21cmの前景で失われたウェッジモードを回復する
宇宙の再電離の時代（EoR）での21cm信号の画像研究が直面する重要な課題の1つは、天体物理学的な前景汚染の分離です。これらの前景は、$（k_{\perp}、k_{\parallel}）$フーリエ空間のくさび形の領域にあることが知られています。これらのフーリエモードを削除すると、画像の忠実度を犠牲にして前景が切り取られます。これは、これらのモードの宇宙論的情報もウェッジフィルターによって削除されるためです。ただし、21cmのEoR信号は非ガウスであり、失われたウェッジモードは、何らかの共分散行列によって生き残ったモードと相関しています。この情報を利用して、ウェッジフィルター処理された画像内のイオン化領域を識別する機械学習ベースを開発しました。私たちの方法は、最大のイオン化領域を確実に識別し、画像内のそれらの形状、サイズ、および位置を再構築することができます。さらに、再イオン化アレイの水素エポックとスクエアキロメートルアレイを基準機器として使用して、機器の影響を考慮した場合でも、この方法が実行可能であることを示します。ウェッジフィルター処理された画像から空間情報を復元する機能は、天体物理学の前景自体の詳細なモデルに依存することなく、現在および次世代の機器を使用した画像研究の可能性を解き放ちます。
山本を超えて：ペアワイズ視線による異方性パワースペクトルと相関関数
| Title |
Beyond_Yamamoto:_Anisotropic_Power_Spectra_and_Correlation_Functions_with_Pairwise_Lines-of-Sight |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08384 |
異方性パワースペクトルと2点相関関数（2PCF）の従来の推定量は、「山本近似」を採用し、1対の銀河の視線をそのメンバーの1つだけの視線に固定します。これは、特徴的な開き角$\theta_\max$の1次に対してのみ正確ですが、高速フーリエ変換（FFT）による効率的な実装が可能になります。この作業は、銀河の中点または二等分線の定義を採用して、ペアワイズ視線を使用してパワースペクトルと2PCF多重極を計算するための実用的なアルゴリズムを示します。球面調和関数とルジャンドル多項式に対して新しく導出された無限級数展開を使用して、$\theta_\max$の任意の次数に正確な推定量を作成しますが、中点と二等分線の形式自体は4次で異なることに注意してください。各推定器は、FFTを使用して簡単に実装でき、山本近似に比べてわずかな追加の計算コストしか必要としません。アルゴリズムを現実的な模擬銀河カタログのセットに適用することで実証し、両方の手順で2PCFに対して同等の結果が得られることを確認しましたが、メモリ使用量は多くなりますが、二等分パワースペクトルアルゴリズムがわずかに優先されます。このような推定量は、将来の調査のために広角分類を減らすための有用な方法を提供します。
この論文では、宇宙膨張の単純なべき乗則モデルの適合の質を標準の$\Lambda$CDMモデルと比較します。宇宙の距離計、標準定規、標準光源の測定値で構成されるデータセットを分析したところ、$\Lambda$CDMモデルは、べき法則モデルよりもこれらのデータのほとんどの組み合わせに適していることがわかりました。
それらすべてに適合する1つのパラメーター化
おそらく、加速された宇宙膨張率について最も探求された仮説は、追加の場または一般相対性理論への修正の文脈で生じます。一般的なアプローチは、状態方程式$\omega（z）$を使用して拡張履歴をパラメーター化することです。$\omega（z）$のパラメトリック形式を提示します。これは、赤外線補正による加速膨張のために最も広く使用されている物理モデルの一般的な動作を再現できます。現在の提案には、暗黒エネルギーの特定の原型モデルにマッピングできる最大3つの自由パラメーターがあります。データのさまざまな組み合わせが、$\omega（z）$のフォームに埋め込まれた特定のケースをどのように制約できるかを詳細に分析します。$\omega（z）$のパラメトリック方程式を、CMBからの観測、SNeIaの光度距離、宇宙クロノメーター、および銀河とライマン-$\alpha$フォレストで識別されたバリオン音響振動に実装します。さまざまな観測データセットを使用することで、パラメータを適切に制約できることがわかります。私たちの調査結果は、$f（R）$のようなモデルまたはスカラー場の未知の組み合わせと一致する振動挙動を示しています。3つのパラメーターを自由に変化させると、ファントム分割線の周りで振動するEOSが見つかり、99$\％$を超える信頼度で、宇宙定数の解が嫌われます。
シミュレーションにおける重力レンズ研究のための正確なP $ ^ {3} $ Mアルゴリズム
| Title |
An_Accurate_P$^{3}$M_Algorithm_for_Gravitational_Lensing_Studies_in_Simulations |
| Authors |
Kun_Xu_(1)_and_Yipeng_Jing_(1)_((1)_SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08629 |
N体シミュレーションでの重力レンズ研究のために最適化されたグリーン関数と適応軟化長さを備えた2次元（2D）粒子-粒子-粒子-メッシュ（P$^3$M）アルゴリズムを提示します。最適化されたグリーン関数$\hat{G}（\mathbf{k}）$の分析形式が与えられます。正確な力の計算と粒子の離散効果の抑制のために、PM計算とPP計算の両方について軟化スキーム（$S$）が研究されています。私たちの方法は、数メッシュセル以下のスケールで{\itpoorman's}グリーン関数（$\propto1/k^2$）を使用する単純なPMアルゴリズムよりも2桁正確です。力の異方性も、従来のPM計算よりもはるかに小さくなります。私たちのアルゴリズムを使用すると、すべてのスケールで0.1％を超える力の精度を達成できます。N体シミュレーションでレンズ量の計算にアルゴリズムを適用すると、エラーは粒子の離散性によって引き起こされるポアソンノイズによって支配されます。ポアソンノイズは、粒子分布を平滑化することで抑制できます。これは、PP計算で適応軟化長さを選択するだけで実現できます。適応軟化長さを設定するための基準を提示しました。私たちのアルゴリズムは、宇宙論的シミュレーションにも適用できます。このアルゴリズムには、\textsc{python}実装\texttt{P3Mlens}を提供します。
| Title |
Euclid:_Effect_of_sample_covariance_on_the_number_counts_of_galaxy_clusters |
| Authors |
A._Fumagalli,_A._Saro,_S._Borgani,_T._Castro,_M._Costanzi,_P._Monaco,_E._Munari,_E._Sefusatti,_A._Amara,_N._Auricchio,_A._Balestra,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_C.J._Conselice,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_A._Ealet,_P._Fosalba,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_B._Garilli,_C._Giocoli,_F._Grupp,_L._Guzzo,_S.V.H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_R._Laureijs,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_L._Moscardini,_S.M._Niemi,_C._Padilla,_S._Paltani,_F._Pasian,_K._Pedersen,_V._Pettorino,_S._Pires,_M._Poncet,_L._Popa,_L._Pozzetti,_F._Raison,_J._Rhodes,_M._Roncarelli,_E._Rossetti,_R._Saglia,_R._Scaramella,_P._Schneider,_A._Secroun,_G._Seidel,_S._Serrano,_C._Sirignano,_G._Sirri,_A.N._Taylor,_I._Tereno,_R._Toledo-Moreo,_E.A._Valentijn,_L._Valenziano,_Y._Wang,_J._Weller,_G._Zamorani,_J._Zoubian,_M._Brescia,_G._Congedo,_L._Conversi,_S._Mei,_M._Moresco,_T._Vassallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08914 |
目的。ユークリッド調査のコンテキストでクラスター数カウントから推測される宇宙論的パラメーター制約の不確実性に対するショットノイズとサンプル分散の寄与を調査します。メソッド。ピノキオ近似法で生成された1000個のユークリッドのような光円錐を分析することにより、統計誤差の両方の原因を考慮した共分散行列のHu＆Kravtsov2003の分析モデルを検証します。次に、このような共分散を使用して、銀河団の将来のユークリッド測光カタログが到達する精度のレベルで、クラスター数カウントから宇宙論的情報をより適切に抽出する尤度関数を定義します。また、共分散行列の宇宙論依存性がパラメーター制約に与える影響についても研究します。結果。分析的共分散行列は、シミュレーションから測定された分散を10パーセントレベル内で再現します。このような違いは、このレベルの統計での宇宙論的パラメータ制約のエラーに大きな影響を与えません。また、宇宙論に依存する共分散を伴うガウス尤度が、誤差を過小評価することなく宇宙論的パラメーターの不偏推論を提供する唯一のモデルであることがわかります。
準安定ヘリウムがガスジャイアントHAT-P-18bの拡張された大気を明らかにする
| Title |
Metastable_Helium_Reveals_an_Extended_Atmosphere_for_the_Gas_Giant_HAT-P-18b |
| Authors |
Kimberly_Paragas,_Shreyas_Vissapragada,_Heather_A._Knutson,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Yayaati_Chachan,_Michael_Greklek-McKeon,_Fei_Dai,_Samaporn_Tinyanont,_Gautam_Vasisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08392 |
1083nmの準安定ヘリウム線を使用して、近くの太陽系外惑星の拡張された上層大気をプローブし、それらの大気の質量損失についての洞察を提供できます。これは、それらの集団を彫刻する上で重要である可能性があります。この線を中心とした超狭帯域フィルターを使用して、パロマー天文台の200インチヘール望遠鏡を使用して低密度ガスジャイアントHAT-P-18bの2つの通過を観測し、その拡張された上層大気の検出を報告しました。0.635nmバンドパスでの吸収は$0.46\pm0.12\％$であり、通過するExoplanetSurveySatellite（TESS）からの通過深度を$3.9\sigma$超えています。この信号を1Dパーカー風モデルに当てはめると、$8.3^{+2.8}_{-1.9}\times10^{-5}$$M_\mathrm{J}$/Gyrと$2.63^{+0.46}_{-の間の大気質量損失率に対応すること0.64}\times10^{-3}$$M_\mathrm{J}$/Gyr、それぞれ4000Kから13000Kの範囲の熱圏温度。Jの大きさが10.8の場合、これはこのような最も暗いシステムです。これまでに測定が行われ、近接するガス巨大惑星の多様なサンプルでの質量損失を調査するためのこのアプローチの有効性が実証されています。
タイタン：外側は地球のようで、内側はオーシャンワールド
| Title |
Titan:_Earth-like_on_the_Outside,_Ocean_World_on_the_Inside |
| Authors |
Shannon_M._MacKenzie,_Samuel_P.D._Birch,_Sarah_Horst,_Christophe_Sotin,_Erika_Barth,_Juan_M._Lora,_Melissa_G._Trainer,_Paul_Corlies,_Michael_J._Malaska,_Ella_Sciamma-O'Brien,_Alexander_E._Thelen,_Elizabeth_P._Turtle,_Jani_Radebaugh,_Jennifer_Hanley,_Anezina_Solomonidou,_Claire_Newman,_Leonardo_Regoli,_Sebastien_Rodriguez,_Benoit_Seignovert,_Alexander_G._Hayes,_Baptiste_Journaux,_Jordan_Steckloff,_Delphine_Nna-Mvondo,_Thomas_Cornet,_Maureen_Palmer,_Rosaly_M.C._Lopes,_Sandrine_Vinatier,_Ralph_Lorenz,_Conor_Nixon,_Ellen_Czaplinski,_Jason_W._Barnes,_Ed_Sittler,_and_Andrew_Coates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08472 |
カッシーニ-ホイヘンスミッション、タイタンのおかげで、パイオニアとボイジャーの出会いの淡いオレンジ色の点は、ダイナミックで水文学的に形作られた、有機物が豊富な海洋世界であり、プレバイオティクス化学を探索する比類のない機会を提供することが明らかになりました。カッシーニ・ホイヘンスがタイタンの3つの層（大気、表面、内部）のそれぞれについての理解に革命をもたらした一方で、これらの領域がどのように相互作用するかについての仮説を立て始めたばかりです。この論文では、タイタンの知識の現状を要約し、タイタンの将来の探査が次の10年で最も説得力のある惑星科学の質問のいくつかにどのように対処するかについて議論します。また、トンボニューフロンティアミッションの内外でタイタンを探索することが、太陽系の他の場所に居住可能な環境が存在するかどうかを理解しようとする海洋世界プログラムの必要かつ補完的なコンポーネントである理由も示します。
私たちの太陽系による星間天体の捕獲について
星間彗星からの最近の訪問に動機付けられて、太陽の軌道にある小さな物体の継続的な発見とともに、この論文は私たちの太陽系による最初の双曲線軌道上の物体の捕獲を研究します。$\sim500$百万の数値実験のアンサンブルを使用して、この作業は、漸近速度の関数としてキャプチャ断面積を計算することにより、以前の処理を一般化します。結果として得られる速度依存の断面は、相対速度の任意の分布と畳み込み、入ってくる物体の捕捉率を決定できます。この畳み込みは、通常のマクスウェル分布と、惑星系から放出された岩石の破片に予想される速度分布に対して実行されます。また、高速限界と低速限界の両方での捕獲断面積の関数形式の説明を提供する、捕獲プロセスの分析的記述を構築します。
太陽系における地球型惑星の形成のためのペブル集積モデル
| Title |
A_pebble_accretion_model_for_the_formation_of_the_terrestrial_planets_in_the_Solar_System |
| Authors |
