プランクの2018年のデータに照らして、ダークセクターの相互作用と宇宙の湾曲
| Title |
Dark_sector_interactions_and_the_curvature_of_the_Universe_in_light_of_Planck's_2018_data |
| Authors |
Micol_Benetti,_Humberto_Borges,_Cassio_Pigozzo,_Saulo_Carneiro,_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10123 |
最新の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、Ia型超新星（SNe）、およびSH0ESハッブルパラメーター測定に照らして、相互作用する暗黒エネルギー（iDE）モデルのクラスの観測の実行可能性を調査します。私たちの分析では、ゼロ以外の空間曲率の仮定、相互作用パラメーター$\alpha$と現在の膨張率$H_0$の相関関係を調査し、\cite{micol}で報告された結果を更新します。最初に、空間的に平坦な宇宙を仮定すると、結果は、私たちの共同分析の最適化が明らかに正の相互作用、つまり暗黒物質から暗黒エネルギーへのエネルギー流束を支持し、$\alpha\約0.2$であるが、-相互作用するケース、$\alpha=0$は、$3\sigma$を超える信頼レベルによって除外されます。一方、ゼロ以外の空間曲率を考慮すると、曲率パラメーターの負の値がわずかに優先されることがわかります。これにより、パラメーター$\alpha$と$H_0$の間、および$の間の相関が緩和されるようです。H_0$および8$h^{-1}$Mpc（$\sigma_8$）のスケールでの物質パワースペクトルの正規化。最後に、共同分析で$H_0$の前にSH$0$ESを考慮することの影響について説明し、そのような選択は標準的な宇宙論の予測を大幅に変更しないが、iDEモデルの結果に大きな影響を与えることを発見します。
宇宙せん断の統合された3点相関関数
| Title |
The_integrated_3-point_correlation_function_of_cosmic_shear |
| Authors |
Anik_Halder,_Oliver_Friedrich,_Stella_Seitz,_Tamas_N._Varga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10177 |
統合された3点せん断相関関数$i\zeta_{\pm}$（宇宙せん断場の高次統計）を提示します。これは、3全体を測定せずに広域弱レンズ効果調査で直接推定できます。-点せん断相関関数。これは、弱いレンズ効果の宇宙論の2点統計を補完する実用的なツールです。これを、対応するローカル2点せん断相関関数$\xi_{\pm}$と相関するせん断場のさまざまな場所で測定された1点開口質量統計$M_{\mathrm{ap}}$として定義します。弱いレンズ効果収束場の統合バイスペクトルに関する既存の研究に基づいて、フラットスカイ近似内の任意の投影場の実空間での統合3点関数を計算し、それを宇宙せん断に適用するための理論的フレームワークを提示します。非線形物質のパワースペクトルとバイスペクトルの分析式を使用して、$i\zeta_{\pm}$をモデル化し、ダークエネルギーサーベイの6年目の宇宙せん断データから予想される不確実性の範囲内でN体シミュレーションで検証します。また、$i\zeta_{\pm}$のフィッシャー情報量を調査し、現実的な形状ノイズを持つ2つの断層撮影ソース赤方偏移ビンに対して$\xi_{\pm}$との共同分析を実行して、宇宙パラメータの制約におけるその力を分析します。。$\xi_{\pm}$と$i\zeta_{\pm}$の共同分析は、$\xi_{\pm}$のみからパラメーターの制約を大幅に改善する可能性があり、特に次の場合に役立ちます。宇宙せん断データからの動的暗黒エネルギー状態方程式パラメータの性能指数を改善します。
| Title |
High_Probability_of_Detecting_Lensed_Supermassive_Black_Hole_Binaries_by_LISA |
| Authors |
Zucheng_Gao,_Xian_Chen,_Yi-Ming_Hu,_Jian-Dong_Zhang,_Shunjia_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10295 |
重力波（GW）の重力レンズ効果は、宇宙の物質分布の強力なプローブです。ここでは、暗黒物質（DM）ハローによって、巨大なブラックホールの合体によるGW信号に誘発されるレンズ効果を研究し、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）を使用した検出の可能性を再検討します。特に、コールドDMモデルによると、ハローの数が最も多いため、ハローは$10^5-10^9\、M_\odot$の低質量範囲に含まれています。さらに、MBHBの衝突パラメータが大きい場合（$y\sim10^2$）、マッチドフィルタリング技術を使用して弱い回折シグネチャを検索します。$10^5-10^6M_\odot$の質量範囲と$4-10$の赤方偏移範囲のMBHBの約$（20-40）\％$は、検出可能な波動光学効果を示すはずです。不確実性は主にDMハローの質量関数に起因します。LISAミッション中に信号を検出しなかった場合、DMハローは$10^8\、M_\odot$よりも大幅に大きいことを意味します。
| Title |
Synthetic_Galaxy_Clusters_and_Observations_Based_on_Dark_Energy_Survey_Year_3_Data |
| Authors |
T._N._Varga,_D._Gruen,_S._Seitz,_N._MacCrann,_E._Sheldon,_W._G._Hartley,_A._Amon,_A._Choi,_A._Palmese,_Y._Zhang,_M._R._Becker,_J._McCullough,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_C._To,_S._Grandis,_G._M._Bernstein,_S._Dodelson,_K._Eckert,_S._Everett,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_K._Herner,_R._P._Rollins,_I._Sevilla-Noarbe,_M._A._Troxel,_B._Yanny,_J._Zuntz,_H._T._Diehl,_M._Jarvis,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_M._March,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10414 |
銀河団の合成光学観測を生成するための新しいデータ駆動型の方法を開発します。クラスター弱レンズ効果では、分析の選択と、ソース銀河の選択、形状測定、および測光赤方偏移推定に関連する体系的な効果との相互作用を、模擬観測から回復したクラスター質量までのエンドツーエンドのテストで最もよく特徴付けることができます。このようなテストシナリオを作成するために、銀河団とその空の環境の測光特性を、クラスターの豊富さの2つのビンにあるダークエネルギーサーベイ3年目（DESY3）のデータから測定およびモデル化します$\lambda\in[30;\、45）$、$\lambda\in[45;\、60）$およびクラスター赤方偏移の3つのビン（$z\in[0.3;\、0.35）$、$z\in[0.45;\、0.5）$および$z\in[0.6;\、0.65）$。深視野イメージングデータを使用して、DESY3の限界の大きさを超えて銀河集団を外挿し、統計的バックグラウンド減算を介してクラスターメンバー銀河の特性を計算します。分布関数からのランダムな描画として模擬銀河団を構築し、模擬銀河団と視線カタログを実際の調査観測と同じ形式で合成画像にレンダリングします。合成銀河団は実際の観測データから生成されるため、宇宙論的シミュレーションに固有の仮定から独立しています。レシピは、追加情報を組み込むために簡単に変更でき、調査の不完全さを修正できます。合成クラスターの新しい実現は最小限のコストで作成できます。これにより、将来の分析で、クラスターの質量測定における体系的な不確実性を特徴付けるために必要な多数の画像を生成できます。
宇宙論におけるモデル選択の異なる方法間の比較
宇宙論におけるモデル選択には、正しいモデルを見つけること、またはうまく予測することの少なくとも2つの主要な目標を持ついくつかの方法があります。この作業では、赤池情報量基準（AIC）、ベイズ情報量基準（BIC）、逸脱度情報量基準（DIC）、ベイズ証拠などのよく知られたモデル選択方法の研究を通じて、これらの異なる目標が各パラダイムでどのように追求されるかについて説明します。また、宇宙論の文献ではあまり見られないモデル選択の別の方法である相互検証法を適用します。これらの方法を使用して、宇宙論の2つの異なるシナリオ、$\Lambda$CDMモデルと動的暗黒エネルギーを比較します。モデル選択では、それぞれの方法で結果が異なる傾向があることを示します。BICとベイズの証拠は、2または3の追加の自由度で動的暗黒エネルギーシナリオを無効にしますが、DICと交差検定法は、$\Lambda$CDMモデルよりもこれらの動的モデルを優先します。異なる分析の数値結果を想定し、対象の宇宙論的側面と統計的側面を組み合わせて、通常のモデル選択方法と比較して異なる結果をもたらす可能性のある宇宙論におけるモデル選択の興味深い方法として相互検証を提案します。
| Title |
The_HI_intensity_mapping_bispectrum_including_observational_effects |
| Authors |
Steven_Cunnington,_Catherine_Watkinson,_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11153 |
バイスペクトルは、調査データセットのパワースペクトル分析以外の追加情報を提供する可能性のある3ポイントの統計です。中性水素（HI）からの21cmの放射を広く調査する電波望遠鏡は、LSSをプローブする有望な方法であり、この作業では、シミュレーションを使用してHI強度マッピング（IM）バイスペクトルの調査を提示します。電波望遠鏡のビームと21cmの前景汚染からの観測効果を含む赤方偏移空間HIIMバイスペクトルのモデルを提示します。これらの観測効果を含む、堅牢なIMシミュレーションからの測定値を使用してモデリング処方を検証します。前景シミュレーションには、主成分分析のクリーニング方法を使用する分極漏れが含まれています。また、サイドローブを含む非ガウスビームからの影響を調査します。$z=0.39$でのMeerKATのようなシングルディッシュIM調査の場合、前景の除去により、正三角形のバイスペクトルの信号対雑音比$S/N$が8％減少するのに対し、ビームはそれを62減少させることがわかります。％。モデルのパフォーマンスは良好で、通常は$\chi^2_\text{dof}\sim1$を提供し、データに適切に適合していることを示しています。私たちの焦点は再電離後の単一皿IMにありますが、観測効果、特に前景の除去のモデリングは、干渉計や再電離研究にも関連する可能性があります。
SPIDERSクラスターカタログ内の銀河の重力赤方偏移
| Title |
Gravitational_redshifting_of_galaxies_in_the_SPIDERS_cluster_catalogue |
| Authors |
C._T._Mpetha,_C._A._Collins,_N._Clerc,_A._Finoguenov,_J._A._Peacock,_J._Comparat,_D._Schneider,_R._Capasso,_S._Damsted,_K._Furnell,_A._Merloni,_N._D._Padilla,_A._Saro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11156 |
ERositaSources（SPIDERS）の分光学的識別からのデータは、クラスターの3つの定義を使用して、$\sim\！2500$銀河団内の$\sim\！20\、000$銀河からの光の重力赤方偏移の検出のために検索されます。中央：その最も明るい銀河団（BCG）、redMaPPerが識別した中央銀河（CG）、またはX線放射のピーク。観測された赤方偏移を使用して検出された、銀河とそのホストクラスターの中心との間の速度オフセットの分布が作成されます。クラスターメンバー間の視線速度差とクラスターの全身速度の平均である量$\hat{\Delta}$は、重力赤方偏移が支配的な、観測された赤方偏移への影響の組み合わせのサイズに関する情報を明らかにします。一般相対性理論（GR）と$f（R）$重力のSPIDERS銀河について、半径距離による$\hat{\Delta}$の変化が予測され、観測結果と比較されます。$\hat{\Delta}=-13.5\pm4.7$kms$^{-1}$、$\hat{\Delta}=-12.5\pm5.1$kms$^{-1の値}$、および$\hat{\Delta}=-18.6\pm4.8$kms$^{-1}$は、それぞれBCG、X線、およびCGの場合で文献とほぼ一致しています。ある重力理論が別の重力理論よりも有意に優先されることはありませんが、すべての場合で$\hat{\Delta}$が明確に検出されます（$>2.5\sigma$）。X線セントロイドを使用する場合、明確に定義された中央赤方偏移がなく、分光学的赤方偏移が関連付けられていないredMaPPerによってCGが識別されるため、BCGセントロイドはこの分析で最も堅牢な方法と見なされます。将来の重力赤方偏移の研究では、1桁多い銀河、$\sim\！500\、000$が必要になります。これは、次のヴェラC.ルービン天文台、ユークリッド、eROSITAで実現できる可能性があります。
NEOExchange-NEOと太陽系科学のためのオンラインポータル
| Title |
NEOExchange_--_An_online_portal_for_NEO_and_Solar_System_science |
| Authors |
T._A._Lister,_E._Gomez,_J._Chatelain,_S._Greenstreet,_J._MacFarlane,_A._Tedeschi,_I._Kosic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10144 |
ラスクンブレス天文台（LCO）は、10個の同一の1m望遠鏡のネットワークを4つの場所に配備しました。LCOネットワークのグローバルなカバレッジと柔軟性により、すべての太陽系オブジェクト、特に地球近傍天体（NEO）の発見、フォローアップ、および特性評価に理想的です。ロボット望遠鏡のLCOネットワークとオンラインのクラウドベースのWebポータルであるNEOexchangeを利用して、NEOの測光特性評価と分光分類、および確認済みの両方のフォローアップ位置天文学を実行する「LCONEOフォローアップネットワーク」について説明します。NEOおよび未確認のNEO候補。フォローアップの位置天文、測光、および分光学的特性評価の取り組みは、惑星レーダー施設によって観測される予定のNEOターゲットとNHATSリストにあるものに焦点を合わせています。位置天文学は、ターゲット軌道を改善することを可能にし、短い弧または大きな軌道の不確実性を持つオブジェクトのレーダー観測を可能にし、NEOに対するヤルコフスキー効果の検出と測定も可能にします。測光および分光データにより、光度曲線の形状と振幅を決定し、自転周期を測定し、分類学的分類を決定し、これらのターゲットの全体的な特性を改善することができます。NEOexchangeフォローアップポータルと、オフサイトクラウドサービスを含むどこにでもソフトウェアをパッケージ化して展開できるようにするために採用された方法論について説明します。これにより、専門家、アマチュア、市民科学者は、LCOネットワークを使用してNEOイメージングおよび分光データを計画、スケジュール、および分析でき、NEOフォローアップ活動の調整ハブとして機能します。これらの機能を、レーダーをターゲットとしたNEOの最初の期間の決定の例と、最新の惑星防衛運動キャンペーンの主題である（66391）1999KW4のマルチサイト測光および分光観測を計画および実行するための使用例で説明します。
CrA-9の周りのかすかな仲間：原始惑星または不明瞭なバイナリ？
| Title |
A_faint_companion_around_CrA-9:_protoplanet_or_obscured_binary? |
| Authors |
V._Christiaens,_M.-G._Ubeira-Gabellini,_H._C\'anovas,_P._Delorme,_B._Pairet,_O._Absil,_S._Casassus,_J._H._Girard,_A._Zurlo,_Y._Aoyama,_G-D._Marleau,_L._Spina,_N._van_der_Marel,_L._Cieza,_G._Lodato,_S._P\'erez,_C._Pinte,_D._J._Price,_M._Reggiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10288 |
巨大惑星がどのように形成されるかを理解するには、直接画像化された原始惑星からの観測入力が必要です。VLT/NACOとVLT/SPHEREを使用して、推定年齢1〜2Myrの降着M0.75矮星である2MASSJ19005804-3645048（以下CrA-9）の遷移ディスクでコンパニオンを検索しました。CrA-9から$\sim$0.7''の間隔でかすかな点光源が見つかりました（$\sim$108auの投影分離）。私たちの3エポック位置天文学は、$5\sigma$の有意性を持つ固定された背景の星を拒否します。オブジェクトの近赤外絶対等級は、惑星の質量の伴侶を指しています。ただし、コンパニオン用に抽出された1.0-3.8$\mu$mスペクトルの分析では、1.13-$\mu$mNaインデックスとモントリオールスペクトルのテンプレートとの比較の両方に基づいて、それが若いM5.5ドワーフであることが示唆されています。図書館。観測されたスペクトルは、高い有効温度（$3057^{+119}_{-36}$K）BT-DUSTYおよびBT-SETTLモデルで最もよく再現されますが、測定されたフラックスと一致するために必要な対応する測光半径はわずか$0.60^{です。+0.01}_{-0.04}$木星の半径。エッジオンの二次円盤または降着する原始惑星の光球の衝撃加熱された部分によって隠されたM-矮星の仲間を含む、私たちの測定値を調整するための可能な説明について議論します。これらの2つのシナリオを区別するには、より広い波長範囲および/またはより細かいスペクトル分解能での追跡観測が必要です。
