質量関数の非普遍性：成長率とパワースペクトル形状への依存
| Title |
Non-universality_of_the_mass_function:_dependence_on_the_growth_rate_and_power_spectrum_shape |
| Authors |
Lurdes_Ondaro-Mallea,_Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro,_Sergio_Contreras,_Giovanni_Aric\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08958 |
暗黒物質ハローの豊富さは、宇宙の構造の成長と拡大の歴史の重要な調査の1つです。この量の理論的予測は、通常、特定の形式で表現された場合、線形密度フィールドの質量分散のみに依存すると想定しています。しかし、宇宙論的シミュレーションは、この仮定が破られ、10-20％の体系的な効果につながることを明らかにしました。このホワイトペーパーでは、この問題をさらに調査するために、特別に設計された一連のシミュレーションを採用しています。具体的には、固定線形密度場で成長履歴を体系的に変化させる、または固定成長履歴でパワースペクトル形状を変化させる宇宙論的N体シミュレーションを実行します。ハロー質量関数が一般的にこれらの量に依存することを示し、したがって非普遍性の明確な信号を示します。この影響のほとんどは、同じ線形変動が、そのアセンブリ履歴の詳細に応じて、非線形領域に異なって成長する方法にまでさかのぼることができます。これらの結果を使用して、線形成長率とパワースペクトル形状に明示的に依存するパラメーター化を提案します。独立した一連のシミュレーションを使用して、このフィッティング関数が、巨大なニュートリノや動的な暗黒エネルギーを含む広大なパラメーター空間にまたがる宇宙論上のハローの質量関数を正確にキャプチャすることを示します。最後に、このツールを使用して、いわゆる宇宙論再スケーリング法の精度を向上させ、現在実行可能な宇宙論の全範囲にわたってハロー質量関数の2％の正確な予測を提供できることを示します。
| Title |
Gravitational_wave_cosmology_I:_high_frequency_approximation |
| Authors |
Jared_Fier,_Xiongjun_Fang,_Bowen_Li,_Shinji_Mukohyama,_Anzhong_Wang,_Tao_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08968 |
この論文では、遠隔のコンパクトな天体物理学源によって生成された重力波（GW）を体系的に研究します。このようなGWを適切に説明するために、$\lambda、\;の3つのスケールを導入します。L_c$と$L$は、それぞれGWの典型的な波長、宇宙論的摂動のスケール、および観測可能な宇宙のサイズを示します。GWが現在の予測可能な検出器によって検出されるためには、条件$\lambda\llL_c\llL$が成り立ち、そのようなGWは高周波GWとして十分に近似できます。バックグラウンドへのGWの逆反応を無視できるようにするには、$\left|h_{\mu\nu}\right|と仮定する必要があります。\ll1$、条件$\epsilon\ll1$に加えて、これは$h_{\mu\nu}$の線形化されたアインシュタイン場の方程式が有効であるための条件でもあります。ここで$g_{\mu\nu}=\gamma_{\mu\nu}+\epsilonh_{\mu\nu}$、$\gamma_{\mu\nu}$は背景を示します。場の方程式を単純化するために、高周波GW近似が有効である限り、背景が真空でない場合でも、空間、トレースレス、およびローレンツゲージ条件を同時に課すことができることを示します。ただし、できるだけ多くの場合に適用できる式を開発するために、最初に、空間ゲージのみを課すことによって、線形化されたアインシュタイン場の方程式を明示的に書き留めます。このようなGWに幾何光学近似とともに一般式を適用すると、宇宙スカラーとテンソルの両方の摂動が存在する場合でも、それらはヌルジオデシックに沿って移動し、その偏光バイベクトルは平行移動することがわかります。さらに、重力積分ザックス・ヴォルフェ効果も計算します。これにより、GWの振幅、位相、および光度距離のこれら2種類の摂動への依存性が明示的に読み取られます。
良好で適切：適切な力の軟化を伴うN体シミュレーションの自己相似性
| Title |
Good_and_Proper:_Self-similarity_of_N-body_Simulations_with_Proper_Force_Softening |
| Authors |
Lehman_H._Garrison,_Michael_Joyce,_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08972 |
スケールフリーの$N$-bodyシミュレーションでの自己相似性の分析により、宇宙論的シミュレーションで測定された統計が物理的連続体の限界に収束する空間的および時間的スケールが明らかになります。2点相関関数が収束するスケールの範囲が、力の軟化の長さにどのように依存するか、および共動または適切な座標で一定に保たれるかどうかを調べます。シミュレーションの終わりまでに粒子間間隔の約1/30に達する適切な軟化は、同じ長さの共動軟化と同じ空間的および時間的スケールを解決し、ある範囲で3番目に少ない時間ステップを使用することがわかります。$\Lambda$CDMシミュレーションに典型的なスケールファクターの例。さらに、粒子の質量とスケーリングによって設定された固有の解像度制限を$a^{-1/2}$として推測します。これを超えると、軟化を減らしても解像度は向上しません。スペクトルインデックス$n=-2$を使用したこれらの結果の$\Lambda$CDMシミュレーションへのマッピングを仮定します。
振動パターンなどの原始パワースペクトルの潜在的な特徴は、インフレーションの性質を理解し、インフレーションのさまざまなシナリオを区別するのに役立つため、近年の銀河調査で検索されています。これまでのヌル検出は、そのような特徴はかなり弱いはずであり、前例のないサイズと精度を備えた次世代の銀河調査は、以前よりも強い制約を課す立場にあることを示唆しています。しかし、そのような原始的な特徴がかつて宇宙初期に存在したとしても、非線形構造形成のために宇宙後期には著しく弱体化するか、小規模でさえも一掃され、実際の観測で直接検出することは困難です。特徴を精査するためのこの課題に取り組むための潜在的な方法は、宇宙論的進化を元に戻すことです。つまり、再構成を使用して近似線形密度場を取得します。一連の大規模なN体シミュレーションを採用することにより、最近提案された非線形再構成アルゴリズムが、模擬銀河カタログから失われた振動特徴を効果的に取得し、特徴パラメーターの測定の精度を向上できることを示します（そのような原始的な特徴が存在すると仮定）。フィッシャー分析を行って、再構成が制約力にどのように影響するかを予測し、DESIのような調査の振動振幅に対して大幅に堅牢な制約をもたらす可能性があることを発見しました。特に、再構築の適用を、調査量やスケールの範囲を増やすなど、制約を改善する他の方法と比較し、後者が行うことをはるかに低いコストで達成できることを示します。
銀河の大規模分布におけるフラクタル性の観測的証拠
空の領域$100^{\circ}<\alpha<270^{\circ}$と$7^{\circ}<\delta<65^{\circ}$に分布する133991個の銀河のサンプルを使用してSDSSNASA/AMES付加価値銀河カタログ（AMES-VAGC）では、2つの異なる方法を使用してフラクタル次元を推定します。まず、アルゴリズムを使用して相関次元を推定します。2番目の方法は、新しいアプローチで、データからグラフを作成し、純粋に接続情報からグラフの次元を推定します。どちらの方法でも、20Mpc未満のスケールで$D\upperx2$の寸法が見つかりました。これは、以前の作業と一致しています。この結果は、特定のスケールでの銀河分布の不均一性を示しています。
後期型銀河の観測された質量プロファイルを使用した暗黒物質の質量の推定
スピッツァー測光\＆正確な回転曲線（SPARC）データベースで175個の後期型銀河の質量プロファイルの観測を分析し、（1）ハローのDMが従うと仮定して、暗黒物質（DM）ハローの温度プロファイルを構築します。フェルミ-ディラック分布またはマクスウェル-ボルツマン分布のいずれか、および（2）ハローはビリアル状態にあります。ハローの中心でのDMの分散速度を導き出し、ハローの総質量との相関がN体シミュレーションで推定されたものと同じであることを示します。相関関係は、銀河の可視物質について2つの変数間で観測された関係とも同じです。後者の合意を分析の検証としてとらえ、ハローの端のDMの温度に対する質量を導き出し、それが銀河に依存せず、$m/T_R\simeq10^{10}$に等しいことを示します。自然単位。解析された銀河は空から遠く離れているので、DMは熱遺物であり、上記の比率の$T_R$は、DMデカップリング時の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度で表すことができます。。この結果は、考えられる宇宙論的シナリオを研究するために使用されます。観測が（1）非熱DM、（2）ホットDM、および（3）衝突のないコールドDMと対立していることを示します。私たちの調査結果は、$\sim1\、$MeVの質量を持つ暖かいDMを支持しています。
新たに検出されたソースの赤方偏移を迅速かつ確実に推定できれば、次世代の大規模な連続体調査の科学的価値は大幅に向上します。予想される多数の新しい検出のために分光学的赤方偏移を取得するための観測費用を考えると、機械学習技術を使用して測光赤方偏移を取得することに関するかなりの最近の研究がありました。ここでは、ディープラーニング（DL）から得られた予測フォトメトリック赤方偏移の精度をk最近傍（kNN）および決定木回帰（DTR）アルゴリズムと比較します。SDSSQSOのサンプルでトレーニングされた近赤外線、可視、および紫外線の大きさの組み合わせを使用すると、kNNおよびDLアルゴリズムが{\sigma}=0.24の標準偏差で最良の自己検証結果を生成することがわかります。さまざまなサブサンプルでテストしたところ、DLアルゴリズムは、他の測定でより優れたパフォーマンスを示すことに加えて、一般に{\sigma}の値が低いことがわかりました。外れ値のフィルタリングや削除を行わずに実装が簡単な既製のアルゴリズムを使用するDLメソッドは、他のより複雑なアルゴリズムと同様に実行され、{\Delta}z<0.1$からzまでの精度が得られます。〜2.5。70,000の強力なサンプルでトレーニングされたDLアルゴリズムを他の独立した（無線で選択された）データセットに適用すると、広範囲の電波束密度で{\sigma}<0.36が見つかります。これは、この方法を使用して、スクエアキロメートルアレイで検出されたクエーサーの測光赤方偏移を決定する可能性が高いことを示しています。
インフレの真髄に対する新たな見方
宇宙ニュートリノ背景（CNB）と結合した典型的なフィールドは、同時発生の問題に対処するための代替メカニズムとして広く議論されてきました。よく知られているように、そのようなモデルを拡張して典型的なインフレを取得すること、つまりインフレ段階を組み込むことも可能です。別のルートを取ると、十分に確立されたインフレモデルから始めて、CNBとの結合を犠牲にして成功した典型的なモデルを得ることができます。このルートをたどるために、PRD95、123521（2017）で扱われているわずかに再定式化されたモデルを使用します。この特定のモデルは、スカラー場ポテンシャルと結合項の両方について$\mathcal{Z}_2$対称性を想定しており、宇宙論的進化の過程で崩壊します。ただし、ここでの説明では、ポテンシャルの$\mathcal{Z}_2$対称性は、モデルが機能するために必須ではありません。振動するインフラトン場（およびその後の熱化）による粒子生成の従来のメカニズムは、引き続き機能します。提案された構造は、CNBとの結合を犠牲にして、暗黒エネルギーを組み込むための多くの成功したインフレモデルに簡単に適用できることは明らかです。場の量子論の観点からニュートリノナゲットの問題に取り組んでいます。つまり、これらのナゲットは、基本的には湯川力によって引き起こされる束縛状態と見なされます。これは、ニュートリノ間での典型的な場の仮想量子の交換による線形摂動理論の枠組みの中で発生します。
レンズ付きクエーサーからの相互作用する暗黒エネルギーモデルに対する制約：$ H_0 $の張力を5.3 $ \ sigma $から1.7
$ \ sigma $に緩和する
背景クエーサーの複数の画像間の強い重力レンズの時間遅延の測定は、後期宇宙の拡大履歴を調査するための独立したプローブを提供することができます。この論文では、相互作用する暗黒エネルギー（IDE）モデルを制約するために、6つの強い重力レンズシステムの時間遅延（TD）測定の新しい結果を採用しています。主に、コールドダークマターと相互作用する真空エネルギー（$w=-1$）のモデルに焦点を当て、相互作用形式の4つの典型的なケースを検討します。主な調査結果は次のとおりです。（i）$Q\propto\rho_{\rmde}$を使用したIDEモデルには、宇宙マイクロ波背景放射とTD観測の間の$H_{0}$の緊張を緩和するという利点があります。（ii）TDデータを最新のローカル距離ラダーの結果と組み合わせると、$H_0$の張力を$5.3\sigma$（標準の$\Lambda$CDM宇宙学）から$1.7\sigma$に緩和できます。相互作用項が$Q=\betaH\rho_{\rmde}$のモデル;（iii）考慮されるすべてのIDEモデルの結合パラメーター$\beta$は、後期宇宙測定（TD+SN）を使用して制約を実行する場合、1$\sigma$の範囲で正であることが優先されます。これは、後期宇宙観測によって暗黒物質が暗黒エネルギーに崩壊する場合。
NANOGravによるインフレーション磁気発生の制約モデル
インフレーション中の磁場の生成は、宇宙における広範囲のスケールにわたるその存在を説明することができます。Ref。\cite{sharma2017}では、インフレーション中にこれらのフィールドを生成するモデルを提案しました。これらのフィールドにはゼロ以外の異方性応力があり、初期宇宙で重力波（GW）の確率的背景が生成されます。ここでは、QCDエポックの周りで再加熱が行われる磁気発生のシナリオの場合、この確率的GWバックグラウンドがNANOGravコラボレーションによってプローブされたGW信号の$95\％$信頼領域にあることを示します。これは、生成された電磁場（EM）エネルギー密度が再加熱終了時のバックグラウンドエネルギー密度の$3-10\％$である場合です。この場合、現在のエポックでの磁場強度$B_0\sim（3.8-6.9）\times10^{-11}$Gとそのコヒーレンス長$\sim30$kpcの値。これらの値は、EMフィールドが非らせん性であるモデル用です。フィールドのらせんの性質の場合、これらの値は$B_0\sim（1.1-1.9）\times10^{-9}$Gとそのコヒーレンス長$\sim0.8$Mpcです。
本質的なインフレーションと宇宙のシーソー機構：再加熱と観測の制約
| Title |
Quintessential_Inflation_and_Cosmological_See-Saw_Mechanism:_Reheating_and_Observational_Constraints |
| Authors |
Llibert_Arest\'e_Sal\'o,_David_Benisty,_Eduardo_I._Guendelman,_Jaime_d._Haro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09514 |