Anders_Johansen_(University_of_Copenhagen,_Lund_University),_Thomas_Ronnet_(Lund_University),_Martin_Bizzarro_(University_of_Copenhagen),_Martin_Schiller_(University_of_Copenhagen),_Michiel_Lambrechts_(Lund_University),_{\AA}ke_Nordlund_(University_of_Copenhagen),_Helmut_Lammer_(Austrian_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08611 |
ミリメートルサイズの小石は、若い星の周りの原始惑星系円盤に豊富にあります。原始的な隕石の中のコンドリュール（塵の骨材の小石の融解によって、または微惑星間の衝突で形成された）は、同様のサイズを持っています。それにもかかわらず、地球型惑星形成のためのペブル集積の役割は不明である。ここでは、内向きに漂う小石が地球型惑星の成長を促進するモデルを提示します。金星、地球、テイア（後に地球と衝突して月を形成した）と火星の質量と軌道はすべて、火星の軌道の周りに形成され、成長中に最終位置に移動した原始惑星へのペブル集積と一致しています。地球と火星の同位体組成は、2世代の小石の降着によって定性的に一致し、異なる同位体特性を持っています。最後に、ガスエンベロープが揮発性物質を気化させるのに十分なほど熱くなる前に、地球の水と炭素の収支が初期世代からの小石によって供給される可能性があることを示します。
惑星は共振チェーンによってディスクの内部空洞に押し込まれることができますか？
太陽系外惑星の軌道分布は、それらのホスト星の近くにコンパクトなスーパーアースサイズの惑星系が蓄積していることを示しています。それらの形成のための内側のディスク駆動の移動シナリオを仮定すると、これらの惑星は停止され、最終的にディスクの内側の端に駐車されるか、共鳴チェーンによって内側のディスク空洞を通して押し出される可能性があります。このトピックは適切かつ広範囲に研究されていません。数値シミュレーションを使用して、共鳴チェーンの内側の惑星が外側の惑星によってディスクの内側の空洞にどれだけ押し込まれるかを調査します。発生期の円盤に埋め込まれた惑星系の流体力学シミュレーションとN体シミュレーションを実行します。ディスクの内側のエッジは、デッドゾーン（DZ）の内側のエッジまたはディスクの内側の境界（IB）のいずれかに似た、2つの異なる方法で表されます。主な違いは、表面密度プロファイルの急峻さにあります。最も内側の惑星の質量は常に10M_Earthであり、同じかそれ以上の質量の追加の外側の惑星があります。より急なプロファイルは、より浅いプロファイルよりも効率的に惑星の連鎖を止めることができます。DZモデルの最終的な構成は、通常、対応するIBモデルよりもタイトであるため、不安定になりがちです。パワー平衡に基づいて停止条件の解析式を導き出し、最終的な偏心がトルク平衡に起因することを示します。より薄い円盤の惑星の場合、流体力学シミュレーションで不安定な秤動の明確な兆候が初めて見つかり、非常にコンパクトなシステムになりました。また、人気のあるN体シミュレーションでは、ディスクの内部空洞内の惑星の数を過大評価している可能性があることもわかりました。
後期降着からの月のマントルにおける高度に好酸性な元素の保持の年齢の新しい推定
| Title |
A_new_estimate_for_the_age_of_highly-siderophile_element_retention_in_the_lunar_mantle_from_late_accretion |
| Authors |
R._Brasser,_S._J._Mojzsis,_S._C._Werner_and_O._Abramov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08669 |
月の形成に続いて、地球型惑星への遅い付着は、ケイ酸塩地殻とマントルの物理的および化学的性質を強く変えました。この変化は、衝撃による融解、および揮発性物質と高度に親鉄性の元素（HSE）の遅れた添加の形で起こりました。現在の議論は、月のHSE記録がその後期降着の歴史全体を表しているのか、あるいはこれらが特定の時間の後にマントルと地殻にのみ保持されているのか、もしそうならいつであるのかを中心にしています。ここでは、月と火星への遅い降着の改良されたモンテカルロ衝撃シミュレーションを採用し、残りの微惑星とEベルトの新しい動的シミュレーションに基づいて更新された年代学を提示します。衝突する材料の非効率的な保持を考慮に入れています。月と火星の火口と盆地の密度、これらの惑星に衝突する最大の物体、およびそれらが降着した物質の量を計算します。出力は、特定の期間に残った微惑星の質量を推測するために使用され、その後、月のHSEの存在量と比較されます。この推定値から、月のHSEの好ましい保持年齢を計算します。4450Maは、モデル化された月のマントルHSEの存在量が、月の晩期降着のほぼすべてを追跡していることを意味します。私たちの結果に基づくと、月の高地の表面年齢は少なくとも4370Maです。クレーターの年表に最もよく適合する直径Di<300kmで4500Maの残りの微惑星の質量は約2x10^{-3}地球質量（ME）であり、Eベルトの質量は4.5x10^に固定されていることがわかります。{-4}私。また、0.01MEを超える微惑星の残りの質量は、月の分化と地殻形成の主要なエピソードよりも若い月のHSE保持年齢をもたらし、それが地球への遅い降着のタイミングと強度に関する地球化学的制約に違反することもわかりました（Mojzsisetal。、2019）。
近くの若い星のイメージングによるディスク進化研究（DESTINYS）：SUAurでディスクのミスアライメントと動的構造を引き起こす遅い落下
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_Late_infall_causing_disk_misalignment_and_dynamic_structures_in_SU_Aur |
| Authors |
C._Ginski,_S._Facchini,_J._Huang,_M._Benisty,_D._Vaendel,_L._Stapper,_C._Dominik,_J._Bae,_F._Menard,_G._Muro-Arena,_M._Hogerheijde,_M._McClure,_R._G._van_Holstein,_T._Birnstiel,_Y._Boehler,_A._Bohn,_M._Flock,_E._E._Mamajek,_C._F._Manara,_P._Pinilla,_C._Pinte,_A._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08781 |
ガスが豊富な星周円盤は、惑星形成の発祥地です。このように、それらの進化は結果として生じる惑星の人口に強く影響します。ESODESTINYSの大規模なプログラムでは、近赤外散乱光イメージングを使用して、開発の最初の10Myr以内にこれらのディスクを研究します。ここでは、近くのクラスIIシステムSUAurのVLT/SPHERE偏光観測を示します。ここでは、ディスクを約7auのスケールに分解します。新しいSPHERE観測に加えて、VLT/NACO、HST/STIS、およびALMAアーカイブデータを利用します。新しいSPHEREデータは、SUAur周辺の円盤と拡張されたダスト構造を前例のない詳細で示しています。ケプラーディスクに接続されているいくつかのダストテールを解決します。ALMAデータと比較すると、これらのダストテールがディスクに落下する物質を表していることがわかります。ディスク自体は、複雑なスパイラル構造とシャドウレーンを示しており、内側のずれたディスクコンポーネントによってキャストされています。私たちの観測は、SUAurが物質の遅い落下を受けていることを示唆しており、これは観測されたディスク構造を説明することができます。SUAurは、このメカニズムが機能していることを示す最も明確な観測例であり、後期降着イベントがクラスIIフェーズでも発生する可能性があり、それによって星周円盤の進化に大きな影響を与える可能性があることを示しています。このようなイベントの頻度を追加の観測で制約することは、このプロセスが進化した太陽系外惑星システムのスピン軌道相互作用の原因であるかどうかを判断するのに役立ちます。
金属に乏しいM型矮星と後期K型矮星の周りのよりコンパクトな複数の発生
| Title |
Higher_Compact_Multiple_Occurrence_Around_Metal-Poor_M-Dwarfs_and_Late_K-Dwarfs |
| Authors |
Sophie_G._Anderson,_Jason_A._Dittmann,_Sarah_Ballard,_Megan_Bedell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08839 |
惑星と金属量の相関関係は、今日私たちが観測している太陽系外惑星システムと、惑星形成プロセスに対するバルク組成の影響との間の潜在的なリンクとして機能します。多くの観測者は、木星の惑星がより高い金属量の星の周りに形成される傾向があることに気づきました。しかし、より小さな惑星の傾向についてのコンセンサスはありません。ここでは、ケプラーM-矮星と後期K-矮星の周りの単一および複数の惑星系における岩石惑星の惑星-金属量相関を調査します。分子ブランケットとこれらの低質量星の薄暗い性質のために、分光法を介して直接元素存在比を測定することは困難です。代わりに、正確で均一に測定された視差と測光の組み合わせを使用して相対的な金属量を取得し、分光的に決定された金属量のサブサンプルでこの方法を検証します。コルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定、マン-ホイットニーU検定、およびアンダーソン-ダーリング検定を使用して、コンパクトな複数の惑星系を単一の通過惑星系と比較し、通過惑星が検出されないシステムを比較します。コンパクトな複数の惑星システムは、統計的に金属量の少ない母集団に由来し、KS検定のp値は0.015、マンホイットニーU検定のp値は0.005、値は2.574であることがわかります。アンダーソン-ダーリング検定統計では、導出された有意性のしきい値を25倍超えています。金属量は、岩石惑星システムのアーキテクチャを決定する上で重要な役割を果たしていると結論付けます。コンパクトな倍数は、金属量の少ない星の周りで、より容易に形成されるか、Gyrタイムスケールで生き残る可能性が高くなります。
HD 76920bがピン留めされました：進化した星の周りの最も風変わりな惑星系の詳細な分析
| Title |
HD_76920b_pinned_down:_a_detailed_analysis_of_the_most_eccentric_planetary_system_around_an_evolved_star |
| Authors |
C._Bergmann,_M._I._Jones,_J._Zhao,_R._Brahm,_P._Torres,_R._A._Wittenmyer,_F._Gunn,_K._R._Pollard,_A._Zapata,_L._Vanzi,_S._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08902 |
進化した星を周回することが知られている最も風変わりな惑星をホストすることが最近報告されたK1III巨大HD76920の63の新しいマルチサイト視線速度測定を提示します。我々は、予測されたペリアストロン通過の周りの時間に観測努力を集中し、対応する視線速度ピークのほぼ連続的な位相カバレッジを達成しました。4つの異なる機器からの半径方向の速度測定値を以前に公開されたものと組み合わせることにより、システムの高度に偏心した性質を確認し、$e=0.8782\pm0.0025$、軌道周期$415.891^{+0.043のさらに高い偏心を見つけます。}_{-0.039}\、\mathrm{d}$、および惑星の最小質量$3.13^{+0.41}_{-0.43}\、\mathrm{M_J}$。軌道要素の不確実性は、特に周期と離心率に関して大幅に減少します。また、詳細な分光分析を実行して、ガイアDR2からの視差を考慮に入れて、大気の星のパラメーター、したがって基本的な星のパラメーター（$M_*、R_*、L_*$）を導き出し、星震学。興味深いことに、ペリアストロンでは、惑星はそのホスト星の表面から2.4恒星の半径内に到達します。しかし、現在、惑星は重大な軌道減衰を経験しておらず、少なくともさらに50〜80ドルのMyrの間、恒星のエンベロープに飲み込まれることはないことがわかります。最後に、$16\％$の比較的高い通過確率を計算しましたが、TESS測光では通過を検出しませんでした。
TNG50シミュレーションとMEGAFLOW調査の間の銀河系周囲のMgII吸収の比較
| Title |
A_Comparison_of_Circumgalactic_MgII_Absorption_between_the_TNG50_Simulation_and_the_MEGAFLOW_Survey |
| Authors |
Daniel_DeFelippis,_Nicolas_F._Bouch\'e,_Shy_Genel,_Greg_L._Bryan,_Dylan_Nelson,_Federico_Marinacci,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08383 |
銀河周辺媒体（CGM）には、降着や超新星による風など、観測だけでは制約が難しい銀河周辺のガスの流れに関する情報が含まれています。ここでは、高解像度のTNG50宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを使用して、$10^{11.5}-10^{12}\;M_{\odot}$ハローの星形成銀河周辺のCGMの特性と運動学を研究します。$z\simeq1$は、UVバックグラウンドの存在下での光イオン化を説明するためにハローを後処理することによって生成される模擬MgII吸収線を使用します。MgIIガスは、$\sim$50kms$^{-1}$の流入速度で内側に降着している冷たいCGMの非常に優れたトレーサーであることがわかります。銀河の主軸に沿った視線の場合、最大60kpcの衝突パラメータでビリアル速度の最大50％の速度での低温CGMの有意な共回転により、MgII吸収線が運動学的にシフトすることがわかります。模擬MgIIスペクトルを、強力なMgII吸収体（$EW^{2796\r{A}}_{0}>0.5\;\r{A}$）のMusEGAFLowandWind（MEGAFLOW）調査からの観測と比較します。相当幅（EW）の選択を一致させた後、視線がCGMのごく一部をプローブしている場合でも、模擬MgIIスペクトルがMEGAFLOWから観測された運動学とEWの多様性を反映していることがわかります。高質量ハローでのMgII吸収は、低質量ハローよりも強く、幅が広いですが、質的に類似した運動学を持っています。TNG50のMgIICGMガスの比角運動量の中央値は、CGM全体のそれと非常に類似しており、$\lesssim$1dexの正規化係数によってハローの非CGM成分とのみ異なります。
銀河棒渦巻銀河の樹木リング構造
ギャラクシーモデルは、銀河系のバーが、仮定された暗いハローに角運動量を失うことによって減速することを長い間予測してきました。バーの速度が低下すると、共鳴は銀河円盤を半径方向外側にスイープし、体積が増加するため、その表面/分離点で新しい星が順次捕捉されます。閉じ込められた星は、共鳴中心までの相対距離を測定する秤動の作用を保存するため、捕獲の順序は維持されます。共鳴の表面は、最近大きな半径で捕獲された星によって支配され、共鳴のコアはによって占められます。星は小さな半径で早く閉じ込められました。したがって、バーの速度が低下すると、銀河の金属量が大きな半径に向かって低下するにつれて、トラップされた星の平均金属量が表面から共鳴の中心に向かって上昇します。この引数を太陽の近隣の星に適用すると、バーの現在のパターン速度の新しい精度測定が可能になります$\Omega_p=35.5\pm0.8$km/s/kpc、共回転半径を$R_{CR}=6.6\pmに配置します0.2$kpcこのパターン速度により、共回転共鳴は運動学と一致してヘラクレスストリームに正確に適合します。スローバー理論を裏付けるだけでなく、この測定はバーの減速、したがって力学的摩擦によるダークハローへの角運動量の伝達を明らかにします。したがって、この測定は、重力の代替モデルではなく、標準的な暗黒物質ハローの存在をサポートします。
