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Fri 26 Feb 21 19:00:00 GMT -- Mon 1 Mar 21 19:00:00 GMT

重力波直接検出は、CMBスケールでテンソルスペクトルインデックスを制約しません

Title Gravitational_Wave_Direct_Detection_does_not_Constrain_the_Tensor_Spectral_Index_at_CMB_Scales
Authors William_H._Kinney_(Univ._at_Buffalo,_SUNY)
URL https://arxiv.org/abs/2103.00281
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定と重力波直接検出実験LIGO/VirgoおよびDECIGOの組み合わせによる、原始テンソル摂動のパワースペクトルの制約について説明します。主なポイントは2つあります。(1)インフレーションは、原始テンソルスペクトルのほぼべき乗則形式を予測しますが、その振幅は予測しません。PlanckもLIGO/Virgoも実際に原始テンソルモードを検出していないことを考えると、現在のデータではテンソルパワースペクトルの傾きに対するモデルに依存しない制約が不可能であることは自明です。(2)CMBとLIGO/Virgoのスケールは、19桁以上異なり、DECIGOでは16桁異なります。CMBから直接検出周波数へのべき乗則の外挿は、現実的な単一フィールドインフレーションモデルのアンサンブルと比較して、原始テンソルモードの振幅を2桁も過大評価していることを示します。さらに、直接検出スケールでの原始テンソル振幅は、CMBスケールでのテンソルスペクトルインデックスとほとんど相関がなく、制約はインフレポテンシャルの特定の形式に強く依存します。

円形スキャンでのCMB偏光分析

Title CMB_polarization_analysis_on_circular_scans
Authors Jia-Rui_Li,_Chunlong_Li,_Jie_Jiang,_Yi-Fu_Cai,_Jacques_Delabrouille,_Deliang_Wu,_Hong_Li
URL https://arxiv.org/abs/2103.00561
ほとんどの宇宙マイクロ波背景放射実験は、天球の円形またはほぼ円形のスキャンに沿って空を観測します。このような実験では、単純な線形システムが、温度と偏光の時間順データのフーリエスペクトルを球上のT、E、Bの高調波スペクトルに接続することを示します。これを使用して、データストリームから直接これらのスペクトルを推定する方法を示します。さらに、フーリエスペクトルを角度パワースペクトルに接続する線形システムの反転は、低周波ノイズ、地上ピックアップ、または大規模な大気放射の変動によって最も汚染された観測モードを軽量化する自然な方法を提供します。これは、最初の分析ステップとしてマップ作成を含む他のアプローチの代替または補完として、将来のCMBデータセットの分析に役立つ可能性があります。

宇宙論のプローブとしてのスプラッシュバック質量関数の拡散係数

Title The_Diffusion_Coefficient_of_the_Splashback_Mass_Function_as_a_Probe_of_Cosmology
Authors Suho_Ryu,_Jounghun_Lee_(Seoul_National_University)
URL https://arxiv.org/abs/2103.00730
暗黒物質ハローのスプラッシュバック質量関数の解析モデルを提示します。これは、単一の係数によってパラメーター化され、一般化されたエクスカーション集合論と自己相似球形落下モデルのフレームワークで構築されます。スプラッシュバック境界の拡散性を定量化する単一係数の値は、モデルをPlanckおよびWMAP7宇宙論のErebosN体シミュレーションからの数値結果と比較することにより、さまざまな赤方偏移で決定されます。最適な係数を持つ分析モデルが、すべての赤方偏移で広い質量範囲の数値結果と優れた一致を提供することを示し、ベイズ情報量基準テストを使用して、モデルが以前のモデルよりも数値結果によって最も優先されることを確認します。両方の宇宙論のほぼすべての赤方偏移で。また、拡散係数は赤方偏移とともにほぼ直線的に減少し、特定のしきい値の赤方偏移$z_{c}$でゼロに収束し、その値はプランク宇宙論とWMAP7宇宙論の間で大幅に異なります。私たちの結果は、$z\gez_{c}$でのダークマターハローのスプラッシュバック質量関数が、パラメーターのない普遍的な解析式によって十分に記述されており、$z_{c}$が初期値を独立して制約する可能性があることを意味します。宇宙の状態。

誘導された重力波の高周波テールによる非ガウス性のプロービング

Title Probing_non-Gaussianities_with_the_high_frequency_tail_of_induced_gravitational_waves
Authors Vicente_Atal_and_Guillem_Dom\`enech
URL https://arxiv.org/abs/2103.01056
単一フィールドインフレーションモデルで生成されたピークの原始曲率パワースペクトルによって誘発された重力波のスペクトルを詳細に調査します。$f_{\rmNL}$パラメータは、誘導された重力波の高周波スペクトル傾斜を測定することで推測できると主張します。また、$\Omega_{\rmGW}$の$f_{\rmNL}$の本質的に非ガウスの影響は、原始ブラックホールを過剰生成しないために無視できるレベルではありますが、ピークを広げることであることを示します。$f_{\rmNL}$と宇宙の一般的な状態方程式$w$の間の高周波スペクトル傾斜で起こりうる縮退について説明します。最後に、現在および将来の重力波実験と宇宙からの$\mu$歪みの制限を組み合わせることにより、原始パワースペクトルの振幅、ピーク、および勾配(または同等に$f_{\rmNL}$)の制約について説明します。マイクロ波背景放射。

ハッブル緊張の領域で$-$ソリューションのレビュー

Title In_the_Realm_of_the_Hubble_tension_$-$_a_Review_of_Solutions
Authors Eleonora_Di_Valentino,_Olga_Mena,_Supriya_Pan,_Luca_Visinelli,_Weiqiang_Yang,_Alessandro_Melchiorri,_David_F._Mota,_Adam_G._Riess,_Joseph_Silk
URL https://arxiv.org/abs/2103.01183
$\Lambda$CDMモデルは、広範囲の宇宙論データにうまく適合しますが、現象学の領域を含みます。観測の数と精度の向上に伴い、モデルの主要な宇宙論的パラメーター間の不一致が明らかになりました。最も統計的に有意な緊張は、$\Lambda$CDMモデルを使用した初期のプローブによるハッブル定数$H_0$の予測と、モデルに依存しない後期の$H_0$の決定との間の$4-6\sigma$の不一致です。距離と赤方偏移のローカル測定から。両端のデータの高精度と一貫性は、可能なソリューションスペースに強い課題を提示し、複数の観測を説明するのに十分な厳密さを備えた仮説を必要とします-これらが新しい物理学、予期しない大規模構造、または複数の無関係なエラーを引き起こすかどうか。最近のハッブル定数推定の議論と提案された理論的解決策の要約を含む、問題の徹底的なレビューを提示します。提示されたモデルの一部は正式に成功しており、追加の自由度に照らしてデータへの適合性を改善し、CMBパワースペクトルデータ、BAO、パンテオンを使用して、{\itPlanck}2018の間に$1-2\sigma$以内の合意を回復していますSNデータ、およびR20、ハッブル定数の最新のSH0ESチーム測定($H_0=73.2\pm1.3{\rm\、km\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$at68\%信頼水準)。張力の低下は、単に$H_0$の変化から生じるだけでなく、追加の物理学による縮退による不確実性の増加からも生じる可能性があり、追加のプローブの必要性を示しています。特定の提案が他のすべてよりも可能性が高い、またははるかに優れていることを強く主張するものはありませんが、初期または動的な暗黒エネルギー、ニュートリノ相互作用、相互作用する宇宙論、原始磁場、修正ニュートン力学を含むソリューションは、より良い代替案が現れるまで最良の選択肢を提供します。[簡略化]

スピッツァー観測の階層モデルを使用したホットジュピターの大気特性

Title Atmospheric_characterization_of_hot_Jupiters_using_hierarchical_models_of_Spitzer_observations
Authors Dylan_Keating_and_Nicolas_B._Cowan
URL https://arxiv.org/abs/2103.00010
太陽系外惑星の大気特性評価の分野は、多くの惑星を含む比較研究に向かう傾向にあり、階層モデリングを使用することは自然な次のステップです。ここでは、2つのユースケースを示します。まず、階層モデリングを使用して、ホットジュピターXO-3bの10個のスピッツァー二次日食観測のスイートを再分析することにより、繰り返し観測の変動を定量化します。3つのモデルを比較します。1つは10の別々の日食深度に適合し、もう1つは10の観測すべてに単一の日食深度を使用し、階層モデルです。各モデルのWidelyApplicableInformationCriterion(WAIC)を比較することにより、階層モデルが他のモデルよりも優先されることを示します。階層モデルでは、観測値を個別にフィッティングするよりも、一連の日食深度での散乱が少なく、個々の日食深度での精度が高くなります。他の分析と一致して、XO-3bの二次日食に感知できるほどの変動は検出されません。最後に、階層モデルを使用して、Garhart(2020)から公開された一連の昼間の明るさの測定値を適合させます。WAICによると、階層モデルは個々の輝度温度に厳しい制約を与え、より優れた予測モデルです。特に、Garhart(2020)とBaxter(2020)によって報告された恒星照射に対する輝度温度比の増加傾向は検出されません。ホットジュピターのスピッツァー日食データで階層モデリングをテストしましたが、ホットネプチューンやスーパーアースなどの小さな惑星の観測だけでなく、測光および分光学的通過または位相曲線の観測にも適用できます。

ねじれの理論-I。惑星とディスクの相互作用による速度摂動の半解析的モデル

Title The_theory_of_kinks_--_I._A_semi-analytic_model_of_velocity_perturbations_due_to_planet-disc_interaction
Authors Francesco_Bollati,_Giuseppe_Lodato,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte
URL https://arxiv.org/abs/2103.00016
原始惑星を検出するための新しい技術は、周囲のガスの運動学を観察することです。惑星からの重力摂動は、さまざまなガス種のチャネルマップに特有の「ねじれ」を生成します。この論文では、そのようなねじれが、惑星によって引き起こされる速度摂動の半解析モデルを使用して再現できることを示します。そうすることで、私たちはi)観測されたねじれが惑星によって引き起こされた伴流によって引き起こされていることを確認します。ii)キンクの振幅から惑星の質量を定量化する方法を示します。特に、キンクの振幅は、惑星の速度から遠く離れたチャネルの惑星の質量の平方根に比例し、チャネルが惑星に近づくにつれて急勾配から線形になることを示します。iii)局所的なねじれを持つために必要となる可能性のある減衰の効果を含めるように理論​​を拡張する方法を示します。

月のマリアと高地のコペルニクスクレーターの深さ

Title Depths_of_Copernican_craters_on_lunar_maria_and_highlands
Authors E._A._Feoktistova,_S._I._Ipatov
URL https://arxiv.org/abs/2103.00291
クレーターの直径に対する深さの比率と、マリアと高地の両方での月のクレーターの直径との関係についての研究を提示します。私たちは、11億歳未満、つまりコペルニクス時代のクレーターを考慮します。この作業の目的は、クレーターの深さと直径の新しい推定に基づいて、そのような関係の理解を深めることです。以前の研究では、はるかに古いクレーター(最大32億年)について同様の関係が考慮されていました。ルナーリコネサンスオービター(LRO)に搭載されたルナーオービターレーザー高度計(LOLA)から得られた高度プロファイルに基づいて、直径10〜100kmのクレーターの深さを計算しました。直径Dに対するクレーターの深さhの比率h/Dは、ほぼ同じ直径のクレーターの場合、最大2倍に発散する可能性があります。H/DのDへの依存性の線形および電力近似(回帰)は、Mazroueietal。のデータから選択された単純および複雑なコペルニクスクレーターに対して作成されました。(2019)およびLosiaketal。(2015)。h/DのDへの依存性のみに基づいて高地クレーターを2つのグループに分離する場合、D<18kmでは、これらはほとんど単純なクレーターですが、一部の複雑なクレーターは直径D>16kmになる場合があります。D<14kmの牝馬クレーターの深さは0.15Dより大きい。Pike(1981)の分類に従って、D<15kmの牝馬クレーターを単純なクレーターとしてグループ化します。15<D<18kmのマーレクレーターは、単純なクレーターと複雑なクレーターの両方の近似曲線に適合します。D>18kmの牝馬クレーターの深さは、単純なクレーターよりも複雑なクレーターのh/D対Dの近似曲線とよく一致しています。同じ直径で、牝馬のクレーターは高地のクレーターよりも深く、直径は30〜40km未満です。直径が大きいほど、高地のクレーターは深くなります。

