+0.93}\、{\rmkpc}$、$6.47_{-1.73}^{+1.04}\の距離にあります。OGLE-2018-BLG-0962の{\rmkpc}$は、銀河バルジの近くにある可能性が高いことを示唆しています。2つのイベントは、惑星-苛性チャネルを介して惑星を見つけるための現在のハイケイデンス調査の能力を証明しています。公開されている惑星-コースティックス惑星のほとんどは、ソースサイズがコースティックスのサイズに比べて異常断面積に大きく寄与するハリウッドのイベントで発見されていることがわかります。
CM炭素質コンドライトの熱変化：鉱物学的変化と変成温度
| Title |
Thermal_alteration_of_CM_carbonaceous_chondrites:_mineralogical_changes_and_metamorphic_temperatures |
| Authors |
Ashley_J._King,_Paul_F._Schofield,_Sara_S._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07634 |
CM炭素質コンドライト隕石は、初期の太陽系における低温水反応の記録を提供します。多くのCMコンドライトも、200℃から750℃を超える温度で短命の水和後の熱変成作用を経験しました。熱変成作用の正確な条件と、加熱されていないCMコンドライトと加熱されたCMコンドライトの関係は、十分に制約されていませんが、含水小惑星の形成と進化を理解するために重要です。ここでは、位置敏感検出器X線回折（PSD-XRD）、熱重量分析（TGA）、透過赤外（IR）分光法を使用して、14個の加熱されたCMとグループ化されていない炭素質コンドライトの鉱物学と含水量を特徴付けました。加熱されたCMコンドライトは、加熱されていないCMと同じ程度の水性変化を受けたが、熱変成作用により、最初は鉱物学（300〜500℃）が水和フィロケイ酸塩から脱水アモルファスフィロケイ酸塩相に変化したことを示します。より高い温度（50℃以上）では、かんらん石と硫化鉄の再結晶と金属の形成が観察されます。熱変成作用により、加熱されたCMコンドライトの含水量が13wtパーセントから3wtパーセントに減少し、その後IRスペクトルの3ミクロンの特徴の強度が減少しました。加熱されたCMコンドライトは、水性変質の終わりに含まれていた水の15〜65パーセントを失ったと推定されます。衝撃が変成作用の主な原因である場合、これは20〜50GPaの衝撃圧力と一致しています。ただし、すべての加熱されたCMコンドライトが衝撃特性を保持しているわけではなく、代わりに太陽放射によって加熱されたものもあることを示唆しています。はやぶさ2とORSIRS-RExのミッションからの証拠は、脱水された物質が原始小惑星の表面で一般的である可能性があることを示唆しており、私たちの結果は小惑星リュウグウとベンヌから返されたサンプルの今後の分析をサポートします。
ラプラス共鳴でロックされたシステムの包括的なモデルについて説明します。このフレームワークは、離心率の2次で切り捨てられた共振結合によって摂動されたケプラー問題によって提供される最も単純な動的構造に基づいています。次に、共鳴座標への変換によって構築された縮小ハミルトニアンは、項の適切な順序付けとその平衡の研究にかけられます。以降、共振正規形が計算されます。主な結果は、2つの異なるクラスの平衡の識別です。最初のクラスでは、1種類の安定した平衡のみが存在します。パラダイムの場合は、ガリラヤ系の場合です。2番目のクラスでは、3種類の安定した平衡が可能であり、そのうちの少なくとも1つは、「最初の惑星」の強制離心率の値が高いことを特徴としています。ここでのパラダイムのケースは、秤動センターの組み合わせは、ガリラヤの場合には不可能な三重の結合を認めています。自由離心率振動に関して平均化することによって得られる正規形は、任意の振幅に対するラプラス引数の秤動を記述し、共振の秤動幅を決定することを可能にします。おもちゃモデルの数値積分と分析的予測の一致は非常に良好です。
2つの同一平面上の惑星を持つ後方回転星
| Title |
A_backward-spinning_star_with_two_coplanar_planets |
| Authors |
Maria_Hjorth,_Simon_Albrecht,_Teruyuki_Hirano,_Joshua_N._Winn,_Rebekah_I._Dawson,_J._J._Zanazzi,_Emil_Knudstrup,_and_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07677 |
星とその原始惑星状星の円盤は、最初は円盤面に平行な恒星の赤道で整列していると広く考えられています。観測によって恒星の自転と惑星の軌道運動との間の不整合が明らかになった場合、通常の解釈は、最初の整合は惑星形成後に起こった重力摂動によって動揺したというものです。以前に知られているミスアラインメントのほとんどは、孤立したホットジュピターに関係しており、惑星-惑星の散乱またはより広い軌道を回る惑星からの経年的な影響が主な説明です。理論的には、星/円盤のずれは、星形成中の乱流または広い軌道を回るコンパニオンスターの重力トルクから生じる可能性がありますが、このシナリオの明確な例は知られていません。理想的な例は、複数の惑星の共面システム（惑星-惑星の散乱または他の破壊的な形成後のイベントを除外する）を、後方に回転する星と組み合わせることです。形成の摂動。同一平面上の多惑星系における不整列の星の2つの既知の例がありますが、どちらの場合も適切な伴星が特定されておらず、恒星の自転が逆行することも知られていません。ここでは、星K2-290Aが両方の既知の惑星の軌道と比較して$124\pm6$度傾いており、原始惑星系円盤を傾けることができる広い軌道の恒星コンパニオンを持っていることを示します。このシステムは、隣接する星からの重力トルクのために、星と原始惑星状星の円盤が大きくずれてしまう可能性があることを最も明確に示しています。
星団の軌道進化に対する$ \ Lambda $ CDM暗黒物質下部構造の影響
$\Lambda$CDM暗黒物質サブハロの分布による摂動が、どのようにして星団の軌道から外れる可能性があるかについての包括的な研究を提示します。質量のないテスト粒子シミュレーションの大規模なスイートを通じて、（1）質量が$10^8M_{\odot}$未満のサブハロは、テスト粒子の軌道にほとんど影響を与えない、（2）摂動は、下部構造の割合がある環境でのみ軌道の逸脱につながることがわかります。$f_{sub}\geq1\％$、（3）密度の高いサブハロからの摂動は、より大きな軌道偏差を生成し、（4）背景の潮汐場に比べて強いサブハロ摂動は、より大きな軌道偏差をもたらします。テスト粒子の軌道エネルギー$\sigma_e（t）$の変動が時間とともにどのように増加するかを予測するために、単一質量のサブハロ集団から導出された理論の、サブハロが質量スペクトルを持つ集団への適用性をテストします。サブハロがすべて平均サブハロ質量に等しい質量を持っていると仮定し、局所平均サブハロ分離を使用してテスト粒子速度の変化を推定することにより、サブハロの質量スペクトル内のテスト粒子進化について$\sigma_e（t）$を予測できることがわかります。サブハロ相互作用による。さらに、軌道距離$r$での軌道距離の変動は、$\sigma_r=2.98\times10^{-5}\pm8\times10^{-8}（\rmkpc^{-1}）を介して計算できます。km^{-2}s^{2}）\timesr\times\sigma_e$で、最適な線の周りの分散は0.08kpcです。最後に、天の川のような銀河から100kpc以内を周回するクラスターでは、溶解時間の変化が$2\％$以下であると結論付けます。
原始星流出空洞のHST調査：フィードバックはエンベロープをクリアしますか？
| Title |
An_HST_Survey_of_Protostellar_Outflow_Cavities:_Does_Feedback_Clear_Envelopes? |
| Authors |
Nolan_M._Habel,_S._Thomas_Megeath,_Joseph_Jon_Booker,_William_J._Fischer,_Marina_Kounkel,_Charles_Poteet,_Elise_Furlan,_Amelia_Stutz,_P._Manoj,_John_J._Tobin,_Zsofia_Nagy,_Riwaj_Pokhrel,_Dan_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06717 |
オリオン座分子雲の中の304個の原始星のハッブル宇宙望遠鏡NICMOSまたはWFC3画像を使用して、原始星のエンベロープと流出の進化を研究します。これらの近赤外画像は、中央の原始星の散乱光によって描かれたエンベロープ内の構造を80AUの解像度で分解し、ハーシェルオリオン原始星調査プログラム（HOPS）で得られた1.2〜870ミクロンのスペクトルエネルギー分布を補完します。1.60ミクロンの形態に基づいて、原始星を5つのカテゴリに分類します。非検出、星雲のない点光源、双極空洞光源、単極空洞光源、および不規則です。関連する星雲のない点光源が最も多く、単色のモンテカルロ放射伝達モデリングを通じて、原始星が低い傾斜で観測されるか、エンベロープ密度が低いときにこの形態が発生することを示しています。また、形態はSEDで決定された進化クラスと相関しており、クラス0の原始星は非検出である可能性が高く、クラスIの原始星は空洞を示し、フラットスペクトルの原始星は点光源であることがわかります。エッジ検出アルゴリズムを使用してキャビティの投影されたエッジをトレースし、結果のキャビティ形状にべき乗則を当てはめて、キャビティの半開き角度とべき乗則の指数を測定します。原始星がクラスI原始星の段階を経て進化するにつれて、より小さなサンプルの以前の研究と矛盾して、流出空洞の成長の証拠は見つかりません。時間の経過に伴う大量の落下の減少は、流出空洞の成長によるエンベロープの漸進的な除去によって説明することはできないと結論付けます。さらに、分子コアについて推測される低い星形成効率は、エンベロープのクリアだけでは説明できません。
APOGEEの化学組成に基づく内部銀河のNに富む星の起源に関する調査
| Title |
An_enquiry_on_the_origins_of_N-rich_stars_in_the_inner_Galaxy_basedon_APOGEE_chemical_compositions |
| Authors |
Shobhit_Kisku,_Ricardo_P._Schiavon,_Danny_Horta,_Andrew_Mason,_J._Ted_Mackereth,_Sten_Hasselquist,_D._A._Garcia-Hernandez,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Richard_R._Lane,_Dante_Minniti,_Kaike_Pan,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06720 |
銀河中心から数kpc以内の星のAPOGEEデータに基づく最近の証拠は、溶解した球状星団（GC）が内部ハローの恒星の質量収支に大きく貢献していることを示唆しています。この論文では、天の川の内側4kpcにある、GC溶解のトレーサーであるNに富む星の起源を調べます。これらの星の化学組成の分析から、以前に内部銀河で同定されたNに富む星の約30％が付着した起源を持っている可能性があることを確立します。この結果は、サンプルの運動学的特性の分析によって確認されます。Nに富む星の特定の頻度は、数値シミュレーションからの予測とは異なり、付着した集団では非常に大きく、その場の対応する星の頻度を1桁近く上回っています。私たちの数値がGCの形成と破壊のモデルに役立つテストを提供することを願っています。
ステファンの五つ子の分子銀河間媒体からの非常に広いライマンα線放出：非常に塊状の多相媒体における乱流カスケードの証拠？
| Title |
