オーエンズバレー長波長アレイを使用した、48MHzでの21cmのパワースペクトル
| Title |
A_21-cm_power_spectrum_at_48_MHz,_using_the_Owens_Valley_Long_Wavelength_Array |
| Authors |
Hugh_Garsden,_Lincoln_Greenhill,_Gianni_Bernardi,_Anastasia_Fialkov,_Daniel_C._Price,_Daniel_Mitchell,_Jayce_Dowell,_Marta_Spinelli,_and_Frank_K._Schinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09596 |
暗黒時代を検出するための大口径実験（LEDA）は、初期宇宙における中性水素による21cmの吸収/放出による宇宙マイクロ波背景放射の輝度温度変動を測定するために設計されました。21cmの変動の測定は、宇宙の夜明けの間の天体物理学的プロセスに対する制約を提供します（$z\約15-30$）。LEDAは、コンパクトなイメージング干渉計であるカリフォルニアのオーエンズバレー長波長アレイ（OVRO-LWA）で行われた観測を使用します。48MHz（$z\約28$）での観測のパワースペクトルと、OVRO-LWA望遠鏡の感度の分析を示します。最近、イーストウッド等。統計的手法を使用して前景を削除し、mモード分析から生成されたOVRO-LWA観測のパワースペクトルを公開しました。パワースペクトルの「ウェッジ」で前景パワーを分離する方法を使用します。くさびの外側の「宇宙の夜明け」ウィンドウで、21cmの変動が検出される場合があります。4時間のインコヒーレントに統合されたOVRO-LWA観測を使用して、CosmicDawnウィンドウで$\Delta^2（k）\upperx2\times10^{12}$mK$^2$のパワーを測定します。$\Delta^2（k）\approx100$mK$^2$の値が理論から予測されることを考えると、私たちのパワースペクトルは望遠鏡の熱雑音と系統的効果によって支配されていると結論付けます。OVRO-LWA熱雑音をモデル化することにより、インコヒーレント平均とコヒーレント平均を組み合わせて3000時間の観測を統合した場合、OVRO-LWAが21cmの検出に十分な感度を持つことを示します。OVRO-LWAは、理論モデルに従って、CosmicDawnで21cmのパワースペクトルで理論的に予測されたLy-$\alpha$およびX線ピークを検出できることを示します。
スパース性を事前に使用した弱いレンズ効果の質量マップの3次元再構成。 I.クラスター検出
| Title |
Three-Dimensional_Reconstruction_of_Weak_Lensing_Mass_Maps_with_a_Sparsity_Prior._I._Cluster_Detection |
| Authors |
Xiangchong_Li,_Naoki_Yoshida,_Masamune_Oguri,_Shiro_Ikeda,_and_Wentao_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09707 |
測光弱レンズ効果調査からのデータを使用して、高解像度の3次元質量マップを再構築するための新しい方法を提案します。適応LASSOアルゴリズムを適用して、基礎となる宇宙密度フィールドがNavarro-Frenk-Whiteハローの合計で表されるという仮定に基づいてスパース性ベースの再構成を実行します。測光赤方偏移の推定値を使用してスバルハイパーSuprime-Camサーベイに一致する構成の孤立したハローからのせん断歪みを考慮することにより、現実的な模擬銀河形状カタログを生成します。適応法が、異なる赤方偏移でのレンズカーネル間の相関によって引き起こされる視線スミアリングを大幅に削減することを示します。質量制限が$10^{14.0}h^{-1}M_{\odot}$、$10^{14.7}h^{-1}M_{\odot}$、$10^{15.0}h^のレンズクラスター{-1}M_{\odot}$は、低（$z<0.3$）、中央値（$0.3\leqz<0.6$）、高（$0.6\leqz<）で1.5-$\sigma$の信頼度で検出できます。0.85$）赤方偏移、平均誤検出率0.022deg$^{-2}$。検出されたクラスターの推定赤方偏移は、$z\leq0.4$のハローの場合は$\Deltaz\sim0.03$だけ真の値よりも体系的に低くなりますが、相対的な赤方偏移バイアスは$0.4<zのクラスターの場合は$0.5\％$を下回ります。\leq0.85$。赤方偏移推定の標準偏差は$0.092$です。私たちの方法は、正確な赤方偏移推定による直接的な3次元クラスター検出を可能にします。
改良された大規模な星間塵の前景モデルとCMB太陽双極子測定
| Title |
Improved_large_scales_interstellar_dust_foreground_model_and_CMB_solar_dipole_measurement |
| Authors |
J.-M._Delouis,_J.-L._Puget,_L._Vibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10004 |
宇宙マイクロ波背景放射の異方性は、大きな角度スケールで測定するのは困難です。この論文では、宇宙論的部分とその主要な前景信号を検出器ノイズに近づける\Planck\高周波機器データの新しい分析を提示します。CMBに対する太陽系の動きによって引き起こされる太陽双極子信号は、検出器または検出器のセットを高精度で較正するための非常に効率的なツールです。この作業では、ソーラーダイポール信号を使用して周波数マップオフセットの補正を抽出し、不確実性を大幅に低減します。太陽双極子パラメータは、高周波前景の改善、およびCMBの大規模な宇宙論的異方性の改善とともに洗練されています。太陽双極子パラメータの安定性は、成分分離プロセスにおける銀河系の前景の除去を制御するための強力な方法です。これは、星間ダスト放出のスペクトルエネルギー分布の空間変動のモデルを構築するために使用されます。これらの変動に関する知識は、強度および偏光の将来のCMB分析に役立ち、光学的再電離深度および原始異方性のテンソル対スカラー比に関連する微弱な信号を測定します。この作業の結果は、改善された太陽双極子パラメーター、新しい星間塵モデル、および大規模な宇宙論的異方性マップです。
SuperFaB：球形フーリエベッセル分解のための素晴らしいコード
球形フーリエベッセル（SFB）分解は、大量の銀河調査から宇宙論的情報を最適に抽出できるようにする、放射状/角距離分離の自然な選択です。この論文では、次世代の銀河調査で最大の角度モードと半径モードの測定を可能にするSFBパワースペクトル推定器を開発します。このコードは、疑似SFBパワースペクトルを測定し、マスク、選択機能、ピクセルウィンドウ、およびショットノイズを考慮に入れています。局所平均効果が最大スケールモードでのみ有意であることを示し、分析共分散行列を提供します。調査ボリュームを含む最小半径と最大半径に境界条件を課すことにより、推定者は、過去に困難であることが証明された数値の不安定性に悩まされることはありません。推定量は、簡略化されたローマのような、SPHERExのような、およびユークリッドのようなマスクと選択関数で示されます。直感と検証のために、Limber近似でSFBパワースペクトルも調べます。Juliaで書かれた関連する公開コードをリリースします。
多様な惑星大気における落下する雨滴の物理学
雲の下に落ちる単一の雨滴の進化は、現代の地球を超えて惑星の大気に基本的に伝達可能な流体力学と熱力学によって支配されています。ここでは、落下する雨滴を特徴付ける3つの特性（雨滴の形状、終端速度、蒸発速度）を、惑星大気の雨滴サイズの関数として計算する方法を示します。これらの単純な相互に関連する特性は、よく理解されていない成長メカニズムとは関係なく、特定の大気中の雨滴の可能なサイズ範囲を厳密に制限することを示しています。雨滴の落下と蒸発を支配する方程式から始めて、潜熱と凝縮性質量を垂直に輸送する雨滴の能力が、新しい無次元数によってうまく捉えられることを示します。私たちの結果は、降水効率、対流性嵐のダイナミクス、および降雨量に影響を及ぼします。これらは、惑星の放射バランスと（地球型惑星の場合）降雨による表面侵食を理解するための興味深い特性です。
| Title |
The_TW_Hya_Rosetta_Stone_Project_IV:_A_hydrocarbon_rich_disk_atmosphere |
| Authors |
L._Ilsedore_Cleeves,_Ryan_A._Loomis,_Richard_Teague,_Edwin_A._Bergin,_David_J._Wilner,_Jennifer_B._Bergner,_Geoffrey_A._Blake,_Jenny_K._Calahan,_Paolo_Cazzoletti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Viviana_V._Guzman,_Michiel_R._Hogerheijde,_Jane_Huang,_Mihkel_Kama,_Karin_I._Oberg,_Chunhua_Qi,_Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Catherine_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09577 |
惑星形成ディスクの組成をガス巨大太陽系外惑星大気の組成と、特にC/O比によって結び付けることは、ディスク化学の重要な目標の1つです。$\rmC_2H$や$\rmC_3H_2$のような小さな炭化水素は、高いC/O条件下で豊富に形成されるため、C/Oのトレーサーとして識別されています。TWHyaロゼッタストーンプロジェクトからの解決された$\rmC_3H_2$観測を提示します。これは、TWHyaディスクで一般的な分子の化学を$15-20$auの解像度でマッピングするように設計されたプログラムです。アーカイブデータによって補強されたこれらの観測は、幅広いエネルギー、$E_u=29-97$Kにまたがるオルトスピン異性体とパラスピン異性体の両方のディスクの最も広範なマルチラインセットを構成します。オルト対パラ比は$\rmC_3H_2$は、放出の範囲全体で3と一致し、両方の$\rmC_3H_2$異性体の合計存在量は、H原子あたり$（7.5-10）\times10^{-11}$、つまり$1-10です。同じソースで以前に公開された$\rmC_2H$の存在量の$％。$\rmC_3H_2$は、$z/r=0.25$より深く伸びていない表面近くの層から来ていることがわかります。私たちの観測は、TWHyaの気相C/Oの実質的な半径方向の変動と一致しており、$\sim30$auの外側で急激に増加しています。ミッドプレーンを直接トレースしていなくても、惑星が子午線流などを介して表面から降着する場合は、そのような変化を形成中の惑星に刻印する必要があります。おそらく興味深いことに、HR8799惑星系は、その巨大惑星の大気C/O比の勾配も増加しています。これらの星はかなり異なりますが、ディスク内の炭化水素環は一般的であり、したがって、私たちの結果は、親ディスクの揮発性化学の痕跡をまだ持っているHR8799の若い惑星と一致しています。
カッシーニグランドフィナーレデータからの土星の熱圏の極間圧力温度マップ
| Title |
A_pole_to_pole_pressure_temperature_map_of_Saturn's_thermosphere_from_Cassini_Grand_Finale_data |
| Authors |
Zarah_Brown,_Tommi_Koskinen,_Ingo_Mueller-Wodarg,_Robert_West,_Alain_Jouchoux_and_Larry_Esposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09983 |
