宇宙定数の代替としての暗黒物質の速度依存力の一貫性分析
| Title |
Consistency_analysis_of_a_Dark_Matter_velocity_dependent_force_as_an_alternative_to_the_Cosmological_Constant |
| Authors |
Karoline_Loeve,_Kristine_Simone_Nielsen,_Steen_H._Hansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07792 |
一連の宇宙論的観測は宇宙の加速膨張を示しており、この現象の最も可能性の高い説明は宇宙定数です。基礎となる物理学を理解することの重要性を考えると、代替モデルを調査することは適切です。この記事では、数値シミュレーションを使用して、そのような代替モデルの1つの一貫性をテストします。具体的には、このモデルには宇宙定数がなく、代わりに暗黒物質粒子は速度の2乗に比例する余分な力を持ち、電気力学の磁力をいくらか思い出させます。力の一定の強さは、唯一の自由パラメーターです。ボトムアップ構造の形成は、内部速度分散が時間とともに増加する宇宙構造を作成するため、このモデルは、宇宙定数からの効果の時間的進化を模倣する可能性があります。内部速度に直線的に比例する力を持つモデル、または3つ以上の力を与える速度に比例するモデルは、宇宙定数によって引き起こされる加速膨張を模倣できないことが示されています。ただし、速度の2乗に比例するモデルは、宇宙論モデルを使用した宇宙の時間的進化と一致しています。
ギャップに注意してください：測光調査と強度マッピングを組み合わせる力
| Title |
Mind_the_gap:_the_power_of_combining_photometric_surveys_with_intensity_mapping |
| Authors |
Chirag_Modi,_Martin_White,_Emanuele_Castorina,_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08116 |
干渉計21cmの調査で明るい前景に失われた長波長モードは、重力の進化によって引き起こされる小規模と大規模の間の非線形結合を利用するフォワードモデリングアプローチを使用して部分的に回復できます。この作業では、外部の銀河分布データを追加することでこれらのモードを埋めるのにどのように役立つかを検討することにより、このアプローチに基づいています。2つの異なる赤方偏移での21cmデータを、DESI-ELGで$z=1$で大まかにモデル化された分光サンプル（数密度は高いが数密度が低い）と測光サンプル（数密度は高いが数密度が低い）で補足することを検討します。それぞれ$z=1$と$z=4$のLSSTサンプルに似ています。両方の銀河サンプルは、21cmのデータのみを使用するよりも最大のモードを再構築でき、数密度がはるかに低いにもかかわらず、分光サンプルの方が測光サンプルよりも大幅に優れていることがわかります。調査間の相乗効果を示すために、調査のいずれかを個別に使用するよりも、調査を組み合わせた方が原始初期密度フィールドがより適切に再構築されることを示します。方法論的には、バイアスモデルを使用してこれらのトレーサーを再構築のためにフォワードモデル化する場合に、密度フィールドを平滑化することの重要性についても調査します。
宇宙ひもおよび超弦モデルとNANOGrav12。5年の結果との比較
| Title |
Comparison_of_cosmic_string_and_superstring_models_to_NANOGrav_12.5-year_results |
| Authors |
Jose_J._Blanco-Pillado,_Ken_D._Olum,_Jeremy_M._Wachter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08194 |
宇宙ひものいくつかのモデルで生成された確率的重力波バックグラウンドのスペクトルを、NANOGravによって最近報告された共通スペクトルプロセスと比較します。そのような背景を計算する際の理論的な不確実性について議論し、そのような不確実性にもかかわらず、宇宙ひもが潜在的な信号の良い説明のままであることを示しますが、宇宙ひもパラメーターの結果はモデルに依存します。超弦も信号を説明することができますが、それらのネットワークの振る舞いが通常の宇宙ひものものと事実上同一である制限されたパラメータ空間でのみです。
| Title |
Testing_one-loop_galaxy_bias:_cosmological_constraints_from_the_power_spectrum |
| Authors |
Andrea_Pezzotta,_Martin_Crocce,_Alexander_Eggemeier,_Ariel_G._S\'anchez,_Rom\'an_Scoccimarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08315 |
固定宇宙論でシリーズの最初の論文で行われた分析のフォローアップとして、宇宙論的パラメーターの回復に対する1ループ銀河バイアスのモデリングにおけるさまざまな仮定の影響を調査します。クラスタリング特性がBOSSのCMASSおよびLOWZカタログとSDSSメイン銀河サンプルの1つと一致する3つの異なる合成銀河サンプルを使用します。実空間の銀河の自動パワースペクトル、または銀河-銀河と銀河-物質のパワースペクトルの組み合わせをフィッティングすることにより、短距離の非局所性またはスケール依存の確率論を可能にすることの関連性を調査します。適合度（$\chi^2$）、宇宙パラメータの偏り（FoB）、およびメリットの数値（FoM）の比較から、4つのパラメータモデル（線形、2次、固定二次潮汐バイアスを使用した3次非局所バイアス、および一定のショットノイズ）は、最大$k_{\rmmax}=0.3\、h\、\mathrmまでの3つのサンプルの自動パワースペクトルに対して堅牢なモデリングの選択肢を提供します。{Mpc}^{-1}$および有効量$6\、h^{-3}\、\mathrm{Gpc}^3$の場合。代わりに、2つの観測量の共同分析は大規模では失敗し、同様の$k_{\rmmax}$に到達するには、高階微分またはスケール依存のショットノイズのいずれかを使用したモデル拡張が必要です。安定した結果。これらの調査結果は、物質パワースペクトルのハイブリッドまたは摂動の3つの処方、\texttt{RESPRESSO}、gRPT、およびEFTで得られます。すべての場合において、スケールに依存するショットノイズを含めると、FoBおよび$\chi^2$に関してモデルの有効範囲が広がります。興味深いことに、追加の自由パラメーターを使用したこれらのモデル拡張は、宇宙論的パラメーター$\left（h、\、\Omega_ch^2、\、A_s\right）$の最大達成可能FoMの増加に必ずしもつながるわけではありません。より小さな$k_{\rmmax}$でのより単純なモデルのものに。
磁気的に活動的な星を周回する地球型外惑星のための容易に実装された大気持続可能性制約
| Title |
A_Readily_Implemented_Atmosphere_Sustainability_Constraint_for_Terrestrial_Exoplanets_Orbiting_Magnetically_Active_Stars |
| Authors |
Evangelia_Samara,_Spiros_Patsourakos_and_Manolis_K._Georgoulis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07837 |
4,300以上の太陽系外惑星が確認され、数えられているため、太陽系外惑星の研究における次のマイルストーンは、これらの新しく発見された世界のどれが生命を宿すことができるかを決定することです。磁気的に活性な超フレアを誘発する矮星によって生成されるコロナ質量放出（CME）は、地球型外惑星の大気からそれらを奪う可能性があるため、それらの居住性に直接の脅威をもたらします。ここでは、CMEの衝撃によって引き起こされる磁気圏の圧縮に依存して、アクティブな矮星を周回する地球型外惑星のための容易に実装可能な大気持続可能性制約を開発します。私たちの制約は、与えられた太陽系外惑星に適用され、そのホスト星によって放出されたフレアの観測されたボロメータエネルギーをキー入力として必要とする、私たち自身の太陽圏のCMEのシステム理解に焦点を合わせています。私たちの制約を6つの有名な太陽系外惑星（ケプラー-438b、プロキシマ-ケンタウリb、トラピスト-1d、-1e、-1f、-1g）に適用すると、それらの恒星のホストの居住可能ゾーン内またはそのすぐ近くで、ケプラー438bの場合、恒星のCMEに対する大気の持続可能性がありそうです。これは、いくつかの最近の研究と一致しているようですが、はるかに要求の厳しい計算リソースと観測入力が必要になる場合があります。私たちの物理的に直感的な制約は、大規模な太陽系外惑星の調査に、現在および将来の計装によって優先度が高く、大気およびおそらく可能性のある生命存在指標を検出するために、そのまままたは一般化して簡単かつまとめて適用できます。
ホットジュピターと恒星クラスタリングの相関について：恒星フライバイによって引き起こされる高離心率の移動
| Title |
On_the_Correlation_between_Hot_Jupiters_and_Stellar_Clustering:_High-Eccentricity_Migration_Induced_by_Stellar_Flybys |
| Authors |
Laetitia_Rodet,_Yubo_Su,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07898 |
最近の観測研究は、太陽型の星の周りのホットジュピター（HJ）の発生が恒星のクラスター化と相関していることを示唆しています。この相関関係を説明するのに役立つ可能性のある、「FlybyInducedHigh-eMigration」と呼ばれるHJ形成の新しいシナリオを研究します。このシナリオでは、恒星のフライバイが遠距離（10-300au）で外惑星（または褐色矮星）の離心率と傾斜を励起し、それが内側の冷たい木星（数au）の高e移動をトリガーします。vonZeipel-Lidov-Kozai（ZLK）の離心率振動と潮汐散逸の複合効果。傾斜の有効なZLK傾斜ウィンドウの半解析的計算と、恒星のフライバイの数値シミュレーションを使用して、この形成シナリオでのHJ発生率の解析的推定値を取得します。この「フライバイによって誘発された高e移動」は、観測されたHJ集団のかなりの部分を占める可能性があることがわかりますが、結果は、誕生星団の密度と寿命、初期の発生率など、いくつかの不確実なパラメーターに依存します。「コールドジュピター+外惑星」システム。
星前コアの崩壊による原始惑星系円盤の形成
| Title |
Protoplanetary_disk_formation_from_collapse_of_prestellar_core |
| Authors |
Yueh-Ning_Lee,_S\'ebastien_Charnoz_and_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07963 |
磁場とその非理想的な効果が星形成の間に重要な役割を果たすことは一般に認められていますが、純粋な流体力学と角運動量の保存の単純なモデルは、いわゆるシンプルな「アルファディスク」モデル。崩壊する星前のコアと開発されたディスクの間のギャップを埋めようとする努力はほんのわずかしかありませんでした。本研究の目標は、両極性拡散と完全放射伝達を用いた3DMHDシミュレーションを実行することにより、原始惑星系円盤（PPD）の集合を再検討することです。1AUの解像度で、100kyrの星前コア崩壊からのPPDの世界的な進化を追跡します。形成された円盤はより現実的であり、クラス0の若い恒星状天体の周りの円盤の最近の観測と一致しています。ディスクに到達する質量流束とディスク内の半径方向の質量降着率が測定され、分析的な自己相似モデルと比較されます。表面の質量流束は非常に中央でピークに達しており、星に落下する質量のほとんどがディスクの中央面を通過しないことを意味します。ディスクの中央面は乱流に対してほとんど死んでいますが、上層とディスクの外縁は非常に乱流です。雪線はパッシブディスクよりもかなり離れています。ズーム再実行技術を開発して、高度に層化され、内部が弱く磁化され、外部が強く磁化された合理的なディスクをすばやく取得しました。PPD形成のクラス0フェーズでは、ディスクと落下するエンベロープの間の相互作用が重要であり、無視してはなりません。星への降着は、詳細なディスク構造ではなく、崩壊するエンベロープのダイナミクスに主に依存していることがわかります。
ティティウス・ボーデ（TB）関係として知られる太陽系の惑星間の対数間隔を使用して、これまでに発見されたすべての多惑星系で追加の太陽系外惑星を検索した結果を示します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用し、少なくとも3つ以上の確認された惑星を収容する229の多惑星システムを個別に分析します。これらのシステムの$\sim53\％$にある惑星は、太陽系の惑星よりもはるかに優れた対数間隔の関係に準拠していることがわかります。TBの関係を使用して、229個の多惑星系に426個の追加の太陽系外惑星が存在することを予測します。そのうち、197個の候補が内挿によって発見され、229個が外挿によって発見されます。全体として、47個の予測された惑星はそれらのホスト星のハビタブルゾーン（HZ）内にあり、47個の惑星のうち5個の最大質量制限は0.1-2$M_{\oplus}$で、最大半径は1.25$R_未満です。{\oplus}$。私たちの結果と追加の惑星の予測は、以前の研究の予測と一致しています。ただし、予測された惑星の公転周期測定の不確実性を大幅に改善します。