Extremely_broad_Lyman-alpha_line_emission_from_the_molecular_intergalactic_medium_in_Stephan's_Quintet:_evidence_for_a_turbulent_cascade_in_a_highly_clumpy_multi-phase_medium? |
| Authors |
P._Guillard,_P._N_Appleton,_F._Boulanger,_J._M._Shull,_M._D._Lehnert,_G._Pineau_des_Forets,_E._Falgarone,_M.E._Cluver,_C.K._Xu,_S.C._Gallagher,_and_P.A._Duc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06843 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光法（COS）のUV線分光法と、ステファンの五つ子（SQ）銀河群の銀河間媒体（IGM）の面分光法を紹介します。SQは、1000km/sの相対速度で銀河の衝突によって引き起こされた30kpcの長さの衝撃を受けた尾根をホストします。そこでは、大量の冷たい（10-100K）および暖かい（100-5000K）分子ガスが熱いプラズマと共存します。5つの視線に沿ったCOS分光法は、IGMの直径1kpcの領域をプローブし、複雑な線形状を持つ非常に広く（〜2000km/s）強力なLy$\alpha$線放射を明らかにします。これらのライマンα線プロファイルは、同じ視線に沿ったH$\beta$、[CII]、およびCO（1-0）放出で得られる線プロファイルと類似しているか、場合によってははるかに広い場合があります。これらの場合、H$\beta$と比較したLy$\alpha$放出の幅は、共鳴散乱を意味します。衝撃を受けた尾根の中心に最も近い2つのCOSポインティングのLy$\alpha$/H$\beta$の線比は、ケースBの再結合値に近く、これらの位置でLy$\alpha$光子が散乱によって逃げることを示唆しています。ほこりのない低密度媒体で。一部のLy$\alpha$スペクトルは、[CII]およびH$\beta$と比較して抑制された速度成分を示し、Ly$\alpha$光子の一部が吸収されることを意味します。散乱は、IGMの中性ガスが塊状であり、特定の視線に沿って複数の塊があることを示します。注目すべきことに、温度が4桁を超えると、X線の多相IGMによって放射されるパワー、Ly$\alpha$、H$_2$、[CII]は数倍以内で同等になります。衝撃波と混合層の両方が共存し、乱流エネルギーカスケードに関連するエネルギー散逸に寄与することをお勧めします。これは、金属含有量がこの局所システムよりも低く、乱流の高振幅がより一般的である、より高い赤方偏移でのガスの冷却にとって重要である可能性があります。
分子雲のビーム充填因子について
一酸化炭素やその他の分子遷移線の画像調査は、天の川の分子ガスの大規模な分布を測定するための基本です。ただし、角度分解能と感度が有限であるため、調査では観測効果は避けられませんが、関連する不確実性の程度について利用できる研究はほとんどありません。この作業の目的は、角度分解能（ビームサイズ）、感度（ノイズレベル）、距離、および分子トレーサーへの観測の依存性を調査することです。この目的のために、天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）調査によってマッピングされた大規模領域（25.8<l<49.7度および|b|<5度）の高品質CO画像をベンチマークとして使用して観測をシミュレートします。より大きなビームサイズとより高いノイズレベルで、対応するビーム充填と感度クリップ係数を導き出します。感度クリップ係数は、観測されたフラックスの完全性として定義されます。画像全体をオブジェクト全体としてとると、12COが最大のビーム充填率と感度クリップ係数を持ち、C18Oが最小であることがわかりました。画像から抽出された分子雲サンプルの場合、ビーム充填率は、ビーム充填率が約1/4である特性サイズ$l_{1/4}$=0.762（ビームサイズ）で表すことができます。感度クリップ係数は同様の関係を示しますが、分子雲の平均ボクセル信号対雑音比とより相関しています。この結果は、MWISPデータおよびその他の観測のさらなる分析におけるビーム充填および感度クリップ係数に関する実際的な参照として役立つ可能性があります。
射手座B1--HII領域と光解離領域のパッチワーク
| Title |
Sagittarius_B1_--_A_Patchwork_of_H_II_Regions_and_PhotoDissociation_Regions |
| Authors |
Janet_P._Simpson_(1),_Sean_W._J._Colgan_(2),_Angela_S._Cotera_(1),_Michael_J._Kaufman_(3),_Susan_R._Stolovy_(4)_((1)_SETI_Institute,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_(3)_San_Jose_State_University,_(4)_El_Camino_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07031 |
SgrB1は、巨大な星形成巨星分子雲SgrB2のすぐ隣にある銀河中心の明るい、HII領域であり、同様の視線速度から明らかに接続されています。2018年に、[OIII]52および88ミクロン線のSOFIAFIFI-LS観測から、中央の励起星団がなく、電離星がこの地域全体に広く広がっている必要があることを示しました。ここでは、周囲の光解離領域（PDR）に形成された[OI]146および[CII]158ミクロンラインのSOFIAFIFI-LS観測を示します。これらの線は、Hi-GALからの70ミクロンのハーシェルPACS画像との相関が良好ですが、相互にも[OIII]線とも相関していないことがわかります。このことから、SgrB1は多数の小さなHII領域とそれに関連するPDRで構成されており、一部は正面から見られ、その他は多かれ少なかれ端から見られていると推測されます。PDRToolboxを使用して、PDRを励起する密度と遠紫外線強度を推定しました。Cloudyで計算されたモデルを使用して、エッジオンPDRの出現の可能性を示し、PDR密度と[OIII]線比から推定された電子密度との密度差が、実質的な圧力寄与がない限り、圧力平衡と両立しないことを示します。乱流または磁場、あるいはその両方から。同様に、SgrB1を励起する熱い星は、現在の大規模な星形成の証拠がなく、ガスからかなりの距離で領域全体に広く間隔を置いていると結論付けます。
機械学習時代における強い線の金属量変換の再評価
| Title |
A_re-assessment_of_strong_line_metallicity_conversions_in_the_machine_learning_era |
| Authors |
Hossen_Teimoorinia,_Mansoureh_Jalilkhany,_Jillian_M._Scudder,_Jaclyn_Jensen,_Sara_L._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07058 |
ストロングライン金属量キャリブレーションは、個々のHII領域および銀河全体の気相金属量を決定するために広く使用されています。10年以上前、スローンデジタルスカイサーベイデータリリース4（SDSSDR4）に基づいて、Kewley\＆Ellisonは、グローバル銀河スペクトルのさまざまな強線金属量キャリブレーション間で変換するために使用できる3次多項式の係数を公開しました。ここでは、Kewley\＆Ellisonの作業を3つの方法で更新します。まず、新しいデータリリース（DR7）を使用することにより、多項式近似で使用される銀河の数を約2倍にし、統計的に改善された多項式係数を提供します。次に、過去10年間に提案され、Kewley\＆Ellisonには含まれていなかった5つの追加の金属量診断をキャリブレーションスイートに含めます。最後に、金属量キャリブレーション間で変換するための新しい機械学習アプローチを開発します。ランダムフォレストアルゴリズムはノンパラメトリックであるため、データ内の非線形動作をキャプチャできるため、多項式変換よりも柔軟性があります。ランダムフォレスト法では、（更新された）多項式変換と同じ精度が得られますが、$R_{23}で上下の分岐を区別する必要なしに、単一のモデルを広範囲の金属量に適用できるという大きな利点があります。$キャリブレーション。訓練されたランダムフォレストは、コミュニティで使用できるように公開されています。
アンドロメダ銀河の巨大分子雲における一酸化炭素アイソトポログとダスト放出の同時深部測定
| Title |
Simultaneous_Deep_Measurements_of_CO_isotopologues_and_Dust_Emission_in_Giant_Molecular_Clouds_in_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
S\'ebastien_Viaene,_Jan_Forbrich,_Charles_J._Lada,_Glen_Petitpas,_and_Christopher_Faesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07129 |
230GHzでのダスト連続体と$\sim$15でのJ=2-1$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$Oアイソトポログからの放出の同時測定を示します。アンドロメダ銀河（M31）の個々の巨大分子雲（GMC）からのPC解像度。これらの観測は、サブミリメータアレイ（SMA）で行われているこの銀河の進行中の調査で得られました。連続体と$^{12}$CO排出量を説明する最初の結果は以前に公開されました。ここでは、主に$^{13}$COとC$^{18}$Oの放出の観測値を分析し、それらをダスト連続体と$^{12}$COの放出の測定値と比較します。また、新しく追加されたGMCからM31サンプルへの追加のダスト連続体とCO測定値も報告します。31個のオブジェクトで高い信号対雑音比で空間的に分解された$^{13}$CO放射を検出します。$^{13}$CO排出量の範囲は$^{12}$COの排出量にほぼ匹敵し、通常は$^{12}$CO排出量の面積の75\％をカバーしていることがわかります。H$_2$に対して2.9$\times10^{-6}$と4.4$\times10^{-7}$の$^{13}$COとC$^{18}$Oの存在量を導き出します。それぞれ、天の川のガス対ダスト比を仮定したダスト連続体観測から得られた同じ領域の水素カラム密度との比較による。同位体存在比[$^{13}$CO]/[C$^{18}$O]=6.7$\pm$2.9は、天の川の値（8.1）と一致していることがわかります。最後に、3つのCO種すべての質量から光への変換係数を$\alpha_{12}=8.7\pm3.9$、$\alpha_{13}=48.9\pm20.4$、および$\alpha_{18と導きます。}=345^{+25}_{-31}$M$_\odot$（Kkms$^{-1}$pc$^2$）$^{-1}$forJ=2-それぞれ$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$Oの1つの遷移。
MilkyWay @homeボランティアコンピューティングで孤立したストリーム前駆体を再構築するためのアルゴリズム
| Title |
An_Algorithm_for_Reconstructing_the_Orphan_Stream_Progenitor_with_MilkyWay@home_Volunteer_Computing |
| Authors |
