DeepSZ：ディープラーニングを使用したSunyaev-Zel'dovich銀河団の識別
| Title |
DeepSZ:_Identification_of_Sunyaev-Zel'dovich_Galaxy_Clusters_using_Deep_Learning |
| Authors |
Zhen_Lin,_Nicholas_Huang,_Camille_Avestruz,_W._L._Kimmy_Wu,_Shubhendu_Trivedi,_Jo\~ao_Caldeira,_Brian_Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13123 |
スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果から特定された銀河団は、多波長クラスターベースの宇宙論の重要な要素です。クラスター識別の2つの方法の比較を示します。SZクラスター検出の標準マッチドフィルター（MF）法と、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用する方法です。さらに、「結合された」識別子の結果を実装して表示します。SPT-3Gのような調査のために、いくつかの観測周波数のシミュレートされたミリメートルマップにこの方法を適用します。メソッド間にはいくつかの重要な違いがあります。MF法では、点光源とノイズのモデルを削除するために画像の前処理が必要ですが、CNN法では、画像の前処理はほとんど必要ありません。さらに、CNNはモデル内のハイパーパラメータの調整を必要とし、入力として空のカットアウト画像を取得します。具体的には、CNNを使用して、空の8分角$\times$8分角のカットアウトにクラスターが含まれているかどうかを分類します。純度と完全性の違いを比較します。MF信号対雑音比は、質量と赤方偏移の両方に依存します。特定の質量しきい値用にトレーニングされたCNNは、MFとは異なるクラスターのセットをキャプチャし、その一部はMF検出しきい値を下回るSNRを持っています。ただし、CNNは、クラスターがカットアウトのエッジの近くにあるカットアウトを誤って分類する傾向があります。これは、千鳥状のカットアウトで軽減できます。2つの方法の相補性を活用し、各方法のスコアを組み合わせて識別します。標準的な検出しきい値を想定すると、MFのみの純度と完全性は両方とも0.61です。CNNだけの純度と完全性は0.59と0.61です。組み合わせた分類方法では、0.60と0.77が得られます。これは、完全性が大幅に向上し、純度がわずかに低下します。多くの低信号対雑音クラスターの信頼性を高める組み合わせ方法を提唱します。
エキゾチックな物理学検索のための光学磁力計のグローバルネットワークを使用して、位相欠陥暗黒物質を検索します（GNOME）
| Title |
Search_for_topological_defect_dark_matter_using_the_global_network_of_optical_magnetometers_for_exotic_physics_searches_(GNOME) |
| Authors |
Samer_Afach,_Ben_C._Buchler,_Dmitry_Budker,_Conner_Dailey,_Andrei_Derevianko,_Vincent_Dumont,_Nataniel_L._Figueroa,_Ilja_Gerhardt,_Zoran_D._Gruji\'c,_Hong_Guo,_Chuanpeng_Hao,_Paul_S._Hamilton,_Morgan_Hedges,_Derek_F._Jackson_Kimball,_Dongok_Kim,_Sami_Khamis,_Thomas_Kornack,_Victor_Lebedev,_Zheng-Tian_Lu,_Hector_Masia-Roig,_Madeline_Monroy,_Mikhail_Padniuk,_Christopher_A._Palm,_Sun_Yool_Park,_Karun_V._Paul,_Alexander_Penaflor,_Xiang_Peng,_Maxim_Pospelov,_Rayshaun_Preston,_Szymon_Pustelny,_Theo_Scholtes,_Perrin_C._Segura,_Yannis_K._Semertzidis,_Dong_Sheng,_Yun_Chang_Shin,_Joseph_A._Smiga,_Jason_E._Stalnaker,_Ibrahim_Sulai,_Dhruv_Tandon,_Tao_Wang,_Antoine_Weis,_Arne_Wickenbrock,_Tatum_Wilson,_Teng_Wu,_David_Wurm,_Wei_Xiao,_Yucheng_Yang,_Dongrui_Yu,_and_Jianwei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13379 |
結果は、新しく構築された地球規模の検出器からのデータを使用して、天体物理学起源のエキゾチックフィールドからの過渡信号の最初の本格的な検索から報告されます：エキゾチック物理学検索のための光学磁力計のグローバルネットワーク（GNOME）。GNOMEによって収集されたデータは、世界中の研究所にある光原子磁力計からの相関測定で構成されています。GNOMEデータは、アクシオン様粒子（ALP）などの超軽量ボソンで構成されるエキゾチックフィールドと一致するネットワークを伝搬する信号のパターンを検索します。GNOMEの継続的な1か月にわたる操作からのデータの分析では、位相欠陥（アクシオン磁壁）との遭遇により予想されるものと一致する統計的に有意な信号は見つかりません。
CMBマップの非対称性：ローカルおよびグローバルな異常
ピクセルドメインアプローチを使用して、CMB温度マップのパリティ非対称性の原因を調査します。この異常は、主に2対の高非対称領域の存在に関連していることを示しています。銀河座標が$（l、b）=（212^\circ、-21^\circ）$および$（32^\circ、21^\circ）$の最初のピークのペアは、北銀河スパーに関連付けられています。CMB異方性のパワースペクトルの双極子変調の方向。もう一方のペア（$（l、b）=（332^\circ、-8^\circ）$と$（152^\circ、8^\circ）$）は、銀河面（銀河コールドスポット）内にあります。およびその対蹠パートナー）。同様の非対称ピークですが、振幅は小さく、WMAP/プランクコールドスポットとそのパートナーである北銀河スパーに属しています。これらの局所的な異常により、奇数多重極パワーがガウスシミュレーションと一致するレベルまで増加します。対照的に、対称ピークの不足は、偶数多重極パワーの不足を伴い、約3シグマのレベルでのCMB温度マップのパリティ非対称性の原因です。また、偶数多重極欠損のもう1つの原因である四重極の影響を評価します。低四重極が理論モデルの固有の機能である場合、パリティの非対称性の重要性が約2シグマレベルに減少します。また、統計的に均一なガウス信号の双極子変調を使用したモデルのフレームワークで、パワースペクトルの非対称性とパリティ非対称性のレベルとの関係を調査します。これらの2つの異常が本質的に相互に関連していることを示します。
| Title |
Reconstruction_of_the_neutrino_mass_as_a_function_of_redshift |
| Authors |
Christiane_S._Lorenz,_Lena_Funcke,_Matthias_L\"offler,_Erminia_Calabrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13618 |
標準のビン化事前分布と可変ノットの線形スプライン事前分布の両方を使用して、現在の宇宙論データから赤方偏移$z$の関数としてニュートリノ質量を再構築します。宇宙マイクロ波背景放射、偏光、レンズのデータをバリオン音響振動と超新星からの距離測定と組み合わせて使用すると、ニュートリノの質量が$\summ_\nu（z）=$constと一致していることがわかります。暗黒エネルギー支配の開始と一致する低赤方偏移でのニュートリノ質量のより大きな限界、$\summ_\nu（z=0）<1.41$eV（95％CL）を取得します。この結果は、低赤方偏移での$\summ_\nu$と$\Omega_\Lambda$の間のよく知られた縮退、またはニュートリノの質量が宇宙の非常に遅い時期に生成されるモデルのいずれかによって説明できます。結果を再結合後のニュートリノ崩壊を伴うモデルの宇宙論的限界に変換し、KATRIN実験の感度を下回る$\summ_\nu<0.19$eV（95％CL）を見つけます。したがって、KATRINによるニュートリノ質量の発見は、再結合後のニュートリノ質量の生成とその後の遺物ニュートリノ消滅の両方を予測するモデルを示唆するでしょう。
この論文では、空間次元の数を減らしてファジー暗黒物質（FDM）をシミュレートすることの実現可能性を調査します。私たちの目的は、$（1+1）$次元の時空で現実的でありながら数値的に安価なおもちゃモデルを設定することです。これは、十分に制御されたシステム条件下で、本格的な$（3）の重要な側面を実現できます。+1）$-1次元類似体によるFDM現象学。周期境界条件下での結合された非線形および非局所$（3+1）$-Sch\"odinger-Poisson方程式に基づいて、横方向の物質分布が異なり、その結果、に沿った非局所相互作用が異なる2つの異なる1次元モデルを導出します。関心のある単一の次元。これらの不一致が、初期状態の緩和プロセスと漸近的、つまり熱化およびガラス化された平衡状態を変化させることを示します。私たちの調査には、非拡張空間の人工的な初期条件の動的進化が含まれます。この研究の結果は、非相対論的ファジィコールドダークマターを低次元でモデル化する数値シミュレーションデータの解釈、そのようなモデルのテストとそれらの可能な実験室での実装の探求に関連しています。
| Title |
Chain_Early_Dark_Energy:_Solving_the_Hubble_Tension_and_Explaining_Today's_Dark_Energy |
| Authors |
Katherine_Freese,_Martin_Wolfgang_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13655 |
宇宙論におけるハッブル張力の解決策として、アーリーダークエネルギー（EDE）の新しいモデルを提案します。これは、ハッブル定数$H_0\simeq74$kms$^{-1}$Mpc$^の局所測定値間の明らかな不一致です。{-1}$および$H_0\simeq67$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から推測されます。チェーンEDEでは、宇宙は一連の一次相転移を経て、ポテンシャル内の高エネルギー真空から始まり、すべての低エネルギー準安定最小値のチェーンをトンネリングします。すべてのEDEモデルと同様に、宇宙の総エネルギー密度に対する真空エネルギーの寄与は最初は無視できますが、宇宙論的データがそれを迅速に赤方偏移することを要求する前に、物質-放射の平等の周りで$\sim10\％$に達します-少なくとも放射線と同じくらい速い。実際、一連の$N$トンネリングイベントでこの必要な動作を取得し、$N>20,000$の場合、相転移が十分に速いため、高速パーコレーションが可能になり、CMBの大規模な異方性を回避できることを示しています。準周期ポテンシャル（傾斜コサイン）のスカラー場を特徴とするチェーンEDEの特定の例を構築します。これは、アクシオン物理学に遍在しているため、強力な理論的動機を持っています。興味深いことに、真空間のエネルギー差は、今日のダークエネルギー（meVスケール）とほぼ同じサイズになる可能性があります。したがって、フィールドがゼロ（または負の）エネルギーに達する前の最終ステップでトンネリングが極端に遅くなった場合、チェーンEDEの最終結果はダークエネルギーの自然な説明を提供する可能性があります。スカラー場を必要な最小値で停止できる簡単なメカニズムについて説明します。したがって、チェーンEDEは、同じスカラー場によってEDEとダークエネルギーを説明するための刺激的な見通しを提供します。
MEx / VMCで調査された南極地域の2018年火星地球砂嵐
| Title |
The_2018_Martian_Global_Dust_Storm_over_the_South_Polar_Region_studied_with_MEx/VMC |
| Authors |
J._Hern\'andez-Bernal,_A._S\'anchez-Lavega,_T._del_R\'io-Gaztelurrutia,_R._Hueso,_A._Cardes\'in-Moinelo,_E._Ravanis,_A._de_Burgos-Sierra,_D._Titov,_S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13521 |
2018年6月と7月にマーズエクスプレスに搭載されたビジュアルモニタリングカメラ（VMC）によって取得された画像を使用して、南極地域での2018火星グローバル砂嵐（GDS2018）を調査します。ダストは極キャップ領域に浸透しましたが、キャップを完全に覆うことはありませんでした、およびその空間分布は不均一であり、急速に変化していました。しかし、キャップの一部を横切り、ターミネーターを横切って夜側に入る長さ2,000〜3,000kmの長くて狭いエアロゾル曲線弧を検出しました。離散的な塵の雲を追跡することで、最大100m/sの速度でターミネーターに向かう動きを測定できました。火星の四肢に投影された塵の画像は、最大高度が約70kmであることを示していますが、空間的および時間的な変動が大きくなっています。これらの結果について、砂嵐シナリオの数値モデルの予測との関連で説明します。