92の南TESS候補惑星ホストの特性評価とクールドワーフの新しい測光[Fe / H]関係
| Title |
Characterisation_of_92_Southern_TESS_Candidate_Planet_Hosts_and_a_New_Photometric_[Fe/H]_Relation_for_Cool_Dwarfs |
| Authors |
Adam_D._Rains,_Maru\v{s}a_\v{Z}erjal,_Michael_J._Ireland,_Thomas_Nordlander,_Michael_S._Bessell,_Luca_Casagrande,_Christopher_A._Onken,_Meridith_Joyce,_Jens_Kammerer,_Harrison_Abbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08133 |
92個のクールな（$3,000\lesssimT_{\rmeff}\lesssim4,500\、$K）南TESS候補惑星ホストの中解像度光学分光調査の結果を提示し、恒星パラメータを回復するために使用されるスペクトルフィッティング方法論について説明します。フラックスを予測する際のモデルの欠陥を定量化します。この手法は$T_{\rmeff}$でうまく機能しますが、[Fe/H]ではさらなる改善が必要です。この目的のために、連星系の69個のクールな矮星のキャリブレーションサンプルに基づいて構築された、孤立した主系列星の更新された測光[Fe/H]キャリブレーションを開発しました。精度は、スーパーソーラーから$\pm0.19\、$dexまでです。金属が貧弱で、1.51ドル以上<{\rmGaia}〜（B_P-R_P）<3.3$。適合した$T_{\rmeff}$と$R_\star$の精度の中央値は、それぞれ0.8％と1.7％であり、標準星のサンプルと一致しています。これらを使用して通過光度曲線をモデル化し、100個の候補惑星の太陽系外惑星の半径を3.5％の精度で決定し、惑星と半径のギャップが冷矮星にも存在するという証拠を確認します。私たちの結果は、確認されたTESS惑星のサンプルと一致しており、この調査は、これまでのクールなTESS候補惑星ホストの最大の均一分析の1つを表しています。
| Title |
Persephone:_A_Pluto-System_Orbiter_and_Kuiper_Belt_Explorer |
| Authors |
Carly_Howett,_Stuart_Robbins,_Bryan_J._Holler,_Amanda_Hendrix,_Karl_Fielhauer,_Mark_Perry,_Fazle_Siddique,_Clint_Apland,_James_Leary,_S._Alan_Stern,_Heather_Elliott,_Francis_Nimmo,_Simon_B._Porter,_Silvia_Protopapa,_Kelsi_N._Singer,_Orenthal_J._Tucker,_Anne_J._Verbiscer,_Bruce_Andrews,_Stewart_Bushman,_Adam_Crifasi,_Doug_Crowley,_Clint_Edwards,_Carolyn_M._Ernst,_Blair_Fonville,_David_Frankford,_Dan_Gallagher,_Mark_Holdridge,_Jack_Hunt,_J._J._Kavelaars,_Chris_Krupiarz,_Jimmy_Kuhn,_William_McKinnon,_Hari_Nair,_David_Napolillo,_Jon_Pineau,_Jani_Radebaugh,_Rachel_Sholder,_John_Spencer,_Adam_Thodey,_Samantha_Walters,_Bruce_Williams,_Robert_J._Wilson,_Leslie_A._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08282 |
ペルセポネはNASAのコンセプトミッション研究であり、ニューホライズンズとカイパーベルトオブジェクト（KBO）との遭遇によって提起された重要な質問に対処します。おそらく最も重要なのは、「冥王星には地下の海がありますか？」です。より広義には、ペルセポネは4つの重要な科学的質問に答えます。（1）冥王星とカロンの内部構造は何ですか？（2）冥王星系の表面と大気はどのように進化しましたか？（3）KBOの人口はどのように進化しましたか？（4）カイパーベルトの粒子と磁場環境はどのようなものですか？これらの質問に答えるために、Persephoneには包括的なペイロードがあり、冥王星システム内を周回し、他のKBOに遭遇します。名目上の任務は30。7年で、2031年にCentaurキックステージを備えたスペースローンチシステム（SLS）ブロック2ロケットで打ち上げられ、その後、既存のラジオアイソトープ電気推進（REP）と木星重力アシストを動力源とする27。6年の巡航が行われます。2058年に冥王星に到達します。冥王星に向かう途中で、ペルセフォンは、冥王星システムの3.1地球年軌道キャンペーンを開始する前に、50〜100kmクラスのKBOに1回遭遇します。このミッションには、8年間の延長ミッションの可能性も含まれています。これにより、100〜150kmのサイズのクラスで別のKBOを探索できるようになります。ミッションペイロードには、パンクロマティックおよびカラー高解像度イメージャの11の機器が含まれています。低照度カメラ;紫外線分光計;近赤外線（IR）分光計;サーマルIRカメラ;無線周波数分光計;質量分析計;高度計;サウンディングレーダー;磁力計;およびプラズマ分光計。このミッションの名目コストは30億ドルであり、大規模な戦略的科学ミッションとなっています。
2014年のNASAのDSNビーナスエクスプレス無線掩蔽データの分析
| Title |
Analysis_of_NASA's_DSN_Venus_Express_radio_occultation_data_for_year_2014 |
| Authors |
Edoardo_Gramigna,_Marzia_Parisi,_Dustin_Buccino,_Luis_Gomez_Casajus,_Marco_Zannoni,_Paolo_Tortora,_Kamal_Oudrhiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08300 |
ビーナスエクスプレス無線科学実験（VeRa）は、ビーナスエクスプレス（VEX）宇宙船の科学的ペイロードの一部であり、金星の大気、表面、重力場、および惑星間物質の調査を対象としていました。この論文では、金星の電離層と中性大気の垂直プロファイルを取得するために使用されるVEX-VeRa生電波掩蔽選択データに適用される方法と必要なキャリブレーションについて説明します。この作業では、NASAディープスペースネットワークの開ループで記録された、2014年に実行された25個のVEX、単一周波数（Xバンド）の掩蔽のセットを分析します。キャリブレーションされていない効果は大気特性の取得にバイアスをかけるため、キャリブレーションは、主要なノイズ源とエラーの観測周波数を修正するために実行されます。相対論的ドップラーシフト解と非相対論的ドップラーシフト解の温度差は、高度50kmで0.5K未満であるため、相対性効果は無視しても問題ありません。私たちの温度、圧力、電子密度の垂直プロファイルは、文献で利用可能な以前の研究と一致しています。さらに、私たちの分析によると、金星の電離層は緯度の変動よりも昼/夜の条件の影響を強く受けますが、中性大気はその逆です。これらの結果の科学的解釈は、金星の高い熱慣性と帯状風という2つの主要な原因となる影響に基づいています。金星の中性大気内でのそれらの存在は、これらの地域で緯度依存性が昼/夜の条件で支配的である理由を決定します。それどころか、より高い高度では、前述の2つの効果はそれほど重要ではないか、ヌルであり、金星の電離層は、緯度に関係なく、プローブされた日中の掩蔽でより高い電子密度のピークを示します。
ダークマター星はコンパクトで巨大な物体であり、アインシュタインの重力場方程式によって物質とともに記述されます。私たちが考えるタイプは、イベントの地平線を持っていません。代わりに、非常に強い赤方偏移係数を持つ深い重力井戸があります。観測的に、ダークマター星はブラックホールで識別できます。ダークマター星の内部では、物質のプランク密度に達し、プランクコアが形成され、そこで方程式が量子重力によって修正されます。この論文では、プランクコアを持つダークマター星のいくつかのモデルが検討されており、暗黒物質の組成について次の仮説が立てられています。銀河は暗い星からの低エネルギーの放射で溢れています。粒子タイプは、標準モデルの光子と重力子にすることができ、新しいタイプの質量のない粒子にすることもできます。モデルの推定では、非常に大きな赤方偏移係数$z\sim10^{49}$と発光波長$\lambda_0\sim10^{14}$mに到達できることが示されています。粒子は、既存の暗黒物質実験に直接登録されていません。それらは、観測可能な回転曲線を説明するのに十分な密度で提供されます。放射は、密度が半径$\rho\simr^{-2}$に幾何学的に依存し、平坦な回転曲線を生成します。ソースの分布は、フラット形状からの偏差も表します。このモデルは、実験的な回転曲線の適切な適合を提供します。暗い星に外部の物体が落下することによって引き起こされる発生は、放出波長をより小さな値にシフトさせます。モデルの推定により、発生波長$\lambda\sim1$mは高速電波バーストと互換性があります。この論文はいくつかの主要な質問を提起します。プランクコアのホワイトホールは安定しているように見えます。考慮されている設定での銀河の回転曲線は、物質の種類に依存しません。銀河の内部では、暗黒物質はホットラジアルタイプである可能性があります。宇宙論的な距離では、それは冷たいユニフォームタイプのように振る舞うことができます。
3mmの選択された銀河からのz = 5.8での暫定輝線
| Title |
A_tentative_emission_line_at_z=5.8_from_a_3mm-selected_galaxy |
| Authors |
Jorge_A._Zavala_(The_University_of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07772 |
ウィリアムズらによって報告された3mmの選択された銀河である「COS-3mm-1'」からの$\nu=100.84\、$GHzでの暫定的な（$\sim4\sigma$）輝線を報告します。2019年は、光学波長と近赤外波長では検出されません。この線は、別のソースを対象としたALMAバンド3の観測を再処理した後、ALMAサイエンスアーカイブで見つかりました。線が$\rmCO（6\to5）$遷移に対応すると仮定すると、この暫定的な検出は、多波長測光による銀河の赤方偏移の制約と一致して、$z=5.857$の分光学的赤方偏移を意味します。これにより、この天体は、赤方偏移が3mmで選択された最高の銀河であり、これまでに知られている赤方偏移が最も高いほこりっぽい星形成銀河の1つになります。ここでは、この暫定的な検出の特徴と、線が本物であると仮定して推測できる物理的特性について報告します。最後に、私は、この識別を裏付け、この光学的に暗いほこりっぽい星形成銀河の高赤方偏移の性質を確認するための追跡観測を提唱します。
z〜9からz〜2までのUV比視感度関数の新しい決定は、ハロー成長と一定の星形成効率との顕著な一貫性を示しています
| Title |
New_Determinations_of_the_UV_Luminosity_Functions_from_z~9_to_z~2_show_a_remarkable_consistency_with_halo_growth_and_a_constant_star_formation_efficiency |
| Authors |
R.J._Bouwens,_P.A._Oesch,_M._Stefanon,_G._Illingworth,_I._Labbe,_N._Reddy,_H._Atek,_M._Montes,_R._Naidu,_T._Nanayakkara,_E._Nelson,_S._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07775 |
ここでは、z〜2、3、4、5、6、7、8、および9のHSTでこれまでに利用可能な残りのフレーム$UV$LFの最も包括的な決定を提供します。本質的にすべての非クラスター銀河系外遺産ハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）、ハッブルフロンティアフィールドパラレルフィールド、および5つのCANDELSフィールドすべてを含むフィールドが使用され、合計調査領域は1136分角^2になります。私たちの決定には、GOODSNorthおよびGOODSSouth地域の約150分角^2の領域で利用可能な深いHDUV、UVUDF、およびERSWFC3/UVIS観測を活用したz〜2-3の銀河が含まれます。全体として、私たちの集合的なサンプルには、HSTでの以前の選択よりも2.3倍以上大きい24,000を超えるソースが含まれています。5766、6332、7240、3449、1066、601、246、および33のソースは、それぞれz〜2、3、4、5、6、7、8、および9で識別されます。結果をOesch+2018aによる以前のz〜10LFの決定と組み合わせて、$UV$LFの進化を定量化します。我々の結果は、（1）z〜10のalpha〜-2.4からz〜2の-1.5へのかすかな端の傾斜アルファの滑らかな平坦化、（2）z>での特徴的な光度M*の最小の変化があることを示しています。〜2.5、および（3）正規化log_10phi*のz〜10からz〜2への単調増加。これは、「加速された」進化シナリオと一致する単純な2次多項式で十分に説明できます。これらの傾向（少なくともz〜10からz〜2.5まで）のそれぞれは、ハロー質量関数の進化と単純な一定の星形成効率モデルに基づいて簡単に説明できることがわかります。