エンツォのガスと銀河の解明（FOGGIE）V：ビリアル温度はビリアル化された銀河ハローのガスを表していない
| Title |
Figuring_Out_Gas_&_Galaxies_In_Enzo_(FOGGIE)_V:_The_Virial_Temperature_Does_Not_Describe_Gas_in_a_Virialized_Galaxy_Halo |
| Authors |
Cassandra_Lochhaas,_Jason_Tumlinson,_Brian_W._O'Shea,_Molly_S._Peeples,_Britton_D._Smith,_Jessica_K._Werk,_Ramona_Augustin,_Raymond_C._Simons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08393 |
銀河ハローのビリアル温度の古典的な定義は、ハローのエネルギー分割への基本的な寄与、つまり非熱ガス運動の運動エネルギーを除外しています。低密度ガスを分解するために最適化されたFOGGIEプロジェクト（エンツォのガスと銀河の把握）のシミュレーションを使用して、非熱運動の運動エネルギーが熱運動のエネルギーにほぼ等しいことを示します。シミュレートされたFOGGIEハローは、$T_\mathrm{vir}$の定義から正式に除外されている重要な非熱運動エネルギーのため、古典的なビリアル平衡から予想されるよりも$\sim2\times$低いバルク温度を持っています。非熱ガス運動を明示的に含む修正ビリアル温度を導き出し、ビリアル平衡状態でシミュレートされたハローのガス温度のより正確な記述を提供します。恒星フィードバックの強いバーストは、シミュレートされたFOGGIEハローをビリアル平衡から外しますが、ハローガスは、ビリアル平衡にある場合でも、標準のビリアル温度で正確に記述することはできません。標準のビリアル温度と比較して、より低温の修正ビリアル温度は、ハローガスに対する他の影響を意味します：（i）熱ガス圧力が低い、（ii）放射冷却がより効率的、（iii）ビリアル温度を追跡するOVI吸収ガス予想よりも質量の大きいハローで広く見られる可能性があり、（iv）X線表面輝度プロファイルからのガス質量推定が不正確である可能性があり、（v）乱流運動が銀河ハローのエネルギーバランスに重要な貢献をします。
AGN駆動の流出をホストしている矮小銀河の近赤外冠状線観測
| Title |
Near-Infrared_Coronal_Line_Observations_of_Dwarf_Galaxies_hosting_AGN-driven_Outflows |
| Authors |
Thomas_Bohn,_Gabriela_Canalizo,_Sylvain_Veilleux,_and_Weizhe_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08397 |
9つのM$_\star$$<$10$^{10}$M$_\odot$矮小銀河のサンプルのケック近赤外分光法を取得して、AGN活動と銀河全体のAGN駆動型の存在を確認しました。コロナルライン（CL）放出による流出。5/9銀河（55$\％$）で強いCL検出が見られ、線比は衝撃と互換性がなく、これらの銀河にAGNが存在することが確認されています。同様のCL検出率は、タイプ1および2のAGNをホストしているより大規模な銀河のより大きなサンプルで見られます。CL領域の運動学、およびさまざまなCLのイオン化ポテンシャルによるガス速度のスケーリングを分析することにより、CLと銀河全体の流出との関係を調査します。さらに、これらのオブジェクトの補完的なKeckKCWI観測を使用すると、[SiVI]で測定された流出速度は[OIII]で見られたものよりも一般的に速いことがわかります。[OIII]で見られる最も速い流出を伴う銀河は、最も高い[SiVI]光度も持っています。多くの場合、若い星の種族に関連する$J$バンドのCN吸収機能の欠如は、これらの流出が低質量銀河のAGNによって引き起こされているというさらなる証拠を提供します。
Fornaxの高金属量での極端なrプロセス強化星
巨大な矮星球形銀河ろ座にある3つの非常に高速な中性子捕獲（r-）プロセス強化星を提示して議論します。これらの星は非常にユニークで、高い金属量で極端なEuが濃縮されています。それらは矮小銀河でこれまでに観測された最大のEu存在量を持っており、r過程によって形成された重元素の起源をさらに理解するための新しい機会を開いています。Co、Zr、La、Ce、Pr、Nd、Er、Luの恒星の存在量を、最先端の収量予測と組み合わせて1次元の局所熱力学的平衡（LTE）コードとモデル大気を使用して導き出します。矮小銀河でこれまでに知られている星の最大のサンプル（105）からZrを導き出します。正確な恒星の存在量と収量予測の注意深い評価を組み合わせることで、純粋なr過程パターンを示すろ座の3つの金属に富む星が明らかになりました。新しいクラスの星、つまりEu星を、高金属量（つまり、$\mathrm{[Fe/H]}\gtrsim-）のr-II星（つまり、[Eu/Fe]$>1$）として定義します。1.5$）。恒星の存在量パターンには、矮小銀河で初めて観測されたLuが含まれており、星形成の遅いバーストが銀河の歴史の後半（$<4$Gyr前）に極端なrプロセスの強化を促進したことを示しています。収量予測における核物理学の入力に関連する大きな不確実性のために、我々はまだ、ろ座の3つのEu星につながるr過程サイトを決定することができません。私たちの結果は、非常にrが豊富な星は、超微弱な低質量の矮小銀河に関連しているだけでなく、巨大な矮小銀河でも生まれることができることを示しています。
宇宙の再電離の時代の銀河における種族IIIとエンベロープを剥ぎ取られた星のスペクトルシグネチャ
| Title |
Spectral_Signatures_of_Population_III_and_Envelope-stripped_Stars_in_Galaxies_at_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Elizabeth_Berzin,_Amy_Secunda,_Renyue_Cen,_Alexander_Menegas,_Ylva_G\"otberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08408 |
宇宙の再電離の時代のほとんどのシミュレーションは、星形成矮小銀河の単一星の種族に焦点を合わせてきましたが、二元進化の産物は、水素電離光子の放出に大きく寄与すると予想されます。これらの製品の中には、剥ぎ取られた星（またはヘリウム星）があります。これらの星は、バイナリコンパニオンとの相互作用からエンベロープが剥ぎ取られ、ヘリウムコアが露出したままになっています。以前の研究では、これらの剥ぎ取られた星が、高赤方偏移の低光度銀河のLyC光子出力を支配する可能性があることが示唆されています。初期の宇宙における他の硬い放射線源には、金属量ゼロの種族IIIの星が含まれます。これは、剥ぎ取られた星の放出によって支配される放射線を持つ銀河と同様のSED特性を持っている可能性があります。ここでは、2つのメトリック（波長間隔240〜500\r{A}、600〜900\r{A}、および1200〜2000\r{A}のべき乗則指数）と、の総輝度の比率を使用します。FUV波長とLyC波長）を使用して、単一恒星進化のみのシミュレートされた銀河、剥ぎ取られた星を含む銀河、および4つの異なるIMFを持つ人口IIIの星を含む銀河のSEDを比較します。剥ぎ取られた星は、再電離の時代に、LyC範囲の銀河のSEDを大幅に変化させることがわかりました。剥ぎ取られた星が存在する銀河のSEDは、LyC範囲でべき乗則指数が低く、FUVとLyCの光度比が低くなっています。SEDのこれらの違いは、考慮されるすべての光度（$M_{UV}>-15$、ABシステム）に存在し、低光度の銀河で最も顕著です。また、剥ぎ取られた星とポップIIIの星を持つ銀河のSEDは、テストされたすべてのIMFで互いに異なることがわかりました。
Galaxy Zoo DECaLS：ボランティアによる詳細な視覚形態測定と314,000個の銀河のディープラーニング
| Title |
Galaxy_Zoo_DECaLS:_Detailed_Visual_Morphology_Measurements_from_Volunteers_and_Deep_Learning_for_314,000_Galaxies |
| Authors |
Mike_Walmsley,_Chris_Lintott,_Tobias_Geron,_Sandor_Kruk,_Coleman_Krawczyk,_Kyle_W._Willett,_Steven_Bamford,_William_Keel,_Lee_S._Kelvin,_Lucy_Fortson,_Karen_L._Masters,_Vihang_Mehta,_Brooke_D._Simmons,_Rebecca_Smethurst,_Elisabeth_M._Baeten,_Christine_Macmillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08414 |
GalaxyZooDECaLS：SDSSDR8フットプリント内の銀河のダークエネルギーカメラレガシーサーベイ画像の詳細な視覚的形態学的分類を紹介します。より深いDECaLS画像（SDSSからのr=23.6対r=22.2）は、以前はSDSSイメージングでは表示されなかった渦巻腕、弱い棒、および潮汐の特徴を明らかにします。より深いDECaLS画像を最大限に活用するために、ボランティアは、合併やバーに対する感度を向上させるように設計された新しい一連の回答から選択します。GalaxyZooのボランティアは、314,000を超える銀河に750万の個別分類を提供しています。140,000個の銀河は、棒のような詳細な形態を正確に測定するのに十分な少なくとも30の分類を受け取り、残りは約5を受け取ります。すべての分類は、ベイズ畳み込みニューラルネットワークのアンサンブルをトレーニングするために使用されます（最先端の深層学習法）。314,000個の銀河すべての詳細な形態の事後確率を予測します。自信のあるボランティア分類に対して測定した場合、ネットワークはすべての質問で約99％正確です。形態はすべての銀河の基本的な特徴です。私たちの人間と機械の分類は、銀河がどのように進化するかを理解するための正確で詳細なリソースです。
四重レンズクエーサーを四重にするものは何ですか？
| Title |
What_Makes_Quadruply_Lensed_Quasars_Quadruple? |
| Authors |
Richard_Luhtaru_(1),_Paul_L._Schechter_(1_and_2)_and_Kaylee_M._de_Soto_(1)_((1)_MIT_Department_of_Physics,_(2)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08470 |
既知の強力なレンズのクエーサーシステムの中で、約25％は、2つではなく4つの画像を生成するのに十分に平坦な重力ポテンシャルを持っています。レンズ銀河の投影された平坦化と隣接する銀河からの潮汐は両方とも、ポテンシャルの四重極に寄与します。ウィットの双曲線とウィンの楕円により、クエーサー画像の位置から四重極全体を決定できます。レンズ銀河の位置は、その四重極への固有の楕円率と潮汐シアーの明確な寄与を解決します。統計的に有意な分解を伴う31個の4重レンズクエーサーシステムのうち、15個は確実に（$2\sigma$）または暫定的に（$1\sigma$）せん断が支配的であり、11個は確実にまたは暫定的に楕円率が支配的です。残りの8つについては、2つの効果が、4重レンズの組み合わせ断面積（ここで新たに導出）にほぼ等しく寄与します。この観測結果は、Oguri＆Marshall（2010）の楕円率が支配的な予測とは大きく異なります。
銀河系の高質量星形成領域のプランクサブミリ波特性：ダスト温度、光度、質量、星形成効率
| Title |
The_Planck_submillimeter_properties_of_Galactic_high-mass_star_forming_regions:_dust_temperatures,_luminosities,_masses_and_Star_Formation_Efficiency |
| Authors |
R._Paladini,_J._C._Mottram,_M._Veneziani,_A._Traficante,_E._Schisano,_G._Giardino,_E._Falgarone,_J._S._Urquhart,_D._L._Harrison,_G._Joncas,_G._Umana,_S._Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08494 |
巨大な星形成は巨大分子雲（GMC）の内部で起こり、多くの段階を経て進行します。この作業では、巨大な若い恒星状天体（MYSO）と超小型HII領域（UCHII）に焦点を当てます。これらの領域では、前者が塵とガスの密なエンベロープに覆われ、後者が分散し始めています。RedMSXSource（RMS）調査データベースからMYSOとUCHIIの完全なサンプルを選択することにより、PlanckとIRASのデータを組み合わせて、それらのスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。これらを使用して、サンプルの物理的特性（ダスト温度、質量、光度）を推定します。RMSデータベースは独自の太陽距離を提供するため、ガラクトセントリック半径の関数として瞬間的な星形成効率（SFE）を調査することもできます。SFEは2〜4.5kpcの間で増加し、ピークに達することがわかります。これは、おそらく銀河棒の端での分子物質の蓄積に対応しています。その後、銀河系外の研究からの予測と一致して、9kpcまでほぼ一定に保たれ、その後は直線的に減少します。この動作は、R$_G$$>$8kpcに大量の未検出の分子ガスが存在することを示しています。最後に、大規模な星形成のサイトを識別するために使用できる診断色を提示します。
恒星の初期質量関数の乱流起源のテスト
星間物質（ISM）の超音速乱流は、星の形成と密接に関連しているため、多くの理論が、星の初期質量関数（IMF）と分子雲の乱流特性を結び付けています。ここでは、3つの乱流ベースのIMFモデル（Padoan＆Nordlund2002、Hennebelle＆Chabrier2008、およびHopkins2012による）をテストします。これらのモデルは、IMFの高質量勾配（$\Gamma$）、$\mathrm{の間の関係を予測します。d}N/\mathrm{d}\logM\proptoM^{\Gamma}$および乱流の速度パワースペクトルの指数n、$E_v（k）\proptok^{-n}$、ここで$n\upperx2$は、典型的なISM乱流に対応します。流体力学シミュレーションを使用して、異常なインデックス$n\approx1$で乱流を駆動し、$\Gamma$を測定し、結果を$n\upperx2$と比較します。$n$を2から1に減らすと、主にIMFの高質量領域（質量中央値を超える）が変化することがわかります。ここでは、$-1.5<\Gamma<の95％信頼区間内で高質量勾配を測定します。-1$（$n\approx1$の場合）および$-3.7<\Gamma<-2.4$（$n\upperx2$の場合）。したがって、$n=1$の結果、IMFの高質量勾配が大幅に平坦になり、$n\約2$の場合よりも質量の大きい星が形成されることがわかります。これらのシミュレーションを3つのIMF理論の予測と比較します。Padoan＆Nordlund理論はシミュレーションとかなり正確に一致しますが、他の理論はシミュレーションの主な定性的結果を再現できないか、いくつかの修正が必要であることがわかります。乱流はIMFの形成に重要な役割を果たしており、乱流パワースペクトルが浅いほど、高質量のIMFが浅くなり、したがって星の質量が大きくなると結論付けています。