$ \ Lambda $ CDM宇宙における半径方向の加速度の関係
コールドダークマター（CDM）パラダイムにおける中心銀河の合計（$a_{\rmtot}$）とバリオン（$a_{\rmbary}$）の求心加速度プロファイル間の半径方向加速度関係（RAR）を研究します。分析的に、RARは、深いポテンシャル井戸にバリオンが存在する場合の暗黒物質の準断熱緩和の物理学と密接に関連していることを示しています。これは、ほぼ普遍的な平均RARとその分散が、低加速領域（$10^{-12}\、{\rmm\、s}^{-2}\lesssima_{\rmbary}）でどのように現れるかを明確に示しています。\lesssim10^{-10}\、{\rmm\、s}^{-2}$）バリオンフィードバックプロセスとダークハローでのCDMの分布との相互作用から。私たちのフレームワークでは、分析近似と$M_r\leq-19$の$\sim342,000$低赤方偏移中央銀河の現実的な模擬カタログを使用して、より高い加速度と低い加速度の両方を詳細に研究できます。バリオンが支配的な高加速体制（$a_{\rmbary}\gtrsim10^{-10}\、{\rmm\、s}^{-2}$）のRARは緩和物理学の詳細に非常に敏感で、流体力学的CDMシミュレーションの緩和結果と一致する単純な「バリオン化」処方は、調整なしで観測されたRARを再現することに非常に成功しています。そして、（現在観測されていない）超低加速体制（$a_{\rmbary}\lesssim10^{-12}\、{\rmm\、s}^{-2}$）では、RARはハロー周辺の拡散ガスの豊富さに敏感であり、デフォルトのモデルは、HIが不足し、拡散ガスが豊富な中央部の単純なべき乗則のような関係からの特徴的なブレークを予測します。私たちのモックはまた、RARが、バリオンのタリー・フィッシャー関係よりも、銀河系スケールでの$\Lambda$CDMパラダイムのより堅牢でテスト可能な予測を提供し、代替重力理論に影響を与えることを示しています。
局部銀河群を超えて最も古い星に到達する：UGC4483の古代の星形成
| Title |
Reaching_the_oldest_stars_beyond_the_Local_Group:_ancient_star_formation_in_UGC_4483 |
| Authors |
Elena_Sacchi,_Alessandra_Aloisi,_Matteo_Correnti,_Francesca_Annibali,_Monica_Tosi,_Alessia_Garofalo,_Gisella_Clementini,_Michele_Cignoni,_Bethan_James,_Marcella_Marconi,_Tatiana_Muraveva,_and_Roeland_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13119 |
金属量が$Z\simeq1/15\Z_{\odot}$で、距離$Dにある、金属量の少ない青色コンパクト矮小銀河の最も近い例であるUGC4483の新しいWFC3/UVIS観測を示します。\simeq3.4$Mpc新しいデータの非常に高品質により、色-マグニチュード図（CMD）に存在する複数の恒星進化段階を明確に解決し、赤色巨星の枝の先端より4等以上深く到達し、最初の検出を行うことができます。質量$\lesssim2$M$_{\odot}$の時間コアHe燃焼星で、赤色巨星とおそらく銀河の水平分枝（HB）を占めています。合成CMD法を観測に適用することにより、ハッブル時間全体で少なくとも$（7.01\pm0.44）\times10^{-4}$$\mathrm{M_{\odotの平均星形成率を決定します。}/yr}$、$（9.60\pm0.61）\times10^6$$\mathrm{M_{\odot}}$の総星形成質量に対応し、その87％は以前の時代に星になりました1Gyrより前。私たちの星形成履歴回復法では、距離係数がDM=$27.45\pm0.10$で、以前の推定よりもわずかに低い最適なものを見つけました。最後に、HB相の検出と、6つのこと座RR型変光星候補の特定のおかげで、UGC4483に古い（$\gtrsim10$Gyr）星の種族の強力な証拠が見つかりました。
J-PAS測光システムによる銀河集団の識別と特性評価
| Title |
Identification_and_characterization_of_galaxy_populations_with_the_J-PAS_photometric_system |
| Authors |
R._M._Gonz\'alez_Delgado,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_A._de_Amorim,_G._Bruzual,_R._Cid_Fernandes,_E._P\'erez,_S._Bonoli,_A._J._Cenarro,_P._R._T._Coelho,_A._Cortesi,_R._Garc\'ia-Benito,_R._L\'opez_Fern\'andez,_G._Mart\'inez-Solaeche,_J._E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_G._Magris,_A._Mej\'ia-Narvaez,_D._Brito-Silva,_L._R._Abramo,_J._M._Diego,_R._A._Dupke,_A._Hern\'an-Caballero,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_V._Marra,_M._Moles,_A._Montero-Dorta,_C._Queiroz,_L._Sodr\'e_Jr.,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._M._V\'ilchez,_P._O._Baqui,_N._Ben\'itez,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._Ederoclite,_C._Mendes_de_Oliveira,_T._Civera,_D._Muniesa,_K._Taylor,_E._Tempel,_and_the_J-PAS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13121 |
J-PASは、56個のフィルターの独自のセット（R$\sim$60）を使用して、北の空の8000deg2のイメージングをまもなく開始します。以前は、すべてのJ-PASフィルターを備えた暫定カメラを使用してAEGISフィールドで1deg2を観測しました。このデータ（miniJPAS）を使用して、J-PASの科学的可能性を証明し、宇宙の時間全体で銀河の進化の研究を行うことを目的として、銀河の母集団を特定および特徴付けることを目指しています。いくつかのSED適合コードを使用して、z=1まで拡張するminiJPAS銀河の完全なフラックス制限サンプル（rSDSS<=22.5AB）の星の種族特性を制約します。さまざまな銀河特性から得られた一貫した結果が見つかります。銀河のスペクトル型や赤方偏移とは関係なく、コード。SNR>=10の銀河の場合、J-PAS測光システムにより、同様のSNRの分光学的調査で得られる精度と同等の精度で星の種族の特性を導き出すことができると推定されます。銀河の母集団を特徴付ける強力なプロキシである、塵を補正した（ur）色-質量図を使用することにより、赤と青の銀河の割合が宇宙時間とともに進化し、赤の銀河が$\sim$38％と$\であることがわかりますz=0.1およびz=0.5で、それぞれ全人口のsim$18％。すべての赤方偏移で、より重い銀河は赤いシーケンスに属し、これらの銀河は通常、青い雲の対応する銀河よりも古く、金属が豊富です。私たちの結果は、J-PASデータを使用して、log（M$_*$/M$_{\odot}$を超える銀河の恒星質量でz$\sim$1までの銀河の大きなサンプルを分析できることを確認しています。）$\sim$8.9、9.5、および9.9（z=0.3、0.5、および0.7）。log（M$_*$/M$_{\odot}$）>8.3でz$\sim$0.1で選択された銀河の完全なサブサンプルのSFHは、星形成率密度の宇宙進化を最大で制約します。z$\sim$3は、宇宙論的調査の結果とよく一致しています。
銀河をダークマターハローと一致させるための改良された物理的に動機付けられたスキーム
| Title |
An_Improved_and_Physically-Motivated_Scheme_for_Matching_Galaxies_with_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Stephanie_Tonnesen_(1)_and_Jeremiah_P._Ostriker_(1,2,3)_((1)_Flatiron_Institute,_CCA,_(2)_Princeton_University,_(3)_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13122 |
暗黒物質シミュレーションを実行した後に実際の銀河の特性を予測するための最も簡単なスキームは、実際のシステムを恒星の質量でランク付けし、シミュレートされたシステムをハローの質量でランク付けし、単調性を単純に仮定することです。これはある程度の成功を収めていますが、暗黒物質の計算からシミュレートされたIllustrisTNG銀河サンプルをどれだけうまく予測できるかを注意深く調べることで、より意欲的でより正確なマッチングスキームが簡単に構築できるかどうかをここで調べます。暗黒物質の回転曲線のピーク速度$v_{max}$を通常の銀河に使用すると、予測の誤差が30％（中央銀河では18％、衛星システムでは60％）減少することがわかります-Faberからの期待に従って-ジャクソンとモノリシック崩壊の物理学。ハロー質量が$>$10$^{12.5}$M$_{\odot}$の大規模システムの場合、階層的合併主導の形成がより優れたモデルであり、暗黒物質ハロー質量は依然として最良の単一メトリックです。これらの効果を組み合わせた新しい単一変数を使用して、$\phi$$=$$v_{max}$/$v_{max、12.7}$+M$_{peak}$/（10$^{12.7}$M$_{\odot}$）は、$v_{max}$ランキングからさらに6％、$z=0$での暗黒物質の質量によるランキングと比較して、さらなる改善を可能にし、エラーを減らします。環境への影響を含む2つのパラメータの適合は、最小限のさらなる影響しか生み出しません。
分子雲（GEMS）の気相元素存在量。 IV。観測結果と統計的傾向
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)._IV._Observational_results_and_statistical_trends |
| Authors |
M._Rodr\'iguez-Baras,_A._Fuente,_P._Rivi\'ere-Marichalar,_D._Navarro-Almaida,_P._Caselli,_M._Gerin,_C._Kramer,_E._Roueff,_V._Wakelam,_G._Esplugues,_S._Garc\'ia-Burillo,_R._Le_Gal,_S._Spezzano,_T._Alonso-Albi,_R._Bachiller,_S._Cazaux,_B._Commercon,_J.R._Goicoechea,_J.C._Loison,_S.P._Trevi\~no-Morales,_O._Roncero,_I._Jim\'enez-Serra,_J._Laas,_A._Hacar,_J._Kirk,_V._Lattanzi,_R._Mart\'in-Dom\'enech,_G._Mu\~noz-Caro,_J.E._Pineda,_B._Tercero,_D._Ward-Thompson,_M._Tafalla,_N._Marcelino,_J._Malinen,_R._Friesen,_and_B.M._Giuliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13153 |
分子雲（GEMS）の気相元素存在量は、トーラスの星形成フィラメントのセットにおけるS、C、N、およびOの枯渇とガスイオン化度X（e-）を推定するために設計されたIRAM30m大規模プログラムです。、ペルセウスとオリオン。私たちの当面の目標は、化学モデリングを通じてX（e-）とC、O、N、およびSの枯渇を推定するための観測基盤として役立つ分子量の完全なデータベースを構築することです。14種（13CO、C18O、HCO+、H13CO+、HC18O+、HCN、H13CN、HNC、HCS+、CS、SO、34SO、H2S、およびOCS）の存在量を、AV3〜100等をカバーする244の位置で観測および導出しました。、n（H2）数個の10$^{3}$から10$^6$cm$^{-3}$、およびこれらの雲のTk10から30Kの範囲で、原始星、HII領域、および流出を回避します。統計分析は、異なる種間の一般的な傾向を特定し、物理的パラメータを使用して実行されます。分子間の関係は、3つの異なるファミリーを定義する強い線形相関を明らかにします。（1）13COとC18O。（2）H13CO+、HC18O+、H13CN、およびHNC;（3）S含有分子。COアイソトポログの存在量は、TK15Kまでガスの運動温度とともに増加します。より高い温度では、存在量は3倍のばらつきで一定のままです。H13CO+、HC18O+、H13CN、およびHNCの存在量はそれぞれとよく相関しています。その他、およびそれらはすべて、n（H2）$^{-0.8\pm0.2}$の法則に従って、分子水素密度とともに減少します。S含有種の存在量も、（S含有/H）ガスn（H2）$^{-0.6\pm0.1}$の割合でn（H2）とともに減少します。グループ2と3に属する分子の存在量は、ガス温度に関して明確な傾向を示していません。分子雲のスケールでは、C18Oの存在量は、雲の質量とよりよく相関する量です。外部銀河の星形成の化学的診断として、13CO/C18O、HCO+/H13CO+、およびH13CO+/H13CNの存在比の有用性について説明します。