X-SHOOTERライマン-z = 2での$ \ alpha $調査（XLS-z2）I：典型的なライマン-$ \ alpha
$エミッターのパンクロマティックスペクトル
| Title |
The_X-SHOOTER_Lyman-$\alpha$_survey_at_z=2_(XLS-z2)_I:_the_panchromatic_spectrum_of_typical_Lyman-$\alpha$_emitters |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_David_Sobral,_Matthew_Hayes,_Gabriele_Pezzulli,_Max_Gronke,_Daniel_Schaerer,_Rohan_P._Naidu,_Huub_R\"ottgering,_Jo\~ao_Calhau,_Ana_Paulino-Afonso,_S\'ergio_Santos,_Ricardo_Amor\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07779 |
X-SHOOTERLyman-$\alpha$調査の最初の結果を$z=2$（XLS-$z2$）で示します。XLS-$z2$は、35台のライマン-$\alpha$エミッター（LAE）の詳細な分光調査であり、VLT/X-SHOOTERで$\約90$時間の露光時間を利用し、レストフレームのLy$\alpha$からH$までをカバーしています。R$\upperx4000$での\alpha$放出。サンプルの選択、観察、およびデータ削減について説明します。全身の赤方偏移は、33/35光源のレストフレーム光ラインから測定されます。積み重ねられたスペクトルでは、私たちのLAEは、ほこりが少なく、金属量が低く、イオン化状態が高い星間物質によって特徴付けられます。電離源は、光学系の強力な輝線とUVの高電離線に電力を供給する若いホットスターです。LAEは、塊状のUV形態を示し、青方偏移したSiII吸収、広い[OIII]成分、および赤く歪んだLy$\alpha$線を伴う流出運動学を持っています。通常、Ly$\alpha$フォトンの30％が逃げ、そのうちの4分の1が全身速度の青い側にあります。Ly$\alpha$光子の一部は、全身で直接逃げ、明確なチャネルを示唆して、MgIIに基づく推論と一致して、電離光子の$\upperx10$％の逃げを可能にします。低い有効HIカラム密度、低いダスト含有量、および若いスターバーストの組み合わせにより、星形成銀河がLAEとして観測されるかどうかが決まります。前者はおそらく流出や幸運な視野角に関連していますが、LAEの後者の2つは、10$^9$M$_{\odot}$の恒星質量で典型的であることがわかります。
| Title |
Hunting_for_intermediate-mass_black_holes_in_globular_clusters:_an_astrometric_study_of_NGC_6441 |
| Authors |
Maximilian_H\"aberle,_Mattia_Libralato,_Andrea_Bellini,_Laura_L._Watkins,_J\"org-Uwe_Pott,_Nadine_Neumayer,_Roeland_P._van_der_Marel,_Giampaolo_Piotto,_and_Domenico_Nardiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07782 |
球状星団NGC6441のコアにおける固有運動（PM）の位置天文研究を提示します。このクラスターのコアは高密度であり、現在の機器での観測は非常に困難です。地上ベースの高角度分解能NACO@VLT画像をハッブル宇宙望遠鏡ACS/HRCデータと組み合わせ、クラスターの中央の15秒角にある約1400個の星の15年の時間ベースラインでPMを測定します。明るくよく測定された星のPM精度は$\sim$30$\mu$asyr$^{-1}$に達します。速度分散に関する我々の結果は他の研究とよく一致しており、NGC6441の恒星運動学の既存の分析をこれまで調査されたことのないその中心領域にまで拡張しています。クラスターの最も内側の秒角で、進化した星の速度分散（19.1$\pm$2.0）kms$^{-1}$を測定します。NGC6441は質量が大きいため、中間質量ブラックホール（IMBH）を収容するための有望な候補です。測定値を文献からの追加データと組み合わせて、クラスターの動的モデルを計算します。$M_{\rmIMBH}<1.32\times10^4\、\textrm{M}_\odot$の上限が見つかりましたが、その存在を確認したり除外したりすることはできません。また、クラスターの動的距離を$12.74^{+0.16}_{-0.15}$kpcに調整します。NGC6441でのIMBHの探索はまだ完了していませんが、私たちの結果は、超大型望遠鏡での将来の観測が、既存の高角度分解能データによって提供される長い時間ベースラインからどのように恩恵を受けるかを示しています。
矮小銀河における化学的異常のAPOGEE分光学的証拠：M〜54といて座の場合
| Title |
APOGEE_spectroscopic_evidence_for_chemical_anomalies_in_dwarf_galaxies:_The_case_of_M~54_and_Sagittarius |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Dante_Minniti,_Christian_Moni_Bidin,_Beatriz_Barbuy,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Richard_R._Lane,_Alexandre_Roman-Lopes,_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07785 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）調査からの高解像度の\textit{H}バンドスペクトルの分析に基づいて、矮小銀河系（Sagittarius：Sgr）の球状星団の星の破片の証拠を提示します。M〜54の潜在的なメンバーの既存のサンプルに、[N/Fe]、[Ti/Fe]、および[Ni/Fe]の存在比を追加します。M〜54の多数の星について[N/Fe]の存在量が導き出されるのはこれが初めてです。私たちの研究は、M〜54$+$Sagittariusシステムのコアに、窒素-（大きな広がり、$\gtrsim1$dex）と中程度のMg枯渇を伴うアルミニウムに富む星のかなりの集団の存在を明らかにしています。第2世代の球状星団（GC）に特徴的な軽元素の異常。したがって、他の銀河系GCで同様の金属量で見られる複数の星の種族の典型的な現象を追跡し、Na-O反相関に基づく以前の結果を確認します。さらに、M〜54の星のほとんどが、Sgrフィールドの星には明らかに存在しない異なる化学パターンを示すことを示します。さらに、化学的証拠と運動学的証拠の両方がM〜54から放出されたという仮説と釣り合っている、GCの第2世代のような化学的パターンを持つ窒素強化潮汐外星の偶然の発見を報告します。私たちの発見は、局部銀河群の矮小銀河における、おそらくきちんと細断されたGCに関連する化学的異常の存在を支持し、他の既知の天の川に沿ったそのような真正な星の将来の探索を動機付けます。
2つの$ z \ sim1.5 $レンズクエーサーでX線核風と銀河規模のイオン化流出を接続する
| Title |
Connecting_X-ray_nuclear_winds_with_galaxy-scale_ionised_outflows_in_two_$z\sim1.5$_lensed_quasars |
| Authors |
G._Tozzi,_G._Cresci,_A._Marasco,_E._Nardini,_A._Marconi,_F._Mannucci,_G._Chartas,_F._Rizzo,_A._Amiri,_M._Brusa,_A._Comastri,_M._Dadina,_G._Lanzuisi,_V._Mainieri,_M._Mingozzi,_M._Perna,_G._Venturi,_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07789 |
活動銀河核（AGN）によって引き起こされる流出は、ホスト銀河の進化に大きな影響を与えると予想されますが、それらがどのように加速され、銀河全体のスケールで伝播するかについてはまだ議論されています。この研究は、AGN活動のピーク（$z\sim2$）に近い2つのクエーサーで初めて、X線、核超高速流出（UFO）、および拡張イオン化流出の間のリンクを研究することによって、これらの質問に対処します。AGNフィードバックはより効果的であることが期待されます。ターゲットとして、$z\sim1.5$にある2つのマルチレンズクエーサー、HS0810+2554とSDSSJ1353+1138を選択しました。これらは、UFOをホストすることが知られており、VLTの近赤外面分光計SINFONIで観測されました。イオン化された流出の存在を追跡するために、[OIII]$\lambda$5007光輝線の運動学的分析を実行しました。両方の銀河で空間的に分解されたイオン化された流出を検出し、8kpcを超えて伸び、$v>2000$km/sまで移動しました。HS0810+2554およびSDSSJ1353+1138について、$\sim$12M$_{sun}$/yrおよび$\sim$2M$_{sun}$/yrの大量流出率を導き出しました。共同ホストされたUFOエネルギーと比較すると、HS0810+2554のイオン化された流出エネルギーは、風の伝播の運動量駆動レジームとほぼ一致していますが、SDSSJ1353+1138では、理論上の予測とは100ドルの係数で異なります、そのような不一致を説明するために、大量の分子流出またはAGN活動の高い変動性のいずれかを必要とします。さらに、UFOと拡張（イオン化/原子/分子）流出検出の両方を使用して、十分に研究されたオブジェクトの小さなサンプル（1つを除くすべて）の結果を検討することにより、12個の銀河のうち10個で大きな銀河がスケール流出エネルギー学は、運動量またはエネルギー駆動シナリオのいずれかの理論的予測と一致しています。これは、そのようなモデルが大規模なAGN駆動風の加速メカニズムを比較的よく説明していることを示唆しています。
キロパーセクスケールのHST、ALMA、SINFONIを使用して、z = 2.2でほこりっぽい星形成SHiZELS銀河を解決する
| Title |
Resolving_a_dusty,_star-forming_SHiZELS_galaxy_at_z=2.2_with_HST,_ALMA_and_SINFONI_on_kiloparsec_scales |
| Authors |
R._K._Cochrane,_P._N._Best,_I._Smail,_E._Ibar,_A._M._Swinbank,_J._Molina,_D._Sobral,_U._Dudzeviciute |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07791 |
巨大な（M*〜10^11M_sol）、ほこりっぽい、星形成銀河であるSHiZELS-14の〜0.15''空間分解能イメージングをz=2.24で提示します。私たちのレストフレーム〜1kpcスケールの一致した解像度のデータは、星形成の4つの異なる広く使用されているトレーサーで構成されています：H-アルファ輝線（SINFONI/VLTから）、レストフレームUV連続体（HSTF606Wイメージングから）、残り-遠赤外線フレーム（ALMAから）、および無線連続体（JVLAから）。SHiZELS-14は、もともとその適度なH-alpha輝線フラックスによって識別されましたが、おそらく合併中のサブミリ波銀河の活発な星形成（SFR〜1000M_sol/yr）の例のようです。SHiZELS-14は、コンパクトでほこりっぽい中央のスターバーストに加えて、$\rm{H}\alpha$と、残りのフレームの光学およびFIRでの拡張放射を表示します。UV放射は、ダスト連続放射のピークから空間的にオフセットされており、ダスト分布の穴をトレースしているように見えます。ダストの減衰は銀河の空間範囲全体で変化し、最もダストの多い領域で少なくともA_H-alpha〜5のピークに達しますが、中央のスターバーストでの絶滅ははるかに高い可能性があります。さまざまなトレーサーの標準的なキャリブレーションを使用して推定されたグローバルな星形成率は、約10〜1000M_sol/年の範囲で変化し、銀河のほこりっぽい中心部では特に矛盾しています。この銀河は、より短い波長のデータによって提供される星形成銀河の進化の偏った見方を浮き彫りにします。