Siddhartha_Shelton,_Heidi_Jo_Newberg,_Jake_Weiss,_Jacob_S._Bauer,_Matthew_Arsenault,_Larry_Widrow,_Clayton_Rayment,_Travis_Desell,_Roland_Judd,_Malik_Magdon-Ismail,_Eric_Mendelsohn,_Matthew_Newby,_Colin_Rice,_Boleslaw_K._Szymanski,_Jeffery_M._Thompson,_Carlos_Varela,_Benjamin_Willett,_Steve_Ulin,_Lee_Newberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07257 |
天の川銀河に落下したときに引き裂かれた星の潮流から、矮小銀河の性質を推定する方法を開発しました。特に、恒星と暗黒物質の成分を含む、オーファンストリームの軌道に沿って進化した先祖矮小銀河の質量と半径方向のプロファイルが、それが生成した潮流中の星の分布から再構築できることを示します。PetaFLOPSスケールの分散型スーパーコンピューターであるMilkyWay@homeを使用して、最適なパラメーターに到達するまで矮小銀河パラメーターを最適化します。このアルゴリズムは、暗黒物質の質量、暗黒物質の半径、恒星の質量、星の放射状プロファイル、および軌道時間に適合します。暗黒物質成分が矮小銀河前駆体の半光半径をはるかに超えて広がっていてもパラメータは回復し、矮小銀河の暗黒物質ハローに関する情報を潮汐破片から抽出できることを証明しています。私たちのシミュレーションでは、天の川のポテンシャル、矮小銀河の軌道、および矮小銀河の密度モデルの形式が正確にわかっていると仮定しました。実際のデータをフィッティングする際の系統的エラーの原因を評価するには、さらに多くの作業が必要です。この方法は、視線速度を使用して質量を推定するために必要なビリアル平衡を仮定せずに、矮小銀河の暗黒物質含有量を推定するために使用できます。このデモンストレーションは、複数の潮流を使用して天の川の可能性に適合するインフラストラクチャを構築するための最初のステップです。
3C \、84の多成分核の時間発展の観察
近年のグローバルmmバンド超長基線干渉法（VLBI）の出現により、M\、87および3C\、84にある2つの最も顕著な近くの明るい銀河系外電波ジェットのベースの形態がついに明らかになりました。噴流理論と現在の数値モデリングの予測を考えると、画像は非常に驚くべきものです。ジェットベースは予想に比べて非常に広く、3C\、84の核は非常に複雑です。これは、解像度が50\、$\mu$asの86\、GHz観測では二重に見え、22\、GHzのRadioAstronによる宇宙ベースのVLBIでは解像度が30\、$\mu$asの三重核として表示されます。さらに奇妙なことに、ダブルとトリプルは、150\、$\mu$as$-$4\、masスケールで南北の大規模ジェットにほぼ直交する東西線に沿って配置されています。2018年8月から2020年4月までの低解像度43\、GHzベリーロングベースラインアレイ（VLBA）イメージングでの（東西）二重核の出現を調査します。二重はわずかに解決されます。最長のベースライン$\sim0.08$\、masに関連付けられた東西の解像度を利用して、主に東西の分離速度$\約0.086\pm0.008$\、cを追跡します。観測された穏やかな相対論的速度は、ポイントからの中心の超大質量ブラックホールの重力半径（$\sim0.3-1.5$\、lt-yrs）の$\sim1900-9800$倍の投影されていない距離にわたって持続すると推定します。起源の。
z <0.04の変化する外観のAGNの体系的な調査
| Title |
A_Systematic_Survey_for_z_ |
| Authors |
Madhooshi_R._Senarath,_Michael_J.I._Brown,_Michelle_E._Cluver,_Thomas_H._Jarrett,_Christian_Wolf,_Nicholas_P._Ross,_John_R._Lucey,_Vaishali_Parkash_and_Wei_J._Hon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07351 |
過去10年間にスペクトルクラスを変更した可能性のあるz$<$0.04活動銀河核（AGN）の体系的な調査を実施しました。SkyMapper、Pan-STARRS、およびV\'eron-Cetty＆V\'eron（2010）カタログを使用して、さまざまな選択方法を使用してこれらの「変化する外観」のAGNを空全体で検索します。ここで、Pan-STARRSはカバレッジは3$\pi$ステラジアン（赤緯$-30^\circ$の北の空）で、SkyMapperのカバレッジは$\sim$21,000$〜\rm{deg^2}$（赤緯の南の空$0^）です。\circ$）。小口径測光を使用して、色とフラックスが時間の経過とともにどのように変化したかを測定します。変化は、スペクトルタイプの変化を示している可能性があります。光学色とフラックスは、H$\alpha$相当幅を変更するためのプロキシとして使用され、WISE3.4$\mu$mフラックスは、ホットダスト成分の変化を探すために使用されます。光学色選択法を使用して選択されたさまざまなスペクトルを持つ4つのAGNを特定しました。3つのAGNは、サイディングスプリングの2.3m望遠鏡でのWiFeSによる最近の観測から確認され、もう1つはアーカイブスペクトルのみから特定されました。これから、2つの新しい変化する外観のAGNを特定します。NGC1346および2MASXJ20075129-1108346。また、文献でさまざまなスペクトルを持つことが知られているMrk915とMrk609も回収しますが、外観AGNを変更するための特定の基準を満たしていません。
散開星団におけるA $ ^ + $の決定
| Title |
Determination_of_A$^+$_in_Open_Clusters |
| Authors |
Khushboo_K._Rao,_Kaushar_Vaidya,_Manan_Agarwal,_Souradeep_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07409 |
青色はぐれ星（BSS）の沈降レベルは、球状星団（GC）の動的状態を調査するための優れたツールであることが示されています。BSSの累積動径分布と、クラスターの半質量半径までの参照母集団との間に囲まれた領域$A^+_{\mathrm{rh}}$は、BSSの沈降の尺度であることが知られています。GCで。この作業では、主系列のターンオフ星を参照母集団として使用して、12個の散開星団（OC）の$A^+_{\mathrm{rh}}$を計算します。これらのクラスターのBSSと主系列のターンオフ星は、ガイアDR2データからの固有運動と視差を使用して識別され、これらのクラスターのいくつかについて分光的に確認されたBSS集団が文献で利用可能です。ピアソンとスピアマンの順位相関係数を使用して、$A^+_{\mathrm{rh}}$の推定値と、クラスターの動的年齢の他のマーカー、つまりクラスターの中心緩和の数との間に弱い相関があることを発見します。その形成以来、クラスターの構造パラメーターを経験してきました。統計的検定に基づいて、これらの相関関係は、大きなエラーの範囲内ではありますが、進化の少ないGC間の対応する相関関係に類似していることがわかります。
ブラックホール候補MAXIJ1535 $-$ 571からの高速赤外線変動とモデリングに対する厳しい制約
| Title |
Fast_infrared_variability_from_the_black-hole_candidate_MAXI_J1535$-$571_and_tight_constraints_on_the_modelling |
| Authors |
F._M._Vincentelli,_P._Casella,_D._Russell,_M.C._Baglio,_A._Veledina,_T._Maccarone,_J._Malzac,_R._Fender,_K._O'Brien,_P._Uttley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06710 |
ブラックホール過渡MAXIJ1535$-$571の高速X線/赤外線（IR）変動の分析に関する結果を提示します。この作業で研究されたデータは、XMM-Newton（X線：0.7$-$10keV）、VLT/HAWK-I（$K_{\rms}$バンド、2.2$\mu$）で実行された2つの厳密な同時観測で構成されています。m）およびVLT/VISIR（$M$および$PAH2$_$2$バンド、それぞれ4.85および11.88$\mu$m）。X線と近赤外光度曲線の間の相互相関関数は、正のラグで強い非対称の反相関ディップを示しています。ほぼ同じ周波数（$f_0=2.25\pm0.05$）のX線QPOと同時に、$2.07\pm0.09$Hzの近赤外QPO（2.5$\sigma$）を検出します。クロススペクトル分析から、2つの振動の間でゼロと一致するラグが測定されました。また、2日目の夜の平均近赤外線フラックスと中赤外線フラックスの間の有意な相関を測定しますが、短いタイムスケールでは相関が見つかりません。これらの結果を、高速IR変動の2つの主要なシナリオ（高温流入と内部衝撃によるジェット動力）の観点から説明します。どちらの場合も、予備モデリングでは、ディスクとジェットの間にミスアライメントが存在することが示唆されています。
| Title |
Minidisk_dynamics_in_accreting,_spinning_black_hole_binaries:_Simulations_in_full_general_relativity |
| Authors |
Vasileios_Paschalidis,_Milton_Ruiz,_Milton_Ruiz,_Roman_Gold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06712 |
ミニディスクの動的形成と進化に対するブラックホールスピンの影響に焦点を当てて、完全な一般相対性理論で降着する等質量のバイナリブラックホールの電磁流体力学シミュレーションを実行します。後期のインスピレーションの間、ミニディスクのサイズは主に、潮汐場と各ブラックホールの周りの有効な最内安定軌道との間の相互作用によって決定されることがわかります。私たちの計算は、各ブラックホールの周りのヒル球がブラックホールの有効な最内安定軌道よりも大幅に大きいときにミニディスクが形成されることをサポートしています。バイナリがインスピレーションを与えると、ヒル球の半径が小さくなり、その結果、ミニディスクのサイズが小さくなります。その結果、ヒル球内に安定した軌道がなくなると、ミニディスクに関連付けられた電磁署名が合併前に徐々に消えると予想される場合があります。特に、そのようなシステムのスペクトルにおける硬い電磁成分の漸進的な消失は、ブラックホール連星の融合の特徴的な特徴を提供する可能性があります。したがって、与えられた総質量のバイナリの場合、ミニディスクの「蒸発」までのタイムスケールは、ブラックホールのスピンと質量比に依存する必要があります。また、スピンを伴うブラックホール連星の降着は、降着力をジェット光度に変換する効率が高いことも示しています。これらの結果は、将来のブラックホールスピンを推定するための新しい方法を提供する可能性があります。
電磁流体力学シミュレーションにおけるW50 / SS433の形成のための連続ジェットと逆流モデル
| Title |
Continuous_Jets_and_Backflow_Models_for_the_Formation_of_W50/SS433_in_Magnetohydrodynamics_Simulations |
| Authors |
Takumi_Ohmura,_Kojiro_Ono,_Haruka_Sakemi,_Yuta_Tashima,_Rikuto_Omae,_Mami_Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06728 |