星形成主系列星の銀河の恒星運動学に関するSAMIとMaNGAの見解
| Title |
A_SAMI_and_MaNGA_view_on_the_stellar_kinematics_of_galaxies_on_the_star-forming_main_sequence |
| Authors |
A._Fraser-McKelvie,_L._Cortese,_J._van_de_Sande,_J._J._Bryant,_B._Catinella,_M._Colless,_S._M._Croom,_B._Groves,_A._M._Medling,_N._Scott,_S._M._Sweet,_J._Bland-Hawthorn,_M._Goodwin,_J._Lawrence,_N._Lorente,_M._S._Owers,_S._N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13342 |
銀河の内部構造の成長は、円盤銀河の星形成を阻害することで長い間非難されてきました。分散に支えられた恒星構造（古典的なバルジなど）の成長と、$z\sim0$にある星形成主系列上の銀河の位置との間の潜在的な物理的関係を調査します。SAMI銀河とMaNGA銀河の調査の力を組み合わせて、$9.5を超える3781個の銀河の$\lambda_{Re}$スピンパラメーターを測定します<\logM_{\star}[\rm{M}_{\odot}]<12$。すべての恒星の質量で、主系列星の軌跡にある銀河は、本質的に平らな円盤を示す$\lambda_{Re}$値を持っています。しかし、主系列星が曲がり始める$\logM_{\star}[\rm{M}_{\odot}]\sim10.5$の上では、分散を伴う銀河の数の増加の興味深い証拠が見つかります-サポートされている構造。おそらく、バルジとメインシーケンスの曲がりの間の関係を示唆しています。主系列の上に移動すると、重力相互作用システムがサンプルから除外されると、銀河の典型的なスピンパラメータに変化の証拠は見られません。同様に、主系列星の下1dexまで、$\lambda_{Re}$はほぼ一定のままで、非常に高い恒星質量（$\logM_{\star}[\rm{M}_{\odot}]>でのみです。11$）、銀河が星形成活動で減少すると、$\lambda_{Re}$の急激な減少が見られますか。この傾向が確認されれば、それは高質量銀河と低質量銀河に作用する異なる消光メカニズムを示しているでしょう。この結果は、分散に支えられた構造を持つ銀河の集団が星形成の主系列星にすでに存在している一方で、$z\sim0の受動銀河で観察される運動学的特性と一致するように銀河が急冷した後、さらなる成長が必要になることを示唆しています。$。
深い銀河系外の可視レガシー調査（DEVILS）：$ z = 1 $以降の形態学的タイプによる恒星の質量成長
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_Stellar_Mass_Growth_by_Morphological_Type_since_$z_=_1$ |
| Authors |
Abdolhosein_Hashemizadeh,_Simon_P._Driver,_Luke_J._M._Davies,_Aaron_S._G._Robotham,_Sabine_Bellstedt,_Rogier_A._Windhorst,_Malcolm_Bremer,_Steven_Phillipps,_Matt_Jarvis,_Benne_W._Holwerda,_Claudia_del_P._Lagos,_Soheil_Koushan,_Malgorzata_Siudek,_Natasha_Maddox,_Jessica_E._Thorne,_Pascal_Elahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13377 |
高解像度のハッブル宇宙望遠鏡の画像データを使用して、DEVILS/COSMOS領域の$z<1$で$\sim36,000$銀河の視覚的な形態学的分類を実行します。この研究の主な目標として、形態学的タイプによって細分化された恒星質量関数（SMF）と恒星質量密度（SMD）を導き出します。不規則な銀河と合併システム（静止フレームのUV/青の波長で観察された場合）の割合が劇的に増加するにつれて、光学イメージングを使用した視覚的な形態学的分類は$z>1$でますます困難になることがわかります。今日の宇宙の全恒星質量のおよそ3分の2が$z\sim1$によって配置されたと私たちは判断します。二成分銀河はすべての時代でSMDを支配し、今日までの恒星の質量収支への寄与が増加しています。楕円銀河は2番目に優勢な形態型であり、SMDを$\sim2.5$倍増加させますが、対照的に、純円盤の人口は$\sim85\％$だけ大幅に減少します。SMFの高質量端と低質量端の両方の進化によると、ディスクの合併とその場での進化は両方とも$z<1$で存在し、2成分銀河は主にによって構築されていると結論付けています。ディスクのその場での進化（低質量の成長は時間とともに終了するので明らか）、一方、合併は楕円の成長の原因である可能性が高い（中/高質量の増加が終了するので明らか）。
z = 0.83レンズ銀河の周りの大きなHIと金属の違い二重レンズクエーサーSBS0909 +532に向けて
| Title |
Significant_H_I_and_Metal_Differences_around_the_z_=_0.83_Lens_Galaxy_Towards_the_Doubly_Lensed_Quasar_SBS_0909+532 |
| Authors |
Frances_H._Cashman,_Varsha_P._Kulkarni,_Sebastian_Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13523 |
$z_\mathrm{lens}$=0.83のレンズ銀河の反対側を二重レンズクエーサーSBS0909+532に向かって探査する、2つの視線間の中性水素（HI）と金属柱密度の大きな違いを報告します。レンズ付きクエーサー画像のアーカイブHST-STISおよびKeckHIRESスペクトルを使用して、より明るい画像（$）に向かってlog$N_\mathrm{H\;I}$=18.77$\pm$0.12cm$^{-2}$を測定します。A$）$r_A$=3.15kpcの衝突パラメータで、$N_\mathrm{H\;I}$=20.38$\pm$0.20cm$^{-2}$をより暗い画像（$B$）$r_B$=5.74kpcの衝突パラメータで。$\sim$41の係数によるこの差は、HIが測定されたレンズ銀河の視線間の最大の差であり、これらのスケールでのパッチ性および/または異方性を示唆しています。視線間の平均Fe存在量勾配は$\geq$+0.35dexkpc$^{-1}$と推定されます。KeckHIRESスペクトルで検出された個々のコンポーネントの$N_\mathrm{Fe\;II}$/$N_\mathrm{Mg\;II}$比は、視線$A$内のすべてのコンポーネントと11の超新星値を持っています視線$B$の18個の成分のうち、Ia型超新星が銀河の環境の化学的濃縮に寄与した可能性があることを示唆しています。さらに、これらの観測は、初期型銀河における低温ガスの検出と、これらと雲の生存のいくつかのモデルとの間の緊張を補足する情報を提供します。
CON-quest：最も隠された銀河核を探す
| Title |
CON-quest:_Searching_for_the_most_obscured_galaxy_nuclei |
| Authors |
N._Falstad,_S._Aalto,_S._K\"onig,_K._Onishi,_S._Muller,_M._Gorski,_M._Sato,_F._Stanley,_F._Combes,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_J._G._Mangum,_A._S._Evans,_L._Barcos-Mu\~noz,_G._C._Privon,_S._T._Linden,_T._D\'iaz-Santos,_S._Mart\'in,_K._Sakamoto,_N._Harada,_G._A._Fuller,_J._S._Gallagher,_P._P._van_der_Werf,_S._Viti,_T._R._Greve,_S._Garc\'ia-Burillo,_C._Henkel,_M._Imanishi,_T._Izumi,_Y._Nishimura,_C._Ricci,_and_S._M\"uhle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13563 |
一部の高光度および超高光度赤外線銀河（LIRGおよびULIRG）は、非常にコンパクトでほこりっぽい原子核をホストしています。これらの発生源の暖かいほこりから発生する強い赤外線放射は、HCNなどの分子の振動レベルを励起する傾向があります。これにより、振動励起されたHCN（HCN-vib）の回転遷移からの発光が生じ、コンパクトな不明瞭な原子核（CON）で最も明るい発光が見られます。私たちは、ローカル宇宙で一般的なCONがどれほど一般的であるか、そしてそれらの有病率がホスト銀河の光度または他の特性に依存するかどうかを確立することを目指しています。46個の遠赤外線高光度銀河のサンプルでHCN-vibの回転J=3-2遷移のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）調査を実施しました。コンパクトに隠された核は、ULIRGの38パーセント、LIRGの21パーセント、および低光度銀河の0パーセントで識別されます。ホスト銀河の傾きに依存することはありませんが、サンプルの残りの部分と比較して、CONのIRAS25〜60{\mu}mフラックス密度比（f25/f60）が低いという強力な証拠があります。さらに、CONは他の銀河と比較してより強いケイ酸塩の特徴（s9.7{\mu}m）を持っていますが、同様のPAH相当幅（EQW6.2{\mu}m）を持っていることがわかります。ローカルユニバースでは、CONは主に（U）LIRGにあります。CON現象が核ディスクの傾きに関連しているかどうかを判断するには、個々の核の高解像度の連続観測が必要です。CONの低いf25/f60比、および調査した中赤外線診断の結果は、大きなダストカラムが核放射をより長い波長にシフトし、中赤外線および遠赤外線の「光球」を内部よりも大幅に低温にすることと一致しています。地域。銀河の進化の文脈でCONの重要性を評価するには、この研究を（U）LIRGがより一般的であるより高い赤方偏移に拡張する必要があります。
EAGLEシミュレーションにおける星形成ガスの形態と銀河および暗黒物質ハローとのその整列
| Title |
The_morphology_of_star-forming_gas_and_its_alignment_with_galaxies_and_dark_matter_haloes_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Alexander_D._Hill,_Robert_A._Crain,_Juliana_Kwan,_Ian_G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13603 |
EAGLEシミュレーションからの銀河内の星形成ガスの形態の測定値、および星と暗黒物質（DM）に対するその整列を示します。無線連続体におけるそのようなガスのイメージングは、従来の光学的アプローチを補完する弱いレンズ効果実験を可能にします。星形成ガスは通常、関連する星やDMよりも平坦であり、特に現在の総質量$\sim$$10^{12-12.5}\mathrm{M_{\odot}}$のサブハロでは、優先的に星をホストします。-回転支持された恒星円盤で銀河を形成します。このようなシステムは、偏平な回転楕円体の星形成ガス分布を持っていますが、質量の小さいサブハロと質量の大きいサブハロの両方で、分布は扁長になる傾向があり、その形態は、球形度と三軸性。星形成ガスの短軸は、最も一般的には、そのホストサブハロのDMの短軸と整列しますが、多くの場合、扁長サブハロのDM分布の他の2つの主軸の1つとより密接に整列します。星形成ガスは、星の場合よりもDMとの整列が弱くなりますが、その形態学的短軸はその運動学的軸と密接に整列し、せん断されていない形態学的軸の観測的識別へのルートを提供します。EAGLEで投影された星形成ガスの楕円形は、忠実度の高い電波連続画像から推測される形状と一致しており、星形成ガスの特徴的な平坦化が大きいため、星の画像の場合よりも大きな形状ノイズを示します。星に関して。
活動銀河核の円盤における恒星進化は、急速に回転する巨大な星を生成します
| Title |
Stellar_Evolution_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei_Produces_Rapidly_Rotating_Massive_Stars |
| Authors |
Adam_S._Jermyn_and_Alexander_J._Dittmann_and_Matteo_Cantiello_and_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13114 |