チャンドラセカールの半無限拡散反射問題に対する熱放射の影響

Title Effects_of_thermal_emission_on_Chandrasekhar's_semi-infinite_diffuse_reflection_problem
Authors Soumya_Sengupta
URL https://arxiv.org/abs/2103.00554
コンテキスト:チャンドラセカールの半無限拡散反射問題の分析結果は、恒星または惑星の大気のコンテキストで重要です。ただし、このモデルでは大気放出効果は考慮されておらず、このソリューションは、放出がない拡散散乱大気にのみ適用できます。目的:熱放射B(T)の影響を含めることにより、半無限拡散反射問題のモデルを拡張し、これがチャンドラセカールの分析最終結果にどのように影響するかを示します。したがって、この問題の全体像を提供するために、チャンドラセカールのモデルを一般化することを目指しています。方法:不変性原理法を使用して、B(T)の存在下での拡散反射に対して正確な放射伝達方程式を見つけます。次に、さまざまな種類の位相関数に対して、修正された散乱関数S(${\mu}、{\phi};{\mu}_0、{\phi}_0$)を導出します。結果:散乱関数S(${\mu}、{\phi};{\mu}_0、{\phi}_0$)と拡散反射比強度$I(0、{\mu};{\mu}_0)$は、レイヤー${\tau}=0$からの放出$B(T)$のために変更されます。どちらの場合も、B(T)は、Chandrasekharによって導出された散乱ケースのみの結果に、いくつかの乗法因子とともに追加されます。したがって、拡散反射スペクトルは濃縮され、${\tau}=0$層の温度情報を伝達します。効果は本質的に相加的であるため、$B(T)=0$の場合、モデルはチャンドラセカールの散乱モデルのサブケースになります。チャンドラセカールの半無限大気問題に熱放射効果が含まれているため、一般化されたモデルはより正確な結果を提供すると結論付けます。

ALLWISEカタログからの暖かい極端な塵円盤の新しいサンプル

Title A_new_sample_of_warm_extreme_debris_disks_from_the_ALLWISE_catalog
Authors Attila_Mo\'or,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Gyula_Szab\'o,_Kriszti\'an_Vida,_Gianni_Cataldi,_Al\'iz_Derekas,_Thomas_Henning,_Karen_Kinemuchi,_\'Agnes_K\'osp\'al,_J\'ozsef_Kov\'acs,_Andr\'as_P\'al,_Paula_Sarkis,_B\'alint_Seli,_Zs\'ofia_M._Szab\'o,_Katalin_Tak\'ats
URL https://arxiv.org/abs/2103.00568
極度の塵円盤(EDD)は、地球型惑星の成長の最終段階での惑星の胚間の最近の巨大な衝撃から生じる可能性のある、非常に大量の暖かい塵を伴うまれなシステムです。ここでは、6つの新しいEDDの識別と特性評価について報告します。これらのディスクは、年齢が100Myrを超えるF5-G9タイプの主系列星を取り囲み、ダスト温度が300Kを超え、光度が0.01〜0.07です。WISE全天観測からの3.4および4.6$\mu$mでの時間領域測光データを使用して、これらのディスクのうち4つが2010年から2019年の間に変動する中赤外線放射を示したと結論付けます。すべての既知のEDDのサンプルを分析し、現在は拡張されています17個のオブジェクトに対して、過去10年間で14個が3〜5$\mu$mで変化を示したことがわかりました。これは、中赤外線の変動がEDDの固有の特性であることを示唆しています。また、広い軌道のペアは、通常の星の種族よりもEDDシステムでかなり一般的であると報告しています。岩石惑星形成の現在のモデルは、巨大な衝突の大部分が最初の100Myrで発生すると予測していますが、EDDのサンプルはこの年齢より古いシステムによって支配されていることがわかります。これにより、巨大な影響の時代が私たちが考えるよりも長くなる可能性があります。または、他のメカニズムでもEDDが生成される可能性があります。観測された暖かい塵が、外側の貯水池から内側の領域に運ばれた彗星の崩壊や衝突に起因するシナリオを調べ、このプロセスで幅広い仲間がどのような役割を果たすことができるかを探ります。

月の塔:1。コンクリート

Title Towers_on_the_Moon:_1._Concrete
Authors Sephora_Ruppert,_Amia_Ross,_Joost_Vlassak,_Martin_Elvis
URL https://arxiv.org/abs/2103.00612
月の南極には、恒久的に影になっているクレーターにかなりの量の水が含まれている可能性があります。月面基地での生命維持やロケット燃料の製造のためにこの水を抽出すると、ギガワット程度の大量の電力が必要になります。この力を得るための自然な場所は「永遠の光のピーク」であり、恒久的に影になっているクレーターの上のクレーターの縁と尾根に数キロ離れたところにあります。取得できる太陽光発電の量は、太陽光発電パネルをサポートするためにタワーを構築できる高さによって異なります。月の低重力、大気の欠如、そして静かな地震環境は、塔が地球よりもはるかに高く建てられる可能性があることを示唆しています。ここでは、月に高いコンクリートの塔を建てる際の限界を見ていきます。大量の鉄や炭素繊維を月に輸送するための資本コストは現在非常に高いため、発電所の収益性の高い運用はありそうにないため、コンクリートを選択します。代わりに、月のレゴリスからその場でコンクリートを製造することができます。最小の壁の厚さ(20cm)で、高さ数キロメートルまでのタワーが安定していることがわかります。ただし、必要なコンクリートの質量は、高さとともに急速に増加し、1kmで$\sim$760mt、2kmで$\sim$4,100mt、7kmで$\sim10^5$mt、$\sim10になります。17kmで^6$mt。

フーリエ変換を使用した67P /チュリュモフゲラシメンコ彗星の画像における地形構造の検出と分析

Title Detecting_and_analysing_geomorphological_structures_in_images_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko_using_Fourier_transform
Authors Birko-Katarina_Ruzicka,_Matthias_Schr\"oter,_Andreas_Pack,_Hermann_Boehnhardt
URL https://arxiv.org/abs/2103.00970
ピクセル精度で画像から準周期的なリニアメント構造の自動検出と分析のための方法を提示します。この方法は、フーリエ変換を使用して検出された画像の周波数領域のプロパティを利用します。この方法は、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星のハトホル崖の画像から、核物質の層状化や畝間によって引き起こされるリニアメント構造を検出することを目的として開発されました。私たちの方法を使用して、これらの構造の方向と波長範囲を決定しました。検出されたレイヤリングエッジは、同様の方向、9〜20mの空間間隔を持ち、画像全体に遍在しています。層状化は、67P彗星の形成と進化に関する情報を提供する彗星核のグローバルな特徴であることを示唆します。溝は画像全体に不均一に分布しています。それらの方向は、ハトホル崖の局所重力ベクトルの方向にほぼ平行であり、層状構造の間隔と同様の間隔があります。畝間は、崖の材料の局所的な下り坂の動きの兆候として解釈されます。開発した手法は、地質層状化、褶曲と断層運動、一般的なテクスチャ解析など、さまざまな種類の準周期構造の検出と解析に広く適用できることを示しています。私たちの方法の適用を容易にするために、この論文には、Matlabで書かれたデモプログラムが付属しています。

M3矮星TOI-1685を周回する超短周期通過スーパーアース

Title An_ultra-short-period_transiting_super-Earth_orbiting_the_M3_dwarf_TOI-1685
Authors P.Bluhm,_E.Palle,_K.Molaverdikhani,_J.Kemmer,_A.P.Hatzes,_D.Kossakowski,_S.Stock,_J.A.Caballero,_J.Lillo-Box,_V.J.S.Bejar,_M.G.Soto,_P.J.Amado,_P.Brown,_C.Cadieux,_R.Cloutier,_K.A.Collins,_K.I.Collins,_M.Cortes-Contreras,_R._Doyon,_S.Dreizler,_N.Espinoza,_A.Fukui,_E.Gonzalez-Alvarez,_Th.Henning,_K.Horne,_S.V.Jeffers,_J.M.Jenkins,_E.L.N.Jensen,_A.Kaminski,_J.F.Kielkopf,_N.Kusakabe,_M.Kuerster,_D.Lafreniere,_R.Luque,_F.Murgas,_D.Montes,_J.C.Morales,_N.Narita,_V.M.Passegger,_A.Quirrenbach,_P.Schoefer,_S.Reffert,_A.Reiners,_I.Ribas,_G.R.Ricker,_S.Seager,_A.Schweitzer,_R.P.Schwarz,_M.Tamura,_T.Trifonov,_R.Vanderspek,_J.Winn,_M.Zechmeister_and_M.R.Zapatero_Osorio
URL https://arxiv.org/abs/2103.01016
惑星系の動的な歴史、および高度に照射された惑星の大気の進化は、TESSミッションが発見するのに特に適している超短周期の惑星集団を特徴づけることによって研究することができます。ここでは、M3.0VスターTOI-1685(2MASSJ04342248+4302148)のTESSセクター19測光時系列で検出された通過信号のフォローアップについて報告します。CARMENES分光法で行われた正確な視線速度測定を使用して、P_b=0.6691403+0.0000023-0.0000021dの周期を持つ通過信号の惑星の性質を確認します。共同測光と視線速度分析から、TOI-1685bの次のパラメータを推定します。質量M_b=3.78+/-0.63M_Earth、半径R_b=1.70+/-0.07R_Earth、これらを合わせるとバルクになりますrho_b=4.21+0.95-0.82g/cm3の密度、Teq_b=1069+/-16Kの平衡温度。TOI-1685bは、これまでに知られているM矮星の周りの最も密度の低い超短周期惑星です。TOI-1685bは、正確な動的質量測定を備えた、最も高温で通過する地球サイズの惑星の1つでもあり、熱放射分光法の特に魅力的なターゲットになっています。さらに、P_[c]=9.02+0.10-0.12dの軌道周期を持つ、システム内のさらに非通過惑星候補TOI-1685[c]を報告します。

火星のノアキア氷河古湖:閉鎖流域の火口内の河川活動と湖の形成および火星の初期気候への影響

Title A_Noachian_proglacial_paleolake_on_Mars:_Fluvial_activity_and_lake_formation_within_a_closed-source_drainage_basin_crater_and_implications_for_early_Mars_climate
Authors Benjamin_D._Boatwright,_James_W._Head
URL https://arxiv.org/abs/2103.01098
火星南部の高地にある直径54kmのノアキア時代の火口には、非常によく保存された逆河川水路網と湖沼堆積物があり、これらはすべて火口内に完全に形成されています。この閉鎖流域(CSDB)のクレーターは、火星にある以前に記録された、河川で破られた、または地下水が供給されたクレーター盆地の湖とは異なります。我々の観測を火星の火口劣化、河川の切開、地形の反転の以前に確立されたモデルと比較して、河川と湖沼の特徴を形成した水の最も可能性の高い起源を評価します。CSDBクレーターの水源として、コールドベースの氷河のトップダウン融解を支持します。これは、ノアキア火星で見つかった氷河河川水路と湖の最初の例を表しています。