W50/SS433複合体の形成メカニズムは長い間謎でした。SS433ジェット自体がW50/SS433システムを形成する新しいシナリオを提案します。パブリックコードCANS+を使用して、両側ジェット伝搬の電磁流体力学シミュレーションを実行します。以前のジェット研究で見られたように、伝播するジェットが周囲の媒体よりも軽い場合、衝撃を受けたプラズマはジェットの先端からコアに逆流します。ライトジェットの形態は、初期には回転楕円体であり、その後、球形の繭が広がることによって殻と翼が発達することがわかります。形態は、注入されたジェットと周囲の媒体の密度比に強く依存します。一方、両側ジェットの長さの比率は、周囲の媒体の密度プロファイルにのみ依存します。また、ジェットの運動エネルギーのほとんどは、ジェットの終端衝撃ではなく、逆流とビーム流の相互作用によって形成される斜め衝撃で散逸することがわかります。斜め衝撃波の位置は、W50のX線およびTeVガンマ線ホットスポットと空間的に一致しています。
一次元コア崩壊超新星における一般相対論的ニュートリノ駆動乱流
| Title |
General_Relativistic_Neutrino-Driven_Turbulence_in_One-Dimensional_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Luca_Boccioli,_Grant_J._Mathews,_Evan_O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06767 |
コア崩壊超新星（CCSNe）の対流と乱流は、本質的に3次元です。ただし、CCSNeの3Dシミュレーションは計算量が多くなります。したがって、球対称のシミュレーションを変更して、パラメトリックモデルを使用して3D効果を組み込むことは価値があります。この論文では、球対称コア崩壊超新星コード\texttt{GR1D}における一般相対論的（GR）ニュートリノ駆動乱流対流の定式化と実装について報告します。これは、\cite{Couch2020_STIR}からのニュートンシミュレーションで最近提案された次元削減における超新星乱流（\textit{STIR}）の方法に基づいています。このモデルのパラメータを3Dシミュレーションに合わせて調整すると、\textit{STIR}のGR定式化では、元の\textit{STIR}モデルと同様の衝撃波の進展を実現するために大きな乱流渦が必要であることがわかります。また、一般相対性理論は、前駆体の質量と成功した爆発と失敗した爆発との間の対応を変える可能性があることもわかりました。
アクティブな周期的高速電波バーストの降着恒星バイナリモデル
| Title |
An_accreting_stellar_binary_model_for_active_periodic_fast_radio_bursts |
| Authors |
Can-Min_Deng,_Shu-Qing_Zhong,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06796 |
この手紙では、アクティブな周期的な高速電波バースト（FRB）を理解するための降着恒星バイナリモデルを提案します。このシステムは、離心率軌道にある恒星のコンパクトオブジェクト（CO）とドナースター（DS）のコンパニオンで構成されており、DSはペリアストロン近くの独自のロッシュローブを満たします。COは、DSの材料を蓄積してから、磁気ブロブを駆動します。FRBは、シンクロトロンメーザーメカニズムを介したDSの磁気ブロブと恒星風の間の衝撃過程によって生成されます。このモデルは、原理的には長寿命で高活性のFRBを十分に生成でき、FRB180916.J0158+65および121102に見られるような活動の周期性とデューティサイクルを自然に説明できることを示します。周囲の環境への磁気ブロブの長期注入も、FRB121102に関連する永続的な電波源の原因となる可能性があります。さらに、このモデルのコンテキストで、FRB180916.J0158+65の可能な多波長対応物について詳細に説明します。。将来の多波長観測は、このモデルを検証または改ざんするでしょう。
パルサー、マグネター、高速電波バーストのコヒーレント放射：再接続駆動の自由電子レーザー
| Title |
Coherent_emission_in_pulsars,_magnetars_and_Fast_Radio_Bursts:_reconnection-driven_free_electron_laser |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07010 |
かにパルサー、マグネター、高速電波バースト（FRB）でのコヒーレント電波放射の生成モデルを開発します。放出は、自由電子レーザー（FEL）メカニズムを介して再結合によって生成された粒子ビームによって生成され、弱乱流のガイドフィールドが支配的なプラズマで動作します。無線放射は回転式ではなく、再接続電源です。アルヴェーン乱流は、FELウィグラーと、ポンデロモーティブ力を介して、コンプトンがウィグラーフィールドをコヒーレントに散乱させるビーム内の電荷バンチの両方を作成します。このモデルは、基礎となるプラズマパラメータに対してロバストであり、いくつかの微妙な観測された特徴を再現することに成功しています。（i）放出周波数は、乱流の特性と再結合によって生成されたビームのローレンツ因子に大きく依存します。^2（ck_w）$-放出周波数は、基礎となる磁場の絶対値に依存しません。（ii）モデルは、かにパルサーの高周波インターパルスで観測された複数の縞を含む、広帯域放射と放射縞の存在の両方を説明します。（iii）モデルは相関偏光特性を再現します。スペクトルに狭い発光バンドが存在すると直線偏光が優先されますが、広帯域発光は任意の偏光を持つことができます。これはFRBの現象学と一致します。（iv）このメカニズムは、粒子ビームの運動量の広がりに対してロバストです。（v）モデルは、FRBおよびクラブGPで観測された輝度温度も再現します（それぞれ$\sim10^{40}$Kおよび$\sim10^{33}$K）。いくつかの異なる高調波ウィグラーの存在は、大振幅のビート振動とより長い寿命の密度パターンの作成により、FELの効率をさらに高める可能性があります。また、横方向と縦方向の両方に制限された、非線形の力のないアルヴェーンソリトンとしてのウィグラーのモデルについても説明します。
| Title |
The_Wolf-Rayet_+_Black_Hole_Binary_NGC_300_X-1:_What_is_the_Mass_of_the_Black_Hole? |
| Authors |
Breanna_A._Binder,_Janelle_M._Sy,_Michael_Eracleous,_Dimitris_M._Christodoulou,_Sayantan_Bhattacharya,_Rigel_Cappallo,_Silas_Laycock,_Paul_P._Plucinsky,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07065 |
チャンドラX線天文台とハッブル宇宙望遠鏡宇宙起源分光器を使用したWolf-Rayet+ブラックホール連星システムNGC300X-1の新しいX線およびUV観測を紹介します。アーカイブX線観測と組み合わせると、X線およびUV観測はバイナリ軌道全体をサンプリングし、システムの形状とブラックホール降着円盤とドナー星風との相互作用の手がかりを提供します。以前の研究と一致して、32.7921$\pm$0.0003時間のバイナリ軌道周期を測定し、X線データを使用して位相分解分光法を実行します。X線光度曲線は、$i=60-75^{\circ}$の傾斜角と一致する深い日食と、ディスクエッジに影響を与える降着流と一致する前日食の過剰を示しています。さらに、いくつかの著名なFUVスペクトル線、特にHeII$\lambda$1640およびCIV$\lambda$1550の視線速度変動を測定します。HeII輝線は、予想されるウォルフ・ライエ星の軌道運動に位相差$\Delta\phi\sim0.3$だけ系統的に遅れ、CIV$\lambda$1550は予想される視線速度曲線の位相と一致することがわかります。ウォルフ・ライエドナー。CIV$\lambda$1550輝線が正弦波の視線速度曲線（半振幅=250kms$^{-1}$）に従うと仮定し、17$\pm$4M$_{\odotのBH質量を推測します。}$。私たちの観測は、風ロッシュローブのオーバーフロー降着円盤の存在と一致しています。降着円盤は、重力によって集束された風物質から形成され、ブラックホール降着円盤の端に衝突します。
強い衝撃問題の再考：異なる形状での衝撃の収束と発散
| Title |
Revisiting_the_Strong_Shock_Problem:_Converging_and_Diverging_Shocks_in_Different_Geometries |
| Authors |
Elisha_Modelevsky_and_Re'em_Sari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07235 |
収束（爆縮）および発散（爆発）衝撃に対する自己相似解は、平面対称、円筒対称、または球対称で以前に研究されてきました。ここでは、これらの明らかに切り離された問題の統一された処理を提供します。強い衝撃波を含む、初期密度$\rho\simr^{-\omega}$の断熱指数$\gamma$の理想気体の流れを調べます。パラメータ空間$\gamma、\omega$全体で自己相似解を特徴付け、異なるジオメトリ間の接続を描画します。発散衝撃のいわゆる「ギャップ」は平面形状には存在せず、タイプIIの自己相似解のみが収束衝撃に有効であることがわかります。また、場合によっては、収束する衝撃が収束後に反射衝撃を生成しないことがあります。最後に、パラメータ空間全体の類似性指数の分析的近似を導き出します。
光学偵察によるX線連星光度関数の較正I.M83の場合
| Title |
Calibrating_X-ray_binary_luminosity_functions_via_optical_reconnaissance_I._The_case_of_M83 |
| Authors |
Qiana_Hunt,_Elena_Gallo,_Rupali_Chandar,_Paula_Johns_Mulia,_Angus_Mok,_Andrea_Prestwich,_Shengchen_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07293 |
Chandarらによる最近の研究に基づいています。（2020）、新しい方法論を通じて、近くの星形成銀河M83のさまざまなクラスのX線バイナリ（XRB）ドナーのX線輝度関数（XLF）を構築します。低質量XRBと高質量XRBを分類するのではありません。それぞれ恒星の質量と星の形成率によるX線源の数のスケーリングに基づいて、マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡のイメージングデータを利用して、チャンドラで検出された各コンパクトX線源を低質量（つまり、ドナー質量<〜3太陽質量）、高質量（ドナー質量>〜8太陽質量）、または中間質量XRB（光学色-マグニチュード図上の対応する候補の位置またはホストスタークラスターの年齢に基づく）。標準の（単一および/または切り捨てられた）べき乗則関数形状に加えて、結果のXLFをSchechter関数で近似します。logLx〜38.48^{+0.52}_{-0.33}（logCGS単位）で、高質量XRBXLFのわずかに有意な（1から2シグマレベルで）指数関数的な下降を識別します。対照的に、低質量および中間質量のXRBXLF、およびM83の合計XLFは、単一のべき乗則からのサンプリング統計と形式的に一致しています。私たちの方法は、X線ベースのXLFとほぼ一致して、M83の合計XRBXLFへの低質量およびおそらく中間質量のXRBからの無視できない寄与、つまり20〜50％を示唆しています。より一般的には、X線を放出する超新星残骸から公開されているX線ベースのM83のXLF、そしておそらくすべての活発な星形成銀河へのかなりの汚染に注意します。
独特のX線トランジェントスイフトJ0840.7-3516：異常な低質量X線連星または潮汐破壊現象？
| Title |