星は、活動銀河核（AGN）の降着円盤で形成されるか、降着円盤によって捕獲されます。これらのAGN星は照射され、極端なレベルの降着を受けます。これにより、低質量の星でさえ非常に大きな星（$M>100{\rmM}_\odot$）に変わり、その進化によって大規模なコンパクトが形成される可能性があります。オブジェクト（$M>10{\rmM}_\odot$）。ここでは、これらのAGN星のスピンとそれらが残した残骸を探索します。AGN星は降着によって急速にスピンアップし、最終的には臨界に近い回転速度に達することがわかります。それらは、エンベロープを剥がし、コンパクトになり、燃焼の後期段階を経ても、さらに臨界に近い回転を維持します。これにより、GW190521gのLIGO-Virgoで見られるような、高スピンの巨大なブラックホール、長いガンマ線バースト（GRB）、および関連するAGNディスクの化学的汚染を生成するのに適した候補になります。
遷移ミリ秒パルサーJ1023 + 0038の低質量X線連星状態でのUVミリ秒パルサーの発見と改造
| Title |
Discovery_of_UV_millisecond_pulsations_and_moding_in_the_low_mass_X-ray_binary_state_of_transitional_millisecond_pulsar_J1023+0038 |
| Authors |
Amruta_D._Jaodand,_Juan_V._Hern\'andez_Santisteban,_Anne_M._Archibald,_Jason_W._T._Hessels,_Slavko_Bogdanov,_Christian_Knigge,_Nathalie_Degenaar,_Adam_T._Deller,_Simone_Scaringi,_Alessandro_Patruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13145 |
PSRJ1023+0038は、高速回転する中性子星であり、低質量のバイナリコンパニオンがあり、電波パルサーと低光度ディスクの状態を切り替えます。2013年には、観測されたすべての波長で明るくなることを伴って、現在のディスク状態に移行しました。この状態で、PSRJ1023+0038は、光学およびX線の脈動を示し、X線の光度が離散的な「低」モードと「高」モードの間で急激に切り替わります。流出を示す連続電波放射も存在し、X線低モード中に明るくなります。ここでは、Kepler（$400-800$nm）、HubbleSpaceTelescope（$180-280$nm）、XMM-Newton（$0.3-10$keV）、NuSTARで構成される光学、紫外線（UV）、X線の同時キャンペーンを紹介します。（$3-79$keV）。UVバンドの低光度モードと高光度モードがX線モードと厳密に同時であり、はるかに明るい持続性UV成分に加えて$\sim25$\％の係数でUV輝度を変化させることを示します。ハイモードでのUV脈動（パルス分率$0.82\pm0.19$\％）の強力な証拠が見つかり、X線脈動と同様の波形が最初の既知のUVミリ秒パルサーになっています。最後に、光学モードの変化はUV/X線モードの変化と同期して発生しますが、光学モードは高周波と比較して反転していることがわかります。2つの広帯域放射成分があるように見えます。1つは無線から近赤外線/光学までで、光学から硬X線までの2番目の成分が暗い場合（およびその逆）に明るくなります。これらの成分は、中性子星磁気圏への降着（高エネルギーハイモード）と物質の放出（低エネルギーハイモード）の間の切り替えをトレースすることをお勧めします。最後に、光学/UV/X線の脈動は、中性子星の磁場によって運ばれる衝撃を受けた降着流から発生する可能性があることを提案します。
| Title |
GN-z11-flash_was_a_signal_from_a_man-made_satellite_not_a_gamma-ray_burst_at_redshift_11 |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Krzysztof_Kami\'nski,_Monika_K._Kami\'nska,_Edwin_Wnuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13164 |
非常に大きな星の爆発である長いガンマ線バースト（GRB）は、宇宙がわずか5億から6億年前の赤方偏移z〜8〜9.5でも、恒星と銀河の進化に関する重要な情報を提供します。最近、赤方偏移がz〜11（ビッグバンから4億年後）の銀河の観測中に、245秒より短いGN-z11-flashという名前の明るい信号が検出され、に関連する紫外線フラッシュとして解釈されました。この銀河のGRB、または人口IIIの超新星のショックブレイクアウト。結果として得られる光度は他のGRBの光度と一致しますが、確率論に基づく議論は、これが人工衛星または太陽系オブジェクトからの信号であるかどうかについて始まりました。ここでは、GN-z11-flashと、高度に楕円軌道上のロシアのプロトンロケットの上段であるBreeze-Mとの決定的な関連性を示します。これにより、これまでに検出された中で最も遠いGRBとしてGN-z11-flashが除外されます。また、このような遠方のGRBを検出するには、非常に高い赤方偏移銀河のより大きなサンプルを監視する必要があることも意味します。これはまた、天文観測の適切な解釈を可能にする、地球の衛星と破片の完全なデータベースの重要性を浮き彫りにします。
回転する大規模ブラックホール連星合併への降着流の完全に一般相対論的な電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Fully_General_Relativistic_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Accretion_Flows_onto_Spinning_Massive_Black_Hole_Binary_Mergers |
| Authors |
Federico_Cattorini_and_Bruno_Giacomazzo_and_Francesco_Haardt_and_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13166 |
回転する大規模ブラックホール連星合併の完全に一般相対論的な電磁流体力学シミュレーションの最初のスイートを実行します。高温の磁化されたガス雲に浸されている、軌道角運動量に整列したさまざまな大きさのスピンを持つブラックホール連星を検討します。の特性に対するスピンと磁化の程度（流体パラメーター$\beta^{-1}\equivp_{\mathrm{mag}}/p_{\mathrm{fluid}}$で定義）の影響を調査します。降着の流れ。磁化された降着流は、後期の吸気中に磁力線がねじれて圧縮されるため、より乱流のダイナミクスによって特徴付けられることがわかります。合併後、残りのカーブラックホールのスピン軸の周りの極領域は磁気的に支配され、磁場強度は係数$\sim$10$^2$（$\beta^の初期値とは無関係に）増加します。{-1}$）。赤道面の磁化されたガスは、より高い角運動量を獲得し、ブラックホールの周りの薄い円形の構造に落ち着きます。磁化された構成の質量降着率は、一般に、磁化されていない場合よりも最大で最大$\sim$3小さいことがわかります。ブラックホールスピンは、$\sim$48\％もの大きな降着率の抑制効果もあります。電磁放射の潜在的な推進力として、流体の磁化の初期レベルに関係なく、スピンの増加に伴って結合後に係数$\sim2$まで増加するポインティング光度の進化を追跡します。私たちの結果は、巨大なブラックホールの融合への降着過程を研究する際に、スピンと磁場の両方を考慮することの重要性を強調しています。
DRAGON2コードを使用したB、Be、Liのフラックス比のマルコフ連鎖モンテカルロ分析
| Title |
Markov_chain_Monte_Carlo_analyses_of_the_flux_ratios_of_B,_Be_and_Li_with_the_DRAGON2_code |
| Authors |
P._De_La_Torre_Luque_and_M._N._Mazziotta_and_F._Loparco_and_F._Gargano_and_D._Serini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13238 |
宇宙線の輸送を理解することは、銀河での伝播のモデルに挑戦しています。二次宇宙線（B、Be、Li、および亜鉄種）の適切な特性評価は、これらのモデルを制約し、最新のCR実験の精度を活用するために重要です。この作業では、マルコフ連鎖モンテカルロ分析を実装して、B、Be、Li間の実験的なフラックス比と、それらのフラックス比を一次宇宙線核CおよびOに適合させました。2つの異なるパラメーター化を使用してデータを適合させました。剥離断面積。核破砕断面積によるこれらの二次宇宙線のスペクトルの評価における不確実性は、この不確実性が主に断面積の正規化によるものであると仮定して、フィットの妨害パラメータとしてスケールファクターを導入することを考慮に入れています。セクションのパラメータ化。また、宇宙線の高エネルギー硬化（$\sim200$GeV/n）の起源が異なる2種類の拡散係数をテストしました。さらに、2つの異なるアプローチを使用して断面をスケーリングします。1つはすべての種の組み合わせ分析（「組み合わせ」分析）に基づいており、もう1つはBe/Bの2次対2次フラックス比の高エネルギースペクトルを再現します。、Li/B、Li/Be（「修正済み」分析）。これにより、両方の断面パラメータ化から推測された伝搬パラメータをより適切に比較できます。この新しい分析は、宇宙線伝搬専用の数値コードDRAGON2を使用して正常に実装され、AMS-02実験からの$Z=14$までの宇宙線核データを再現しました。主な結果を報告し、さまざまな断面のパラメータ化を比較し、これらの不確実性の影響について説明します。
銀河団における二重衝撃波による宇宙線の加速：電波遺物への応用
| Title |
Acceleration_of_cosmic_rays_by_double_shock_waves_in_galaxy_clusters:_application_to_radio_relics |
| Authors |
Grazyna_Siemieniec-Ozieblo_and_Mariia_Bilinska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13426 |
環境。銀河団の電波遺物は、その標準バージョンでの拡散衝撃加速（DSA）モデルの適用性を検証するための優れた実験室であることが知られています。このような検証の必要性は、X線観測と比較した電波観測に起因する衝撃特性の不一致に起因します。目的。この記事では、遺物の近くに2番目の衝撃が存在すると、加速された電子のスペクトルがどのように変化するかを調べ、関連するパラメーターのどれがそれらの形状に大きな影響を与える可能性があるかを解読することを目的としています。メソッド。分布関数の変化を調べることを目的として、2つの定常衝撃波における宇宙線のDSAを解析的に研究しました。後者は最終的に、宇宙線が単一の衝撃波と相互作用する場合では説明されないように見える、さまざまな観測やシミュレーションで見られるスペクトル勾配の偏差につながります。結果。多くのパラメータ（2つの衝撃間の距離、圧縮比、空間拡散係数、注入値など）に応じて、複雑な分布関数$f（x、p）$を取得します。この関数は、両方の衝撃の連成加速のために発生する変更を明らかにします。明らかに、純粋なべき乗則からの粒子スペクトルの偏差は、$Q_{1}/Q_{2}$、$\kappa_{1}/\kappa_{2}$、$r_{1}などのいくつかのパラメーターに依存します。/r_{2}$、および$L$。特定のクラスターを例として取り上げてこのアイデアを検証することはしませんが、無線遺物のスペクトル障害の潜在的な原因を示しています。一般的に、衝撃間の距離が無線遺物の幅と$\kappa_{1}/\kappa_{2}\propto3$のオーダーである場合、私たちの調査結果は文献の結果と相関しているように見えます。
Hoinga：SRG / eROSITA All-Sky SurveyeRASS1で発見された超新星残骸
| Title |
Hoinga:_A_supernova_remnant_discovered_in_the_SRG/eROSITA_All-Sky_Survey_eRASS1 |
| Authors |
W._Becker,_N._Hurley-Walker,_Ch._Weinberger,_L._Nicastro,_M.G.F.Mayer,_A._Merloni,_J._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13449 |
超新星残骸（SNR）は、銀河系の星間物質にフェードインする前に、約6〜15x10^4年間観測できます。銀河系の超新星の割合は1世紀あたり約2であり、銀河系には1200SNRのオーダーがあると予想できます。しかし、これまでに知られているのは約300個だけで、その大部分は銀河面の無線調査で発見されています。これらのSNRは分布の最も明るいテールを表し、ほとんどが平面の近くにあることを考えると、完全なサンプルを表すものではありません。ここでは、eROSITA全天調査データで新しいSNRを検索した結果、無線以外の波長で発見された最大のSNRの1つであるG249.5+24.5が検出されたことを報告します。このソースは、SNRが通常見つかるとは予想されない、比較的高い銀河緯度にあります。残骸「ホインガ」は直径約4.4度で、円形の形態を示し、残骸のほぼ全体に拡散X線放射が充満しています。残留放出のスペクトル分析により、衝突イオン化された拡散ガスからのAPECスペクトルと、非平衡イオン化を伴う平面平行衝撃プラズマモデルの両方がデータの適切な説明を提供できることが明らかになり、kTのオーダーのガス温度が示唆されます。=0.1keVおよびN_H=3.6x10^20cm^-2の吸収カラム密度。Hoingaの残骸の無線対応物のその後の検索では、ContinuumHIParkesAll-SkySurvey（CHIPASS）および408MHzの「Haslam」全天調査からのアーカイブデータでその無線放射が特定されました。これらのデータから得られた無線スペクトル指数alpha=-0.69+-0.08は、HoingaのSNRの性質を明確に裏付けています。そのサイズとX線および無線スペクトルの特性から、HoingaはVelaSNRの約2倍の距離、つまり約500pcに位置する中年のVelaのようなSNRであると結論付けます。