外惑星の熱圏の温度は、太陽熱だけで予測された温度を数百度上回っています。熱圏全体を加熱するのに十分なエネルギーがオーロラ領域に蓄積されますが、モデルは、赤道方向の分布が強いコリオリの力とイオン抵抗によって抑制されると予測しています。このいわゆるエネルギー危機を解決するには、オーロラエネルギーの蓄積と循環をよりよく理解することが重要です。カッシーニグランドフィナーレの間に紫外線イメージング分光器によって観測された恒星食は、熱圏を極から極へとマッピングするように設計されました。これらの観測を2016年と2017年の以前の観測と一緒に分析して、緯度と深さの関数としての土星熱圏の密度と温度の2次元マップを作成します。オーロラ緯度で観測された気温は、モデルで予測されたものよりも低く、高高度と低緯度でピークに達し、子午線圧力勾配が浅くなります。修正された地衡流の下で、予測よりも低い緯度に伸びるより遅い西向きの帯状風を推測し、両方の半球で緯度約70度から30度までの赤道方向の流れをサポートします。また、帯状抗力によるエネルギーの赤道方向への再分配に寄与する可能性のある大気波の証拠をデータに示します。
矮小銀河における中心から外れた巨大ブラックホールの起源
| Title |
The_Origins_of_Off-Center_Massive_Black_Holes_in_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Jillian_M._Bellovary,_Sarra_Hayoune,_Katheryn_Chafla,_Donovan_Vincent,_Alyson_Brooks,_Charlotte_Christensen,_Ferah_Munshi,_Michael_Tremmel,_Thomas_R._Quinn,_Jordan_Van_Nest,_Serena_K._Sligh,_Michelle_Luzuriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09566 |
矮小銀河内にはしばしば巨大なブラックホールが存在し、シミュレーションと観測の両方で、これらのかなりの部分がそれらのホストに対して中心から外れている可能性があることが示されています。宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、矮小銀河の中心から外れた巨大ブラックホール（MBH）の進化を追跡し、中心から外れた場所の理由は主に銀河と銀河の合体によるものであることを示します。動的タイムスケールを計算し、ホストのポテンシャル井戸の形状と星の密度が低いため、中心から外れたMBHがハッブル時間内に銀河の中心に沈む可能性が低いことを示しています。これらのさまようMBHは、電磁的に検出される可能性は低く、銀河の星の種族に対する測定可能な動的効果もありません。特にMBHの質量が小さいか、ホスト銀河の恒星の質量が大きい場合、中心から外れたMBHが矮星で一般的である可能性があると結論付けます。しかし、それらの降着光度は非常に低く、それらはそれらのホスト銀河のダイナミクスを測定可能に変化させないので、それらを検出することは非常に困難です。
銀河団のガイアEDR3ビュー
GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）のデータを使用して、天の川の球状星団の運動学的特性を研究します。170クラスターの平均視差と固有運動（PM）を測定し、100を超えるクラスターのPM分散プロファイルを決定し、20を超えるオブジェクトの回転シグネチャを明らかにし、最も豊富な12のクラスターで半径方向または接線方向のPM異方性の証拠を見つけます。同時に、クラスターメンバーの選択を使用して、ガイアカタログ自体の信頼性と制限を調査します。視差とPMの形式的な不確実性は、多数の高品質フィルターを通過する星でさえ、密集した中央領域で10〜20％過小評価されていることがわかります。系統誤差の空間共分散関数を調べ、平均視差とPMの不確実性の下限をそれぞれ0.01masと0.025mas/yrのレベルで決定します。最後に、クラスターの平均視差とさまざまな文献ソースからの距離との比較は、視差（Lindegrenetal。2020によって提案されたゼロ点補正を適用した後）が0.006〜0.009mas過大評価されていることを示唆しています。これらの警告にもかかわらず、ガイア位置天文学の品質はEDR3で大幅に改善されており、星団の特性に関する貴重な洞察を提供しています。
核円盤内の乱流の影響
分子ガスのCircumnuclearDisk（CND）は、銀河中心の中央のいくつかのパーセクを占めています。周囲の環境での暴力的な出来事による乱流の混乱の影響を受ける可能性がありますが、そのような摂動の影響はまだ詳細に調査されていません。ここでは、CNDの構造進化、特に注入された乱流のさまざまなスケールに対する反応を調査するために、適応された一般的な乱流駆動法を使用して3D、N体/平滑粒子流体力学（SPH）シミュレーションを実行します。超新星爆風がCNDに遭遇したときに発生する可能性があるように、ディスク内のせん断流のために、乱流が大規模（最大$\sim4$〜pc）で駆動されると、ガス（ストリーム）の一時的なアークが自然に発生することがわかります。。エネルギッシュなイベントは自然に、そしてしばしば私たちの銀河の中央パーセクで発生するので、この結果は、CNDを特徴付ける一時的な構造がCND自体が一時的な構造であることを意味しないことを示唆しています。また、観察されたディスクの向きと観察の空間分解能を考慮すると、文献に詳述されている密度濃度または「塊」と同様の特徴が現れることにも注意してください。そのため、凝集塊は観察上の制限の結果である可能性があります。
E（B-V）またはA（V）よりも基本的な粉塵の測定としてのUV消滅
天の川（MW）、マゼラン雲、および一般に赤くなった星のガス対ダスト比は、通常、水素カラム密度N（H）と赤くなったE（BV）の間の線形関係として表されます。）、またはVバンド（A（V））での消滅。消光曲線が真に普遍的である場合、関係の強さと直線性は、任意の波長での消光、およびN（H）とE（B-V）に対して自然に維持されます。ただし、天の川銀河内では消滅曲線が異なり、偶然を除いて、E（B-V）またはA（V）のいずれかがダストカラム密度の最も物理的な尺度になる理由はありません。この論文では、41MWの視線に対する完全な消光曲線を初めて利用し、2900+/-160Aでの消光に対して、N（H）と消光の間の散乱が最小化され、関係が線形になることを発見しました。散乱と非線形性は、より長い波長で増加し、特に近赤外消光で大きくなります。近紫外線消光は、MWダストのダストカラム密度の優れた尺度であると結論付けています。さまざまなダストトレーサーに、新しい非線形のガスとダストの関係を提供します。また、MWとSMCのガス対ダスト比の非常に大きな不一致（N（H）/E（BV）で0.9dex）は、遠方UV消滅では0.7dexに減少し、これは、の宇宙存在量の違いと一致します。2つの銀河の間の炭素であり、したがって、N（C）は、便利なものではないかもしれませんが、ガスとダストの比率でのガスの好ましい尺度であることを確認します。
火の散逸暗黒物質：I。矮小銀河の構造的および運動学的特性
| Title |
Dissipative_Dark_Matter_on_FIRE:_I._Structural_and_kinematic_properties_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Philip_F._Hopkins,_Lina_Necib,_Fangzhou_Jiang,_Michael_Boylan-Kolchin,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09580 |
散逸性の自己相互作用暗黒物質（dSIDM）を含む銀河の宇宙論的バリオンズームインシミュレーションの最初のセットを提示します。これらのシミュレーションは、FeedbackInRealisticEnvironments（FIRE-2）銀河形成物理学を利用しますが、暗黒物質が標準模型の力に類似した散逸的な自己相互作用を持つことを可能にし、単位質量あたりの自己相互作用断面積$（\sigma/m）$、および無次元の散逸度、$0<f_{\rmdiss}<1$。定数および速度依存の断面積を含むこのパラメータ空間を調査し、$M_{\rmhalo}\simeq10^{10-11}{\rmM}_{を使用した矮小銀河の構造的および運動学的特性に焦点を当てます。\odot}$。シミュレートされた矮星の中心密度プロファイルは、$（\sigma/m）_{\rmeff}\gtrsim0.1\、{\rmcm^{2}\、g^{-1}}$（および$f_{\rmdiss}=0.5$を基準として）。べき乗則は、暗黒物質の「冷却流」から生じる断面に関係なく、低質量の矮星で$\alpha\upperx-1.5$に漸近線を描きます。暗黒物質のみのシミュレーションとの比較を通じて、この体制のプロファイルはバリオンの包含に鈍感であることがわかります。ただし、$（\sigma/m）_{\rmeff}\ll0.1\、{\rmcm^{2}\、g^{-1}}$の場合、バリオン効果は、非に匹敵するコア密度プロファイルを生成できます。-散逸性コールドダークマター（CDM）は実行されますが、半径は小さくなります。$（\sigma/m）\gtrsim10\、{\rmcm^{2}\、g^{-1}}$でシミュレートされた銀河は、ハローの変形を伴う暗黒物質の有意なコヒーレント回転を発達させますが、これは異なります。バリオンのようなdSIDMに起因することが多い、明確に定義された薄い「ダークディスク」。この高断面モデルの密度プロファイルは、ハロー変形の開始を考えると、より低い正規化を示します。調査したdSIDMパラメータの場合、ハローの質量と銀河の恒星の質量はCDMとの明らかな違いを示していませんが、暗黒物質の運動学とハローの濃度/形状は異なる可能性があります。
TMC-1に向けた2番目の5員環である2-シアンシクロペンタジエン、C $ _5 $ H $ _5 $ CNの星間検出
| Title |
Interstellar_Detection_of_2-Cyanocyclopentadiene,_C$_5$H$_5$CN,_a_Second_Five-Membered_Ring_Toward_TMC-1 |
| Authors |
Kin_Long_Kelvin_Lee,_P._Bryan_Changala,_Ryan_A._Loomis,_Andrew_M._Burkhardt,_Ci_Xue,_Martin_A._Cordiner,_Steven_B._Charnley,_Michael_C._McCarthy,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09595 |
グリーンバンク望遠鏡での電波観測を使用して、高密度雲おうし座分子雲-1（TMC-1）の2番目の5員環の証拠が発見されました。このソースに向けてセンチメートル波長で進行中の大規模な高感度スペクトル線調査（GOTHAM）の追加の観測に基づいて、スペクトルスタッキング、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）、および整合フィルタリング技術の組み合わせを使用しました。最近同じ方法で発見された1-シアノシクロペンタジエンの低位異性体である2-シアノシクロペンタジエンを検出します。新しい観測データはまた、より安定した異性体の検出の重要性を大幅に改善し、23〜32GHzの間のいくつかの個別の遷移の証拠をもたらします。MCMC分析により、1-および2-シアノシクロペンタジエンについて、それぞれ$8.3\times10^{11}$および$1.9\times10^{11}$cm$^{-2}$の総カラム密度を導き出します。4.4（6）前者を支持する。導出された存在比は、共通の形成経路を示しています。おそらく、ベンゾニトリルとの類似性によるシクロペンタジエンのシアン化です。
局所宇宙における質量-金属量勾配関係の起源について
| Title |
On_the_origin_of_the_mass-metallicity_gradient_relation_in_the_local_Universe |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Mark_R._Krumholz,_Emily_Wisnioski,_Ayan_Acharyya,_Christoph_Federrath,_and_John_C._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09733 |