The_Peculiar_X-ray_Transient_Swift_J0840.7-3516:_an_Unusual_Low_Mass_X-ray_Binary_or_a_Tidal_Disruption_Event? |
| Authors |
Megumi_Shidatsu,_Wataru_Iwakiri,_Hitoshi_Negoro,_Tatehiro_Mihara,_Yoshihiro_Ueda,_Nobuyuki_Kawai,_Satoshi_Nakahira,_Jamie_A._Kennea,_Phil_A._Evans,_Keith_C._Gendreau,_Teruaki_Enoto,_Francesco_Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07319 |
Swift、MAXI、NICER、NuSTARの広範なデータを使用して、2020年2月にSwift/BATで発見された新しい一時的なSwiftJ0840.7$-$3516のX線特性について報告します。ソースフラックスは、発見後$\sim10^3$秒間増加し、5日間で$\sim$5桁を超えて急速に減衰し、その後9か月間ほぼ一定のままでした。1〜$10^4$sの時間スケールでの大振幅の短期変動が、減衰全体で観察されました。最初のフラックス上昇では、光源は、$\sim1.0$の光子指数が$\sim30$keVまで伸び、それを超えると指数関数的なカットオフが存在するハードパワー則型のスペクトルを示しました。光子指数は次の急速な崩壊で増加し、崩壊の終わりに$\sim2$になりました。3〜4keVのスペクトル吸収特性が崩壊で検出されました。既知のクラスのX線源によって観察されたすべての特性を説明するのは簡単ではありません。複数の極端な特性を持つ銀河系の低質量X線連星や、超大質量ブラックホールまたは銀河系の中性子星による潮汐破壊現象など、発生源の考えられる性質について説明します。
$ \ gamma $線の光度とジェットの磁化、および相対論的な電子注入力との相関関係：Mrk 421、3C 454.3、および3C279の場合
| Title |
Correlations_between_$\gamma$-ray_luminosity_and_magnetization_of_the_jet_as_well_as_relativistic_electron_injection_power:cases_for_Mrk_421,_3C_454.3_and_3C_279 |
| Authors |
Wen_Hu,_Da-hai_Yan,_Qiang-lin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07328 |
1ゾーンレプトンジェットモデルを使用して、複数のエポックで高品質の同時多波長（MWL）スペクトルエネルギー分布（SED）をフィッティングすることにより、3つの有名なブレーザーMrk421、3C454.3、および3C279のジェット特性を研究します。ジェットモデル、放出電子エネルギー分布（EED）は、電子注入、脱出、断熱および放射エネルギー損失の運動方程式を解くことによって計算されます。多次元パラメーター空間を体系的に探索するために、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）フィッティング手法を採用しています。ここで導出した放出領域の特性は、以前の研究の特性と一致しています。たとえば、粒子が支配的で低磁化のジェットです。新しい発見は、$\gamma$線の光度と電子注入パワーの間に密接な相関関係があり、$\gamma$線の光度とジェット磁化パラメータの間に反相関があるということです。結果は、同じエネルギー散逸メカニズム（衝撃のような）が異なるタイプのブレーザーのジェットで動作している可能性があり、$\gamma$線フレアの起源が粒子加速プロセスに関連していることを示唆しています。
薄層近似におけるエネルギー節約：IV。超新星の光度曲線
超新星（SN）の光度曲線（LC）は、運動エネルギーのフラックスを放射に変換することでモデル化できます。この変換には、SNの拡大する半径の解析的または数値的な運動の法則が必要です。薄層近似のエネルギー保存の法則のフレームワークでは、密度のべき乗則プロファイルに基づく古典的な軌道、密度のNavarro--Frenk--Whiteプロファイルに基づく相対論的軌道、および相対論的軌道に基づく掃引された質量のべき法則の振る舞いについて。LCの詳細なシミュレーションでは、時間の関数として光学的厚さを評価する必要があります。SN〜1993JのLCをさまざまな天文バンドでモデル化し、GRB050814のLCとLCGRB060729をkeV領域でモデル化しました。等分配の磁場の時間依存性は、光度の理論式から導き出されます。
4FGL-DR2の関連付けられていないソースへの無線対応候補
| Title |
Radio_Counterpart_Candidates_to_4FGL-DR2_Unassociated_Sources |
| Authors |
S._Bruzewski,_F.K._Schinzel,_G.B._Taylor,_and_L._Petrov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07397 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡のミッションの期間中、検出された点光源の約3分の1が「関連付けられていない」と記録されました。つまり、他の波長/周波数で対応するものがないようです。ガンマ線の空のこの神秘的な部分は、おそらく現在の天文学の追求における最大の未知数の1つであり、そのため、さまざまな周波数でさまざまな手法によって広範囲に調査されてきました。無線周波数はおそらく最も実り多いものの1つであり、点光源カタログの各更新に記載されている、識別および関連付けられた活動銀河核（AGN）とパルサーの大部分を生成しています。ここでは、第4フェルミポイントソースカタログ（4FGL-DR2）の第2データリリースで、関連付けられていないガンマ線フィールドの7432無線対応候補のカタログを示します。カタログとソースタイプの説明が提供され、その後、この作業の結果が新しい関連付けと識別にどのように役立つかを示すディスカッションが続きます。この作業の一環として、超大型干渉電波望遠鏡（VLASS）の「クイックルック」画像から派生した最初のカタログも提示します。
脈動超大光度X線源M51ULX-7の周期的な低下の可能性
アーカイブのチャングラ観測により、脈動する超大光度X線源M51ULX-7で周期的なX線ディップが発生する可能性があることを報告します。超軌道下降状態での約20日間の監視で、ベイジアンブロック手法を介して約2日と約8日の間隔で3つのディップを発見しました。位相分散の最小化と$\chi^2$検定は、M51ULX-7の公転周期と一致して、伏角が約2日の周期で再発する可能性が高いことを示唆しています。ディップは、ストリームとディスクの相互作用領域の垂直構造またはコンパニオンスターの大気によるパルサーからの放出の不明瞭化として解釈されます。どちらの解釈も、視野角は約60度であることを示唆しています。M51ULX-7の磁場が適度に高い$B\sim10^{13}$Gであることを考えると、観測されたフラックスとディップの存在を説明するには、$b\lesssim1/2$による低い幾何学的ビームで十分です。恒星風の不明瞭化は、代替の可能性のある起源のままであり、ディップのさらなる監視が必要になります。
インサイト-ブラックホールX線連星MAXIJ1820 +070におけるジェット状コロナのHXMT観測
| Title |
Insight-HXMT_observations_of_jet-like_corona_in_a_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Bei_You,_Yuoli_Tuo,_Chengzhe_Li,_Wei_Wang,_Shuang-Nan_Zhang,_Shu_Zhang,_Mingyu_Ge,_Chong_Luo,_Bifang_Liu,_Weimin_Yuan,_Zigao_Dai,_Jifeng_Liu,_Erlin_Qiao,_Chichuan_Jin,_Zhu_Liu,_Bozena_Czerny,_Qingwen_Wu,_Qingcui_Bu,_Ce_Cai,_Xuelei_Cao,_Zhi_Chang,_Gang_Chen,_Li_Chen,_Tianxiang_Chen,_Yibao_Chen,_Yong_Chen,_Yupeng_Chen,_Wei_Cui,_Weiwei_Cui,_Jingkang_Deng,_Yongwei_Dong,_Yuanyuan_Du,_Minxue_Fu,_Guanhua_Gao,_He_Gao,_Min_Gao,_Yudong_Gu,_Ju_Guan,_Chengcheng_Guo,_Dawei_Han,_Yue_Huang,_Jia_Huo,_Shumei_Jia,_Luhua_Jiang,_Weichun_Jiang,_Jing_Jin,_Yongjie_Jin,_Lingda_Kong,_Bing_Li,_Chengkui_Li,_Gang_Li,_Maoshun_Li,_Tipei_Li,_Wei_Li,_Xian_Li,_Xiaobo_Li,_Xufang_Li,_Yanguo_Li,_Zhengwei_Li,_Xiaohua_Liang,_Jinyuan_Liao,_Congzhan_Liu,_Guoqing_Liu,_Hongwei_Liu,_Xiaojing_Liu,_Yinong_Liu,_Bo_Lu,_Fangjun_Lu,_Xuefeng_Lu,_et_al._(57_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07602 |
ブラックホールX線連星は、降着物質が熱くなると、コロナとディスクから硬X線放射を生成します。爆発の間、ディスクとコロナは互いに共進化します。ただし、そのような進化は、そのジオメトリとダイナミクスの両方でまだ不明です。ここでは、MAXIJ1820+070の反射率の異常な減少を報告します。これは、観測者に到達するコロナ強度に対するディスクを照らすコロナ強度の比率です。コロナは減衰フェーズ中にコントラストを示すように観察されます。ジェットのようなコロナモデルを仮定します。このモデルでは、コロナは、物質が流れる定常衝撃として理解できます。この動的シナリオでは、反射率の減少はコロナのバルク速度のサインです。我々の発見は、コロナがブラックホールに近づくのが観察されるにつれて、コロナ物質がより速く流出するかもしれないことを示唆しています。
確率的フェルミ-LATカタログを構築するための機械学習方法
ソースの分類は、天文学で最も重要なタスクの1つです。たとえばガンマ線を使用して、1つの波長帯域で検出された線源は、他の波長帯域でいくつかの可能な関連を持っているか、もっともらしい関連候補がない可能性があります。この作業では、3番目と4番目のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）の点光源カタログ（3FGLと4FGL-DR2）の関連のない光源を2つのクラス（パルサーと活動銀河核（AGN））に確率的に分類することを目指しています。3つのクラス（パルサー、AGN、およびその他のソース）。いくつかの機械学習（ML）手法を使用して、フェルミ-LAT線源の確率的分類を決定します。ツリーベースの分類法における木の最大深度やニューラルネットワークにおけるニューロンの数など、ML法のメタパラメーターに対する結果の依存性を評価します。3FGLおよび4FGL-DR2カタログで、関連付けられたソースと関連付けられていないソースの両方の確率的分類を決定します。4FGL-DR2に関連付けられている、3FGLの関連付けられていないソースの予測クラスを比較することにより、精度をクロスチェックします。2クラスの場合、パルサーとAGNの数を現実的に推定するために、関連付けられていないソースの中に他のソースが存在することを修正することが重要であることがわかります。特に、3FGL（4FGL-DR2）カタログのパルサーの推定数は、他のソースの補正なしの2クラスの場合で270（481）、3クラスの場合で158（214）です。3FGL（4FGL-DR2）カタログで関連するパルサーの数が167（271）であるとすると、関連しないソース間のパルサーの数は、関連するものの数と同じかそれより多いと予想されます。