| Title |
Automated_identification_of_transiting_exoplanet_candidates_in_NASA_Transiting_Exoplanets_Survey_Satellite_(TESS)_data_with_machine_learning_methods |
| Authors |
Leon_Ofman,_Amir_Averbuch,_Adi_Shliselberg,_Idan_Benaun,_David_Segev,_Aron_Rissman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10326 |
機械学習（ML）手法を使用する新しい人工知能（AI）技術は、ThetaRay、Inc。によって開発されたいくつかのアルゴリズムを組み合わせて、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）データセットに適用され、太陽系外惑星の候補を特定します。AI/MLThetaRayシステムは、最初にKepler太陽系外惑星データでトレーニングされ、TESSデータに適用する前に、確認済みの太陽系外惑星で検証されます。さまざまな観測パラメータに基づくデータの既存および新規の機能が構築され、半教師ありおよび教師なしの機械学習手法を使用してAI/ML分析で使用されます。宇宙望遠鏡のミクルスキーアーカイブから取得した、TESSミッションによって生成されたしきい値交差イベント（TCE）の10,803個の光度曲線にThetaRayシステムを適用することにより、39個の新しい太陽系外惑星候補（EPC）ターゲットを発見します。この研究は、EPCの迅速な自動分類のために、複数のAI/MLベースの方法論を組み合わせた大規模な天体物理データセットへの適用が成功したことを初めて示しています。
火星とタイタンの大気における変動の環状モード
環状モードは、地球の大気の内部変動の多くを説明しますが、他の惑星では確認されていません。火星の再分析とタイタンのシミュレーションを使用して、環状モードが両方の世界の大気で顕著であることを示し、それぞれの変動の大部分を説明します。1つのモードは、地球と同様に火星でのジェットの緯度方向のシフトと、タイタンでのジェットの垂直方向のシフトを表します。もう1つは、特性は多少異なりますが、3つの世界すべてにおける中緯度の渦運動エネルギーのパルスについて説明しています。さらに、この後者のモードが火星の地域の塵の活動を予測する力を持っていることを示し、火星の天気を理解するためのその有用性を明らかにします。さらに、動的に多様な世界での同様の環状変動の発見は、惑星大気全体でのその遍在性を示しており、比較惑星学の新しい道を開き、太陽系外大気の特性評価に関する追加の考慮事項を示しています。
木星のディープジェットの緯度プロファイルに対する制約
| Title |
Constraints_on_the_latitudinal_profile_of_Jupiter's_deep_jets |
| Authors |
E._Galanti,_Y._Kaspi,_K._Duer,_L._Fletcher,_A._P._Ingersoll,_C._Li,_G._S._Orton,_T._Guillot,_S._M._Levin,_and_S._J._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10595 |
木星の雲頂で観測された帯状風は、惑星の測定された重力場の非対称部分と密接に関連していることが示されています。ただし、他の測定では、一部の緯度地域では、雲の下の流れが、観測された雲レベルの風と多少異なる可能性があることが示唆されています。ここでは、測定された重力場の対称部分と非対称部分の両方を使用して、25$^{\circ}$Sと25$^{\circ}$Nの間で観測された雲レベルの風のプロファイルが変更されずに深さまで伸びる必要があることを示します数千キロ。極方向には、中緯度の深いジェットも重力信号に寄与しますが、雲レベルの風とは多少異なる場合があります。この違いの可能性を分析し、その強さに限界を与えます。また、重力の測定値と一致させるには、風が木星のスピン軸に平行な方向に内側に投射する必要があり、内側に減衰するのは半径方向である必要があることもわかりました。
観測されたレンズ銀河とシミュレーションされたレンズ銀河を一致させるための新しい戦略
| Title |
A_new_strategy_for_matching_observed_and_simulated_lensing_galaxies |
| Authors |
Philipp_Denzel,_Sampath_Mukherjee,_Prasenjit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10114 |
強いレンズシステムの研究は、従来、観察されたマルチイメージング特性を再現できる質量分布を構築することを含みます。このような大量の再構築は、一般的に一意ではありません。ここでは、代替戦略を提示します。質量分布をモデル化する代わりに、宇宙論的な銀河形成シミュレーションでもっともらしい一致を検索します。この論文では、SLACS調査からの7つのよく研究されたレンズでアイデアをテストします。これらのそれぞれについて、最初に、予想されるアインシュタイン半径を初期基準として使用して、EAGLEシミュレーションから数百個の銀河を事前に選択します。次に、これらの事前に選択された銀河のそれぞれについて、複数の画像とアークを再現するために、レンズ銀河の配置と方向付けにMCMCを使用しながら、光源の配光に適合します。結果は、戦略が実行可能であり、2つの異なる銀河形成シナリオの相対的な事後確率さえももたらすことを示していますが、これらはまだ統計的に有意ではありません。レンズ銀河の運動学や星の種族の色など、他の観測量への拡張は、まだ試みていませんが、原則として簡単です。任意の数のレンズにスケーリングすることも可能であるように思われます。これは、銀河レンズの数がおそらく100倍に増加し、従来のモデリング方法を圧倒する、今後の広視野調査に特に関係があります。
エニサラ：II。融合および緩和された銀河団における明確な星形成と活動銀河核活動
銀河団の成長は活発であり、星形成やブラックホール活動を引き起こしたり、抑制したりする可能性があります。エニサラプロジェクトは、大規模な構造が銀河とブラックホールの進化をどのように推進しているかを理解することを目的とした多波長観測のコレクションです。ここでは、質量と動的状態の範囲にまたがる、14個のz〜0.15-0.31銀河団で選択された800を超えるH$\alpha$輝線銀河の光学分光法を紹介します。ホスト銀河の特性、クラスター内の位置、および親クラスターの特性に関連して輝線の性質を調査します。合併と緩和されたクラスターの顕著な違いを明らかにします。クラスターフィールドをマージするH$\alpha$輝線銀河の大部分は、それらの中心から3Mpc以内にあります。クラスターをマージする際のこれらのラインエミッターの大部分は、クラスター中心の半径に関係なく星形成によって駆動され、残りは活動銀河核によって駆動されます。星形成銀河は、リラックスしたクラスターから3Mpc以内ではまれであり、活動銀河核はその周辺に最も豊富にあります（〜1.5-3Mpc）。相当幅が大きく、青色のUV光学色を持つ星形成銀河の集団を発見しました。これらは、サンプルのマージクラスターでのみ見られます。クラスターの統合における広範な輝線活動は、最近降着したガスが豊富な銀河でのトリガーされた活動によってサポートされている可能性があります。対照的に、緩和されたクラスターの観測は、ブラックホールの活動がビリアル半径で強化され、星形成が落下領域内で抑制される確立されたモデルと一致します。輝線銀河は、クラスターの融合と緩和において明確な進化経路を経験すると結論付けています。
$ z \ sim1.2 $での銀河周辺の冷たい金属富化ガスの幾何学
| Title |
The_Geometry_of_Cold,_Metal-Enriched_Gas_Around_Galaxies_at_$z\sim1.2$ |
| Authors |
Britt_F._Lundgren,_Samantha_Creech,_Gabriel_Brammer,_Nathan_Kirse,_Matthew_Peek,_David_Wake,_Donald_G._York,_John_Chisholm,_Dawn_K._Erb,_Varsha_P._Kulkarni,_Lorrie_Straka,_Christy_Tremonti,_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10117 |
ハッブル宇宙望遠鏡WFC3/IRプログラムからの最初の結果を提示します。このプログラムは、相関のない前景のMgII吸収の頻度が高いクエーサー視線近くの銀河の直接イメージングとグリズム観測を取得しました。これらの非常に効率的な観測は、視線に沿った54個のMgII吸収体を、$z_{qso}\sim2$の9つのクエーサーに向けました。$0.64<z<1.6$の範囲の吸収体の89％は、衝突パラメータが200kpc未満で$|\Deltaz|/（1+z）<0.006$の少なくとも1つの銀河に分光学的に一致する可能性があることがわかります。。検出されたすべての銀河の星形成率を推定し、構造パラメーターを測定しました。衝撃パラメーターは7〜200kpcの範囲で、星形成率は1.3M$_{\odot}$yr$^{-1}$を超えています。MgIIの吸収に関連する銀河は、MgIIが検出されていない銀河と比較して、平均星形成率が大幅に高く、平均星形成率の表面密度がわずかに高いことがわかります。MgII吸収体のほぼ半分は複数の銀河に一致し、MgII吸収の平均相当幅は、孤立した銀河と比較して、グループの方が大きいことがわかります。さらに、銀河の周りのMgII吸収ガスの物理的範囲の有意な赤方偏移の進化と、銀河の周りの80kpcまで持続する流出の特徴である短軸の50度以内でのMgIIの強化の証拠を観察します。シミュレーションからの最近の予測との一致。
シンバの低赤方偏移銀河周辺媒体
| Title |
The_Low_Redshift_Circumgalactic_Medium_in_Simba |
| Authors |
Sarah_Appleby,_Romeel_Dav\'e,_Daniele_Sorini,_Kate_Storey-Fisher,_Britton_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10126 |
HIと金属線の吸収をCOS-HalosとCOS-Dwarfsの調査からの観測と比較することに焦点を当てて、Simba宇宙論的流体力学シミュレーションで星形成銀河とクエンチ銀河の周りの低赤方偏移銀河周囲媒体（CGM）の特性を調べます。ハローバリオンの割合は、低質量での恒星のフィードバックと高質量でのジェットモードAGNフィードバックのために、常に宇宙の割合をはるかに下回っています。急冷された銀河のCGMに含まれるバリオンと金属は、ほとんどが高温ガスに含まれていますが、星形成銀河のCGMはより多相です。高温のCGMガスは金属量が低く、高温と低温のCGMガスは銀河系ガスに近い金属量を持っています。シンバ銀河の一致したサンプルの周りのHIおよび選択された金属線（MgII、SiIII、CIV、およびOVI）の相当幅、カバー率、および全経路吸収は、COS-HalosおよびCOS-Dwarfsの観測とほぼ一致しています。吸収は星形成銀河の周りでより高く、半径とともに低下します。シンバ星形成銀河周辺のHI吸収は観測結果とよく一致していますが、急冷銀河周辺のHI吸収は過小予測されています。金属線の吸収は、光イオン化バックグラウンドの選択に敏感です。最近のバックグラウンドを想定すると、SimbaはOVIと一致しますが、低イオンを過小予測します。一方、古いバックグラウンドは低イオンと一致しますが、OVIを過小予測します。Simbaは、星形成銀河と急冷銀河の周りで観測されたOVI吸収の二分法を再現しています。CGM金属は主に恒星のフィードバックに由来しますが、ジェットモードのAGNフィードバックは、特に低イオンの吸収を低減します。
銀河の流出と星形成の接続：1
| Title |
Connecting_Galactic_Outflows_and_Star_Formation:_Inferences_from_H-alpha_Maps_and_Absorption_Line_Spectroscopy_at_1_ |
| Authors |
Nikolaus_Z._Prusinski,_Dawn_K._Erb,_and_Crystal_L._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10187 |
$1\lesssimz\lesssim1.5$の間の22個の銀河のサンプルをカバーする2つの独立したデータセットを使用して、銀河の流出と星形成の間の関係を調査します。HSTWFC3/G141グリズムは、低スペクトル分解能、高空間分解能分光法を提供し、H$\alpha$輝線マップを生成し、そこから星形成の空間範囲と強度を測定します。残りのフレームの近紫外線では、Keck/DEIMOSはFeIIとMgIIの星間吸収線を観測します。これらは、流出の強度と速度に制約を与えます。個々のスペクトルと複合スペクトルからの流出特性を、星形成率（SFR）とSFR面密度（SigmaSFR）、および星の質量と特定の星形成率（sSFR）と比較します。FeIIとMgIIの相当幅（EW）は、SFRとSigmaSFRの両方で$\gtrsim3\sigma$の有意性で増加しますが、複合スペクトルは、SFR、SigmaSFR、およびsSFRが高い銀河でFeIIEWと流出速度が大きいことを示しています。複合スペクトルの吸収線プロファイルは、サブサンプル間の差異がISMではなく流出によって引き起こされることをさらに示しています。これらの結果は以前の研究の結果と一致していますが、H$\alpha$画像を使用すると、これまでの$z>1$での星形成と流出の関係を最も直接的にテストできます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡や今後の超大型望遠鏡などの将来の施設は、これらの直接的なH$\alpha$ベースの研究を拡張して、質量と星形成率を下げ、銀河の特性の桁違いにわたる銀河フィードバックを調査し、相関関係を強化します。ここにあります。
ペルセウス領域の3つの低質量の若い恒星状天体の周りのエンベロープにおける炭素鎖化学と複合有機分子化学
| Title |
Carbon-Chain_Chemistry_vs._Complex-Organic-Molecule_Chemistry_in_Envelopes_around_Three_Low-Mass_Young_Stellar_Objects_in_the_Perseus_Region |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Liton_Majumdar,_Shigehisa_Takakuwa,_Masao_Saito,_Dariusz_C._Lis,_Paul_F._Goldsmith,_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10218 |
バンド4のALMAサイクル5データを、3つの低質量の若い恒星状天体（YSO）、IRAS03235+3004（以下、IRAS03235）、IRAS03245+3002（IRAS03245）、およびIRAS03271+3013（IRAS03271）に対して分析しました。、ペルセウス地域。HC$_{3}$N（$J=16-15$;$E_{\rm{up}}/k=59.4$K）ラインがすべてのターゲットソースで検出されましたが、4つのCH$_{3}$OHライン（$E_{\rm{up}}/k=15.4-36.3$K）は、IRAS03245でのみ検出されています。HC$_{3}$N分布のサイズ（$\sim2930-IRAS03235およびIRAS03245の3230$au）は、ウォームカーボンチェーンケミストリー（WCCC）ソースL1527のカーボンチェーン種のものと類似しています。IRAS03245のCH$_{3}$OH放出のサイズは$\sim1760$auであり、このソースのHC$_{3}$Nのサイズよりもわずかに小さくなっています。これらのソースで観察されたCH$_{3}$OH/HC$_{3}$Nの存在比を、化学モデルの予測と比較します。IRAS03245で観測された比率は、WCCCメカニズムによるHC$_{3}$Nの形成をサポートする、約30〜35Kの温度でモデル化された値と一致することを確認します。この温度範囲では、CH$_{3}$OHはダスト粒子から熱的に脱着しません。非熱脱離メカニズムまたはCH$_{3}$OHの気相形成は、IRAS03245の周囲で効率的に機能しているようです。IRAS03245がターゲットソースの中で最も高い放射光度を持っているという事実は、これらのメカニズム、特に非熱脱着メカニズム。
渦巻銀河NGC4321で9つの暗黒物質ハローモデルを使用した包括的な分析
この論文は、これまで科学文献に欠けていた9つの異なる暗黒物質プロファイル、すなわち疑似等温、バーカート、NFW、ムーア、エイナスト、コア修正、DC14、coreNFWを検討することにより、渦巻銀河NGC4321（M100）の暗黒物質分析に取り組んだ。およびLucky13プロファイル。この論文では、選択したVLAHI観測データを使用して、星、ガス、暗黒物質のハロー方程式の非線形フィッティングを使用して、銀河NGC4321の回転曲線分析を分析しました。9つの暗黒物質プロファイルのうち、4つの暗黒物質プロファイル（DC14、Lucky13、Burkert、Mooreプロファイル）は減少する特徴を示したため、この銀河には適していないことがわかりました。これは主に、これらの暗黒物質プロファイルの特性と、内部領域のフィッティング内のさまざまなレベルの問題によるものと結論付けられています。残りの5つの受け入れられた暗黒物質プロファイルについては、縮小カイ2乗検定を使用してさらに分析を行いました。受け入れられた5つの暗黒物質プロファイルのうち4つは、コアが変更されたプロファイルの場合を除いて、0.40<縮小カイ2乗<1.70の範囲内にあります。さらに、疑似等温プロファイルは、主に内部領域での線形性と大きな半径での平坦性により、最適なフィッティング、つまり1に最も近いカイ2乗の減少を達成しました。
| Title |
3D_Morphology_of_Open_Clusters_in_the_Solar_Neighborhood_with_Gaia_EDR3:_its_Relation_to_Cluster_Dynamics |
| Authors |
Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Yuqian_Li_(1),_Zeqiu_Yu_(1),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Franti\v{s}ek_Dinnbier_(5),_Pavel_Kroupa_(5_and_6),_Mario_Pasquato_(7_and_8),_M.B.N._Kouwenhoven_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Sciences,_Northern_Arizona_University,_(5),_Astronomical_Institute,_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_Charles_University_in_Prague,_(6)_Helmholtz-Institut_f\"ur_Strahlen-_und_Kernphysik_(HISKP),_Universita\"at_Bonn,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(8)_INFN-_Sezione_di_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10508 |
GaiaEDR3と文献の運動学データを使用して、太陽から500pc以内にある13個の散開星団（OC）の3D形態と運動学を分析します。OCのメンバーは、5Dパラメーター（X、Y、Z、$\mu_\alpha\cos\delta、\mu_\delta$）を使用して、教師なし機械学習メソッドStarGOを使用して識別されます。OCサンプルは25Myr--2.65Gyrの年齢範囲をカバーしています。ベイズインバージョンを使用して、視差エラーによる非対称距離分布を修正します。500〜pcでのクラスターの補正距離の不確実性は、そのメンバーの固有の空間分布に応じて3.0〜6.3〜pcです。サンプル内のOCの3D形態を決定し、楕円体モデルを使用して、各クラスターの潮汐半径内の星の空間分布を適合させます。OCの形状は、扁球（NGC2547、NGC2516、NGC2451A、NGC2451B、NGC2232）、扁球（IC2602、IC4665、NGC2422、Blanco1、かみのけ座）、または3軸楕円体（IC2391、NGC6633、NGC）でよく説明されています。適合した楕円体の半主軸は、ほとんどのクラスターで銀河面に平行です。細長いフィラメント状の下部構造は3つの若いクラスター（NGC2232、NGC2547、NGC2451B）で検出され、潮汐尾状の下部構造（潮汐尾）は古いクラスター（NGC2516、NGC6633、NGC6774、Blanco1、かみのけ座）で検出されます。ほとんどのクラスターは超ビリアルで拡大している可能性があります。SFEが$\約1/3$の急速ガス放出の$N$ボディモデルは、$250\rmM_\odot$よりも大きいクラスターと一致しますが、250$\rmM_\odot$よりも小さいクラスターは傾向があります。断熱ガス排出モデルに同意する。6つのOC（NGC2422、NGC6633、およびNGC6774、NGC2232、Blanco1、かみのけ座）のみが、質量分離の明らかな兆候を示しています。
低周波電波観測による超高光度赤外線銀河の電波銀河への進化の追跡
| Title |
Tracing_the_Evolution_of_Ultraluminous_Infrared_Galaxies_into_Radio_Galaxies_with_Low_Frequency_Radio_Observations |
| Authors |
S._Nandi,_M._Das,_K.S._Dwarakanath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10600 |
巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用した超高光度赤外線銀河（ULIRG）の電波観測を提示し、それらをアーカイブの多周波観測と組み合わせて、ULIRGがローカルユニバースの強力な電波電波銀河の前駆体であるかどうかを理解します。ULIRGは、大きな赤外線光度（$L_{IR}>$10$^{12}$L$\odot$）、大きな塵の塊（$\sim10^{8}M_{\odot}$）、および活発な星形成を特徴としています。（星形成率$\sim$10-100$M_{\odot}〜$yr$^{-1}$）。研究によると、それらはガスが豊富な渦巻銀河の合併の最終段階を表しています。それらの光度は、スターバースト活動と活動銀河核（AGN）の両方に起因する可能性があります。1.28〜GHzのGMRT観測でAGN特性を光学的に識別した13個のULIRGのサンプルを研究します。私たちの目的は、コアジェット構造または核拡張を解決し、ULIRGがラジオラウドエリプティカルに進化しているかどうかを調べることです。私たちの深く低周波の観測は、1つのソースに対してのみわずかな拡張を示しています。ただし、9つのULIRGの統合電波スペクトルは、GPS/CSS/CSO/若い電波源と同様の特性を示しています。推定スペクトル年齢は0.4から20Myrであり、それらが若い電波源であり、電波銀河の可能性のある前駆体であることを示しています。したがって、ほとんどのULIRGは、核活動に関連するkpcスケールの拡張電波放射を示していませんが、それらの電波スペクトルエネルギー分布は若い電波銀河の特徴を示していると結論付けます。
拡散バンド9577および9633-他の星間特徴との関係
| Title |
Diffuse_bands_9577_and_9633_--_relations_to_other_interstellar_features |
| Authors |
G.A._Galazutdinov,_G._Valyavin,_N.R._Ikhsanov,_J._Krelowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10674 |
初めて、9633と9577〜\AAの2つの強い拡散バンド（DIB）の関係を研究します。これは、一般にC$_{60}^+$に起因し、光学およびUVスペクトルに見られる他の星間特徴との関係を含みます。H{\sci}、Ca{\sci}、Fe{\scii}、Na{\sci}、Ti{\scii}、CN、CH、CH$^+$、およびC$_2$DIB5780、5797、6196、6269、6284、および6614。Mg{\scii}による恒星の汚染が修正された、またはDIB9633で無視できることがわかった62の視線を分析しました。DIB9577の等価幅は62で測定されました。視線。上記の機能の強度と主要な拡散バンド（5780および5797）、および他のDIB（一部の例外を除く）の間の相互相関が不十分であることが明らかになりました。考慮されるDIBは、中性水素、分子炭素、および単純な星間ラジカルの特徴ともあまり相関していません。おそらく、この現象は、拡散バンド9577が2つ以上の星間特徴の未解決のブレンドである場合に説明できます。$\sigma$タイプの雲では9633と9577の拡散バンドが強いという兆候があります。つまり、これらの特徴は、非常に高温の近くの星からのUVフラックスが再生される視線で強い、適度に広いDIBの動作に似ています。重要な役割。
HUDFでのALMA分光調査：$ 6 \ leq z \ leq 8 $での[CII]エミッターの検索
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_HUDF:_A_Search_for_[CII]_Emitters_at_$6_\leq_z_\leq_8$ |
| Authors |
Bade_D._Uzgil,_Pascal_A._Oesch,_Fabian_Walter,_Manuel_Aravena,_Leindert_Boogaard,_Chris_Carilli,_Roberto_Decarli,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Yoshi_Fudamoto,_Hanae_Inami,_Rychard_Bouwens,_Paulo_C._Cortes,_Pierre_Cox,_Emmanuele_Daddi,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Ivo_Labbe,_Gerg\"o_Popping,_Dominik_Riechers,_Mauro_Stefanon,_Paul_Van_der_Werf,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10706 |
ハッブルウルトラディープフィールド（ASPECS）バンド6スキャン（212-272GHz）でのALMA分光調査は、2.9分角$^2$の領域全体で$6\leqz\leq8$の銀河における潜在的な[CII]放射をカバーしています。既知のライマン-$\alpha$エミッター（LAE）とフィールド内のフォトメトリックドロップアウト銀河を選択することにより、5$\sigma$[CII]光度深度$L_{\mathrm{[CII]}}までターゲット検索を実行します。\sim2.0\times10^8$L$_{\odot}$、おおよそ$10$-$20$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の星形成率（SFR）に対応星形成銀河に局所的に較正された変換を適用し、ゼロ検出をもたらします。このサンプルの銀河の大部分はSFRが低いという特徴がありますが、これらの光源で得られる[CII]の光度の上限は、$z=6$-$7$LAEおよびライマン-のターゲットALMA観測の現在の文献サンプルと一致しています。破壊銀河（LBG）、および$L_{\mathrm{[CII]}}$とSFRの間の局所的に較正された関係-単一の[CII]欠損、UV発光LBGを除く。また、[CII]のブラインド検索も実行します。これは、光学的選択では見逃された可能性のある明るい銀河であり、$L_{\mathrm{[CII]}}>を使用して[CII]ソースの累積数密度に上限があります。2.0\times10^8$L$_{\odot}$（$5\sigma$）は$1.8\times10^{-4}$Mpc$^{-3}$（90％の信頼水準）未満になります。この光度の深さとボリュームカバレッジで、ASPECS測定をより低い赤方偏移での文献結果と比較することにより、[CII]光度関数の観測された進化を$z=6$-$8$から$z\sim0$に提示します。
へびつかい座ロー星のS1周辺のイオン化ガス、原子ガス、PDRガスの分布
| Title |
The_distribution_of_ionized,_atomic_and_PDR_gas_around_S1_in_Rho_Ophiuchus |
| Authors |
B._Mookerjea_(TIFR,_Mumbai,_India),_G._Sandell_(IofA,_Univ_of_Hawaii),_V._S._Veena_(Univ._of_Cologne),_R._Guesten_(MPIfR,_Bonn),_D._Riquelme_(MPIfR,_Bonn),_H._Wiesemeyer_(MPIfR,_Bonn),_F._Wyrowski_(MPIfR,_Bonn),_M._Mertens_(Univ._of_Cologne) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10720 |
へびつかい座ロー星の初期のB星S1は、HII領域を励起し、大きな卵形の光分解（PDR）空洞を照らします。PDRは、高密度の分子へびつかい座ロー星の尾根によって西と南西に制限されており、北東の拡散した低密度の雲にさらに自由に拡大します。新しいSOFIAGREAT、GMRT、APEXデータを、Herschel/PACS、JCMT/HARPSからのアーカイブデータとともに分析して、この地域の光照射されたイオン化ガスと中性ガスの特性を研究します。トレーサーには、158ミクロンの[CII]、63および145ミクロンの[OI]、COおよび13COのJ=6-5遷移、HCO+（4-3）、610および1420MHzの放射性連続体、21cmのHIが含まれます。。PDRの放出は、星雲の南東に強く赤方偏移し、主に北西側で青方偏移します。[CII]および[OI]63スペクトルは、ほとんどのPDRで強く自己吸収されます。それぞれ光学的に薄い対応物[13CII]と[OI]145を使用することにより、自己吸収は周囲の冷たい分子雲ではなく、暖かい（>80K）前景PDRガスによって支配されていると結論付けます。PDRのC+とOのカラム密度はそれぞれ3e18と2e19cm^-2と推定されます。恒星の遠紫外線フラックスと再処理された赤外線放射の比較は、北西へのガスの凝集性の強化を示唆しています。PDRガスからの放出の分析は、高密度（10^6cm^-3）の塊、中密度（10^4cm^-3）、および拡散（10^3cm）からなる少なくとも3つの密度成分の存在を示唆しています。^-3）塊間媒体。中密度成分は主に、西側の分子雲と圧力平衡にあるPDRガスの熱圧力に寄与します。PDRが傾いて歪んでおり、空洞の南東側が前部でより密であり、北西側が後部でより密であることがわかります。
銀河面に垂直な分子ガス分布
| Title |
Molecular_gas_distribution_perpendicular_to_the_Galactic_plane |
| Authors |
Yang_Su,_Ji_Yang,_Qing-Zeng_Yan,_Shaobo_Zhang,_Hongchi_Wang,_Yan_Sun,_Zhiwei_Chen,_Chen_Wang,_Xin_Zhou,_Xuepeng_Chen,_Zhibo_Jiang,_and_Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10727 |
MWISPCO調査からの約370平方度のデータを使用して、l=[16,52]degおよび|b|<5.1degの領域の接点に向かう分子雲（MC）の垂直分布を調査します。分子ディスクは、層の厚さ（FWHM）がそれぞれ約85pcと約280pcの2つのコンポーネントで構成されています。内側のギャラクシーでは、薄い円盤の分子量が支配的ですが、厚い円盤のCO放出が弱い個別のMCによってトレースされる分子量は、おそらく分子量全体の10％未満です。厚い円盤内のCOガスについては、銀河面から100pcを超える高zMCが1055個特定されました。ただし、|z|>360pc領域には、少数のサンプル（つまり、32個のMC）しかありません。通常、シックディスク母集団の個別のMCは、ピーク温度の中央値が2.1K、速度分散の中央値が0.8km/s、有効半径の中央値が2.5pcです。これらのMCの表面密度の中央値は6.8Msun/pc^2であり、これらの高zMCのCO排出量が非常に少ないことを示しています。雲と雲の速度分散は4.9+-1.3km/sであり、R_GC=2.2-6.4kpcの領域で-0.4km/s/kpcの傾きの線形変化が得られます。これらの雲がディスクの引力に対する乱流運動によってサポートされていると仮定すると、rho0（R）=1.28exp（-R/3.2kpc）Msun/pc^3のモデルを使用して合計の分布を記述することができます。銀河系のミッドプレーンの質量密度。
遠赤外線原子線比のブラックホールによる裏返しの消光の捕捉
| Title |
Capturing_the_inside-out_quenching_by_black_holes_with_far-infrared_atomic_line_ratios |
| Authors |
Shigeki_Inoue,_Hiroshi_Matsuo,_Naoki_Yoshida,_Hidenobu_Yajima,_Kana_Moriwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10752 |
銀河からの遠赤外線微細構造線の相対強度を使用して、巨大なブラックホール（BH）による裏返しの消光の初期段階を特徴づけることを提案します。BHフィードバックは、周囲のガスを排出することによって星形成を抑えると考えられています。銀河中心部のガス密度に対するフィードバック効果を定量化するために、さまざまなBHフィードバックモデルを実装するIllustrisTNGおよびIllustrisシミュレーションの出力を利用します。H$_{\rm〜II}$領域の物理モデルを考案し、[O$_{\rm〜III}$]$52$および$88〜{\rm\mum}$線の強度を計算します。線強度比は局所的な電子密度に敏感であるため、BH消光の強度と物理的範囲を測定するために使用できます。IllustrisTNGでモデル化されているように、BHフィードバックが突然動作し、ガスが特定の質量に成長したときにガスを排出する場合、低密度ガスは$88に対して比較的弱い[O$_{\rm〜III}$]$52$ラインを生成します。〜{\rm\mum}$。対照的に、Illustrisのように、フィードバック強度、したがって局所ガス密度がBH質量と強く相関していない場合、線比は、異なる進化段階の銀河間で大幅に変化するとは予想されません。これらの機能がシミュレーションで再現されていることがわかります。また、線の比率は測定用の開口サイズに敏感ではないため、観測で銀河の中心を分解する必要がないことも示しています。統合されたライン比を使用して、BHによる裏返しの消光の開始をキャプチャできると主張します。
W33に向けた運動学と星形成：ハブとしての中央ハブ-フィラメントシステム
| Title |
Kinematics_and_star_formation_toward_W33:_a_central_hub_as_a_hub--filament_system |
| Authors |
Xiao-Lan_Liu,_Jin-Long_Xu,_Jun-Jie_Wang,_Nai-Ping_Yu,_Chuan-Peng_Zhang,_Nan_Li,_Guo-Yin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10827 |