最近、ローレンツ分布に由来する新しい種類の典型的なインフレが[1,2]で紹介されました。このモデルは非常に単純なポテンシャルを導きます。これは基本的に2つのパラメーターに依存し、$\alpha$-アトラクターのクラスに属し、宇宙の初期および後期の加速を正しく描写します。ポテンシャルは、ポテンシャルの片側で大きなインフレーション真空エネルギーを生成し、ポテンシャルの右側で非常に小さな値のダークエネルギーを生成する{\it宇宙論的シーソーメカニズム}（CSSM）を強調します。{ここで、モデルが最近の観測と再加熱の制約に一致することを示します。したがって、このモデルは、インフレ時代を含む標準の$\Lambda$CDMを超える合理的なシナリオを提供します。}
宇宙論的磁気発生：再電離の時代のビアマン電池
| Title |
Cosmological_Magnetogenesis:_The_Biermann_Battery_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Omar_Attia,_Romain_Teyssier,_Harley_Katz,_Taysun_Kimm,_Sergio_Martin-Alvarez,_Pierre_Ocvirk,_Joakim_Rosdahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09535 |
SPHINXプロジェクトのフレームワーク内で宇宙論的適応メッシュ細分化シミュレーションを使用して、再電離の時代（EoR）中のBiermannバッテリーの影響を調査します。磁場のゼロ発散と等温流のためのビアマン電池の不在の両方を維持しながら、拘束輸送法のビアマン電池項を解くための新しい数値手法を開発します。ストレームグレン球とセドフ爆風の伝播の検証テスト中の数値誤差を最小限に抑えるには、数値法の構造保存の性質が非常に重要であることがわかりました。次に、この新しい方法を使用して、RAMSESコード内に最先端の銀河形成モデルを備えた2.5および5の共移動Mpc宇宙ボックス。以前の調査結果とは異なり、3つの異なるBiermannバッテリーチャネルが出現することを示します。最初のチャネルは線形摂動に関連しています。EoRの前は、2つ目はEoR中の再イオン化フロントに関連する古典的なビアマンバッテリーであり、3つ目は強力な超新星駆動の流出に関連しています。$10^{-20}$G以下のオーダー、後者は、より高いプラズマ温度とわずかに分解された乱流ダイナモのために、thで$10^{-18}$Gもの高い電界強度に達します。巨大なハローの周りの銀河間媒体。
緊張はいつ変動するのですか？ノイズの多いデータがモデルの比較に与える影響
| Title |
When_is_tension_just_a_fluctuation?_How_noisy_data_affects_model_comparison |
| Authors |
B._Joachimi,_F._K\"ohlinger,_W._Handley,_P._Lemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09547 |
ベイズの証拠などの可能性の要約統計量は、モデルを比較し、物理実験の結果間または結果内の緊張を評価する原理的な方法を提供します。データのノイズの多い実現は、これらのモデル比較統計にばらつきを引き起こします。大規模構造からの宇宙論的推論の現実的なケースでは、ベイズ因子の対数が次数1の分散を達成し、比較対象のモデル間の張力が強くなると大幅に増加することを示します。わずかな追加の計算コストで証拠のサンプリング分布を定量化する近似手順を開発し、それを実際のデータに適用して、モデルの不一致の重要性を減らすように機能する散布の影響を示します。データ圧縮は、プランク宇宙マイクロ波背景放射の概念実証とともに、証拠のノイズを無視できるレベルに抑制するための潜在的な手段として強調されています。
かに座55番星の大気の近赤外線化学インベントリ
| Title |
A_Near-Infrared_Chemical_Inventory_of_the_Atmosphere_of_55_Cancri_e |
| Authors |
Emily_K._Deibert,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Ray_Jayawardhana,_Andrew_Ridden-Harper,_Suresh_Sivanandam,_Raine_Karjalainen,_Marie_Karjalainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08965 |
かに座55番星の8回の通過中に取得された高解像度の近赤外線スペクトルを示します。これは、公転周期が短い（<18時間）近くの低密度スーパーアースです。この太陽系外惑星のかさ密度は大気の可能性を示していますが、明確に検出されていません。私たちの分析は、データの高いスペクトル分解能と広い波長範囲を利用するドップラー相互相関技術に依存して、水素、炭素、および窒素に富む分子種からの何千もの吸収特性を検索します。惑星の雰囲気。かに座55番星周辺の大気を検出することはできませんが、存在する可能性のあるHCN、NH${}_3$、およびC${}_2$H${}_2$のレベルに強い制約を課しています。特に、平均分子量が5amuの場合、大気中のHCNの存在を0.02％の体積混合比（VMR）まで、NH${}_3$を0.08％のVMRまで、そしてC${}_2$H${}_2$はVMRが1.0％になります。平均分子量が2amuに緩和された場合、HCN、NH${}_3$、およびC${}_2$H${}_2$の存在を除外してVMRを0.001％、0.0025％にすることができます。それぞれ0.08％。私たちの結果は、TsiarasらによるHST/WFC3観測の分析と一致して、可能な大気のパラメータ空間を減らします。（2016）、そしてかに座55番星が大気を宿している場合、それは高い平均分子量および/または雲を持たなければならないことを示します。
K2-138 g：スピッツァーが市民科学システムの6番目の惑星を発見
| Title |
K2-138_g:_Spitzer_Spots_a_Sixth_Planet_for_the_Citizen_Science_System |
| Authors |
Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Jessie_L._Christiansen,_David_R._Ciardi,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_John_H._Livingston,_Kathryn_Volk,_Eric_Agol,_Thomas_Barclay,_Geert_Barentsen,_Bj\"orn_Benneke,_Varoujan_Gorjian,_Martti_H._Kristiansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08978 |
$K2$は、新しい惑星を見つける$Kepler$の機能を大幅に拡張しましたが、通常、公転周期が40日未満の通過する惑星を特定することに限定されていました。ExoplanetExplorersプロジェクトを通じて$K2$データを分析している間、市民科学者は、比較的明るい（$V=12.21$、$K=10.3$）K2-138システムで1つのスーパーアースと4つのサブネプチューンサイズの惑星を発見するのを手伝いました。3：2付近の軌道は運動共鳴を意味します。$K2$の光度曲線は、6番目の惑星と一致する2つの追加の通過イベントを示しました。$Spitzer$測光を使用して、6番目の惑星の公転周期$41.966\pm0.006$日を検証し、半径$3.44^{+0.32}_{-0.31}\、R_{\oplus}$を測定して、K2-138を固化します。最も現在知られている惑星を備えた$K2$システムとして。システムの5番目の惑星であるK2-138fは、12。76日で軌道を回っているため、外側の2つの惑星の間にはかなりのギャップがあります。fとgの間のギャップに追加の非通過惑星の可能性を探ります。K2-138ホスト星の相対的な明るさ、および内部惑星の近共鳴のために、K2-138は、視線速度とトランジットタイミング変動質量測定の両方、そして実際に内部の視線速度質量の重要なベンチマークシステムになる可能性があります。すでに4つの惑星が取得されています。K2-138システムは、5つのサブネプチューンと1つのスーパーアースを備えており、同じサイズの温帯惑星の比較大気研究、近共鳴惑星の動的研究、惑星の形成と移動のモデルのための独自のテストベッドを提供します。
新しいTrack-Before-Detectマルチエポックパイプラインを使用したL4地球トロイの木馬小惑星の検索
| Title |
A_Search_for_L4_Earth_Trojan_Asteroids_Using_a_Novel_Track-Before-Detect_Multi-Epoch_Pipeline |
| Authors |
Noah_Lifset,_Nathan_Golovich,_Eric_Green,_Robert_Armstrong,_Travis_Yeager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09059 |
地球のトロヤ群の小惑星は、L4およびL5ラグランジュ点で地球と共周する重要ですがとらえどころのない集団です。知られているのは1つだけですが、大規模な人口は理論的に安定しており、太陽系の過去と現在、および惑星防衛についての洞察を提供する可能性があります。この論文では、ダークエネルギーカメラからの2夜のデータに対して、新しいシフトアンドスタック検出方法を使用する地球のトロヤ群調査の結果を示します。新しい地球のトロヤ群の小惑星は見つかりません。空の範囲がはるかに少ないにもかかわらず、以前の検索と一致する人口の上限を計算します。さらに、現在の小惑星の母集団統計と広範な小惑星シミュレーションを使用して以前の上限計算を詳しく説明し、最新の小惑星の母集団の制約を提供します。H=14の場合はNET<1、H=16の場合はNET<7、H=22の場合はNET<642のL4地球のトロヤ群が見つかります。
ジュノによって明らかにされた木星の動的潮汐
ジュノーオービターは、2016年以来、前例のない精度で木星の重力場に関するデータを収集し続けており、最近、惑星の潮汐応答における非静水圧成分を報告しています。ミッション中期のペリジョーブ17で、Junoは理論上の静水圧$k_2^{（hs）}から$-4\pm1\％$（$1\sigma$）である愛番号$k_2=0.565\pm0.006$を登録しました。=0.590$。ここでは、前述の静水圧平衡からの潮汐の逸脱が、動的潮汐の無視された重力寄与を表すかどうかを評価します。摂動理論と単純な潮汐モデルを使用して、よく知られている静水圧$k_2$に対する部分的な動的補正$\Deltak_2$を計算します。おもちゃの均一密度モデルの分析の単純さを利用して、コリオリの加速が、Junoによって観測された$\Deltak_2$の負の符号をどのように動機付けるかを示します。木星の内部をコアのない、完全に対流の、化学的に均質な物体に単純化することにより、$n=1$のポリトロープ状態方程式に従ってモデルで$\Deltak_2$を計算します。$n=1$ポリトロープの数値結果は、定性的に均一密度モデルの動作に従います。これは主に、潮流の主成分がいずれの場合も類似しているためです。私たちの結果は、Junoによって報告された非静水圧成分と一致して、Ioによって誘発された動的潮汐の重力効果が$\Deltak_2=-4\pm1\％$につながることを示しています。その結果、我々の結果は、ジュノがガス巨大惑星における動的潮汐の重力効果の最初の明白な検出を得たことを示唆している。これらの結果は、木星の希薄コアの存在を解明する目的で、Juno潮汐重力データの将来の解釈を容易にします。
動的ガスダスト星周円盤のシミュレーション：エプスタイン体制を超えて
| Title |
Simulations_of_Dynamical_Gas-Dust_Circumstellar_Disks:_Going_Beyond_the_Epstein_Regime |
| Authors |
Olga_P._Stoyanovskaya,_Fedor_A._Okladnikov,_Eduard_I._Vorobyov,_Yaroslav_N._Pavlyuchenkov,_Vitaliy_V._Akimkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09155 |
星周円盤では、塵の粒子のサイズはサブミクロンから数センチメートルまで変化しますが、微惑星のサイズは数百キロメートルです。したがって、これらのディスクでは、粒子サイズと速度（エプスタイン、ストークス、ニュートン）、およびそれらの間の遷移レジームに応じて、固体とガスの間の空力抵抗のさまざまなレジームを実現できます。エプスタイン体制で移動する小さな物体の場合、ガスと物体の間に一定の相対速度を確立するために必要な時間は、問題の動的時間スケール、つまり中心物体の周りでディスクが回転する時間よりもはるかに短くなります。さらに、ダストはディスクの個々の領域に集中する可能性があるため、ダストとガスの間の運動量の移動を考慮する必要があります。ガスと単分散ダストの連立方程式の場合、相間相互作用が暗黙的に計算され、圧力勾配や重力などの他の力が明示的に計算される、時間内の半暗黙的な1次近似スキームが示されます。は、激しい相間相互作用を伴う硬い問題や、非線形領域での抗力の計算に適しています。天体物理シミュレーションで広く使用されている区分的抗力係数は、星周円盤で実現されるマッハ数とクヌーセン数のいくつかの値で不連続性があります。連続抗力係数が提示されます。これは、さまざまな抗力レジームで得られた実験依存性に対応します。
ステルスCMEが火星の上面電離層に与える影響
| Title |
The_Impact_of_a_Stealth_CME_on_the_Martian_Topside_Ionosphere |
| Authors |
Smitha_V._Thampi,_C._Krishnaprasad,_Govind_G._Nampoothiri,_and_Tarun_K._Pant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09304 |
太陽周期24は、記録された最も弱い太陽周期の1つですが、驚くべきことに、その衰退期には、低い冠状特性なしに進化した遅いCMEがあり、地球での激しい地磁気嵐の原因となったステルスCMEとして分類されます（Dst=-176nT）。この宇宙天気イベントが地球の電離層に与える影響が報告されています。ただし、このCMEが1auを超えて伝播することや、このCMEが他の惑星環境に与える影響についてはこれまで研究されていません。この論文では、Sun-EarthL1ポイントと火星軌道（1.5au付近）からのデータを分析して、1auを超えて観測されたステルスCMEの特性を理解します。地球の近くの観測は、L1ポイントにあるSolarDynamicsObservatory（SDO）とAdvancedCompositionExplorer（ACE）衛星からのデータを使用していますが、火星の近くの観測は、火星の大気と揮発性の進化に搭載されたプラズマと磁場の測定機器からのものです（MAVEN）ミッション。観測によると、ステルスCMEは、太陽での最初の観測から7日後に1.5auに達し、火星の夜間の上面電離層で枯渇を引き起こしました。これは、LangmuirProbeandWaves（LPW）機器のインバウンド位相測定中に観測されたものです。ボードMAVEN。これらの観測は、火星の上層大気からのイオン脱出率に影響を及ぼします。
時空を超えた惑星（過去）。 I.銀河系の構成要素と恒星の年代のメンバーシップの特徴づけ：運動学的方法の再検討と惑星のホスト星への適用
| Title |
Planets_Across_Space_and_Time_(PAST)._I._Characterizing_the_Memberships_of_Galactic_Components_and_Stellar_Ages:_Revisiting_the_Kinematic_Methods_and_Applying_to_Planet_Host_Stars |
| Authors |