よく知られている気相の質量-金属量関係（MZR）に加えて、最近の空間分解観測は、局所銀河も質量-金属量勾配関係（MZGR）に従い、金属量勾配が銀河の質量とともに体系的に変化することを示しています。この作業では、銀河円盤の金属性分布について最近開発された分析モデルを使用します。これには、放射状移流、金属拡散、宇宙論的付加、金属に富む流出など、さまざまな物理プロセスが含まれ、MZRを同時に分析します。およびMZGR。同じ物理的原理が両方の形状を支配していることを示します。中央にピークのある金属生成はより急な勾配を支持し、この急勾配は、低質量銀河の内向き移流と宇宙論によって供給される金属の少ないガスの追加によって希釈されます。巨大な銀河の降着。MZRとMZGRは両方とも銀河の恒星質量$\sim10^{10}-10^{10.5}\、\rm{M_{\odot}}$で曲がり、この特徴が銀河の遷移に対応することを示します移流が支配的な体制から降着が支配的な体制へ。また、MZRとMZGRの両方が、低質量銀河が銀河風に同伴された金属を優先的に失うことを強く示唆していることもわかりました。この銀河流出の金属濃縮は、低質量端でMZRとMZGRの両方を再現するために重要ですが、大規模な銀河の勾配の平坦化は、風の性質に関係なく期待されることを示しています。
高赤方偏移での金属量勾配の設定におけるガス運動学の役割
| Title |
The_role_of_gas_kinematics_in_setting_metallicity_gradients_at_high_redshift |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Emily_Wisnioski,_Mark_R._Krumholz,_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09740 |
この作業では、コンパイルされたデータセットを使用して、イオン化ガスの運動学（回転速度$v_{\phi}$と速度分散$\sigma_g$）の多様性と$0.1\leqz\leq2.5$での気相金属度勾配を調べます。地上ベースの面分光法で分解された74個の銀河の。$\sigma_g$が最も高い銀河と最も低い銀河は、優先的に平坦な金属量勾配を持っているのに対し、$\sigma_g$の中間値を持つ銀河は、金属量勾配に大きなばらつきがあることがわかります。さらに、急な負の勾配は、ほとんど回転が支配的な銀河（$v_{\phi}/\sigma_g>1$）にのみ現れますが、ほとんどの分散が支配的な銀河は平坦な勾配を示します。最近開発された金属量勾配の分析モデルを使用して、これらの観察された傾向の物理的説明を提供します。$\sigma_g$が高い場合、ガスの内側への半径方向の移流が金属の生成を支配し、効率的な金属の混合を引き起こし、平坦な勾配を生じさせます。低い$\sigma_g$の場合、平坦な勾配を生じさせるのは、金属量を希釈する金属の少ないガスの宇宙降着です。最後に、中間の$\sigma_g$が最も急な負の勾配を示す理由は、金属の生成と比較して、内向きの放射状移流と宇宙の付加の両方が弱いため、より急な勾配が作成されるためです。中間の$\sigma_g$でのより大きな散乱は、銀河風での金属の優先的な放出に一部起因している可能性があり、これは生産期間の強度を低下させる可能性があります。私たちの分析は、ガス運動学が高赤方偏移銀河の金属量勾配を設定する上で重要な役割を果たしていることを示しています。
銀河面の背後にあるクエーサーを見つける。 I.転移学習による候補者の選択
| Title |
Finding_Quasars_behind_the_Galactic_Plane._I._Candidate_Selections_with_Transfer_Learning |
| Authors |
Yuming_Fu_(1_and_2),_Xue-Bing_Wu_(1_and_2),_Qian_Yang_(3),_Anthony_G._A._Brown_(4),_Xiaotong_Feng_(1_and_2),_Qinchun_Ma_(1_and_2)_and_Shuyan_Li_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University,_Beijing_100871,_China,_(2)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_Beijing_100871,_China,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Illinois_at_Urbana-Champaign,_Urbana,_IL_61801,_USA,_(4)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Niels_Bohrweg_2,_2333_CA,_Leiden,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09770 |
銀河面（GPQ）の背後にあるクエーサーは、重要な位置天文の基準であり、天の川ガスの有用なプローブです。ただし、銀河面では絶滅が大きく、線源密度が高いため、GPQの検索は困難です。高$b$領域と銀河面から得られた測光データは異なる確率分布に従うため、高銀河緯度（高$b$）データを使用して開発されたクエーサーの既存の選択方法を銀河面に直接適用することはできません。クエーサー候補の選択に関するこのデータセットシフトの問題を軽減するために、データレベルとアルゴリズムレベルの両方でTransferLearningFrameworkを採用しています。データレベルでは、データセットシフトがモデル化されたトレーニングセットを作成するために、SDSSソースと銀河ダストマップに基づいて銀河面の背後にあるクエーサーと銀河を合成します。アルゴリズムレベルでは、クラスの不均衡の影響を減らすために、星、銀河、クエーサーの3クラス分類問題を2つの二項分類タスクに変換します。Pan-STARRS1（PS1）とAllWISE測光にXGBoostアルゴリズムを適用して分類し、ガイア固有運動をさらにカットして恒星の汚染物質を除去します。PS1-AllWISEフットプリントの$|b|\leq20^{\circ}$にある160,946のソースを使用して、信頼性の高いGPQ候補カタログを取得します。XGBoost回帰アルゴリズムで達成されたGPQ候補の測光赤方偏移は、私たちの選択方法が広い赤方偏移範囲（$0<z\lesssim5$）のクエーサーを識別できることを示しています。この研究は、クエーサーの体系的な検索を密集した恒星のフィールドに拡張し、ビッグデータ時代の複雑な条件下でのデータマイニングを改善するために天文学の知識を使用することの実現可能性を示しています。
銀河中心に向かう惑星状星雲の狩猟
ジェミニ北でGNIRSを使用して、銀河中心（GC）に向かって近い視線で2つの惑星状星雲（PN）候補の近赤外線（IR）スペクトルを提示します。電波連続体と狭帯域IR観測からの高解像度画像は、これらの物体のリング状の形態を明らかにし、スピッツァー宇宙望遠鏡からのそれらの中IRスペクトルは、[SIV]、[Ne]などの高度に励起された種からの豊富な輝線を示します。III]、[NeV]、および[OIV]。また、Cloudy合成モデルを使用して元素の存在量を導き出し、両方のターゲットで過剰量のsプロセス元素クリプトンを見つけます。これはPNeとしての性質をサポートしています。近赤外水素再結合線を使用して各オブジェクトに対する前景の消滅を推定し、有意な視覚的消滅（$A_V>20$）を見つけます。他のPNeのサイズと表面輝度の関係から推測される距離は、SSTGC580183とSSTGC588220でそれぞれ$9.0\pm1.6$kpcと$7.6\pm1.6$kpcです。これらの観測された特性は、豊富なパターンとSgrA$^*$（投影距離$<20$pc）に近接しているため、これらの天体が核恒星円盤で最初に確認されたPNe天体である可能性が高くなります。そのような天体の見かけの希少性は、古い恒星系での非常に低いPN形成率に似ていますが、中央分子ゾーンでの持続的な星形成活動の現在の率と一致しています。
拡散星間雲におけるCOの起源のプローブとしてのCO +
拡散星間物質の化学的性質は、宇宙線、紫外線（UV）放射、および乱流の複合的な影響によって駆動されます。以前は光解離領域（PDR）の外縁で検出され、C+とOHの反応から形成された、CO+は、熱、宇宙線、およびUV駆動化学におけるHCO+およびCOの主要な化学前駆体です。私たちの目的は、熱宇宙線とUV駆動化学が、CO+の中間形成を通じて拡散星間分子ガスでCOを生成しているかどうかをテストすることでした。銀河系が知られている2つのクエーサーに向けてAtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）でCO+吸収を検索しました。拡散星間ガス、J1717-3342およびJ1744-3116からの前景吸収。236GHz付近のJ=2-1遷移の2つの最強の超微細成分を対象としています。CO+は検出できませんでしたが、両方のターゲットに対して敏感な上限が得られました。CO+カラム密度の導出された上限は、HCO+カラム密度の約4％に相当します。H2に対するCO+存在量の対応する上限は、<1.2x10^{-10}です。CO$^+$が検出されないことから、HCO+は主に超熱プロセスによって誘発される酸素と水素化炭素CH2+またはCH3+の反応で生成され、CO+およびHOC+はC+とOHおよびH2Oの反応で生成されることが確認されます。低吸光度でCO分子を形成するために必要な密度は、このスキームと一致しています。
さまざまな小粒類似体上の氷の実験室ベースの付着係数
| Title |
Laboratory-based_sticking_coefficients_for_ices_on_a_variety_of_small_grains_analogs |
| Authors |
Carine_Laffon,_Daniel_Ferry,_Olivier_Grauby,_Philippe_Parent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09862 |
ガス粒子化学によって生成された氷とガスの存在量と分配は、粒子への吸着と脱着によって支配されます。天体物理学的観測の理解は、ダスト粒子類似体の吸着および脱着速度の実験室測定に依存しています。平らな表面では、ガス吸着確率（または付着係数）はほとんどのガスで1に近いことがわかっています。ここでは、裸または氷で覆われたサブマイクロメートルサイズの炭素とかんらん石の粒子など、宇宙塵に似た基板へのH2OとCO2の付着係数の大幅な減少を報告します。この効果は、粒子の局所的な曲率に起因し、さらに進化した媒体（星周円盤など）のふわふわした塵や多孔質の塵など、凝集した小さな粒子でできた大きな粒子にまで及びます。主な天体物理学的な意味は、それに応じてガスの蓄積率が低下し、宇宙の氷の成長が遅くなることです。さらに、凍結温度で穀物に吸着されない揮発性種は気相に関係し、ガスと氷の分配に影響を与えます。また、H2Oの熱脱離は粒子サイズによって変化しないため、雪線の温度はダストサイズの分布に依存しないはずであることがわかりました。
xCOLDGASSとxGASS：星形成主系列星の放射状金属量勾配とグローバルプロパティ
| Title |
xCOLDGASS_and_xGASS:_Radial_metallicity_gradients_and_global_properties_on_the_star-forming_main_sequence |
| Authors |
K._A._Lutz,_A._Saintonge,_B._Catinella,_L._Cortese,_F._Eisenhauer,_C._Kramer,_S._M._Moran,_L._J._Tacconi,_B._Vollmer_and_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09909 |