ALMA高解像度観測によるOMC-3 / MMS3の中央に凝縮した構造の解明
| Title |
Revealing_a_Centrally_Condensed_Structure_in_OMC-3/MMS_3_with_ALMA_High_Resolution_Observations |
| Authors |
Kaho_Morii,_Satoko_Takahashi_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07793 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、1.3mm連続体CO（$J$=2-1）のオリオン分子雲3（OMC-3）領域にある特異なミリ波源MMS3を調査しました。SiO（$J$=5-4）、C$^{18}$O（$J$=2-1）、N$_2$D$^+$（$J$=3-2）、およびDCN（$J$=3-2）排出量。ALMAの高角度分解能（$\sim$0''。2）を使用して、サイズが0''。45$\times$0''。32（PA=0.22）の非常にコンパクトで中央に凝縮した連続発光を検出しました$^\circ$）。ピーク位置は、以前に報告された$Spitzer$/IRACおよびX線源の位置の不確実性の範囲内の位置と一致します。また、C$^{18}$O（$J$=2-1）の放出で、直径$\sim$6800au（P.A。=75$^\circ$）のエンベロープが検出されました。さらに、CO（$J$=2-1）放出で初めて双極分子流が検出されました。流出は、C$^{18}$O（$J$=2-1）放出で検出されたエンベロープの長軸にほぼ垂直に伸びます。おそらくジェットをトレースしている、22-30kms$^{-1}$の（赤方偏移）速度範囲のコンパクトな高速COガスが、1.3mmの連続体ピークの近くで検出されました。コンパクトでかすかな赤にシフトしたSiO放出が、CO流出ローブでわずかに検出されました。MMS3の流出の物理量は、OMC-3地域の他のソースの物理量よりも比較的少ないです。近赤外線およびX線源、平坦化されたエンベロープ、およびかすかな流出に関連する中央に凝縮されたオブジェクトは、MMS3が$\sim$10$^3$年の低質量原始星を収容していることを示しています。
z〜1で急冷している巨大銀河の多様な分子ガス含有量
| Title |
The_Diverse_Molecular_Gas_Content_of_Massive_Galaxies_Undergoing_Quenching_at_z~1 |
| Authors |
Sirio_Belli,_Alessandra_Contursi,_Reinhard_Genzel,_Linda_J._Tacconi,_Natascha_M._F\"orster-Schreiber,_Dieter_Lutz,_Fran\c{c}oise_Combes,_Roberto_Neri,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Karl_F._Schuster,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Ken-ichi_Tadaki,_Rebecca_L._Davies,_Richard_I._Davies,_Benjamin_D._Johnson,_Minju_M._Lee,_Joel_Leja,_Erica_J._Nelson,_Sedona_H._Price,_Jinyi_Shangguan,_T._Taro_Shimizu,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07881 |
消光のさまざまな段階にある1<z<1.3の3つの巨大な銀河の分子ガス含有量と星の種族の特性の詳細な研究を提示します。銀河は、静止光学/近赤外スペクトルエネルギー分布と24ミクロンでの比較的明るい発光を持ち、非常に多様な特性を示すように選択されました。3つの銀河のそれぞれからのCO放出は、深いNOEMA観測で検出され、13〜23％の分子ガス分率Mgas/Mstarを導き出すことができます。また、観測された測光と光学分光法にモデルを適合させ、ある物体で最近の若返り、別の物体でゆっくりと消光し、3番目のシステムで急速に消光する証拠を見つけることによって星形成の歴史を再構築します。消光メカニズムをより適切に制約するために、文献からz〜0.7でのサンプルおよび他の同様のサンプルの空乏時間を調査します。枯渇時間は、星形成率の測定に採用された方法に大きく依存していることがわかります。UV+IRの光度を使用すると、ダスト補正された[OII]放射を使用して得られたものよりも約6倍短い枯渇時間が得られます。おそらくよりロバストなスペクトルフィッティングからの星形成率を採用すると、最近クエンチされた銀河と星形成銀河は同様の枯渇時間を持ち、古い静止システムはより長い枯渇時間を持っていることがわかります。これらの結果は、銀河の消光の物理モデルに新しく重要な制約を提供します。
光潮汐破壊現象の赤外線エコー：サブパーセクスケールで最大1％以下のダストカバーファクター
| Title |
Infrared_Echoes_of_Optical_Tidal_Disruption_Events:_~1%_Dust_Covering_Factor_or_Less_at_sub-parsec_Scale |
| Authors |
Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Xueyang_Hu,_Luming_Sun,_Liming_Dou,_Lin_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08044 |
過去10年間で、最新の時間領域調査の出現により、光学的に発見された潮汐破壊現象（TDE）が爆発的に増加しました。ただし、個々の検出にもかかわらず、赤外線（IR）エコーの包括的な観測ビューはまだありません。この目的のために、広域赤外線サーベイエクスプローラーの完全な公開データセットを利用して、2009年から2018年の間に発見された23の光学TDEのIR変動の統計的研究を実施しました。変動の検出は差分画像で実行され、少なくとも1つのバンドで有意な（>$3\sigma$）変動を持つ11個のオブジェクトが生成されますが、ダスト放出は8個のオブジェクトにしか適合できません。それらのピークダスト光度は約$10^{41}$-$10^{42}$erg/sであり、サブパーセクのスケールでのダスト被覆係数$f_c\sim0.01$に対応します。唯一の例外は、論争の的となっているソースASASSN-15lhです。これは、超高ダストの光度（$\sim10^{43.5}$erg/s）を示し、その性質をさらにとらえどころのないものにします。他の検出されないオブジェクトは、さらに低い$f_c$を示します。これは、さらに1桁低くなる可能性があります。導出された$f_c$は、一般に活動銀河核（AGN）の塵の多いトーラスの塵よりもはるかに小さく、塵が不足しているか、SMBHの近くに幾何学的に薄く平らな円盤があることを示唆しています。私たちの結果はまた、光学TDEサンプル（スターバースト後の銀河が過大評価されている）がサブPCスケールでほこりがほとんどないイベントに深刻に偏っていることを示していますが、ほこりの多い星形成システムのTDEはIRエコーによってより効率的に明らかになる可能性があります。
中央分子ゾーン内の孤立した巨大な星の集団を制限する
| Title |
Constraining_the_population_of_isolated_massive_stars_within_the_Central_Molecular_Zone |
| Authors |
J._S._Clark,_L._R._Patrick,_F._Najarro,_C._J._Evans,_M._E._Lohr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08126 |
多くの銀河は、落下するガスによって燃料を供給された、顕著な核周囲のスターバーストをホストしています。そのような活動は、核の経年進化を推進し、超風を生成すると予想されますが、存在する強い放射場と極端なガスおよび宇宙線密度は、より静止した銀河領域に関して星形成の結果を変更するように作用する可能性があります。天の川の中心は、この現象の唯一の例であり、その近接性により、個々の星が解決される可能性があります。以前の研究は、それが巨大な星の豊富な集団をホストしていることを明らかにしました。これらは3つのクラスター内にあり、追加の条件が中央分子ゾーン（CMZ）全体に分散しています。VLT+KMOSを使用して、分類と定量分析のために、後のコホートの均一で高S/Nの分光法を取得しました。以前に特定された例を含めて、銀河中心内に合計83個の孤立した巨大な星が見つかりました。これらの星は、強力な恒星風や広範な星周エンベロープをサポートするオブジェクトに偏っています。明らかな恒星の過密度がSgrB1星形成領域と一致することがわかったが、それ以上の星団、またはそれらの潮汐的に剥ぎ取られた残骸は確認されなかった。CMZ内の孤立した大質量星のコホートは、既知のクラスターのサイズに匹敵しますが、観測の偏りのため、現時点では非常に不完全である可能性があります。両方の集団を組み合わせると、次の20Myr以内にコア崩壊を受けると予想される320を超える分光学的に分類された星が得られます。これがおそらく真の数の過小評価であることを考えると、CMZに関連する巨大な星の集団は、天の川内の星形成複合体の中で前例のないように見え、それらが核のエネルギーと進化において重要な役割を果たすと予想されるかもしれません領域。
SDSS-IV MaNGA：LSB銀河に関連するブルーベリー候補$-$合併または潮汐矮星システム？
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Blueberry_Candidates_Associated_with_LSB_Galaxies_$-$_Merger_or_Tidal_Dwarf_Systems_? |
| Authors |
Abhishek_Paswan,_Kanak_Saha_and_Suraj_Dhiwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08240 |
ここでは、MaNGA調査からの光学IFU分光データを使用して、2つの新しいブルーベリー銀河の発見を報告します。両方のブルーベリーは、低表面輝度（LSB）銀河の郊外にあるコンパクトな（$\leq$$1-2$kpc）スターバーストシステムであることがわかります。私たちのブルーベリーは、地元で知られているブルーベリー銀河の中で最も低い恒星質量$\sim$10$^{5}$M$_{\odot}$を持っています。ブルーベリーソースとそれに関連するLSBの間には、非常に大きな平均金属量差（$\sim$0.5dex）があります。さらに、ブルーベリーの放射状の金属量勾配もそれぞれのLSBとは異なります。これは、これらのLSBの金属量履歴が大幅に異なることを示しています。TDGとしてのこれらのブルーベリーの生存の可能性は、それらの構造的および運動学的特性に基づいて分析されます。私たちの分析によると、2つのブルーベリーは内部の動きに対して安定していますが、ホスト銀河の潮汐力に対しては生き残れなかったでしょう。ホストLSBとブルーベリーの間の速度差に基づくと、それらは密集した環境にあるこれらのLSBとの合併の進んだ段階にあるコンパクトなスターバーストシステムであるように見えます。私たちの調査結果の意味について説明します。
GaiaDR2を使用したPerseus分子雲の下部構造
| Title |
Substructure_in_the_Perseus_Molecular_Cloud_using_Gaia_DR2 |
| Authors |
Tatiana_Pavlidou_(1),_Aleks_Scholz_(1),_Paula_S._Teixeira_(1)_((1)_University_of_St_Andrews) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08263 |
ガイアDR2の測光データと運動学的データを使用して、ペルセウスの分子雲に関連する星形成領域の構造を調べます。2つのよく知られているクラスターIC348とNGC1333とは別に、Autochthe、Alcaeus、Heleus、Electryon、Mestorという名前の30〜300人のメンバーを含む5つの新しいクラスター化された若い星のグループを紹介します。候補メンバーがどのように位置、固有運動、視差、色の大きさの空間に分布しているかに基づいて、これらが若い星の共動グループであることを示します。それらの色と大きさの図を等時線と比較することにより、それらが1〜5Myrの年齢であることを示します。2MASSとWISEの色を使用すると、各グループにディスクがある星の割合は10〜50パーセントの範囲であることがわかります。353GHzのプランクマップによると、新しいグループの最年少は、冷たい塵の貯留層にも関連付けられています。5つの新しいグループの年齢と固有運動をIC348とNGC1333のものと比較します。AutochtheはNGC1333と明確に関連しており、同じ星形成イベントで形成された可能性があります。7つのグループは、固有運動、視差、年齢を共有する2つのセットに大まかに分けられます。古いセットはヘレイオス、エレクトリオン、メスター、若いセットはNGC1333、オートクテです。アルカイオスは運動学的に若いセットと関係がありますが、より高齢であり、IC348の特性は両方のセットと重複しています。この星形成領域のすべての古いグループは、より高い銀河緯度に位置しています。
原始惑星系円盤におけるH2回転振動励起とその化学への影響