Di-Chang._Chen,_Ji_Wei_Xie,_Ji-Lin._Zhou,_Subo_Dong,_Chao_Liu,_Hai-Feng_Wang,_Mao-Sheng_Xiang,_Yang_Huang,_Ali_Luo,_and_Zheng_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09424 |
4,000を超える太陽系外惑星が特定されており、数千の候補が確認される予定です。これらの惑星系の特徴と運動学、銀河系の構成要素、およびそれらのホスト星の年齢との関係は、まだ十分に調査されていません。これらの問題に取り組むことを目的として、私たちはPAST（PlanetsAcrossSpaceandTime）と呼ばれる研究プロジェクトを実施しています。これを行うための重要なステップの1つは、惑星のホスト星を正確に特徴づけることです。この論文、PASTシリーズの論文Iでは、銀河成分を分類するための運動学的方法を再検討し、ほとんどの既知の惑星ホストをカバーするために、速度楕円体の適用範囲を太陽から約100pcから1,500pcに拡張します。。さらに、年齢と速度の分散関係（AVR）を再検討します。これにより、星のアンサンブルの典型的な不確実性が10〜20％の運動学的年齢を導き出すことができます。上記の改訂された方法を適用して、運動学的特性（すなわち、銀河の位置、速度、薄い円盤、厚い円盤、ヘラクレスストリーム、およびハローの間の相対的なメンバーシップ確率）のカタログ、および2,174個のホスト星の他の基本的な恒星パラメーターを提示します。Gaia、LAMOST、APOGEE、RAVE、およびNASA太陽系外惑星アーカイブからのデータを組み合わせることにより、2,872個の惑星の改訂された運動学的方法とAVR、および運動学的特性と年齢の星表は、銀河系の文脈における空間と時間の2次元からの太陽系外惑星に関する将来の研究の基礎を築きます。
M1VスターGJ740の周りの接近軌道上のスーパーアース。HADESとCARMENESのコラボレーション
| Title |
A_super-Earth_on_a_close-in_orbit_around_the_M1V_star_GJ_740._A_HADES_and_CARMENES_collaboration |
| Authors |
B._Toledo-Padr\'on,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Rebolo,_M._Pinamonti,_M._Perger,_G._Scandariato,_M._Damasso,_A._Sozzetti,_J._Maldonado,_S._Desidera,_I._Ribas,_G._Micela,_L._Affer,_E._Gonz\'alez-Alvarez,_G._Leto,_I._Pagano,_R._Zanmar_S\'anchez,_P._Giacobbe,_E._Herrero,_J._C._Morales,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09441 |
M矮星は、惑星と星の質量コントラストが高いため、惑星の視線速度（RV）検索の理想的なターゲットであることが証明されています。HADESおよびCARMENESプログラムは、北半球のこのタイプの星の周りの太陽系外惑星システムの広範な検索を実行することを目的としており、これらのオブジェクトを周回する惑星の特性に統計的に対処できるようにします。この作業では、惑星の仲間と互換性のある短周期RV信号を示すプログラム星の1つ（GJ740）の分光学的および測光的研究を実行します。6年間で取得した129のHARPS-Nスペクトルと4年間で取得した57のHARPSスペクトル、および1年以上で取得した32のCARMENESスペクトルに基づいて分光分析を実行し、次のデータセットを作成しました。10年の時間範囲。また、$V$、$B$、$R$、および$I$フィルターで取得されたEXORAPプロジェクトからの5年間の測光マグニチュードとともに、8年間の時間範囲での公開ASAS調査からの459の測定値に依存しました。測光研究を実施する。両方の分析は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）シミュレーションとガウス過程回帰を使用して行われ、星の活動をモデル化しました。公転周期が2.37756$^{+0.00013}_{-0.00011}$dで、最小質量が2.96$^{+0.50}_{-0.48}$Mの短周期スーパーアースの発見を紹介します。$_{\oplus}$。以前に報告された星の磁気サイクルと自転周期の特性の更新を提供し、$P_{\rmrot}$=35.563$\pm$0.071dと$P_{\rmサイクル}$=2800$の値を取得します。\pm$150d。さらに、RV時系列は、$\sim$100M$_{\oplus}$の土星質量惑星に関連している可能性のある周期的な長期信号を示しています。
101トロイの木馬：K2測光による周期的なバイモダリティ、バイナリ、および非常に遅い回転子の物語
| Title |
101_Trojans:_a_tale_of_period_bimodality,_binaries,_and_extremely_slow_rotators_from_K2_photometry |
| Authors |
Csilla_E._Kalup,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Csaba_Kiss,_Gyula_M._Szab\'o,_Andr\'as_P\'al,_R\'obert_Szak\'ats,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_J\'ozsef_Vink\'o,_R\'obert_Szab\'o,_Vikt\'oria_Kecskem\'ethy_and_L\'aszl\'o_L._Kiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09447 |
組成、自転周期、光度振幅など、木星のトロヤ群の小惑星のさまざまな特性、または集団の二値性の割合は、グループと太陽系自体の進化に関する情報と制約を提供できます。ここでは、ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションからの45の木星トロイの木馬の新しい測光特性を示し、ルーシーミッションのターゲットの1つである（11351）Leucusを含む44のターゲットの位相折り返し光度曲線を示します。以前のK2トロイの木馬の測定値を使用してサンプルを101個の小惑星に拡張し、それらを組み合わせた振幅と度数分布を他の地上ベースおよび宇宙データと比較します。トロイの木馬の期間には、$\sim100$時間で分離するという二分法があることを示しています。サンプルの25％が低速回転子（P$\geq$30時間）であることがわかりました。これは、バイナリオブジェクトに起因する可能性があります。また、32のシステムが潜在的な分離バイナリシステムとして分類できることも示します。最後に、小惑星の密度と回転の制約を計算します。スピンバリアと強度のない楕円体モデルへの適合の両方が、密度が低く、したがって、サンプル全体の彗星とTNOの集団に類似した組成を示しています。これは、木星のトロイの木馬の外側の太陽系起源のシナリオをサポートします。
アルマの塵の温度$ \ hbox {[C $ \ scriptstyle \ rm II $]} $-検出された高$ z $銀河
| Title |
Dust_temperature_in_ALMA_$\hbox{[C_$\scriptstyle\rm_II_$]}$-detected_high-$z$_galaxies |
| Authors |
L._Sommovigo,_A._Ferrara,_S._Carniani,_A._Zanella,_A._Pallottini,_S._Gallerani,_L._Vallini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08950 |
赤方偏移$z>5$では、主系列銀河の遠赤外線（FIR）連続スペクトルがまばらにサンプリングされ、多くの場合、単一のデータポイントが使用されます。したがって、ダスト温度$T_{\rmd、SED}$は、FIR連続体フィッティングで想定する必要があります。これにより、導出されたダストの質量（$M_{\rmd}$）、FIRの光度、および星形成率の不明瞭な部分に関して大きな不確実性が生じます。これらは、高$z$銀河における塵の覆い隠しの影響を定量化するための重要な量です。観測の制限を克服するために、ダスト連続体情報を上にある$\hbox{[C$\scriptstyle\rmII$]}158\mu$m線放射と組み合わせる新しい方法を導入します。$M_{\rmd}--T_{\rmd、SED}$縮退を破ることにより、私たちの方法で、$158\mu$mでの1回の観測でダスト温度を確実に制限できます。この方法は、すべてのALMAおよびNOEMA$\hbox{[C$\scriptstyle\rmII$]}$観測に適用でき、$\hbox{[C$\scriptstyle\rmを対象とするALPINEやREBELSなどのALMA大規模プログラムで活用できます。II$]}$エミッターは高$z$です。また、$molecule$ガス質量と$\hbox{[C$\scriptstyle\rmII$]}$光度の間に最近見つかった経験的関係の物理的解釈も提供します。$total$ガスの表面密度と$\hbox{[C$\scriptstyle\rmII$]}$の表面輝度をリンクする類似の関係を導き出します。この2つを組み合わせることで、面密度比$\Sigma_{\rmH_2}/\Sigma_{\rmgas}$の宇宙進化を予測します。$\Sigma_{\rmH_2}/\Sigma_{\rmgas}$は、redshiftとともにゆっくりと増加することがわかります。これは、$0<z<4$での現在の観測と互換性があります。
位相空間スパイラルを使用した銀河円盤の計量I：1次元シミュレーションでのテスト
| Title |
Weighing_the_Galactic_disk_using_phase-space_spirals_I:_Tests_on_one-dimensional_simulations |
| Authors |
Axel_Widmark,_Chervin_Laporte,_Pablo_F._de_Salas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08955 |
$（z、w）$平面（$z$と$w$は垂直位置を表す）の位相空間スパイラルの時変構造を使用して、銀河円盤の重力ポテンシャルを推測するための新しい方法を提示します。および垂直速度）。私たちの推論方法は、スパイラルの形状から情報を抽出し、動的質量測定を実行するために通常使用されるかさ密度分布を無視します。このように、定常状態の仮定に基づく従来の方法を補完します。私たちの方法は、位相空間スパイラルの分析モデルをデータに適合させることで構成されています。スパイラルは、$（z、w）$平面内の恒星数密度の摂動として見られます。定常状態で開始され、通過する衛星と同様の外力によって摂動される1次元シミュレーションでメソッドをテストしました。シミュレーションの真の重力ポテンシャルを高精度で取得することができました。ディスクの中央面から400〜500パーセクの距離での重力ポテンシャルは、わずか数パーセントの誤差で推測されました。これは、より複雑なシミュレーションでメソッドをテストおよび改良し、Gaiaデータにメソッドを適用することを計画しているシリーズの最初の論文です。
$ z \ sim 6 $銀河の赤外線放射：AGNインプリント
| Title |
Infrared_emission_of_$z_\sim_6$_galaxies:_AGN_imprints |
| Authors |
F._Di_Mascia,_S._Gallerani,_C._Behrens,_A._Pallottini,_S._Carniani,_A._Ferrara,_P._Barai,_F._Vito,_T._Zana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08956 |
高赤方偏移（$z\sim6$）、高度に星形成（${{\rmSFR}>100}$$M_{\rm\odot}{\rmyr}）の赤外線（IR）放射を調査します。^{-1}$）活動銀河核（AGN）の有無にかかわらず、塵の放射伝達を特徴とする一連の宇宙論的シミュレーションを使用した銀河。合成スペクトルエネルギー分布（SED）は、ダスト加熱に対する星/AGNの相対的な寄与を定量化するために使用されます。ほこりの多い（${M_{\rmd}\gtrsim3\times10^7M_{\rm\odot}}$）銀河では、UV放射の$\gtrsim50-90\％$は、上のほこりの不均一性によって隠されています。${\gtrsim100}$pcをスケーリングします。AGNを使用した実行では、塊状で暖かい（$\約250$K）ダスト成分が、星によって加熱された、より冷たい（$\約60$K）より拡散したダスト成分と共存します。暖かいほこりは、総IR光度の最大${50\％}$を提供しますが、総質量含有量の$\lesssim0.1\％$のみを提供します。AGNは、FIRに大きな影響を与えることなく、星形成銀河に対してMIRフラックスを${10-100\times}$ブーストします。私たちのシミュレーションは、観測された明るい（${M_{\rmUV}\sim-26}$）${z\sim6}$クエーサーのSEDを正常に再現し、これらのオブジェクトが複雑でほこりの多いマージシステムの一部であることを示しています。、最近のHSTおよびALMAの観測と一致して、複数のソース（降着BHおよび/または星形成銀河）を含みます。私たちの結果は、提案されたORIGINSミッションが、ほこりっぽい星形成銀河のMIR特性を調査し、$z\sim6$で明るいクエーサーの高品質スペクトルを取得できることを示しています。最後に、かすかな（${M_{\rmUV}\sim-24}$）AGNのMIR対FIRフラックス比は、通常の星形成銀河よりも${>10\times}$高くなっています。これは、JWST/ORIGINS/ALMAの組み合わせによる観測が、遠方の宇宙でかすかなおよび/または塵で覆われたAGNを特定するために重要であることを意味します。
銀河ペアArp41のX線撮影：NGC1232では衝突なし、NGC1232Aでは3つの超発光源
相互作用と衝突の証拠を探して、チャンドラと見かけの銀河ペアNGC1232/NGC1232Aを研究しました。文献の以前の主張に反して、NGC1232には拡散放出の雲がないことを報告します。代わりに、小さな「コンパニオン」銀河NGC1232Aには、10^{40}erg/sを超えるピーク0.3〜10keVの光度を持つ3つの超大光度X線源（ULX）が含まれていることがわかります（この銀河の宇宙論的距離が93Mpcであると仮定））。その質量、形態、金属の豊富さ、明るいULX集団に関して、NGC1232Aは、より近くにある後期型渦巻NGC1313に類似しています。
宇宙論的流れにおける超大質量原始星の進化について
| Title |
On_the_Evolution_of_Supermassive_Primordial_Stars_in_Cosmological_Flows |
| Authors |
Tyrone_E._Woods,_Samuel_Patrick,_Jacob_S._Elford,_Daniel_J._Whalen,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08963 |
$z\sim$15-20の原子冷却ハローで形成された原始超大質量星（SMS）は、最初のクエーサーのシードの主要な候補です。SMSの進化に関する過去の数値研究では、通常、SMSが形成される非常に変動するフローではなく、一定の降着率を想定しています。ケプラー恒星進化論と暗黙の流体力学コードを使用して、SMSを作成する宇宙論的流れの中でSMSの進化をモデル化します。主系列の水素燃焼中または燃焼の最後に、ブラックホール（DCBH）に直接崩壊する前に、1〜1.5Myrで$1〜2\times10^5M_{\odot}$の質量に達することがわかります。、ハローの質量、スピン、または合併の履歴に関係なく。私たちのモデルは、純粋に原子冷却ハローについて予測された降着履歴が、最初の巨大なクエーサーのシードに狭いスペクトルの質量を課すことを確認しています。私たちの結果はまた、進化の異なる段階で複数のSMSがこれらのハローで形成される可能性があり、SMSバイナリと超大質量X線バイナリ（SMXB）、およびLISAによって検出される可能性のあるDCBHの合併の可能性を高めることを示しています。