環境。xGASSおよびxCOLDGASS調査では、近くの銀河の大規模で代表的なサンプルの原子（HI）および分子ガス（H2）の含有量を測定しました（赤方偏移範囲0.01$\lt$z$\lt$0.05）。目的。xGASSおよびxCOLDGASS銀河のサブセットの光学ロングスリットスペクトルを提示して、放射状金属量プロファイルと低温ガス含有量との相関関係を調査します。モランらからのデータに加えて。（2012）、この論文は、9.0$\leq$logMstar/Msun$\leq$10.0の恒星質量範囲にある27個の銀河の新しい光学スペクトルを示しています。メソッド。ロングスリットスペクトルは銀河の主軸に沿って取得されたため、気相の酸素存在量（12+log（O/H））の放射状プロファイルを取得できます。これらの放射状プロファイルへの線形フィットの勾配は、金属量勾配として定義されます。これらの勾配と、星形成活動やガス含有量などの全球銀河特性との相関関係を調査しました。さらに、局所的な金属量測定値と全体的なHI質量分率の相関関係を調べました。結果。2つの主な結果が得られました。（i）局所的な金属量は全体的なHI質量分率と相関しており、これは以前の結果とよく一致しています。単純なおもちゃのモデルは、この相関関係が「ローカルガスレギュレーターモデル」を指していることを示唆しています。（ii）金属量勾配の主な要因は、（形態の代用としての）恒星の質量面密度であるように思われます。結論。この研究は、金属量勾配と気相酸素存在量の局所測定によって考慮された、星形成銀河の化学進化に対する低温ガスの影響に関する数少ない体系的な観測研究の1つで構成されています。我々の結果は、局所密度と局所HI質量分率が化学進化と気相金属量の推進力であることを示唆している。
宇宙論的距離でのDLAのHIスピン温度の統計的測定
宇宙の星形成率（SFR）と分子量密度の進化は、冷中性媒体（CNM）の水素原子（HI）の割合の同様に強い進化と一致すると予想されます。21cmの吸収体をオーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）に介在させる最近の試運転調査の結果を使用して、$N_\mathrm{HI}$加重調和平均スピン温度（$T_\）のベイズ統計モデルを構築します。$z=0.37$と1.0の間の赤方偏移でのmathrm{s}$）。$T_\mathrm{s}\leq274$Kが95％の確率であることがわかります。これは、これらの赤方偏移では、同等のDLAカラム密度の銀河の典型的なHIガスが、天の川星間物質$（T_\mathrm{s、MW}\sim300$K）。この結果は、$z\sim2$のSFRのピークに向かって分子ガスを反映する進化するCNMフラクションと一致しています。現在のSKAパスファインダー望遠鏡を使用したHI21cm吸収の将来の調査では、ここに示されているよりも1桁大きいCNM部分に制約を与えることができると期待しています。
「NGC4214銀河の電波連続スペクトルデータによる全滅する暗黒物質の質量の抑制」へのコメント
| Title |
Comment_on_"Constraining_the_annihilating_dark_matter_mass_by_the_radio_continuum_spectral_data_of_NGC4214_galaxy" |
| Authors |
Volker_Heesen_and_Marcus_Br\"uggen_(University_of_Hamburg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10011 |
最近の論文で、チャンとリーは興味深い可能性について論じています。矮小不規則銀河からの電波連続放射を使用して、暗黒物質を消滅させる断面積の上限を制限することができます。彼らは、非熱および熱放射からの寄与は、消滅断面積に新しい上限を設定できるほどの精度で推定できると主張しています。提示された観測は完全に標準スペクトルで説明でき、暗黒物質からの寄与はないと主張します。その結果、チャンとリーの推定上限は少なくとも100倍低すぎます。
二価PAHの赤外作用分光法と芳香族赤外バンドへのそれらの寄与
| Title |
Infrared_action_spectroscopy_of_doubly_charged_PAHs_and_their_contribution_to_the_aromatic_infrared_bands |
| Authors |
Shreyak_Banhatti,_Julianna_Palot\'as,_Pavol_Jusko,_Britta_Redlich,_Jos_Oomens,_Stephan_Schlemmer_and_Sandra_Br\"unken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10023 |
いわゆる芳香族赤外線バンドは、多環芳香族炭化水素の放出に起因します。空間内のさまざまな領域に向かって観察された変動は、さまざまなクラスのPAH分子の寄与によって、つまり、サイズ、構造、および電荷状態に関して引き起こされると考えられています。これらのクラスのメンバーの実験室スペクトルは、それらを観察結果と比較し、これらの種の量子化学的に計算されたスペクトルをベンチマークするために必要です。この論文では、振動指紋領域500-における3つの異なるPAHジカチオン、ナフタレン$^{2+}$、アントラセン$^{2+}$、およびフェナントレン$^{2+}$の実験的赤外スペクトルを示します。1700〜cm$^{-1}$。ジカチオンは、70eVの電子による蒸気の電子衝撃イオン化によって生成され、解離とクーロン爆発に対して安定したままでした。振動スペクトルは、22極極低温イオントラップセットアップでネオンと複合体を形成したPAH$^{2+}$を、自由電子レーザーforInfraredeXperiments（FELIX）で自由電子赤外線レーザーに結合してIR事前解離することによって得られました。実験室。3つの分子の1価状態と2価状態の両方について、非調和密度汎関数理論計算を実行しました。実験的なバンド位置は、3つの二重荷電種すべてについて一重項電子基底状態の計算されたバンド位置と優れた一致を示し、三重項状態よりも高い安定性を示しています。記録されたスペクトル、特に中赤外スペクトルの10〜15〜$\mu$m領域にいくつかの強い組み合わせバンドと追加の弱い特徴が存在するため、非調和計算を行って、さまざまな充電状態。これらの測定は、理論計算と並行して、この特定のクラスの二重に帯電したPAHをAIBのキャリアとして特定するのに役立ちます。
回転しない中性子星に埋め込まれた回転しないブラックホールに焦点を当てて、中心に小さな、おそらく原始的なブラックホールを宿す中性子星からなるシステムを再考します。以前の処理を拡張して、ブラックホールへの中性子星物質の経年降着率を説明する分析処理を提供し、他の場所で提示した硬い状態方程式に相対論的ボンディ降着形式を採用します。これらの降着率を使用して、中性子星が完全に消費されるまでのシステムの進化を分析的にスケッチします。また、最大のブラックホール質量の崩壊による進化全体のシミュレーションを含め、中性子星の質量よりも最大9桁小さい質量を持つブラックホールの完全な一般相対性理論で数値シミュレーションを実行します。ブラックホールパンクチャ法を一般化して物質の存在を可能にすることにより、これらのシミュレーションの相対論的初期データを構築し、この問題に存在する非常に異なる長さスケールを解決するように最適に設計されたコードでこれらのデータを進化させます。解析結果と数値結果を比較し、そのような内部寄生ブラックホールを宿す中性子星の寿命の表現を提供します。
私たちの間の詐欺師II：AT 2016jbuの前駆体、環境、およびモデリング
| Title |
An_impostor_among_us_II:_Progenitor,_environment,_and_modelling_of_AT_2016jbu |
| Authors |
S._J._Brennan,_M._Fraser,_J._Johansson,_A._Pastorello,_R._Kotak,_H._F._Stevance,_T._-W._Chen,_J._J._Eldridge,_S._Bose,_P._J._Brown,_E._Callis,_R._Cartier,_M._Dennefeld,_Subo_Dong,_P._Duffy,_N._Elias-Rosa,_G._Hosseinzadeh,_E._Hsiao,_H._Kuncarayakti,_A._Martin-Carrillo,_B._Monard,_G._Pignata,_D._Sand,_B._J._Shappee,_S._J._Smartt,_B._E._Tucker,_L._Wyrzykowski,_H._Abbot,_S._Benetti,_S._Blondin,_Ping_Chen,_J._Bento,_A._Delgado,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_L._Hanlon,_D._L._Harrison,_D._Hiramatsu,_S._T._Hodgkin,_T._W._-S._Holoien,_D._A._Howell,_C._Inserra,_E._Kankare,_S._Kozlowski,_K._Maguire,_T._E._M\"uller-Bravo,_C._McCully,_P._Meintjes,_N._Morrell,_M._Nicholl,_D._O'Neill,_P._Pietrukowicz,_R._Poleski,_J._L._Prieto,_A._Rau,_D._E._Reichart,_T._Schweyer,_M._Shahbandeh,_J._Skowron,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09576 |
特異な相互作用する一時的なAT2016jbuに関する2つの論文の2番目では、このイベントの性質を解明するのに役立つ、ボロメータ光度曲線、前駆体候補の識別と分析、および予備モデリングを紹介します。静止状態にあるAT2016jbuの前駆体候補を特定し、それがほこりっぽい星周殻に囲まれた$\sim$20M$_{\odot}$黄色極超巨星と一致していることを発見しました。前駆体の有意な測光変動の証拠と、既存の星周物質と一致する強いH$\alpha$放射が見られます。AT2016jbuを取り巻く分解された星の種族の年齢、およびこの領域の面分光器の単位スペクトルは、16Myrを超える前駆体の年齢をサポートします。これも、前駆体の質量$\sim$20M$_{\odot}$と一致します。。AT2016jbuの速度進化と、ボロメータ光度曲線から推定された光球半径の共同分析を通じて、過渡現象が2つの連続した爆発または爆発と一致していることがわかります。最初の爆発は速度650km$s^{-1}$で物質の殻を放出し、2番目のよりエネルギッシュなイベントは4500km$s^{-1}$で物質を放出しました。後者が前駆体のコア崩壊であるかどうかは、必要な噴出物の質量が比較的小さいため（M$_{\odot}$の10分の数）、不確かなままです。また、放出される$^{56}$Niの質量<0.016M$_{\odot}$に制限的な上限を設定します。BPASSコードを使用して、考えられるさまざまな前駆体システムを調査し、これらの大部分がバイナリにあり、爆発の直前に物質移動または共通外層の進化が起こっているものがあることを発見しました。最後に、SNECコードを使用して、これらのシステムのいくつかの低エネルギー爆発と十分なCSMが、AT2016jbuの光度曲線の全体的な形態を再現できることを示します。
超新星1987A：バイナリマージャー前駆体に基づく爆発モデルの3Dミキシングと光度曲線
| Title |
Supernova_1987A:_3D_Mixing_and_light_curves_for_explosion_models_based_on_binary-merger_progenitors |
| Authors |