原始惑星系円盤の化学的性質に対するH$_2$回転振動励起の影響は、円盤の物理的および化学的構造を解き、H$_2$レベルの母集団の詳細な計算を含むフレームワークを使用して研究されます。回転振動で励起されたH$_2$を使用した化学は、ディスクで一般的に観察されるいくつかの種の形成に重要であることがわかっています。この作業は、ディスクの化学状態を推測する場合、ディスクでPDR化学を正確に処理する必要があることを示しています。惑星形成の時代のディスク。これは、微惑星の形成と太陽系外惑星の組成に影響を与える、元素ディスクのC/OとN/O比の変化を推測するために一般的に使用されるC$_2$H、CN、HCNなどの分子にとってさらに重要であることがわかっています。雰囲気。完全なH$_2$人口計算で計算された垂直列密度は、励起されたH$_2$を処理しない計算と比較して、CN、HCN/HNCなどの分子で$\sim1-2$桁増加します。一般的に使用される疑似レベル近似の場合、これらの分子の計算された列は、完全なモデルと比較した場合、$\sim3-5$の係数で過大評価されます。さらに、これらの分子の計算された存在量は、ディスクに十分に拘束されていないH$_2$（つまり、11-13.6eV）をポンピングするエネルギーでのFUV光子の強度、および関数としての速度定数に強く依存することに注意してください。CN/HCN化学のより正確な評価には、主要な反応N+H$_2\rightarrow$NHのH$_2$回転振動レベルが必要ですが、現在は利用できません。
過去からの爆発：SN1972Eの前駆体モデルの制約
| Title |
Blast_From_the_Past:_Constraining_Progenitor_Models_of_SN_1972E |
| Authors |
Aaron_Do,_Bejamin_J._Shappee,_Jean-Pierre_De_Cuyper,_John_L._Tonry,_Cynthia_Hunt,_Fran\c{c}ois_Schweizer,_Mark_M._Phillips,_Christopher_R._Burns,_Rachael_Beaton,_Olivier_Hainaut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07796 |
アーカイブ写真乾板とハッブル宇宙望遠鏡イメージングを組み合わせることにより、歴史的な銀河系外SNの生き残った仲間を拘束することにより、Ia型超新星を研究するための新しい手法を提示します。125年以上で最も近い既知のSNIaである超新星1972Eに対してこの手法を示します。Ia型超新星のいくつかのモデルは、熱核爆発を引き起こすのに十分な質量を提供する非縮退コンパニオンを持つ白色矮星を説明しています。流体力学シミュレーションと恒星進化モデルは、これらのドナー星が爆発に耐え、少なくとも1000年の間光度の増加を示すことを示しています。したがって、超新星の噴出物が消えた後の正確な位置の遅い時間の観測は、生き残ったドナー星と前駆体モデルの存在を制約する可能性があります。SN1972Eの爆発現場は、ヨーロッパ南天天文台1mシュミットで撮影された17枚のデジタル写真乾板と、1972年から1974年にかけてセロトロロアメリカ大陸間天文台1.5m望遠鏡で撮影された1枚の写真乾板を分析することで見つかります。\textit{Gaia}eDR3カタログを使用してSupernova1972Eの赤道座標を決定すると、次のようになります。$\alpha$=13$^h$39$^m$52.708$^s$$\pm$0.004$^s$および$\delta$=$-$31\degree40'8\farcs97$\pm$0\farcs04（ICRS）。2005年、HST/ACSは、SN1972Eのホスト銀河であるNGC5253を、爆発サイトをカバーする$F435W$、$F555W$、および$F814W$フィルターで画像化しました。検出された最も近い光源は、位置精度の3.0倍オフセットされており、生き残ったドナー星に期待される色と一致していません。したがって、2005年のHST観測では、すべてのヘリウム星コンパニオンモデル、および現在文献にある最も明るい主系列コンパニオンモデルが除外されています。残りの主系列コンパニオンモデルは、より深いHSTイメージングでテストできます。
ハードおよびハード中間状態でのMAXIJ1820 +070の内部フロージオメトリ
| Title |
The_inner_flow_geometry_in_MAXI_J1820+070_during_hard_and_hard-intermediate_states |
| Authors |
B._De_Marco,_A._A._Zdziarski,_G._Ponti,_G._Migliori,_T._M._Belloni,_A._Segovia_Otero,_M._Dzie{\l}ak,_E._V._Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07811 |
[要約]コンテキスト：最近発見された、非常に明るいブラックホールX線連星システムMAXIJ1820+070の体系的なX線スペクトルタイミング研究を紹介します。私たちの分析は、2018年の爆発の最初の部分に焦点を当てており、ハード状態全体の上昇、明るいハードおよびハード中間状態、およびソフト中間状態への移行をカバーしています。目的：最も内側の降着流の形状と爆発中のその進化を制約する問題に対処します。方法：MAXIJ1820+070のNICERデータに適用される2つの独立したX線スペクトルタイミング方法を採用しました。最初に、軟X線の残響ラグの特徴的な周波数の変化を特定して追跡しました。次に、観測された熱残響の遅れの原因となる準熱成分のスペクトル進化を研究しました。結果：熱残響の遅れの頻度は、爆発の大部分を通じて着実に増加します。これは、X線源とディスクの間の相対距離が線源が柔らかくなるにつれて減少することを意味します。ただし、遷移の近くでこの進化は中断し、ラグ振幅（周波数）の突然の増加（減少）を示します。高周波共分散スペクトルの準熱成分の変化は、ソースが柔らかくなるにつれてディスクの内側半径が着実に減少することと一致しています。結論：遷移付近の熱残響ラグの振る舞いは、爆発の後半に電波波長で検出された相対論的プラズマ放出に関連している可能性があり、おそらくそのようなイベントの前兆を表しています。ほとんどのハードおよびハード中間状態を通じて、ディスクは切り捨てられており（内径$R_{\rmin}>\sim10R_{\rmg}$）、最内安定円軌道に近づいています。遷移の近くでのみ。
中性子星合体のランタニドに富むエジェクタからの輝線星雲
| Title |
Nebular_Emission_from_Lanthanide-rich_Ejecta_of_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Kenta_Hotokezaka,_Masaomi_Tanaka,_Daiji_Kato,_Gediminas_Gaigalas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07879 |
中性子星合体（NSM）のランタニドに富む噴出物の星雲相は、原子特性が単一の種であるネオジム（Nd）によって表される1ゾーンモデルを使用して研究されます。r過程核のベータ崩壊が熱とイオン化源であるという仮定の下で、非局所的な熱力学的平衡の下での噴出物のイオン化と熱バランスを解きます。エネルギー準位、放射遷移速度、衝突強度、再結合率係数などの原子データは、原子構造コードGRASP2KとHULLACを使用して取得されます。許可されたラインと禁止されたラインの両方が、星雲温度でのNdIIとNdIIIの冷却速度にほぼ等しく寄与することがわかります。イオン化と熱化のバランスに関連するプロセスは2つに起因するため、運動温度とイオン化度は、星状相の初期段階で時間とともに増加しますが、これらの量は、加熱速度の熱化中断後、時間にほぼ依存しないことを示します。-後で電子とイオンの間の物体の衝突。その結果、光度の急激な低下にもかかわらず、出現スペクトルの形状は、ブレーク後の時間とともに大幅に変化することはありません。純粋なNdエジェクタの輝線星雲スペクトルは、$0.5\、\mum$から$20\、\mum$までの広い構造で構成され、$1\、\mum$と$10\の周りに2つの異なるピークがあることを示します。、\mum$。
Swift J0840.7-3516のマルチバンド観測：新しい過渡超小型X線連星候補
| Title |
Multi-band_observations_of_Swift_J0840.7-3516:_a_new_transient_ultra-compact_X-ray_binary_candidate |
| Authors |
F._Coti_Zelati,_A._de_Ugarte_Postigo,_T._D._Russell,_A._Borghese,_N._Rea,_P._Esposito,_G._L._Israel,_S._Campana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07947 |
ニールゲーレルスウィフト天文台によって2020年2月に爆発で検出された過渡源スウィフトJ0840.7-3516のマルチバンド観測について報告します。爆発のエピソードはわずか約5日間続き、その間に観測されたX線フラックスはピーク時の約1.8E-9erg/cm^2/sから静止状態の1.3E-13erg/cm^2/sに急速に減少しました（0.3-10keV）。フラックスのそのような顕著で急速な減少は、UVおよび光学波長でも記録されました。爆発では、線源は数秒という短いタイムスケールでX線にかなりの非周期的変動を示しました。0.3〜20keVのエネルギー範囲のソースのスペクトルは、熱（黒体のような）コンポーネントと非熱（べき乗則のような）コンポーネントによって十分に説明され、ソースが静止状態に戻るとかなり柔らかくなりました。静止状態の光学的対応物のスペクトルは、青い連続体に重ね合わされた、主にイオン化された炭素と酸素に関連する幅広い発光特性を示しました。静止状態では、明るい連続電波放射の証拠は見つかりませんでした。このソースの性質について考えられるシナリオについて説明し、観察された現象論が一時的な超小型X線連星システムを指していることを示します。
ブラックホールによって駆動される一般相対論的高磁化ジェットの物質密度分布
| Title |
Matter_density_distribution_of_general_relativistic_highly_magnetized_jets_driven_by_black_holes |
| Authors |
Taiki_Ogihara,_Takumi_Ogawa,_Kenji_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07986 |
高解像度の超長基線干渉法（VLBI）の電波観測により、活動銀河核ジェットの詳細な放射構造が解明されました。一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションにより、ジェット生成物理学の理解が向上しましたが、理論的研究では、ジェット物質の起源と分布を制約することは依然として困難です。ブラックホール（BH）磁気圏の近似解を得るために、新しい定常軸対称GRMHDジェットモデルを構築し、ジェットの物質密度分布を調べます。力のない解析解とGRMHDシミュレーション結果を模倣する固定ポロイダル磁場形状を仮定し、流入と流出を分割する分離面で一定のポロイダル速度を仮定することにより、分離面での力線間の力のバランスを数値的に解きます。力線に沿った物質の速度と密度の分布を分析的に解きます。放物線フィールドモデルの分離面の密度は、BHから遠いゾーンの$\proptor_{ss}^{-2}$にほぼ従うことがわかります。ここで、$r_{ss}$は分離の半径です。表面。BHスピンが大きい場合、または分離面での速度が小さい場合、分離面での密度はジェットエッジの近くに集中します。私たちの半解析モデルは、放射伝達計算と組み合わせて、高解像度のVLBI観測を解釈し、ジェット物質の起源を理解するのに役立つ可能性があります。
チャンドラはM51ULX-7のX線変動を調査します：軌道周期でのプロペラ遷移とX線ディップの証拠
| Title |
Chandra_probes_the_X-ray_variability_of_M51_ULX-7:_evidence_of_propeller_transition_and_X-ray_dips_on_orbital_periods |
| Authors |
G._Vasilopoulos,_F._Koliopanos,_F._Haberl,_H._Treiber,_M._Brightman,_H._P._Earnshaw,_A._G\'urpide |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07996 |
2012年に33日間にわたって取得された2018-2020Swift/XRTモニタリングデータとアーカイブチャンドラデータの分析から推測されたULXパルサーM51ULX-7の時間的特性について報告します。これはプロペラの遷移を示している可能性があり、NSがほぼ平衡状態で回転しているという解釈をさらに支持します。あるいは、このオフ状態は、可変の超軌道周期に関連している可能性があります。さらに、バイナリ軌道周期に関連付けられているX線光度曲線の周期的なディップの発見を報告します。ディップの存在は、バイナリの軌道面が配向のエッジに近い構成を意味し、したがって、ULXパルサーを観測するために好ましい形状が必要ないことを示しています。これらの特性は、典型的なX-HerX-1やSMCX-1などの光線パルサーまたはNGC5907ULX1などの他のULXパルサー。