穀物の凝固とイオン化を追跡するための高速な方法。 I.分析的導出

Title Fast_methods_to_track_grain_coagulation_and_ionization._I._Analytic_derivation
Authors Pierre_Marchand,_Vincent_Guillet,_Ugo_Lebreuilly,_Mordecai-Mark_Mac_Low
URL https://arxiv.org/abs/2103.00002
ダスト粒子は、多くの天体物理学の状況で主要な役割を果たします。それらは、銀河から星間物質、星形成領域、原始惑星系円盤に至るまで、環境の化学的、磁気的、動的、光学的特性に影響を与えます。それらの凝固は、それらのサイズ分布の変化につながり、最終的には惑星の形成につながります。ただし、凝固プロセスは、それ自体で数値的に実装するのはかなり複雑ではありませんが、計算コストが高いため、多次元流体力学の数値シミュレーションと組み合わせるのは困難です。ここでは、はるかに低コストで穀物の凝固を追跡する簡単な方法を提案します。初期の粒度分布が与えられると、時間tでの分布の状態は、粒子がたどる特定の経路とは関係なく、軌道に沿って統合された単一の変数の値によってのみ決定されます。この方法は凝固以外のプロセスを説明することはできませんが、数学的に正確で、高速で、安価であり、ほとんどの天体物理学の状況で粒子凝固の影響を評価するために使用できます。サイズ分布を変更する他のプロセスですが、断片化はこの方法に結合できないため、局所的な物理的条件と粒子特性を分離できるすべての凝固カーネルに適用できます。また、ガスの密度と温度、宇宙線のイオン化率、およびイオンの平均質量を考慮して、放射線場から遮蔽された環境における粒子の平均電荷とイオンおよび電子の密度を計算する別の方法についても説明します。私たちが提供する方程式は、数値積分が高速であり、多次元数値シミュレーションで使用して、非理想的な電磁流体力学をモデル化するために必要な局所抵抗率をオンザフライで自己無撞着に計算できます。

電波連続体スペクトルエネルギー分布モデリングからの惑星状星雲の角直径の決定

Title Determination_of_Planetary_Nebulae_angular_diameters_from_radio_continuum_Spectral_Energy_Distribution_modeling
Authors I._S._Bojicic,_M._D._Filipovic,_D._Urosevic,_Q._A._Parker_and_T._Galvin
URL https://arxiv.org/abs/2103.00004
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー(ASKAP)の宇宙の進化地図(EMU)など、強力な新しい高解像度、高感度、多周波数、広視野の無線調査が登場しています。それらは、さまざまな種類の拡張された天体物理学的現象の有用なパラメータの新しい決定に着手するための新たな機会を提供します。ここでは、新しい無線連続体スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティング技術を介した惑星状星雲(PNe)の角度サイズ決定への特定のアプリケーションを検討します。最高の光学的および無線観測に匹敵するが、母集団全体で一貫したアプリケーションの可能性がある、角度サイズのロバストな決定が得られることを示します。これには、光学系で非常にかすかな、または検出できない、未解決および/または非常に不明瞭なPNeが含まれます。

2MASX J00423991 + 3017515:相互作用するシステムのオフセット活動銀河核

Title 2MASX_J00423991+3017515:_An_offset_active_galactic_nucleus_in_an_interacting_system
Authors J._Drew_Hogg,_Laura_Blecha,_Christopher_S._Reynolds,_Krista_Lynne_Smith,_and_Lisa_M._Winter
URL https://arxiv.org/abs/2103.00012
異常な活動銀河核(AGN)、2MASXJ00423991+3017515の分光学的および画像研究を提示します。このAGNは、SwiftBATAll-Sky調査によって硬X線で新たに識別され、近くの仲間と相互作用するエッジオン円盤銀河で発見されました。ここでは、このシステムで得られた最初の光学スペクトル(2011年と2016年に撮影)、ハッブル宇宙望遠鏡とチャンドラX線天文台で撮影した高解像度イメージング、および超大型アレイでの1インチイメージングを分析します。2つの固有の特性(超巨大ブラックホールのすぐ近くを周回するガスに関連する)広いバルマー輝線のピークは、対応する細い線の放出とホスト銀河の吸収から1540km/sだけ青くシフトし、AGNは空間的に変位します。ホスト銀河の見かけの中心は3.8kpcです。これらの特徴を説明するためにいくつかのシナリオを調査し、他の異常とともに、2MASXJ00423991+3017515が、独自に構成された大規模な合併に存在する異常に強い風を伴うAGNである可能性があることを提案します。これは、3体相互作用における重力「スリングショット」から、または2つの前駆体の合体に続く重力波の非対称放出によるキックからのAGNリコイルです。超大質量ブラックホール。

クエーサーフィードバック調査:隠れたRadio-AGNとそれらのホスト銀河イオン化ガスへの接続の発見

Title The_Quasar_Feedback_Survey:_Discovering_hidden_Radio-AGN_and_their_connection_to_the_host_galaxy_ionised_gas
Authors M.E._Jarvis_(MPA/ESO/LMU),_C.M._Harrison_(Newcastle_University),_V._Mainieri,_D.M._Alexander,_F._Arrigoni_Battaia,_G._Calistro_Rivera,_C._Circosta,_T._Costa,_C._De_Breuck,_A.C._Edge,_A._Girdhar,_D._Kakkad,_P._Kharb,_G.B._Lansbury,_S.J._Molyneux,_D._Mukherjee,_J.R._Mullaney,_E.P._Farina,_Silpa_S.,_A.P._Thomson,_S.R._Ward
URL https://arxiv.org/abs/2103.00014
クエーサーフィードバック調査の最初の結果、42z<0.2、[OIII]発光AGN(L[OIII]>10^42.1ergs/s)、中程度の電波光度(つまり、L(1.4GHz))のサンプルを示します。>10^23.4W/Hz;中央値L(1.4GHz)=5.9x10^23W/Hz)。超大型アレイからの高空間分解能(〜0.3-1arcsec)、1.5-6GHz無線画像を使用すると、サンプルの67%に、〜1-60kpcスケールで空間的に拡張された無線機能があることがわかります。無線のサイズと形態は、これらがコンパクトで電波の大きいAGNの低電波度バージョンである可能性があることを示唆しています。電波から赤外線への超過パラメータ、スペクトルインデックス、電波形態、輝度温度を組み合わせることにより、AGN関連のプロセス(ジェット、クエーサー駆動の風、冠状動脈など)に関連するサンプルの少なくとも57%で電波放射が見つかります。放出)。これは、従来の基準を使用してラジオラウドとして分類されているのはわずか9.5〜21パーセントであるにもかかわらずです。サンプルの残りの部分での電波放射の起源は不明です。無線サイズと[OIII]線の幅の間に確立された反相関と、空間的に拡張された無線放射に関連する最も[OIII]の明るいAGNの既知の傾向の両方が、私たちにも当てはまることがわかります。中程度の電波光度クエーサーのサンプル。これらの観測は、クエーサーホスト銀河における電波放射とイオン化ガスとの間の関係の増大する証拠を追加します。この作業は、このユニークなサンプルのドライバーとフィードバックの影響をより深く調査するための基礎を築きます。

銀河形成の半解析モデルからのコンパクトグループ-II:異なるアセンブリチャネル

Title Compact_groups_from_semi-analytical_models_of_galaxy_formation_--_II:_Different_assembly_channels
Authors Eugenia_Diaz-Gimenez_(1),_Ariel_Zandivarez_(1),_Gary_Mamon_(2)_((1)_OAC/UNC_-_IATE/CONICET/UNC_-_(2)_IAP)
URL https://arxiv.org/abs/2103.00036
ミレニアムシミュレーションで実行された銀河形成(SAM)の半解析モデルから構築された、模擬赤方偏移空間銀河カタログで識別された6000を超えるコンパクトグループ(CG)の銀河の形成を研究します。模擬SDSS銀河カタログで4つのメンバーのCGを選択し、各CGについて、4つの銀河の中で最も巨大な前駆体の実空間の位置を過去にさかのぼります。銀河のメンバーから重心までの距離の変化を分析することにより、CG形成の4つのチャネルを特定します。これらの組み立てチャネルの分類は、予備的な目視検査から推測された自動レシピを使用して、軌道の数が最も少ない銀河の軌道に基づいて実行されます。ほとんどのCGは遅い組み立てを示し、最後の銀河は最初または2番目の通過に到着しますが、力学的摩擦による軌道の段階的な収縮によって形成されるのはわずか10〜20%であり、その後の収縮はほとんどなく、わずか数%が早期に形成されます。ただし、より高解像度のシミュレーションからのSAMは、より早いアセンブリにつながります。CGの組み立て履歴も、宇宙論的パラメーターに依存します。同様の解像度で、CGは、高密度パラメーターの親宇宙論的シミュレーションに基づいて構築されたSAMで後で組み立てられます。模擬CGのいくつかの観測された特性は、それらの組み立て履歴と相関しています。初期組み立てCGは小さく、交差時間が短く、最も明るい2つのメンバー間のマグニチュードギャップが大きく、最も明るい銀河は空間オフセットが小さく、より受動的です。

分光天文測定と残響マッピングによって測定されたクエーサー幾何学的距離:モンテカルロシミュレーション

Title Geometric_Distances_of_Quasars_Measured_by_Spectroastrometry_and_Reverberation_Mapping:Monte_Carlo_Simulations
Authors Yu-Yang_Songsheng,_Yan-Rong_Li,_Pu_Du_and_Jian-Min_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2103.00138
最近、超大型望遠鏡干渉計(VLTI)に搭載されたGRAVITYは、最初にクエーサー3C273の構造を前例のない解像度$\sim10\mu$asで空間的に分解しました。視差距離を測定する新しい方法は、分光天文測定(SA)の共同分析と、そのブロードライン領域(BLR)の残響マッピング(RM)観測を通じて、クエーサーにうまく適用されました。このSAおよびRM(SARM)測定の不確実性は、実際のデータから約$16\%$であり、精密宇宙論の強力なツールとしての大きな可能性を示しています。本論文では、模擬データの詳細な分析を実施して、SA観測のデータ品質が距離測定に与える影響を研究し、距離の統計的不確実性と微分位相の相対誤差との定量的関係を確立します。SARM解析にはBLRの円盤モデルを採用しています。観測のSARM分析は、フェーズのピークで$40\%$のエラーバーを持つ比較的貧弱なSA測定でも、一般に信頼できるクエーサー距離を生成することを示します。BLRの傾斜と開き角度は、距離の不確実性を左右する主要なパラメーターです。傾斜$\gtrsim10^{\circ}$と開き角$\lesssim40^{\circ}$を持つBLRは、距離測定のSARM分析から最も信頼できるレジームであることがわかります。クエーサー光度関数によって生成されたAGNの模擬サンプルの分析を通じて、GRAVITY/GRAVITY+がマグニチュード$K\lesssim11.5$のターゲットに対して、ベースラインあたり$0.1^{\circ}$の位相誤差を達成できる場合、SARMキャンペーンでは、$60$のターゲットを監視することにより、$H_0$を$2\%$の不確実性に制限できます。