V._P._Utrobin_(1,2,3),_A._Wongwathanarat_(1),_H.-Th._Janka_(1),_E._Mueller_(1),_T._Ertl_(1),_A._Menon_(4),_A._Heger_(5,6,7,8)_((1)_MPA,_Garching,_(2)_ITEP,_Moscow,_(3)_Institute_of_Astronomy,_Moscow,_(4)_University_of_Amsterdam,_(5)_Monash_University,_Australia,_(6)_OZGRAV,_Melbourne,_(7)_ASTRO-3D,_Melbourne,_(8)_Michigan_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09686 |
青色超巨星サンデュリーク-69202の特性に近い、超新星1987A（SN1987A）の6つのバイナリマージャー前駆体が、ニュートリノ加熱によって3次元（3D）で爆発し、光度曲線の計算が球形で実行されます。対称性、ショックブレイクアウトのずっと後に始まります。私たちの結果は、単一星の前駆体を使用した以前の研究の基本的な発見を裏付けています。（1）SN1987Aのようなエネルギーによる3Dニュートリノ駆動爆発は、光度曲線の放射性テールと一致する量のNi-56を合成します。（2）流体力学モデルは、SN1987Aのスペクトル観測で必要とされるように、水素を40km/s未満の最小速度まで内側に混合します。（3）与えられた爆発エネルギーに対して、外向き放射性Ni-56混合の効率は、主に（C+O）/HeおよびHe/H組成界面でのレイリー・テイラー不安定性の高い成長因子と高速プルームの弱い相互作用に依存します。He/Hインターフェースの下で逆衝撃が発生します。すべてのバイナリマージャーモデルは、サンデュリーク-69202の測光半径と一致する超新星前半径と、最初の約7日間に観測された初期光度ピークを再現できる外層の構造を備えています。ヘリウムシェルに約0.5Msunの水素を混合し、放出されたNi-56の大部分で観察された最大速度が3000km/sを超えるNi-56の強い外向き混合を示すモデルの光度曲線の形状は、非常によく一致しています。SN1987A光度曲線のドーム付き。シングルスターおよびバイナリマージャー前駆体の3Dニュートリノ駆動爆発に基づくSN1987Aの光度曲線モデルの比較分析は、1つの例外を除いて1つのバイナリモデルのみがすべての観測制約に一致することを示しています。
ブレーザーS51803 +784の多波長フレア観測
| Title |
Multi-wavelength_flare_observations_of_the_blazar_S5_1803+784 |
| Authors |
R._Nesci,_S._Cutini,_C._Stanghellini,_F._Martinelli,_A._Maselli,_V.M._Lipunov,_V._Kornilov,_R.R._Lopez,_A._Siviero,_M._Giroletti,_and_M._Orienti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09779 |
2008年8月の{\itFermi}大面積望遠鏡（LAT）ミッションの開始から2018年12月までの、ブレーザーS51803+784の電波、光学、および$\gamma$線の光度曲線が示されています。この作業の目的は、さらなる理論的研究に役立つさまざまな波長間の相関関係を探すことです。{\itFermi}LATによって収集されたこのソースのすべてのデータを、近くのソースの存在を考慮して分析し、独自の観測と公開アーカイブデータから光学データを収集して、最も完全な光学データと$\gamma$を構築しました。-光線光度曲線が可能です。いくつかの$\gamma$線フレア（$\mathrm{F>2.3〜10^{-7}ph（E>0.1GeV）〜cm^{-2}〜s^{-1}}$）、光学的カバレッジ対応する光学的増強を伴う1つを除くすべてが検出された。また、$\gamma$線に対応するものがない2つの光学フレアも見つかりました。2015年の強いフレアの間に2つの{\itSwift}ターゲットオブオポチュニティ観測を取得しました。2016年から2020年の提案を通じてVLBAとEVNで実行された無線観測を分析して、主要なフレア後の形態変化を検索しました。フレアピークでの光学/$\ガンマ$線束比はフレアごとに異なります。フレア中に非常に小さな光学V-I色の変化が検出されました。X線スペクトルは、光子スペクトルインデックス$\alpha$=1.5のべき乗則によく適合し、フラックスレベルとはほとんど無関係でした。光学または$\gamma$線の放出との明確な相関関係は見つかりませんでした。$\gamma$線のスペクトル形状は、平均光子指数$\alpha$=2.2のべき乗則によく適合しました。これらの発見は、光放出領域とほぼ共空間的な、光源の高エネルギー放出の逆コンプトン起源を支持します。無線マップは、コアから発生して外側に移動する2つの新しいコンポーネントを示し、放出エポックは2つの最大の$\gamma$線フレアの日付と互換性があります。
TiAu TES 32 $ \ times $ 32ピクセルアレイ：さまざまなX線エネルギーでの均一性、熱クロストーク、およびパフォーマンス
| Title |
TiAu_TES_32$\times$32_pixel_array:_uniformity,_thermal_crosstalk_and_performance_at_different_X-ray_energies |
| Authors |
E._Taralli,_M._D'Andrea,_L._Gottardi,_K._Nagayoshi,_M._Ridder,_S._Visser,_M._de_Wit,_D._Vaccaro,_H._Akamatsu,_K._Ravensberg,_R._Hoogeveen,_M._Bruijn_and_J.R._Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09814 |
超伝導転移端センサー（TES）の大判アレイは、次世代のX線宇宙観測所にとって非常に重要です。このようなアレイは、軟X線エネルギー範囲で$\mathrm{\Delta}E<$3eV半値全幅（FWHM）のエネルギー分解能を達成するために必要です。現在、ESAが主導し、2031年に打ち上げられると予測されている、ATHENA宇宙望遠鏡に搭載されたX-IFU機器のバックアップオプションとして、X線マイクロカロリメータアレイを開発しています。この寄稿では、（長さ$\times$width）140$\times$30$\mu$m$^2$TiAuTESを備えた均一な32$\times$32ピクセル配列。\textcolor{black}{a2.3$\mu$m}X線フォトン用の厚いAu吸収体。ピクセルの標準的な垂直抵抗は$R_\mathrm{n}$=121m$\Omega$で、臨界温度は$T_\mathrm{c}\sim$90mKです。アレイの均一性を示すために、アレイの60ピクセルで広範な測定を実行しました。5.9keVで2.4〜2.6eV（FWHM）のエネルギー分解能が得られ、1〜5MHzの範囲のACバイアス周波数でシングルピクセルモードで測定されました。周波数ドメイン多重化（FDM）読み出しシステムは、SRON/VTT。また、1.45keVから8.9keVまでの変調された外部X線源によって生成されたさまざまな光子エネルギーを使用したX線での検出器のエネルギー分解能を示します。機器のエネルギー分解能バジェット要件に対する熱クロストークの影響を評価するために、複数のピクセルにわたる多重化読み出しも実行されました。この値により、クロストーク信号の振幅とX線パルスの比率を考慮すると、最初のネイバーの要件は1$\times$10$^{-3}$未満になります（たとえば、5.9keV）
ベイジアン畳み込みニューラルネットワークを使用した一時的に最適化された実偽分類-GOTO候補ストリームのふるい分け
| Title |
Transient-optimised_real-bogus_classification_with_Bayesian_Convolutional_Neural_Networks_--_sifting_the_GOTO_candidate_stream |
| Authors |
T._L._Killestein,_J._Lyman,_D._Steeghs,_K._Ackley,_M._J._Dyer,_K._Ulaczyk,_R._Cutter,_Y.-L._Mong,_D._K._Galloway,_V._Dhillon,_P._O'Brien,_G._Ramsay,_S._Poshyachinda,_R._Kotak,_R._P._Breton,_L._K._Nuttall,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Aukkaravittayapun,_S._Awiphan,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkil\"a,_P._Irawati,_M._R._Kennedy,_A._Levan,_S._Littlefair,_L._Makrygianni,_D._Mata_S\'anchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_J._Mullaney,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._Stanway,_R._Starling,_P._A._Str{\o}m,_S._Tooke,_K._Wiersema,_S._C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09892 |
大規模な空の調査は、天体物理学の過渡現象の理解において変革的な役割を果たしました。これは、生成された大量の受信データを正確にふるいにかけるための、ますます強力な機械学習ベースのフィルタリングによってのみ可能になりました。この論文では、ベイズ畳み込みニューラルネットワークに基づく新しい実偽分類器を提示します。これは、差分イメージングにおける過渡候補の微妙な不確実性を意識した分類を提供し、GOTO広視野光学調査からのデータストリームへの適用を示します。候補者には、十分に調整された本物の確率が割り当てられるだけでなく、人間の審査努力に優先順位を付け、アクティブラーニングを介して将来のモデルの最適化を通知するために使用できる関連する信頼度も割り当てられます。このアーキテクチャの可能性を完全に実現するために、人間によるラベル付けを必要としない完全自動化されたトレーニングセット生成方法を紹介します。これには、かすかなおよび核の一時的なソースの回復を大幅に改善する新しいデータ駆動型の拡張方法が組み込まれています。完全に人間がラベル付けしたデータセットでトレーニングされた分類器と比較して、競争力のある分類精度（FPRとFNRの両方が1％未満）を達成しますが、構築は大幅に高速で労働集約的ではありません。このデータ駆動型アプローチは、次世代の一時的な調査の今後の課題とデータのニーズに合わせて独自に拡張可能です。データ生成とモデルトレーニングコードをコミュニティで利用できるようにします。
レーザーガイド星施設の物理光学定理によるレーザー発射望遠鏡の光学設計
| Title |
Optical_design_of_the_laser_launch_telescope_via_physical_optics_theorem_for_Laser_Guide_Star_Facility |
| Authors |
Yan_Mo,_ZhengBo_Zhu,_Zichao_Fan,_Donglin_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09922 |
大型地上望遠鏡の補償光学システムの最も重要な部分であるレーザーガイド星施設（LGSF）は、ナトリウム層に複数のレーザーガイド星を生成することを目的としています。レーザー発射望遠鏡は、LGSFシステムで小さなビームサイズでガウスビームをナトリウム層に投影することによってこの要件を実装するために採用されています。レーザーの長距離伝送の回折および干渉効果として、幾何光学メカニズムに基づく従来の光学設計では、期待されるレーザー伝搬を達成できません。本論文では、物理光学定理に基づいてレーザー発射望遠鏡の光学システムを設計し、大気中のナトリウム層に許容可能な光スポットを生成する方法を提案します。さらに、物理光学伝搬に基づく公差解析方法も、システムの計装性能を最適化するために必要であることが実証されています。数値結果は、物理光学伝搬を考慮した光学設計は非常にやりがいがあり、特にレーザービーム伝搬システムの場合、多くの場合に必要とさえなることを示しています。