銀河系の明るいホットスターのマッピング
| Title |
Mapping_Luminous_Hot_Stars_in_the_Galaxy |
| Authors |
E._Zari,_H.-W._Rix,_N._Frankel,_M._Xiang,_E._Poggio,_R._Drimmel,_and_A._Tkachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08684 |
[要約]明るい星は、宇宙の時間を通して星間物質への星のエネルギー入力を支配し、それらは恒星の進化と多様性の理論をテストするための実験室であり、天の川や他の銀河における星形成の明るいトレーサーとして機能します。巨大な星は、色と色と大きさの空間で明確に定義された軌跡を占め、実質的な減光が存在する場合でも、ガイアEDR3位置天文学と測光および2MASS測光の組み合わせに基づく選択を可能にします。この論文では、SDSS-V調査による分光学的フォローアップのターゲットとして機能するように、非常に純粋ではなく完全になるように設計された、このような明るいOBAタイプの星の全天サンプルを考案します。視差と固有運動を若い星の予想される速度と密度の分布のモデルと組み合わせることにより、「宇宙運動学的」距離を推定します。これにより、星の距離、つまり光度に有用な制約が追加されることを示します。これらの距離を使用して、銀河円盤全体でより厳密に選択されたサブサンプルの空間分布をマッピングし、それが高度に構造化されており、明確な過密度と過小密度があることを確認します。最も明白な過密度は、天の川の推定される渦巻腕、特に射手りゅう座-カリーナとたて座-ケンタウルス座の腕に関連している可能性があります。しかし、この研究で明らかになった天の川の若い円盤構造の空間像は複雑であり、私たちの銀河のほとんどの若い星（$t_{age}<t_{dyn}$）が明確な渦巻腕にきちんと編成されていないことを示唆しています。SDSS-V（生成速度、年齢など）から得られる包括的な分光法と将来のガイアデータリリースの組み合わせは、スパイラルアーム自体の動的な性質を明らかにするために重要です。
ディラック-ミルン宇宙におけるMONDのような振る舞い-銀河と銀河団における平坦な回転曲線と質量/速度の関係
| Title |
MOND-like_behavior_in_the_Dirac-Milne_universe_--_Flat_rotation_curves_and_mass/velocity_relations_in_galaxies_and_clusters |
| Authors |
Gabriel_Chardin,_Yohan_Dubois,_Giovanni_Manfredi,_Bruce_Miller,_Cl\'ement_Stahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08834 |
ディラック-ミルン宇宙（2つの成分が互いに反発する物質-反物質対称宇宙）では、回転曲線は一般に、約3ビリアル半径の特徴的な距離を超えて平坦であり、指数$とのタリー-フィッシャー関係を示します。\約3$が満たされています。RAMSESコードの修正バージョンで3Dシミュレーションを使用して、Dirac-Milne宇宙論が、非常に小さな散乱と、質量と速度分散の間の$\約3$に等しい指数を持つFaber-Jackson関係を示すことを示します。また、ニュートン重力を仮定した回転曲線から導出された質量は、実際に存在する質量と比較して体系的に過大評価されていることも示しています。また、物質と反物質成分の間の分極を特徴とするディラック-ミルン宇宙が、ニュートンの場合と比較して追加の表面重力を特徴とするMOND（修正ニュートン力学）と同様の振る舞いを示すことも示します。ディラック-ミルン宇宙では、現在の時代に、反物質の雲の存在による追加の重力場$g_{am}$の強度が数$10^{-11}$のオーダーであることを示します。m/s$^2$、MONDの特徴的な加速度に似ています。この追加の加速度$g_{am}$の進化を研究し、それが赤方偏移に依存するため、基本的な定数ではないことを示します。SNIaの光度距離、年齢、元素合成、構造形成に関する既知の一致特性と組み合わせると、ディラック-ミルン宇宙論は、暗黒物質と暗黒エネルギーを説明するための$\Lambda$CDM、MOND、およびその他のシナリオの興味深い代替案となる可能性があります。難問。
[CII]赤字の一因としての熱化の事例
| Title |
The_Case_for_Thermalization_as_a_Contributor_to_the_[CII]_Deficit |
| Authors |
Jessica_Sutter,_Daniel_A._Dale,_Karin_Sandstrom,_J.D.T._Smith,_Alberto_Bolatto,_Mederic_Boquien,_Daniela_Calzetti,_Kevin_V._Croxall,_Ilse_De_Looze,_Maude_Galametz,_Brent_A._Groves,_George_Helou,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Leslie_K._Hunt,_Robert_C._Kennicutt,_Eric_W._Pelligrini,_Christine_Wilson,_Mark_G._Wolfire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08865 |
星形成表面密度が高い銀河での[CII]158ミクロン放射と連続赤外線放射の比率の観測された減少を説明する[CII]欠損は、観測可能な全体からの[CII]検出の解釈に重大な課題を課します。宇宙。[CII]の赤字の原因をさらに解読するために、18個のローカルボリューム銀河からの[CII]とダストの連続放出は、それが発生した星間物質内の条件に基づいて分割されました。これは、近くの銀河の重要な洞察を使用して完了します。ハーシェルによる遠赤外線調査（KINGFISH）とピークを超えた調査（BtP）、およびUVから遠赤外線輝線までの幅広い波長情報を使用してこれらのサンプル内の星形成領域の選択。これらの細分化された[CII]放射を、孤立した赤外線放射およびその他の特性と比較することにより、HII領域の[CII]線の熱化（衝突脱励起）が、サンプルで観察された不足に重要な役割を果たしていることがわかります。
| Title |
Neutrino_absorption_and_other_physics_dependencies_in_neutrino-cooled_black-hole_accretion_disks |
| Authors |
Oliver_Just_(1,2),_Stephane_Goriely_(3),_Hans-Thomas_Janka_(4),_Shigehiro_Nagataki_(2,5),_Andreas_Bauswein_(1,6)_((1)_GSI_Darmstadt,_(2)_ABBL_RIKEN_Saitama,_(3)_ULB_Brussels,_(4)_MPA_Garching,_(5)_iTHEMS_RIKEN_Saitama,_(6)_HFHF_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08387 |
コンパクトオブジェクトのマージまたはコラプサーで形成されたブラックホール（BH）降着円盤は、高速中性子捕獲（r-）プロセスの主要なサイトである可能性がありますが、ニュートリノの複雑さを考えると、電子分率（Y_e）を決定する条件は不確かなままです。伝達と角運動量輸送。関連する弱い相互作用レジームについて議論した後、2モーメントニュートリノ輸送を使用して、またニュートリノ吸収を使用せずに実行されたシミュレーションの広範なセットを使用して、Y_eを形成するためのニュートリノ吸収の役割を研究します。トーラス質量、BH質量、スピンを変化させ、ニュートリノ率における静止質量と弱磁性補正の影響を調べます。また、標準のアルファ粘度を使用した軸対称モデルを、一定の粘性長さスケール（l_t）および3次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを想定した粘性モデルと比較することにより、角運動量輸送処理への依存性をテストします。最後に、元素合成の収率と基本的なキロノバの特性について説明します。吸収によってY_eがトーラスの外側で約0.5に向かって押し出され、内側で平衡値Y_e^eqが約0.05〜0.2増加することがわかります。これに対応して、かなりの噴出物の割合がY_e=0.25を超えて押し出され、ランタニドの割合が減少し、吸収がない場合よりも明るく、早く、青いキロノバになります。ニュートリノの光学的厚さtauが高い、よりコンパクトなトーラスは、tau〜1-10までY_e^eqが低くなる傾向があり、それを超えると、この傾向を逆転させるのに十分な吸収が強くなります。l_t=constを使用すると、ディスクエジェクタは中性子に富むことが少なくなります。粘度（MHD処理）。私たちのMHDモデルで見つかった太陽のような存在量パターンは、主要なrプロセスサイトとしてコラプサーディスクをわずかにサポートしていますが、強力なrプロセスは、質量落下率の高いフェーズに限定される場合があります。Mdot>〜2x10^（-2）Msun/s。
2層水チェレンコフ検出器アレイによる最大100TeVの宇宙線電子スペクトルの測定の可能性
地上での実験による10TeVを超える宇宙線電子+陽電子スペクトルの測定は、ハドロンの広範囲にわたる空気シャワーのバックグラウンドを排除することが難しいため、困難です。ミューオン検出層で補完された水チェレンコフ検出器アレイを使用して、ハドロンバックグラウンドの除去効率を研究します。実験装置に連続ミューオン検出層を追加すると、10TeVでハドロンバックグラウンドに対して約1e-5の除去係数を達成でき、10〜100TeVのエネルギー範囲で電子スペクトルを測定できることを示します。このエネルギー範囲での電子スペクトルの測定は、高高度の実験を必要とせず、海面検出器を使用して実行できることを示します。
巨大な$ \ Delta $-共鳴混合超核星と反K中間子凝縮
| Title |
Massive_$\Delta$-resonance_admixed_hypernuclear_stars_with_anti-kaon_condensations |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa,_Monika_Sinha,_Jia_Jie_Li,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08787 |
この研究では、$\Delta$共鳴の混合がある場合とない場合で、超核コアを発達させるコンパクト星の特性に対する（反）K中間子凝縮の影響を研究します。共変密度汎関数理論の範囲内で、カオニックセクターの$K$原子およびK中間子核子散乱データにパラメーターを調整して作業します。ハイパーニックセクターの密度依存パラメーターは、$\Lambda$および$\Xi^-$ハイパー核データのデータに合わせて調整されます。$\Delta$-共鳴結合は、原子核からの散乱と重イオン衝突実験から得られたデータに合わせて調整されます。（反）K中間子凝縮は、状態方程式を柔らかくし、凝縮がない場合よりもコンパクト星の最大質量を小さくすることにつながることがわかります。$K^-$と$\barK^0$-の両方の凝縮は、混合相の形成がないことを意味する2次の相転移によって発生します。対称核物質の（反）K中間子と$\Delta$共鳴ポテンシャルの値が大きい場合、凝縮によって$\Xi^{-、0}$ハイペロンが消滅することがわかります。また、関数に追加の隠れたストレンジネス$\sigma^{*}$中間子を含めることの影響を調査し、それが状態方程式の実質的な軟化と（反）K中間子の開始の遅延につながることを発見しました。
超新星残骸G51.26 + 0.09の領域でのGeV放出
\emph{Fermi}大面積望遠鏡からのデータを使用して、G51.26+0.09の方向のGeV放射の詳細な研究を実行し、その起源、このSNR、星形成領域G051.010との可能な関係を制約します。+00.060は空の近く、またはその地域で知られているパルサーに見られ、非熱放射を生成する下にある宇宙線粒子の特性を導き出します。また、ガンマ線源の性質に光を当てることができる環境の特性を研究します。ガンマ線放射の形態を、以前の観測で電波波長で検出された放射の形態と比較します。高エネルギー放射線の測定されたスペクトルとフラックスをモデル化することで、いくつかの可能なシナリオでこの放出を生成する可能性のある粒子集団の特性を導き出すことができます。$^{13}$CO放出と中性水素放出からの既存のデータを使用して環境を調査し、ガンマ線とSNRに関連する可能性のある形態学的特徴を検索します。GeV放出の起源として星形成領域G051.010+00.060を除外します。ガンマ線と無線の形態の間に見られる対応は、SNRシナリオをサポートします。このシナリオでは、責任のあるオブジェクトがG51.26+0.09よりも拡張されているか、複数の未解決のSNRで構成されています。GeVエネルギーで観測されたフラットなスペクトルエネルギー分布と電波束の上限を考えると、ガンマ線の発生源として制動放射を除外します。パルサーPSRJ1926+1613に関連する高エネルギー光子のパルサー風星雲起源は、スピンダウンパワーや年齢などの未知のパラメーターのために除外または確認できませんが、パルサーPSRJ1924+1628およびPSRJ1924+1631は遠すぎて、ガンマ線の発生源にはなりません。
GW190517およびGW190426_152155からのライトダークフォトンの制約
いくつかの標準模型の拡張で予測された超軽量の暗い光子は、それらのコンプトン波長がブラックホールの半径に匹敵する場合、回転するブラックホールの周りで超放射の不安定性を引き起こす可能性があります。その結果、ブラックホールの角運動量は、ブラックホールの質量とスピン、および暗光子の質量に依存する値に減少します。最近観測された2つのブラックホール連星システム（GW190517とGW190426_152155）の主ブラックホールの質量とスピンの測定値を使用して、暗光子の質量を$1.7\times10^{-14}{\rm\eV}<m_{の範囲に制限します。A'}<7.6\times10^{-13}{\rm\eV}$および$1.3\times10^{-13}{\rm\eV}<m_{A'}<4.2\times10^{-それぞれ12}{\rm\eV}$、バイナリブラックホールシステムの形成時からそれらの合併の時までの数百万年のタイムスケールを想定しています。また、スピンパラメータの値は比較的小さいものの、興味深いX線連星システムMAXIJ1820_070についても説明します。
中性子星合体シミュレーションのための高度なスペクトル漏れスキームの拡張
| Title |
Extension_of_the_Advanced_Spectral_Leakage_scheme_for_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Davide_Gizzi,_Christoffer_Lundman,_Evan_O'Connor,_Stephan_Rosswog,_Albino_Perego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08882 |