補間されたハイブリッドEoSを使用したマルチメッセンジャーM-Rデータのベイズ分析
| Title |
Bayesian_analysis_of_multimessenger_M-R_data_with_interpolated_hybrid_EoS |
| Authors |
A._Ayriyan,_D._Blaschke,_A._G._Grunfeld,_D._Alvarez-Castillo,_H._Grigorian,_and_V._Abgaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13485 |
低密度のソフトハドロンEoSと高密度の一連の硬いクォーク物質EoSの間の2ゾーン放物線補間によって得られるハイブリッド中性子星（NS）物質の状態方程式（EoS）のファミリーを紹介します。化学ポテンシャルの有限領域$\mu_H<\mu<\mu_Q$。ハドロンEoSをAPRのものとして固定し、クォーク相の2つの自由パラメーターを持つ色超伝導非局所NJLモデルを選択して、ハイブリッドEoSのこの2パラメーターファミリーを使用してベイズ分析を実行します。PSRJ0740+6620の質量、GW170817の潮汐変形能、NICERのPSRJ0030+0451の質量半径関係を含む3つの異なる観測制約のセットを必須として使用し（セット1）、セット2は可能な上限を使用します追加の制約としてGW170817からの最大質量に基づいて、代わりに3を設定し、非対称バイナリマージGW190814のより軽いオブジェクトが中性子星である可能性を示します。いずれにせよ、クォーク物質相は、Fierz関係$\eta_D=0.75$と、$\eta_D$と$\eta_V$の間の比例関係を示す最も可能性の高い解をほぼ満たす、無次元のダイクォーク結合を伴う色超伝導でなければならないことを確認します。十分に大きな最大質量に必要な反発ベクトル相互作用の結合。PSRJ0740+6220でのNICER半径測定の結果は架空の制約として予想され、半径が11km以下になる場合、GW190814がブラックホール連星の合体であったと主張する証拠が見つかります。
宇宙線異方性を伴う空間依存伝搬モデルの厚いハローの証拠
| Title |
Evidence_of_a_thick_halo_for_the_spatial-dependent_propagation_model_with_Cosmic_Ray_anisotropy |
| Authors |
Bing-Qiang_Qiao,_Yu-Hua_Yao,_Wei_Liu,_Qiang_Yuan,_Xiao-Jun_Bi,_Hong-Bo_Hu,_Yi-Qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13498 |
近くのソースを使用した空間依存伝搬（SDP）モデルは、宇宙線（CR）核スペクトルと異方性の両方の共進化する特徴を再現するためにうまく機能します。しかし、太陽が銀河面からずれていることはよく知られています。これにより、垂直方向の異方性が支配的になり、観測結果と一致しなくなります。したがって、ソーラーオフセットの影響についてさらに調査を再開する必要があります。この研究では、初めて、SDPモデルに基づいて、太陽オフセット、原子核スペクトル、および異方性の組み合わせ研究が実行されます。その結果、CRスペクトルと異方性を再現するために、ハロー$\rm（\xiz_h）$の厚さは太陽の変位に比例して増加します。物質媒介法から推定されるオフセットが$\rm\sim8〜pc$の場合、$\rm\xiz_h$は約0.9kpcであり、通常よりもはるかに厚いハローです。さらに、PeV異方性は拡散係数の値を推定できるため、拡散係数とハローの厚さの縮退を解消できます。したがって、ハローの厚さを制限することは良いメッセンジャーです。一方、PeVエネルギー領域の異方性は、新しいプローブとして、太陽のオフセットを制限するために新しい光を当てる可能性もあります。$\rm\simTeV$から$\rmPeV$のエネルギーでの異方性が、LHAASO実験によって細かく測定され、厚いハローについての理解が深まることを願っています。
AstroSat CZTImagerデータの一般化されたイベント選択アルゴリズム
| Title |
A_generalized_event_selection_algorithm_for_AstroSat_CZT_Imager_data |
| Authors |
Ajay_Ratheesh,_A._R._Rao,_N._P._S_Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_Ajay_Vibhute,_Dipankar_Bhattacharya,_Priya_Pradeep,_S._Sreekumar_and_Varun_Bhalerao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13592 |
AstroSatに搭載されているテルル化カドミウム亜鉛（CZT）イメージャは、20$-$100keVのエネルギー範囲で動作する硬X線イメージング分光計です。また、ガンマ線バースト（GRB）などの一時的なイベントを検出できる100keVを超えるオープン硬X線モニターとしても機能します。さらに、この機器は、カニやはくちょう座X-1などの明るい軸上光源や明るいGRBについて、100$-$400keVのエネルギー範囲で硬X線偏光を測定する感度を備えています。CZTIのような硬X線装置はX線に加えて宇宙線にも敏感であるため、粒子誘起またはその他のノイズイベントを識別して除去し、データの科学的分析のためにイベントを選択する必要があります。現在のCZTIデータ分析パイプラインには、このようなイベント選択のアルゴリズムが含まれていますが、特定の制限があります。これらは主に、線源フラックスがバックグラウンドよりもはるかに少ない永続的なX線源からのデータの分析用に設計されているため、GRBなどの線源には最適ではありません。ここでは、CZTIのノイズイベントの特性を再検討し、すべてのタイプのソースのデータの分析に対応する一般化されたイベント選択方法を提示します。新しい方法の有効性は、選択されたイベントのポアソン挙動とGRBの信号対雑音比を調べることによってレビューされます。
ガンマ線バースト用のAstroSat-CZTイメージャを使用したサブMeV分光法
| Title |
Sub-MeV_spectroscopy_with_AstroSat-CZT_Imager_for_Gamma_Ray_Bursts |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Soumya_Gupta,_Vidushi_Sharma,_Shabnam_Iyyani,_Ajay_Ratheesh,_N._P._S._Mithun,_E._Aarthy,_Sourav_Palit,_Abhay_Kumar,_Santosh_V_Vadawale,_A.R._Rao,_Varun_Bhalerao_and_Dipankar_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13594 |
AstroSatに搭載されているテルル化カドミウム亜鉛イメージャー（CZTI）は、多作のガンマ線バースト（GRB）モニターです。2ピクセルのコンプトン散乱イベント（100〜300keV）を使用して高感度の分光情報を抽出しますが、注意深くキャリブレーションした後に低ゲインピクセル（検出器平面の約20％）を含めると、コンプトンエネルギースペクトルのエネルギー範囲が拡張されます。600keVまで。この新機能により、サブMeV範囲までのGRBのシングルピクセル分光法も可能になります。それ以外の場合は150keVに制限されます。また、分析に新しいノイズ除去アルゴリズム（「コンプトンノイズ」）を導入しました。これらの新しい追加により、CZTIの分光感度が向上するだけでなく、サブMeV分光法により、Fermiによって検出されないGRBの適切な特性評価も可能になります。この記事では、操作の最初の年に検出されたGRBについて、100〜600keVでの単一のコンプトンイベントおよび拒否分光法の方法論について説明します。過去5年間のCZTIは、約20の明るいGRBを検出しました。新しい方法論は、GRBのこの大きなサンプルのスペクトル分析に適用されると、結果を大幅に改善し、迅速な放出メカニズムをよりよく理解するのに役立つ可能性があります。
| Title |
COSI:_From_Calibrations_and_Observations_to_All-sky_Images |
| Authors |
Andreas_Zoglauer,_Thomas_Siegert,_Alexander_Lowell,_Brent_Mochizuki,_Carolyn_Kierans,_Clio_Sleator,_Dieter_H._Hartmann,_Hadar_Lazar,_Hannah_Gulick,_Jacqueline_Beechert,_Jarred_M._Roberts,_John_A._Tomsick,_Mark_D._Leising,_Nicholas_Pellegrini,_Steven_E._Boggs,_Terri_J._Brandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13158 |
数百keVから数MeVまでの柔らかいMeVガンマ線の空は、電磁スペクトルの中で最も探索されていない領域の1つです。このエネルギー範囲にアクセスするための最も有望な技術は、コンプトン散乱を使用してガンマ線を検出する望遠鏡です。ただし、測定データから科学的解釈の準備ができている全天画像に移行するには、十分に理解された検出器のセットアップとマルチステップのデータ分析パイプラインが必要です。ComptonSpectrometerandImager（COSI）用にこれらの機能を開発しました。コンプトン測定プロセスとコンプトンデータ空間の多くの複雑さを深く理解することから始めて、機器のキャリブレーションとよく一致するシミュレーションを実行し、検出器内のガンマ線経路を再構築するためのツールを開発しました。飛行中に測定された背景の適切なモデルを作成するための作業と一緒に、スペクトルおよび偏光分析を実行し、ガンマ線の空の画像を作成することができます。これにより、将来の望遠鏡は、星形成の場所（26-Alマップ）からコア崩壊超新星の歴史（たとえば60-Feマップ）までのガンマ線空を形作る天体物理学的プロセスのより深い理解を達成することができます。私たちの銀河における陽電子消滅（511-keVマップ）の分布。
テイルズ：ツビッキートランジェントファシリティとディープラーニングで彗星を追いかける
| Title |
Tails:_Chasing_Comets_with_the_Zwicky_Transient_Facility_and_Deep_Learning |
| Authors |
Dmitry_A._Duev,_Bryce_T._Bolin,_Matthew_J._Graham,_Michael_S._P._Kelley,_Ashish_Mahabal,_Eric_C._Bellm,_Michael_W._Coughlin,_Richard_Dekany,_George_Helou,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Frank_J._Masci,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Maayane_T._Soumagnac,_St\'efan_J._van_der_Walt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13352 |
米国カリフォルニア州のパロマー天文台で現在運用されているロボット光学時間領域調査であるZwickyTransientFacility（ZTF）の画像データで、彗星の識別と位置特定を行うためのオープンソースの深層学習フレームワークであるTailsを紹介します。。Tailsは、カスタムのEfficientDetベースのアーキテクチャを採用しており、従来の方法のように複数のエポックを必要とするのではなく、ほぼリアルタイムで単一の画像から彗星を見つけることができます。このシステムは、99％の再現率、0.01％の偽陽性率、および予測位置での1〜2ピクセルの二乗平均平方根誤差により、最先端のパフォーマンスを実現します。彗星の最初のAI支援発見（C/2020T2）と彗星の回復（P/2016J3）を含む、ZTFトワイライト調査のデータに関する生産環境でのテール効率評価の初期結果を報告します。=P/2021A3）。
アモルファス固体水中でのCH $ _4 $の拡散
| Title |
Diffusion_of_CH$_4$_in_amorphous_solid_water |
| Authors |
Bel\'en_Mat\'e,_Stephanie_Cazaux,_Miguel_Angel_Satorre,_Germ\'an_Molpeceres,_Juan_Ortigoso,_Carlos_Mill\'an,_and_Carmina_Santonja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13357 |