軸外スリーミラーアナスチグマートシステムのスキャンに基づくハイスループット望遠鏡の設計
| Title |
Design_of_a_high_throughput_telescope_based_on_scanning_off-axis_Three-Mirror_Anastigmat_system |
| Authors |
Huiru_Ji,_Zhengbo_Zhu,_Hao_Tan,_Yuefan_Shan,_Wei_Tan,_Donglin_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09930 |
ハイスループット光学システムは、広い視野（FOV）と高解像度の両方の機能を備えていると定義されています。しかし、このような望遠鏡を2つの相反する仕様で同時に設計することは困難に満ちています。本論文では、走査機構を導入することにより、古典的な軸外スリーミラーアナスチグマート（TMA）構成に基づく高スループット望遠鏡を設計する方法を提案する。特性光線追跡により、一次収差のないTMAシステムの最適な初期設計を導き出します。設計プロセス中に、スキャニングミラーを収容するために実際の射出瞳が必要になります。最適化手順中にシステムのFOVを徐々に増加させることにより、最終的にF値が6、FOVが60$^{\circ}$*1.5$^{\circ}$、および876mmの長い焦点距離。さらに、公差分析も実施され、機器の実現可能性を実証します。このような高解像度の大きな長方形FOV望遠鏡は、光学リモートセンシング分野で幅広い将来の用途があると信じています。
白色矮星によって降着した惑星の残骸の水平方向の広がり
| Title |
Horizontal_spreading_of_planetary_debris_accreted_by_white_dwarfs |
| Authors |
Tim_Cunningham,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Evan_B._Bauer,_Odette_Toloza,_Elena_Cukanovaite,_Detlev_Koester,_Jay_Farihi,_Bernd_Freytag,_Boris_T._G\"ansicke,_Hans-G\"unter_Ludwig,_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09564 |
金属で汚染された大気を伴う白色矮星は、進化した惑星系からの岩石の破片の降着との関連で広く研究されてきました。未解決の問題の1つは、降着の形状と、白色矮星の表面層に物質がどのように到着して混合するかです。3D放射流体力学コードCO$^5$BOLDを使用して、表面平面を横切るパッシブスカラーの移流拡散を表す縮退した星の大気における最初の輸送係数を示します。新しく導出された水平拡散係数を以前に公開された垂直拡散係数と組み合わせて、白色矮星における金属の表面拡散に対する理論的制約を提供します。私たちの3Dシミュレーションのグリッドは、有効温度範囲6000〜18000Kの純粋な水素大気と、12000〜34000Kの範囲の純粋なヘリウム大気で、対流白色矮星のパラメータ空間の大部分をプローブします。水素に富む大気（DA;$\gtrsim$13000K）とヘリウムに富む大気（DB、DBA;$\gtrsim$30000K）は、付着の時間依存性に関係なく、付着した金属を表面全体に効率的に広げることができません。この結果は、塵円盤のある白色矮星での表面存在量の変動が現在検出されていないことと矛盾している可能性があります。より低温の水素およびヘリウムに富む大気の場合、垂直拡散タイムスケール内で表面全体に金属がほぼ均一に分布すると予測します。これは通常、ディスクの寿命の見積もりの0.1％未満です。この量は、オーバーシュートの結果を使用してこのホワイトペーパーで再検討されています。これらの結果は、進化した惑星系のバルク組成と降着円盤物理学のモデルの研究に関連しています。
私たちの間の詐欺師I：AT2016jbuの測光および分光学的進化
| Title |
An_impostor_among_us_I:_Photometric_and_spectroscopic_evolution_of_AT_2016jbu |
| Authors |
S._J._Brennan,_M._Fraser,_J._Johansson,_A._Pastorello,_R._Kotak,_H._F._Stevance,_T._-W._Chen,_J._J._Eldridge,_S._Bose,_P._J._Brown,_E._Callis,_R._Cartier,_M._Dennefeld,_Subo_Dong,_P._Duffy,_N._Elias-Rosa,_G._Hosseinzadeh,_E._Hsiao,_H._Kuncarayakti,_A._Martin-Carrillo,_B._Monard,_A._Nyholm,_G._Pignata,_D._Sand,_B._J._Shappee,_S._J._Smartt,_B._E._Tucker,_L._Wyrzykowski,_H._Abbot,_S._Benetti,_S._Blondin,_Ping_Chen,_J._Bento,_A._Delgado,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_L._Hanlon,_D._L._Harrison,_D._Hiramatsu,_S._T._Hodgkin,_T._W._-S._Holoien,_D._A._Howell,_C._Inserra,_E._Kankare,_S._Kozlowski,_K._Maguire,_T._E._M\"uller-Bravo,_C._McCully,_P._Meintjes,_N._Morrell,_M._Nicholl,_D._O'Neill,_P._Pietrukowicz,_R._Poleski,_J._L._Prieto,_A._Rau,_D._E._Reichart,_T._Schweyer,_M._Shahbandeh,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09572 |
相互作用するトランジェントであるAT2016jbuの包括的な多波長観測を紹介します。高いケイデンスの測光範囲は、AT2016jbuが有意な測光変動を受け、その後に2つの発光イベントが発生し、後者が絶対等級M$_V\sim$-18.5等に達したことを示しています。これは、その性質がまだ議論されている一時的なSN2009ipに似ています。スペクトルは狭い輝線によって支配され、2番目のイベントのピーク時に青い連続体を示します。AT2016jbuは、複雑で不均一な星周円盤（CSM）の特徴を示しています。ゆっくりと進化する非対称水素線プロファイルが見られ、速度は500km$s^{-1}$で、ゆっくりと移動するCSMからの狭い放出フィーチャで見られ、最大10,000km$s^{-1}$で広い吸収で見られます。いくつかの高速材料から。同様の速度は、他のSN2009ipのようなトランジェントでも見られます。後期スペクトル（$\sim$+1年）は、星雲相のコア崩壊超新星から予想される禁制輝線の欠如を示しており、H、HeI、CaIIからの強い輝線が支配的です。強い非対称発光の特徴、でこぼこの光度曲線、および絶えず進化するスペクトルは、遅い時間のCSM相互作用が星雲の特徴の出現を阻害していることを示唆しています。SN2009ipのようなトランジェント間でH$\alpha$の進化を比較し、方位角効果の可能な証拠を見つけます。AT2016jbuの光度曲線の進化は、他のSN2009ipのようなトランジェントと類似しているが、同一ではない星周環境を示唆しています。ペーパーIIでは、AT2016jbuおよびSN2009ipのようなトランジェントの説明を続け、ここに示すデータを使用して、ローカル環境、前駆体、およびトランジェント自体のモデリングに焦点を当てます。
非常に若いプロトのALMA$^{12}$CO（2-1）、$^{13}$CO（2-1）、C$^{18}$O（2-1）分子線観測を提示します-褐色矮星システム、ISO-OPH200。褐色矮星形成のコア崩壊シミュレーションを使用して、このシステムの複雑な内部構造の物理的+化学的モデリングを実施しました。$\sim$6000年の年齢のモデルは、観測された運動学、スペクトルにうまく適合し、モーメントマップに見られる複雑な構造を再現することができます。モデリングの結果は、$^{12}$CO放出が拡張（$\sim$1000au）分子流出と明るいショックノットをトレースしていることを示しています。$^{13}$COは外側（$\sim$1000au）をトレースしています。Envelope/pseudo-disc、およびC$^{18}$Oは内部（$\sim$500au）疑似ディスクをトレースしています。873$\mu$m画像で測定された$\sim$8.6auのソースサイズは、モデルによって予測された内側のケプラーディスクサイズに匹敵します。ISO-OPH200の3Dモデル構造は、このシステムが広い流出キャビティを通して部分的に見られ、流出の直接ビューとエンベロープ/疑似ディスクの部分ビューをもたらすことを示唆しています。ISO-OPH200は、異常な向きのためにクラスフラットオブジェクトとして誤って分類されていると主張しました。このシステムのさまざまな特徴、特に、若い$\sim$616年の流出動的年齢と高い流出率（$\sim$1$\times$10$^{-7}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）、10$\mu$mの中赤外スペクトルでのケイ酸塩吸収、エンベロープ/ディスク内の元のISMのようなダスト、拡張エンベロープと流出の同等のサイズは、ISO-OPH200が非常に低質量のコアの重力崩壊を介して星のようなメカニズムで形成された初期のクラス0段階のシステム。
低$ \ beta $運動乱流における確率的加熱とその位相空間シグネチャについて
| Title |
On_stochastic_heating_and_its_phase-space_signatures_in_low-$\beta$_kinetic_turbulence |
| Authors |
Silvio_Sergio_Cerri,_Lev_Arzamasskiy,_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09654 |
イオンの確率的加熱の理論を再検討し、太陽風の低$\beta$部分に関連する動的乱流におけるその位相空間シグネチャを調査します。処理では、フルスケールに依存するアプローチを維持し、電場の変動が、ホールおよび熱電効果を含む一般化されたオームの法則によって記述できる場合を検討します。これらの2つの電界項は、イオンラーモアスケールがイオン表皮深さよりもはるかに小さい場合に、確率論的イオン加熱への主要な寄与を提供します。$\rho_{\mathrm{i}}\lld_{\mathrm{i}}$、これは$\beta{\ll}1$の場合です。Alfv\'en-waveおよびkinetic-Alfv\'en-wave乱流変動のよく知られたスペクトルスケーリング則を使用して、これら2つの確率的加熱に関連するフィールド垂直粒子エネルギー化率とエネルギー拡散係数を特徴付けるスケーリング関係を取得します。政権。次に、イオン加熱の位相空間シグネチャが、低$\beta$で連続的に駆動されるAlfv\'enic乱流の3Dハイブリッドキネティックシミュレーションを使用して調査されます。これらのシミュレーションでは、磁場に平行なイオンのエネルギー供給は、その垂直な対応物（$Q_{\parallel、\mathrm{i}}\llQ_{\perp、\mathrm{i}}$）と比較してサブドミナントです。イオン加熱に入る乱流エネルギーの割合は、$\beta_{\mathrm{i}}=0.3$で${\upperx}75$\％、$\beta_{で${\upperx}40$\％です。\mathrm{i}}{\simeq}0.1$。イオン励起の位相空間シグネチャは、ランダウ共鳴無衝突減衰およびイオンサイクロトロンと確率的加熱の（$\beta$依存）組み合わせと一致しています。私たちは、私たちの理論と、加熱の確率的部分に関連するさまざまな特徴との間の良好な一致を示しています。間欠性が確率的加熱に及ぼす影響と、太陽風宇宙船データにおける確率的加熱の解釈に対する私たちの作業の影響について説明します。