中性子星合体におけるニュートリノ駆動の風をモデル化する目的で、AdvancedSpectralLeakage（ASL）と呼ばれるニュートリノ輸送近似を拡張します。スナップショットの数に基づいて、FLASHコードで実装された2モーメント（M1）スキームとモンテカルロニュートリノコードSedonuの両方と比較することにより、ASLパラメーターを測定します。ASLスキームには3つのパラメーターが含まれていますが、その中で最も堅牢性が低いものが、電子ニュートリノと反ニュートリノのブロッキングパラメーターになります。ニュートリノ加熱の角度分布を操作するパラメーターは、以前の作業（arXiv：1906.11494）と比較して再較正されています。また、スペクトル光学的厚さを計算するための新しい高速でメッシュフリーのアルゴリズムを紹介します。これにより、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）を使用すると、ニュートリノ輸送が完全に粒子ベースになります。グリッドベースのアプローチと比較した場合、光学的厚さの計算で$\gtrsim100$の係数の高速化を推定します。提案されたキャリブレーションでは、$25\％$以内の光度と平均エネルギーを回復します。ニュートリノ駆動の風における内部エネルギーと電子の割合の変化率の比較は、ASLとM1の同等の精度を示唆していますが、ASLスキームの計算効率はより高いです。MAGMA2（arXiv：1911.13093）をラグランジュ流体力学のソースコードと見なした場合、ASLニュートリノスキームに費やされたCPU時間と流体力学に費やされたCPU時間の比率は、タイムステップあたり$\lesssim0.8$であると推定されます。FLASHのM1から10倍。
近くのmJy電波銀河のジェット降着システム
| Title |
Jet-accretion_system_in_the_nearby_mJy_Radio_Galaxies |
| Authors |
Paola_Grandi,_Eleonora_Torresi,_Duccio_Macconi,_Bia_Boccardi,_Alessandro_Capetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08922 |
一般に、FRII電波銀河は光学的に厚い薄いディスクをホストしていると考えられていますが、FRIは移流支配降着流によって駆動されています。効率的なエンジンを備えたソースは、光学的に高励起電波銀河（HERG）として分類され、非効率的なモーターを備えたソースは、低励起電波銀河（LERG）として分類されます。最近、mJyフラックスまでの電波銀河の研究は、LERG-FRIとHERG-FRIIの対応に深刻な疑問を投げかけ、多くのLERGがFRIIの電波形態を示していることを明らかにしました。最近Capettiらによって編集されたFRカタログ。（2017a、b）およびBaldietal。（2018）は、ローカル（$z\le0.15$）mJyユニバースでこの問題を調査することを許可しました。私たちの統計的研究は、近くのmJyオブジェクトの大部分がそれらの人生の後期段階にあることを示しています。FRII-LERGは、若いFRII-HERGよりも古いFRI-LERGに似ているように見えます。FRII-LERGは、低温燃料を使い果たし、降着体制を変更した、またはジェットの発射に特に効率的な別のLERGクラスを変更した老朽化したHERGである可能性があります。L$_{\rm[OIII]}$とL$_{\rm1.4〜GHz}$をそれぞれ降着力とジェット運動力に変換する経験的関係を利用して、同様の質量と降着率を持つLERGが異なる力のジェットを追い出すために。ブラックホールの特性（その地平線でのスピンと磁場）に関連する本質的な違いが、ジェットの光度の観測された広がりを決定することができると推測します。この見方では、FRII-LERGは最も速く回転するブラックホールおよび/または最も強い磁束を持っているはずです。それどころか、コンパクトなLERG（つまり、FR0）は、非常に遅いブラックホールや弱い磁場をホストする必要があります。
平滑化粒子放射線流体力学：局所エディントンテンソル閉鎖を伴う2モーメント法
| Title |
Smoothed_Particle_Radiation_Hydrodynamics:_Two-Moment_method_with_Local_Eddington_Tensor_Closure |
| Authors |
T._K._Chan,_Tom_Theuns,_Richard_Bower,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08404 |
平滑化粒子流体力学（SPH）と動的に結合する新しい放射伝達法（SPH-M1RT）を紹介します。（タスクベースの並列）SWIFT銀河シミュレーションコードで実装しますが、他のSPHコードに簡単に実装できます。私たちのモーメントベースの方法は、SPHの放射エネルギーとフラックスの方程式を同時に解き、空間と時間に適応させます。M1クロージャーの関係を変更して、光学的に薄い限界で放射フロントを安定させます。これは、正面からのビーム衝突の場合でも良好に機能します。また、異方性人工粘度と高次人工拡散スキームを導入します。これにより、コードは光学的に薄い領域と光学的に厚い領域の両方で放射輸送を正確に処理できます。非平衡熱化学は、半陰解法のサブサイクリング技術を使用して解決されます。私たちの方法の計算コストは、光源の数に依存せず、光速近似の速度を下げることで下げることができます。Ilievetal。の宇宙論的放射伝達比較プロジェクトからの一連の標準テストに適用することにより、私たちの方法のロバスト性を実証します。SPH-M1RTスキームは、銀河形成の宇宙論的シミュレーションや星間物質のシミュレーションなど、多数の線源が電離放射線を放出する状況のモデリングに最適です。
THESEUSに搭載されたXGIS機器：検出面と搭載された電子機器
| Title |
The_XGIS_instrument_on-board_THESEUS:_the_detection_plane_and_on-board_electronics |
| Authors |
Fabio_Fuschino,_Riccardo_Campana,_Claudio_Labanti,_Lorenzo_Amati,_Enrico_Virgilli,_Luca_Terenzi,_Pierluigi_Bellutti,_Giuseppe_Bertuccio,_Giacomo_Borghi,_Francesco_Ficorella,_Massimo_Gandola,_Marco_Grassi,_Giovanni_La_Rosa,_Paolo_Lorenzi,_Piero_Malcovati,_Filippo_Mele,_Piotr_Orlea\'nski,_Antonino_Picciotto,_Alexandre_Rachevski,_Irina_Rashevskaya,_Andrea_Santangelo,_Paolo_Sarra,_Giuseppe_Sottile,_Christoph_Tenzer,_Andrea_Vacchi,_Zampa_Gianluigi,_Nicola_Zampa,_Nicola_Zorzi,_Paul_hedderman,_M._Winkler,_Alessandro_Gemelli,_Ifran_Kuvvetli,_S{\o}ren_M{\o}ller_Pedersen,_Denis_Tcherniak,_Lucas_Christoffer_Bune_Jensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08694 |
THESEUSミッションに搭載されているXおよびガンマイメージング分光計機器（現在フェーズAにあるCosmicVisionM5の打ち上げ機会の枠組みでESAによって選択された）は、数千の単一のアクティブな要素で構成される検出面に基づいています。各エレメントは、4.5x4.5x30mm3CsI（Tl）シンチレータバーで構成され、両端がシリコンドリフト検出器（SDD）に光学的に結合されています。SDDは、シンチレーション光の光検出器としても、直接X線センサーとしても機能します。このホワイトペーパーでは、XGIS検出プレーンの設計をレビューし、システムのモジュール性と冗長性の観点から戦略的な選択について概説します。検出器と電子機器のプロトタイプの結果についても説明します。さらに、カスタム設計の特定用途向け集積回路（ASIC）に基づく革新的なアーキテクチャ設計を強調して、低ノイズのフロントエンド電子機器の設計と開発について説明します。
THESEUSSXI光学系の開発
| Title |
The_development_of_the_THESEUS_SXI_optics |
| Authors |
Charlotte_H._Feldman,_Paul_O'Brien,_Richard_Willingale,_Emile_Schyns,_Romain_Roudot,_Ray_Fairbend,_Julien_Seguy,_Hannah_Natasha_Lerman,_Ian_Hutchinson,_Melissa_McHugh,_Alexander_Lodge,_Roisin_Speight |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08695 |
TransientHighEnergySourcesandEarlyUniverseSurveyorは、現在フェーズAにあるESAM5候補ミッションであり、$\sim$2032で打ち上げられます。ミッションの目的は、ガンマ線バースト調査を完了し、一時的なX線イベントを監視することです。レスター大学は軟X線装置（SXI）のPI研究所であり、光学と検出器の両方の開発を担当しています。SXIは、2つの広視野のロブスターアイX線モジュールで構成されています。各モジュールは、8x8アレイの64個のマイクロポアオプティクス（MPO）と、各焦点面の8個のCMOS検出器で構成されています。MPOの形状は、光学部品の焦点距離の2倍の曲率半径を持つ球面上に配置された、正方形の断面を持つ微細な細孔の正方形のパックされたアレイで構成されます。0.3〜5keVの光子エネルギー範囲で動作する場合、最適な$L/d$比（細孔の長さ$L$と細孔の幅$d$）は50以上であり、SXIの光学アパーチャ全体で一定です。SXIモジュールのパフォーマンス目標は、4.5分角の角度分解能、$\sim$1分角のローカリゼーション精度、および60の$L/d$を採用することです。フェーズAの調査では、現在のパフォーマンスを改善する方法を調査しています。メーカーのPhotonisFranceSASと協力して、MPOの一貫性。THESEUSSXIモジュールの光学設計と、MPOのパフォーマンスを改善するために設計された作業プログラムと調査結果を紹介します。
THESEUSミッションに搭載された赤外線望遠鏡（IRT）
| Title |
The_Infra-Red_Telescope_(IRT)_on_board_the_THESEUS_mission |
| Authors |
Diego_G\"otz,_St\'ephane_Basa,_Fr\'ed\'eric_Pinsard,_Laurent_Martin,_Axel_Arhancet,_Enrico_Bozzo,_Christophe_Cara,_Isabel_Escudero_Sanz,_Pierre-Antoine_Frugier,_Johan_Floriot,_Ludovic_Genolet,_Paul_Heddermann,_Emeric_Le_Floc'h,_Isabelle_Le_Mer,_St\'ephane_Paltani,_Tony_Pamplona,_C\'eline_Paries,_Thibaut_Prod'homme,_Benjamin_Schneider,_Chris_Tenzer,_Thierry_Tourrette,_Henri_Triou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08696 |
赤外線望遠鏡（IRT）は、2032年に打ち上げられる予定のCosmicVisionプログラム内の2つのESAM5候補の1つであるTHESEUSミッションのペイロードの一部です。THESEUSペイロードは、2つの高エネルギーワイドフィールドで構成されていますモニター（SXIおよびXGIS）および近赤外線望遠鏡（IRT）は、ガンマ線バーストおよびその他の高エネルギー過渡現象を検出、位置特定、および特性評価するために最適化されています。IRTの主な目標は、高エネルギー源のNIRの対応物を特定して正確に特定し、それらの距離を測定することです。ここでは、IRTの設計とその期待されるパフォーマンスを示します。
THESEUSミッションに搭載されたXGISイメージングシステム
| Title |
The_XGIS_imaging_system_onboard_the_THESEUS_mission |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Gasent-Blesa,_V\'ictor_Reglero,_Paul_Connell,_Benjam\'in_Pinazo-Herrero,_Javier_Navarro-Gonz\'alez,_Pedro_Rodr\'iguez-Mart\'inez,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Mar\'ia_Dolores_Caballero-Garc\'ia,_Lorenzo_Amati,_Claudio_Labanti,_Sandro_Mereghetti,_Filippo_Frontera,_Riccardo_Campana,_Mauro_Orlandini,_John_Stephen,_Luca_Terenzi,_Federico_Evangelisti,_Stefano_Squerzanti,_Michele_Melchiorri,_Fabio_Fuschino,_Adriano_De_Rosa,_Gianluca_Morgante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08697 |
THESEUSESA/M5候補ミッションの科学的目標の範囲内で、重要な項目は、高速（数秒以内）で正確（<15分角）のガンマ線バーストと、数keVからハードXまでの高エネルギー過渡位置です。-光線エネルギーバンド。そのために、コード化されたマスクに基づく信号の多重化は、この目標を達成するために選択されたオプションです。この貢献は、その技術に基づいて、XGISイメージングシステムによって実装されます。XGISイメージングシステムには、LEGRI/Minisat-01、INTEGRAL、UFFO/Lomonosov、ASIM/ISSなどの以前のペイロード開発の伝統があります。特に、XGISImagingSystemは、国際宇宙ステーションで2018年から運用されているASIMシステムのアップグレードです。科学的な目標は似ています：ガンマ線の過渡現象を検出することです。しかし、ASIMは地上ガンマ線フラッシュに焦点を合わせていますが、THESEUSはGRBを目指しています。2台のXGISカメラのそれぞれについて、コード化されたマスクは検出器レイヤーから630mmの位置にあります。コーディングパターンはタングステンプレート（厚さ1mm）に実装されており、最大150keVの優れた多重化機能を提供します。このようにして、両方のXGIS検出器層（SiおよびCsI検出器に基づく）は、中程度の硬X線領域でのイメージング機能を備えています。これは、現在のTHESEUSフェーズAで達成された改善です。マスクは、機械的なアセンブリのサポートと優れた宇宙X線背景放射を提供するコリメータの上部に取り付けられています。XGISImagingSystemの予備的な構造および熱設計、および対応する分析は、予備的な性能評価であるため、この寄稿に含まれています。