$^{12}$CO（1-0）、$^{13で、$1.3^\circ\times1.0^\circ$の領域をカバーする、W33複合体とその周辺に向けた大規模なマッピング観測を実行しました。紫金山天文台（PMO）からの}$CO（1-0）、およびC$^{18}$O（1-0）ライン。W33複合施設に、30〜38.5\kmの範囲の新しいハブフィラメントシステムが見つかりました。3つの超臨界フィラメントが中央ハブW33に直接収束しています。速度勾配はフィラメントに沿って検出され、降着率は$\rm10^{-3}\、M_\odot\、yr^{-1}$の順です。中央ハブW33の総質量は$\rm\sim1.8\times10^5\、M_\odot$で、ハブフィラメントシステムの質量の$\sim60\％$を占めています。これは、中央ハブがハブフィラメントシステムのマスリザーバーであることを示しています。さらに、49個のATLASGALクランプがハブフィラメントシステムに関連付けられています。凝集塊の$57\％$が中央ハブW33にあり、フィラメントとW33複合体の交差点に集まっていることがわかります。さらに、クラスIの若い恒星状天体（YSO）の分布は、ハブフィラメントシステムに似た構造を形成し、塊がグループ化する場所でピークに達します。この領域での塊形成と星形成のメカニズムは相関しているようです。フィラメントに沿ったガスの流れは、材料を交差点に供給し、ハブ-フィラメントシステムW33での凝集と凝集塊の形成につながる可能性があります。フィラメントとW33複合体の間の交差点での星形成は、交差点に収束するガスの動きによって引き起こされる可能性があります。
非常に低い光度の物体のエンベロープにおけるガスの落下運動
| Title |
Gas_infalling_motions_in_the_envelopes_of_Very_Low_Luminosity_Objects |
| Authors |
Mi-Ryang_Kim,_Chang_Won_Lee,_Maheswar,_G,_Philip_C._Myers,_and_Gwanjeong_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10896 |
内向きの動きの物理的プロセスを理解する目的で実行された、光学的に太い（HCN1-0）線と細い（$\rmN_2H^+$1-0）線の95VeLLOに対する単一パラボラアンテナ調査の結果を示します。VeLLOのエンベロープとその真の性質の特徴。2つのラインのピーク速度間の正規化された速度差（$\deltaV_{HCN}$）は、両方のラインで検出された41のVeLLOについて導出されました。これらのVeLLOの$\deltaV$分布は、青に大きく歪んでいることがわかります。これは、エンベロープ内の落下運動が優勢であることを示しています。落下速度は、HILL5放射伝達モデルを使用して15個の落下候補について導き出されました。速度は0.03$\rmkm〜s^{-1}$から0.3$\rmkm〜s^{-1}$の範囲で、中央値は0.16$\rmkm〜s^{-1}$、圧力のないエンベロープからの重力の自由落下速度と一致しています。落下速度から計算された大量落下率は、ほとんどが$10^{-6}M_{\odot}〜yr^{-1}$のオーダーで、中央値は$\rm3.4\pm1.5\times10^です。{-6}M_{\odot}〜yr^{-1}$。これらは、裏返しの崩壊モデルで予測された値とも一致しており、VeLLOの内部光度とかなり良好な相関関係を示しています。これもまた、VeLLOに向かって観測された落下運動は、それらのエンベロープ内の重力落下運動による可能性が高いことを示しています。私たちの研究は、ほとんどのVeLLOが潜在的にかすかな原始星であるのに対し、2つのVeLLOはおそらく褐色矮星の候補である可能性があることを示唆しています。
EAGLEシミュレーションでハローに降着するガスの物理的性質を明らかにする
| Title |
Revealing_the_physical_properties_of_gas_accreting_to_haloes_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Ruby_J._Wright,_Claudia_del_P._Lagos,_Chris_Power,_Camila_A._Correa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10913 |
ハローへの宇宙ガスの流入は、直接観測して定量化するのは困難ですが、銀河のバリオンサイクルにおいて基本的な役割を果たしています。流体力学的シミュレーションのEAGLEスイートを使用して、ハローに降着するガスの物理的特性、つまり、その空間特性、密度、温度、および金属量の徹底的な調査を提示します。$10^{5.5}{\rmK}$の温度低下に基づいて降着を「高温」または「低温」に分類すると、低温の被覆率（$f_{\rmcov}$）がわかります。-モード降着ガスはホットモードよりも大幅に低く、$z=0$$f_{\rmcov}$の値はそれぞれ$\approx50\％$と$\upperx80\％$です。EAGLEの活動銀河核（AGN）フィードバックは、流入$f_{\rmcov}$値を$\約10\％$減少させ、流出は降着流に利用できる立体角を減少させます。粒子の履歴で流入を分類すると、ハローへの最初の流入時のガスは、銀河系周辺媒体（CGM）を模倣していることがわかった前処理済みガスと比較して、$\約2$〜dexだけ金属が枯渇していることがわかります。金属含有量の条件。また、高い（低い）ハロースケールのガス降着率は、$10^{12}M_{\odot}$未満のハローの金属に乏しい（豊富な）CGMと関連しており、ハロースケールのガス降着率の変動は低星（$\lesssim10^{9}M_{\odot}$）と高星（$\gtrsim10^{10}M_{\odot}$）での星形成主系列の降着の強化についての物理的な説明を提供します大衆。私たちの結果は、ガスの流入がいくつかのハロースケールと銀河スケールの特性にどのように影響するか、そしてCGM観測でガスの降着と流出の間の縮退を自信を持って打破するために運動学的データと化学データを組み合わせる必要性を強調しています。
TMC-1でのCH2CHCCHの発見と、HCCN、HC4N、CH3CH2CN、および暫定的にはCH3CH2CCHの検出
| Title |
Discovery_of_CH2CHCCH_and_detection_of_HCCN,_HC4N,_CH3CH2CN,_and,_tentatively,_CH3CH2CCH_in_TMC-1 |
| Authors |
J._Cernicharo,_M._Agundez,_C._Cabezas,_N._Marcelino,_B._Tercero,_J._R._Pardo,_J._D._Gallego,_F._Tercero,_J._A._Lopez-Perez,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10920 |
ビニルアセチレン、CH2CHCCHのTMC-1での発見と、HCCN、HC4N、およびCH3CH2CNの冷たい暗い雲での初めての検出を紹介します。CH3CH2CCHの暫定的な検出も報告されています。ビニルアセチレンのカラム密度は（1.2+/-0.2）e13cm-2であり、TMC-1で検出される最も豊富な閉殻炭化水素の1つです。その存在量は、プロピレンのCH3CHCH2のわずか3分の1です。HCCNおよびHC4Nで得られたカラム密度は、それぞれ（4.4+/-0.4）e11cm-2および（3.7+/-0.4）e11cm-2です。したがって、HCCN/HC4Nの存在比は1.2+/-0.3です。シアン化エチルの場合、カラム密度は（1.1+/-0.3）e11cm-2になります。これらの結果は、TMC-1の最先端の化学モデルと比較されます。TMC-1は、気相化学経路を通じて観察されたこれらの分子の存在量を説明することができます。
| Title |
Future_merger_of_the_Milky_Way_with_the_Andromeda_galaxy_and_the_fate_of_their_supermassive_black_holes |
| Authors |
Riccardo_Schiavi,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta,_Manuel_Arca-Sedda,_Mario_Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10938 |
私たちの銀河と近くのアンドロメダ銀河（M31）は、局部銀河群の中で最も巨大なメンバーであり、2つの銀河の相対運動の不確実性にもかかわらず、それらは束縛されたペアのようです。多くの研究は、2つの銀河が次の4$-$5Gyrで接近する可能性が高いことを示しています。直接$N$体シミュレーションを使用して、この相互作用をモデル化し、天の川-アンドロメダシステムの未来に光を当て、それらの中心にある2つの超大質量ブラックホール（SMBH）の運命を初めて調査しました。2つの銀河の相対運動の不確実性が、それらが移動する拡散環境の初期速度と密度に関連して、それらが融合して「ミルコメダ」を形成するのに必要な時間の推定にどのように影響するかを調査しました。銀河の合体後、2つのSMBHの進化を追跡し、緊密なペアリングと融合を実現します。パラメータの基準セットに基づいて、天の川とアンドロメダが次の4.3Gyrで最も接近し、10Gyrのスパンでマージすることがわかります。最初の遭遇の時間は他の予測と一致していますが、合併は以前の見積もりよりも遅く発生することがわかりました。また、2つのSMBHがミルコメダの内部領域で渦巻き状になり、2つの銀河が合併した後、16.6Myr未満で合体することも示しています。最後に、SMBHのインスピレーションによって引き起こされる重力波放出を評価し、次世代の重力波検出器を介して、近くの宇宙（$z\leq2$）での同様のSMBH合併の検出可能性について説明します。
NGC \、4654銀河の形成過程でNSCを観測していますか？
| Title |
Are_we_observing_a_NSC_in_course_of_formation_in_the_NGC\,4654_galaxy? |
| Authors |
Riccardo_Schiavi,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta,_Iskren_Y._Georgiev,_Manuel_Arca-Sedda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10947 |
直接$N$体シミュレーションを使用して、天の川銀河と同様の質量を持つ渦巻銀河であるNGC\、4654の中心に向かって観測された2つの巨大なクラスターの将来の進化に関するいくつかの可能なシナリオを調査します。アーカイブHSTデータを使用して、2つのクラスターの測光質量$M=3\times10^5$M$_\odot$と$M=1.7\times10^6$M$_\odot$を取得します。半光半径、$R_{\rmeff}\sim4$pcと$R_{\rmeff}\sim6$pc、および銀河の測光中心からのそれらの投影距離（両方とも$<22$pc）。これら2つのクラスター（$\sim24$pc）の構造と分離に関する知識は、大規模なクラスターをホストする銀河の中央ゾーンのダイナミクスを研究するための独自のビューを提供します。未知のクラスターの軌道パラメーターのいくつかを変化させて、これらのクラスターの将来の進化が必然的にそれらの合併をもたらすことを示すいくつかの$N$-bodyシミュレーションを実行します。主に相対軌道の形状に応じて、82Myr未満で銀河中心に合流することがわかります。潮汐の相互作用に加えて、力学的摩擦ブレーキを適切に考慮すると、マージ時間が数Myrまで短縮されます。また、この過程で銀河の中心に巨大なNSCが形成される可能性についても調査しています。私たちの分析によると、離心率が低く、マージ時間が比較的長い場合、最終的にマージされるクラスターは球形であり、有効半径は数パーセクで、質量は有効半径内で$10^5\、\mathrm{のオーダーです。M_{\odot}}$。このようなクラスターの中心密度はホスト銀河の中心密度よりも高いため、この合併の残骸は将来のNSCの胚である可能性があります。
湯川のようなブラックホールの周りの磁化されたディスクと光子リング
| Title |
Magnetized_discs_and_photon_rings_around_Yukawa-like_black_holes |
| Authors |
Alejandro_Cruz-Osorio,_Sergio_Gimeno-Soler,_Jos\'e_A._Font,_Mariafelicia_De_Laurentis,_and_Sergio_Mendoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10150 |
解析的で静的な球対称の$f（R）$重力背景で、回転しないブラックホールを囲む自己無撞着なトロイダル磁場分布を備えた幾何学的に厚いディスク（またはトーラス）の定常解を提示します。これらの$f（R）$重力モデルは、ニュートンポテンシャルに湯川のような修正を導入し、修正されたポテンシャルの強度を制御し、その特定の値がディスク構成に影響を与える単一のパラメーター$\delta$にエンコードされます。一般相対論的ケース。私たちのモデルは、純粋な流体力学的ディスクから高度に磁化されたトーラスまで、さまざまな磁場強度にまたがっています。ソリューションの特性は、中心密度、質量、幾何学的サイズ、角度サイズ、およびシュワルツシルト時空からのブラックホールメトリック偏差を分析することによって識別されます。一般相対論的限界（$\delta=0$）では、モデルはシュワルツシルトブラックホールの以前の結果を再現します。一般相対性理論からの$\sim10\％$偏差に対応する、$\delta$パラメータの小さな値の場合、事象の地平線サイズ、$\sim5\％$で$\sim2\％$の変動が見つかります。ディスクの内側の端と中心の位置がシフトし、外側の端が$\sim10\％$増加します。しかし、$|\delta|>0.1$の分析では、ディスクの形態学的および熱力学的特性に大きな影響を与えるブラックホール時空解の顕著な変化が明らかになりました。一般相対性理論との比較は、無限遠にある光源によって生成された光子リングのサイズを計算することによってさらに調査されます。これにより、M87とSgrA$^*$のライトリングのサイズの事象の地平線望遠鏡の観測に基づいて$f（R）$重力モデルのパラメーターに制約を課すことができます。
グリーンバンク北部天体キャップパルサー調査。 VI。 PSR J1759 + 5036のタイミングと発見：二重中性子星連星パルサー
| Title |
The_Green_Bank_Northern_Celestial_Cap_Pulsar_Survey._VI._Timing_and_Discovery_of_PSR_J1759+5036:_A_Double_Neutron_Star_Binary_Pulsar |
| Authors |
Gabriella_Agazie,_Michael_Mingyar,_Maura_McLaughlin,_Joseph_Swiggum,_David_Kaplan,_Harsha_Blumer,_Pragya_Chawla,_Megan_DeCesar,_Paul_Demorest,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Joseph_Gelfand,_Victoria_Kaspi,_Vladislav_Kondratiev,_Malcolm_LaRose,_Joeri_van_Leeuwen,_Lina_Levin,_Evan_Lewis,_Ryan_Lynch,_Alexander_McEwen,_Hind_Al_Noori,_Emilie_Parent,_Scott_Ransom,_Mallory_Roberts,_Ann_Schmiedekamp,_Carl_Schmiedekamp,_Xavier_Siemens,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_Stairs,_and_Mayuresh_Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10214 |
グリーンバンクノースセレスティアルキャップ（GBNCC）調査は、ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡を使用したパルサーと高速電波トランジェントの350MHz全天調査です。現在までに、この調査では、33ミリ秒パルサー（MSP）と24個の回転無線トランジェント（RRAT）を含む190を超えるパルサーが発見されています。調査では、PSRJ1759+5036、2。04日の周期の軌道で176ミリ秒の自転周期、離心率0.3、投影された半主軸6.8の連星パルサーを含むいくつかのエキゾチックなパルサーが発見されました。光秒。7年間のタイミングデータを使用して、ケプラー後の1つのパラメーターであるペリアストロンの前進を測定できます。これにより、システムの総質量を2.62（3）太陽質量に制限することができます。この制約は、自転周期と軌道パラメータとともに、これが二重中性子星系であることを示唆していますが、パルサー白色矮星のバイナリを完全に除外することはできません。このパルサーは、おそらくシンチレーションが原因で、観測の約45％でのみ検出可能です。ただし、他の寄与効果があるかどうかを判断するには、追加の観察が必要です。
高速電波バーストのためのクラフトFASTによって検出された新しいFRBとの分散-フルエンス関係の拡張
| Title |
CRAFTS_for_Fast_Radio_Bursts_Extending_the_dispersion-fluence_relation_with_new_FRBs_detected_by_FAST |
| Authors |
Chen-Hui_Niu,_Di_Li,_Rui_Luo,_Wei-Yang_Wang,_Jumei_Yao,_Bing_Zhang,_Wei-Wei_Zhu,_Pei_Wang,_Haoyang_Ye,_Yong-Kun_Zhang,_Jia-rui_Niu,_Ning-yu_Tang,_Ran_Duan,_Marko_Krco,_Shi_Dai,_Yi_Feng,_Chenchen_Miao,_Zhichen_Pan,_Lei_Qian,_Mengyao_Xue,_Mao_Yuan,_Youling_Yue,_Lei_Zhang_and_Xinxin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10546 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって発見された3つの新しいFRB、つまりFRB181017.J0036+11、FRB181118、FRB181130を、CommensalRadioAstronomyFASTSurvey（CRAFTS）を通じて報告します。以前に報告されたFRB181123とともに、FASTで検出された4つのFRBはすべて、低フルエンス（$\leq$0.2Jyms）と高分散測定（DM、$>1000$\dmu）の同じ特性を共有しており、DMとFRB人口全体のフルエンスとの相関関係。FRB181118およびFRB181130は、帯域制限された機能を示します。FRB181130は、1.25GHzで顕著に散乱します（$\tau_s\simeq8$ms）。FRB181017.J0036+11は、0.042Jymsのフルエンスで全帯域幅の放射を持ちます。これは、これまでに検出された最も弱いFRBソースの1つです。CRAFTSは、以前は他の調査では到達できなかったフルエンス-$\rmDM_E$ダイアグラムで、より遠くて暗いFRBの領域を埋める、FRBの新しいサンプルの作成を開始します。FRBの暗黙の全天イベント率は$95\％$信頼区間で$1.24^{+1.94}_{-0.90}\times10^5$sky$^{-1}$day$^{-1}$です。0.0146Jyms以上。また、CRAFTSFRB検出の確率密度関数は、想定される固有のFRBの光度関数と宇宙論的進化に敏感であり、より多くの発見によってさらに制約される可能性があることもここで示します。