KMOSによるカリーナ星雲の不明瞭な星団Tr16-SEでの新しいO型星の検出

Title Detection_of_new_O-type_stars_in_the_obscured_stellar_cluster_Tr_16-SE_in_the_Carina_Nebula_with_KMOS
Authors Thomas_Preibisch,_Stefan_Flaischlen,_Christiane_G\"oppl,_Barbara_Ercolano,_Veronica_Roccatagliata
URL https://arxiv.org/abs/2103.00196
カリーナ星雲には、少なくとも75個のO型星とウォルフ・ライエ星を含む多数の高質量星がありますが、さらに高質量星が密集した暗い雲の中または背後に隠れている可能性があるため、現在の人口統計は完全ではありません。協会に浸透します。カリーナ星雲の光学的に隠されたO型および初期のB型星を特定する目的で、イータカーの南にある暗いダストレーンの後ろにある光学的に隠された星団Tr16-SEの星の最初の赤外分光法による研究を行いました。。ESOVLTで面分光器KMOSを使用して、Tr16-SEの47個の可能なOB候補星のうち45個について、Rsim4000(Deltalambdasim5A)の解像度でHバンドおよびKバンドスペクトルを取得しました。、そしてこれらの星のスペクトル型を導き出しました。Tr16-SEには、スペクトルタイプがO5とB2の間の15個の星があります(つまり、M>=8Msunの高質量星で、そのうち2個だけが以前に知られていました。追加の9個の星は(Ae)Be星として分類されます。(すなわち、中質量のプレメインシーケンス星)、そして残りのターゲットのほとんどは、後期型の星であるという明確な兆候を示しており、したがって、カリーナ星雲とは無関係の前景の星または背景の巨人である可能性が高いです。明るさは、15個のO型および初期のB型星のうち9個がTr16-SEのメンバーであるのに対し、他の6個は背景オブジェクトのように見えることを示唆しています。私たちの研究は、分光学的に識別された高質量星の数を増やします(M>=8Msun)Tr16-SEの2から9で、Tr16-SEがCarinaNebulaのより大きなクラスターの1つであることを示しています。スペクトルタイプがO5とO7の3つの新しい星と、スペクトルタイプがO9の4つの新しい星の識別B1に変換すると、分光学的に識別されたO型stの数が大幅に増加します。カリーナ星雲のars。

ボイド内のガス降着痕跡の検索:II。ドワーフドワーフの合併の結果としての銀河アーク18

Title Search_for_gas_accretion_imprints_in_voids:_II._The_galaxy_Ark_18_as_a_result_of_a_dwarf-dwarf_merger
Authors E._S._Egorova,_O._V._Egorov,_A._V._Moiseev,_A._S._Saburova,_K._A._Grishin,_I._V._Chilingarian
URL https://arxiv.org/abs/2103.00211
低質量低表面輝度(LSB)円盤銀河アラケリアン18(アーク18)はエリダヌス座のボイドに存在し、その孤立性のために、そのような銀河タイプの形成と進化のメカニズムを研究するための理想的なケースを表しています。その複雑な構造は、拡張された青いLSBディスクと、中心から外れた大規模な星形成の塊をホストする明るい中央の楕円形の部分で構成されています。SCORPIO-2ロングスリット分光器とアーカイブ多波長画像とSDSSスペクトルによって補完されたロシアの6m望遠鏡でのスキャンファブリペロー干渉計による観測に基づいたArk18の詳細な研究を紹介します。箱舟18は、放射状の金属量勾配のない、暗黒物質が優勢なガスに富む銀河のようです。イオン化ガスの観測された速度場は、互いに対して適度に傾斜した2つの円形に回転するコンポーネントと、外側のディスクに発生する可能性のある反りによってよく表されます。銀河中心部の若い星の種族の年齢は約140Myrと推定されましたが、最も明るい星形成の塊ははるかに若いようです。LSBディスクは、300Myrより前に発生した、少なくとも約5:1のコンポーネントの恒星質量比を持つドワーフとドワーフの合併の結果である可能性が高いと結論付けています。最も明るい星形成の塊は、ガス雲の降着によって後で形成された可能性があります。

ガイアDR2カタログのケフェイド変光星に基づく銀河運動学の分析

Title Analysis_of_galaxy_kinematics_based_on_Cepheids_from_the_Gaia_DR2_Catalogue
Authors V._V._Bobylev,_A._T._Bajkova,_A._S._Rastorguev,_and_M._V._Zabolotskikh
URL https://arxiv.org/abs/2103.00248
銀河の回転曲線を作成するために、ガイアDR2カタログの固有運動、視差、視線速度を備えた古典的なケフェイド変光星が大部分使用されています。文献データから形成された作業サンプルには、年齢の推定値を含む約800個のセファイドが含まれています。太陽距離でのギャラクシーの線形回転速度は$V_0=240\pm3$〜kms$^{-1}$であると判断しました。この場合、太陽から銀河の自転軸までの距離は$R_0=8.27\pm0.10$〜kpcであることがわかります。120Myr未満のCepheidsの半径方向および残留接線速度のスペクトル分析は、現在および過去の両方のデータから得られたスパイラル密度波のパラメーターの厳密な推定値を示しました。したがって、波長$\lambda_{R、\theta}$の値は[2.4--3.0]kpcの範囲にあり、ピッチ角$i_{R、\theta}$は[$-の範囲にあります。13^\circ$、$-10^\circ$]4アームパターンモデルの場合、半径方向および接線方向の摂動の振幅は$f_R\sim12$〜kms$^{-1}$および$f_\です。それぞれtheta\sim9$〜kms$^{-1}$。120Myrより古いケフェイド変光星の速度は、現在、波長$\lambda_{R、\theta}\sim5$〜kpcを与えています。この値は、若いセファイドのサンプルから得られた値とは大きく異なります。古いセファイドの位置と速度の分析は、それらの軌道を時間的に後方に積分することによって計算され、スパイラル密度波のパラメーターの非常に信頼性の高い値を決定することを可能にしました:波長$\lambda_{R、\theta}=2.7$〜kpc、半径方向および接線方向の摂動の振幅は、それぞれ$f_R=7.9$〜kms$^{-1}$および$f_\theta=5$〜kms$^{-1}$です。

CALIFA銀河のバーパターン速度III。超高速バーのパズルを解く

Title Bar_pattern_speeds_in_CALIFA_galaxies_III._Solving_the_puzzle_of_ultrafast_bars
Authors Virginia_Cuomo,_Yun_Hee_Lee,_Chiara_Buttitta,_Jos\'e_Alfonso_Lopez_Aguerri,_Enrico_Maria_Corsini,_and_Lorenzo_Morelli
URL https://arxiv.org/abs/2103.00343
バーパターン速度を直接測定した禁止銀河の10%以上が、超高速バーをホストしています。これらのバーは共回転半径を超えて伸びており、禁止された銀河の軌道構造の理解に挑戦しています。それらのほとんどは、レンチキュラー銀河ではなく、渦巻銀河に見られます。CALIFAサーベイで検出された超高速バーの特性を分析して、バー半径の過大評価および/または共回転半径の過小評価に起因するアーティファクトであるか、軌道構造がまだない新しいクラスのバーであるかを調査しました。理解されました。楕円フィッティングとフーリエ解析に基づいたバー半径の利用可能な測定値と、Tremaine-Weinberg法によるバーパターン速度の測定値を修正しました。さらに、SDSSサーベイから取得した銀河の投影されていないiバンド画像から取得した、横方向と半径方向の力の比率をトレースするマップの分析からバーの半径を測定しました。ほぼすべてのサンプル銀河が渦巻銀河であり、内側のリングまたは疑似リングが棒を取り囲んでいること、および/または強力な渦巻腕であることがわかりました。これらの方法によれば、バーエンドがリングまたはスパイラルアームと重なり、採用されたバー半径の信頼性が低くなります。逆に、比率マップのバー半径は、共回転半径よりも短くなっています。これは、バーを支える恒星軌道の拡張と安定性に関する数値シミュレーションの理論的予測と発見と一致しています。バー半径の正しい測定が採用された場合、超高速バーはもはや観察されないと結論付けます。リングと強力な渦巻腕を持つ銀河の棒の半径を導き出すことは簡単ではなく、測光データと運動学的データの両方に基づく確かな測定方法はまだ欠けています。

2021年の爆発時のX線パルサー2S1553-542の多波長研究

Title Multi-Wavelength_Study_of_X-ray_Pulsar_2S_1553-542_During_Outburst_in_2021
Authors Manoj_Mandal,_Sabyasachi_Pal
URL https://arxiv.org/abs/2103.00603
2021年1月から2月の爆発時の核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)とSwiftを使用したX線パルサー2S1553-542の時間的およびスペクトル分析の結果を要約します。爆発中、中性子星のスピン期間NuSTARデータに基づくと$P=9.2822\pm0.0001$sでした。自転周期、パルスプロファイル、およびパルス分率の時間的変化は、爆発中に研究されます。発生源のスペクトルは、爆発のさまざまな日について調査され、黒体放射またはべき乗則で構成されるモデルによって十分に説明できます。爆発中のさまざまなタイミングとスペクトルパラメータの日中の進化を調査しました。パルスプロファイルのエネルギー依存性を調べて、個々のピークの変化と、異なるエネルギーを持つパルサーの放出ジオメトリを調査しました。ソースのパルスプロファイルは、比較的低い強度のこぶのような特徴を備えた強い単一ピークの性質を示し、さまざまなエネルギー範囲で大幅に変化します。パルスプロファイルの変化は、バーストのさまざまなフェーズで調査され、パルスの割合はエネルギーと正の相関を示します。

銀河スペクトルからの塵の減衰の推定。 II。 MaNGAの星形成および拡散イオン化ガス領域における恒星およびガスの減衰

Title Estimating_dust_attenuation_from_galactic_spectra._II._Stellar_and_gas_attenuation_in_star-forming_and_diffuse_ionized_gas_regions_in_MaNGA
Authors Niu_Li,_Cheng_Li,_Houjun_Mo,_Shuang_Zhou,_Fu-heng_Liang,_M\'ed\'eric_Boquien,_Niv_Drory,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Michael_Greener,_Rog\'erio_Riffel
URL https://arxiv.org/abs/2103.00666
MaNGAMPL-9の面分光データを使用して、星の種族と近くの銀河のkpcスケール領域のイオン化ガスの両方のダスト減衰を調査します。MaNGAデータキューブから星形成(HII)および拡散イオン化ガス(DIG)領域を特定します。各領域の積み重ねられたスペクトルから、Lietal。(2020)によって開発された手法を使用して、恒星の減衰$E(BV)_{\rmstar}$と、ガスの減衰$E(BV)_{\rmgas}$、Balmerデクリメントから。次に、$E(BV)_{\rmstar}$、$E(BV)_{\rmgas}$、$E(BV)_{\rmgas}-E(BV)_{の相関を調べます。\rmstar}$および$E(BV)_{\rmstar}/E(BV)_{\rmgas}$、16の地域/グローバルプロパティ、および異なる$\rmH{\alpha}$の地域表面輝度($\Sigma_{\rmH\alpha}$)。$\Sigma_{\rmH\alpha}$が高い地域では、$E(B-V)_{\rmstar}$と$E(B-V)_{\rmgas}$の間に強い相関関係があることがわかります。光度加重年齢($t_L$)は、$E(BV)_{\rmstar}$と、したがって$E(BV)_{\rmgas}-と最も強く相関する特性であることがわかります。E(BV)_{\rmstar}$および$E(BV)_{\rmstar}/E(BV)_{\rmgas}$。固定の$\Sigma_{\rmH\alpha}$では、$\log_{10}t_L$は$E(BV)_{\rmstar}/E(BV)_{\rmgas}と線形および負の相関があります。すべての年齢で$。気相の金属量とイオン化レベルは、ガスの減衰にとって重要です。私たちの結果は、DIG領域の電離源が銀河の外側のスカートに分布している可能性が高いことを示していますが、HII領域の場合、私たちの結果はCharlot&Fall(2000)の2成分ダストモデルによって十分に説明できます。