THESEUSに搭載されたXGIS機器の科学的シミュレーションと最適化
| Title |
Scientific_simulations_and_optimization_of_the_XGIS_instrument_on_board_THESEUS |
| Authors |
Sandro_Mereghetti,_Giancarlo_Ghirlanda,_Ruben_Salvaterra,_Riccardo_Campana,_Claudio_Labanti,_Paul_H._Connell,_Ruben_Farinelli,_Filippo_Frontera,_Fabio_Fuschino,_Jose_L._Gasent-Blesa,_Cristiano_Guidorzi,_Michele_Lissoni,_Michela_Rigoselli,_John_B._Stephen,_Lorenzo_Amati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08698 |
XGIS（Xおよびガンマイメージング分光計）は、THESEUSミッション（ESAM5、現在フェーズA）に搭載されている3つの機器の1つです。その広い視野と優れたイメージング機能のおかげで、2〜150keVの空のガンマ線バーストやその他の過渡現象を効率的に検出してローカライズし、最大10MeVの分光法も提供します。その現在の設計は、高赤方偏移にまで及ぶ長いGRBと短いGRBの母集団の最先端の記述と組み合わせた、機器のモンテカルロモデルに基づく科学的シミュレーションによって最適化されています。視野が部分的に重なっている2つの同一のユニットに基づいて、XGISの現在の設計につながった最適化プロセスについて説明し、機器の期待されるパフォーマンスについて説明します。
THESEUSに搭載されたXGIS機器：応答、背景、感度のモンテカルロシミュレーション
| Title |
The_XGIS_instrument_on-board_THESEUS:_Monte_Carlo_simulations_for_response,_background,_and_sensitivity |
| Authors |
Riccardo_Campana,_Fabio_Fuschino,_Claudio_Labanti,_Sandro_Mereghetti,_Enrico_Virgilli,_Valentina_Fioretti,_Mauro_Orlandini,_John_B._Stephen,_Lorenzo_Amati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08699 |
宇宙ビジョンM5打ち上げの機会の枠組みの中で評価段階のためにESAによって選択された、過渡高エネルギー空および初期宇宙測量士（THESEUS）ミッションに搭載されたXおよびガンマイメージング分光計（XGIS）機器の応答は、広範囲にモデル化されています。モンテカルロGeant-4ベースのソフトウェアで。この論文では、THESEUSで予測される低軌道のバックグラウンドの予想されるソース（拡散光子バックグラウンド、宇宙線集団、地球アルベド放出など）と、シミュレートされたオンボードバックグラウンド環境とその機器性能への影響について説明します。示されています。
THESEUSの軟X線イメージャ：一時的な高エネルギー測量と初期宇宙測量士
| Title |
The_soft_X-ray_imager_on_THESEUS:_the_transient_high_energy_survey_and_early_universe_surveyor |
| Authors |
Paul_O'Brien,_Ian_Hutchinson,_Hannah_Natasha_Lerman,_Charlotte_H._Feldman,_Melissa_McHugh,_Alexander_Lodge,_Richard_Willingale,_Andy_Beardmore,_Roisin_Speight,_Paul_Drumm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08700 |
私たちは、空の調査と監視の両方の能力を高めるために、新しい技術を使用して高エネルギー天体物理学の新時代に突入しています。THESEUSミッションの軟X線イメージャ（SXI）機器は、広視野集束光学系を使用して、高速過渡現象に対する感度を数桁向上させることにより、過渡天文学に革命をもたらします。THESEUSミッションは、M5の機会についてESAによるフェーズA研究中です。THESEUSは、ロブスターアイ（SXI機器）とコード化マスク（XGIS機器）技術を利用した2つの大面積モニターと、マルチバンドイメージングと分光法を使用してソースの赤方偏移を提供する光学IR望遠鏡を搭載します。SXIは軟（0.3-5keV）X線バンドで動作し、それぞれが64個のマイクロポアオプティクスと8個の大判CMOS検出器で構成される2つの同一モジュールで構成されます。分単位のローカリゼーション精度を提供しながら、0.5ステラジアンの全視野を瞬時に画像化します。ミッション中、SXIは年間数百のトランジェントを検出し、星形成の初期段階の探索を容易にし、マルチメッセンジャー天文学が宇宙に新しいウィンドウを提供し始めたときに来ます。テセウスはまた、アテナや30mクラスの地上望遠鏡などの他の観測施設の主要なターゲットを提供します。
THESEUSに搭載されたX /ガンマ線イメージング分光計（XGIS）：設計、主な特性、および操作の概念
| Title |
The_X/Gamma-ray_Imaging_Spectrometer_(XGIS)_on-board_THESEUS:_design,_main_characteristics,_and_concept_of_operation |
| Authors |
Claudio_Labanti,_Lorenzo_Amati,_Filippo_Frontera,_Sandro_Mereghetti,_Jos\'e_Luis_Gasent-Blesa,_Christoph_Tenzer,_Piotr_Orleanski,_Irfan_Kuvvetli,_Riccardo_Campana,_Fabio_Fuschino,_Luca_Terenzi,_Enrico_Virgilli,_Gianluca_Morgante,_Mauro_Orlandini,_Reginald_C._Butler,_John_B._Stephen,_Natalia_Auricchio,_Adriano_De_Rosa,_Vanni_Da_Ronco,_Federico_Evangelisti,_Michele_Melchiorri,_Stefano_Squerzanti,_Mauro_Fiorini,_Giuseppe_Bertuccio,_Filippo_Mele,_Massimo_Gandola,_Piero_Malcovati,_Marco_Grassi,_Pierluigi_Bellutti,_Giacomo_Borghi,_Francesco_Ficorella,_Antonino_Picciotto,_Vittorio_Zanini,_Nicola_Zorzi,_Evgeny_Demenev,_Irina_Rashevskaya,_Alexander_Rachevski,_Gianluigi_Zampa,_Andrea_Vacchi,_Nicola_Zampa,_Giuseppe_Baldazzi,_Giovanni_La_Rosa,_Giuseppe_Sottile,_Angela_Volpe,_Marek_Winkler,_Victor_Reglero,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08701 |
THESEUSは、ESAがCosmicVisionサイエンスプログラムの5番目の中級ミッション（M5）候補として選択した3つのミッションの1つであり、現在、2032年に開始予定のフェーズA研究で評価中です。THESEUSは搭載するように設計されていますX/ガンマ線トランジェント検出用の2つの広大な空の監視機器：イメージング機能を備えた広視野軟X線モニター（軟X線イメージャー、SXI、0.3〜5keV）、硬X線、部分的-イメージング分光装置（Xおよびガンマイメージング分光計、XGIS、2keV〜10MeV）、およびイメージングと分光機能の両方を備えた光学/近赤外望遠鏡（InfraRedTelescope、IRT、0.7〜1.8$\mu$m）。宇宙船は、モニターによって提供されるエラー領域へのIRTの高速リポイントを実行できるため、一時的なソースを数秒角の精度まで検出およびローカライズして、即時の識別と赤方偏移の決定を行うことができます。XGISの主な目標は、SXI検出とは独立して、またはSXI検出に続いて、ミリ秒までのタイムスケールを監視して一時的なソースを検出し、15分角未満でローカリゼーションを実行しているソースを特定し、広いエネルギー帯域でそれらを特徴付けることです。したがって、それらの放出物理学へのユニークな手がかりも提供します。XGISシステムは、2つのステラジアンをカバーするように配置された、2つの独立しているが同一のコード化マスクカメラで構成されています。XGISは、シリコンドリフト検出器（SDD）と結晶シンチレータバーおよび非常に低ノイズの分散型フロントエンド電子機器（ORIONASIC）を組み合わせた革新的な技術を活用し、位置に敏感な検出面を生成します。タイミング分解能が数$\mu$sまでの巨大なエネルギーバンド（軟X線から軟ガンマ線まで）。ここでは、XGIS機器の設計、その構成、および機能の概要を示します。
テセウス宇宙ミッション：更新された設計、プロファイル、期待される性能
| Title |
The_THESEUS_space_mission:_updated_design,_profile_and_expected_performances |
| Authors |
Lorenzo_Amati,_Paul_T._O'Brien,_Diego_G\"otz,_Enrico_Bozzo,_Andrea_Santangelo_(on_behalf_of_the_THESEUS_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08702 |
THESEUSは宇宙ミッションの概念であり、現在ESAがM5ミッションの候補としてフェーズAの研究を行っており、初期宇宙を調査するためにガンマ線バーストを利用し、マルチメッセンジャーと時間領域の天体物理学の大幅な進歩を提供することを目的としています。宇宙論（ポップIII星、宇宙の再電離、SFR、および「宇宙の夜明け」までの金属量の進化）のために高赤方偏移GRBを完全に活用することに加えて、THESEUSは、重力源の電磁的対応物の識別と研究を可能にします。aLIGO/aVirgo、LISA、KAGRA、EinsteinTelescope（ET）などの次世代施設、およびほとんどのクラスのX/ガンマ線過渡源によって、20年代後半から30年代前半に日常的に検出される波。したがって、大きなemとの理想的な相乗効果を提供しますLSST、ELT、TMT、SKA、CTA、ATHENAなどの近い将来の施設。これらの画期的な科学的目的は、X/ガンマ線モニターの前例のない組み合わせによって達成され、GRBの種類を検出して正確にローカライズする機能を提供し、0.1keV〜10MeVのエネルギー帯域で過渡現象のクラスを提供します。NIRの対応物の検出、位置特定（arcsec）、および赤方偏移測定を提供するオンボードNIR望遠鏡。科学的利益とコミュニティの関与をさらに改善するゲストオブザーバープログラムも想定されています。ミッションの主な科学的要件を要約し、更新された概念、設計（機器および宇宙船）、およびミッションプロファイルの概要を示します。
O + B食変光星HD165246の変動性の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_variability_in_the_O+B_eclipsing_binary_HD_165246 |
| Authors |
Cole_Johnston_(1,2),_Nicolas_Aimar_(1,3),_Michael_Abdul-Masih_(4,1),_Dominic._M._Bowman_(1),_Tim_R._White_(5,6),_Calum_Hawcroft_(1),_Hugues_Sana_(1),_Sanjay_Sekaran_(1),_Karan_Dsilva_(1),_Andrew_Tkachenko_(1),_Conny_Aerts_(1,2,7)_((1)_KU_Leuven,_(2)_Radboud_University_Nijmegen,_(3)_Observatoire_de_Paris,_(4)_European_Southern_Observatory,_(5)_Sydney_Institute_for_Astronomy_ |
_University_of_Sydney,_(6)_Stellar_Astrophysics_Centre_ |
_Aarhus_University,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08391 |
O型星は、それらの表面とそれらの近核領域の両方で発生する広範囲の変動メカニズムを経験することが知られています。この変動性とその潜在的な原因の特性評価と理解は、進化的計算に不可欠です。新しい広範な高解像度分光データセットを使用して、O+B食変光星HD〜165246の分光観測と空間ベースの測光観測の両方で観測された変動を特徴付けます。高レベルの微視的乱流（$13_{-1.3}^{+1.0}\、$km\、s$^{-1}$）と質量を含む、主要コンポーネントの更新された大気およびバイナリソリューションを提示します。$M_1=23.7_{-1.4}^{+1.1}$〜M$_{\odot}$、ヘルツシュプルングラッセル図のまばらに探索された領域に配置します。さらに、測光とラインプロファイルの変動性の組み合わせから$0.690\pm0.003\、$d$^{-1}$の回転周波数を推定します。これは、プライマリがその臨界ケプラー回転速度の40\％で回転することを意味します。この大規模なバイナリで観察された全体的な変動性の潜在的な説明について説明し、その進化の文脈について説明します。
進化する細孔の境界の磁気特性
環境。陰影境界の磁気特性の分析により、Jurcak基準が導き出されました。この基準では、安定した黒点の陰影と半影の境界は、垂直磁場の定数値Bver_critと、静かな太陽の0.5連続強度Iqsによって等しく定義されます。。Bver_critより強い垂直磁場を持つアンブレは安定していますが、Bver_critより弱い垂直磁場を持つアンブレは不安定で消えやすいです。目的。細孔境界上のBver_critの存在と、磁気構造の進化におけるその役割を調査すること。メソッド。28時間の間に12分の時間的リズムで散乱光を補正したSDO/HMIベクトル場マップを分析しました。強度しきい値（Ic=0.55Iqs）を使用して細孔境界を定義し、そこで磁気特性の時間的変化を調べます。結果。細孔進化の明確な段階を観察します。（1）初期形成段階では、総磁場強度（B）と垂直磁場（Bver）がそれぞれ最大値の1920Gと1670Gに増加します。（2）その後、細孔は安定相に達します。（3）第2の形成段階では、細孔のサイズが急速に拡大し、その境界でBとBverが減少します。細孔の新しく形成された領域では、Bverは1665G未満、Bは1921G未満のままです。（4）最終的に、細孔崩壊が始まります。全体として、Bver<1665G、または同等にB<1921Gの細孔領域は、この基準を満たす領域よりも速く崩壊することがわかります。結論。細孔の最も安定した領域は、傘の境界の場合と同様に、安定した黒点に見られるものに匹敵する磁場の垂直成分の臨界値によって定義されることがわかります。このケーススタディでは、同じ細孔面積は、総磁場強度の臨界値によって同等に明確に定義できます。