硬X線で選択されたセイファート銀河のほぼ完全なサンプルにおける普遍的なラジオ/ X線相関の可能な証拠
| Title |
Possible_Evidence_of_a_Universal_Radio/X-ray_Correlation_in_a_near-Complete_Sample_of_Hard_X-ray_Selected_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
N._Chang,_F._G._Xie,_X._Liu,_L._C._Ho,_A.-J._Dong,_Z._H._Han,_X._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10578 |
ディスクとジェットの結合は、プローブされるソースのさまざまな特性に依存する可能性が高いため、サンプルの制御は常に重要ですが、困難な作業です。この作業では、セイファート銀河のINTEGRAL硬X線で選択されたサンプルを再分析しました。ブラックホールの質量が測定され、電波とX線の光度が測定される光源のみを考慮します。私たちのサンプルには64個の光源が含まれており、明るいAGNと低輝度のAGNの両方で構成されています。最初に、$L_{HX}/L_X$分布が類似しているため、電波の大きいセイファート銀河のX線起源は、高温の降着に起因する電波の静かなセイファート銀河のX線起源と同じである可能性があることがわかりました。流れ（または同様に、コロナ）。次に、ラジオとX線の光度の関係を調べます。サンプルは$L_X/L_{Edd}$に依存するブラックホール質量$M_{BH}$の選択バイアスに苦しんでいるため、ラジオ（1.4GHz）とX-の間の相関勾配$\xi_X$に焦点を当てます。エディントン単位の光線の光度、つまり$（L_R/L_{Edd}）\propto（L_X/L_{Edd}）^{\xi_X}$。さまざまな特性に従ってソースを分類します。つまり、1）セイファート分類、2）ラジオのラウドネス、3）ラジオの形態です。これらの分類の違いにもかかわらず、サンプル内のすべてのソースは、$\xi_X=0.77\pm0.10$の普遍的な相関勾配$\xi_X$と一致していることがわかります。電波が静かなシステムで考えられるさまざまな無線エミッターを考えると、これは予想外のことです。ジェットの解釈については、我々の結果は、すべてのセイファート銀河の間で共通/普遍的であるが特定されるべきジェット発射メカニズムを示唆しているかもしれませんが、ブラックホールスピンや磁場強度などの特性は二次的な役割しか果たしていません。さらに、セイファート銀河のジェット生成効率$\eta_{jet}$を推定します。これは、平均で$\eta_{jet}\upperx1.9^{+0.9}_{-1.5}\times10^{-4}$です。。また、システムが暗くなるにつれて$\eta_{jet}$が増加することもわかりました。
LHCと天体物理学におけるマルチレプトン異常の接続とMeerKAT / SKAの展望
| Title |
Connecting_multi-lepton_anomalies_at_the_LHC_and_in_Astrophysics_and_the_prospects_of_MeerKAT/SKA |
| Authors |
Geoff_Beck,_Mukesh_Kumar,_Elias_Malwa,_Bruce_Mellado_and_Ralekete_Temo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10596 |
大型ハドロン衝突型加速器でのマルチレプトン異常は、追加の一重項スカラーを備えた2つのヒッグス二重項モデルによってかなりよく説明されています。ここでは、このモデルを使用して、銀河中心からのガンマ線フラックスの過剰とAMS-02からの宇宙線スペクトルを記述することもできることを示します。これは、一重項スカラーを介した暗黒物質（DM）の消滅によって実現されます。非常に興味深いのは、天の川衛星のDMの消滅に起因するシンクロトロン放出のフラックスです。近くの矮小銀河レティキュラム〜IIのミーアキャット観測を予測し、間接暗黒物質探索の新たなフロンティアとしてのこの装置の力を実証します。
ホストへのトランジェントの確率的関連付け（PATH）
| Title |
Probabilistic_Association_of_Transients_to_their_Hosts_(PATH) |
| Authors |
Kshitij_Aggarwal,_Tam\'as_Budav\'ari,_Adam_T._Deller,_Tarraneh_Eftekhari,_Clancy_W._James,_J._Xavier_Prochaska,_Shriharsh_P._Tendulkar_(The_FRB_Associations_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10627 |
銀河系外の一時的なソースが候補のホスト銀河に関連付けられている確率を推定するための新しい方法を紹介します。このアプローチは、単純な観測量、つまり空の座標とその不確実性、銀河フラックス、角度サイズのみに依存しています。この形式はベイズの定理を呼び出して、銀河の前のP（O）、観測量x、およびホスト銀河内/周辺の過渡現象の真の分布の仮定モデルから事後確率P（O_i|x）を計算します。十分に研究されたCOSMOSフィールドに配置されたシミュレートされたトランジェントを使用して、メソッドの感度を調査するために、いくつかの不可知論的で物理的に動機付けられた事前分布とオフセット分布を検討します。次に、この方法論を、数秒角の不確実性でローカライズされた13〜高速電波バースト（FRB）のセットに適用します。私たちの方法論では、これらのうち9つが単一のホスト銀河P（O_i|x）>0.95に安全に関連付けられていることがわかりました。これらの安全なFRBホストの観察された固有のプロパティを調べ、以前の作業と同様の分布を回復します。さらに、安全に識別されたホスト銀河の見かけの等級と、対応するFRBの推定された宇宙分散測定値との間に強い相関関係があります。これはMacquartの関係から生じます。FRBとの将来の作業では、将来の関連付けの事前確率として、この関係と安全なホストからの他の手段を活用します。この方法論は、一時的なタイプ、ローカリゼーションエラー、および画質に一般的です。ホスト銀河の関連性が科学にとって重要である他の過渡現象への適用をお勧めします。重力波イベント、ガンマ線バースト、および超新星。この手法は、GitHubのPythonでエンコードされています：https：//github.com/FRBs/astropath。
一般相対論的放射輸送：AGNディスク、風、ジェットのVLBI / EHT観測への影響
| Title |
General_relativistic_radiation_transport:_Implications_for_VLBI/EHT_observations_of_AGN_discs,_winds_and_jets |
| Authors |
Bidisha_Bandyopadhyay,_Christian_Fendt,_Dominik_R._G._Schleicher,_Christos_Vourellis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10735 |
2019年、EventHorizonTelescopeCollaboration（EHTC）は、超長基線干渉法（VLBI）技術によって取得された超大質量ブラックホール（SMBH）の最初の画像を公開しました。将来的には、近くにある他の活動銀河核（AGN）について、さらに感度の高いVLBI観測が行われることが予想されるため、このような画像でどのような特徴が期待できるかを理解することが重要です。この論文では、抵抗率を含む一般相対論的磁気流体力学（GR-MHD）シミュレーションを後処理し、薄いディスクから起動される自己無撞着なジェット形成モデル（抵抗性質量負荷を伴う）を提供します。レイトレーシングは、シンクロトロン放射を想定した一般相対論的レイトレーシングコードGRTRANSを使用して行われます。降着円盤、風、ジェットなどのブラックホール環境の様子を、さまざまな条件で、ブラックホールの質量、降着率、スピン、傾斜角、円盤のパラメータ、観測頻度を変えて調べます。M87のようなパラメーターを採用すると、いくつかのシミュレーションでリングのような特徴（EHTで観察されたものと同様）を再現できることを示します。後者は、このような薄いディスクモデルが観察された結果と一致している可能性が高いことを示唆しています。質量、降着率、スピン、その他のパラメーターに応じて、他のSMBHは、観測で到達できる感度に応じて、風やジェットなどの追加の機能を示す場合があることに注意してください。
相対論的中性子星の超流動コアにおける渦のピン止め
中性子超流動に作用し、量子化された中性子渦を超流動中性子星の外核の陽子フラックスイドに固定することによって局所的に誘発される滑らかな平均相互摩擦力の最近のニュートン処理は、ここでは一般相対論的枠組みに適合しています。Carter＆Chamel（2004）の完全な4D共変ニュートン形式を使用して、個々の渦の局所的な非相対論的運動を星の全体的なダイナミクスにどのように一致させることができるかを示します。パルサー周波数グリッチの解釈に必要な、完全な一般相対性理論で超流動回転中性子星の現実的なシミュレーションを実行するために必要なすべての動的方程式を導き出します。グローバルダイナミクスにおける渦のピン止めの役割は自明ではないようです。
超大光度X線源の長期X線スペクトル進化：降着流の形状と降着器の性質への影響
| Title |
Long-term_X-ray_spectral_evolution_of_Ultraluminous_X-ray_sources:_implications_on_the_accretion_flow_geometry_and_the_nature_of_the_accretor |
| Authors |
Andr\'es_G\'urpide,_Olivier_Godet,_Filippos_Koliopanos,_Natalie_Webb_and_Jean-Fran\c{c}ois_Olive |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11159 |
いくつかの超大光度X線源（ULX）での脈動の発見は、ULXの一部が中性子星（NS）への超エディントン降着によって動力を供給されていることを示しました。これにより、ULX母集団内のNSとブラックホール（BH）の比率と、ULXがエディントン光度をはるかに超える光度に到達できる物理メカニズム（強力な磁場または放出をコリメートするかなり強い流出）についての議論が始まりました。オブザーバー。超臨界降着BH、弱くまたは強く磁化されたNSを区別するために、17個のULXのサンプルの長期X線スペクトル進化を研究します。そのうち6個はNSをホストすることが知られています。\chandra、\xmm\、および\nustar\天文台からのアーカイブデータを組み合わせて、各ソースの広範囲のスペクトル状態をサンプリングし、硬度-光度図（HLD）で各ソースの進化を追跡します。NS-ULXは、サンプルの中で最も難しいソースの1つであり、高エネルギー放出が大きく変動することがわかります。これに基づいて、M81X-6を強力なNS-ULX候補として特定します。その変動性は、NGC1313X-2で見られるものと類似していることが示されています。未知の降着を伴うほとんどのより柔らかいソースは、3つの著しく異なるスペクトル状態の存在を示しています。これは、超臨界風/漏斗構造による質量降着率の変化と不明瞭化を引き起こすと解釈されます。最後に、NGC1313X-1とHolmbergIXX-1の高エネルギー（$\gtrsim$10keV）での変動性の欠如について報告します。これは、BHとNS-ULXを区別する手段を提供する可能性があると主張しています。私たちのサンプルで最も硬い光源は強く磁化されたNSを含んでいる可能性があり、柔らかい光源は弱く磁化されたNSまたはBHによって説明される可能性があり、流出の存在はコンプトンの下方散乱、スペクトル遷移、およびこれらの線源の一部にNSが含まれている場合は、パルス放射の希釈。
積み重ねられたガンマ線バーストスペクトルラグデータからローレンツ不変性違反を検索する
| Title |
Search_for_Lorentz_Invariance_Violation_from_stacked_Gamma-Ray_Burst_spectral_lag_data |
| Authors |
Rajdeep_Agrawal,_Haveesh_Singirikonda,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11248 |
多くの研究で、エネルギーに依存する光速によって引き起こされる、個々のガンマ線バースト（GRB）のスペクトルラグデータのターンオーバーの証拠が見つかりました。これは、ローレンツ不変性違反（LIV）の兆候である可能性があります。。ここでは、合計37個のGRB（合計91個の測定値）からのスペクトルラグデータを積み重ねて、結合されたデータが、LIVによる別の寄与とともに、固有の天体物理学的放出からなる統一モデルと一致するかどうかを検証します。次に、ベイズモデルの比較を実行して、この結合されたスペクトルラグデータが、固有の天体物理学的放出メカニズムと比較して、エネルギーに依存する光速の優先度を示しているかどうかを確認します。LIVの2つの異なるモデルについて、このようなエネルギーに依存する光速の決定的な証拠は見つかりません。さらに、考慮されたモデルのいずれも、スタックされたスペクトルラグデータに適切に適合しません。
TianQinの時間遅延干渉法に対する軌道の影響
提案されている宇宙搭載レーザー干渉重力波（GW）観測所の天琴は、3つの同一の抗力のない衛星によって形成されたほぼ正三角形の星座に地球中心軌道を採用しています。各衛星の地心距離は$\approx1.0\times10^{5}〜\mathrm{km}$であり、干渉計のアーム長は$\upperx1.73\times10^{5}〜\mathrm{km}$。$0.1〜\mathrm{mHz}-1〜\mathrm{Hz}$のGWを検出することを目的としています。宇宙搭載検出器の場合、アームの長さは等しくなく、連続的に変化するため、レーザー周波数ノイズは2次ノイズ（加速ノイズ、光路ノイズなど）よりも約7〜8ドル高くなります。時間遅延一方向周波数測定から仮想干渉計を合成する時間遅延干渉法（TDI）は、レーザー周波数ノイズを二次ノイズと同等またはそれ以下のレベルに抑制するために提案されています。この作業では、星座の実際の回転と屈曲を示すTianQinの衛星の5年間の数値的に最適化された軌道に基づいて、第1世代と第2世代の両方のTDIのさまざまなデータの組み合わせのパフォーマンスを評価します。データの組み合わせの対称干渉パスの時間差は、第1世代のTDIでは$\sim10^{-8}$s、第2世代のTDIでは$\sim10^{-12}$sであることがわかります。、それぞれ。第2世代のTDIはTianQinで有効であることが保証されていますが、第1世代のTDIは、関連するGW周波数のレーザー周波数ノイズの安定化を改善することでGW信号検出に対応できます。
天文学と天体物理学への応用を伴う、アドミアン分解法の簡単な紹介
| Title |
A_Brief_Introduction_to_the_Adomian_Decomposition_Method,_with_Applications_in_Astronomy_and_Astrophysics |
| Authors |
Man_Kwong_Mak,_Chun_Sing_Leung,_Tiberiu_Harko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10511 |
アドミアン分解法（ADM）は、応用数学、工学、物理学、生物学のさまざまな分野で重要なアプリケーションを備えた、幅広いクラスの非線形偏微分方程式と常微分方程式を解くための非常に効果的なアプローチです。本論文の目的は、アドミアン分解法とその応用のいくつかを明確かつ教育学的に紹介することです。特に、任意の係数を持ついくつかの標準的な1次常微分方程式（線形、ベルヌーイ、リカッチ、およびアベル）に注目し、それらの解を得るためのアドミアン法を詳細に示します。いずれの場合も、アドミアン解をいくつかの特定の微分方程式の正確な解と比較し、それらの完全な同等性を示します。2次および5次の常微分方程式も考慮されます。標準ADMの重要な拡張であるラプラス-アドミアン分解法も、特定の2次非線形微分方程式の解の調査を通じて導入されます。また、フィッシャー・コルモゴロフの2次部分非線形微分方程式へのこの方法の適用を示します。これは、多くの物理プロセスの記述で重要な役割を果たします。また、天体物理学と天体物理学での3つの重要な適用を示します。ケプラー方程式、レーン-エムデン方程式、および球対称で静的なシュヴァルツシルト幾何学における質量粒子の運動を記述する一般相対論方程式の解。
主成分分析を使用したツビッキー過渡施設のiバンド画像からの大気フリンジの除去
| Title |
Removing_Atmospheric_Fringes_from_Zwicky_Transient_Facility_i-Band_Images_using_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Michael_S._Medford,_Peter_Nugent,_Danny_Goldstein,_Frank_J._Masci,_Igor_Andreoni,_Ron_Beck,_Michael_W._Coughlin,_Dmitry_A._Duev,_Ashish_A._Mahabal,_Reed_L._Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10738 |