HO Puppis：Be Starではなく、新しく確認されたIW And-Type Star
| Title |
HO_Puppis:_Not_a_Be_Star_but_a_Newly_Confirmed_IW_And-Type_Star |
| Authors |
Chien-De_Lee,_Jia-Yu_Ou,_Po-Chieh_Yu,_Chow-Choong_Ngeow,_Po-Chieh_Huang,_Wing-Huen_Ip,_Franz-Josef_Hambsch,_Hyun-il_Sung,_Jan_van_Roestel,_Richard_Dekany,_Andrew_J._Drake,_Matthew_J._Graham,_Dmitry_A._Duev,_Stephen_Kaye,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Przemek_Mroz,_James_D._Neill,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme_and_Richard_Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09748 |
HOPuppis（HOPup）は、ガンマカシオペア座型の光度曲線に基づいてBe-star候補と見なされましたが、分光学的確認が不足していました。GaiaDataRelease2から測定された距離と、ブロードバンド測光に適合したスペクトルエネルギー分布（SED）を使用すると、HOPupのBe-starの性質が除外されます。さらに、さまざまな時間領域調査と専用の集中監視観測から収集された28,700の測光データポイントに基づいて、HOPupの光度曲線はIWAndタイプの星に非常に似ており（Kimuraetal。2020aで指摘されているように）、特徴を示しています。準停止段階、増光、ディップなど。HOPupの光度曲線は、23〜61日の範囲の増光サイクル、準停止フェーズ中の3。9日〜50分の期間の変動、およびディップの半定期的な約14日の期間を含む、さまざまな変動タイムスケールを表示します。イベント。また、時系列スペクトル（さまざまなスペクトル分解能）を収集しました。このスペクトルでは、バルマー輝線およびIWAndタイプの星のその他の予想されるスペクトル線が検出されました（これらの線の一部はBe星にも存在すると予想されていましたが））。増光期付近でボーエン蛍光を検出し、IWAnd型星とBe星を区別するために使用できます。最後に、4泊だけ観察したにもかかわらず、偏光の変動が検出されました。これは、HOPupが有意な固有の偏光を持っていることを示しています。
4つの閉じ込められた円形リボンフレアのエネルギー分割
この研究では、SDO、GOES、およびRHESSIによって同時に観測される、ソーラーディスクの中心近くにある4つの閉じ込められた円形リボンフレア（CRF）のエネルギー分割を調査しました。1$-$8、1$-$70、および70$-$370{\AA}の放射出力、総放射損失、GOESおよびRHESSIから得られるピーク熱エネルギー、フレア加速の非熱エネルギーなど、さまざまなエネルギー成分を計算しました。電子、およびフレア前の磁気自由エネルギー。エネルギー成分はフレアクラスとともに体系的に増加することがわかり、より多くのエネルギーがより大きなフレアに関与していることを示しています。磁気自由エネルギーは、フレアの非熱エネルギーおよび放射出力よりも大きく、これはフレアの磁気的性質と一致しています。4つのフレアの比率$\frac{E_{nth}}{E_{mag}}$は、0.70$-$0.76であり、噴火フレアの比率よりもかなり高くなっています。したがって、この比率は、閉じ込められたフレアと噴火するフレアを区別する重要な要素として役立つ可能性があります。非熱エネルギーは、ピーク熱エネルギーや放射損失などの加熱要件を提供するのに十分です。私たちの調査結果は、閉じ込められたCRFの理論モデルに制約を課し、宇宙天気予報に潜在的な影響を及ぼします。
無視された2つの食変光星の測光研究
研究が不十分な2つの食変光星V1321CygとCRTauの最初のBVR測光、周期変動、および測光光度曲線分析を紹介します。観測は、2017年11月から2020年1月までウジホロド国立大学の天文台で行われました。期間の変動は、利用可能なすべての早期公開および最小時間を使用して調査されました。両方のシステムの光曲線分析と測光パラメータの決定に、新しく開発されたELISaコードを使用しました。V1321Cygは、$q=0.28$の低い測光質量比を持つ、密接に分離された食システムであることがわかりました。これは、バイナリが物質移動後のシステムであることを示唆しています。このシステムでは、重要な期間の変更は検出されません。一方、CRTauは、二次コンポーネントがロッシュローブをほぼ満たすセミデタッチドシステムです。$1.49\times10^{-7}d/y$の割合で長期的な増加が検出されました。これは、より質量の小さい二次成分からより質量の大きい一次成分への物質移動をサポートします。
太陽大気における三角ジェットのキンク不安定性
| Title |
Kink_instability_of_triangular_jets_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
T._V._Zaqarashvili,_S._Lomineishvili,_P._Leitner,_A._Hanslmeier,_P._G\"om\"ory,_M._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09952 |
流体力学的三角ジェットは反対称キンク摂動に対して不安定であることが知られています。磁場を含めると、ジェットが安定する可能性があります。ジェットと複雑な磁場は太陽大気に遍在しており、これは特定の場合にキンクが不安定になる可能性を示唆しています。この論文の目的は、磁気チューブ/スラブの間に挟まれた三角形ジェットのキンク不安定性と、太陽大気で観測されたジェットの特性との関連の可能性を研究することです。キンク摂動を支配する分散方程式は、ジェット境界での解析解のマッチングを通じて得られます。この方程式は、ジェットと周囲のプラズマのさまざまなパラメータについて解析的および数値的に解かれます。分析ソリューションには、ソーラータイプIIスピキュールの特定の状況に対する完全に非線形のMHD方程式の数値シミュレーションが伴います。MHD三角ジェットは、アルフベンマッハ数（アルフベン速度に対する流れの比率）および内部密度と外部密度の比率に応じて、動的キンク不安定性に対して不安定です。ジェットが周囲のプラズマと同じ密度である場合、スーパーアルヴェーン波のみが不安定になります。ただし、密度の高いジェットは、サブアルヴェーン領域でも不安定です。周囲の磁場に対して角度のあるジェットは、磁場に沿った流れよりも不安定性のしきい値がはるかに低くなります。キンク不安定性の成長時間は、観察された寿命と一致するタイプIの針状突起では6〜15分、タイプIIの針状突起では5〜60秒と推定されます。完全な非線形方程式の数値シミュレーションは、横方向のキンクパルスがタイプIIの針状突起の条件で1分未満でジェットを局所的に破壊することを示しています。動的キンクの不安定性は、MHDフローの完全な破壊につながり、その結果、太陽大気中の針状突起の消失が観察される可能性があります。
太陽フレア中のプラズマ組成の進化
| Title |
The_Evolution_of_Plasma_Composition_During_a_Solar_Flare |
| Authors |
Andy_S.H._To,_David_M._Long,_Deborah_Baker,_David_H._Brooks,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_J._Martin_Laming,_Gherardo_Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09985 |
Hinode/EIS観測を使用して、小さなフレア中の冠状元素の存在量を分析します。フレア前の元素存在量と比較して、CaXIV193.84{\AA}の冠状存在比の強い増加が観察されました。これは、最初のイオン化ポテンシャルが低い（FIP<10eV）輝線であり、Ca/Arの比率で定量化されます。フレア。これは、SiX258.38{\AA}/SX264.23{\AA}を使用して観察された不変の存在比とは対照的です。異なる組成結果を説明するために、2つの異なるメカニズムを提案します。第一に、フレアによって引き起こされる小さな加熱は、希ガスArではなくSをイオン化した可能性があるため、フレア駆動のアルフベン波は、イオンに作用するポンデロモーティブ力を介してSi、S、Caをタンデムに発生させました。第二に、2つの黒点間の強磁場におけるフレアの位置は、背景ガスが中性Hである低彩層で分別が起こったことを示唆している可能性があります。この領域では、高FIPSは高FIPよりも低FIPのように振る舞う可能性があります。-FIP要素。提案された物理的解釈は、フレアリング中の太陽大気中のプラズマ存在量の進化に対する新しい洞察を生み出し、現在のモデルを更新して、静的なシナリオだけでなく動的なシナリオを反映する必要があることを示唆しています。
PM 1-188の20年間の観察：その化学的存在量と並外れた運動学
| Title |
Twenty_years_of_observations_of_PM_1-188:_Its_chemical_abundances_and_extraordinary_kinematics |
| Authors |
Miriam_Pe\~na,_Liliana_Hern\'andez-Mart\'inez,_Francisco_Ruiz-Escobedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10022 |
輝線の時間発展と星雲の系統的な退色の結果としての星雲の物理的状態を決定することを目的として、二重殻惑星状星雲PM\、1-188の20年間の分光光度データの分析が提示されます。[WC\、10]過去40年間で明るさが約10等低下した中心星。私たちの主な結果には、[\ion{O}{iii}]、[\ion{O}{ii}]、[\ion{N}{ii}]の線強度が、内部星雲内で時間とともに増加していることが含まれています。衝撃により、電子温度が2005年の11,000Kから2018年には14,000K以上に上昇した結果。同じ線の強度は、同じ期間に13,000Kから7,000Kに温度が低下したため、外側の星雲で減少しています。内殻と外殻の化学組成が導き出され、それらは類似しています。両方の星雲は太陽直下のO、S、Arの存在量を示しますが、He、N、Neは豊富です。外側の星雲の場合、値は12+logHe/H=11.13$\pm$0.05、12+logO/H=8.04$\pm$0.04、12+logN/H=7.87$\pm$0.06、12+logS/H=7.18$\pm$0.10および12+logAr=5.33$\pm$0.16。O、S、およびArの存在量は、ディスクの非タイプIPNeに見られる平均値の数分の1であり、一部のハローPNeを彷彿とさせます。高分解能スペクトルから、N-S方向の流出が内側のゾーンで見つかりました。位置-速度図は、流出が$-$150から100kms$^{-1}$の範囲の速度で膨張し、両方のシェルの膨張速度が約40kms$^{-1}$であることを示しています。
単一フォノン励起による暗黒物質の方向性検出可能性：ターゲット比較