環境。アモルファス固体水氷上での揮発性種の拡散は、星間物質中のダスト粒子の化学的性質、および惑星大気を豊かにする、または彗星物質に存在するガスのトラップに影響を与えます。目的。この作業の目的は、アモルファス固体水（ASW）でCH$_4$の拡散係数を提供し、それらがASW構造によってどのように影響を受けるかを理解することです。メソッド。H$_2$OとCH$_4$の氷混合物をさまざまな条件で成長させ、CH$_4$の昇華を、赤外分光法または極低温水晶振動子微量天秤の質量損失によって監視しました。拡散係数は、システムがフィックの拡散の法則に従っていると仮定して、実験データから取得されました。モンテカルロシミュレーションは、調査されたさまざまなアモルファス固体水氷構造をモデル化し、実験結果を再現および解釈するために使用されました。結果。アモルファス固体水でのメタンの拡散係数は、42Kの範囲の温度で10$^{-12}$から10$^{-13}$cm$^2$s$^{-1}$の間であると測定されています。アモルファス固体水の形態に応じて、拡散が1桁異なる可能性があることを示しました。水氷内の多孔性、および細孔合体によって作成されたネットワークは、細孔内の種の拡散を強化します。実験的に導出された拡散速度は、測定値を再現するためのモンテカルロシミュレーションでは使用できません。結論。フィックの法則を使用して巨視的スケールで拡散を説明できるのに対し、モンテカルロシミュレーションでは、氷中の種の捕獲（およびその移動）が考慮される微視的スケールを説明できると結論付けています。
無線干渉法によるエアシャワー測定の期待される性能
無線アンテナのアレイを使用した干渉測定は、天文学で強力かつ広く使用されている手法です。最近、この技術は大規模なエアシャワーの再構築のために再検討されました[1]。この無線干渉法は、数十億の二次シャワー粒子によって放出される電波放射のコヒーレンスを利用して、シャワーパラメータ、特にシャワー軸とシャワーの最大深度$X_\mathrm{max}$を再構築します。理想化された検出器を使用したシミュレーションで以前に実証された精度は、非常に有望です。この記事では、現実的な条件下でスパースアンテナアレイを備えた（シミュレートされた）傾斜エアシャワーを使用して、干渉計$X_\mathrm{max}$測定の可能性を評価します。さまざまなアンテナアレイで無線干渉法を適用するための前提条件を決定するために、アンテナ間の時間同期の不正確さの影響と、アンテナ密度との相互依存性を詳細に調査します。アンテナの多重度（イベントごと）と最大許容時間ジッターの間には強い相関関係があることがわかります。つまり、時間同期の不正確さです。30〜80MHzの一般的に使用される周波数帯域で1ns以内の正確な時間同期で記録されたデータの場合、$\sigma_の$X_\mathrm{max}$解像度を達成するには、$>50$のアンテナ多重度が必要です。{X_\mathrm{max}}\lesssim20$gcm$^{-2}$。2nsの精度で記録されたデータの場合、この$X_\mathrm{max}$の解像度を達成するには、すでに$\gtrsim200$アンテナが必要です。さらに、より高い観測周波数、つまり最大数百MHzでシミュレートされたデータから$X_\mathrm{max}$を再構築する利点はありません。最後に、非常に傾斜したエアシャワーから垂直形状までの結果の一般化を提供します。
ON軸の明るい光源に対するAstroSat-CZTIのサブMeV感度の調査
| Title |
Exploring_Sub-MeV_Sensitivity_of_AstroSat-CZTI_for_ON-axis_Bright_Sources |
| Authors |
Abhay_Kumar_(1_and_2),_Tanmoy_Chattopadhyay_(3),_Santosh_V_Vadawale_(1),_A.R._Rao_(4_and_5),_Soumya_Gupta_(4),_Mithun_N.P.S._(1),_Varun_Bhalerao_(6)_and_Dipankar_Bhattacharya_(4)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Navrangpura,_Ahmedabad,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology,_Gandhinagar,_India,_(3)_Kavli_Institute_of_Astrophysics_and_Cosmology,_Stanford,_CA,_USA,_(4)_The_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pune,_India,_(5)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India,_(6)_Indian_Institute_of_Technology_Bombay,_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13593 |
AstroSatに搭載されているカドミウム亜鉛テルル化物イメージャ（CZTI）は、20〜100keVのエネルギー範囲での硬X線イメージングおよび分光法用に設計されています。CZT検出器は5mmの厚さであるため、100keVを超えるコンプトン相互作用に対して優れた効率を発揮します。CZTIを使用した分極解析は、このようなコンプトンイベントに依存しており、実験的に検証されています。同じコンプトンイベントを使用して、分光法を最大380keVまで拡張することもできます。さらに、CZTI検出器面の約20％のピクセルはゲインが低く、一次分光法から除外されていることが観察されています。これらのピクセルが含まれている場合、CZTIの分光機能は最大500keV、さらに最大700keVに拡張でき、将来的にはより優れたゲインキャリブレーションが可能になります。ここでは、コンプトンイベントと低ゲインピクセルを使用して、ON軸の明るいX線源のCZTIの分光エネルギー範囲を拡張する可能性を探ります。カニの観察を使用してこの手法を示し、その感度を調査します。
低マッハ数での天体物理学的流体力学シミュレーションにおける重力のバランスの取れた処理
| Title |
Well-balanced_treatment_of_gravity_in_astrophysical_fluid_dynamics_simulations_at_low_Mach_numbers |
| Authors |
P._V._F._Edelmann,_L._Horst,_J._P._Berberich,_R._Andrassy,_J._Higl,_C._Klingenberg,_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13111 |
恒星の構造と進化についての理解を深めるには、恒星内部の流れを正確にシミュレーションすることが重要です。通常、遅い流れは重力と圧力勾配の密接なバランスに加えて小さな摂動であるため、このようなシミュレーションでは数値流体力学スキームに大きな要求が課せられます。妥当なサイズのグリッドでの離散化誤差が、物理的な流れよりも桁違いに速いスプリアスフローにつながる可能性があることを示します。バランスの取れた数値スキームは、この問題に対処できます。このような3つのスキームは、低マッハ数の数値フラックス関数と組み合わせて、暗黙の有限体積コードSLHに適用されます。恒星の流体力学における典型的な問題によって課せられる課題のいくつかに対処する4つの数値実験でスキームがどのように機能するかを比較します。$\alpha$-$\beta$と偏差のバランス調整方法は、重力ポテンシャルエネルギーが総エネルギーバランスに含まれている場合、静水圧ソリューションを正確に維持できることがわかります。それらは、等エントロピー成層で移流される微小なエントロピー変動を正確に保存します。これにより、メソッドは、加熱速度による対流速度の予想されるスケーリングを再現できます。偏差法はまた、ケプラー円盤の静止軌道運動を長い時間スケールで維持する精度を大幅に向上させます。Cargo-LeRouxメソッドは、テストでは大幅に悪化しますが、特定の状況では、その単純さによっていくつかのメリットが得られる場合があります。全体として、低マッハ数のフラックス関数と組み合わせた重力のバランスの取れた処理は、手頃な価格の併置されたグリッド上で挑戦的な恒星のスローフロー問題に対する正しい物理的解決策を再現するために不可欠であることがわかります。
太陽の高次日震音響モード振幅に対するフレアの影響
| Title |
Effects_of_flares_on_solar_high-degree_helioseismic_acoustic_mode_amplitudes |
| Authors |
M._Cristina_Rabello_Soares,_Frederic_Baudin,_and_Vanessa_G._Teixeira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13181 |
Wolff（1972）がこの可能性を示唆して以来、太陽フレアが音響モードを励起するかどうかを観察するためにいくつかの試みがなされてきました。さらに、星震学の急速な進歩と星のフレアの研究は、太陽におけるこれらの現象の研究を重要にし、星震学の音響モードに対するよりエネルギーの高い星のフレアの影響の研究に情報を提供します。フレアが太陽音響モードの振幅に与える影響や、モードの振幅にも影響を与えるその他の影響を探します。太陽音響モードの振幅は、磁場に敏感であることが知られています。フレアは通常、強い磁場の存在下で発生し、磁気リコネクションの副産物である可能性が高いため、フレア領域内およびその周辺の磁場がモード振幅にどのように影響するかを示します。モード振幅は、MDIデータを使用して、宇宙時代で最大のフレアである単一のイベント（「ハロウィーンフレア」、SOL2003-10-28T11：00）に最初に適用されたリングダイアグラム分析を使用して取得されました。次に、HMIデータを使用して、サイクル24の高活動フェーズ中に観察されたフレアに対応する2つのグループに分類される領域に分析を適用しました。これらの2つのグループは、小さい（10-60ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）と大きい（$>$1200ergcm$^{-2}$s$^{-1}）で構成されます。$）HeliophysicsEventKnowledgebase（HEK）に基づくピークフラックスフレア。バイアスのいくつかの原因を考慮に入れるためにいくつかの補正を適用した後、10％の不確実性の範囲内で、フレアリング活動による推定モード振幅の増幅は見つかりませんでした。
太陽活動領域光球を横切る磁気ヘリシティフラックス：II。太陽周期24の間のフレア活動と半球の兆候の好みの関連
| Title |
Magnetic_Helicity_Flux_across_Solar_Active_Region_Photospheres:_II._Association_of_Hemispheric_Sign_Preference_with_Flaring_Activity_during_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Sung-Hong_Park,_K._D._Leka,_Kanya_Kusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13331 |
このシリーズの以前の研究（Parketal。2020、PaperI）では、1105個の固有のアクティブ領域（AR）の4802サンプルの光球表面全体の磁気ヘリシティフラックス$dH/dt$の半球符号優先度（HSP）を調べました。太陽周期24の間に観測されました。ここでは、コンプライアンスの程度として表されるHSPとフレア活動との関連を調査し、ペーパーIで使用されたものと同じ$dH/dt$推定値のセットを分析します。調査中のARサンプルは次のとおりです。キャリントン経度-緯度平面で定義されたヘリオグラフィック領域（HR）に割り当てられ、グリッド間隔は経度で45$^\circ$、緯度で15$^\circ$です。定義された各HRのARサンプルについて、HSPコンプライアンスの程度と平均軟X線フレアインデックスを計算します。最も強いフレア活動は、すべてのHRの平均と標準偏差がそれぞれ62％と7％であるのに対し、HSPコンプライアンスが41％と非常に低い1つの特徴的なHRにあることがわかります。この唯一のHRは、抗HSP（つまり、50％未満）を示し、フレア生産性の高いARNOAA12673を含みますが、このARはHRの低いHSPの唯一の原因ではありません。また、フレア活動が最も高いすべてのHRは南半球にあり、HSPコンプライアンスの程度が低い傾向があることもわかりました。これらの発見は、乱流が強化された対流層の局所領域の存在を示しており、いくつかの上昇する磁束管に、より大きな磁気の複雑さとより高いフレアレートを与えています。
巻き戻しコロナルジェットから発生する大規模CMEフラックスロープイベントの直接観測
| Title |
Direct_Observation_of_A_Large-scale_CME_Flux_Rope_Event_Arising_from_an_Unwinding_Coronal_Jet |
| Authors |
Hechao_Chen,_Jiayan_Yang,_Junchao_Hong,_Haidong_Li,_and_Yadan_Duan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13336 |