ZwickyTransientFacilityは、複数のフィルターで観測できる47平方度のカメラを使用して、天体の膨大なカタログを観測および構築する能力を大幅に向上させた時間領域光学調査です。ただし、望遠鏡のiバンドフィルターは、特にかすかな光源やマルチエポックの同時追加で、測光精度を低下させる重大な大気縞に悩まされています。ここでは、主成分分析を使用してこれらの大気フリンジのモデルを構築する方法を紹介します。これを使用して、科学画像からこれらの画像アーティファクトを識別して削除できます。さらに、相関バックグラウンドノイズの定量的測定値としてのUniformBackgroundIndicatorと、フリンジを除去した後の測光誤差の低減との関係を示します。単一画像エポックと同時加算の両方で、人工的なかすかな光源の注入と回復を通じて、かすかな光源の測定に対する私たちの方法の効果を評価することによって結論を下します。大気フリンジモデルを構築し、それらのモデルを使用して画像をクリーニングする方法は、オープンソースのPythonパッケージfringezで公開ダウンロードできます。
解釈可能なファラデーの複雑さの分類
| Title |
Interpretable_Faraday_Complexity_Classification |
| Authors |
M._J._Alger,_J._D._Livingston,_N._M._McClure-Griffiths,_J._L._Nabaglo,_O._I._Wong,_C._S._Ong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10903 |
ファラデーの複雑さは、分光偏光観測が単純な磁気構造を持っているか複雑な磁気構造を持っているかを表します。分光偏光観測のファラデーの複雑さをすばやく決定することは、大規模な偏光無線調査を処理するために重要です。単純なソースを見つけると、回転測定グリッドを構築できます。複雑なソースを見つけると、これらのソースをより遅い分析手法やさらなる観測で追跡できます。ファラデーの複雑さを推定するための、シンプルで解釈可能な機械学習分類器のトレーニングに使用できる5つの機能を紹介します。ロジスティック回帰と極端な勾配でブーストされたツリー分類器を、特徴を使用してシミュレートされた偏光スペクトルでトレーニングし、それらの動作を分析し、特徴がシミュレートされたデータと実際のデータの両方に効果的であることを示します。これは、実際の分光偏光測定データへの機械学習手法の最初のアプリケーションです。シミュレートされたASKAPデータで95％の精度、シミュレートされたATCAデータで90％の精度を備えたこの方法は、最先端の畳み込みニューラルネットワークと同等のパフォーマンスを発揮し、よりシンプルで解釈しやすくなっています。私たちの機能でトレーニングされたロジスティック回帰は、実際のデータに対して適切に動作し、その出力は、ファラデーの明らかな複雑さによって分極化されたソースを並べ替えるのに役立ちます。
AdvancedVirgoでのオプトメカニカルパラメトリック不安定性シミュレーション
| Title |
Optomechanical_parametric_instabilities_simulation_in_Advanced_Virgo |
| Authors |
David_Cohen_(IJCLab),_Annalisa_Allocca_(INFN),_Gilles_Bogaert_(ARTEMIS),_Paola_Puppo_(INFN),_Thibaut_Jacqmin_(LKB_(Jussieu)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11070 |
干渉計重力波検出器の感度を向上させるには、レーザー出力を上げることが不可欠です。ただし、オプトメカニカルパラメトリック不安定性は、そのパワーに制限を設定する可能性があります。これらの不安定性に影響を与える多くのパラメータと影響を理解し、特徴づけることは非常に重要です。AdvancedVirgo干渉計（O3構成）のシミュレーションを実行します。特に、オンサイト測定と有限要素解析の両方を組み合わせて、機械モード損失を計算します。また、ミラーの有限サイズ効果の光学モードとパラメトリックゲイン、および熱吸収によるミラーの変形への影響についても研究します。4を超える次数の横光学モードが不安定性プロセスに関与している場合、これらの効果が重要な役割を果たすことを示します。
MICROSCOPE機器の飛行中の特性評価
| Title |
MICROSCOPE_instrument_in-flight_characterization |
| Authors |
Ratana_Chhun,_Emilie_Hardy,_Manuel_Rodrigues,_Pierre_Touboul,_Gilles_M\'etris,_Damien_Boulanger,_Bruno_Christophe,_Pascale_Danto,_Bernard_Foulon,_Pierre-Yves_Guidotti,_Phuong-Anh_Huynh,_Vincent_Lebat,_Fran\c{c}oise_Liorzou,_Alain_Robert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11087 |
MICROSCOPE機器は、わずか10$^{-15}$\、m\、s$^{-2}$の加速度を測定することを目的としており、地上では動作できないため、多くの時間を費やすことは明らかでした。飛行中のその特性。リリースと最初の操作の後、特性評価実験は、科学的測定とそれらから導き出されたその後の結論を統合するために、機器設計のすべての側面をカバーしました。ミッションの過程で、サーボ制御を検証し、各慣性センサーのPID制御法則を更新しました。いくつかの専用実験と機器の感度の分析のおかげで、バイアス、金線と静電剛性、非線形性、結合、テストマスの自由運動範囲など、多くの機器特性を特定することができました。最初に科学的目的に影響を与え、次に機器の良好な動作の分析に影響を与えます。
最適なテンプレートバンク
新しい重力波または電磁源を検索する場合、$n$信号パラメータ（質量、空の位置、周波数など）は不明です。実際には、パラメータ空間内の離散的な点のセットで信号を探します。計算コストはこれらの点の数に比例し、それが固定されている場合、点はパラメータ空間のどこに配置されるべきかという疑問が生じます。現在の文献では、ウィグナーザイツ（ボロノイとも呼ばれる）セルのカバー半径が最小（$\equiv$最小の最大不一致）である点のセット（「テンプレートバンク」と呼ばれる）を選択することを提唱しています。数学的には、このようなテンプレートバンクは「最小の厚さ」を持っていると言われています。ここでは、固定の計算コストで、信号ソースの現実的な母集団の場合、最小の厚さのテンプレートバンクが予想される検出数を最大化しないことを示します。代わりに、ほとんどの検出は、ミスマッチの特定の機能を最小限に抑えるバンクで取得されます。間隔の狭いテンプレートの場合、最も近いテンプレートからの平均二乗距離、つまり予想される平均の不一致を最小化するテンプレートバンクで最も多くの検出が得られます。数学的には、このようなテンプレートバンクは「最適な量子化器」と呼ばれます。$n$次元の格子として構築されたテンプレートバンクに最適な量子化器を確認し、これらの最高のものでさえ、控えめな立方格子に基づくテンプレートバンクよりもわずかな利点しか提供しないことを示します。
周期-光度関係の調査による27個の$ \ delta $ Scuti星の最初の観測的および理論的研究
| Title |
The_First_Observational_and_Theoretical_Studies_of_27_$\delta$_Scuti_Stars_with_Investigation_of_the_Period-Luminosity_Relation |
| Authors |
Atila_Poro,_Ehsan_Paki,_Golnaz_Mazhari,_Soroush_Sarabi,_Farzaneh_Ahangarani_Farahani,_Behjat_Zarei_Jalalabadi,_Alexander_A._Popov,_Alexandra_M._Zubareva,_Hamidreza_Guilani,_Mahshid_Nourmohammad,_Zahra_Sabaghpour_Arani,_Fatemeh_Davoudi,_Amir_Ghalee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10136 |
27個の$\delta$Scuti星の最初のマルチカラーCCD測光研究が提示され、これは3つの観測年にわたって実行されました。各星の観測期間の最大時間とマグニチュードの変化を取得しました。$\delta$Scuti星の天体暦は、観測された最大時間と星の振動周期を使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法に基づいて計算されました。$\delta$Scuti星の絶対等級を計算するために、ガイアEDR3視差を使用しました。質量、半径、光度、温度など、研究対象のすべての星の正確な基本的な物理パラメータが推定されました。星の脈動モードは、ピリオドグラムに従って調査され、すべて放射状の脈動モードにあることが示されました。脈動変光星の周期変化は恒星進化を示しているので、周期-光度（P-L）の関係を計算して議論しました。さらに、基本モードと倍音モードの新しいP-L関係を示します。この目的のために機械学習分類が使用されました。
最も明るいコロナループは常に混合極性磁束に根ざしていますか？
| Title |
Are_the_brightest_coronal_loops_always_rooted_in_mixed-polarity_magnetic_flux? |
| Authors |
Sanjiv_K._Tiwari,_Caroline_L._Evans,_Navdeep_K._Panesar,_Avijeet_Prasad,_Ronald_L._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10146 |
最近の研究では、アクティブ領域（AR）のコロナループの光球の足の対流の自由と磁場の強さが一緒になって、それらの中で加熱を引き起こしたり、消したりできることが示されました。他の研究では、ループフィートでの磁束のキャンセルがループ内の加熱を促進する可能性があることを強調しています。SDO/AIAのEUV画像とSDO/HMIの見通し内（LOS）マグネトグラムを使用して、バイポーラARの24時間動画を追跡し、最も明るい冠状ループの23の足元の磁気極性を調べます。FeXVIII発光（hot-94）画像を（Warrenetal。の方法を使用して）導出して、最も高温/最も明るいループを選択し、非力のないフィールド外挿によってそれらのフットポイントの位置を確認しました。LOSマグネトグラムの各ループフィートの中心にある6"$\times$6"ボックスから、ループの$\sim$40\％には両方のフィートが単極フラックスであり、$\sim$60\％のループには少なくとも1つあることがわかります。混合極性フラックスの足。両足が単極のループは、混合極性の足点フラックスを持つループよりも平均して$\sim$15\％短命ですが、それらのピーク強度の平均は同じです。ループの大部分の少なくとも1フィートに混合極性磁束が存在することは、フットポイントでの磁束キャンセルがほとんどの加熱を駆動する可能性があることを示唆しています。しかし、ループの$\sim$40\％に（HMIの検出限界までの）混合極性磁束がないことは、コロナルループの加熱を駆動するために磁束キャンセルが必要ない可能性があることを示唆しています-両方の磁気対流と磁場強度ループフットが混合極性磁束を示す場合でも、ループフットが加熱の多くを駆動する可能性があります。
ソーラーノイズストームソースパラメータの相関進化の発見：マイクロフレア中の磁場ダイナミクスに関する洞察
| Title |
Discovery_of_correlated_evolution_in_solar_noise_storm_source_parameters:_Insights_on_magnetic_field_dynamics_during_a_microflare |
| Authors |
Atul_Mohan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10153 |
太陽のタイプIノイズストームは、磁場の再構築を受けている活性領域で生成された加速粒子ビームによって生成されます。それらの強度は、1秒未満およびMHz未満のスケール内で桁違いに変化します。しかし、これらのソースの形態学的進化は、必要なイメージングのリズムとメートル波帯の忠実度が不足しているため、これらのスケールでは研究されていません。MurchisonWidefieldArray（MWA）からのデータを使用して、この作業では、弱いマイクロフレアに関連するノイズストームソースのサイズ、空の向き、および強度の共進化を調査します。この作品は、ソースパラメータの進化の2つの相関モードの発見を示しています。ソースの強度とサイズが反相関の進化を示す\s\モードのようなソーセージ。そして、ソースサイズと空の向きが相関する進化を示す\T\モードのようなねじれ。これらのソースで、フレアを介したモード変換が\T\から\s\に初めて観察されます。これらの結果は、編組されたアクティブ領域ループに磁気応力エネルギーが蓄積するという考えを支持します。これは後で不安定になり、最小限の編組状態に緩和するまでフレアと粒子加速を引き起こします。発見されたモード変換は、そのようなアクティブ領域の現象に対する将来の診断になる可能性があります。
$ \ sim $ 170万のKおよびM矮星のためのガイアDR2および測光金属量における高固有運動星のベイズ交差適合試験
| Title |
Bayesian_Cross-Matching_of_High_Proper_Motion_Stars_in_Gaia_DR2_and_Photometric_Metallicities_for_$\sim$1.7_million_K_and_M_Dwarfs |
| Authors |
Ilija_Medan_(1),_S\'ebastien_L\'epine_(1),_Zachary_Hartman_(1,2)_((1)_Georgia_State_University,_(2)_Lowell_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10210 |
5,827,988個の固有運動ガイアソース（$\mu>40\mas\yr^{-1}$）をさまざまな測光調査（2MASS、AllWISE、GALEX、RAVE、SDSS、Pan-STARRS）にクロスマッチさせるベイズ法を紹介します。。これらのオブジェクトをカタログ間で効率的に関連付けるために、各ガイア星の近くにあるすべてのソースの多次元分布を、2$^変位した空の領域のすべてのソースを抽出して得られた確率場の星の参照分布と比較する手法を開発します。\prime$。このオフセットは、局所体の恒星密度と光度分布を保持し、偶然の整列の頻度を特徴づけることを可能にします。ベイズ確率が$>$95％の結果のカタログは、ほとんどのカタログで現在の内部ガイアDR2一致よりもわずかに高い一致率を示します。ただし、Pan-STARRSでは大幅な改善が見られます。GaiaDR2の$\sim$20.8％が低いのに対し、Pan-STARRSフットプリント内のサンプルの$\sim$99.8％が回復されます。これらの結果を使用して、2つの測光金属量関係を較正するためにガウス過程回帰子をトレーニングします。$3500<T_{eff}<5280$Kの矮星の場合、APOGEEおよびHejazietal。の4,378個の星の金属量値を使用します。（2020）関係を調整し、$1\sigma$の精度が0.12dexで、系統的なエラーがほとんどない結果を生成します。次に、$2850<T_{eff}<3500$Kの4,018個の星の金属量を間接的に推測します。これは、最初の回帰子で金属量が推定される原色の幅広いコンパニオンであり、$1\sigma$の精度0.21dexの関係を生成します。重大な体系的エラー。これらの体系的なエラーを減らすために、このサンプルから未解決のバイナリをより適切に削除するには、追加の作業が必要です。
ヘルツシュプルングギャップを横切る急速に進化する高振幅$ \ delta $ Scuti星
人々は、その中のいくつかの特別な時間ノード（超新星爆発など）を除いて、その非常に長期的な時間スケールのために、ほとんどの場合、明らかに単一の星の恒星進化過程を目撃することはできません。しかし、いくつかの特定の進化段階では、人間の時間スケールでそのようなプロセスを徐々に目撃する機会があります。星が主系列星から離れて進化したとき、そのコアの水素原子核融合は徐々にシェルに移動しています。ヘルツシュプルング-ラッセル図では、その進化段階はヘルツシュプルングギャップに分類されます。これは、星の生命の中で最も急速に進化する段階の1つです。ここでは、ヘルツシュプルングギャップを越えている急速に進化する高振幅$\delta$Scuti星KIC6382916（J19480292+4146558）の発見を報告します。アーカイブデータの分析によると、その振幅と周波数が4年間で明確に変化している3つの独立した脈動モードが見つかりました。3つの脈動モードの周期変動率は、標準的な進化論によって構築された最良の地震モデルよりも1〜2桁大きく、現在の理論ではこの急速に進化する段階の進化過程を正確に説明できず、さらにアップグレードする必要があることを示しています。さらに、新しく導入された相互作用図は、3つの独立した脈動モードとそれらの高調波/組み合わせの間の相互作用を見つけるのに役立ち、将来の星震学への新しいウィンドウを開きます。
グローバル磁気圏MHDシミュレーションに基づくTianQin重力波観測所のレーザー伝搬ノイズの分析
| Title |
Analyses_of_Laser_Propagation_Noises_for_TianQin_Gravitational_Wave_Observatory_Based_on_the_Global_Magnetosphere_MHD_Simulations |
| Authors |
Wei_Su,_Yan_Wang,_Chen_Zhou,_Lingfeng_Lu,_Ze-Bing_Zhou,_T._Li,_Tong_Shi,_Xin-Chun_Hu,_Ming-Yue_Zhou,_Ming_Wang,_Hsien-Chi_Yeh,_Han_Wang,_and_P.F._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10574 |