| Title |
Directional_Detectability_of_Dark_Matter_With_Single_Phonon_Excitations:_Target_Comparison |
| Authors |
Ahmet_Coskuner,_Tanner_Trickle,_Zhengkang_Zhang,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09567 |
単一フォノン励起は、keV-GeV質量ウィンドウ内の明暗黒物質の高感度プローブです。異方性のターゲット材料の場合、信号は入ってくる暗黒物質の風の方向に依存し、毎日の変調を示します。異方性のさまざまな原因について詳細に説明し、MeV未満の暗黒物質ベンチマークに焦点を当てた26個の結晶ターゲットの比較研究を実施します。最も有望なターゲットの変調範囲を計算します。これは、特定の露出で毎日の変調を観測できる断面に対応します。これにより、DM-フォノン結合の強度と毎日の変調の振幅を組み合わせることができます。毎日の変調信号を回復するための最良の極性材料として、Al$_2$O$_3$（サファイア）、CaWO$_4$、およびh-BN（六方晶窒化ホウ素）を強調します。これらは$\mathcal{O}（1-100）\％$暗黒物質の質量と相互作用に応じて、1日を通して検出率が変動します。単一フォノン励起の指向性は、バックグラウンドを軽減するための便利なハンドルを提供します。これは、近い将来の実験の発見の可能性を完全に実現するために重要です。
閉じた宇宙における暖かいスタロビンスキーインフレーションの量子重力開始における散逸効果の役割について
空間的に閉じた宇宙におけるスタロビンスキーインフレーションなどの低エネルギースケールのインフレーションモデルの問題のある特徴は、インフレーションが始まる前に再崩壊とビッグクランチの特異点が発生することです。最近の研究では、この問題が発生する可能性があることが示されました非特異な周期的進化とヒステリシスのような現象のために、初期条件の大きなクラスのループ量子宇宙論で首尾よく解決されました。しかし、特定の非常に不利な初期条件では、インフレの開始を取得することは依然として困難でした。この作業では、上記の設定で、ウォームインフレーションシナリオで一般的な散逸粒子生成の役割を調査します。このような散逸効果に起因するエントロピー生成により、ヒステリシスのような現象がより強くなることがわかります。その結果、インフレの開始は一般に迅速であり、散逸効果がない場合に失敗するか、大幅に遅延する非常に不利な初期条件を含みます。散逸係数の異なる形式を持つ3つの暖かいインフレーションのシナリオを現象論的に検討し、動的解と位相空間のポートレートから、好ましい初期条件の位相空間が冷たいインフレーションよりもはるかに大きいことがわかります。
重力非局所性と大規模構造
| Title |
Gravitational_Nonlocality_and_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Mir_Faizal,_Mir_Hameeda,_Behnam_Pourhassan,_and_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09602 |
大規模な重力非局所性効果は、宇宙論的構造形成を使用して調査することができます。特に、重力の非局所性が銀河と銀河団のクラスター化特性を変更するかどうか、そしてどのように変更するかを示すことができます。このようなシステムの熱力学を使用して、クラスタリングに対するこのような大規模な非局所性の影響に関する重要な情報を取得できます。このような大規模な非局所性の影響を観測データと比較します。観測は、銀河スケールでの重力相互作用の非局所性の特徴的なスケールを指しているように見えることが示されます。ただし、大規模な場合、このような統計的推論ははるかに弱くなります。
トランスプランキアン検閲予想と初期宇宙宇宙論
「トランスプランキアン検閲予想」（TCC）と、宇宙論、特にインフレーション宇宙シナリオへの影響を確認します。インフレシナリオはTCCによって厳しく制限されていますが、代替の初期宇宙シナリオは制限されていません。
任意のスピンのWIMPに対する核散乱の現象論
| Title |
The_phenomenology_of_nuclear_scattering_for_a_WIMP_of_arbitrary_spin |
| Authors |
Paolo_Gondolo_(Utah_U.),_Injun_Jeong,_Sunghyun_Kang,_Stefano_Scopel_(Sogang_U.),_Gaurav_Tomar_(Technical_U._of_Munich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09778 |
任意のスピン$j_\chi$の弱相互作用質量粒子（WIMP）の核散乱過程を説明する非相対論的有効ハミルトニアンの現象論の最初の体系的かつ定量的な議論を提供します。この目的のために、WIMP-核散乱プロセスが$j_\chi\le$2で発生する44の有効な結合のそれぞれによって駆動されると仮定して、現在の直接検出実験の代表的なサンプルから制約を取得します。散乱振幅に現れる運動量伝達$q$のパワーに関連する、結合の多極性$s\le2j_\chi$の値は、予想される速度の抑制につながり、予想される微分スペクトルを大きくします。反跳エネルギー$E_R$。$s\le$4の場合、直接検出実験によってプローブされた有効なスケールは、標準的なスピンに依存しない相互作用の場合と比較して、最大5桁抑制できます。$s$が大きい演算子の場合、予想される微分スペクトルをプッシュしてMeV範囲のエネルギーを反跳させることができ、信号の大部分は$E_R\gtrsim$100keVに集中し、ピークと最小の特異な構造が両方とも発生します。核標的とWIMPは重いです。結果として、有効な演算子の現在の範囲は、反跳エネルギー間隔をより高い反跳エネルギーに拡張することによって大幅に改善することができます。私たちの分析は、回転群の下で既約である効果的な相互作用演算子を想定しています。このような演算子は、高多重極暗黒物質候補の相互作用を駆動します。つまり、スピンによって許容される最高の多重極のみを所有する状態です。結果として、私たちの分析は、四重極、八極、および六十極の暗黒物質の直接検出の最初の現象論的研究でもあります。
ビッグバン元素合成に対する動的スクリーニング効果
| Title |
Dynamical_Screening_Effects_on_Big_Bang_Nucleosynthesis |
| Authors |
Eunsoek_Hwang,_Dukjae_Jang,_Kiwan_Park,_Motohiko_Kusakabe,_Toshitaka_Kajino,_A._Baha_Balantekin,_Tomoyuki_Maruyama,_Chang-Mo_Ryu,_and_Myung-Ki_Cheoun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.09801 |
ビッグバン元素合成（BBN）に対する核電荷の動的スクリーニング効果を研究します。プラズマ内の移動イオンは、歪んだ電位を生成し、標準の静的硝酸カリウム式とは異なる遮蔽効果をもたらします。BBNエポック中の磁化されていないマクスウェルプラズマの誘電率を考慮して、移動するテスト電荷の電位を考慮します。BBNプラズマ条件での誘電率に基づいて、移動する核のクーロンポテンシャルを提示し、ポテンシャルのスクリーニングのための増強係数が熱核反応速度を10^（-7）の係数で増加させることを示します。核衝突のガモフエネルギー領域では、動的スクリーニングの寄与が静的スクリーニングの場合よりも小さいため、原始的な存在量はほとんど変化しないことがわかります。さまざまな可能な天体物理学的条件下での動的スクリーニングの効果に基づいて、熱核反応の可能な変化に必要な関連するプラズマ特性について説明します。
現在の宇宙論的データは、ホログラフィックダークエネルギー（HDE）をハッブルパラメーターのターニングポイントを持つパラメーター空間の領域に制限しています。特に、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とバリオン音響振動（BAO）のデータは一緒になって、観測体制の転換点を支持し、それによってハッブル張力を緩和します。それにもかかわらず、パンテオン超新星（SNE）を含めると、$H_0$がプランク-$\Lambda$CDMと一致する値に押し戻されます。SNEはBAOと比較してより低い赤方偏移に重み付けされていることに注意してください。これは、HDEモデル内の赤方偏移を伴う$H_0$の進化に相当します。$H_0$はどのFLRW宇宙論でも積分定数であるため、これはHDEが宇宙論パラダイムと対立している可能性があることを示唆しています。
完全な中程度の反応を伴う最小限の温かいインフレ
均質な場が媒体内で進化し、後者が徐々に温度を上昇させる場合、場が感じる摩擦は、その進化速度が媒体の時間スケールとどのように比較されるかに依存します。すべての中規模の時間スケールからの貢献を組み込むことを可能にするフレームワークを提案します。例として、熱ヤンミルズプラズマの遅延擬スカラー相関器を入力することにより、暖かいアクシオンインフレーションをどのように説明できるかを説明します。後者に半現実的なモデルを採用し、ほぼ消失する温度で進化を開始して、システムがどのように加熱され、次に暖かい膨張の「弱い」または「強い」体制に入るのかを示します。以前のおおよその治療法が精査されます。
最小限のモデリング仮定による$ ^ {208} $ Pbの対称エネルギーと中性子スキンに対する天体物理学的制約
| Title |
Astrophysical_Constraints_on_the_Symmetry_Energy_and_the_Neutron_Skin_of_$^{208}$Pb_with_Minimal_Modeling_Assumptions |
| Authors |
Reed_Essick,_Ingo_Tews,_Philippe_Landry,_Achim_Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10074 |
対称エネルギーとその密度依存性は、核の中性子皮膚の厚さから地殻の厚さや中性子星の半径に至るまでの特性を決定するため、多くの原子核物理学および天体物理学のアプリケーションにとって重要な入力です。最近、PREX-IIは$^{208}$Pbの中性子スキンの厚さに対して$0.29\pm0.07$fmの値を報告しました。これは、勾配パラメーター$L=110\pm37$MeVを意味し、微視的計算およびその他の核実験。ガウス過程に基づくノンパラメトリック状態方程式表現を使用して、対称エネルギー$S_0$、$L$、および$R_{\rmskin}^{^{208}\text{Pb}}$をの観測から直接制約します。モデリングの仮定が最小限の中性子星。重いパルサー質量、LIGO/Virgo、およびNICERから生じる天体物理学的制約は、負の対称性の非圧縮性だけでなく、中性子スキンと$L$のより小さな値を明らかに支持します。天体物理学データをPREX-IIおよびカイラル有効場の理論の制約と組み合わせると、$S_0=34^{+3}_{-3}$MeV、$L=58^{+19}_{-19}$MeV、および$R_{\rmskin}^{^{208}\text{Pb}}=0.19^{+0.03}_{-0.04}$fm。
ハッブル張力は、宇宙定数$\Lambda$を含む修正された弱場一般相対性理論のアプローチ内で、概念的および定量的に、自由パラメーターなしで解けることが示されています。このアプローチにより、銀河を含む暗黒物質のダイナミクスと宇宙の加速膨張の両方を統一された図で説明できるため、ローカルフローの{\itlocal}ハッブル定数と{\itglobal}のハッブル定数を定義できます。特異銀河サンプルの暗黒物質含有量に関するデータは、その統一された画像と互換性があることが示されています。局部銀河群とおとめ座超銀河団の近くの銀河分布、階層的ダイナミクスと流れの将来のより洗練された調査は、暗いセクターの可能な共通の性質を明らかにする上で決定的になる可能性があります。