統計的な強いレンズ。 I.千個のレンズのサンプルからの銀河の内部構造に対する制約
| Title |
Statistical_strong_lensing._I._Constraints_on_the_inner_structure_of_galaxies_from_samples_of_a_thousand_lenses |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1)_and_Marius_Cautun_(1)_((1)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08973 |
コンテキスト：既知の強い重力レンズの数は、今後数年間で大幅に増加すると予想されます。レンズの大きなサンプルの統計的な組み合わせは、銀河の内部構造に強い制約を与える可能性があります。目的：何千ものレンズからの強いレンズデータを統計的に組み合わせることにより、恒星の質量測定値を較正し、銀河の平均暗黒物質密度プロファイルをどの程度制限できるかを調査します。方法：軸対称レンズのモックサンプルを生成します。各レンズについて、強くレンズ化された背景光源の2つの画像位置の測定値、全表面輝度モデリングからの倍率情報、およびレンズの星の質量の星の種族合成に基づく推定があると仮定します。次に、星の種族合成の不一致パラメーター$\alpha_{sps}$（真の星の質量と星の種族合成に基づく推定値の比率）の分布と、レンズの母集団の暗黒物質密度プロファイルを表すモデルを、1000個のモックレンズのアンサンブル。結果：現在の制約と比較して、平均$\alpha_{sps}$、投影された暗黒物質の質量、および暗黒物質の密度の傾きを非常に正確かつ正確に取得できます。偏った推論を回避するには、柔軟なモデルと、画像構成の関数としてのレンズ検出効率の知識が必要です。結論：今後の調査からの統計的な強いレンズの推測は、恒星の質量測定値を較正し、巨大な銀河の内部暗黒物質密度プロファイルを制約する可能性があります。
Ia型ホストバイアスは、さまざまな観測方法とフィッティング手法にわたって堅牢です
| Title |
Type_Ia_Host_Bias_is_Robust_Across_Different_Observation_Methods_and_Fitting_Techniques |
| Authors |
Jared_Hand,_Shu_Liu,_Llu\'is_Galbany,_Daniel_Perrefort,_W._M._Wood-Vasey,_Chris_Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08980 |
より明るいIa型超新星（SNeIa）は、質量の小さいホスト銀河と星形成の高い領域を好みますが、このバイアスに対するホスト特性測定手法の依存性は不明です。SNホスト銀河のPISCOIFSサンプルをSDSS、GALEX、および2MASS測光とともに使用して、さまざまな観測方法とフィッティング手法を使用して、ホスト銀河の恒星質量と星形成率（SFR）の推定値を比較しました。質量推定値は、フィッティング技術に関係なく一貫していた。光波長の場合、質量推定の光度補正サイズ（「光度ステップ」）は、FAST++およびSTARLIGHTの-0.04等からZPEGの-0.02等まで変化しました。質量推定値にUV情報を含めると、個々の銀河の推定値が質量に依存してシフトしますが、測定された質量ステップのサイズや位置には影響しませんでした。技術に関係なく、グローバル固有のSFR（sSFR）の測定されたマグニチュードステップは約0.1等でした。UVキャリブレーションされたSFR推定値は、H{\alpha}からの推定値と一致していました。質量ステップを測定するために76のFAST++質量推定値または97のSTARLIGHT質量推定値とは対照的に、49のホストのみがsSFRステップを測定するために使用されました。38SNeIaのサンプルサイズが減少したため、ローカルsSFRステップモデルの適合は決定的ではありませんでした。GALEXPSFが大きいため、GALEXUV測光のグローバルおよびローカルsSFR推定値の相対的なH{\alpha}推定値の間の強い相関により、ローカルUV1kpcフラックスの測定への使用が妨げられます。全体として、観察方法とフィッティング手法は、ホストバイアスの検出にほとんど影響を与えませんでした。代わりに、重要なのは、ホストのバイアスを測定するために使用されるプロパティです。
電波および赤外線波長での銀河HII領域の光度関数
| Title |
The_Galactic_HII_Region_Luminosity_Function_at_Radio_and_Infrared_Wavelengths |
| Authors |
J._L._Mascoop,_L._D._Anderson,_Trey._V._Wenger,_Z._Makai,_W._P._Armentrout,_Dana._S._Balser,_T._M._Bania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09033 |
銀河系HII領域の光度関数（LF）は、天の川の全球星形成特性を理解するための重要な指標ですが、行われた研究はわずかであり、すべてが比較的少数のHII領域を使用しています。銀河HII領域のWISEカタログから編集された797個の最初の銀河象限HII領域のサンプルを使用して、複数の赤外線および電波波長でのLFの形状を調べます。私たちのサンプルは、タイプO9.5V以前の単一の星を動力源とするすべての地域で統計的に完全です。LFを各波長に1乗則と2乗則で適合させます。すべての波長からの結果を平均すると、最適な単一べき乗則インデックスの平均は$\langle\alpha\rangle=-1.75\、\pm\、0.01$です。平均の最適な2乗則インデックスは、$\langle\alpha_1\rangle=-1.40\、\pm\、0.03$および$\langle\alpha_2\rangle=-2.33\、\pm\、0.04$です。単一のべき乗則も二重のべき乗則も、他の法則よりも強く支持されていないと結論付けます。HII領域のサンプルをヘリオセントリック距離、物理的サイズ、ガラクトセントリック半径、およびスパイラルアームに対する位置によってサブセットに分割すると、LFはある程度の変動を示しますが、個々のHII領域をより大きな複合体にブレンドしても、べき乗則インデックスの値は変わりません最適なLFモデルの複数の波長にわたるべき乗則指数の一貫性は、LFが波長に依存しないことを示唆しています。これは、H$\alpha$の代わりに赤外線および放射性トレーサーを使用できることを意味します。
RCW120周辺の大規模な星形成コアのウォームアップフェーズ
| Title |
The_warm-up_phase_in_massive_star-forming_cores_around_RCW_120 |
| Authors |
M._S._Kirsanova,_S._V._Salii,_S._V._Kalenskii,_D._S._Wiebe,_A._M._Sobolev,_P._A._Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09145 |
HII領域RCW120の境界での大規模な凝縮における分子放出を研究します。特に、ALMAによって以前に発見された凝縮の最も大規模なフラグメントであるコア1およびコア2オブジェクトに注目します。後者のフラグメントは、クラス0の若い恒星状天体の高質量アナログをホストすることが以前に提案されていました。APEX望遠鏡で作成された1mm範囲の分子発光のスペクトルを示します。コア1とコア2でCH$_3$OHとC$^{34}$Sラインを検出します。CH$_3$CNシリーズとSO$_2$ラインはコア2でのみ検出されます。ガスの物理パラメータを推定します。メタノールラインを使用し、両方の領域で100K未満のガス温度を取得します。コア2の分子水素数密度は$10^5-10^7$cm$^{-3}$の範囲であり、コア1ではより不確実です。ただし、対応するCH$_3$CNラインの検出はCore〜2の非常に励起された遷移（$E_{\rmu}>400$〜K）は、この領域に高温ガスが含まれていることを示していますが、CH$_3$OH、CS、SO$_2$、CH$_3$が豊富にあります。ホットコアステージのCNはかなり低いです。コア2は、高温ガス化学が確立される前にウォームアップ段階にあることを提案します。Core2はホットコア段階の始まりにあることをお勧めします。コア1には検出されたCH$_3$CNラインがないため、さらに進化の少ない進化段階にある可能性があります。
LAMOST BHBカタログとその中の運動学I：カタログとHaloのプロパティ
| Title |
A_LAMOST_BHB_Catalog_and_Kinematics_Therein_I:_Catalog_and_Halo_Properties |
| Authors |
John_J._Vickers,_Zhao-Yu_Li,_Martin_C._Smith,_Juntai_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09183 |
LAMOSTとガイアの両方で観測された7000Kを超える温度を意味する色の星のサンプルを収集します。恒星の分類と金属量でタグ付けされたLAMOST分光データで機械学習アルゴリズムをトレーニングし、このマシンを使用して金属量情報を含む青い水平分岐星（BHB）のカタログ。別のマシンは、ガイア視差を使用して訓練され、これらの星の絶対等級を予測します。13,693個のBHBの最終カタログは、約86\％純粋で、$\sigma_{[Fe/H]}\sim$0.35dexおよび$\sigma_{G}\sim$0.31magであると考えられています。これらの値は、球状星団との比較によって確認されますが、共分散誤差は、私たちの大きさと存在量の推定に影響を与えるようです。銀河ハローでこのカタログのサブセットを分析します。外側のハローのBHB集団は赤く見え、これは若い集団を意味している可能性があり、金属量勾配はサンプルフットプリント全体で[Fe/H]=-1.9dex付近で比較的平坦であることがわかります。金属が豊富なBHB星は、金属が少ないBHB星（$\beta\sim0.62$）よりも、すべての半径で視線速度分散が支配的な軌道（$\beta\sim0.70$）上にあることがわかります。
近くのクエーサーのホスト銀河の多様な形態、星の種族、およびブラックホールのスケーリング関係
| Title |
The_Diverse_Morphology,_Stellar_Population,_and_Black_Hole_Scaling_Relations_of_the_Host_Galaxies_of_Nearby_Quasars |
| Authors |
Yulin_Zhao,_Luis_C._Ho,_Jinyi_Shangguan,_Minjin_Kim,_Dongyao_Zhao,_Hua_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09190 |
ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3を使用して、35個の低赤方偏移（$z<0.5$）パロマー-グリーンクエーサーのレストフレーム$B$および$I$イメージングを提示します。多成分2次元画像分解を実行します。ホスト銀河をその明るい活動核から分離し、その形態を特徴づけ、その測光特性を測定します。銀河バルジの構造パラメータを定量化し、その$B-I$の色を決定し、その恒星の質量を推定することに特別な注意が払われています。サンプルの約半分は、光度が低い（$L_{5100}\lesssim10^{45}\、\mathrm{erg\、s^{-1}}$）が、最も高いエディントン比のクエーサーを含み、円盤に存在します。しばしば禁止され、疑似バルジを持っている銀河。大きな恒星の質量、大きな有効半径、およびかすかな表面輝度は、最も明るいクエーサーのホスト銀河がほとんど楕円形であることを示唆しています。大規模な合併は、サンプルの少数（$\lesssim20\％$）のみを構成します。私たちのクエーサーサンプルは、ブラックホールの質量とホスト銀河（バルジ、コア、合計）の恒星の質量の間のスケーリング関係にほぼ従っています。$\sim10^8\、M_\odot$よりも質量の大きいブラックホールを持つホストは、古典的なバルジや初期型の銀河と同様に動作しますが、ブラックホールの質量が小さいホスト、特に細い線のセイファート1は、疑似と一致します。後期型銀河の膨らみ。ホスト銀河バルジは、それらが古典的であるか疑似であるかに関係なく、非アクティブな古典的バルジと楕円の有効半径と平均有効表面輝度の間の比較的緊密な逆関係に従います。我々は、疑似バルジが最近または進行中の核星形成を経験していると主張する。
[O I] 145 umラインでトレースされた、z = 4.7でのBR1202-0725の高密度で暖かい中性ガス
| Title |
Dense_and_warm_neutral_gas_in_BR1202-0725_at_z_=_4.7_as_traced_by_the_[O_I]_145_um_line |
| Authors |
Minju_M._Lee,_Tohru_Nagao,_Carlos_De_Breuck,_Stefano_Carniani,_Giovanni_Cresci,_Bunyo_Hatsukade,_Ryohei_Kawabe,_Kotaro_Kohno,_Roberto_Maiolino,_Filippo_Mannucci,_Alessandro_Marconi,_Kouichiro_Nakanishi,_Paulina_Troncoso,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09219 |
BR1202-0725システムでの[OI]145.5umの検出を報告します。これは、クエーサー（QSO）、サブミリメートルの明るい銀河（SMG）、および3つのかすかなLyaエミッターで構成されるz=4.7のコンパクトグループです。以前の検出と上限を考慮に入れることにより、現在5つの既知の高z銀河の[OI]/[CII]線比は、局所銀河で観測された値の上限よりも高いか、上限にあります（[OI]/[CII]$\gtrsim$0.13）。高い[OI]/[CII]比と、QSOとSMGの両方の[NII]線の以前の検出との共同分析は、これらの高度に星形成銀河に暖かくて高密度の中性ガスが存在することを示唆しています。これは、新しいCO（12-11）線の検出と、宇宙論的シミュレーションとの比較によってさらにサポートされます。すべてのローカルおよび高zソースを考慮に入れると、[NII]122/205ライン比と[OI]/[CII]比の間に正の相関がある可能性があり、イオン化ガスの密度が高いほど密度が高いことを示しています。中性ガスを暖めます（またはその逆）。ALMAとの統合が比較的少ないBR1202-0725システムでの[OI]線の検出は、高z銀河の高密度ガストレーサーとしてのこの線の大きな可能性を示しています。
完全に一貫した天の川円盤モデルに向けて-IV。 GaiaDR2とAPOGEEの影響
| Title |
Towards_a_fully_consistent_Milky_Way_disk_model_--_IV._The_impact_of_Gaia_DR2_and_APOGEE |
| Authors |
K.Sysoliatina_(1)_and_A.Just_(1)_((1)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09311 |