コロナ質量放出（CME）とコロナジェットは2種類の一般的な太陽噴火現象であり、多くの場合、異なる空間スケールで独立して発生します。この作品では、多極複合磁気システムの巻き戻しブローアウトジェットから発生する大規模なCMEフラックスロープの立体観察を提示します。マルチバンド観測分析に基づいて、このイベント全体は、一連の同種ジェットの後に冠状間欠泉サイトで噴火が発生する小さなフィラメントから始まることがわかりました。磁場外挿の助けを借りて、それは、冠状間欠泉サイトが細長い反対極性の境界面の上に形成されることを明らかにします。上にあるフィールドと相互作用することにより、噴出するフィラメントはその脚の1つを破壊し、巻き戻しのブローアウトジェットをもたらします。私たちの推定では、ジェットスパイアで約1.4ドルから2.0ドルのツイストリリースが発生します。ジェットスパイアにおけるこの顕著なねじれ輸送は、ジェットベースから遠隔地への新生児の大規模フラックスロープを急速に作成します。その形成後すぐに、この大規模なフラックスロープは外側のコロナに向かって噴出し、地球に向けられたCMEを引き起こします。そのソース領域では、2セットの異なるポストフレアループが連続して形成され、この噴火が2段階のフレア磁気リコネクションを伴うことを示しています。この作業は、異なる噴火活動間の実際の磁気結合プロセスを明らかにするだけでなく、太陽噴火中の大規模なCMEフラックスロープの作成を理解するための新しいヒントを提供します。
ソーラーダイナミクス天文台からのEVEおよびAIAデータを使用したHeII 30.38nmラインのドップラーシフトの修正
| Title |
Correcting_Doppler_Shifts_in_He_II_30.38_nm_Line_by_Using_the_EVE_and_AIA_data_from_Solar_Dynamics_Observatory |
| Authors |
Zhixun_Cheng,_Yuming_Wang,_and_Rui_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13362 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された極紫外線変動実験（EVE）は、高い時間ケイデンスとスペクトル分解能で太陽EUVスペクトルを検出します。輝線の波長シフトは、太陽のダイナミクスの重要な情報を提供します。ただし、一部のEVEスペクトル観測は、太陽に不均一に分布する放射照度の影響を受けます。これにより、太陽コロナで発生した物理プロセスを正しく理解できなくなる可能性があります。ここでは、2011年1月27日に公開されたEVEHeII30.38nmラインの唯一の軌道上キャリブレーションデータ（Chamberlin、2016）に基づいて、AIA304イメージングデータを使用してHeII30.38nmラインを補正する方法を開発します。次に、この補正方法を2010年10月29日から2011年3月3日までのEVEHeII30.38nmデータに適用して、太陽HeII30.38nmラインのドップラー振動を調べます。ここでは、半月周期のドップラー振動が主にアクティブ領域の存在が原因で、不均一に分布した放射照度。他のEVEコロナルラインも同様のドップラー振動を示し、これらのラインに現れる振動現象を解釈する前に適切な補正を実行する必要があることを示唆しています。
UOCS。 IV。古い散開星団キング2で青色はぐれ星の多様なホットコンパニオンを発見
| Title |
UOCS._IV._Discovery_of_diverse_hot_companions_to_blue_stragglers_in_the_old_open_cluster_King_2 |
| Authors |
Vikrant_V._Jadhav,_Sindhu_Pandey,_Annapurni_Subramaniam_and_Ram_Sagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13375 |
天の川で最も古いクラスターの1つであるキング2は、年齢が$\sim$6Gyr、距離が$\sim5700$pcで、\textit{ASTROSAT}のUVITペイロードで観測されています。{\itGaia}EDR3から得られたメンバーシップ情報を使用すると、クラスターには39個の青色はぐれ星（BSS）があることがわかります。すべてのBSSの多波長スペクトルエネルギー分布（SED）を作成しました。10個のUV検出BSSのうち、6個の明るいBSSは、二重成分SEDを備えており、光度と温度の範囲があり、極端な水平分枝（EHB）/準矮星B（sdB）星と同様の特性を持つ、より高温のコンパニオンを持っていることがわかりました。ホットコンパニオン間の多様性。このクラスター内のBSSの少なくとも15\％が物質移動経路を介して形成されることをお勧めします。散開星団と球状星団でそれらの特性をEHBと比較し、より高温のコンパニオンをBSSと比較すると、コンパニオンのようなEHB/sdBが6Gyrの散開星団のバイナリで形成される可能性があります。
CATCHカタログを使用したコロナホールの微分放出測定に関する統計的アプローチ
| Title |
Statistical_Approach_on_Differential_EmissionMeasure_of_Coronal_Holes_using_the_CATCH_Catalog |
| Authors |
Stephan_G._Heinemann_and_Jonas_Saqri_and_Astrid_M._Veronig_and_Stefan_J._Hofmeister_and_Manuela_Temmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13396 |
コロナホールは太陽大気中の大規模な構造であり、周囲の静かな太陽と比較して温度と密度が低く、通常は開放磁場に関連しています。コロナホールの分析ツールのコレクション（CATCH）カタログに収集された707個の非極性コロナホールに対して微分発光測定分析を実行して、それらのプラズマ特性（つまり、温度、電子密度、および発光測定）を導き出し、統計的に分析します。\textit{SolarDynamicsObservatory}に搭載された\textit{AtmosphericImagingAssembly}の6つのコロナルEUVフィルターの強度フィルターグラムを使用します。これは$\約10^{5.5}$から$10^{7.5までの温度範囲をカバーします。}$\、K。迷光と散乱光のデータを修正すると、すべてのコロナホールが非常に類似したプラズマ特性を持ち、平均温度が$0.94\pm0.18$MK、平均電子密度が$（2.4\pm0.7）\times10^{8であることがわかります。}$\、cm$^{-3}$、および平均排出量は$（2.8\pm1.6）\times10^{26}$\、cm$^{-5}$です。コロナホール内の温度分布はほぼ均一であることがわかりましたが、電子密度は境界からコロナホールの内側に向かって$40\、\％$の線形減少を示しています。最も近いコロナホール境界から\SI{20}{\arcsecond}（$\約15$\、Mm）を超える距離では、密度も統計的に均一になります。コロナホールの温度は弱い太陽周期依存性を示すかもしれませんが、プラズマ特性と太陽周期変動との統計的に有意な相関は、2010年から2019年までの観測期間を通して決定できませんでした。
4つの接触連星の測光および分光分析
4つのWUMaバイナリJ015829.5+260333（以下、J0158）、J030505.1+293443（以下、J0305）、J102211.7+310022（以下、J1022）、およびKWPscの測光および分光分析を示します。VRcIcバンド測光観測は、1.3mDevasthalFastOpticalTelescopeを使用して実行されます。低解像度分光法では、2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡と4mLAMOST調査のアーカイブデータを使用しました。システムJ0158およびJ0305は、それぞれ5.26（+/-1.72）x10^-7日/年および1.78（+/-1.52）x10^-6日/年の期間増加率を示します。J1022の期間は、4.22（+/-1.67）x10^-6日/年の割合で減少していることがわかります。KWPscの期間分析では、期間に変化は見られません。PHOEBEパッケージは光度曲線のモデリングに使用され、基本的なパラメータはGAIA視差の助けを借りて評価されます。光度曲線の非対称性は、システムのコンポーネントの1つにある特定の位置にクールスポットがあると仮定して説明されます。温度、質量比、充填率、および期間に基づいて、システムJ1022はWサブタイプシステムとして識別されますが、他のシステムはいくつかの混合特性を示します。これらのWUMaバイナリの彩層活動を調べるために、それらのスペクトルを既知の不活性星のスペクトルと比較します。比較は、H\alpha、H\beta、およびCaIIでの発光を示しています。これらのシステムの進化の状態を理解するために、コンポーネントは、他のよく特徴付けられた連星システムを使用して、質量半径および質量光度平面で描画されます。すべてのシステムのセカンダリコンポーネントはZAMSから離れています。これは、セカンダリがプライマリコンポーネントよりも進化していることを示しています。
太陽圏内の星間ダスト分布に及ぼすLISM内のダスト速度の分散の影響
| Title |
Effects_of_dispersion_of_the_dust_velocity_in_the_LISM_on_the_interstellar_dust_distribution_inside_the_heliosphere |
| Authors |
E.A.Godenko,_V.V.Izmodenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13421 |
星間塵（ISD）は、太陽と局所的な星間物質（LISM）の相対運動により、太陽圏に浸透します。太陽圏の内部と太陽風がLISMと相互作用する境界では、ISDの分布は、電磁力、太陽重力、および放射圧の作用によって変更されます。これらの力により、太陽圏でのISD粒子の分布が不均一になります。以前の研究では、0.03〜10a.uでのISD密度分布に特異点が存在することを示しました。太陽圏電流シートに関して南北。この論文では、ISD速度分布の分散が特異点に強く影響することを示します。分散の値が小さい場合でも、密度分布に劇的な影響を与え、以前に発見された高密度層を滑らかにします。
高光度赤外線銀河におけるコア崩壊超新星サブタイプ
| Title |
Core-collapse_supernova_subtypes_in_luminous_infrared_galaxies |
| Authors |
E._Kankare,_A._Efstathiou,_R._Kotak,_E._C._Kool,_T._Kangas,_D._O'Neill,_S._Mattila,_P._Vaisanen,_R._Ramphul,_M._Mogotsi,_S._D._Ryder,_S._Parker,_T._Reynolds,_M._Fraser,_A._Pastorello,_E._Cappellaro,_P._A._Mazzali,_P._Ochner,_L._Tomasella,_M._Turatto,_J._Kotilainen,_H._Kuncarayakti,_M._A._Perez-Torres,_Z._Randriamanakoto,_C._Romero-Canizales,_M._Berton,_R._Cartier,_T.-W._Chen,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._Inserra,_K._Maguire,_S._Moran,_T._E._Muller-Bravo,_M._Nicholl,_A._Reguitti,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13512 |
高光度赤外線銀河（LIRG）、NGC3256で発生した2つのCCSNeの発見と追跡観測を提示します。最初のSN2018ecは、ESOHAWK-I/GRAAL補償光学シーイングエンハンサーを使用して発見され、$A_V=2.1^{+0.3}_{-0.1}$magのホスト銀河絶滅を伴うタイプIcとして分類されました。2番目のAT2018cuxは、SN2018ecの追跡観測の過程で発見され、$A_V=2.1\pm0.4$magのホスト絶滅を伴う亜発光タイプIIP分類と一致しています。3番目のCCSNであるNGC3256のPSNJ10275082-4354034は、2014年に以前に報告されており、後期のアーカイブHSTイメージングでソースを回復しました。テンプレートの光度曲線フィッティングに基づいて、$A_V=0.3^{+0.4}_{-0.3}$magの適度なホスト銀河の絶滅を伴うタイプIIn分類を優先します。また、ホストの絶滅が$A_V=2.1^{+0.1}_{-0.3}$および$A_V=のLIRGシステムArp299で発生した最近のタイプIIbSN2019lqoおよびタイプIbSN2020fkbの追跡データを使用して調査を拡張します。それぞれ0.4^{+0.1}_{-0.2}$等。上記に動機付けられて、16個のLIRGのサンプルで、ホスト銀河核から2.5kpcの投影距離内にある29個のCCSNeのサンプルを初めて検査しました。これらの銀河内の星形成が、グローバルなスターバーストエピソードと通常のIMFを想定してモデル化されている場合、スターバースト年齢とCCSNサブタイプの間に相関関係があるという証拠があることがわかります。14H-poor（TypeIIb/Ib/Ic/Ibn）と15H-rich（TypeII/IIn）CCSNeの2つのサブグループは、基礎となる前駆体の年齢分布が異なり、H-poor前駆体は3歳で若いと推測されます。$\sigma$の重要性。ただし、CCSNeとホストLIRGの利用可能なサンプルサイズはこれまでのところ小さく、サブグループ間の統計的比較では、推定スターバースト年齢に関連する可能性のある系統的エラーまたはモデルエラーが考慮されていないことに注意してください。（要約）