天琴は、半径$10^5$kmの地心を周回する3つの同一の衛星で構成される、提案されている宇宙搭載重力波（GW）観測所です。これは、0.1mHz〜1Hzの周波数範囲でGWを検出することを目的としています。GWの検出は、$10^{-12}$〜mレベルでの光路長の高精度測定に依存しています。宇宙プラズマの分散は、衛星の任意のペア間のレーザービームの伝搬に沿った光路差（OPD、$\Deltal$）につながる可能性があります。ここでは、天琴のOPDノイズを調べます。宇宙天気モデリングフレームワークは、地球磁気圏と太陽風の間の相互作用をシミュレートするために使用されます。シミュレーションから、地球磁気圏の衛星コンステレーションの4つの相対位置での天琴の軌道上の磁場とプラズマパラメータを抽出します。シングルリンク、Michelsonの組み合わせ、およびTime-DelayInterferometry（TDI）の組み合わせ（$\alpha$および$X$）のOPDノイズを計算します。シングルリンクおよびマイケルソン干渉計の場合、$|\Deltal|$の最大値は午後1時のオーダーです。TDIの組み合わせの場合、これらは$\alpha$と$X$で約0.004と0.008pmに抑制できます。マイケルソンの組み合わせのOPDノイズは、関連する周波数範囲で色付けされます。TDIの組み合わせのものはほぼ白です。さらに、OPDノイズの等価ひずみとTQの等価ひずみの比率を計算し、$f\lesssim0.1$Hzの最も感度の高い周波数範囲でTDIの組み合わせのOPDノイズを無視できることを確認します。
スーパーハンプの時代と性質について
スーパーハンプの周期は、動的項に加えてアプシダル運動の周波数が圧力効果も含む場合、降着円盤のアプシダル運動を含むモデル内で十分に説明できることが一般に認められています。ただし、信頼できる質量比を備えたシステムのより大きなサンプルを使用すると、この見方は正しくなく、モデルをさらに変更する必要があることが示されています。
フレアループのアーケードは、太陽フレアと噴火に電力を供給する磁気リコネクションの結果として形成されます。5つの有名な噴火フレアの間に形成されたフレアアーケードの形態と進化を分析します。アーケードが一般的なサドルのような形をしていることを示します。サドルは、フレアがさまざまなクラス（CからX）であり、さまざまな磁気環境で発生し、さまざまな投影で観察されたという事実にもかかわらず発生します。サドルは、アーケードの端で一貫して観察される、より長く、比較的高く、傾斜したフレアループの存在に関連しています。これを「カントル」と呼びます。私たちの観察によれば、カントルは通常、フレアリボンの直線部分と共役リボンのフック付き延長部を結合します。カントルの起源は、大気イメージングアセンブリ（AIA）と極紫外線イメージャ（EUVI）によって実施された2011年5月9日の噴火フレアの立体観測で調査されています。機器の相互分離は、進化するカントルとその下にあるリボンフックの同時分析を可能にする理想的な観察条件につながりました。私たちの分析に基づいて、カントルの1つの形成は、噴火構造とその上にあるアーケードの間の磁気リコネクションによって説明できることを示唆しています。フレアアーケードの形態は、個々のフレアループが発生する再接続ジオメトリに関する情報を提供できることを提案します。
食の時間変化の起源：ダイナモによって生成された磁場の異なるモードの寄与
| Title |
Origin_of_eclipsing_time_variations:_contributions_of_different_modes_of_the_dynamo-generated_magnetic_field |
| Authors |
Felipe_H._Navarrete,_Petri_J._K\"apyl\"a,_Dominik_R.G._Schleicher,_Carolina_A._Ortiz,_Robi_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11110 |
周連星を検出し、連星を通して恒星磁場を研究する可能性は、この分野での研究活動の増加を引き起こしました。この論文では、恒星磁場と重力四重極モーメント$Q_{xx}$との関係を再検討します。自転周期が8。3、1。2、0。8日の太陽質量星の3つの磁気流体力学的シミュレーションを提示し、球面調和関数分解を使用して磁場と密度場の詳細な分析を実行します。$Q_{xx}$の極値は、磁場構造の変化に関連しています。これは、1。2日のローテーション期間のシミュレーションで明らかです。シミュレーション全体で大規模な非軸対称磁場が支配的であり、軸対称成分が主に半球であるため、その磁場は他のモデルよりもはるかに複雑な動作をします。これにより、赤道に対する磁場の非対称性に続く密度場の変動がトリガーされ、慣性テンソルの$zz$成分が変化し、$Q_{xx}$が変調されます。他の2つの実行の磁場は、時間の変動が少なく、赤道に対して対称であるため、密度に大きな変動はありません。したがって、$Q_{xx}$には小さな変動しか見られません。古典的なアップルゲートメカニズム（潮汐ロック）を介して解釈した場合、シミュレーションで得られた四重極モーメントの変動は、観測値よりも約2桁低くなります。しかし、潮汐ロックが想定されていない場合、我々の結果は観測された食の時間変化と互換性があります。
フィールドリンケージと磁気ヘリシティ密度
| Title |
Field_linkage_and_magnetic_helicity_density |
| Authors |
K._Lund,_M._Jardine,_A._J._B._Russell,_J.-F._Donati,_R._Fares,_C._P._Folsom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11238 |
磁場のヘリシティは、理想的なMHDで保存される基本的な特性です。Zeeman-Dopplerイメージングを使用して恒星表面全体に大規模な磁場をマッピングすることにより、恒星のコンテキストで探索することができます。質量範囲0.1〜1.34M$_\odot$の51個の星に関する最近の研究では、光球の磁気ヘリシティ密度は、トロイダル磁場エネルギーに対してプロットすると単一のべき乗則に従いますが、ポロイダル磁場に対してプロットすると2つの分岐に分割されることが示されましたエネルギー。これらの2つのブランチは、$\sim$0.5M$_\odot$の上下で星を分割します。ここでは、恒星表面全体にマッピングされたトロイダルフィールドとポロイダルフィールドのリンケージの観点からヘリシティ密度を視覚化する新しい方法を紹介します。このアプローチにより、さまざまな質量と回転速度の星にヘリシティ密度を提供するフィールドリンケージを分類できます。低質量ブランチの星は、非軸対称のトロイダルフィールドを持つ傾向があるため、正と負のポロイダルフィールドの領域を介してリンクしていることがわかります。質量の小さい星は、ポロイダル磁場が強いにもかかわらず、質量の大きい星と同じヘリシティ密度を持っている可能性があります。したがって、質量の小さい星は、大規模なヘリシティを生成する効率が低くなります。
脈動食変光星の動的パラメータとモデル導出パラメータの比較KIC9850387
| Title |
A_comparison_of_the_dynamical_and_model-derived_parameters_of_the_pulsating_eclipsing_binary_KIC9850387 |
| Authors |
S._Sekaran,_A._Tkachenko,_C._Johnston,_and_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11272 |
脈動食変光星KIC9850387の内部混合プロファイルを、その動的パラメーターと進化的および星震学的モデリングの組み合わせによって導出されたパラメーターと比較することによって解明することを目指しています。恒星進化コード\textsc{mesa}を使用して恒星進化モデルのグリッドを作成し、システムの等時性雲（isocloud）ベースの進化モデリングを実行しました。次に、進化的モデリングからの年齢制約に基づいて、脈動変光星コード\textsc{gyre}を使用して脈動変光星のグリッドを生成しました。最後に、観測された$\ell=1$および$\ell=2$の周期間隔パターンの星震学モデリングを実行し、観測制約、メリット関数、および星震観測量のさまざまな組み合わせを利用して、の内部特性に対する強い制約を取得しました。一次星。星震学モデリングと動的制約の組み合わせにより、システムは$1.2\pm0.1$Gyrの年齢で2つの主系列成分を含むことがわかりました。また、星震学モデリングは、進化的モデリングよりも内部特性に強い制約を与えることも観察しました。全体として、私たちは高レベルの内部混合を発見し、これは単一の星で同様の観測された振る舞いによる固有の非潮汐混合メカニズムの結果であると仮定しました。KIC9850387の高周波領域を調査し、表面効果と、ゾーンモードが欠落した順行-逆行双極子g$_{1}$モードダブレットの形での回転分裂の証拠を発見しました。動的パラメータと周期間隔パターンの星震学モデリングから抽出されたパラメータは、ほとんど準拠していないことがわかり、内部混合プロファイルの較正を目的とした脈動食変光星のサンプルの均一分析の必要性が強化されています。
キラルMHD乱流の最小エネルギー状態について
カイラルアノマリー効果を考慮して電磁流体力学的乱流の進化を研究します。プラズマのこのキラル電磁流体力学的記述は、電弱スケールに匹敵する温度に関連し、したがって、初期の宇宙および若い中性子星における磁場の進化に関連すると予想されます。自由に減衰するカイラル電磁流体力学的乱流の場合に焦点を当て、理想的なMHD不変量の散逸について説明します。変分アプローチを使用して、磁場と速度の最小エネルギー構成について説明します。標準的な電磁流体力学的乱流の場合と同様に、自然な緩和状態は力のない場$\nabla\times\mathbf{B}\propto\mathbf{B}$によって与えられることがわかります。ただし、この構成の正確な形式は、カイラルアノマリー効果を表すパラメーターによって決定されるようになり、非カイラル乱流と比較した場合にいくつかの重要な違いが生じます。この結果を使用して、速度と磁場の変化は、この最小エネルギー状態への遷移中に効果的に分離する傾向があると主張します。
sub-keV原子反跳に対するゲルマニウムの応答：多面的な実験的特性化
| Title |
Germanium_response_to_sub-keV_nuclear_recoils:_a_multipronged_experimental_characterization |
| Authors |
J.I._Collar,_A.R.L._Kavner,_and_C.M._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10089 |
ゲルマニウムは、暗黒物質粒子またはニュートリノによって引き起こされる低エネルギーの原子反跳を探す多くのまれなイベントの検索で選択される検出器材料です。複数の技術を使用して、サブkeV核反跳の消光係数の体系的な調査を実行します：光中性子源、熱中性子捕獲後のガンマ線放出からの反跳、および単色フィルター処理された中性子ビーム。私たちの結果は、このほとんど未踏のエネルギー範囲におけるリンドハードモデルの予測からの著しい逸脱を示しています。データとミグダル効果などの低エネルギープロセスとの互換性、および今後の検索に対する測定の影響についてコメントします。
遅いグラビティーノの壊滅的な生産
我々は、FRW宇宙論的時空における、大規模なスピン-$3/2$ラリタ-シュウィンガー場とその近縁種であるグラビティーノの重力粒子生成を研究している。膨張後のハッブル膨張率の値$m_{3/2}\lesssimH$よりも軽い質量の場合、重力によって生成された粒子の数が発散し、重力によって生成された粒子の数が一時的に消失するため、壊滅的な重力粒子の生成が見られます。ヘリシティ-1/2グラビティーノ音速。従来のグラビティーノ問題とは対照的に、生成された粒子のスペクトルは、UVカットオフで運動量を持つ粒子によって支配されます。これは、有効場の理論の崩壊を示唆しており、UVに現れる新しい自由度によって治癒する可能性があります。Rarita-SchwingerフィールドのUV補完、つまり${\calN}=1$、$d=4$、超重力を研究します。単一のスーパーフィールドを持つモデルと任意の数のカイラルスーパーフィールドを持つモデルの既知の結果を再現し、後者の場合の音速の単純な幾何学的表現を見つけ、これを拡張して、冪零制約付きスーパーフィールドと直交制約付きスーパーフィールドを含めます。大惨事が治る超重力モデルとそれが続くモデルを見つけます。超重力のUV完了の場合のように、グラビティーノの量子化が重力の量子化と同等である限り、壊滅的な生成を示すモデルは、重力が量子化されると矛盾する4次元有効場の理論の代表的な例であり、スワンプランドプログラム。グラビティーノスワンプランド予想を提案します。これは、弦理論におけるモジュラス安定化のKKLTおよび大容量シナリオと一致しており、実際にそれに従います。
パーカーソーラープローブによって観測された太陽に近い太陽風乱流におけるサブプロトンスケールの断続性
| Title |
Subproton-scale_Intermittency_in_Near-Sun_Solar_Wind_Turbulence_Observed_by_the_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Rohit_Chhiber,_William_H._Matthaeus,_Trevor_A._Bowen,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10181 |
パーカーソーラープローブミッションの最初の近日点（〜35.6Rs）付近の間欠性を説明する統計を研究するために、高時間分解能の太陽風磁場データが採用されています。FIELDSスイートで2つの機器を使用するマージされたデータセットにより、信頼できる精度で確立された5次で、磁場増分の高次モーメントのブロードバンド推定が可能になります。データの持続時間、リズム、および低ノイズレベルにより、慣性範囲から深いサブプロトンスケールまでの観測された間欠性のスケール依存性の評価が可能になります。結果は、慣性範囲でのマルチフラクタルスケーリング、およびサブプロトン範囲でのモノフラクタルであるが非ガウススケーリングをサポートしているため、地球の前震の干渉の可能性のためにあいまいなままであった地球近くのデータに基づく提案が明確になります。モノフラクタル性への移行の物理学は不明なままですが、それはイオンと電子の慣性スケール間の電流シートのスケール不変の母集団によるものであることを示唆しています。インコヒーレントな運動スケールの波動活動の以前の提案は、おそらく観察されない再ガウス化につながるため、嫌われています。
天体物理学と宇宙論におけるニュートリノ：理論的高等研究所（TASI）2020講義
| Title |
Neutrinos_in_Astrophysics_and_Cosmology:_Theoretical_Advanced_Study_Institute_(TASI)_2020_Lectures |
| Authors |
Kevork_N._Abazajian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10183 |
初期の宇宙の密集した環境と天体物理学の環境におけるニュートリノの質量と混合の結果を紹介します。熱効果と物質効果は、複数のニュートリノへの拡張方法を使用して、2つのニュートリノ形式のコンテキストでレビューされます。観測された大きなニュートリノ混合角は、宇宙論的なレプトン（またはニュートリノ）の非対称性に最も強い制約を課しますが、新しいステライルニュートリノは、レプトンの非対称性の生成や暗黒物質の候補など、考えられる新しい物理学を豊富に提供します。また、宇宙マイクロ波背景放射とニュートリノの質量とエネルギー密度に対する大規模な構造の制約についても確認します。最後に、KeVスケールのステライルニュートリノ暗黒物質の放射性崩壊の探索において、X線天文学がどのようにニュートリノ物理学の一分野になったかをレビューします。
集団ニュートリノ振動は、ニュートリノ密度が大きい超新星などの天体物理学の設定でレプトンフレーバーを輸送する上で重要な役割を果たします。この体制では、ニュートリノとニュートリノの相互作用が重要であり、平均場近似のシミュレーションは、真空振動に関連するものよりもはるかに大きな時間スケールで発生する集団振動の証拠を示しています。この作業では、行列積状態を使用して、対応するスピンモデルの非平衡ダイナミクスを研究し、適切な初期条件が存在する場合に、集団双極振動が量子ゆらぎによってどのようにトリガーされるかを示します。平均場には存在しないこれらのフレーバー振動の起源は、エンタングルメントエントロピーのリアルタイム進化を劇的に変更する動的な相転移の存在にたどることができます。エンタングルメントエントロピーはシステムサイズで最大で対数的にスケーリングすることがわかり、古典的なテンソルネットワーク法が集団ニュートリノダイナミクスをより一般的に記述するのに効率的である可能性があることを示唆しています。
NESTを使用した暗黒物質およびニュートリノ物理学のための液体キセノンおよびアルゴン検出器における基本的なエネルギー再構成技術のレビュー
| Title |
A_Review_of_Basic_Energy_Reconstruction_Techniques_in_Liquid_Xenon_and_Argon_Detectors_for_Dark_Matter_and_Neutrino_Physics_Using_NEST |
| Authors |
M._Szydagis,_G.A._Block,_C._Farquhar,_A.J._Flesher,_E.S._Kozlova,_C._Levy,_E.A._Mangus,_M._Mooney,_J._Mueller,_G.R.C._Rischbieter,_A.K._Schwartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10209 |
希元素、特に液体キセノンと液体アルゴンに基づく検出器は、単相タイプと二相タイプの両方で、暗黒物質（WIMP、アクシオン、軸）の直接検出の分野で、相互作用する粒子のエネルギーを再構築する必要があります。etal。）およびニュートリノ物理学。実験家、および実験データを再分析/再解釈する理論家は、過去数十年にわたっていくつかの異なる技術を使用してきました。この論文では、一次シンチレーションチャネル、非ゼロドリフト電場で利用可能なイオン化または二次チャネルのみに基づく手法、および単純な線形結合と加重平均を含む組み合わせ手法をレビューし、以下のアプリケーションについて簡単に説明します。プロファイル尤度、最尤法、および機械学習。NESTシミュレーションからの電子反跳（ベータおよびガンマ相互作用）および核反跳（主に中性子から）の結果を利用可能なデータと比較すると、利用可能なすべての情報を組み合わせると、より高精度の平均、より低い幅（エネルギー分解能）、およびより対称性が得られることが確認されます。特にkeVスケールのエネルギーでの形状（約ガウス）。しきい値に対処すると対称性がさらに大きくなります。しきい値の近くでは、上向きの変動によるバイアスが重要です。MeV-GeVスケールの場合、1つのチャネルのみが使用されると、イオン化のみに基づくエネルギースケールがシンチレーションよりも優れた性能を発揮します。チャネルの組み合わせは引き続き有益です。主要なコラボレーションで使用されるものについて説明します。