銀河円盤の半解析的Just-Jahrei{\ss}（JJ）モデルの更新バージョンを提示し、太陽近傍でそのパラメーターを制約します。JJモデルの新機能には、単純な2成分ガス状円盤、時間の経過とともに拡張された厚い円盤の星形成率（SFR）関数、および分子ガスの運動学と薄い円盤の集団との相関関係が含まれます。。ここでは、ガイアDR2の約200万個の局所星から決定された垂直数密度プロファイルとW速度分布を研究します。また、銀河極に向かって円錐曲線で選択されたガイア星の見かけのヘス図を調査します。恒星進化ライブラリーを使用して、4勾配のべき乗則の初期質量関数（IMF）、SFR、および年齢と金属量の関係（AMR）を使用して星の種族を合成します。後者は、APOGEEからのローカルレッドクランプ（RC）巨人の観測された金属量分布から一貫して導き出されます。ベイジアンアプローチ内で作業し、MCMC法を使用して多次元パラメーター空間の事後確率分布をサンプリングします。ガイア星の空間分布と動きは、SFRの単調な減少と比較して、それぞれ〜0.5Gyrと〜3Gyrの年齢を中心とし、それぞれ〜30％と〜55％のSF増強を特徴とする2つの最近のSFバーストを意味することがわかります。連続体。このSF過剰に関連する星の種族は、その年齢に対して動的に高温であることがわかります。それらは、〜12.5km/sおよび〜26km/sのW速度分散を持っています。新しいJJモデルは、ローカルの星の数を約5％の精度で再現できます。GaiaDR2データを使用して、更新されたJJモデルの22個のパラメーターを自己無撞着に制約しました。私たちの最適化されたモデルは、過去約4Gyr内の2つのSFバーストを予測します。これは、最近のガス流入のエピソードを示している可能性があります。
複数の星の種族を持つ軸対称銀河のジーンズモデリング
| Title |
Jeans_modeling_of_axisymmetric_galaxies_with_multiple_stellar_populations |
| Authors |
C._Caravita_(1,2),_L._Ciotti_(1),_S._Pellegrini_(1,2)_(1_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_Univ._of_Bologna,_2_INAF_-_OAS_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09440 |
JASMINE2の理論的枠組みと数値設定を提示します。これは、多成分軸対称恒星系のジーンズ方程式を効率的に解くように設計されたコードです。モデルには、任意の数の恒星分布、暗黒物質ハロー、および中央の超大質量ブラックホールが含まれる場合があります。各恒星分布は、2積分分布関数によって暗黙的に記述され、恒星成分は、異なる構造（密度プロファイル、平坦化、質量、スケール長）、動的（回転、速度分散異方性）、および母集団（年齢、金属量）を持つことができます。、初期質量関数、質量対光比）プロパティ。各成分の秩序回転速度と方位角速度分散場を決定するために、一般的に採用されている佐藤分解が適用できない場合に使用できる分解を紹介します。JASMINE2の数値実装、および後処理手順（射影を含む）は、ポアソン方程式とジーンズ方程式で許可されているスケーリングを十分に活用するように最適化されています。説明のために、中央のブラックホールと暗黒物質のハローを持つ3つの多成分銀河モデルを紹介します。モデルの1つは、利用可能な分析ソリューションに対してJASMINE2をテストするためにも使用されます。
とかげ座BL星の高解像度でのジェットコリメーションプロファイル
| Title |
The_jet_collimation_profile_at_high_resolution_in_BL_Lacertae |
| Authors |
C._Casadio,_N._R._MacDonald,_B._Boccardi,_S._G._Jorstad,_A._P._Marscher,_T._P._Krichbaum,_J._A._Hodgson,_J-Y._Kim,_E._Traianou,_Z._R._Weaver,_M._G\'omez_Garrido,_J._Gonz\'alez_Garc\'ia,_J._Kallunki,_M._Lindqvist,_S._S\'anchez,_J._Yang,_and_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08952 |
BLLacオブジェクトクラスの名を冠したブレーザーであるBLLacertae（BLLac）のジェットコリメーションプロファイルに関する物議を醸す研究は、このすでに不可解なクラスのオブジェクトのシナリオを複雑にします。ジェットの運動学と周囲の媒体の物理的条件に関連して、ジェットの形状を理解することは、銀河系外ジェットの形成、加速、およびコリメーションのメカニズムをより適切に制約するための基本です。BLラックのジェットの最も内側の領域でジェットの形状を調査し、論争を解決することを目的として、高解像度のミリ波VLBIデータを使用して、このソースのラジオジェットを調査します。86GHzGMVAおよび43GHzVLBAデータを収集して、2つの同等の方法でジェットコリメーションプロファイルを推測するために使用するスタック画像を取得します。86GHzでの運動学を分析し、ジェット膨張のコンテキストで説明します。最後に、ジェットに沿って観察されたさまざまな膨張領域の形成におけるボンダイ球の考えられる影響を検討します。BLラックのジェットは全体的に円錐形に膨張することがわかりました。ブラックホールから約5〜10pc（デプロジェクション）の間に、より高い膨張率の領域が観察されます。このような領域は、BLLacの高周波VLBI画像で通常観察される明るさの低下に関連しています。ジェットは約17pcの元のジェット膨張を取得します。ここで、再コリメーションショックの存在は、ジェットプロファイルと15GHz運動学の両方によってサポートされます（MOJAVE調査）。〜5pcで発生するジェット膨張プロファイルの変化は、ボンダイ半径（〜3.3X10$^5$$R_s$）に対応する外部圧力プロファイルの変化に関連している可能性があります。
GW190814の無線カウンターパートの最新の銀河ターゲット検索
| Title |
A_Late-Time_Galaxy-Targeted_Search_for_the_Radio_Counterpart_of_GW190814 |
| Authors |
K._D._Alexander,_G._Schroeder,_K._Paterson,_W._Fong,_P._Cowperthwaite,_S._Gomez,_B._Margalit,_R._Margutti,_E._Berger,_P._Blanchard,_R._Chornock,_T._Eftekhari,_T._Laskar,_B._D._Metzger,_M._Nicholl,_V._A._Villar,_P._K._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08957 |
GW190814は、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoによって重力波で検出されたコンパクトオブジェクトのバイナリ合体であり、その優れた局在化と、バイナリのより軽い質量成分（最も重い既知の中性子星または最も軽い既知の中性子星）の不確実な性質により、コミュニティの並外れた関心を集めました。ブラックホール）。広範囲にわたる追跡観察にもかかわらず、電磁的対応物は特定されていません。ここでは、合併後約35〜266ドルのローカリゼーションボリューム内の75個の銀河の新しい電波観測を示します。私たちの観測は、最終的なローカリゼーションボリュームの全恒星の光度の$\sim32$％をカバーし、以前に報告された検索よりも遅いタイムスケールに拡張され、非常にオフからのラジオの残光の存在にこれまでで最も深い制約を課すことができます。合併中に打ち上げられた軸相対論的ジェット（合併が観測された領域内で発生したと仮定）。$\sim46^{\circ}$（重力波信号から導出された最適なバイナリ傾斜）の表示角度で、$\epsilon_e=0.1$および$\epsilon_B=0.01$の電子および磁場エネルギーの割合を想定した場合、等方性に相当する運動エネルギー$2\times10^{51}$ergが一定密度の媒体に伝播する典型的な短いガンマ線バーストのようなガウスジェットを除外できます$n\gtrsim0.01$cm$^{-3}$。これらは、重力波イベントに対応する無線の銀河をターゲットとした検索から生じる最初の制限です。現在および今後の無線設備を使用して、同様の検索戦略を将来のイベントに適用することの課題と考えられる利点について説明します。
フェルミブレーザーのGeVスペクトルブレークの起源について：3C 454.3
| Title |
On_the_origin_of_GeV_spectral_break_for_Fermi_blazars:_3C_454.3 |
| Authors |
Shi-Ju_Kang,_Yong-Gang_Zheng,_Qingwen_Wu,_Liang_Chen,_and_Yue_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08962 |
ブレーザー3C454.3のスペクトルのGeVブレークは、{\itFermi}-LATによって発見された特別な観測機能です。スペクトルのGeVブレークの起源は、まだ議論中です。3C454.3でのGeVスペクトル破壊の考えられる原因を調査するために、1ゾーン均一レプトンジェットモデルと{\itMcFit}手法を使用して、準同時多波長スペクトルエネルギー分布（SED）をフィッティングします。）3C454.3の。観測された$\gamma$線放射を考慮して、ブロードライン領域（BLR）の外側の境界と内側のダストトーラスが、モデル内の放射を外部のシード光子として外部コンプトンプロセスに寄与するように選択されます。2つのコンポーネント、つまりコンプトン散乱BLRとダストトーラス放射の組み合わせは、放出された粒子のべき乗則分布が壊れていると仮定して、2008年8月3日から9月2日に検出された3C454.3のマルチ波長帯SEDに適切に適合します。GeVスペクトルブレーク。3C454.3のスペクトル破壊は、放出された粒子のエネルギー分布の固有の破壊とクライン-仁科効果に起因する可能性があることを提案します。モデルフィッティングによって達成されたBLR$U_{\rmBLR}$全体の「外部」光子場のエネルギー密度と、BLRデータから制約されたエネルギー密度との間で比較が実行されます。3C454.3の$\gamma$線放射領域の位置から中央のブラックホールまでの距離は、$\sim0.78$pc（$\sim4.00R_{\rmBLR}$、サイズBLR）。
はくちょう座X-1には21太陽質量のブラックホールが含まれています-大規模な星風への影響
| Title |
Cygnus_X-1_contains_a_21-solar_mass_black_hole_--_implications_for_massive_star_winds |
| Authors |
James_C.A._Miller-Jones_(1),_Arash_Bahramian_(1),_Jerome_A._Orosz_(2),_Ilya_Mandel_(3,4,5),_Lijun_Gou_(6,7),_Thomas_J._Maccarone_(8),_Coenraad_J._Neijssel_(3,4,5),_Xueshan_Zhao_(6,7),_Janusz_Zi\'o{\l}kowski_(9),_Mark_J._Reid_(10),_Phil_Uttley_(11),_Xueying_Zheng_(6,7),_Do-Young_Byun_(12,13),_Richard_Dodson_(14),_Victoria_Grinberg_(15),_Taehyun_Jung_(12,13),_Jeong-Sook_Kim_(12),_Benito_Marcote_(16),_Sera_Markoff_(11,17),_Mar\'ia_J._Rioja_(14,18,19),_Anthony_P._Rushton_(20,21),_David_M._Russell_(22),_Gregory_R._Sivakoff_(23),_Alexandra_J._Tetarenko_(24),_Valeriu_Tudose_(25),_Joern_Wilms_(26)_((1)_ICRAR_-_Curtin_University,_(2)_San_Diego_State_University,_(3)_Monash_University,_(4)_OzGrav,_(5)_University_of_Birmingham,_(6)_NAOC,_(7)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_(8)_Texas_Tech_University,_(9)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_(10)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(11)_University_of_Amsterdam,_(12)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(13)_University_of_Science_and_Technology,_Daejeon,_(14)_ICRAR_-_University_of_Western_Australia,_(15)_Universit\"at_T\"ubingen,_(16)_JIVE,_(17)_GRAPPA_Institute,_Amsterdam_(18)_CSIRO,_(19)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional,_(20)_University_of_Oxford,_(21)_University_of_Southampton,_(22)_New_York_University_Abu_Dhabi,_(23)_University_of_Alberta,_(24)_East_Asian_Observatory,_(25)_Institute_for_Space_Sciences,_Bucharest-Magurele,_(26)_Friedrich-Alexander-Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09091 |
巨大な星の進化は、その生涯にわたって恒星風によって失われた質量の影響を受けます。これらの風は、星が最終的に生成する恒星の残骸（ブラックホールなど）の質量を制限します。ラジオ位置天文学を使用して、ブラックホールX線連星はくちょう座X-1までの距離を調整します。これは、$2.22^{+0.18}_{-0.17}$キロパーセクであることがわかります。以前の光学データと組み合わせると、これは、以前の測定よりも高い、$21.2\pm2.2$太陽質量のブラックホール質量を意味します。高金属量システムにおけるそのような高質量ブラックホールの形成は、大質量星からの風の質量損失を抑制します。
| Title |
Re-estimating_the_Spin_Parameter_of_the_Black_Hole_in_Cygnus_X-1 |
| Authors |
Xueshan_Zhao,_Lijun_Gou,_Yanting_Dong,_Xueying_Zheng,_James_F._Steiner,_James_C.A._Miller-Jones,_Arash_Bahramian,_Jerome_A._Orosz,_Ye_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09093 |