黒点ライトブリッジからの小規模な明るいブロブ
| Title |
Small-scale_Bright_Blobs_from_a_Sunspot_Light_Bridge |
| Authors |
Fuyu_Li,_Yajie_Chen,_Yijun_Hou,_Hui_Tian,_Xianyong_Bai,_and_Yongliang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13545 |
ライトブリッジ（LB）は、いくつかの黒点で影を複数の部分に分割する明るいレーンです。$\sim$$10^5$Kの温度での持続的な振動の明るいフロントは、通常、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）の1400/1330\AA〜通過帯域のLBの上で観察されます。IRISの観測に基づいて、ライトブリッジの上の振動する明るいフロントからの小規模な明るいブロブを報告します。これらのブロブのいくつかは明確な加速を示していますが、他のブロブはそうではありません。空の平面に投影されたこれらのブロブの平均速度は$71.7\pm14.7$kms$^{-1}$で、初期加速度は$1.9\pm1.3$kms$^{-2}$です。これらのブロブは通常、それらの起点サイトから3〜7Mmの投影距離に達します。遷移領域の画像から、ブロブの平均投影面積は$0.57\pm0.37$Mm$^{2}$であることがわかります。ブロブは、ソーラーダイナミクスオブザーバトリーのマルチパスバンドでも検出されましたが、H$\alpha$画像では検出されませんでした。これらのブロブはプラズマ放出である可能性が高く、それらの運動学とエネルギー学を調査します。発光測定分析により、これらのブロブの典型的な温度と電子密度は、それぞれ約$10^{5.47}$Kと$10^{9.7}$cm$^{-3}$であることがわかります。推定される運動エネルギーと熱エネルギーは、それぞれ$10^{22.8}$ergと$10^{23.3}$ergのオーダーです。これらの小規模なブロブは、3つの異なるタイプの形成プロセスを示しているように見えます。それらは、隣接する衝撃の相互作用による誘導された再結合または強化された磁気張力の解放、ライトブリッジ上の出現する磁気双極子と周囲の単極陰影場との間の局所的な磁気再結合、および上向きの衝撃によって引き起こされるプラズマ加速または不安定性によってそれぞれ引き起こされる可能性があります。
アッパースコーピウス協会の惑星質量集団の調査
| Title |
Exploring_the_planetary-mass_population_in_the_Upper_Scorpius_association |
| Authors |
N._Lodieu_(1,2),_N._C._Hambly_(3),_N._J._G._Cross_(3)_((1)_IAC,_Tenerife,_Spain,_(2)_ULL,_Tenerife,_Spain,_(3)_ROE,_Edinburgh,_Scotland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13595 |
太陽に最も近いOBアソシエーションであるアッパースコーピウス（145pc;5-10Myr）で非常に低質量の孤立した惑星質量メンバー候補を特定し、この光度関数と質量スペクトルの形状と形状を制約することを目的としています。政権。さそり座上部の中央部で6平方度の深部マルチバンド（$Y$=21.2、$J$=20.5、$Z$=22.0等）測光を実施しました。位置天文および分光学的メンバーの現在のシーケンスを$Y$で約2マグニチュード、$J$で1マグニチュード拡張し、木星質量5未満の予測質量に関連して、潜在的にT型の浮遊メンバーに到達します。-質量レジーム。この領域で57の候補のサンプルを抽出し、赤外線分光法を提示して、そのうちの2つが10Myr-old褐色矮星の特徴的なスペクトル特性を持つ若いL型メンバーであることを確認しました。57の候補の中から、以前に分光学的に確認された最もクールなメンバーよりも暗い10の新しい候補を強調します。連想の質量スペクトルの減少の明らかな兆候は見られず、星のプロセスが4-5木星質量までの質量を持つ亜恒星天体を形成できることを示唆しています。
1つ星、2つ星、赤い星、青い星：ガイアEDR3から更新された惑星状星雲の中心星距離カタログ
| Title |
One_star,_two_star,_red_star,_blue_star:_an_updated_planetary_nebula_central_star_distance_catalogue_from_Gaia_EDR3 |
| Authors |
N._Chornay,_N.A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13654 |
目的。惑星状星雲（PNe）は、恒星進化の短い段階であり、そのため、私たちの銀河で最も希少な天体のいくつかです。ガイアなどの大規模な調査におけるPN中心星（CSPNe）の正確な識別は、PNeと恒星進化の研究のためにそれらの調査の科学的可能性を活用するための鍵です。メソッド。自動検索方法を適用して、最近リリースされたGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）のCSPNeおよびコンパクトPNeに対応するソース検出を識別します。メソッドが更新され、測光の不確かさが組み込まれます。結果。新しいカタログは、以前のカタログよりも完全性と精度が向上しており、今後のGaiaDataRelease3（DR3）でも引き続き有効です。EDR3ソースの識別により、以前に識別されたソースであっても、キャリブレーションの更新とより長いミッション期間に起因する位置天文学と測光の改善が明らかになります。
Meteosat第2世代衛星からのデュアルビュー晴天天頂アルベド
| Title |
Dual-View_Clear-Sky_Top-of-Atmosphere_Albedo_From_Meteosat_Second_Generation_Satellites |
| Authors |
Alexandre_Payez,_Steven_Dewitte,_Nicolas_Clerbaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13236 |
静止観測は、気候変動の研究に不可欠な、大気の最上部（TOA）での地球の放射収支の日変化を解決するためのユニークな機会を提供します。ただし、静止軌道の継続的な時間的範囲の欠点は、固定された表示ジオメトリです。結果として、放射輝度からフラックスへの変換プロセスで使用される角度分布モデル（ADM）のエラーは、推定された放射フラックスの系統的なエラーを引き起こす可能性があります。この作業では、晴天の反射TOA観測に焦点を当て、0{\deg}および41.5{\deg}E経度でのメテオサット第2世代衛星からの重なり合うビューを比較します。これにより、視野角に依存する差異の定量化が可能になります。SpinningEnhancedVisibleandInfraRedImager（SEVIRI）から得られたデータを使用して、不一致の主な原因のいくつかを特定し、1か月のレベルで大幅に削減できることを示します。これは、衛星ごとに個別に、マスキング手順と、それに続く11月の1日のタイムスロットごとに個別に計算された、その衛星からのすべての晴天データを考慮したピクセルレベルでの経験的適合によって実現されます。次に、この方法を2017年の各月に適用し、デュアルビュー領域でのアルベド二乗平均平方根の差の2次平均を示します。これは、月ごとに比較可能で、2017年の平均値は0.01です。不一致の原因には、手足に近いサングリント海洋領域でのフラックスを推定することの難しさ、データ処理におけるエアロゾル-オーバーオーシャンの場合の専用の角度分布モデルの欠如、および観測者に依存する日周の存在が含まれます。特に陸域での太陽天頂角への晴天アルベド依存性に影響を与える非対称アーティファクト。
速度論的スケールでの内部太陽圏における太陽風乱流の異方性：PSP観測
| Title |
Anisotropy_of_Solar-Wind_Turbulence_in_the_Inner_Heliosphere_at_Kinetic_Scales:_PSP_Observations |
| Authors |
Die_Duan,_Jiansen_He,_Trevor_A._Bowen,_Lloyd_D._Woodham,_Tieyan_Wang,_Christopher_H._K._Chen,_Alfred_Mallet,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13294 |
太陽風乱流の異方性は、スケール間のエネルギー移動の物理学と、太陽圏のフィールドと粒子間のエネルギー変換を理解する上で重要な問題です。\emph{パーカーソーラープローブ}（\emph{PSP}）の測定値を使用して、太陽圏内部の低速のAlfv\'enic太陽風における運動スケールでの異方性の観測結果を示します。局所的なバックグラウンド磁場方向に対して、すべての方向で慣性範囲と運動範囲の間に急勾配の遷移範囲が見られます。$k_\perp\ggk_\parallel$の異方性は、遷移範囲と運動範囲の両方で明らかであり、運動範囲のパワー異方性$P_\perp/P_\parallel>10$は、遷移範囲の異方性を上回り、1auよりも強い。スペクトルインデックスは、遷移範囲で$\alpha_{t\parallel}=-5.7\pm1.3$から$\alpha_{t\perp}=-3.7\pm0.3$まで変化します。$\alpha_{k\parallel}=-2.9\pm0.2$から$\alpha_{k\perp}=-2.57\pm0.07$の運動範囲。対応する波数ベクトルの異方性は、遷移範囲で$k_\parallel\simk_\perp^{2/3}$のスケーリングを持ち、で$k_\parallel\simk_\perp^{1/3}$に変更されます。サブイオンスケールでの動的Alfv\'enic乱流と一致する運動範囲。
最内安定円軌道の内側からの光子放出
| Title |
Photon_emission_from_inside_the_innermost_stable_circular_orbit |
| Authors |
Takahisa_Igata,_Kazunori_Kohri,_Kota_Ogasawara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13427 |
カーブラックホールの最内安定円軌道（ISCO）を周回する光源が、微小な摂動により、限界安定軌道から緩やかに落下している状況を考えます。光源が光子を等方的に放出すると仮定すると、放出された光子の50\％以上が無限大に逃げることができる最後の半径は、ISCO半径と事象の地平線半径のほぼ中間であることを示します。それらを評価するために、各ブラックホールスピンに対して一意に指定されたISCOの近傍からのエミッタ軌道を決定し、領域を指定することによって、光子がカー時空の赤道面上の任意の点から無限大に逃げる条件を特定します。二次元光子衝突パラメータ空間で完全に。さらに、エミッターの固有運動が光子の脱出確率に影響を与え、放出された光子のエネルギーを青方偏移させることを示します。
Vaidya-TikekarAnsatzを使用したパルサーPSRB0943 +10の相対論的恒星モデル
この論文は、帯電した完全流体の存在下での静的で球対称のシュワルツシルト正準座標系におけるアインシュタイン-マクスウェル場の方程式の正確な解を示しています。メートル法の可能性については、Vaidya-Tikekar仮説を採用しました。グラフィカルな分析と表形式の情報を使用して、私たちのモデルが現実的な恒星モデルに必要なすべての物理的要件と安定性条件に従っていることを示しました。この理論モデルは、パルサーPSRB0943+10の観測を非常に正確に近似しています。
有限作用の原理とHorava-Lifshitz重力：初期宇宙、ブラックホール、ワームホール
重力経路積分アプローチにおける無限の古典的作用による隣接する場の構成の破壊的な干渉は、ブラックホールの特異点の問題を解決する動的メカニズムとして機能します。また、インフレーションを必要とせずに、等方性で均質な初期宇宙を提供します。この作業では、ホジャヴァ-リフシッツ重力の枠組みにおける有限作用について詳しく説明します。これは、ゴーストのないQFTです。射影可能なH-L理論でミックスマスターのカオス解を仮定すると、宇宙の始まりは均一で等方性であることを示します。さらに、H-L重力作用が通常のブラックホール時空のみを選択することを示します。また、曲率不変量が高い理論で通過可能なワームホールの可能性についてもコメントします。
M87*超大質量ブラックホールの前例のない画像は、一般相対論的カー解のテストとしてのその有用性についていくつかの論争を引き起こしました。批判は主にブラックホールの準円形の影に関連しており、その半径はブラックホールの真の時空特性だけでなく、照明降着流のあまり知られていない物理学にも依存することを提唱しています。この論文では、問題について冷静な見方をし、ブラックホールの影で重力を調べる能力は、物質の自由度とモデルで使用される非カーパラメータの数によって部分的にしか損なわれないと主張します。ここで示すように、GR以外の重力理論に通常現れる次元結合定数の質量スケーリングから、はるかに致命的な問題が発生します。重力波観測からの既存の制限は、M87*ブラックホールのような超大質量システムがそれらのメトリックのすべての非GR偏差パラメータの抑制を受け、時空と生成された影を事実上カーにすることを意味します。したがって、超大質量ブラックホールの影は、無次元の結合定数を備えた一般相対性理論の拡張のみをプローブする可能性があります。