孤立したバイナリストレンジクォーク星の完全一般相対論的シミュレーション
| Title |
Fully_general-relativistic_simulations_of_isolated_and_binary_strange_quark_stars |
| Authors |
Zhenyu_Zhu_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07721 |
ストレンジクォーク物質が物質の真の基底状態であるという仮説は、ほぼ40年間調査されてきましたが、クォーク星の連星のダイナミクスを調査した研究はほんのわずかです。これは、これらの星の表面で大きな不連続性をモデル化するときに直面する必要のある数値的な課題に部分的に起因しています。ここでは、クォーク星のEOSを適切に再スケーリングして、非常に薄い地殻全体で特定のエンタルピーを滑らかに変化させる新しい手法を紹介します。地殻の導入は、孤立したクォーク星の振動特性を考慮して注意深くテストされており、シミュレートされたクォーク星の応答が摂動予測と正確に一致することを示しています。この手法を使用して、クォーク星連星の合併の最初の完全一般相対論的シミュレーションを実行し、同じ質量と同等の潮汐変形性を持つクォーク星連星とハドロン星連星の間のいくつかの重要な違いを見つけました。特に、クォーク星のバイナリでは動的質量損失が大幅に抑制されていることがわかります。さらに、クォーク星のバイナリは、潮汐変形性の観点から表現された場合、ハドロン星から導出された同じ準普遍的な関係に従うが、平均的な恒星のコンパクトさの観点から表現された場合には従わない、合併および合併後の周波数を持っています。したがって、恒星の半径に関する情報が利用できない場合、2つのクラスの星を区別するのは難しいかもしれません。最後に、クォーク星の尾がはるかに小さい、放出された物質の速度とエントロピーの分布に違いが見られます。放出された物質のこれらの違いが電磁的対応物に痕跡を残し、元素合成の収量が不明なままであるかどうかは不明であり、放出されたクォークの核子への蒸発の正確なモデルの構築が求められます。
21cmの観測における再電離中のHII領域の識別のための深層学習アプローチ
| Title |
Deep_learning_approach_for_identification_of_HII_regions_during_reionization_in_21-cm_observations |
| Authors |
Michele_Bianco,_Sambit._K._Giri,_Ilian_T._Iliev,_Garrelt_Mellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06713 |
今後のSquareKilometerArray（SKA-Low）は、再電離中の中性水素の分布をマッピングし、膨大な量の3D断層撮影データを生成します。これらのイメージキューブは、ノイズや制限された解像度などの機器の制限を受けます。ここでは、これらの画像の中性領域とイオン化領域を識別するための安定した信頼性の高い方法であるSegU-Netを紹介します。SegU-Netは、画像セグメンテーション用のU-Netアーキテクチャベースの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）です。これは、以前の方法と比較して、より高い精度で画像データを意味のある特徴（イオン化およびニュートラル領域）にセグメント化することができます。真のイオン化履歴は、87％以上の精度で1000時間の観測時間でSKAの模擬観測から推定できます。また、SegU-Netを使用して、サイズ分布やベッチ数などのさまざまなトポロジ要約統計を、わずか数パーセントの相対的な違いで復元できることも示しています。これらの要約統計量は、再電離プロセスの非ガウス性を特徴づけます。
ナミビアの暗い空の観光と持続可能な開発
| Title |
Dark_sky_tourism_and_sustainable_development_in_Namibia |
| Authors |
Hannah_Dalgleish,_Getachew_Mengistie,_Michael_Backes,_Garret_Cotter,_Eli_Kasai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07088 |
ナミビアは天文学界から信じられないほど暗い空で世界的に有名ですが、それでもこの国は観光客や旅行者から暗い空の目的地として十分に認識されていません。オックスフォード大学とナミビア大学の協力により構築された私たちは、ツアーガイドを教育し、関連する利害関係者に暗い空の観光を促進することにより、能力開発と持続可能な社会経済成長の手段として天文学を使用しています。
天文学における複雑なコンピュータモデルの統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_Complex_Computer_Models_in_Astronomy |
| Authors |
Joshua_Lukemire,_Qian_Xiao,_Abhyuday_Mandal,_and_Weng_Kee_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07179 |
天文学への応用の可能性がある複雑なコンピューターモデルを処理するために必要な統計手法を紹介します。コンピュータ実験は、科学研究と工学のほぼすべての分野で重要な役割を果たしています。これらのコンピューター実験、またはシミュレーターは、多くの場合、計算コストが高く、実験の結果を迅速に概算するためにエミュレーターを使用することになります。クリギングとしても知られるガウス過程モデルは、エミュレーターの最も一般的な選択肢です。エミュレーターは、コンピューターシミュレーターよりも計算が大幅に改善されていますが、正常に機能するには、コンピューター実験の対応する出力とともに入力を選択する必要があります。したがって、正確なエミュレーターを構築するには、完全なコンピューターシミュレーションのために入力を慎重に選択することが重要です。空間充填設計は、結果の一般的な応答曲面が不明な場合に効率的であるため、エミュレーターを構築するためのシミュレーター入力を選択する際によく使用されます。このチュートリアルでは、これらの空間充填設計を構築する方法、ガウス過程代理の後続のフィッティングを実行する方法、および天文学研究への潜在的なアプリケーションを簡単に示す方法について説明します。
重力波トリガーのSkyMapper光学フォローアッププログラム：アラートサイエンスデータパイプライン（AlertSDP）の概要
| Title |
SkyMapper_Optical_Follow-up_Program_of_Gravitational_Wave_Triggers:_Overview_of_Alert_Science_Data_Pipeline_(AlertSDP) |
| Authors |
Seo-Won_Chang,_Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Lance_Luvaul,_Anais_M\"oller,_Richard_Scalzo,_Brian_P._Schmidt,_Susan_M._Scott,_Nikunj_Sura,_Fang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07353 |
LIGO/Virgo天文台からの重力波イベントトリガーのSkyMapper光学フォローアッププログラムの概要を示します。これは、GW170817のような初期のキロノバを$\sim200$Mpcの距離まで特定することを目的としています。$\delta<+10\deg$で$i_\mathrm{AB}\about20$magの深さまで空の大部分をターゲットにできる、迅速な一時的なフォローアップのためのロボット施設について説明します。新しいソフトウェアパイプラインを実装して、LIGO/Virgoアラートを受信し、観測をスケジュールし、受信するリアルタイムデータストリームで一時的な候補を調べます。アンサンブルベースの機械学習技術を使用した本物の偽の分類器を採用し、マグニチュード範囲全体にわたって高い完全性（$\sim$98％）と純度（$\sim$91％）を実現します。さらにフィルタリングを適用して、一般的な画像アーティファクトや、小惑星や変光星などの既知の過渡現象の原因を削除すると、候補の数が10分の1に減少します。バイナリであるGW190425で取得したブラインド検索データを使用してシステムパフォーマンスを示します。LIGO/VirgoO3観測キャンペーン中に検出された中性子星合体。LIGO/VirgoO4の実行に間に合うように、より深い参照画像があり、$i_\mathrm{AB}\約$21等の過渡検出が可能になります。
オーロラ電波源掩蔽モデリングとJUICE科学ミッション計画への応用
| Title |
Auroral_Radio_Source_Occultation_Modeling_and_Application_to_the_JUICE_Science_Mission_Planning |
| Authors |
B._Cecconi,_C._K._Louis,_C._Mu\~noz_Crego_and_C._Vallat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07588 |
目的。JUICEミッションの観測計画ツールとしてのExPRESの使用を検証します。メソッド。木星のガリレオ衛星のガリレオフライバイ中の木星のオーロラ電波放射の掩蔽をシミュレートします。ExPRESシミュレーションの実行は、主なオーロラ電波放射の固定された典型的なパラメータを使用して構成されます。シミュレーションの実行結果を実際のガリレオPWS観測と比較します。結果。ExPRESコードは、ガリレオPWSによって観測されたスペクトル範囲全体での掩蔽の時間的発生を正確にモデル化します。結論。この方法は、JUICEムーンフライバイ科学運用計画の作成に適用できます。
サブチャンドラセカール質量CO白色矮星の二重爆轟：異なるコアとHeシェル質量はIa型超新星の変化を説明できるか？
| Title |
Double_detonations_of_sub-Chandrasekhar_mass_CO_white_dwarfs:_Can_different_core_and_He_shell_masses_explain_variations_of_Type_Ia_supernovae? |
| Authors |
Sabrina_Gronow,_Christine_E._Collins,_Stuart_A._Sim,_Friedrich_K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06719 |
Ia型超新星（SNeIa）の前駆体として、表面ヘリウム（He）シェルを備えたサブチャンドラセカール質量炭素酸素白色矮星（COWD）が提案されています。真の場合、結果として生じる熱核爆発は、SNeIaの観測量の範囲の少なくとも一部を説明できるはずです。これを研究するために、異なるコアとシェルの質量を想定して、Heシェルを備えたCOWDの二重爆轟の3Dシミュレーションに基づくパラメータ研究を実施します。シェルへのCの混合物と太陽の金属量がモデルに含まれています。流体力学シミュレーションは、AREPOコードを使用して実行されます。これにより、Heシェルの爆轟を高い数値分解能で追跡でき、予測される元素合成シェルの爆轟の信頼性が向上します。シェルにCを追加すると、56Niの生成量が少なくなり、太陽の金属量を含めるとIMEの生成量が増加します。より質量の大きい元素の生成は、太陽の金属量で安定同位体にさらにシフトします。さらに、コアとシェルの質量構成に応じて、異なるコア爆発点火メカニズムが見つかります。これは、エジェクタ構造に影響を与えます。放射伝達コードARTISを使用して爆発シミュレーションから予測されたボロメータ光度曲線を提示し、SNeIaデータと比較します。私たちのモデルのボロメータ光度曲線は、さまざまな明るさを示しており、サブルミナスから通常のSNeIaを説明することができます。ある範囲の視野角のデータと比較したモデルのボロメータの幅と光度の関係を示します。平均して、より明るいモデルが観測データ内にあることがわかります。噴出物の非対称性は、観測量の幅広い分布を生み出します。これは、データの外れ値を説明している可能性があります。ただし、モデルはデータと比較してこの程度を過大評価しています。また、40日間のボロメータの低下率は、データよりも体系的に速いように見えます。（要約）