はくちょう座X-1は、よく研究されている永続的なブラックホールX線連星です。最近、このシステムのブラックホールスピンを推定するために必要な3つのパラメータ、すなわちブラックホール質量$M$、軌道傾斜角$i$、およびソース距離$D$が更新されました。この作業では、これらの更新されたパラメーター値に対して連続体フィッティング手法を使用してスピンパラメーターを再決定します。ブラックホールのスピン軸が軌道面と整列しているという仮定に基づいて、熱ディスクコンポーネントを完全に相対論的な薄い降着円盤モデルに適合させます。結合された観測の不確実性から生じるスピン推定の誤差は、モンテカルロ（MC）シミュレーションを介して取得されます。反作用トルク効果を考慮せずに、新しいスピンパラメータがa$_*>0.9985$（3$\sigma$）に制約されていることを示します。これは、はくちょう座X-1のブラックホールのスピンが極端であることを確認します。。
ディスクとコロナ放射の間のタイムラグは、ブラックホールX線連星MAXIJ1348-630で観察されるヒステリシス効果につながります
| Title |
Time-lag_between_disk_and_corona_radiation_leads_to_hysteresis_effect_observed_in_black-hole_X-ray_binary_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Shan-Shan_Weng,_Zhen-Yi_Cai,_Shuang-Nan_Zhang,_Wei_Zhang,_Yu-Peng_Chen,_Yue_Huang,_Lian_Tao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09138 |
降着は、ブラックホールX線連星（BHXRB）と活動銀河核における重要な物理的プロセスです。降着流とその放射の特性は、一般に、ディスクの質量降着率によって一意に決定されると考えられています。ただし、ほぼすべてのBHXRBの爆発中に観察される「ヒステリシス効果」は、このパラダイムに真剣に挑戦します。ヒステリシス効果は、明らかに類似したスペクトル状態遷移が、バーストサイクル中に非常に異なる光度で発生することを意味します。現象論的には、この効果は、BHXRBの統一されたシーンとして提案されているいわゆる「q」字型の硬度-強度図（HID）としても表されます。しかし、高いケイデンスのポインティング観測があっても、明らかに重要な急上昇段階は、これまでにわずかなBHXRBの爆発で捉えられており、それでも狭いエネルギー/波長帯域に制限されています。その結果、「q」図に関する定量的な理論的解釈と観察的理解がまだ不足しています。ここでは、Insight-HXMTが新たに発見したBHXRB、MAXIJ1348-630の、広いエネルギー帯域（1〜150keV）にわたる集中的なモニタリングデータに関する詳細なタイムラグ分析を示します。降着円盤とコロナの放射の間で観測されたタイムラグが、ヒステリシス効果と「q」図に自然につながるという最初の観測証拠を見つけます。さらに、準同時のSwiftデータによって補完され、降着流のパノラマを実現します。コロナからの硬X線が外側のディスクを加熱し、対応する光学的増光を誘発します。その後、外側の円盤の強化された降着率は、中央のブラックホールの近くまで内側に伝播し、内側の円盤領域に$\sim8-12$日の粘性タイムスケールで軟X線を生成します。
星団の風における粒子加速
私たちの銀河における宇宙線の起源は、活発な議論の対象となっています。超新星残骸の衝撃は加速の場所としてしばしば引き起こされますが、PeVエネルギーに到達する際のそのような源の困難は気が遠くなるようなものであり、希少な残骸のサブクラスだけが必要条件を満たすことができると思われます。さらに、残骸から逃げる宇宙線のスペクトルは、地球で観測されたスペクトルと明らかに同じではない複雑な形状をしています。ここでは、星間物質の星団の風によって発掘された気泡の中で発生する終結衝撃での粒子加速の過程を調査します。超新星残骸の最大エネルギーに対する主な制限は、粒子を衝撃に近い領域に閉じ込めて加速プロセスを加速するために、上流で効果的な波動励起が必要なことから来ていますが、星団の終了衝撃では、上流の粒子の閉じ込めがあります。問題の形状によって保証されます。そのような衝撃での拡散衝撃加速の理論を開発し、最大エネルギーがこれらの光源の光度テールの上限にある強力なクラスターのPeV領域に到達する可能性があることを発見しました。この問題における重要な役割は、磁気摂動への風のエネルギーの散逸によって果たされます。合理的な条件下では、加速された粒子のスペクトルは、銀河の宇宙線輸送の標準モデルに基づいて必要とされるものと一致して、傾きが$4\div4.3$のべき乗則の形をしています。
シンクロトロン放射シナリオにおけるガンマ線バーストの迅速な放出のための電子スペクトル
| Title |
Electron_Spectrum_for_the_Prompt_Emission_of_Gamma-ray_Bursts_in_the_Synchrotron_Radiation_Scenario |
| Authors |
Kuan_Liu,_Da-Bin_Lin,_Jing_Li,_Yu-Fei_Li,_Rui-Jing_Lu,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09257 |
増大する証拠は、シンクロトロン放射メカニズムがガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出に関与している可能性があることを示しています。シンクロトロン放射シナリオでは、即発放出の電子エネルギースペクトルは理論的研究において多様であり、一般的な方法での観測から推定されていません（つまり、電子スペクトルの特定の物理モデルを指定せずに）。本論文では、シンクロトロン放射シナリオにおける電子スペクトルの特定の物理モデルを指定せずに、即発放出の電子スペクトルを直接推定する方法を創造的に提案します。この方法では、経験関数（つまり、高エネルギーで線形関数と結合された4次ベジェ曲線）を適用して、電子スペクトルを両対数座標で記述します。私たちの経験関数は、多くの数値計算やシミュレーションで得られた電子スペクトルをよく模倣できることがわかります。次に、私たちの方法は、モデルを指定せずに、即発放出の電子スペクトルを把握することができます。GRB180720BとGRB160509Aを例として、観測に私たちの方法を採用することにより、得られた電子スペクトルは、標準的な急速冷却シナリオの場合とは一般に異なり、べき乗則が破られていることさえわかります。さらに、その低エネルギー領域での電子スペクトルの形態は、バースト内、さらにはパルス内でも時間とともに変化します。私たちの提案する方法は、シンクロトロン放射メカニズムを観測と対峙させるための貴重な方法を提供します。
ABCフィールドにおける磁気散逸と粒子加速のスケーリング
| Title |
Scaling_of_Magnetic_Dissipation_and_Particle_Acceleration_in_ABC_Fields |
| Authors |
Qiang_Chen,_Krzysztof_Nalewajko,_Bhupendra_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09303 |
電子-陽電子対プラズマを用いたパーティクルインセル（PIC）数値シミュレーションを使用して、磁気散逸と粒子加速の効率が、システムサイズ$L$に関連して初期コヒーレンス長$\lambda_0$にどのように比例するかを研究します。二次元（2D）「アーノルド-ベルトラミ-チャイルドレス」（ABC）磁場構成。高$（L/\lambda_0）$構成がテイラー状態に到達するのを妨げる、相対論的フォースフリー（FF）シミュレーションで以前に特定された、2Dシステムの磁気ヘリシティの分布に対するトポロジー的制約は、磁気散逸効率を約$\epsilon_{\rmdiss}\simeq60\％$。電気エネルギー$\tau_{\rmE、peak}$のピーク成長時間スケールは、$\tau_{\rmのように初期アルフベン速度$\beta_{\rmA、ini}$の特性値に比例することがわかります。E、peak}\propto（\lambda_0/L）\beta_{\rmA、ini}^{-3}$。粒子のエネルギー変化は非熱部分と熱部分に分解され、非熱エネルギーの増加は高い初期磁化に対してのみ支配的です。粒子分布の非熱的高エネルギー部分の最も堅牢な説明は、べき乗則指数が初期磁気エネルギーの割合の線形関数であるということです。
4つの異なる金属量を持つ散開星団の直接N体シミュレーションを実行しました。これらの散開星団に由来するブラックホール連星（BBH）をマージする効果的なスピンを調査するために、恒星風の質量損失と潮汐を考慮して、ウォルフ・ライエ（WR）星と近接コンパニオン星（BBH前駆体）のスピン進化を計算しました。WR星のスピンアップ。我々は、より小さな準主軸を持つBBH前駆細胞が、強い潮汐力のために、より大きな有効スピンを持つBBHをマージするように進化することを発見した。地元の宇宙では、BHとその前駆体が、コンパニオンスターによって加えられる潮汐力以外のスピン角運動量を取得しなくても、マージするBBHの約16％が0.1より大きい有効スピンを取得します。WR星が共通外層位相の直後に無次元スピンの平坦で等方性の分布を持っていると仮定すると、マージするBBHの効果的なスピン分布は、LIGOとおとめ座での重力波観測から推測されるものと同様です。
Insight-HXMTによって観測された2017年の爆発中のX線連星4U0115 + 63のQPOと軌道要素
| Title |
QPOs_and_Orbital_elements_of_X-ray_binary_4U_0115+63_during_the_2017_outburst_observed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Y._Z._Ding_(1,2),_W._Wang_(1,3),_P._Zhang_(1,3),_Q.C._Bu_(4),_C._Cai_(4),_X.L.Cao_(4),_C._Zhi_(4),_L._Chen_(5),_T._X._Chen_(4),_Y._B._Chen_(6)Y._Chen_(4),_Y._P._Chen_(4),_W._W._Cui_(4),_Y._Y._Du_(4),_G._H._Gao_(4,7),_H._Gao_(4,7),_M._Y._Ge_(4),_Y._D._Gu_(4),_J._Guan_(4),_C._C._Guo_(4,7),_D._W._Han_(4),_Y._Huang_(4),_J._Huo_(4),_S._M._Jia_(4),_W._C._Jiang_(4),_J._Jin_(4),_L._D._Kong_(4,7),_B._Li_(4),_C._K._Li_(4),_G._Li_(4),_T._P._Li_(4),_W._Li_(4),_X._Li_(4),_X._B._Li_(4),_X._F._Li_(4),_Z._W._Li_(4),_X._H._Liang_(4),_J._Y._Liao_(4),_B._S._Liu_(4),_C._Z._Liu_(4),_H._X._Liu_(4,7),_H._W._Liu_(4),_X._J._Liu_(4),_F._J._Lu_(4),_X._F._Lu_(4),_Q._L._(4,7),_L._T._(4),_R._C._Ma_(4,7),_X._Ma_(4),_B._Meng_(4),_Y._Nang_(4,7),_J._Y._Nie_(4),_J._L._Qu_(4),_X._Q._Ren_(4),_N._Sai_(4,7),_L._M._Song_(4),_X._Y._Song_(4),_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09498 |
この論文では、2017年8月に\textit{Insight}-HXMTによって検出された4U0115+63の顕著な爆発の詳細なタイミング分析を示しました。中性子星の自転周期は、MJD57978で$3.61398\pm0.00002$sと決定されました。周期の変動を測定し、バイナリシステムの軌道要素を抽出しました。ペリアストンの角度は$0.048\pm0.003$$yr^{-1}$の割合で進化しました。光度曲線を折りたたんで、さまざまなエネルギー範囲のパルスプロファイルをスケッチします。1〜10keVのマルチピーク構造が明確に示されています。QPO信号を研究し、多くの異なるエネルギー範囲で詳細なウェーブレット分析を実行するために、データ分析手順にウェーブレット分析を導入しました。ウェーブレットスペクトルを通じて、周波数$\sim10$mHzでのQPOの発見を報告します。さらに、X線光度曲線は$\sim16-32$sと$\sim67-200$sの期間に複数のQPOを示しました。$\sim100$のQPOは、ほとんどの観測とエネルギーで重要であることがわかりました。X線の光度とそれらのQファクターおよびSファクターの間には正の関係がありますが、QPO期間はX線の光度とは相関関係がありません。ウェーブレット位相マップでは、$\sim67-200$sQPOのパルス位相が頻繁にドリフトするのに対し、$\sim16-32$sQPOはほとんどドリフトしないことがわかりました。高エネルギーから低エネルギーへの振動の散逸も観察されました。4U0115+63のQPOのこれらの機能は、それらの物理的起源の理解に新たな挑戦を提供します。
トリプルマイクロレンズシステムの光度曲線の計算
| Title |
Light_Curve_Calculations_for_Triple_Microlensing_Systems |
| Authors |
Renkun_Kuang,_Shude_Mao,_Tianshu_Wang,_Weicheng_Zang,_Richard_J._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09163 |
画像境界（周回積分）法に基づいて、トリプルレンズシステムによってレンズ化された有限光源星の倍率を計算する方法を提示します。レンズ方程式から得られた10次多項式の解から連続画像境界を取得するための新しい手順について説明します。次に、輪郭積分を適用して、画像境界内の画像領域を計算します。これにより、均一な明るさの光源の倍率が得られます。倍率計算を、線形プロファイルで近似された周縁減光の星に拡張します。原則として、この方法は、トリプルレンズだけでなく、すべてのマルチレンズシステムで機能します。また、密に覆われた光度曲線を計算するための適応サンプリングおよび補間法も含まれています。C++ソースコードと対応するPythonインターフェイスは公開されています。
南部分光測量望遠鏡用の多目的ファイバーフィード分光器システムの光学設計
| Title |
Optical_design_of_a_multi-object_fiber-fed_spectrograph_system_for_Southern_Spectroscopic_Survey_Telescope |
| Authors |
Yuefan_Shan,_Zhengbo_Zhu,_Hao_Tan,_Donglin_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09179 |
サザンスペクトロスコピーサーベイ望遠鏡（SSST）は、中国が今後数年以内にチリに建設する予定の広視野分光サーベイ望遠鏡です。天文分光調査の機器として、マルチオブジェクトおよびファイバーフィードスペクトログラフ（MOFFS）は、SSSTの最も重要な科学機器の1つです。この論文では、ボリュームフェーズホログラフィックグレーティング（VPHG）に基づくMOFFSシステムの推奨光学設計を紹介します。初期構造を決定するための分析手法、VPHGとカメラグループの最適化手順を含む、設計哲学と手順全体が詳細に示されています。最終的に得られた分光器の数値結果は、動作波長帯全体と視野に対して優れた画像品質と比較的高い透過率を示しています。この論文で提案された設計法は、分光測量望遠鏡に収容されたMOFFSの設計のための参照を提供することができます。
LOFAR LBA Sky SurveyI。調査の説明と予備データのリリース
| Title |
The_LOFAR_LBA_Sky_Survey_I._survey_description_and_preliminary_data_release |