銀河団ガスにおける宇宙線陽子衝撃加速の課題について
銀河団は、宇宙で最大の粒子加速器をホストしています。銀河団ガス（ICM）の衝撃波は、高温のイオン化プラズマであり、粒子を高エネルギーに加速します。電波観測はICMで放射光を拾い上げ、加速された宇宙線電子の存在を証明します。ただし、$\gamma$線の形での宇宙線陽子の兆候。検出されないままです。これは、$\gamma$線の欠落の問題として知られており、ICMで機能している衝撃加速メカニズムに直接挑戦します。過去10年間、理論的および数値的研究は、ICMの衝撃加速プロセスを支配する微物理に関する知識の向上に焦点を合わせてきました。これらの新しいモデルは、衝撃で加速された宇宙線陽子によって生成された$\gamma$線信号を、最新の$\gamma$線観測所で設定された検出限界未満で予測することができます。このレビューでは、欠落している$\gamma$線問題を解決するための最新の進歩を要約します。
ステラルーメンは、プラズモイド放出のメカニズムとして、磁化された降着トーラスを通過します
| Title |
Stellar_transits_across_a_magnetized_accretion_torus_as_a_mechanism_for_plasmoid_ejection |
| Authors |
Petra_Sukov\'a,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Vojt\v{e}ch_Witzany_and_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08135 |
超大質量ブラックホールのすぐ近くには、降着するガスや塵だけでなく、後期型や初期型の星や、核星団に属するコンパクトな残骸などの恒星サイズの天体も含まれています。降着流を通過するとき、これらの物体は、風、磁場、重力場によって降着流を乱します。一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを実行することにより、星の通過がブラックホールのガス環境にどのように影響するかを調査します。降着率の変化と降着トーラスの漏斗内のプラズマの塊の出現に焦点を当てます。同等の初期条件で開始された2Dおよび3D数値計算の結果を比較します。準定常的な流入が通過する星によって一時的に抑制される方法と、プラズモイドが回転軸の近くの磁力線に沿って放出される方法を示します。さらに、降着変動のパワースペクトルにおける摂動運動の特徴的な周波数を観察します。これは、イベントのマルチメッセンジャー検出の手段を提供します。最後に、Sgr〜A*、OJ287、REJ1034+396、1ES1927+65、ESO253--G003などのいくつかの有望な情報源に重点を置いて、銀河核の多波長観測への結果の関係について説明します。。
サブチャンドラセカール質量白色矮星爆発の非局所熱力学的平衡放射伝達シミュレーション
| Title |
Non-Local_Thermodynamic_Equilibrium_Radiative_Transfer_Simulations_of_Sub-Chandrasekhar-Mass_White_Dwarf_Detonations |
| Authors |
Ken_J._Shen,_St\'ephane_Blondin,_Daniel_Kasen,_Luc_Dessart,_Dean_M._Townsley,_Samuel_Boos,_and_D._John_Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08238 |
Ia型超新星（SNeIa）は、急速に進化するサブルミナスからゆっくりと進化するオーバールミナスサブタイプまで、さまざまな光度とタイムスケールにまたがっています。以前の理論的研究は、ほとんどの場合、観察されたSNeIaの全幅を1つの前駆体シナリオと一致させることができませんでした。ここでは、初めて、非局所的な熱力学的平衡放射伝達計算を、チャンドラセカール質量以下の白色矮星爆発の正確な爆発モデルの範囲に適用します。得られた測光とスペクトルは、観測された非特異的なSNeIaの範囲とBバンドの最大時間の15日後まで非常によく一致しており、Phillips（1993）の関係全体に対する定量的一致の最初の例の1つをもたらします。より大規模な白色矮星爆発の最大光での理論スペクトルから推測される中間質量要素速度は、明るく観測されたSNeIaの速度よりも高いですが、これらおよびその他の不一致は、爆発モデルの1次元の性質に起因する可能性があります。多次元サブチャンドラセカール質量白色矮星爆発の将来の非局所熱力学的平衡放射輸送計算によって改善された。
B-BOP、SPICAイメージング偏光計
| Title |
B-BOP,_the_SPICA_Imaging_Polarimeter |
| Authors |
Vincent_Rev\'eret,_Marc_Sauvage,_Oba\"id_Adami,_Abdelkader_Aliane,_Michel_Berth\'e,_Sophie_Bounissou,_Xavier_de_la_Bro\"ise,_Marcos_Chimeno,_Amala_Demonti,_Jacques_Delabrouille,_Cyrille_Delisle,_Eric_Doumayrou,_Lionel_Duband,_Didier_Dubreuil,_Laurent_Dussopt,_Pierre-Antoine_Frugier,_Camille_Gennet,_Olivier_Gevin,_Val\'erie_Goudon,_Hacile_Kaya,_Beno\^it_Marquet,_J\'er\^ome_Martignac,_Sylvain_Martin,_Paco_Najarro,_Xavier-Fran\c{c}ois_Navick,_Javier_Perez,_Jean-Yves_Plesseria,_Albrecht_Poglitsch,_Louis_Rodriguez,_Josefina_Torres_Redondo,_Fran\c{c}ois_Visticot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07885 |
将来のESA-JAXASPICA遠赤外線宇宙天文台に搭載された偏光カメラであるB-BOP装置を紹介します。B-BOPは、サブミリ波光の直線偏光を測定する前例のない能力のおかげで、さまざまな天体物理学環境での磁場の研究を可能にします。B-BOPによって作成されたマップには、総電力だけでなく、偏光の程度と角度に関する情報も、3つのスペクトルバンド（70、200、350ミクロン）で同時に含まれます。B-BOP検出器は、本質的に偏光に敏感な超高感度シリコンボロメータです。彼らのNEPは10E-18W/sqrt（Hz）に近いです。機器の光学的および熱的アーキテクチャを紹介し、ボロメータの設計を詳しく説明し、予備的なラボ作業に基づいて機器の期待される性能を示します。
広帯域X線スペクトルを備えた32 $ \ times $ 32 Ti / AuTESアレイの単一ピクセル性能
| Title |
Single_pixel_performance_of_a_32$\times$32_Ti/Au_TES_array_with_broadband_X-ray_spectra |
| Authors |
Matteo_D'Andrea,_Emanuele_Taralli,_Hiroki_Akamatsu,_Luciano_Gottardi,_Kenichiro_Nagayoshi,_Kevin_Ravensberg,_Marcel_L._Ridder,_Davide_Vaccaro,_Cor_P._de_Vries,_Martin_de_Wit,_Marcel_P._Bruijn,_Ruud_W._M._Hoogeveen_and_Jian-Rong_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08103 |
AthenaX-IFUのバックアップオプションとして、キロピクセルのTi/AuTESアレイを開発しています。ここでは、周波数分割多重（FDM）読み出しシステムで動作する32$\times$32アレイの単一ピクセル性能について報告します。バイアス周波数は、1〜5MHzの範囲です。$^{55}$Fe放射線源（5.9keVでMn-K$\alpha$を放出）と変調X線源（MXS、Cr-を提供）を使用して、いくつかの光子エネルギーでピクセル応答をテストしました。5.4keVでK$\alpha$および8.0keVでCu-K$\alpha$）。最初に、検出器のエネルギースケール校正を実行するために使用される手順を報告します。通常、5.4〜8.9keVのエネルギー範囲で$\sim$0.5eVよりも優れた校正精度を達成します。次に、さまざまなエネルギーで測定されたエネルギー分解能を示します（最高の単一ピクセル性能：$\Delta$E$_{FWHM}$=2.40$\pm$0.09eV@5.4keV;2.53$\pm$0.10eV@5.9keV;2.78$\pm$0.16eV@8.0keV）、ピクセルバイアス周波数とカウントレートからのパフォーマンス依存性も調査します。長いバックグラウンド測定（$\sim$1日）のおかげで、実験装置内の蛍光によって生成された1.5keVのAl-K$\alpha$線も最終的に検出されました。この線を分析して、低エネルギー（$\Delta$E$_{FWHM}$=1.91eV$\pm$0.21eV@1.5keV）でもシングルピクセル性能の最初の評価を取得し、線形性を評価しました大きなエネルギー帯域（1.5〜8.9keV）での検出器の応答の変化。
CubeSatsに搭載された大きな視野検出器によるガンマ線源の予想される信号とバックグラウンドのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_expected_signal_and_background_of_gamma-ray_sources_by_large_field-of-view_detectors_aboard_CubeSats |
| Authors |
G\'abor_Galg\'oczi,_Jakub_\v{R}\'ipa,_Riccardo_Campana,_Norbert_Werner,_Andr\'as_P\'al,_Masanori_Ohno,_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros,_Tsunefumi_Mizuno,_Norbert_Tarcai,_Kento_Torigoe,_Nagomi_Uchida,_Yasushi_Fukazawa,_Hiromitsu_Takahashi,_Kazuhiro_Nakazawa,_Naoyoshi_Hirade,_Kengo_Hirose,_Syohei_Hisadomi,_Teruaki_Enoto,_Hirokazu_Odaka,_Yuto_Ichinohe,_Zsolt_Frei,_L\'aszl\'o_Kiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08104 |
近年、宇宙に打ち上げられたCubeSat（Uクラス宇宙船）の数は指数関数的に増加し、超小型衛星技術の夜明けを示しています。一般に、これらの衛星は、宇宙での直接および間接放射に対する科学機器の遮蔽を制限する従来の科学衛星と比較して、はるかに小さい質量収支を持っています。この論文では、検出器の応答を考慮に入れることにより、X線/ガンマ線過渡現象によって誘発された衛星の広視野ガンマ線シンチレーション検出器の信号を定量化するためのシミュレーションフレームワークを提示します。さらに、南大西洋異常帯と極域の外側の低軌道でX線と粒子のバックグラウンドソースによって誘発された信号を定量化します。最後に、さまざまなエネルギーしきい値レベルを考慮して、信号対雑音比を計算します。私たちのシミュレーションは、材料組成を最適化し、CubeSatsによるさまざまな天体物理学源の検出可能性を予測するために使用できます。開発したシミュレーションを、計画されたCAMELOTCubeSatコンステレーションに属する衛星に適用します。このプロジェクトは、主に短ガンマ線バースト（GRB）と長ガンマ線バースト（GRB）を検出し、二次的な科学目的として、軟ガンマ線リピーター（SGR）と地上ガンマ線フラッシュ（TGF）を検出することを目的としています。シミュレーションには、粒子と衛星の材料との相互作用を可能な限り正確に考慮に入れるための、衛星の詳細なコンピューター支援設計（CAD）モデルが含まれています。私たちのシミュレーションの結果は、CubeSatsがGRB、SGR、TGFの観測のための高エネルギー天体物理学の大宇宙天文台を補完できることを予測しています。CAMELOTCubeSatsに搭載される予定の検出器の場合、シミュレーションは、中央値のGRBおよびSGRフラックスに対して少なくとも9の信号対雑音比での検出が達成可能であることを示しています。
ヴィンケル図法を改善するフラットマップ
Goldberg＆Gott（2008）は、球に対する真正度でフラットマップ投影を評価するために、等方性、面積、屈曲、歪度、距離、および境界カットの6つのエラー測定値を開発しました。最初の2つは予測のメトリックに依存し、次の2つはその1次導関数に依存します。これらの基準により、WinkelTripel（NationalGeographicが世界地図に使用）は、各誤差項の正距円筒図法に対して正規化された、4.563の6つの誤差の二乗和ですべての既知の投影法の最高のスコアでした。ここでは、エラースコアがわずか4.497とわずかに優れた便利なGott-Wagnerバリアントを紹介します。また、正しいトポロジと大幅に改善されたエラースコア（正距方位図法では0.881）を備えた、根本的に新しいクラスのフラット両面マップ（蓄音機レコードなど）を紹介します。これは、これまでで最も正確な地球の平面地図であると信じています。また、他の太陽系オブジェクトのマップや星図も表示します。