太陽フレアの電磁流体力学シミュレーションで明らかになった恒星コロナループの収縮と消失の原因
| Title |
The_Causes_of_Peripheral_Coronal_Loop_Contraction_and_Disappearance_Revealed_in_a_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_Solar_Eruption |
| Authors |
Juntao_Wang,_Chaowei_Jiang,_Ding_Yuan,_Peng_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06877 |
最近観測で発見された、太陽フレアと噴火の間の周辺の冠状ループ収縮の現象は、徐々に太陽物理学者を興味をそそります。ただし、その基になる物理的なメカニズムはまだ不明です。1つはハドソン（2000）の爆縮予想であり、これは磁気エネルギー解放コアの磁気圧力低下に起因すると考えられ、他の研究者は別の説明を提案しました。以前の観察研究では、後期段階で末梢収縮ループが消失していることにも注目していますが、調査と解釈が不足しています。この論文では、太陽噴火の完全なMHDシミュレーションを利用して、2つの現象の原因を研究します。周辺部のループ運動はコア内の磁気エネルギーの蓄積と散逸とよく相関しており、ループの収縮は、爆縮予想と一致して、磁気張力よりも磁気気圧傾度力の大幅な減少によって引き起こされることがわかります。。後期の周辺収縮ループは、中央の噴火構造と再接続するための流入として機能し、それがそれらのアイデンティティを破壊し、それらの消失を自然に説明します。また、周辺の磁気リコネクションと中央の噴火の間の正のフィードバックを提案します。
太陽と太陽のような星の放射照度の変化-トピックコレクションの概要
| Title |
Irradiance_Variations_of_the_Sun_and_Sun-Like_Stars_--_Overview_of_Topical_Collection |
| Authors |
Greg_Kopp_and_Alexander_Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06913 |
このトピックコレクションは、太陽と太陽のような星の放射照度変動の観測とモデリングにおける最近の進歩を要約し、表面磁場と結果として生じる太陽と恒星の変動との関連を強調しています。特に、このコレクションを構成する記事は、i）太陽放射照度測定の最近の進歩を要約しています。ii）太陽および恒星の放射照度変動のモデリング。iii）地球の気候と太陽系外惑星の環境に対するそのような変動の影響の理解。このトピックコレクションの概要記事では、変動性のこれらの側面に関する背景と詳細を説明します。
南半球の共生星の電波スペクトル指数分析
| Title |
Radio_Spectral_Index_Analysis_of_Southern_Hemisphere_Symbiotic_Stars |
| Authors |
John_M._Dickey,_J.H.S._Weston,_J.L._Sokoloski,_S.D._Vrtilek_and_Michael_McCollough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07340 |
共生星は、さまざまな物理的プロセスからの電磁スペクトル全体での放出を示します。cm波では、シンクロトロンと熱放射の両方が見られ、多くの場合非常に変動し、光学線とX線の爆発に関連しています。電波放射のほとんどのモデルには、赤色巨星の密な風の中にイオン化された領域が含まれています。これは、白色矮星の伴星またはその降着円盤での活動によってイオン化されたままです。白色矮星の高い質量降着率または以前の新星噴火のために進行中の殻の燃焼がある場合もあれば、核融合が再発する新星イベントとしてたまにしか発生しない場合もあります。この研究では、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用して、南半球の共生システムのサンプルのスペクトルインデックスを測定します。私たちのデータを他の調査の結果と組み合わせて、いくつかの有名な共生星の光学的厚さと明るさの温度を導き出します。ガイアデータリリース3からの視差距離を使用して、電波放射領域のサイズと特徴的な電子密度を決定します。結果は、電波の光度で10^4倍の範囲、線形サイズで100倍の範囲を示しています。これらの数値は、白色矮星での殻の燃焼速度が電波の光度を決定する画像と一致しています。したがって、我々の発見はまた、共生星が降着のみによって動力を与えられているのか、それとも殻の燃焼によって動力を与えられているのかを決定するために電波光度を使用できることを示唆している。
ホルムアルデヒドの改良された振動ラインリスト、\ spec {h212c16o}
| Title |
An_improved_rovibrational_linelist_of_formaldehyde,_\spec{h212c16o} |
| Authors |
Afaf_R._Al-Derzi,_Jonathan_Tennyson,_Sergei_N._Yurchenko,_Mattia_Melosso,_Ningjing_Jiang,_Cristina_Puzzarini,_Luca_Dore,_Tibor_Furtenbacher,_Roland_T\'obi\'as,_Attila_G._Cs\'asz\'ar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07423 |
メタナールの主要なアイソトポログである\spec{h212c16o}の公開されている高解像度の回転-振動遷移は、MARVEL（測定されたアクティブ回転-振動エネルギーレベル）手順を使用して分析されます。文献の結果は、地面内の純粋な回転遷移、$\nu_3$、$\nu_4$、および$\nu_6$の振動状態の新しい高精度測定によって補強されています。現在の作業を含む\nbSr\ソースからの\nbNonRedTr\処理された非冗長遷移のうち、\nbValTr\を検証して、\nbEl\の経験的エネルギーレベル\spec{h212c16o}\に統計的に明確に定義された不確実性を提供できます。。決定されたすべての経験的な回転振動エネルギーレベルは、高温ホルムアルデヒドに関するExoMolのAYTYラインリストの精度を向上させるために使用されます。照合された実験遷移の完全なリスト、決定された経験的エネルギーレベル、および拡張および改善されたラインリストが補足資料として提供されます。
STEREO-AまたはSTEREO-Bヘリオスフィアイメージャーの観測に基づく場合、ELEvoHI CMEの到着予測が異なるのはなぜですか？
| Title |
Why_are_ELEvoHI_CME_arrival_predictions_different_if_based_on_STEREO-A_or_STEREO-B_heliospheric_imager_observations? |
| Authors |
J\"urgen_Hinterreiter,_Tanja_Amerstorfer,_Martin_A._Reiss,_Christian_M\"ostl,_Manuela_Temmer,_Maike_Bauer,_Ute_V._Amerstorfer,_Rachel_L._Bailey,_Andreas_J._Weiss,_Jackie_A._Davies,_Luke_A._Barnard,_Mathew_J._Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07478 |
コロナ質量放出（CME）の到着時間と到着速度の正確な予測は、宇宙天気研究における未解決の問題です。この研究では、2つのSTEREO見晴らしの良い場所からの入力に基づいて、各CMEの予測到着時間と速度の比較が実行されます。HeliosphericImager観測（ELEvoHI）アンサンブルモデリングに基づくELlipseEvolutionモデルを使用してハインドキャストを実行します。周囲の太陽風の状態の推定値は、ELEvoHIへの入力として機能するWang-Sheeley-Arge/HeliosphericUpwindeXtrapolation（WSA/HUX）モデルの組み合わせによって取得されます。2010年2月から2012年7月の間に12個のCMEを慎重に選択します。これらは、STEREO-AとSTEREO-BHIの両方の時間伸びマップで明確な署名を示し、楕円面の近くで伝播し、地球で対応するその場の署名を持っています。2つの異なる視点からの予測間の平均到着時間の差は6.5時間であり、個々のCMEで最大9.5時間に達する可能性がありますが、平均到着速度の差は63kms$^{-1}$です。速度の変動が大きい周囲の太陽風は、STEREO-AとSTEREO-BのCME到着時間の予測に大きな違いをもたらします（$cc〜=〜0.92$）。さらに、両方の宇宙船からの予測到着を地球への実際の現場到着と比較し、到着時間の平均絶対誤差7.5$\pm$9.5時間と87$\pm$111kms$^{を見つけます。到着速度は-1}$。一方の宇宙船が他方よりも正確な到着予測を提供する傾向はありません。
多次元電磁流体力学シミュレーションにおける遷移領域適応伝導（TRAC）
| Title |
Transition_region_adaptive_conduction_(TRAC)_in_multidimensional_magnetohydrodynamic_simulations |
| Authors |
Yu-Hao_Zhou,_Wen-Zhi_Ruan,_Chun_Xia_and_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07549 |
太陽物理学では、現代のシミュレーションにとって深刻な数値的課題は、100万度の高温コロナと約10000Kのはるかに低温のプラズマ（たとえば、上部彩層またはプロミネンス）の間の遷移領域を適切に表すことです。以前の1D流体力学シミュレーションでは、遷移領域適応伝導（TRAC）法が、質量蒸発とエネルギー交換に関連する側面をより適切に捉えることが証明されています。太陽大気での現実的なアプリケーションに必要な、この方法を完全に多次元の電磁流体力学（MHD）設定に拡張することを目指しています。最新のMHDシミュレーションツールは並列スーパーコンピューターを効率的に活用し、自動グリッドリファインメントを処理できるため、任意の次元のブロックグリッド適応MHDシミュレーションの戦略を設計します。2つの異なる戦略を提案し、オープンソースのMPI-AMRVACコードでの動作を示します。彩層プラズマが遷移領域を介して蒸発し、収集され、最終的にコロナで凝縮する蒸発-凝縮シナリオに基づいて、2Dプロミネンス形成に関する両方の戦略のベンチマークを行います。力線ベースのTRACL法とブロックベースのTRACB法が導入され、ブロックグリッド適応2DMHDシミュレーションで比較されます。どちらの方法でも同様の結果が得られ、遷移領域の空間分解能が低いために過小評価されている彩層蒸発を十分に補正できることが示されています。多次元MHD設定で遷移領域を完全に解決することは事実上不可能であるため、遷移領域の物理を含む2Dまたは3Dシミュレーションでは、TRACBまたはTRACLメソッドが必要になります。