| Authors |
F._de_Gasperin,_W._L._Williams,_P._Best,_M._Bruggen,_G._Brunetti,_V._Cuciti,_T._J._Dijkema,_M._J._Hardcastle,_M._J._Norden,_A._Offringa,_T._Shimwell,_R._van_Weeren,_D._Bomans,_A._Bonafede,_A._Botteon,_J._R._Callingham,_R._Cassano,_K._T._Chyzy,_K._L._Emig,_H._Edler,_M._Haverkorn,_G._Heald,_V._Heesen,_M._Iacobelli,_H._T._Intema,_M._Kadler,_K._Malek,_M._Mevius,_G._Miley,_B._Mingo,_L._K._Morabito,_J._Sabater,_R._Morganti,_E._Orru,_R._Pizzo,_I._Prandoni,_A._Shulevski,_C._Tasse,_M._Vaccari,_P._Zarka,_H._Rottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09238 |
LOFARは、現在、超低周波数（<100MHz）で高感度、高解像度（<1mJy/bおよび<15"）の観測が可能な唯一の電波望遠鏡です。これらの機能を利用するには、LOFARサーベイキー科学プロジェクトは、低帯域アンテナ（LBA）観測で北の空全体をカバーする大規模な調査を実施しています。LOFARLBAスカイサーベイ（LoLSS）は、42〜66MHzの周波数範囲で3170のポインティングで北の空全体をカバーすることを目的としています。解像度15アーク秒、感度1mJy/b。ここでは、調査戦略、観測状況、現在の校正手法の概要を説明し、いくつかの科学的動機について簡単に説明します。また、予備的な公開データのリリースについても説明します。予備的な画像データ内のすべての方向に依存しない効果を修正することを目的とした完全に自動化されたパイプラインを使用して生成されました。イオノスフィアからの効果など、方向に依存する効果はまだ修正されていませんが、このwに示されている画像はorkは、これらの低周波数で利用可能な以前の調査よりも10倍感度が高いです。予備的なデータリリースは、HETDEXスプリングフィールド領域の周囲740平方度、解像度47"、ノイズレベルの中央値5mJy/bをカバーしています。25,247のソースを含む画像とカタログが公開されています。システムが次の機能を備えていることを示します。方向依存の影響が補正されると、1mJy/bのrmsノイズと15"の解像度に達します。LoLSSは、数十万の電波源に超低周波情報を提供し、重要なスペクトル情報を提供し、次のような幅広い科学トピックに使用できる独自のデータセットを作成します。高赤方偏移銀河やクエーサーの検索、外惑星の磁気圏の研究、および銀河、銀河のクラスター、およびAGN活動からの宇宙線の最も古い集団の検出。
開口面干渉法に基づくミリメートル/サブミリメートル波補償光学用の波面センサー
| Title |
Wavefront_sensor_for_millimeter/submillimeter-wave_adaptive_optics_based_on_aperture-plane_interferometry |
| Authors |
Yoichi_Tamura,_Ryohei_Kawabe,_Yuhei_Fukasaku,_Kimihiro_Kimura,_Tetsutaro_Ueda,_Akio_Taniguchi,_Nozomi_Okada,_Hideo_Ogawa,_Ikumi_Hashimoto,_Tetsuhiro_Minamidani,_Noriyuki_Kawaguchi,_Nario_Kuno,_Yohei_Togami,_Masato_Hagimoto,_Satoya_Nakano,_Keiichi_Matsuda,_Sachiko_Okumura,_Tomoko_Nakamura,_Mikio_Kurita,_Tatsuya_Takekoshi,_Tai_Oshima,_Toshikazu_Onishi,_Kotaro_Kohno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09286 |
地上のミリ波/サブミリ波望遠鏡の表面をリアルタイムで感知できるミリ波面センサーの概念を紹介します。地上のミリ波/サブミリ波天文学では、望遠鏡の表面を正確に保ちながら望遠鏡を大きくすることが重要になっています。望遠鏡光学系の変形による波面劣化を瞬時に補正する「ミリメトリック補償光学（MAO）」を確立するために、電波干渉法に基づく波面センサーは、主鏡面の特徴的な位置から焦点面までの過剰経路長の変化を測定します。これは、LSTやAtLASTなどの計画されている50mクラスのサブミリ波望遠鏡で基本的な役割を果たします。
Ti / Au超伝導転移端センサーマイクロ熱量計のキロピクセルアレイの性能と均一性
| Title |
Performance_and_uniformity_of_a_kilo-pixel_array_of_Ti/Au_transition-edge_sensor_microcalorimeters |
| Authors |
E._Taralli,_M._D'Andrea,_L._Gottardi,_K._Nagayoshi,_M._L._Ridder,_M._de_Wit,_D._Vaccaro,_H._Akamatsu,_M._P._Bruijn_and_J.R._Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09348 |
均一な大型超伝導転移端センサー（TES）アレイは、次世代のX線宇宙天文台の基本です。これらのアレイは、軟X線エネルギー範囲でエネルギー分解能$\DeltaE$<3eV半値全幅（FWHM）を達成するために必要です。現在、将来の実験室および宇宙ベースのX線天体物理学実験および地上ベースの分光計で使用するためのX線マイクロカロリメーターアレイを開発しています。この寄稿では、AuX線吸収体を備えた140$\times$30$\mu$m$^2$Ti/AuTESを備えた均一な32$\times$32ピクセルアレイの開発と特性評価について報告します。大規模なTESアレイの均一性を示すために、60ピクセルでの広範な測定について報告します。平均臨界温度は$T_\mathrm{c}$=89.5$\pm$0.5mKであり、アレイ全体の変動（$\sim$1cm）は1.5mK未満です。エネルギー分解能が常に3eV未満である、通常状態の抵抗の20\％から40\％の間に検出器のバイアスポイントの広い領域が見つかりました。特に、結果は、周波数ドメイン多重化を使用してシングルピクセルモードで測定された、5.9keVの光子エネルギーでの合計X線スペクトル分解能$\DeltaE_\mathrm{FWHM}$=2.50$\pm$0.04eVを示しています（FDM）1〜5MHzの範囲のバイアス周波数でSRON/VTTで開発された読み出しシステム。さらに、温度と電流（それぞれ$\alpha$と$\beta$）に関する対数抵抗感度と、検出器のノイズパラメータ$M$との相関を比較し、アレイ内のすべての測定ピクセルの均一な動作を示します。
WALOP-South：PASIPHAE調査用の4カメラワンショットイメージング偏光計。ペーパーI-光学設計
| Title |
WALOP-South:_A_Four_Camera_One_Shot_Imaging_Polarimeter_for_PASIPHAE_Survey._Paper_I_--_Optical_Design |
| Authors |
Siddharth_Maharana,_John_A._Kypriotakis,_A._N._Ramaprakash,_Chaitanya_Rajarshi,_Ramya_M._Anche,_Shrish,_Dmitry_Blinov,_Hans_Kristian_Eriksen,_Tuhin_Ghosh,_Eirik_Gjerl{\o}w,_Nikolaos_Mandarakas,_Georgia_V._Panopoulou,_Vasiliki_Pavlidou,_Timothy_J._Pearson,_Vincent_Pelgrims,_Stephen_B._Potter,_Anthony_C._S._Readhead,_Raphael_Skalidis,_Konstantinos_Tassis,_Ingunn_K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09505 |
WALOP-South機器は、PASIPHAEプログラムの一環として、南アフリカの1mSAAO望遠鏡に搭載され、光学帯域の銀河極域の線形イメージング偏光調査を実行します。$35\times35$分角の視野全体で$0.05〜\％$の偏光感度を達成するように設計されており、SDSS-rブロードバンドおよび狭帯域フィルターの1回の露光でストークスパラメーターI、q、およびuを測定できます。$0.5〜{\mu}m-0.7〜{\mu}m$。測定ごとに、機器の座標系で0度、45度、90度、135度の直線偏光角に対応する全視野の4つの画像が、差動測光を使用してストークスパラメータを見つけることができる4つの検出器で作成されます。光学システムの設計において、主要な課題には、アナライザーとして使用される大きな分割角度のウォラストンプリズムによって導入された分散や、検出器でのイメージング品質のPSFを得るためのフィールド全体からの他の収差の補正が含まれていました。これらの課題を克服し、視野全体で限られたPSFをほぼ見ることができる、WALOP-South機器の光学設計を紹介します。
WALOP-南：PASIPHAE調査用の広視野ワンショット線形光学偏光計
| Title |
WALOP-South:_A_wide-field_one-shot_linear_optical_polarimeter_for_PASIPHAE_survey |
| Authors |
Siddharth_Maharana,_John_A._Kypriotakis,_A._N._Ramaprakash,_Pravin_Khodade,_Chaitanya_Rajarshi,_Bhushan_S._Joshi,_Pravin_Chordia,_Ramya_M._Anche,_Shrish_Mishra,_Dmitry_Blinov,_Hans_Kristian_Eriksen,_Tuhin_Ghosh,_Eirik_Gjerl{\o}w,_Nikolaos_Mandarakas,_Georgia_V._Panopoulou,_Vasiliki_Pavlidou,_Timothy_J._Pearson,_Vincent_Pelgrims,_Stephen_B._Potter,_Anthony_C._S._Readhead,_Raphail_Skalidis,_Konstantinos_Tassis,_Ingunn_K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09519 |
WALOP（広域線形光学偏光計）-南アフリカの1mSAAO望遠鏡に搭載される南は、PASIPHAE調査を実施するために現在開発中の2つのWALOP機器の最初のものです。2021年に試運転が予定されているWALOP機器は、SDSS-rブロードバンドの約$10^{6}$の星の直線偏光を、銀河系の4000平方度をカバーする$0.1〜\％$の偏光精度で測定するために使用されます。極地。ワンショット線形偏光測定、高い偏光精度（$<0.1〜\％$）および偏光感度（$<0.05〜\％$）、および$35\times35〜arcminutesの広い視野（FOV）の組み合わせ機能$WALOP-Southをユニークな天文機器にします。1回の露光で、SDSS-rブロードバンドおよび$500-700〜nm$の狭帯域フィルターのストークスパラメーター$I$、$q$、および$u$を測定するように設計されています。各測定中に、$0^{\circ}$、$45^{\circ}$、$90^{\circ}$、および$135^{\circ}$の偏光角に対応する全視野の4つの画像が画像化されます。4つの検出器で、これらの画像に対して微分測光を実行すると、ストークスパラメータが得られます。WALOP-South機器の設計における主な課題には、（a）光学設計、偏光アナライザーとして使用される大きな分割角ウォラストンプリズムによって導入されるスペクトル分散の補正、および広視野からの収差、および（b）オプトメカニカルの作成が含まれます。望遠鏡のポインティング位置だけでなく、すべての温度条件下で良好なイメージングと偏光性能を得るのに必要な許容誤差に準拠した設計。これらの課題を克服するWALOP-Southの光学的およびオプトメカニカル設計を紹介します。
銀河団におけるジン-ニューウェル-ギブソン「UV-ブライト」星の位置天文メンバーシップテスト
| Title |
Astrometric_Membership_Tests_for_the_Zinn-Newell-Gibson_"UV-Bright"_Stars_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09043 |
1972年、Zinn、Newell、＆Gibson（ZNG）は、UバンドとVバンドの写真に基づいて、27個の銀河団（GC）で見つかった156個の「UV明るい」星のリストを公開しました。紫外線の明るい星は、クラスターの色と大きさの図で、水平分枝（HB）の上と、漸近巨星分枝（AGB）と赤色巨星分枝の青側にあります。それらがメンバーであり、無関係の明るい前景の星でない場合、それらは急速な進化の段階にあります。ZNGリストは、恒星進化の後期段階を理解することを目的とした、数多くの追跡調査に影響を与えています。ただし、ZNG候補はチャートを見つける際にのみ提示され、天球座標は示されませんでした。uとVのCCDフレームの独自のコレクションを使用して、すべてのZNGオブジェクトを識別し、最近のGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）からそれらの座標、視差、および固有運動を組み立てました。ガイアの位置天文学に基づいて、どのオブジェクトがクラスターメンバーである可能性が高いかを判断しました（サンプルの45％）。メンバーのために、EDR3の測光を使用して、明るいポストAGB星や、HBの上の星など、さまざまな進化段階に星を割り当てました。私の知る限り、まだ詳細に研究されていない、特に興味深いいくつかのZNGスターを指摘します。この研究は、バルマーの不連続性が大きい低重力星の検出用に設計された、uBVI測光システムの銀河系GCの今後の調査の補助です。
はくちょう座X-1から推定される剥ぎ取られた星の風の質量損失率
| Title |
Wind_mass-loss_rates_of_stripped_stars_inferred_from_Cygnus_X-1 |
| Authors |
Coenraad_J._Neijssel,_Serena_Vinciguerra,_Alejandro_Vigna-Gomez,_Ryosuke_Hirai,_James_C._A._Miller-Jones,_Arash_Bahramian,_Thomas_J._Maccarone,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09092 |
高質量X線連星はくちょう座X-1の最近の観測では、コンパニオンスター（41太陽質量）とブラックホール（21太陽質量）の両方が以前に推定されたよりも重いことが示されています。さらに、ブラックホールはほぼ最大限に回転しているように見えます。ここでは、観測されたシステムのプロパティに一致するはくちょう座X-1システムの可能な形成チャネルを提示します。この形成チャネルでは、はくちょう座X-1の軌道パラメータが、観測された伴星の金属量と組み合わさって、一般的に使用されている剥ぎ取られた星の処方と比較して、風による質量損失が大幅に減少することを示しています。
太陽電波バーストの二重プラズマ共鳴とゼブラパターンのPICシミュレーション