最も明るい銀河群の電波特性の光度ギャップへの依存性なし

Title No_dependence_of_radio_properties_of_brightest_group_galaxies_on_the_luminosity_gap
Authors H._Miraghaei,_P._N._Best,_R._K._Cochrane,_J._Sabater
URL https://arxiv.org/abs/2103.00685
SDSSDR7の銀河群のサンプルで、最も明るい銀河群(BGG)の電波特性と光学特性を調べます。BGGとグループ内の2番目にランク付けされた銀河との間の光度の差(光度、または大きさ、ギャップとして知られている)は、グループ内のBGGの銀河相互作用のレベルのプローブとして使用されています。光度ギャップとBGGの電波特性との関係を調査するために、0〜2.7マグニチュードの範囲のマグニチュードギャップを持つBGGの特性を研究します。選択バイアスを排除するために、恒星の質量のすべての変動が考慮されるようにします。次に、固定された恒星の質量で、研究された光度ギャップの全範囲にわたってBGGの光学特性に有意な変動がないことを確認します。これらの光学的結果をEAGLE流体力学シミュレーションと比較し、観測データとの幅広い一貫性を見つけます。EAGLEを使用して、観測限界を超える光度ギャップでシミュレーションデータに傾向が生じ始めていないことも確認します。最後に、固定された恒星の質量では、電波が大きいBGGの割合も、光度ギャップの関数として傾向を示さないことがわかります。グループの中心からのBGGオフセットが無線結果にどのように影響するかを調べ、グループの中心からのオフセットが100kpcより大きいまたは小さいBGGサンプルのいずれかでマグニチュードギャップのあるラジオラウドBGGの割合に有意な傾向は見られません。

変化する外観のAGNを繰り返すためのモデルに対する大規模磁場の影響

Title The_effects_of_large-scale_magnetic_fields_on_the_model_for_repeating_changing-look_AGNs
Authors Xin_Pan,_Shuang-Liang_Li,_Xinwu_Cao
URL https://arxiv.org/abs/2103.00828
周期的な爆発は、いくつかの変化する外観(CL)の活動銀河核(AGN)で観察されます。\citet{sniegowska_possible_2020}は、これらのAGNで繰り返されるCLを説明するモデルを提案しました。ここでは、周期的な爆発が、内側のADAFと外側の薄いディスクの間の狭い不安定なゾーンでトリガーされます。この研究では、CLAGNのリミットサイクル挙動に対する大規模磁場の影響を調査する予定です。磁場によって駆動される風は、ディスクの角運動量とエネルギーを奪うことによって、薄いディスクの構造を大幅に変えることができます。CLAGNを繰り返す際の爆発の期間は、磁場によって大幅に短縮できることがわかります。逆に、期間を変えないでおくと、爆発強度が数回上がる可能性があります。これらの結果は、複数のCLAGNの観測特性を説明するのに役立ちます。磁場に加えて、遷移半径$R_{\rmtr}$、遷移ゾーンの幅$\DeltaR$、Shakura-Sunyaevパラメーター$\alpha$の影響もこの作業で調査されます。

[CII]フィラメント状分子雲における大規模な星形成領域RCW36の放出特性

Title [CII]_emission_properties_of_the_massive_star-forming_region_RCW36_in_a_filamentary_molecular_cloud
Authors T._Suzuki,_S._Oyabu,_S._K._Ghosh,_D._K._Ojha,_H._Kaneda,_H._Maeda,_T._Nakagawa,_J._P._Ninan,_S._Vig,_M._Hanaoka,_F._Saito,_S._Fujiwara,_and_T._Kanayama
URL https://arxiv.org/abs/2103.01042
目的:高密度フィラメント状雲におけるRCW36の[CII]158$\mu$m放出の特性を調査すること。方法:[CII]約30分角$\回$30分角の領域をカバーするRCW36の観測は、100cmのバルーン搭載遠赤外線(IR)望遠鏡に搭載されたFabry-P\'{e}rot分光計で実行されました。90秒角の角度分解能で。AKARIとHerschelの画像を使用して、[CII]強度の空間分布を大粒子およびPAHからの放出の空間分布と比較しました。結果:[CII]発光は、IR画像で観察された双極ローブのシェル状構造と空間的によく一致しており、コールドデンスフィラメントの方向に垂直な方向に沿って伸びています。RCW36の[CII]-160$\mu$mの関係は、RCW38の[CII]/160$\mu$mよりも高い輝度比を示し、[CII]---9$\muRCW36の$mの関係は、RCW38の関係とよく一致しています。結論:[CII]放出は、PAHおよびコールドダスト放出と空間的によく相関しています。これは、観測された[CII]放出が主にPDRからのものであることを意味します。さらに、L_[CII]/L_FIR比は、L_[CII]/L_PAH比と比較して大きな変動を示します。L_[CII]/L_FIRと$\lambda$=160$\mu$mでの光学的厚さの間に観察された緊密な相関関係を考慮すると、L_[CII]/L_FIRの大きな変動は幾何学的効果によって簡単に説明できます。つまり、L_FIRは視線に沿ったダストクラウド列全体からの寄与を持ち、L_[CII]は遠紫外線で照らされたクラウド表面からの寄与を持ちます。ジオメトリ効果の図に基づくと、[CII]/160$\mu$mの輝度比の向上は、巨大な星が形成されるガス構造の違いに起因します。フィラメント状(RCW36)と塊状(RCW38)の分子雲としたがって、RCW36は、RCW38と比較して、遠紫外線に照らされた雲の表面によって支配されていることを示唆しています。

ディープラーニングによる銀河形成の半分析モデルの効率的な探索とキャリブレーション

Title Efficient_exploration_and_calibration_of_a_semi-analytical_model_of_galaxy_formation_with_deep_learning
Authors Edward_J._Elliott,_Carlton_M._Baugh,_Cedric_G._Lacey
URL https://arxiv.org/abs/2103.01072
広範囲のモデル出力にわたって半分析銀河形成モデルを迅速かつ正確にエミュレーションするためのサンプル効率の高い方法を実装します。アンサンブルされた深層学習アルゴリズムを使用して、少数のトレーニング例からGALFORMモデルの更新バージョンの高速エミュレーターを作成します。エミュレーターを使用してモデルのパラメーター空間を探索し、感度分析手法を適用してモデルパラメーターの相対的な重要性をよりよく理解します。マルコフ連鎖モンテカルロフレームワークにヒューリスティックな重み付けスキームを適用し、特定のデータセットへの適合を他のデータセットと比較して改善する必要がある場合の影響を調査することにより、観測データセット間の主要な緊張を明らかにします。さらに、この方法を使用して、モデルパラメータを観測制約の包括的なリストに正常に調整できることを示します。そうすることで、以前のGALFORMフィットを自動的かつ透過的に再発見し、初期タイプの銀河の金属量へのフィットに重い重みを適用することで、改善されたフィットを発見します。深層学習エミュレーターは、同様のエミュレーションアプローチで必要なモデル評価の一部を必要とし、1000未満のモデル評価で0.06dexのKバンド光度関数のニーでサンプル外の平均絶対誤差を達成します。これは、多次元パラメーター空間を探索するための非常に効率的で安価で透過的な方法であり、半分析的な銀河形成モデルを超えてより広く適用できることを示しています。

TMC-1でのアレニルアセチレンH2CCCHCCHの発見。 C5H4の異性体の研究

Title Discovery_of_allenyl_acetylene,_H2CCCHCCH,_in_TMC-1._A_study_of_the_isomers_of_C5H4
Authors J._Cernicharo,_C._Cabezas,_M._Agundez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_F._Tercero,_J._D._Gallego,_J._A._Lopez-Perez,_P._de_Vicente
URL https://arxiv.org/abs/2103.01125
TMC-1でのアレニルアセチレンH2CCCHCCHの発見を、信号対雑音比が約4〜15の19本の線の観測を通じて示します。この種について、7+/-1Kの回転温度と(1.2+/-0.2)e13cm-2のカラム密度を導き出しました。この分子の他のよく知られている異性体であるメチルジアセチレン(CH3C4H)も観察されており、同様の回転温度Trot=7.0+/-0.3Kと、(6.5+/-0.3)e12cm-2。したがって、アレニルアセチレンとメチルジアセチレンは同様の存在量を持っています。驚くべきことに、それらの存在量はビニルアセチレン(CH2CHCCH)の存在量に近いです。C5H4の他の異性体であるHCCCH2CCH(1.4-ペンタジエン)も検索しましたが、カラム密度に対して2.5e12cm-2の3シグマ上限しか確立できません。これらの結果は、TMC-1の最先端の化学モデルと比較されており、その化学におけるこれらの炭化水素の重要な役割を示しています。アレニルアセチレンの回転パラメータは、TMC-1で観察された遷移の頻度と一緒に既存の実験データをフィッティングすることによって改善されました。

Bekenstein-Milgrom非相対論的MONDを使用した回転曲線の正確な半解析的計算

Title Exact_semianalytical_calculation_of_rotation_curves_with_Bekenstein-Milgrom_nonrelativistic_MOND
Authors M._Lopez-Corredoira,_J._E._Betancort-Rijo
URL https://arxiv.org/abs/2103.01142
天文学者は、ニュートン加速度($a$)を係数$\mu(a)$で割ったものに等しい加速度を計算するという単純な代数規則を使用して、修正ニュートン力学(MOND)回転曲線を導出するために使用します。ただし、この単純なルールと、MONDヒューリスティック法則を拡張し、運動量、角運動量、およびエネルギーの保存を維持し、弱い等価原理に従うために作成されたAQUALやQMONDなどのより洗練されたMONDバージョンから導出された計算とは速度の違いがあります。。ここでは、ミルグロムの提案に基づいて、AQUALに基づく密度分布のMOND回転曲線を半解析的に(数値シミュレーションなしで)計算し、薄いディスクのさまざまなモデルに適用するレシピを提供します。この形式の適用は、架空のファントムマスの作成と同等であり、そのフィールドをニュートン式で使用して、MOND加速度を繰り返し計算することができます。ほとんどの場合、単純な代数規則の適用とAQUAL-MOND計算の違いは小さく、$\lesssim5$%です。ただし、質量の半分以上がMONDian領域(ニュートンとMONDの回転速度が10%以上異なる)にある場合、代数的解法の誤差は5%を超え、場合によっては$>70$%の不一致に達します。、マクラウリン円盤のように、不規則な銀河に見られるように回転速度が円盤の端まで上昇する銀河を代表します。平面の半径または垂直距離に依存する回転速度の傾きも大幅に変化します。