Fanaroff-グループ同変畳み込みニューラルネットワークを使用した電波銀河のライリー分類
| Title |
Fanaroff-Riley_classification_of_radio_galaxies_using_group-equivariant_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Anna_M._M._Scaife_and_Fiona_Porter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08252 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）での重み共有により、それらの特徴マップが平行移動と同等になることが保証されます。ただし、従来の畳み込みは平行移動と同変ですが、回転や反射など、入力画像データの他の等長写像とは同変ではありません。電波銀河など、統計的にグローバルな方向不変であると予想される天体の分類では、この二面角同変の欠如は、従来のCNNが特定のタイプのオブジェクトのすべての回転バージョンを個別に分類することを明示的に学習する必要があることを意味します。この作業では、電波銀河分類へのグループ同変畳み込みニューラルネットワークの最初のアプリケーションを紹介し、平行移動、回転、反射を含むユークリッドグループE（2）の同変を維持することにより、クラス内変動を減らす可能性を探ります。ここで検討した電波銀河分類問題については、追加のハイパーパラメータ調整なしで循環モデルと二面角モデルの両方を使用することで分類パフォーマンスが適度に改善され、D16同変モデルが最高のテストパフォーマンスを提供することがわかります。モンテカルロドロップアウト法をベイジアン近似として使用して、画像の向きの関数として認識論的不確実性を回復し、E（2）同変モデルが回転の関数としてモデルの信頼性の変動を減らすことができることを示します。
電子的に再構成可能なリム散乱によるリフレクターアンテナのサイドローブ修正
| Title |
Sidelobe_Modification_for_Reflector_Antennas_by_Electronically-Reconfigurable_Rim_Scattering |
| Authors |
S.W._Ellingson_and_R._Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08274 |
リフレクターアンテナシステムのパターンを動的に変更するには、従来、フィードのアレイが必要です。この論文は、例えば、電子的に再構成可能なリフレクトアレイを使用して、リムの周りの反射器の一部からの散乱が受動的に修正される代替アプローチを提示する。これにより、シングルフィードを使用するシステムで、サイドローブのキャンセルを含む柔軟なサイドローブの変更が容易になります。このようなシステムのアプリケーションには、衛星からの有害なレベルの干渉がサイドローブから入る電波天文学が含まれます。主焦点から給電される軸対称円形放物面反射アンテナのリム周辺の領域の約11％を占める効率的な再構成可能表面は、メインローブの外側の任意の方向から到達する干渉を最大0.3％、場合によってはゼロにするのに十分であることを示します。メインローブゲインの変化。さらに、必要な表面積が周波数に依存しないこと、および反射面の追加の6％を占める再構成可能な面の構成単位セルの1ビット位相制御を使用して同じパフォーマンスが得られることを示します。
大型サブミリ波望遠鏡（LST）用の大判イメージング分光器
| Title |
Large_format_imaging_spectrograph_for_the_Large_Submillimeter_Telescope_(LST) |
| Authors |
K._Kohno,_R._Kawabe,_Y._Tamura,_A._Endo,_J._J._A._Baselmans,_K._Karatsu,_A._K._Inoue,_K._Moriwaki,_N._H._Hayatsu,_N._Yoshida,_Y._Yoshimura,_B._Hatsukade,_H._Umehata,_T._Oshima,_T._Takekoshi,_A._Taniguchi,_P._D._Klaassen,_T._Mroczkowski,_C._Cicone,_F._Bertoldi,_H._Dannerbauer,_T._Tosaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08280 |
大判サブミリ波望遠鏡（LST）とアタカマ大口径サブミリ波望遠鏡（AtLAST）の大判イメージング分光器の概念研究を紹介します。高赤方偏移銀河の最近の観測は、ビッグバンからわずか数億年後（すなわち、z=12--15）に最も早い星形成の始まりを示しており、LST/AtLASTは、分光的に識別された最初の銀河を明らかにするためのユニークな経路を提供します宇宙の再電離前の時代に銀河を形成し、大型のイメージング分光器が装備されるようになると。統合技術を活用したKATANAコンセプト（唐津ほか2019）に基づき、合計1.5Mの検出器を備えた3バンド（200、255、350GHz）、中解像度（R=2,000）のイメージング分光器を提案します。超電導分光計（ISS）と大判イメージングアレイ。1度2の掘削調査（3,500時間）では、z=8-9で多数の[OIII]88um（および[CII]158um）エミッターをキャプチャし、zで[OIII]光度関数を制約します。>12。
ワイドバイナリを使用した白色矮星の初期から最終の質量関係に対する制約の改善
| Title |
Improved_Constraints_on_the_Initial-to-Final_Mass_Relation_of_White_Dwarfs_using_Wide_Binaries |
| Authors |
Manuel_Barrientos,_Julio_Chanam\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07790 |
ターンオフ/準巨星プライマリを含むワイドバイナリ（WB）の9つの白色矮星（WD）から導出された初期から最終の質量関係（IFMR）の観測上の制約を提示します。WBの構成要素はほぼ同じであるため、WDの前駆体の年齢は、その幅広い仲間の研究から判断できます。ただし、WBを使用してIFMRを制約した以前の研究では、MS原色を正確に年代測定することが難しいため、初期質量に大きな不確実性がありました。プライマリがわずかに進化したWBを選択すると、等時性の年齢を正確に決定するのが非常に簡単なパラメータ空間の領域に制限することで、この問題を回避できます。WDの既存のカタログをガイアの位置天文調査と照合することにより、プログラムに適した特性を持つWBのサンプルを選択しました。質量範囲1〜2.2M$_{\odot}$の既存の制約よりも正確な制約が得られました。これは、以前は制約が不十分だったIFMRの領域に対応します。ターンオフ/サブジャイアントWDバイナリの使用を導入したことで、IFMRの研究は、初期質量の精度によって制限されなくなりましたが、現在、圧力は最終質量、つまり今日のWDの質量にかかっています。完全なデータセットを見ると、我々の結果は、低い初期質量でのIFMRの予想外に大きな分散を示唆しています。ただし、このような動作は、SGプライマリを備えたシステムの3つの過大なWDによって駆動されます。これらのWDは、詳しく調べると、それ自体が（近い）バイナリであるように見えます。これらのシステムの特性評価を改善することは、この問題を解決するために重要です。
シミュレーションと無線データの比較によるソーラータイプIIバーストの発生源の追跡
| Title |
Tracking_the_Source_of_Solar_Type_II_Bursts_through_Comparisons_of_Simulations_and_Radio_Data |
| Authors |
Alexander_M._Hegedus_(1),_Ward_B._Manchester_IV_(1),_Justin_C._Kasper_(1)_((1)_University_of_Michigan,_Department_of_Climate_and_Space_Sciences_and_Engineering,_Ann_Arbor,_Michigan,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07875 |
最も強い太陽エネルギー粒子イベントは、15MHz未満の強いタイプII電波バーストを伴うコロナ質量放出（CME）によって生成されます。噴火するCMEと比較して、これらのタイプIIバーストがどこで生成されるかを理解すると、太陽付近の粒子加速の重要な詳細が明らかになりますが、電離層からの歪みのため、放出を地球上で画像化することはできません。ここでは、単一の宇宙船から観測された観測された動的スペクトルを、再現されたCMEの電磁流体力学（MHD）数値シミュレーション内の仮定された放射領域から作成された合成スペクトルと比較することにより、放射の可能性のある発生源の場所を特定する手法を紹介します。ラジオラウド2005年5月13日CMEがテストケースとして選択され、Wind/WAVESラジオデータを使用して、バースト位置の最も可能性の高い進行を見つけるという逆問題を組み立てました。MHDレクリエーションは、さまざまな仮定されたバースト位置の合成スペクトルを作成するために使用されます。Wind/WAVESデータから導出されたタイプII周波数プロファイルとの類似性によって、これらの合成スペクトルをスコアリングするためのフレームワークが開発されています。エントロピーが4倍に強化され、deHoffmannTeller速度が上昇したシミュレーション領域では、宇宙船の観測と同様の合成スペクトルが生成されることがわかります。幾何学的分析は、ヘリオセントリック座標で（-30、0）度付近のエントロピー由来の衝撃の東端が、放出を停止する前のイベントの最初の1時間に放出され、衝撃の西/南西端が（6、-12）度は、20太陽半径までの2時間のシミュレーションデータの電波放射の主要な領域でした。
超新星の電波特性による赤色超巨星の質量損失処方の抑制
電波の超新星特性は星周環境に強く依存しており、超新星前駆体の質量損失を調べるための重要なプローブです。最近、ラジオでのコア崩壊超新星観測が集められ、8.4GHzでのコア崩壊超新星の立ち上がり時間とピーク輝度分布が推定されました。この論文では、ラジオにおけるII型超新星の立ち上がり時間とピーク光度分布を使用して、赤色超巨星の質量損失処方を制約します。赤色超巨星のdeJagerとvanLoonの質量損失率を取得し、それらに基づいて立ち上がり時間とピーク光度分布を計算し、その結果を観測された分布と比較します。deJagerの質量損失率は、II型超新星の広く広がった電波の立ち上がり時間とピーク光度分布をよく説明し、vanLoonの質量損失率は、立ち上がり時間とピーク光度の比較的狭い範囲を予測することを発見しました。赤色超巨星の質量損失処方は、II型超新星で観測された電波の立ち上がり時間とピーク光度の広く広がった分布を再現するために、deJager質量損失率のように光度に強く依存するはずであると結論します。
惑星マイクロレンズ法の中心コースティックス縮退の条件について
$|1-s|\ggq^{1/3}$（$q$は質量比）の場合、惑星（$q\ll1$）マイクロレンズの中央コースティックスの線形近似が有効であることが示されています。$s$は、プライマリのアインシュタイン環半径の単位で予測される分離です）。この条件は、バイナリ分離が共鳴バイナリレジームの分離から遠く離れており、単一の6カスプ苛性アルカリが発生するという要件とも一致しています。コースティクスの線形近似が$s\leftrightarrows^{-1}$の下で不変であることを考えると、同じ条件下で観測された近い/広いバイナリ縮退は、中央コースティクスの線形近似によって理解できます。最後に、苛性交差に関連するレンズ機能の局所的な縮退は、$|1-s|\simq^{1/3}$の場合でも、惑星のイベントで持続する可能性があると主張されていますが、全体的な苛性形状はすべて。
SN 2017hpa：炭素が豊富なIa型超新星
| Title |
SN_2017hpa:_A_carbon-rich_type_Ia_supernova |
| Authors |
Anirban_Dutta,_Avinash_Singh,_G.C._Anupama,_D.K._Sahu_and_Brajesh_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08121 |