| Title |
Development_of_the_first_Portuguese_radar_tracking_sensor_for_Space_Debris |
| Authors |
Jo\~ao_Pandeirada,_Miguel_Bergano,_Jo\~ao_Neves,_Paulo_Marques,_Domingos_Barbosa,_Bruno_Coelho_and_Val\'erio_Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10457 |
現在、スペースデブリは、軌道上と打ち上げプロセス中の両方で、衛星と宇宙ベースの運用にとって脅威となっています。スペースデブリの毎年の増加は、この問題に対処するための専用の宇宙プログラムの開発につながる主要な宇宙機関にとって深刻な懸念を表しています。地上レーダーは、数平方センチメートルまでの地球を周回するデブリを検出できるため、スペースデブリ監視システムの主要な構成要素を構成します。ヨーロッパでは、宇宙物体を追跡および調査できる小型レーダーネットワークの機能と可用性を強化し、新しい宇宙経済活動から予想される破片の増加に対応するために、新しいレーダーセンサーが必要です。この記事では、ポルトガルにあるデブリ検出用の新しい追跡レーダーシステムであるATLASを紹介します。それは、すべてのシステムコンポーネントの広範な技術的説明から始まり、その後、その将来のパフォーマンスを推定する調査が続きます。このシステムでは、LFMや位相符号化変調などのいくつかのタイプのパルス変調方式を使用できると同時に、より高度なものの開発とテストが可能であるため、波形設計専用のセクションも紹介されています。ATLASは、完全にデジタル化された信号処理を備えた高度にモジュール化されたアーキテクチャを提示することにより、開発、研究、革新を迅速かつ容易にするためのプラットフォームを確立します。このシステムは、現在のレーダーシステムの中でユニークな商用オフザシェルフテクノロジーとオープンシステムの使用に従います。
一般的な軸対称の漸近的に平坦なゆっくりと回転するブラックホールからエネルギーを電磁的に抽出するブランドフォード・ナエックプロセスを検討します。ブラックホール時空の一般的なパラメータ化を使用して、磁場のフラックスとエネルギー抽出率の式を作成します。これは、カー時空だけでなく、その任意の軸対称変形にも有効です。支配的な順序で、これらの量は、ブラックホールのスピン周波数をその回転パラメーターに関連付ける単一の変形パラメーターのみに依存することを示します。
質量Aの有限核の非圧縮性\Kaと無限核物質の非圧縮性\Ka（$K_{\infty}$）の両方が、原子核物理学と天体物理学の多くの重要な問題にとって基本的に重要です。$K_{\infty}$についてはある程度のコンセンサスが得られていますが、\Kaのアイソスピン依存性を特徴付ける$K_{\tau}$の正確な理論的予測と実験的抽出は非常に困難です。与えられた同位体鎖の任意の2つの原子核の\Kaデータから独立して\Ktと\Kiを抽出するための微分アプローチを提案します。この新しい方法を、原子核物理研究センター（RCNP）のU.Garg{\itetal。}が取得した偶数-偶数のSn、Cd、Ca、Mo、およびZr同位体の巨大単極共鳴からの\Kaデータに適用します。日本の大阪大学では、$^{106}$Cd-$^{116}$Cdと$^{112}$Sn-$^{124}$Snのペアが、同位体の非対称性に最大の違いがあることがわかりました。これまでに測定されたそれぞれの同位体鎖は、$K_{\tau}=-616\pm59$MeVおよび$K_{\tau}=-623\pm86$MeVの最も正確な最新の\Kt値を一貫して提供します。それぞれ、$K_{\rmA}$を拡張する際の表面およびクーロン項の残りの不確実性とはほとんど無関係です。
グリシン、鉄、リチウムを含む隕石タンパク質
主にグリシンユニットと鉄のタンパク質骨格を持つポリマーアミド[1]が、CV3隕石Acfer086、Allende、およびKABAに存在することを報告します。これの証拠は、MALDI質量分析によって分析されているFolch抽出後のこれらの隕石の粒子、およびさまざまなFolch溶媒相で形成される3D物理構造からです。私たちが観察する2つの物理的形態は、100ミクロンスケールの分岐ロッドと閉じ込め球です。このレポートでは、ポリマーアミドの2つの潜在的な分子構造を示します。質量2320Daのヘモリチンと呼ばれるものには、グリシン、ヒドロキシグリシン、Fe、O、Liが含まれています。もう1つは、質量1494Daのヘモグリシンをグリシン、ヒドロキシグリシン、Fe、およびOと呼びます。ヘモグリシンはシリコンによってトリプレットで共有結合して三脚巴を形成します。各分子フラグメントに関連する同位体の完全なスペクトルの分析は、地球外の平均25,700ppm（シグマ=3,500、n=15）を超える非常に高い2H増強を示し、地球外起源、したがって小惑星の親内にこれらの分子が存在することを確認しますCV3隕石クラスの本体。m/z4641以上の格子フラグメントの質量分析で見られるように、ヘモグリシン三脚巴はシリコン結合を介して拡張格子に結合します[2]。ヘモリチンとヘモグリシンの同定には、レーザーステップのみが分子を断片化することを保証する質量分析までの最小限のステップで、室温で注意深い方法論が必要でした。3D構造は、10倍の倍率で永久に閉じたFolch抽出Vバイアルを介して画像化されました。
| Title |
New_test_on_the_Einstein_equivalence_principle_through_the_photon_ring_of_black_holes |
| Authors |
Chunlong_Li,_Hongsheng_Zhao,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10888 |
一般相対性理論の基礎の1つとしてのアインシュタイン等価原理（EEP）は、重力理論の基本的なテストです。本論文では、ブラックホール光子リングの観測を通じて電磁相互作用のEEPをテストする新しい方法を提案します。これは、可変微細構造定数によるEEP違反が十分に抑制されているニュートン重力とポストニュート重力のスケールを自然に拡張します。より強い重力のそれに。EEPに違反する一般的な形式のラグランジアンから始めます。ここでは、特定のEEP違反モデルをこのラグランジアンのケースの1つと見なすことができます。幾何学的光学近似内で、光子の分散関係が変更されていることがわかります。円軌道を移動する光子の場合、分散関係が単純化され、異なる直線偏光を持つ光子が異なる重力ポテンシャルを認識するように動作します。これにより、ブラックホール光子リングのサイズは偏光に依存します。さらに、EEP違反が小さいと仮定して、球形ブラックホールの近似解析式を導き出し、光子リングのサイズの変化が違反パラメーターに比例することを示します。また、特定のモデルに対するこの分析式のいくつかのケースについても説明します。最後に、ブラックホールの回転の影響を調査し、光子リングのサイズの変化と違反パラメータの間の修正された比例関係を導き出します。数値的および分析的結果は、ブラックホールの回転がEEP違反の制約に及ぼす影響は、EEP違反の規模が小さく、ブラックホールの回転速度が小さい場合は比較的弱いことを示しています。
H + H $ _2 ^ + $ $ \ rightarrow $ H $ _2 $ + H $ ^ +
$電荷移動反応と同位体変異体の量子力学における近共鳴効果
| Title |
Near-resonant_effects_in_the_quantum_dynamics_of_the_H+H$_2^+$_$\rightarrow$_H$_2$+_H$^+$_charge_transfer_reaction_and_isotopic_variants |
| Authors |
Cristina_Sanz-Sanz,_Alfredo_Aguado_and_Octavio_Roncero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10930 |
H+H$_2^+$$\rightarrow$H$_2$+H$^+$電荷移動反応の非断熱量子力学、およびいくつかの同位体バリアントは、正確な波束法で研究されています。最近開発された$3\times$3の非経験的ポテンシャルモデルが使用されます。これは、非常に正確な{\itabinitio}計算に基づいており、基底状態と励起状態の長距離相互作用が含まれています。初期のH$_2^+$（v=0）の場合、準縮退H$_2$（v'=4）の非反応性電荷移動生成物が増強され、反応確率と交差が増加することがわかります。セクション。これは、0.2eVを超える衝突エネルギーから支配的なチャネルになり、v'=4と残りのvの間に、1eVまで増加する比率を生成します。H+H$_2^+$$\rightarrow$H$_2^+$+H交換反応チャネルはほとんど無視できますが、反応性および非反応性電荷移動反応チャネルは、H$に対応することを除いて、同じ順序です。_2$（v'=4）であり、2つの電荷移動プロセスは0.2eV未満で競合します。この強化は、評価する必要のある重要な振動および同位体効果を発揮することが期待されます。3陽子の場合、反応物のヤコビ座標を使用する場合の順列対称性の問題について説明します。
地殻-コア界面とバルク中性子星の性質
| Title |
Crust-core_interface_and_bulk_neutron_star_properties |
| Authors |
Ch._Margaritis,_P.S._Koliogiannis,_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10948 |
核対称エネルギーは、有限核と中性子星の特性の記述において重要な役割を果たします。特に、バリオン密度の値が低い場合、地殻とコアの境界面の正確な記述は対称エネルギーに強く依存します。通常、対称エネルギーの定義には、いくつかの欠点を回避することなく、よく知られている放物線近似が使用されます。本研究では、中性子星の内核と外核の記述に適した核モデルのクラスを適用して、クラスト-コア遷移の位置に対するエネルギーの高次膨張の影響を研究します。熱力学的および動的な方法は、遷移密度$n_{\rmt}$および圧力$P_{\rmt}$の決定に使用されます。対応するエネルギー密度関数は、非回転中性子星と低速回転中性子星の両方のいくつかの関連する特性の研究に適用されます。勾配パラメーター$L$の値が大きいほど、展開の収束が遅くなることがわかりました。さらに、完全な表現と動的アプローチを採用することにより、$n_{\rmt}$と$L$の間に普遍的な関係が提示されます。地殻の慣性モーメントは遷移の位置に非常に敏感ですが、rモードの不安定性と最小質量構成の臨界角速度に関して影響は緩和されます。潮汐変形能への影響は少ないですが、無視できません。いずれにせよ、放物線近似を使用すると、$n_{\rmt}$と$P_{\rmt}$が過大評価され、その結果、予測が不正確になります。
高速太陽風流付近の陽子加速と輸送の自己無撞着シミュレーション
| Title |
A_Self-consistent_Simulation_of_Proton_Acceleration_and_Transport_Near_a_High-speed_Solar_Wind_Stream |
| Authors |
Nicolas_Wijsen,_Evangelia_Samara,_\`Angels_Aran,_David_Lario,_Jens_Pomoell,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.10950 |
太陽風の流れの相互作用領域（SIR）は、多くの場合、高エネルギーのイオン増強によって特徴付けられます。これらの粒子を加速するメカニズム、および加速が発生する場所については、議論が続いています。ここでは、両方の宇宙船がほぼ放射状に太陽と整列した2019年9月にパーカーソーラープローブによって約0.56auで観測されたSIRイベントとSolarTerrestrialRelationsObservatory-Aheadで約0.95auのシミュレーションの結果を報告します。シミュレーションは、両方の宇宙船によって観測された太陽風の構成とエネルギー粒子の強化を再現します。我々の結果は、エネルギー粒子がSIRに関連する圧縮波で生成され、太陽風の超熱テールが粒子加速のシード集団を提供するための良い候補であることを示しています。シミュレーションは、加速プロセスが衝撃波を必要とせず、粒子が加速される正確な位置にエネルギー依存性を持って、地球の軌道内ですでに開始できることを確認します。太陽風の流れの3次元構成は、エネルギー粒子分布を強く変調し、これらの粒子イベントを理解するための高度なモデルの必要性を示しています。
重力波推論のための正規化フローによるネストされたサンプリング
| Title |
Nested_Sampling_with_Normalising_Flows_for_Gravitational-Wave_Inference |
| Authors |
Michael_J._Williams,_John_Veitch,_Chris_Messenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11056 |
フローの正規化と呼ばれる一種の機械学習アルゴリズムを使用して、ネストされたサンプリングで等尤度コンターをサンプリングし、それをサンプラーnessaiに組み込むための新しい方法を紹介します。Nessaiは、尤度の計算に計算コストがかかるため、正規化フローのトレーニングのコストが尤度評価の数の全体的な削減によって相殺される問題のために設計されています。コンパクトなバイナリ合体からの128のシミュレートされた重力波信号でサンプラーを検証し、システムパラメーターの不偏推定を生成することを示します。続いて、結果を王朝で得られた結果と比較し、計算された対数証拠の間に良好な一致を見つけますが、必要な尤度評価は2.32分の1です。また、アルゴリズムを変更せずに、尤度評価をnessaiで並列化する方法についても説明します。最後に、nessaiに含まれる診断と、これらを使用してサンプラーの設定を調整する方法の概要を説明します。
熱再開へのロバストなアプローチ：標準モデルは一重項を満たしています
| Title |
Robust_approach_to_thermal_resummation:_Standard_Model_meets_a_singlet |
| Authors |
Philipp_M._Schicho,_Tuomas_V._I._Tenkanen_and_Juuso_\"Osterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11145 |
摂動理論だけでは、電弱相転移の熱力学を説明できません。この課題を克服するために、摂動法と非摂動法を組み合わせた手法をレビューします。したがって、主要なテーマは、高温次元削減のチュートリアルです。実際の一重項スカラーを使用して明示的な導出を示し、2ループ次数で熱有効ポテンシャルを計算します。特に、実際の一重項拡張標準モデルの次元削減について詳しく説明します。結果として得られる効果的な理論は、純粋に摂動的な調査だけでなく、格子シミュレーションに基づく将来の非摂動研究にも影響を与えます。
中性子星の温度に照らして暗いセクターのパラメーターを調べる
暗黒物質（DM）プローブとしての中性子星（NS）は、DM消滅による加熱、またはDMの存在下での安定性のいずれかから、最近広く注目されています。この作業では、暗いセクターで$U（1）_{X}$の下で帯電したスピン$1/2$フェルミオンDM$\chi$を調査します。$U（1）_{X}$ゲージグループの巨大ゲージボソン$V$は、DM消滅を介してNSで生成できます。生成されたゲージボソンは、SM粒子との結合が小さいにもかかわらず、NSを出る前に標準模型（SM）粒子に崩壊する可能性があります。したがって、$\chi\bar{\chi}\to2{\に加えて、NSの新しい加熱メカニズムとして$\chi\bar{\chi}\to2V\to4{\rmSM}$について体系的な調査を行います。rmSM}$およびDM-バリオン散乱による動的加熱。$\chiV$散乱による自己トラッピングも考慮されます。$V$とSMゲージボソンの間に運動論的および質量混合項の両方が存在するという一般的な枠組みを想定しています。これにより、$m_V\llm_Z$の場合でも、$V$とSMフェルミ粒子間のベクトル結合と軸ベクトル結合の両方が可能になります。特に、粒子が相対論的に散乱する場合、軸方向ベクトル結合からの寄与は無視できません。DMによって誘発されるNS加熱に対する上記のアプローチは、最近の分析ではまだ採用されていないことを指摘します。将来の望遠鏡によるNS表面温度への前述の影響の検出可能性についても議論されています。
Axi-Higgs宇宙論
初期宇宙のヒッグス真空期待値$v$が現在価値$v_0=246$GeVよりも$\sim1\％$高い場合、BBNおよびCMB/$\Lambda$CDMの$^7$Liパズルハッブルパラメータの宇宙後期測定による緊張が緩和されます。質量$m_a\sim10^{-30}-10^{-29}\、{\rmeV}$と減衰を伴う、「axi-Higgs」という名前のヒッグス場に結合されたアクシオンのモデルを提案します。この目標を達成するために、定数$f_a\sim10^{17}-10^{18}\、{\rmGeV}$。アクシオンの初期値$a_{\rmini}$は、BBN再結合エポック全体で初期$\Deltav_{\rmini}/v_0\sim0.01$を生成し、今日の総物質密度に対するパーセントレベルの寄与をもたらします。ドブロイ波長が非常に大きいため、このアクシオン物質密度$\omega_a$は物質のパワースペクトルを抑制し、弱いレンズ効果のデータによるCMB/$\Lambda$CDM$S_8/\sigma_8$の緊張を緩和します。また、最近報告された等方性宇宙複屈折を、光子との結合によって説明します。ファジー暗黒物質モデルのアクシオン（$m\sim10^{-22}\、$eV）をaxi-Higgsモデルに追加すると、より大きな$\Deltav_{\rmrec}$と$\omega_a$をアドレス指定できます。ハッブルと$S_8/\sigma_8$は同時に緊張します。モデルは、$\Deltav$がクエーサーのスペクトル測定によって検出される可能性がある一方で、その振動は原子時計測定で観察される可能性があると予測しています。