準周期的噴火の自己レンズ型バイナリ大規模ブラックホール解釈

Title A_self-lensing_binary_massive_black_hole_interpretation_of_quasi-periodic_eruptions
Authors Adam_Ingram,_Sara_Motta,_Suzanne_Aigrain,_Aris_Karastergiou
URL https://arxiv.org/abs/2103.00017
バイナリ超大質量ブラックホール(SMBH)システムは銀河の合体から生じ、バイナリ分離が他のメカニズムによって$\lesssim0.1$pcに減少できる場合、重力波(GW)放出のために最終的に合体します。ここでは、2つの低質量活動銀河核から最近観測された鋭い(持続時間$\sim1$hr)準規則的なX線フレア(準周期的噴火と呼ばれる)の重力自己レンズバイナリSMBHモデルを探索します:GSN069およびRXJ1301.9+2747。私たちのモデルでは、バイナリは$\sim$edge-onで観測され、各SMBHは、公転周期ごとに2回、他のSMBHを囲む降着円盤からの光を重力でレンズします。RXJ1301.9+2747の現在の離心率が$\epsilon_0\gtrsim0.16$の場合、モデルはフレア間隔を再現できます。これは、$\sim1000$年以内の合併を意味します。ただし、現在の計算では、観測されたフレアプロファイルを再現することはできません。正しい振幅のモデルフレアは観測された持続時間$\sim2/5$であり、正しい持続時間のモデルフレアは観測された振幅$\sim2/5$です。私たちのモデリングは、現在および将来のX線および光学時間領域調査で検索できる自己レンズ連星システムの3つの異なる動作をもたらします:i)周期的なレンズフレア、ii)部分食(背景ミニの掩蔽によって引き起こされる)前景のミニディスクによるディスク)、およびiii)非常に鋭い日食内レンズフレアを伴う部分日食。そのような特徴の発見は、超大質量バイナリの存在の非常に強力な証拠を構成し、フレア間隔の監視は、天体周辺の歳差運動の測定を提供します。

超新星残骸1987Aの高ケイデンス分散スペクトル分析

Title High-cadence_Dispersed_Spectral_Analysis_of_Supernova_Remnant_1987A
Authors Evan_Bray,_David_N._Burrows,_Sangwook_Park,_Aravind_P._Ravi
URL https://arxiv.org/abs/2103.00244
チャンドラで行われた超新星残骸(SNR)1987A観測の11エポック(2011年3月から2018年9月)までの分散スペクトルデータの分析を提示します。これらの観測は、SNR1987Aの進行中のチャンドラモニタリングキャンペーンの一部として高エネルギー透過型回折格子(HETG)を使用して実行されました。その一次分散スペクトルは、以前に公開された0次スペクトルよりも大幅に高いエネルギー分解能を提供します。エポックあたり約50〜70ksの中程度の露出時間のデータセットは、2011年3月から2018年3月に行われたチャンドラHETGの深い観測(個々の露出>200ks)の間の期間をカバーしています。これらのデータは、間隔の広いデータよりもはるかに高いケイデンスを持っています。総露光時間を犠牲にして、深い高解像度スペクトル。観測された1次スペクトルの光子数統計が少ないため、統計的不確実性は大きいですが、Franketal。が示唆しているように、スペクトルモデルパラメータは、高密度の内輪を越えて媒体に伝播する衝撃波と概ね一致していることがわかります。2016.逆衝撃が超新星噴出物内部のより重い元素を赤道リングにイオン化し始めると、衝撃を受けたガスの化学的構成と物理的特性が進化するにつれて、スペクトル適合パラメータが変化すると予想されます。ブロードバンドスペクトルモデルの適合に基づいて、アバンダンス値はこの期間で一定であるように見えることがわかります。私たちの結果は光子統計のためにいくらか制限されていますが、SNR1987Aの定期的なチャンドラモニタリング観測で実行できる分散HETGスペクトル分析の有用性を示しています。

ブラックホールの事象の地平線近くで磁気的に停止した降着流の円形偏光画像を解明する

Title Unraveling_circular_polarimetric_images_of_magnetically_arrested_accretion_flows_near_event_horizon_of_a_black_hole
Authors Monika_Moscibrodzka_and_Agnieszka_Janiuk_and_Mariefelicia_De_Laurentis
URL https://arxiv.org/abs/2103.00267
磁気的に阻止された降着流は、超大質量ブラックホールのいくつかに燃料を供給し、それらの相対論的ジェットに動力を与えると考えられています。非回転ブラックホールの事象の地平線近くの強磁場の観測的特徴を調査するために、磁気的に支配された流れの数値、高解像度、および長時間シミュレーションの線形および円形偏光画像の時系列を計算および研究します。分解された直線偏光と円偏光の大きさは、降着流における電子とイオンの結合の仮定に非常に敏感であることがわかります。より冷たい電子を持つモデルは、ファラデー回転と変換の深さが高く、その結果、スクランブルされた直線偏光と強化された円偏光が得られます。これらのファラデーの厚さが厚い場合、円偏光は降着流のトロイダルラジアル磁場のダイナミクスに特に敏感です。また、ブラックホールの周りにレンズを当てた光によって生成された発光領域は、発光領域全体の円偏光の符号に対して円偏光の符号の反転を示していることがわかります。このような極性の反転は、地平線近くの放射に特有のものです。

リングアクセル? IceCube候補PKS1502 +106の異常なジェットダイナミクス

Title A_ring_accelerator?_Unusual_jet_dynamics_in_the_IceCube_candidate_PKS_1502+106
Authors Silke_Britzen,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Christian_Fendt,_Andrea_Tramacere,_Ilya_N._Pashchenko,_Fr\'ed\'eric_Jaron,_Radim_P\'anis,_Leonid_Petrov,_Margo_F._Aller,_Hugh_D._Aller
URL https://arxiv.org/abs/2103.00292
2019/07/30.86853UTに、IceCubeは高エネルギーの天体物理学ニュートリノ候補を検出しました。FlatSpectrumRadioQuasarPKS1502+106は、イベントの50%の不確実性領域内にあります。IceCubeイベントの前後の期間における15GHzベリーロングベースラインアレイ(VLBA)および位置天文8GHzVLBAデータの分析により、時間とともに発達する無線リング構造の証拠が明らかになりました。いくつかのアーク構造は、ジェットリッジラインに垂直に進化します。運動学的モデリングと周期性分析に基づいて、湾曲したジェットの歳差運動の証拠を見つけます。CIV線放射(スローンデジタルスカイサーベイ、SDSS)に基づく流出ブロードライン領域(BLR)が見つかりました。非定型リングは、歳差運動するジェットと流出する物質との相互作用に起因すると考えられます。リングがシースとその周囲(細線領域、NLR、雲)との相互作用を明らかにする脊椎シースシナリオのコンテキストで私たちの調査結果を説明します。無線放射は$\gamma$線放射と相関しており、無線は$\gamma$線より遅れていることがわかります。$\gamma$線変動のタイムスケールに基づいて、$\gamma$線放出ゾーンをBLR(30-200$r_{\rmg}$)およびジェット発射領域内に制限します。流出するBLRが、外部コンプトン散乱を介した$\gamma$線生成のための外部放射場を提供することを説明します。ニュートリノは、ブレーザーゾーン(BLRを超えて)での陽子-陽子相互作用によって生成される可能性が高く、ジェットと高密度の雲、つまりNLR内の分子雲との一時的な遭遇によって可能になります。

古いパルサーPSRJ0108-1431のハッブル宇宙望遠鏡による観測

Title Hubble_Space_Telescope_observations_of_the_old_pulsar_PSR_J0108-1431
Authors Vadim_Abramkin,_Yuriy_Shibanov,_Roberto_P._Mignani,_George_G._Pavlov
URL https://arxiv.org/abs/2103.00332
ハッブル宇宙望遠鏡を使用した200Myrの古い回転動力無線パルサーJ0108$-$1431の光UV観測の結果を示します。フラックス密度$f_\nu=9.0\pm3.2$nJyat$\lambda=1528$\AAの遠紫外線(FUV)パルサー対応物の推定候補が見つかりました。ただし、パルサーはより長い波長では検出されず、$3\sigma$の上限は$\lambda=$4326、3355、および2366\AAでそれぞれ52、37、および87nJyでした。パルサーの対応物が実際にFUVで検出され、超大型望遠鏡で以前に報告された限界$U$および$B$の検出が実際であったと仮定すると、パルサーの光学UVスペクトルは次のべき乗則モデルで記述できます。ほぼフラットな$f_\nu$スペクトル。光学で検出された若いパルサーと同様に、非熱スペクトルの傾きはX線範囲で急になります。1500〜6000\AA波長範囲でのパルサーの光度、$L\sim1.2\times10^{27}(d/210\、{\rmpc})^2$ergs$^{-1}$、パルサー回転エネルギー損失率$\dot{E}$を光UV放射に変換する高効率に対応します。$\eta=L/\dot{E}\sim(1$-$6)\times10^{-4}$、距離とスペクトル勾配のやや不確実な値に依存します。遠方の観測者から見た場合、バルク中性子星表面の輝度温度は59,000K($3\sigma$上限)を超えません。FUVフラックスが熱成分によって支配されていると仮定すると、表面温度は27,000〜55,000Kの範囲になる可能性があり、古い中性子星で動作するには加熱メカニズムが必要です。

高速電波バーストの放射メカニズム

Title Emission_Mechanisms_of_Fast_Radio_Bursts
Authors Yuri_Lyubarsky
URL https://arxiv.org/abs/2103.00470
高速電波バースト(FRB)は最近、主に宇宙論的距離($\sim1$Gpc)から来る電波放射の神秘的な単一パルスが発見されました。それらの短い持続時間、$\sim1$ms、および大きな光度は、コヒーレント放射を証明します。私はFRBのために提案されたコヒーレント放出メカニズムの基本的な物理学をレビューします。特に、バンチの曲率放射、シンクロトロンメーザー、磁気リコネクションの過程での可変電流による電波の放射について説明します。FRBの最も有望な発生源として、マグネターフレアに特別な注意が払われています。出て行く放射線のパワーに限界を置く可能性のある非線形効果が概説されています。

高緯度雲のFermi-LAT観測を使用した宇宙線伝搬ハローの厚さの制約

Title Constraining_the_cosmic_ray_propagation_halo_thickness_using_Fermi-LAT_observations_of_high-latitude_clouds
Authors Yu-Hua_Yao,_Bing-Qiang_Qiao,_Wei_Liu,_Qiang_Yuan,_Hong-Bo_Hu,_Xiao-Jun_Bi,_Chao-Wen_Yang,_and_Yi-Qing_Guo
URL https://arxiv.org/abs/2103.00727
宇宙線(CR)伝搬の基本的な特徴として、拡散ハローは多くのCR関連の研究と間接的な暗黒物質の理解を進めることができます。ハローサイズを導出する方法には、通常、縮退の問題があり、大きな不確実性の影響を受けます。高緯度の雲からの拡散ガンマ線は、ハローサイズに独立して光を当てる可能性があります。空間依存伝搬(SDP)モデルは、従来の伝搬モデルと比較して、観測されたCRとの一致が良好であるため、この作業では、フェルミ-LAT$\rm\gamma$線観測によるSDPモデルに基づいてハローの厚さを調査します。高速および中速の雲の上。結果として、高緯度雲の相対的な$\gamma$線放射率を超えないようにするには、ハローの厚さを$\rm〜3.3\sim9〜kpc$の範囲にする必要があります。さらに、ハローの厚さのさまざまな値の下でSDPモデルに基づいて推定された$\rm\gamma$線の空間形態は独特であり、ハローサイズを決定するためのツールを提供します。将来、私たちのモデルが多波長観測によってテストされ、調整されることを願っています。