Ia型超新星SN2017hpaの光学（UBVRI）および紫外線（Swift-UVOT）測光、および光学分光法を紹介します。$B$バンドの最大光から$-13.8$から$+108$〜dに及ぶ広帯域UV+光学光度曲線と低分解能分光法を研究します。測光分析は、SN2017hpaが$\Deltam_{B}（15）=0.98\pm0.16$magおよび$M_{B}=-19.45\pm0.15$magの距離係数を持つ通常のタイプIaであることを示しています$\mu=34.08\pm0.09$magの$（uvw1-uvv）$の色の変化は、SN2017hpaがNUV-blueグループに分類されることを示しています。最大$（B-V）$の色は、通常のIa型超新星に比べて青みがかっています。分光分析は、SiII6355吸収機能が速度勾配$\dot{v}=128\pm7$kms$^{-1}$d$^{-1}$で急速に進化することを示しています。最大前の位相スペクトルは、顕著なCII6580{\AA}吸収特性を示しています。観測されたスペクトルから測定されたCII6580{\AA}の線速度は、視線効果が原因である可能性があるSiII6355{\AA}の速度よりも遅くなっています。syn++を使用した最大前スペクトルへの合成スペクトルの適合は、光球成分に加えて、SiII吸収に高速成分が存在することを示しています。観測されたスペクトルをスペクトル合成コードTARDISに当てはめると、噴出物中の未燃Cの質量は$\sim0.019$〜$M_{\odot}$と推定されます。ピークボロメータ光度は$L^{bol}_{peak}=1.43\times10^{43}$ergs$^{-1}$です。ボロメータ光度曲線に適合する放射拡散モデルは、$^{56}$Niの$0.61\pm0.02$$M_\odot$が爆発で合成されることを示しています。
スケーリングされた実験室実験からのEXorタイプのオブジェクトへの降着流入の可能な磁場強度の推測
| Title |
Inferring_possible_magnetic_field_strength_of_accreting_inflows_in_EXor-type_objects_from_scaled_laboratory_experiments |
| Authors |
K._Burdonov,_R._Bonito,_T._Giannini,_N._Aidakina,_C._Argiroffi,_J._Beard,_S.N._Chen,_A._Ciardi,_V._Ginzburg,_K._Gubskiy,_V._Gundorin,_M._Gushchin,_A._Kochetkov,_S._Korobkov,_A._Kuzmin,_A._Kuznetsov,_S._Pikuz,_G._Revet,_S._Ryazantsev,_A._Shaykin,_I._Shaykin,_A._Soloviev,_M._Starodubtsev,_A._Strikovskiy,_W._Yao,_I._Yakovlev,_R._Zemskov,_I._Zudin,_E._Khazanov,_S._Orlando,_and_J._Fuchs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08156 |
目的。EXorタイプの天体は、磁気圏降着の断続的で強力なイベントによって引き起こされる強力なUV光学バーストを表示する原始星です。これらのオブジェクトはまだ十分に調査されておらず、特徴付けることは非常に困難です。プラズマ流の速度、特徴的な密度、温度などのいくつかのパラメータは、現在の観測から取得できます。しかし、現時点では、磁場値に関する情報はなく、正確な基礎となる降着シナリオについても議論されています。メソッド。固体ターゲットに衝突する高出力レーザーまたはプラズマガンインジェクターによって生成された実験用プラズマを使用し、これらのプラズマを強力な外部磁場に対して垂直に伝播させます。伝播するプラズマは、EXorタイプの降着イベントの現在推定されているパラメータに適切にスケーリングされていることがわかります。したがって、スケーリングされた条件でのそのような一時的な降着プロセスの動作を研究できます。結果。磁場を横切る効果的なプラズマ伝搬の実験的実証によって裏付けられた、EXorオブジェクトの増加した降着率を説明すると主張する赤道面での追加の物質降着のシナリオを提案します。特に、私たちの実験室での調査により、打ち切り半径と恒星表面の中間の位置にあるEXorオブジェクトの降着ストリームの電界強度は100ガウスのオーダーである必要があることがわかりました。これは、今度は、星の表面で数キロガウスの電界強度を示唆しています。これは、古典的なおうし座T星の観測から推測された値に似ています。
2番目のプロペラの確認：AE〜Aquariiの高傾斜双子
| Title |
Confirmation_of_a_Second_Propeller:_A_High-Inclination_Twin_of_AE~Aquarii |
| Authors |
Peter_Garnavich,_Colin_Littlefield,_R._M._Wagner,_Jan_van_Roestel,_Amruta_D._Jaodand,_Paula_Szkody,_and_John_R._Thorstensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08377 |
何十年もの間、AEAquarii（AEAqr）は、磁気プロペラを含むことが知られている唯一の激変変光星でした。バイナリからの放出は、急速に回転する磁化された白色矮星のスピンダウンによって駆動される持続的な流出です。2020年に、LAMOST-J024048.51+195226.9（J0240）がAEAqrオブジェクトを食する候補として特定され、この仮説を強く支持する時系列分光法の3つのエポックを提示します。Thorstensen（arXiv：2007.09285）によって指摘された測光フレアの間に、バルマー線とHeI線のゼロ強度での半値幅が通常最大約3000km/sに達し、観測されたものをはるかに超えていることを示します。通常の激変星で。ただし、これはAEAqrからのフレアに見られる高速放射と一致しています。さらに、J0240が非常に食の多いシステムであることを疑いの余地なく確認します。フレア連続体、HeI、およびバルマー放出の多くは、二次星の劣った結合を中心とする日食の間に消えるため、WDの近くで発生する可能性があります。日食中に目に見えるままのバルマー放出の一部は急激に減少し、それはおそらく長期の流出で生成されます。何よりも魅力的なことに、この流出は軌道のほぼ半分で狭いP-Cyg吸収成分を生成し、このシナリオがWynn、King、およびHorneによって予測された流出運動学と厳密に一致することを示します。磁気プロペラ仮説の重要な証拠---急速なWDスピン期間---はとらえどころのないままですが、私たちのスペクトルは、ほぼ真正面から見たプロペラ駆動の流出の存在を説得力のあるサポートを提供し、新しい手段を可能にしますプロペラ現象の理論を厳密にテストします。
ホーキング放射はペンローズ宇宙検閲官仮説に違反する可能性があります
ライスナー・ノルドストロームブラックホールのホーキング蒸発過程を分析します。荷電ブラックホールによって放出された特徴的な放射量子が、ほぼ極限のブラックホール時空を地平線のない裸の特異点に変える可能性があることが示されています。ブラックホールの半古典的なホーキング蒸発プロセスが、基本的なペンローズ宇宙検閲の推測に違反する可能性があるという興味深い可能性。
ホーキング放射は、微細なブラックホールを急速に蒸発させ、多くの天体物理学的考察からそれらを除外します。しかし、宇宙の量子的性質がこの振る舞いを変えると主張されてきました。プランクサイズのブラックホールの温度が消え、残されたのは、断面が10ドル程度のプランク質量の残骸です^{-70}m^2$であるため、直接検出はほぼ不可能です。このようなブラックホールの残骸は、暗黒物質の候補として特定されています。ここで、蒸発の最終段階には反跳効果があり、これは、コールドダークマターの宇宙論モデルと一致しない$10^{-1}c$のオーダーの微視的なブラックホール速度を与えると主張します。
| Title |
The_light_ring_and_the_appearance_of_matter_accreted_by_black_holes |
| Authors |
Vitor_Cardoso,_Francisco_Duque,_Arianna_Foschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07784 |
ブラックホール時空の形状は、重力波ウィンドウで、そしておそらく光学領域でも、絶妙な精度で調べることができます。回転しないブラックホールによる輝点（光波または重力波で強く放出される物体）の降着を研究します。オブジェクトが穴から落下するときの放射は、ライトリングを周回する光子または重力子によって支配され、${\calL}_o\sime^{-t/（3\sqrt{3}\、M）}$。遅い時間の放射線は、落下中に放出され、ライトリングに閉じ込められ、その後再放出されたため、青方偏移されます。これらの普遍的な特性は、時空に光の輪が存在することの明確な兆候であり、地平線近くの詳細に特に敏感ではありません。
歳差運動するブラックホール連星からのリングダウンのモデル化
ブラックホール連星の合体の終点をモデル化することは、現代の重力波天文学の基礎です。リングダウン信号から複数の準ノーマルモード周波数を抽出することにより、残りのブラックホールを前例のない詳細で研究することができます。整列スピンバイナリの数値相対論シミュレーションに関する以前の研究では、倍音（および場合によってはミラーモード）が含まれている場合、以前に考えられていたよりもはるかに早くリングダウン分析を開始できることがわかりました。これにより、リングダウンの信号対雑音比が向上し、サブドミナントモードの識別が容易になります。この論文では、スピンがずれているブラックホール連星を初めて研究し、スピンが揃っている場合よりもリングダウンフィットの性能にはるかに大きなばらつきがあることを発見しました。倍音とともにミラーモードと高調波を含めることで、リングダウンフィットの信頼性が向上し、開始時間が早くなります。ただし、適合性が低いケースが残っています。早いリングダウン開始時間と組み合わせて倍音を使用することは魅力的な可能性ですが、注意して進める必要があります。また、このタイプの準ノーマルモード研究で数値相対論代理モデルを使用することを初めて検討し、近似に使用される基礎となる数値波形の精度に関する重要な問題に対処します。
一般相対論的スピン歳差運動と高速回転する後期M矮星の岩石惑星の居住性
| Title |
General_relativistic_spin_precessions_and_the_habitability_of_rocky_planets_of_fast_spinning_late_M_dwarfs |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.07815 |
これまでに、M矮星を周回する地球のような惑星が数十個発見されています。それらのいくつかは、潜在的な長期居住性のために関心を集めています。一般相対性理論（GTR）がスピン歳差運動を予測していることを示します。これは、ポストニュートン（pN）の順序で、$M_\star=0.08\、M_で後期M矮星を周回する架空の地球型惑星の居住性に影響を与える可能性があります。\odot$at$a=0.02\、\mathrm{au}$、軌道周期$P_\mathrm{b}\simeq4\、\mathrm{d}$に対応し、忘却の長期変動を誘発します$そのスピン$\boldsymbolS$の\varepsilon$は、特定の状況下では、生命の持続可能性の観点から無視できるとは見なされない場合があります。$\boldsymbol{\hat{S}}$の極角$\theta、\、\alpha$と、軌道傾斜角$I$およびノード$\OmegaのpN歳差運動の軌道平均方程式を解析的に導出します。$を$\varepsilon$に入力し、pNの時系列を生成することによってそれらを数値積分すると、傾斜の$\Delta\varepsilon（t）$が変化します。$P_\star\simeq0.1-1\、\mathrm{d}$のオーダーの回転周期を持つ急速に回転するM矮星の場合、惑星の赤道傾斜角$\varepsilon$はpNの大きな変動を受ける可能性があります$\Delta\varepsilon（t）$\boldsymbolの星の回転${\boldsymbolJ}_\star$の相互の向きに応じて、タイムスケールで最大数十度$\Deltat\simeq20-200\、\mathrm{kyr}$S$、および軌道角運動量$\boldsymbolL$。代わりに、$\Delta\varepsilon（t）$は、ティーガーデン星の惑星bの$\lesssim1-1.5^\circ$です。GTRは、高速回転する後期M矮星の周りの岩石惑星の長期居住性の予算をまとめる際に考慮すべき重要な要素の1つと見なされるべきです。私のアプローチは、居住性以外のターゲットボディの機能が重要である他の天文学的なシナリオにも拡張できます。
「オウムアムアは高度な文明の人工的な創造物である」という仮説に反する証拠を要約します。付録では、宇宙船を半相対論的速度にレーザー加速するための「画期的な」提案の欠陥と矛盾について説明しています。現実ははるかに挑戦的で興味深いものです。
中性子星は、通常の核物質と暗黒物質の混合物を含む可能性があるため、暗黒物質は、その質量や半径など、星の観測可能な特性に影響を与える可能性があります。暗黒物質の2つの選択肢、つまり遊離フェルミガスとミラーマターについて、これらの暗黒物質混合中性子星を研究します。静的解の多流体トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を解き、質量半径図を提示することに加えて、文献に欠けている2つの計算に焦点を当てます。1つ目は、パラメーター空間全体にわたる安定性の厳密な決定です。これは、2つの異なる方法を使用して行います。最初の方法は、静的解に対する調和時間依存の摂動と、半径方向の振動周波数の解法に基づいています。あまり知られていない2番目の方法は、摂動のない静的なソリューションのみを便利に使用します。2番目の計算は、基本モードの場合の、パラメータ空間の広い範囲にわたるラジアル発振周波数の計算です。