微分放射測定多項式を使用したクールドワーフの極紫外線放射の再構築
| Title |
Reconstructing_the_Extreme_Ultraviolet_Emission_of_Cool_Dwarfs_Using_Differential_Emission_Measure_Polynomials |
| Authors |
Girish_M._Duvvuri,_J._Sebastian_Pineda,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Alexander_Brown,_Kevin_France,_Adam_F._Kowalski,_Seth_Redfield,_Dennis_Tilipman,_Mariela_C._Vieytes,_David_J._Wilson,_Allison_Youngblood,_Cynthia_S._Froning,_Jeffrey_Linsky,_R._O._Parke_Loyd,_Pablo_Mauas,_Yamila_Miguel,_Elisabeth_R._Newton,_Sarah_Rugheimer,_and_P._Christian_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08493 |
M矮星を周回する惑星の大気を特徴づけるには、惑星の寿命にわたるM矮星のスペクトルエネルギー分布を理解する必要があります。MUSCLES、HAZMAT、FUMESなどの調査では、スペクトルタイプのテフと活動の範囲全体で多波長スペクトルが収集されていますが、これらの星のほとんどの極端紫外線フラックス（EUV、100〜912オングストローム）は、星間物質の化合物による不明瞭さのために観測されていません。検出器の感度が制限されています。観測可能なEUVフラックスを持つターゲットは存在しますが、現在、150〜912オングストロームを観測している運用施設はありません。EUVは熱圏の上部を加熱し、大気散逸を促進するため、この体制での太陽系外惑星のホストのスペクトルを推測することは、惑星大気の進化を研究するために重要です。この論文は、冷矮星のEUVスペクトルを再構築するための微分放射測定技術の実装を提示します。方法の精度と精度は、太陽とけんびきょうに適用することで特徴づけられます。次に、それを3つの暗いM矮星、GJ832、バーナード星、およびTRAPPIST-1に適用します。ハッブル宇宙望遠鏡および/または遠紫外線分光エクスプローラーで観測された最強の遠紫外線（FUV、912〜1700オングストローム）輝線、およびチャンドラX線天文台またはXMM-ニュートンのいずれかからの粗いX線スペクトルで実証します、データを含むモデルの形式的な不確実性を使用して、太陽のEUVスペクトルを1.8倍以内に再構築できます。M矮星サンプルの統合EUVフラックスを、利用可能なデータ品質に応じて2〜7倍の不確実性で報告します。
慣性モードと結合したgモードの周期間隔のディップによって測定された$ \ gamma $ Dor星の対流コアの回転
| Title |
Rotation_of_the_convective_core_in_$\gamma$_Dor_stars_measured_by_dips_in_period_spacings_of_g_modes_coupled_with_inertial_modes |
| Authors |
Hideyuki_Saio,_Masao_Takata,_Umin_Lee,_Gang_Li,_Timothy_Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08548 |
双極子順行gモードの周期間隔（$\DeltaP$）と周期（$P$）の関係は、急速に回転し、ゆっくりと脈動するgモードキャビティ内の回転速度を測定するのに役立つことが知られています。B（SPB）スター。急速に回転する星では、対流コアの慣性モードは、周囲の放射領域で伝播するgモードと共鳴的に結合する可能性があります。共鳴結合は、化学組成勾配による変調とは異なり、$P$-$\DeltaP$関係の低下を引き起こします。順行性双極子gモードの$\DeltaP$でのこのような共鳴ディップは、スピンパラメータ$2f_{\rmrot}{\rm（cc）}/\nu_{\rmco-rot}\simに対応する周波数付近に現れます。8-11$、$f_{\rmrot}$（cc）は対流コアの回転周波数、$\nu_{\rmco-rot}$は共回転フレームの脈動周波数です。共鳴でのスピンパラメータは、コアのオーバーシュートの程度、中心水素の存在量、およびその他の恒星パラメータにいくらか依存します。主系列モデルの順行双極子gモードからの予測を使用して、観測されたディップの期間を適合させることができます。これにより、対流コアが周囲のgモードキャビティから差動的に回転できるようになります。明確に定義されたディップを持つ16個の選択された$\gamma$Dor星に対してこのようなフィッティングを実行したところ、調査した$\gamma$Dor星の大部分はほぼ均一に回転し、対流コアはgモードよりもわずかに速く回転する傾向があることがわかりました。あまり進化していない星の空洞。
太陽対流の地下空間スペクトルの日震学的決定：数値シミュレーションを用いた実証
| Title |
Helioseismological_determination_of_the_subsurface_spatial_spectrum_of_solar_convection:_Demonstration_using_numerical_simulations |
| Authors |
Vincent_G._A._B\"oning,_Aaron_C._Birch,_Laurent_Gizon,_Thomas_L._Duvall_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08603 |
対流を理解することは、例えば恒星進化モデルの入力として、恒星物理学において重要です。太陽内部のより深い領域における対流振幅の日震学的推定は、それらの間で、そしてシミュレーションと桁違いに一致しません。時間距離日震学といくつかの単純化した仮定を使用して得られた、0.96太陽半径の深さでの太陽対流振幅の既存の上限の妥当性を評価することを目的としています。移動時間感度関数とノイズモデルを使用して、電磁流体力学シミュレーション（MURaM）から対流場の合成観測を生成しました。フローの推定値を実際の値と比較しました。対象のスケール（$\ell<100$）の場合、上限を取得するための現在の手順により、特定の流れ場の流れの大きさが正しい順序になることがわかります。また、信号対雑音比のスケール依存性を考慮に入れる必要があるため、この推定値は最大スケールでの流れの振幅を約2倍過小評価するため、厳密な意味での上限ではないことも示します。これを補正し、フーリエ空間の方向への測定値の依存性を考慮した後、得られた推定値が実際に上限であることを示します。時間距離日震学は、さまざまな流れ成分の垂直相関関数と信号のスケール依存性がわかっている場合、より深い内部の太陽対流の大きさのオーダー（または上限）を正しく推定できると結論付けます。対流比が考慮されます。今後の作業では、地表近くの流れの影響をより深い深度の影響からより適切に分離するために、さまざまなターゲット深度からの情報を含める必要があることをお勧めします。測定は、考慮すべき3つの流れ方向すべてに敏感です。
太陽の静かで活動的な領域における音波による彩層加熱のIRIS観測
| Title |
IRIS_observations_of_chromospheric_heating_by_acoustic_waves_in_solar_quiet_and_active_regions |
| Authors |
V._Abbasvand_(1),_M._Sobotka_(1),_M._\v{S}vanda_(1_and_2),_P._Heinzel_(1),_W._Liu_(1),_and_L._Mravcov\'a_(2)_((1)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences_(v.v.i.)_Ond\v{r}ejov,_(2)_Astronomical_Institute_of_Charles_University_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08678 |
目的：音響および磁気音響波による太陽彩層の磁気および非磁性領域の加熱を研究するために、強い彩層線の観測から得られた堆積された音響エネルギーフラックスを、積分された総放射損失と比較します。方法：23の静かな太陽と弱いプラージュ領域のセットが、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）を使用してMgIIkおよびhラインで観察されました。堆積された音響エネルギーフラックスは、中部と上部の彩層に対応する2つの異なる幾何学的高さで観測されたドップラー速度から導き出されました。一連のスケーリングされた非局所熱力学的平衡1D静水圧半経験的モデル（観測されたラインプロファイルに合成をフィッティングすることによって得られた）を適用して、放射損失を計算しました。観測された波の特性は、ウェーブレット分析によって研究されました。結果：観測された波は超音速で上向きに伝播します。静かな彩層では、堆積された音響フラックスは、放射損失のバランスを取り、調査中の層の半経験的温度を維持するのに十分です。活動領域の彩層では、比較により、放射損失に対する音響エネルギーフラックスの寄与はわずか10〜30％であることが示されています。結論：音響波と磁気音響波は彩層の加熱に重要な役割を果たし、それらのエネルギーの大部分を彩層に蓄積します。音波は、静かな領域での彩層放射損失のかなりの部分を補償します。活動領域では、それらの寄与は放射損失のバランスをとるには小さすぎ、彩層は他のメカニズムによって加熱されなければなりません。
| Title |
Analyzing_supergranular_power_spectra_using_helioseismic_normal-mode_coupling |
| Authors |
Chris_S._Hanson,_Shravan_Hanasoge_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08715 |
ノーマルモード結合は、振動の表面観測を使用して太陽内部を調査するために適用される手法です。実装が簡単なこの手法は、他の同等のローカルイメージング手法よりも波動場の地震情報をより多く利用するため、現在の機能を大幅に向上させる可能性があります。ここでは、局所的なパッチのサイズが太陽半径よりもはるかに小さいという仮定の下で、波動伝搬のデカルト幾何学的記述を呼び出すことにより、中程度から高度のモードのモード結合分析を使用して超粒子化パワースペクトルを調べます。超粒状パワースペクトルを抽出し、その結果を以前の日震学研究と比較します。表面近傍モード（fおよびp$_1$）を使用して得られた、超粒状化の分散関係と寿命の測定値は、文献と一致しています。より深い深度をプローブできるp$_2$とp$_3$の音響モード間のクロスカップリングも、超粒子化に敏感であることを示します。
327MHzと111MHzでのほぼ同時のIPS観測からの太陽風速度推定値の比較
| Title |
Comparison_of_solar_wind_speed_estimates_from_nearly_simultaneous_IPS_observations_at_327_and_111_MHz |
| Authors |
I.V._Chashei,_V.R._Lukmanov,_S.A._Tyulbashev,_M._Tokumaru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08767 |
結果は、ISEEの327MHzアンテナの3つのペア間の時間遅延を使用して行われた太陽風速度の推定値と、LPIの111MHzBSAアンテナで観測された時間パワースペクトルをモデル化することによって行われた推定値の比較です。観測は太陽周期24の下降段階で6年間行われました。コンパクトソース3C48と拡張および異方性ソース3C298について100を超える個別の記録が得られました。3C48からの毎日の速度推定値間の相関は50％です。それらの年平均は誤差推定内で一致し、予想される太陽周期の変動を示しています。ただし、3C298からの速度間の相関はわずか25％であり、それらの年平均はよく一致していません。3C298の推定速度でこのバイアスの考えられる原因を調査します。
可能性のあるAEAqr双子、LAMOST J024048.51 +195226.9の電波および光学観測
| Title |
Radio_and_optical_observations_of_the_possible_AE_Aqr_twin,_LAMOST_J024048.51+195226.9 |
| Authors |
M._L._Pretorius,_D._M._Hewitt,_P._A._Woudt,_R._P._Fender,_I._Heywood,_C._Knigge,_J._C._A._Miller-Jones,_D._A._H._Buckley,_H._L._Worters,_S._B._Potter,_D._R._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08800 |
Thorstensen（2020）は最近、激変星（CV）LAMOSTJ024048.51+195226.9が独自の磁気プロペラシステムAEAqrの双子である可能性があると主張しました。この場合、2つの予測は、短周期の白色矮星のスピン変調を表示する必要があることと、明るい電波源である必要があることです。これが当てはまるかどうかを確認するために、このCVの追跡光学および無線観測を取得しました。私たちの光学的高速測光は、白色矮星のスピン信号を明らかにしませんが、AEAqrで見られる33秒のスピン信号と同様の変調を検出する感度を欠いています。ラジオでソースを検出し、AEAqrと同様で、CVについてこれまでに報告された最高に近いラジオの光度を測定します。また、数十分の時間スケールでの電波変動の良い証拠も見つかります。光学偏光観測では、直線偏光または円偏光は検出されません。説得力のある証拠を提供することはできませんが、私たちの観察結果はすべて、このオブジェクトがプロペラシステムであることと一致しています。
M矮星の比較高分解能分光法-非LTE効果の調査
M矮星は、太陽系外惑星でのこれらの星の発生率が高く、太陽系外惑星としての重要性があるため、高解像度の分光分析の主要なターゲットです。いくつかの方法論的課題がそのような分析を困難にし、公表された結果に重大な不一致をもたらします。最近の高解像度近赤外線研究によって得られたM矮星パラメーターを互いに比較し、基本的な恒星パラメーターと比較します。また、FeとKの局所熱力学的平衡（LTE）からの偏差が、これらの研究の結果にどの程度影響するかを評価します。LTEからの逸脱を含む、クールスター大気での原子および分子線の形成を処理する合成スペクトル合成コードとともに、最新のモデル大気グリッドに基づいて線形成計算を実行します。ESOVLTのCRIRES機器で収集された近赤外スペクトルを、参照観測データとして使用します。さまざまな研究で得られた有効温度は、ほぼ100K以上に一致していることがわかります。表面の重力と金属量には、はるかに悪い一致が見られます。非LTE効果は、M-矮星大気中のFeIでは無視できるが、KIでは重要であることを示しています。これらの効果は、Kの存在量と、0.2dexのオーダーの金属量補正につながり、公開された分析。大気モデルの温度-圧力構造の違いは、特に低金属量と高有効温度での不一致に寄与する別の要因である可能性があります。M矮星の高解像度分光研究では、入力された原子および分子データだけでなく、線形成物理学の詳細にも注意を払う必要があります。ベンチマークM矮星の高品質で広い波長範囲のスペクトルを収集することは、重要な将来のステップです。