AGN降着円盤のチョークされたガンマ線バーストからの高エネルギーニュートリノ

Title High_Energy_Neutrinos_from_Choked_Gamma-Ray_Bursts_in_AGN_Accretion_Disks
Authors Jin-Ping_Zhu,_Kai_Wang,_Bing_Zhang,_Yuan-Pei_Yang,_Yun-Wei_Yu,_He_Gao
URL https://arxiv.org/abs/2103.00789
大質量星のコア崩壊による長期ガンマ線バースト(LGRB)と、二元中性子星(BNS)または中性子星-ブラックホール(NSBH)の合併による短期GRB(SGRB)の両方が発生すると予想されます。活動銀河核(AGN)の付加ディスク。AGNディスクの移行トラップに埋め込まれたGRBジェットは、高密度のディスク材料によって詰まることが約束されていることを示します。逆衝撃時の宇宙線の効率的な衝撃加速が期待され、高エネルギーニュートリノが生成されます。これらのソースは、$p\gamma$相互作用を通じて、検出可能なTeV--PeVニュートリノを効果的に生成できることがわかりました。$100\、{\rmMpc}$で$10^{53}\、{\rmerg}$の等方性等価エネルギーを持つチョークされたLGRBジェットから、IceCubeによって検出可能な$\sim2\、(7)$ニュートリノイベントが予想されます。(IceCube-Gen2)。観測された拡散ニュートリノ背景へのチョークされたLGRBからの寄与は、AGNディスク内のこれらのGRBの未知の局所イベント率密度に依存します。たとえば、AGNディスク内のチョークされたLGRBのローカルイベントレート密度が従来のLGRBのローカルイベントレート密度と類似している場合$(\sim1\、{\rmGpc}^{-3}\、{\rmyr}^{-1})$、これらのイベントからのニュートリノは、観測された拡散ニュートリノ背景の$\sim1\%$に寄与します。

ポピュレーションIIIのブラックホールからの重力波は、$ \ sim 20M _ {\ odot} $より大きいチャープ質量のLIGO

/ VirgoO3aデータと一致しています。

Title Gravitational_waves_from_Population_III_binary_black_holes_are_consistent_with_LIGO/Virgo_O3a_data_for_the_chirp_mass_larger_than_$\sim_20M_{\odot}$
Authors Tomoya_Kinugawa,_Takashi_Nakamura,_and_Hiroyuki_Nakano
URL https://arxiv.org/abs/2103.00797
LIGO/VirgoO3aによって観測されたブラックホール連星の確率数分布関数には、チャープ質量$M_c$、総質量$M_t$、一次ブラックホール質量$M_1$、二次ブラックホール質量$M_2$の関数としてそれぞれ2つのピークがあります。。大きなチャープ質量のピークは$M_c\cong30M_{\odot}$にあります。$M_2$と$M_1$の分布は、$M_2\cong0.7M_1$の関係に従います。$f(M)\proptoM^{-\alpha}$の形式の人口III星の初期質量関数の場合、$0\leq\alpha\leq1.5$を使用した人口合成数値シミュレーションは、$M_cのO3aデータと一致しています。\gtrsim20M_{\odot}$。シミュレーションデータの$M_2$と$M_1$の分布も、O3aデータの$M_2\cong0.7M_1$の関係と一致しています。

曲がった時空における超流動星とQボール

Title Superfluid_stars_and_Q-balls_in_curved_spacetime
Authors Konstantin_G._Zloshchastiev
URL https://arxiv.org/abs/2103.00818
強く相互作用する量子ボーズ液体の理論の枠組みの中で、高密度超流動モデルから得られた対数非線形性を持つ自己相互作用複素スカラー場の一般相対論的モデルを検討します。球対称の非特異な有限質量漸近的に平坦な解によって記述される、このモデルにおける重力平衡の存在を示します。これらの平衡構成は、ボソン化された超流動星や中性子星のコアなどの巨大な天体と、有限サイズの粒子やQボールなどの非トポロジカルソリトンの両方を表すことができます。そのような物体の質量とサイズの見積もりを出します。

重力波時代のキロノバ信号の展望

Title Prospects_for_kilonova_signals_in_the_gravitational-wave_era
Authors Robert_Mochkovitch,_Fr\'ed\'eric_Daigne,_Rapha\"el_Duque,_Hannachi_Zitouni
URL https://arxiv.org/abs/2103.00943
バイナリ中性子星合体重力波信号GW170817の後には、3つの電磁カウンターパートが続きました。そのうちのキロノバは、合体からの噴出物で新たに合成されたrプロセス要素の放射能から生じます。重力波トリガーの後にキロノバを見つけることは、(i)残光などのさらなる対応物を検索するため、(ii)キロノバの多様性とシステムの傾斜角への依存性を調査するため、(iii)マルチメッセンジャー宇宙論のサンプルを構築するために重要です。。重力波干渉計ネットワークの3回目の観測実行中に、対応するキロノバは見つかりませんでした。LIGO-Virgo-Kagra機器の今後のO4およびO5観測実行について、検出可能なキロノバ信号の予想される母集団を予測することを目的としています。重力波検出の簡略化された基準とキロノバピークマグニチュードの単純なGW170817キャリブレーションモデルを使用して、フォローアップキャンペーンの到達範囲内のキロノバの割合とさまざまなバンドのマグニチュードの分布を決定します。GW170817以来唯一確認されたバイナリ中性子星合体であるGW190425のケースを簡単に検討し、ソースがフォローアップしきい値を下回っていると仮定して、キロノバが検出されないことから傾斜角の制約を取得します。また、重力波によってトリガーされないキロノバが将来の調査で多数のクラスのソースになる可能性があることを示し、短い明るいガンマ線バーストとの関連について簡単に説明します。最後に、キロノバに加えてジェット流出残光の検出について議論し、将来の観測でそのような対応物の希少性に関する以前の結論を確認します。

ガンマ線バイナリの相対論的流体モデリング。 II。 LS5039への適用

Title Relativistic_fluid_modelling_of_gamma-ray_binaries._II._Application_to_LS_5039
Authors David_Huber,_Ralf_Kissmann,_Olaf_Reimer
URL https://arxiv.org/abs/2103.00995
環境。パルサー風駆動シナリオにおけるガンマ線バイナリの非熱放射の数値モデルを提示しました。目的。このモデルを、最もよく観測されているガンマ線バイナリの1つであるLS5039システムに適用します。メソッド。このモデルには、パルサー風と恒星風の相互作用と、出現する衝撃波構造で加速されたパルサー風からの電子ペアの輸送の共同シミュレーションが含まれます。後処理ステップでシンクロトロンと逆コンプトン放射を計算し、恒星放射場での相対論的ビーミングと$\gamma\gamma$吸収を一貫して考慮します。結果。恒星とパルサーと風の相互作用により、拡張された非対称の風の衝突領域が形成され、乱流に強い衝撃、乱流混合、および二次衝撃が発生します。衝突領域の構造と結果として生じる粒子分布の両方が、有意な軌道変動を示しています。弓のようなパルサー風とコリオリの衝撃での粒子の加速の次に、モデルは自然に、超高エネルギー(VHE)ガンマ線での放出に寄与する二次衝撃での粒子の再加速を説明します。このモデルは、LS5039の主なスペクトル特性を正常に再現します。高エネルギーおよびVHEガンマ線帯域で予測された光度曲線は観測結果とよく一致していますが、モデルはX線を低エネルギーガンマ線に再現していません。採用された磁場モデルに起因する光線変調。結論。LS5039の観測されたマルチバンド、非熱放射の主なスペクトル特性をモデル化することに成功し、したがって、ガンマ線バイナリの風による解釈をさらに実証します。未解決の問題はシンクロトロン変調に関連しており、モデルの電磁流体力学的拡張によって対処できる可能性があります。

X線で選択された巨大電波銀河-III。 LOFARビュー

Title Hard_X-ray_selected_giant_radio_galaxies_--_III._The_LOFAR_view
Authors G._Bruni,_M._Brienza,_F._Panessa,_L._Bassani,_D._Dallacasa,_T._Venturi,_R._D._Baldi,_A._Botteon,_A._Drabent,_A._Malizia,_F._Massaro,_H._J._A._R\"ottgering,_P._Ubertini,_F._Ursini,_and_R._J._van_Weeren
URL https://arxiv.org/abs/2103.00999
数百kpcに達する拡張構造を持つ巨大電波銀河(GRG)は、超大質量ブラックホールからの相対論的プラズマの放出の最も壮観な例の1つです。シリーズの第3回目となるこの作業では、LOFAR2メートル空調査データリリース2(LoTSSDR2)のフレームワークで収集された144MHzのLOwFrequencyARray(LOFAR)画像を、硬X線で選択されたGRG(HXGRG、つまりINTEGRAL/IBISおよびSwift/BATカタログから>20keV)。LoTSSの解像度と感度のおかげで、これらのGRGの複雑な形態、拡散(Mpcスケール)の残留放射、かすかな軸外翼の存在、または内側のジェットのずれを伴うケースを明らかにすることができました。特に、1つのソース(B21144+35B)の場合、方向がローブ軸と整列していない内部ジェットに加えて、$\sim$300kpc幅の軸外放射を明確に検出できました。別の情報源(J1153.9+5848)については、ジェット歳差運動と一致する構造が明らかになり、現在のものよりも大きな伸びを持ち、軸の向きが異なる遺物ローブを持つX字型の形態として現れました。環境分析から、宇宙論的近隣の過密度を示す2つの情報源と、カタログからの銀河団との対応する関連性が見つかりました。最後に、LoTSSDR1から無線で選択されたGRGとの比較は、平均して、HXGRGがより大きく成長する可能性があることを示唆しました。これらの結果は、電波銀河の進化を精査し、最終的にはそれらのジェットのデューティサイクルを推定するための深い低周波観測の重要性を浮き彫りにしています。

中性子星磁場の生成:ダイナモ作用の3つのフェーズ

Title Generating_neutron-star_magnetic_fields:_three_phases_of_dynamo_action
Authors S._K._Lander
URL https://arxiv.org/abs/2103.01213
若い中性子星(NS)は、3桁以上、最大で約$10^{15}$Gの範囲の外部磁場を持っています。これらの磁場は、ダイナモ作用によってそのような高強度に増幅されると考えられていますが、これも、結果として生じる電界強度の範囲も、十分に理解されています。ここでは、ダイナモが動作する可能性のある3つの時代について考察します。最初のプロトNSフェーズでは、大規模な場の生成は非効率的であり、比較的高い流体粘度によって抑制されると主張します。これらの条件下でのダイナモ作用を理解するには、平均場電気力学の理論を改訂する必要があります。これは、第二種超伝導体の磁場発生の方程式に類似している可能性があります。第2段階では、歳差運動によって駆動される新しいダイナモメカニズムを提案します。このようなダイナモは、比較的低い回転速度でも効果的であり、出生物理学のわずかな違いから、観測された外部電界強度の変動を生み出す可能性があります。それはまた、主系列星における長期的な場の生成のための実行可能なメカニズムである可能性があります。最後に、冷たいNSでのダイナモ作用は、適切な流体運動の欠如と超伝導による磁気リコネクションの阻害の両方のために好ましくありません。

完全に教師なしモードで組み合わせた深層学習モデルを使用した天文画像コンテンツベースの推奨システム

Title An_astronomical_image_content-based_recommendation_system_using_combined_deep_learning_models_in_a_fully_unsupervised_mode
Authors Hossen_Teimoorinia,_Sara_Shishehchi,_Ahnaf_Tazwar,_Ping_Lin,_Finn_Archinuk,_Stephen_D._J._Gwyn_and_J._J._Kavelaars
URL https://arxiv.org/abs/2103.00276
大きな天文画像を2次元地図にマッピングしてクラスター化する手法を開発しました。さまざまな最先端の機械学習(ML)アルゴリズムの組み合わせを使用して、完全に教師なしの画質評価およびクラスタリングシステムを開発します。私たちのパイプラインは、個々の画像オブジェクトが大きな天文画像で識別され、小さなピクセル画像に変換されるデータ前処理ステップで構成されています。次に、このデータは、自己組織化マップ(SOM)と共同でトレーニングされた深い畳み込みオートエンコーダーに送られます。この部分は、レコメンデーションシステムとして使用できます。結果の出力は、最終的に、2番目の深いSOMを使用して2次元グリッドにマッピングされます。地上望遠鏡から取得したデータを使用し、ケーススタディとして、システムの能力とパフォーマンスを、Teimooriniaetal。によって提示された教師あり手法によって得られた結果と比較します。(2020)。このデータでのターゲットラベルの可用性により、教師なしメソッドと教師ありメソッドの包括的なパフォーマンス比較が可能になりました。このプロジェクトで実行される画質評価に加えて、私たちの方法は他のさまざまなアプリケーションを持つことができます。たとえば、専門家が最小限の人間の介入でかなり短い時間で画像にラベルを付けるのに役立ちます。また、目的のコンテンツに基づいて画像をフィルタリングできるコンテンツベースのレコメンデーションシステムとしても使用できます。