| Title |
PIC_Simulation_of_Double_Plasma_Resonance_and_Zebra_Pattern_of_Solar_Radio_Bursts |
| Authors |
Chuanyang_Li,_Yao_Chen,_Sulan_Ni,_Baolin_Tan,_Hao_Ning_and_Zilong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09172 |
最新の研究によると、プラズマ放出は、プラズマ振動周波数と電子ジャイロ周波数の比率が大きいことを特徴とするプラズマの電子サイクロトロンメーザー不安定性（ECMI）を介したDGH分布の高エネルギー電子によって生成される可能性があります（$\omega_{pe}/\Omega_{ce}$）。この研究では、ECMIプラズマ発光メカニズムに基づいて、さまざまな$\omega_を使用したPICシミュレーションを使用して、二重プラズマ共鳴（DPR）効果と、高調波（H）および基本波（F）バンドの両方での対応するプラズマ発光を調べます。{pe}/\Omega_{ce}$。これにより、太陽電波バーストで初めて観測されたゼブラパターン（ZP）の特徴を直接シミュレートすることができます。（1）$\omega_{pe}/\Omega_{ce}$による強度と線形成長率の変化からわかるように、シミュレーションは上部ハイブリッド（UH）モードとZモードのDPR効果をうまく再現していることがわかります。（2）H放射の強度はF放射の強度よりも$\sim$2桁強く、$\omega_{pe}/\Omega_{ce}$の増加に伴って周期的に変化しますが、F放射は弱すぎて重要ではないため、太陽のZPを説明するのはH放出であることが示唆されます。（3）Hの全強度のピークバレーコントラストは$\sim4$であり、ピークは$の整数値の周りにあります。現在のパラメータ設定では、\omega_{pe}/\Omega_{ce}$（=10および11）。また、ECMI励起波とプラズマ放射の特性に対する高エネルギー電子のエネルギーの影響を評価します。この研究は、太陽電波バーストのZPの物理的起源に関する新しい洞察を提供します。
下部太陽大気中の炭素と酸素に対する光誘起プロセスと電荷移動の影響
| Title |
The_influence_of_photo-induced_processes_and_charge_transfer_on_carbon_and_oxygen_in_the_lower_solar_atmosphere |
| Authors |
R.P._Dufresne,_G._Del_Zanna,_N.R._Badnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09278 |
太陽大気の輝線放射を予測するには、放射が彩層からのものかコロナからのものかによって根本的に異なるモデルが必要です。2つの地域の間のある時点で、2つのモデリング体制の間に変更が必要です。太陽遷移領域の炭素線と酸素線のコロナルモデリングに対する最近の拡張により、Li様イオンとともに、一価および二価イオンの放出が改善されることが示されています。ただし、特に一価イオンと相互結合線については、依然として不一致が残っています。この作業の目的は、いくつかの不一致を解決するために、電荷状態の分布とイオン内のレベルポピュレーションをさらに変更できる追加の原子プロセスを調査することです。この目的のために、電荷移動による再結合とともに、放射場と原子-イオン衝突の両方によって引き起こされる励起とイオン化が含まれています。モデリングは、静かな太陽に存在する条件を使用して実行されます。これにより、プラズマで発生する動的および一時的なイベントとは別に、冠状モデリングの変更において原子プロセスが果たす役割を評価できます。プロセスがフラクショナルイオンポピュレーションに与える影響と、新しい励起メカニズムによってもたらされるレベルポピュレーションの変化が示されています。低電荷状態から選択されたラインの寄与関数も示され、低層大気でのライン放出が新しいモデリングによって影響を受ける可能性がある程度を示しています。
Ia型超新星の共生チャネルに対する巨星の非球面恒星風の影響
| Title |
The_effect_of_aspherical_stellar_wind_of_giant_stars_on_the_symbiotic_channel_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Chengyuan_Wu,_Dongdong_Liu,_Xiaofeng_Wang,_Bo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09326 |
Ia型超新星（SNeIa）の爆発を説明する前駆体システムはまだ議論中です。共生チャネルは、考えられる前駆体シナリオの1つであり、これらのシステムのWDは、赤色巨星の仲間からの風の降着によって質量が増加します。共生システムにおける巨人の質量損失プロセスは、大量の星周円盤（CSM）を生成する可能性があり、SNイジェクタとCSMの間の相互作用信号の検出は、さまざまな前駆体モデルを区別するための理想的な方法として使用できます。ただし、共生システムの周りのCSMの密度分布と幾何学的構造は非常に不確実なままです。バイナリ相互作用からの潮汐トルクが赤色巨星の質量損失率を増加させ、星風が赤道面に集中する原因になると仮定することにより、密度と球対称からの逸脱の程度を推定する簡単な方法を提供します。CSM。恒星進化コードMESAを用いた共生系のバイナリ進化の計算に基づいて、SNeIaを生成するためのパラメータ空間を取得しました。SNeIaは、大量の炭素-酸素白色矮星（COWD）との共生システムに由来する可能性があり、赤色巨星からWDに向かう恒星風の半開き角は、バイナリの進化によって変化し、周囲の形成をもたらすことがわかりました。異なる幾何学的構造を持つCSM。噴出物-CSM相互作用の対応する特性は、将来、分光偏光測定観測によって調べることができ、そこから、SNeIaの星周環境とそれらの前駆体システムとの間の追加の関係を見つけることができます。
1.083ミクロンのHeIラインプロファイルによって明らかにされたWR140の風衝突領域の条件
| Title |
Conditions_in_the_WR_140_wind-collision_region_revealed_by_the_1.083-micron_He_I_line_profile |
| Authors |
Peredur_M._Williams_(1),_Watson_P._Varricatt_(2),_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e_(3),_Michael_F._Corcoran_(4,5),_Ted_R._Gull_(6),_Kenji_Hamaguchi_(4,7),_Anthony_F._J._Moffat_(8),_Andrew_M._T._Pollock_(9),_Noel_D._Richardson_(10),_Christopher_M._P._Russell_(11),_Andreas_A._C._Sander_(12),_Ian_R._Stevens_(13),_Gerd_Weigelt_(14)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(2)_Institute_for_Astronomy,_UKIRT_Observatory,_(3)_Gemini_Observatory,_Northern_Operations_Center,_(4)_CRESST_II_and_X-ray_Astrophysics_Laboratory_NASA/GSFC,_(5)_Department_of_Physics,_Institute_for_Astrophysics_and_Computational_Sciences,_The_Catholic_University_of_America,_(6)_Astrophysics_Science_Division,_NASA/GSFC,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland,_(8)_D\'epartement_de_physique_and_Centre_de_Recherche_en_Astrophysique_du_Qu\'ebec_(CRAQ),_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Sheffield,_(10)_Department_of_Physics,_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Delaware,_(12)_Armagh_Observatory_and_Planetarium,_(13)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Birmingham,_(14)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09445 |
2008年に観測されたWC7+O5衝突風バイナリー（CWB）WR140（HD193793）の1.083ミクロンHeI線のP〜Cygniプロファイルの分光法を提示します。-17、その後のペリアストロン通過にまたがる。吸収成分と放出成分の両方が強い変動を示しました。O5星が風衝突領域（WCR）によって掩蔽されたときの吸収成分の変動は、その形状に厳しい制約を設定します。O5星への視線がWCRを横切っている間、吸収成分の強さと幅は日の時間スケールで大幅に変化しました。すべてのプロファイルで発光サブピークが観察されました。軌道位相による視線速度の変化は、WCRが軌道上の星の周りを旋回するときの形成と一致することが示されました。プロファイルをモデル化することで、サブピーク形成領域の範囲を測定できました。位相範囲0.93〜0.99では、サブピークのフラックスは、恒星の分離にほぼ反比例して着実に増加し、ラインが形成されたWCRの衝撃を受けたガスが断熱的であることを示しています。ペリアストロン後、サブピークフラックスは異常に強く、急速に変化し、WCRの下流の塊の形成を示唆しています。ほとんどの場合、そのフラックスは2-10keVのX線放射を超えており、衝撃を受けた風の重要な冷却剤であることが示されています。
太陽の最も暗い状態
| Title |
The_Dimmest_State_of_the_Sun |
| Authors |
K._L._Yeo,_S._K._Solanki,_N._A._Krivova,_M._Rempel,_L._S._Anusha,_A._I._Shapiro,_R._V._Tagirov,_V._Witzke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09487 |
産業革命以前から地球の大気に入る太陽電磁エネルギーがどのように変化したかは、気候変動の議論において重要な考慮事項です。この議論に有害なことに、マウンダー極小期以降の総太陽放射照度（TSI）の変化の推定値は、産業革命に先立つ長期間の弱い太陽活動であり、0.75Wm-2の低下から6.3の上昇まで著しく異なります。Wm-2。その結果、過去数世紀にわたる地球の気温の上昇に対する太陽の強制による正確な貢献は決定的ではありません。最先端の太陽画像と数値シミュレーションに基づく新しいアプローチを採用して、太陽が最も活動の少ない状態にあるときの太陽のTSIレベルを、2019年のレベルより2.0+/-0.7Wm-2低く設定します。。これは、マウンダー極小期以降、TSIがこの量を超えて上昇できなかったことを意味し、したがって、地球温暖化における太陽強制の可能な役割を制限します。
ソーラーネットワークと白斑の強度コントラスト-II。太陽放射照度モデリングへの影響
| Title |
Intensity_contrast_of_solar_network_and_faculae_--_II._Implications_for_solar_irradiance_modelling |
| Authors |
K._L._Yeo,_N._A._Krivova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09530 |
ネットワークと白斑が太陽放射照度に及ぼす影響を、それらの見かけの強度から洞察することを目指しています。ソーラーダイナミクス天文台からフルディスク観測を行い、FeI6173{\AA}ラインと1700{\AA}の連続体とコアのネットワークと白斑の強度コントラストを、磁束密度の変化を含めて調べました。ディスクの中心からの距離、近くの磁場、および時間。ネットワークと白斑の明るさは、対流への影響から近くの磁場によって抑制されると考えられています。さまざまな研究で指摘されている、静かな太陽のネットワークと活動領域の白斑の間の強度コントラストの違いは、活動領域がより磁気的に密集しており、ネットワークと白斑の間の基本的な物理的違いによるものではないために発生します。これらの結果は、太陽放射照度モデルに、ネットワークと白斑の明るさに対する近くの磁場の影響を含める必要があることを強調しています。局所的な熱平衡（LTE）からの逸脱が強度コントラストに限定的な影響を与える可能性があることを示唆する証拠が見つかりました。これは、LTEの仮定が破られた場合でも、LTEが観測されたスペクトル変動を再現すると仮定して計算された太陽表面磁気特徴の強度コントラストに基づく太陽放射照度モデルがなぜあるかを説明できます。太陽放射照度の特定のモデルは、太陽放射照度に対するネットワークと白斑の影響の直接的な指標として彩層指数を採用しています。CaIIK線の過去の研究とここで得られた強度コントラスト測定に基づいて、ネットワークと白斑からの彩層放射の変動は、中央の光球の放射変動の合理的な推定値であるが、下の光球。2010年から2018年までのデータセットは、強度コントラストがこの期間で約3％まで安定していたことを示しています。
マグノンの量子非破壊検出によるアクシオン探索
| Title |
Axion_search_with_quantum_nondemolition_detection_of_magnons |
| Authors |
Tomonori_Ikeda,_Asuka_Ito,_Kentaro_Miuchi,_Jiro_Soda,_Hisaya_Kurashige,_Dany_Lachance-Quirion,_Yasunobu_Nakamura,_Yutaka_Shikano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.08764 |
アクシオンは強いCP問題の解決策を提供し、暗黒物質の主要な候補の1つです。この論文は、マグノンの量子非破壊検出に基づくアクシオン検出スキーム、すなわち、Dine-Fischer-Srednicki-Zhitnitsky（DFSZ）によって予測されたアクシオン-電子相互作用によって励起されると予想される固体中の集団スピン励起の量子を提案します。モデル。プロトタイプの検出器は、電子スピンターゲットとしての強磁性球と超伝導キュビットで構成されています。これらは両方ともマイクロ波空洞内に埋め込まれており、強磁性結晶の均一静磁気モードとキュービットの間にコヒーレントで効果的な相互作用をもたらします。アクシオンと電子の間の結合定数の上限は、$33.117$$\mu$eVのアクシオン質量の95\％信頼水準で$g_{aee}<1.6\times10^{-7}$として取得されます。$<m_{a}<33.130$$\mu$eV。
ギベオンでのジョシュアのトータルソーラーエクリプス
日中の太陽の停止を命じた軍の指導者ヨシュアについての聖書の箇所に関連する日食を再分析します（ヨシュア10:12）。基本的な話は実際の出来事に根ざしているという合意はありますが、日付は異なる意見の対象となります。テキストの歴史的な出現を検討し、西暦前1131年9月30日の皆既日食が最も可能性の高い候補であることを確認します。この日食のベッセリア要素は再計算されます。地球の自転の減速パラメータ$\DeltaT$の誤差は、2倍に改善されています。