EUHFORIAを使用した惑星間コロナ質量放出の放射状進化の調査
| Title |
Exploring_the_radial_evolution_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_using_EUHFORIA |
| Authors |
Camilla_Scolini,_Sergio_Dasso,_Luciano_Rodriguez,_Andrei_N._Zhukov,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07569 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽から惑星間空間への大規模な噴火です。主要な宇宙天気の推進力であるにもかかわらず、内側の太陽圏のCME特性に関する私たちの知識は、1au以外の距離での観測の不足によって制約されたままです。さらに、ほとんどのCMEは単一の宇宙船によってその場で観測されるため、利用可能なまばらな観測を補完する数値モデルが必要です。EUHFORIAの線形力のないスフェロマックCMEモデルが惑星間CMEの放射状進化を記述し、観測研究の新しいコンテキストを生み出す能力を評価することを目指しています。よく研究された1つのCMEをモデル化し、シミュレーション領域の太陽-地球線に沿って仮想宇宙船を配置することにより、その放射状の進化を調査します。観測結果とモデリング結果を直接比較するために、実際の現場データを分析するために伝統的に採用されている手法を利用して、モデル化された時系列から0.2〜1.9auの惑星間CMEシグネチャを特徴付けます。結果は、平均太陽風とCME値のモデル化された放射状進化が、観測的および理論的期待と一致していることを示しています。CMEは、周囲の風の圧力の減衰の結果として膨張します。膨張は0.4au以内で急速であり、距離が離れると中程度になります。初期の急速な拡大は、シミュレーションで過大評価されたCME放射状サイズを説明できず、これが使用されるスフェロマック形状の本質的な制限であることを示唆しています。磁場プロファイルは、伝播中のCMEの緩和を示していますが、経年変化は、0.4auを超える磁気非対称性の実質的な原因ではない可能性があります。また、観測によって示唆されたよりも大幅に短いCMEウェイクを報告します。全体として、EUHFORIAは、太陽風とCMEの放射状進化の一貫した説明を提供します。それにもかかわらず、CMEラジアルエクステンションをより良く再現するには改善が必要です。
| Title |
Mistaken_identity:_can_different_black_holes_cast_the_same_shadow? |
| Authors |
Haroldo_C._D._Lima_Junior,_Lu\'is_C._B._Crispino,_Pedro_V._P._Cunha_and_Carlos_A._R._Herdeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07034 |
次の質問を検討します。2つの異なるブラックホール（BH）がまったく同じ影を落とす可能性がありますか？球対称では、静的BHがシュワルツシルトでシャドウ縮退するための必要十分条件は、異なる観測者の（潜在的に）異なる赤方偏移を補正したときに、両方の支配的な光子球が同じ衝突パラメータを持つことです。時空。このようなシャドウ縮退ジオメトリは、2つのクラスに分類されます。最初の影の同値類には、一定の（面積）半径の超曲面がシュワルツシルト幾何学の超曲面と等角であるメトリックが含まれています。これは、シンプソンとヴィッサー（SV）のメトリックで示されています。2番目のシャドウ縮退クラスには、さまざまな赤方偏移プロファイルを持つ時空が含まれ、このクラス内のメトリックの明示的なファミリが表示されます。静止した軸対称の場合、遠方の観測者に対して、メトリックがカーでシャドウ縮退するための十分条件を決定します。ここでも、2つのクラスの例を提供します。最初のクラスには、一定の（Boyer-Lindquistのような）半径超曲面がKerrジオメトリの超曲面と等角であるメトリックが含まれます。これは、修正されたNewman-Janisアルゴリズムによって取得されたSVメトリックの回転一般化によって示されます。例の2番目のクラスは、標準の南北$\mathbb{Z}_2$対称性を持たないBHに関係しますが、それでもカーでシャドウ縮退したままです。後者は、影が地平線の形状のプローブではないことをはっきりと示しています。これらの例は、レンズ効果が一般的に異なっていても、非等長BH時空が同じ影を落とす可能性があることを示しています。
有限クォークの化学ポテンシャル（$\mu_q$）と温度（$T$）で2色QCDのランダウゲージグルーオン伝搬関数を研究します。クォークによる1ループでの中程度の分極効果を大規模なグルーオン伝搬関数に含め、分析結果を利用可能な格子データと比較しました。特に、臨界温度が$\sim100$MeVで、$\mu_q$への依存度が弱いカラーシングレットダイクォーク凝縮体の高密度相に焦点を当てます。ゼロ温度では、カラーシングレットコンデンセートが電気および磁気グルーオンプロパゲーターのIR限界を中程度のスクリーニング効果から保護します。有限温度では、この振る舞いは磁気セクターにも当てはまりますが、電気遮蔽質量は、ダイクォーク凝縮物から結合されていない熱粒子、したがってギャップのない粒子によって生成される必要があります。熱励起を準クォークとして扱うと、電気的スクリーニングの発達が格子の結果に比べて速すぎることがわかりました。ダイクォーク凝縮体の臨界温度を超えると、解析結果は格子結果と一致します。
第3世代検出器時代の重なり合う重力波信号からのパラメータ推定のバイアス
| Title |
Biases_in_parameter_estimation_from_overlapping_gravitational-wave_signals_in_the_third_generation_detector_era |
| Authors |
Anuradha_Samajdar,_Justin_Janquart,_Chris_Van_Den_Broeck,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07544 |
過去数年間で、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器を使用したコンパクトなバイナリ合体からの重力波の検出が日常的になっています。将来の観測所はさらに多くの重力波信号を検出し、それはまた検出器の敏感な帯域でより長い時間を費やすでしょう。これは、特にアインシュタイン望遠鏡（ET）とコズミックエクスプローラー（CE）の場合、最終的に信号の重複につながります。赤方偏移の関数としての合併率、およびバイナリ中性子星とバイナリブラックホール合体の成分質量の現実的な分布を使用して、さまざまなタイプの信号のオーバーラップがET-CEネットワークで発生する頻度をマップします。1年。バイナリ中性子星信号は、通常、数十個の重なり合うバイナリブラックホールとバイナリ中性子星信号を持っていることがわかります。さらに、2つの信号の終了時刻が互いに数秒以内になることは、年間最大数万回発生します。これが現在のパラメータ推定方法で測定バイアスにどの程度つながるかを理解するために、ブラックホール連星および/または中性子星合体からの重複信号を使用して注入研究を実行します。信号対雑音比、オーバーラップの持続時間、およびオーバーラップする信号の種類を変えると、ほとんどのシナリオで、固有のパラメーターを無視できるバイアスで回復できることがわかります。ただし、合併時間が十分に近い場合、短いバイナリブラックホールまたはより静かなバイナリ中性子星信号が長くて大きなバイナリ中性子星イベントと重なる場合にバイアスが発生します。したがって、私たちの研究は、第2世代から第3世代の検出器に移行するときに、検出されたすべてのコンパクトなバイナリ信号のソースパラメータを確実に推定するために改善が必要な場所を示しています。
較正された状態方程式による相対論的超音速コンパクト星の熱進化
| Title |
Thermal_evolution_of_relativistic_hyperonic_compact_stars_with_calibrated_equations_of_state |
| Authors |
Morgane_Fortin,_Adriana_R._Raduta,_Sidney_Avancini,_Constanca_Providencia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07565 |
最近組み込まれた超音速コンパクト星の統一された相対論的平均場状態方程式のセット[M.フォーティン、広告。R.ラドゥタ、S。アバンチーニ、C。プロビデンシア、Phys。Rev.D{\bf101}、034017（2020）]は、陽子$S$波の超流動性に関するさまざまな仮説の下で、非磁化および非回転の球対称の孤立および降着中性子星の熱進化を研究するために使用されます。これらの状態方程式は、次の方法で取得されています。対称エネルギーの傾きは実験データと一致しています。$\Lambda$と$\Xi$-ハイペロンの結合定数は、実験的な超核データから決定されます。核子-$\Sigma$相互作用ポテンシャルの不確実性が考慮されます。最大中性子星質量の下限に関する現在の制約が満たされています。考慮される状態方程式のセット内で、ハイペロンの存在は、冷却/加熱曲線の記述に不可欠です。私たちが到達する結論の1つは、観測データとの最良の一致の基準は、孤立した中性子星と静止状態の中性子星の降着に別々に適用すると、異なる状態方程式と陽子$S$波超流動ギャップにつながるということです。これは、少なくとも1つの状況で、私たちが採用している従来のシミュレーションフレームワークが完全でないか、状態方程式が不適切であることを意味します。別の結果は、ヌクレオニックdUrcaを許可しない、または非常に大規模なNSでのみ許可する状態方程式を考慮すると、SAXJ1808の低光度には、範囲$の対称核物質における反発$\Sigma$-ハイペロンポテンシャルが必要です。U_\Sigma^{（N）}\約10-30$MeV。$U_\Sigma^{（N）}$のこの値の範囲は、INSおよびXRTから入手可能なすべてのデータとの最良の一致の基準によってもサポートされます。
| Title |
Bayesian_inference_of_overlapping_gravitational_wave_signals |
| Authors |
Elia_Pizzati,_Surabhi_Sachdev,_Anuradha_Gupta,_Bangalore_Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07692 |
LIGOおよびVirgo検出器からの重力波の観測により、合併率は23.9^{+14.9}_{-8.6}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$でバイナリブラックホールと$320であると推測されました。^{+490}_{-240}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$（バイナリ中性子星の場合）。これらのレートは、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの将来の重力波検出器の感度帯域で、これらの信号の2つ以上が寿命の間に互いにオーバーラップする可能性が高いことを示唆しています。検出パイプラインは、各信号の合体時間を$\mathcal{O}（10\、\rmms）$の精度で提供します。合体時間の情報を使用して、これらの「重複信号」の特性を現在のデータ分析インフラストラクチャで正しく推測できることを示します。信号のさまざまな構成を検討すると、2つの信号が$\sim1-2\、\mathrm{s}$未満で合体しない限り、推論は堅牢であると結論付けられます。合体エポックが互いに$\sim0.5\、\rms$以内にある信号は、パラメータ推論に大きな偏りがあり、そのような偏りを克服するには新しい戦略とアルゴリズムが必要です。