中間中性子捕獲プロセス。 I.低金属量低質量AGB星におけるiプロセスの開発
| Title |
The_intermediate_neutron_capture_process._I._Development_of_the_i-process_in_low-metallicity_low-mass_AGB_stars |
| Authors |
A._Choplin,_L._Siess,_S._Goriely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08840 |
観測を集めると、sプロセスとrプロセスの中間に豊富なパターンを示す金属量の少ない星が増えていることが報告されています。これらのいわゆるr/s-starsは、中間中性子捕獲プロセス（i-process）の必要性を高めます。これは、対流ヘリウム燃焼領域での陽子の摂取に起因すると考えられていますが、その天体物理学的サイトはまだ大いに議論されています。低金属量低質量星の漸近巨星分枝（AGB）期のiプロセスが発達するかどうか、そしてそれが観測されたr/s星の存在量を説明できるかどうかを調査します。AGBフェーズの開始時、3番目の熱パルス中に、ヘリウム駆動の対流層が水素に富む層に浸透することができます。その後の陽子の摂取は、iプロセス要素の合成の起点で$\約4.3\times10^{14}$cm$^{-3}$の中性子密度を持つ強い中性子バーストにつながります。ヘリウム燃焼対流シェルでの陽子燃焼によって放出される核エネルギーは、内部構造に強く影響します。熱パルスが分裂し、約10ドル年後に、対流層の上部が対流層と合流します。表面の炭素の存在量は3dex以上増加し、不透明度が増加し、強い質量損失が発生し、それ以上の熱パルスが防止されます。Ba、Nd、Sm、Euの特定の同位体比が、iプロセス元素合成の優れたトレーサーを表すことができることを示します。最後に、14個の選択されたr/s星との拡張比較は、観測された組成パターンがi-processAGBモデルによって十分に再現できることを示しています。しかし、そのようなAGBモデルは、元AGBコンパニオンによる汚染を含むシナリオでの巨大なr/s星の高レベルの濃縮を説明することはできません。
若い星の不均一な塵の日食。 CQタウロイの場合
若い星を食する塵の雲が恒星の円盤を不均一に覆い隠していることがわかります。CQタウの特定のケースでは、サイズが$\lesssim0.6R_*$の孤立した光学的厚さの構造を見つけ、空の平面で典型的な$A_{V}$勾配を導き出し、恒星の半径。大きな絶滅勾配と不明瞭な雲の複雑な構造は、顕著なロシター-マクラフリン効果だけでなく、恒星の吸収線の複雑で可変的な形状にもつながります。
バルク音波高周波重力波アンテナで検出されたまれなイベント
| Title |
Rare_Events_Detected_with_a_Bulk_Acoustic_Wave_High_Frequency_Gravitational_Wave_Antenna |
| Authors |
Maxim_Goryachev,_William_M._Campbell,_Ik_Siong_Heng,_Serge_Galliou,_Eugene_N._Ivanov_and_Michael_E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05859 |
この作業では、極低温バルク音波（BAW）キャビティに基づく高周波重力波検出器の操作について説明し、2つの別々の実験実行（実行1と実行2）での153日間の操作中のまれなイベントの観測を報告します。実行1と実行2の両方で、2つのモードが同時に監視されました。両方の実行で、5.506MHzで動作する高速せん断モード（3B）の3番目の倍音が監視され、実行1では、8.392MHzで動作する低速せん断モード（5C）の5番目のOTとして2番目のモードが選択されました。ただし、実行2では、周波数が最初のモードに近くなるように2番目のモードが選択され、4.993MHzで動作する低速せん断モード（3C）の3番目の倍音として選択されました。空洞の音響モード内のエネルギー蓄積に応答する過渡現象として、2つの強力なイベントが観察されました。最初のイベントは2019年12月5日の実行1（UTC）中に発生し、5.506MHzモードで観察されましたが、8.392MHzの2番目のモードではイベントは観察されませんでした。実行2中に、2番目のイベントが2019年11月27日（UTC）に発生し、両方のモードで観測されました。イベントのタイミングは、利用可能な環境観測および他の検出器からのデータと照合されました。イベントの起源を説明するさまざまな可能性について説明します。
光ミリチャージ暗黒物質の安定性への挑戦
小さな電荷を帯びた軽いボソン暗黒物質の宇宙論的安定性を調べます。高い占有数の波のような体制では、ゲージボソンへの消滅はパラメトリック共鳴によって劇的に強化される可能性があります。ミリチャージされた粒子は、光子に最小限に結合するか、その電磁相互作用を、質量のない隠れた光子との動的混合によって媒介することができます。直接結合の場合、ミリチャージに対する観測上の制約は、パラメトリック共振から生じる制約よりも強くなります。（理論的に好ましい）動的混合の場合、パラメータ空間の大きな領域は、完全な破壊ではないにしても、少なくとも暗黒物質場の断片化につながるパラメトリック共鳴の影響を受けます。
電磁的に相互作用する暗黒放射の地上プローブ
| Title |
Terrestrial_Probes_of_Electromagnetically_Interacting_Dark_Radiation |
| Authors |
Jui-Lin_Kuo,_Maxim_Pospelov,_Josef_Pradler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08409 |
宇宙後期の暗黒物質の崩壊によって発生した暗黒放射が電磁相互作用を運ぶ可能性を研究します。粒子の相対論的フラックスは、ミリチャージ、電気/磁気双極子モーメント、またはアナポールモーメント/荷電半径との相互作用を通じて、直接検出およびニュートリノ実験で反跳信号を誘発します。DMの寿命を宇宙の年齢の35倍とすると、現在宇宙論的に認められているように、直接検出（ニュートリノ）実験は$\epsilon\sim10^{-11}$$（10^{-12}）$、$d_\chi/\mu_\chi\sim10^{-9}\、\mu_B$$（10^{-13}\mu_B）$、および$a_\chi/b_\chi\sim10^{-2}\、{\rmGeV}^{-2}$$（10^{-8}\、{\rmGeV}^{-2}）$それぞれのカップリング。最後に、このような暗い放射線が、他の境界と衝突することなく、最近観測された電子反跳信号のXENON1T過剰の満足のいく説明につながる可能性があることを示します。
重力の現れとしての加速膨張：ダークエネルギーが左側に属する場合
宇宙の加速膨張を説明するために、私たちは何らかの形のダークエネルギーに訴えなければなりません。宇宙論の標準モデルでは、後者は宇宙定数$\Lambda$として解釈されます。しかし、いくつかの理由から、宇宙定数は完全に満足のいくものではありません。この論文では、幾何学的性質のダークエネルギーモデル、したがって基礎となる重力理論の現れを研究します。論文の最初の部分では、$\Lambda$CDMモデルを確認し、ラブロックの定理に基づいて代替のダークエネルギー候補の風景を簡単に分類します。論文の第2部は、代わりにダークエネルギーのトピックに関する私たちの主な結果の提示に専念しています。最初に、微分演算子$\Box^{-1}R$を含む重力の非局所的修正に関する研究を報告します。特に、特定のモデルと、この理論および後期の同様の理論によって共有される一般的な動作に重点を置きます。宇宙の進化の。次に、反曲率テンソル$A^{\mu\nu}$（リッチテンソルの逆）に基づく新しいクラスの修正重力理論を紹介し、ダークエネルギーのソースとしての能力を評価します。最後に、強い重力レンズのコンテストで予測したドリフト効果のタイプについて説明します。これは、宇宙の有効な状態方程式を研究するためと、等価原理の違反を抑制するための両方に使用できます。
非最小結合と微分結合の組み合わせによるヒッグスインフレの成功
| Title |
Successful_Higgs_inflation_from_combined_nonminimal_and_derivative_couplings |
| Authors |
Stelios_Karydas,_Eleftherios_Papantonopoulos_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08450 |
ヒッグスインフレのコンテキストで、非最小結合（NMC）と一般化された非最小微分結合（GNMDC）の同時存在に基づくインフレシナリオを提案します。組み合わせた構造は、個々のシナリオの欠点を共有することなく、それらの利点を維持します。特に、トランスプランキアン値やユニタリー性違反を引き起こすことなく、GNMDCに起因する重力摩擦効果により、長いインフレ段階を簡単に達成できます。さらに、テンソルとスカラーの比率は、NMCの寄与により、低い値のままです。最後に、単純なGNMDCシナリオを悩ませている、スカラー摂動の音速の2乗に関連する不安定性は、再加熱時代のNMC寄与の支配と、GNMDC効果の減衰により、現在は回復しています。これらの機能は、重力への非最小および微分結合を使用したシナリオを、インフレの説明の成功候補にします。
SCIAMACHYデータからの中間圏一酸化窒素モデル
| Title |
Mesospheric_nitric_oxide_model_from_SCIAMACHY_data |
| Authors |
Stefan_Bender,_Miriam_Sinnhuber,_Patrick_J._Espy,_John_P._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08455 |
SCIAMACHY（SCanningImagingAbsorptionSpectroMeterforAtmosphericCHartoghraphY）の四肢スキャンデータから導出された中間圏（$\約$60--90km）における一酸化窒素NOの経験的モデルを提示します。この作業は、下部熱圏におけるNOEM（一酸化窒素経験モデル;Marshetal。、2004）およびSANOMA（SMR取得一酸化窒素モデル大気;Kivirantaetal。、2018）の経験モデルを補完および拡張します。回帰仮説は、ヘンドリックスらによる研究の遺産に基づいています。（2017）およびSinnhuberetal。による重ね合わせたエポック分析。（2016）これは粒子の沈殿からNO生成を推定します。私たちのモデルは、地磁気緯度の関数としてのSCIAMACHY（Benderetal。、2017a、b）からの日次（縦方向）平均NO数密度を、太陽のライマンα線と地磁気AE（オーロラエレクトロジェット）指数に関連付けます。非線形回帰モデルを使用し、地磁気によって誘発されたNOの有限で季節的に変化する寿命を組み込みます。最大事後確率を見つけることによってパラメーターを推定し、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを使用してパラメーターの不確実性を計算します。中間圏のNO含有量の推定値を提供することに加えて、回帰係数は特定のプロセスが支配的な領域を示します。
丸められた変数のサンプル分散
丸め誤差が確率変数の固有の分布とは独立して分布していると想定される場合、丸められた変数のサンプル分散$s^2$は、真の分散$\sigma^2$との分散の合計によって与えられます。丸め誤差（$w^2/12$に等しい。ここで、$w$は丸めウィンドウのサイズです）。ここでは、丸められた変数の標本分散の正確な式が調べられ、単純な近似$s^2=\sigma^2+w^2/12$が有効であると見なされる場合についても説明されます。特に、基礎となる分布$f$が、$f（x）=\sigma^{-1}F（u）$（$u=（x-\mu）/\）のような対称正規化可能分布のファミリーに属している場合sigma$、および$\mu$と$\sigma^2$は分布の平均と分散であり、丸められたサンプル分散は$s^2-（\sigma^2+w^2/12）\simのようにスケーリングされます。\sigma\Phi'（\sigma）$as$\sigma\to\infty$ここで、$\Phi（\tau）=\int_{-\infty}^\infty{\rmd}u\、e^{iu\tau}F（u）$は、$F（u）$の特性関数です。したがって、大まかに言えば、近似は、その分散が丸め単位のサイズよりも十分に大きい、ゆっくりと変化する対称的な基礎となる分布に対して有効です。
天の川銀河の孤立した中性子星からの連続重力波の検出可能性：集団合成アプローチ
| Title |
Detectability_of_continuous_gravitational_waves_from_isolated_neutron_stars_in_the_Milky_Way:_the_population_synthesis_approach |
| Authors |
Marek_Cie\'slar,_Tomasz_Bulik,_Ma{\l}gorzata_Cury{\l}o,_Magdalena_Sieniawska,_Neha_Singh,_Micha{\l}_Bejger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08854 |
目的。回転する中性子星の進化する非軸対称性の単純な現象論的モデルを仮定して、現在および将来の重力波検出器で連続重力波源として検出可能なパルサーの数を推定します。メソッド。銀河系中性子星集団の数値モデルを採用し、孤立した銀河系パルサーの電波観測との比較によって特性を確立しました。中性子星の任意の大きな合成集団を生成し、それらの周期、磁場、および空間内の位置を進化させます。指数関数的に減衰する楕円率に基づく重力波放出モデルを使用します。これは、特定の楕円率の起源を想定せずに、星の非軸対称性です。1年間の観測で特定の検出器で期待される信号を計算し、信号対雑音比が11.4の検出基準を想定します。これはターゲットの連続波検索に匹敵します。AdvancedLIGO、AdvancedVirgo、および計画されているEinsteinTelescopeの各検出器で個別に検出可能な母集団を分析します。予想される信号の計算では、ソースのスピンダウンと太陽の重心に対する地球の動きによる信号の周波数変化を無視します。結果。中性子星の進化の控えめな値：100年に1回の超新星率、初期楕円率$\epsilon_{0}$=1e-5、楕円率の減衰なし$\eta$=$t_\rm{hub}$=1e4Myr、検出された中性子星の予想数は1未満です：AdvancedLIGO検出器の0.15（10M星のシミュレーションに基づく）。パラメータ空間（$\epsilon_{0}$、$\eta$）のより広範な研究が提示されます。アインシュタイン望遠鏡の計画された感度で、同じ楕円率モデルを仮定すると、予想される検出数は次のとおりです。1年間の長時間の観測実行中の26.4パルサー。
超対称ハイブリッドインフレーションにおける準安定ストリングとダンベル
ゲージグループ$\text{U}（2）$の超対称モデルで対称性の破れと位相欠陥を研究します。これは、右辺の部分$\text{SU}（2）_R\times\text{で識別できます。標準模型の拡張電弱対称性のU}（1）_{BL}$。このモデルには、単極子と弦、またはダンベルが形成されるタキオン予熱によって終了するハイブリッド膨張の2つのフェーズがあります。最初のケースでは、確率論的重力波バックグラウンドがLIGO-Virgoバンドで予測され、準安定宇宙ストリングネットワークによって生成されるLISA周波数バンドとナノヘルツ周波数にまで及ぶ可能性があります。2番目のケースでは、位相欠陥はインフレーションに耐えられず、確率論的な重力波のバックグラウンドは生成されません。