EDGES低帯域アンテナビームモデルの検証

Title Validation_of_EDGES_Low-Band_Antenna_Beam_Model
Authors Nivedita_Mahesh,_Judd_D._Bowman,_Thomas_J._Mozdzen,_Alan_E._E._Rogers,_Raul_A._Monsalve,_Steven_G._Murray,_and_David_Lewis
URL https://arxiv.org/abs/2103.00423
アンテナの応答は、グローバルEoRシグネチャ(EDGES)を検出するための実験による測定の不確かさの原因です。低帯域(50-100〜MHz)ダイポールアンテナのビームモデルを、モデル間およびデータとの比較で検証することを目的としています。無限の完全に導電性のグランドプレーン上のアンテナの簡略化されたモデルのシミュレーションは、1つの例外を除いて、数値電磁ソルバーコードまたはアルゴリズムの変更に対してロバストであることがわかります。実際の有限のグランドプレーンと現実的な土壌特性を備えたアンテナのシミュレーションでは、3つの数値ソルバーのうち2つがよく一致していることがわかります。10〜m〜$\times$〜10〜mのグランドプレーンを備えた初期のEDGES低帯域機器からのシミュレートされたドリフトスキャン観測に分析パイプラインを適用すると、5項の前景モデルをフィッティングおよび削除した後の残余レベルが見つかります。ローカル恒星時(LST)でビニングされたデータは、平均で約250〜mKで、数値ソルバー間で$\pm$40〜mKの変動があります。一次30〜m〜$\times$〜30〜m鋸歯状接地面の同様の分析により、2つの実行可能なソルバー間で$\pm$10〜mKを使用して、LST平均残差が約90〜mKに減少しました。より広義には、大きなグランドプレーンは一般に小さなグランドプレーンよりもパフォーマンスが優れていることを示しています。シミュレートされたデータのパワーは実際の観測値の4$\%$以内であり、空とビームモデルの正味の精度には限界があります。前景モデルの適合後の残留スペクトル構造がシミュレーションデータと観測値の間で定性的に一致することを観察し、ビームの周波数依存性がモデルによって合理的に表されることを示唆しています。0.02〜Sm$^{-1}$の土壌伝導率と3.5の比誘電率により、シミュレートされたスペクトルと観測値がよく一致することがわかります。これは、EDGESが配置されているマーチソン電波天文台について\citet{Sutinjo_2015}によって報告された土壌特性と一致しています。

ShowerModel:宇宙光線シャワー、それらの光生成およびそれらの検出をモデル化するためのPythonパッケージ

Title ShowerModel:_A_Python_package_for_modelling_cosmic-rayshowers,_their_light_production_and_their_detection
Authors Daniel_Morcuende_and_Jaime_Rosado
URL https://arxiv.org/abs/2103.00578
宇宙線観測所は、データの設計、較正、分析をモンテカルロシミュレーションに必然的に依存しています。詳細なシミュレーションは、計算が非常に困難です。宇宙線シャワー、それらの光生成、および望遠鏡の配列によるそれらの検出をモデル化するために、ShowerModelと呼ばれるPythonベースのパッケージを提示します。これは、宇宙線によって誘発されたエアシャワーにおけるチェレンコフと蛍光発光の両方のパラメータ化に基づいています。このパッケージでは、蛍光望遠鏡、イメージングエアチェレンコフ望遠鏡、広角チェレンコフ検出器、または任意のハイブリッド設計のモデリングが可能です。ShowerModelは、完全なシミュレーションを必要としない、または複雑なモンテカルロ研究やデータ分析を補完するのに役立つ可能性のある計算を高速化するためのツールとして考案されました(クロスチェックなど)。教育目的にも使用できます。

NbTiNマイクロストリップ伝送線路における非線形性と広帯域パラメトリック増幅

Title Nonlinearity_and_wideband_parametric_amplification_in_an_NbTiN_microstrip_transmission_line
Authors Shibo_Shu,_Nikita_Klimovich,_Byeong_Ho_Eom,_Andrew_Beyer,_Ritoban_Basu_Thakur,_Henry_Leduc,_Peter_Day
URL https://arxiv.org/abs/2103.00656
超伝導動的インダクタンスの電流依存性に関連する非線形応答を、容量シャントされたNbTiNマイクロストリップ伝送ラインで研究しました。1つのマイクロストリップラインの単位長さあたりのインダクタンスは、0.7nsのシングルパス時間遅延に対応するDC電流を印加することにより、最大20%変化する可能性があることがわかりました。非線形散逸を調査するために、ブラッグ反射器をこのタイプの伝送線路のセクションの両端に配置し、周波数範囲にわたって共振を作成しました。DC電流による共振線幅と振幅の変化から、ラインの散逸応答に対する反応性の比率は788であることがわかりました。低散逸により、これらの伝送ラインはマイクロ波やミリメートルなどの多くのアプリケーションに適しています。非線形光学プロセスの波長帯アナログ。一例として、ミリ波ポンプトーンを適用することにより、約3〜34GHzで非常に広帯域のパラメトリック増幅が観察されました。オンチップミリ波フーリエ変換分光計の電流可変遅延線としての使用も検討されています。

LISAによる重力波空のマッピングベイズ球面調和関数アプローチ

Title Mapping_the_Gravitational-wave_Sky_with_LISA:_A_Bayesian_Spherical_Harmonic_Approach
Authors Sharan_Banagiri,_Alexander_Criswell,_Tommy_Kuan,_Vuk_Mandic,_Joseph_D._Romano_and_Stephen_R._Taylor
URL https://arxiv.org/abs/2103.00826
ミリヘルツの重力波周波数帯には、銀河系の白色矮星のバイナリから極端な質量比のインスピレーションまで、さまざまな信号源を持つ信号の豊富なシンフォニーが含まれていると予想されます。これらの重力波信号の多くは、個別に解決することはできません。代わりに、それらはインコヒーレントに追加して確率的重力波混同ノイズを生成し、その周波数成分はソースのダイナミクスによって支配されます。混同ノイズのパワーの角度構造は、空全体のソースの分布によって変調されます。この構造の測定は、銀河系および銀河系外のスケールでのソースの分布、それらの天体物理学、および宇宙のタイムスケールでのそれらの進化に関する重要な情報をもたらすことができます。さらに、混同ノイズはLISAのノイズバジェットの一部であるため、それをマッピングすることは、分解可能な信号を研究するためにも不可欠です。この論文では、球面調和関数ベースを使用して、LISAを使用して確率的重力波混同ノイズの角度分布をプローブするベイズアルゴリズムを提示します。球面調和関数を数学的に制約して非負の分布を生成するクレブシュ-ゴルダン係数に基づく手法を開発し、重力波パワーの拡張に最適にし、ベイズ推定を受け入れます。一連のシミュレーションと分析を使用してこれらの手法を示します。これには、シミュレートされた分散および局所化された重力波電力源の回復が含まれます。また、この方法を適用して、銀河白色矮星分布の簡略化されたモデルを使用して、銀河白色矮星からの重力波前景をマッピングします。

TAx4実験の表面検出器

Title Surface_detectors_of_the_TAx4_experiment
Authors Telescope_Array_Collaboration:_R.U._Abbasi_(1),_M._Abe_(2),_T._Abu-Zayyad_(1,3),_M._Allen_(3),_Y._Arai_(4),_E._Barcikowski_(3),_J.W._Belz_(3),_D.R._Bergman_(3),_S.A._Blake_(3),_R._Cady_(3),_B.G._Cheon_(5),_J._Chiba_(6),_M._Chikawa_(7),_T._Fujii_(8),_K._Fujisue_(7),_K._Fujita_(4),_R._Fujiwara_(4),_M._Fukushima_(7,9),_R._Fukushima_(4),_G._Furlich_(3),_W._Hanlon_(3),_M._Hayashi_(10),_N._Hayashida_(11),_K._Hibino_(11),_R._Higuchi_(7),_K._Honda_(12),_D._Ikeda_(11),_T._Inadomi_(13),_N._Inoue_(2),_T._Ishii_(12),_H._Ito_(14),_D._Ivanov_(3),_H._Iwakura_(13),_H.M._Jeong_(15),_S._Jeong_(15),_C.C.H._Jui_(3),_K._Kadota_(16),_F._Kakimoto_(11),_O._Kalashev_(17),_K._Kasahara_(18),_S._Kasami_(19),_H._Kawai_(20),_S._Kawakami_(4),_S._Kawana_(2),_K._Kawata_(7),_E._Kido_(14),_H.B._Kim_(5),_J.H._Kim_(3),_J.H._Kim_(3),_et_al._(99_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2103.01086
テレスコープアレイ(TA)は、北半球で最大の超高エネルギー宇宙線(UHECR)天文台です。約700km$^2$をカバーする表面検出器(SD)アレイと蛍光検出器(FD)ステーションを使用して、エネルギースペクトル、到着方向分布、および質量組成を測定することにより、UHECRの起源を探ります。TAは、57EeVを超えるエネルギーを持つ宇宙線のクラスターの証拠を発見しました。この証拠をより多くのデータで確認するには、データ収集率を上げる必要があります。TAx4と呼ばれるTAの拡張を構築し始めました。このホワイトペーパーでは、TAx4SDの動機、設計、技術的特徴、および期待されるパフォーマンスについて説明します。また、TAx4の現在の状況と、すでに収集されているデータの例を示します。

ANAIS-112の3年間の曝露による年間変調結果

Title Annual_Modulation_Results_from_Three_Years_Exposure_of_ANAIS-112
Authors J._Amare,_S._Cebrian,_D._Cintas,_I._Coarasa,_E._Garcia,_M._Martinez,_M.A._Olivan,_Y._Ortigoza,_A._Ortiz_de_Solorzano,_J._Puimedon,_A._Salinas,_M.L._Sarsa,_P._Villar
URL https://arxiv.org/abs/2103.01175
ANAIS(NaIシンチレータによる年次変調)は、2017年8月からスペインのCanfrancUndergroundLaboratory(LSC)で稼働している112.5kgのNaI(Tl)検出器で構成される暗黒物質直接検出実験です。ANAISの目標は確認またはモデルに依存しない方法でDAMA/LIBRAの肯定的な結果に反論します。標準的な銀河ハロー内の暗黒物質粒子によって誘発される信号に期待されるすべての機能を備えた、低エネルギー検出率の年次変調。約20年間観察されたこの変調は、他の非常に感度の高い実験の否定的な結果と強い緊張関係にありますが、モデルに依存しない比較はまだ不足しています。同じターゲット材料であるNaI(Tl)を使用することにより、このような比較はより直接的になり、暗黒物質粒子とハローモデルにほとんど依存しなくなります。ここでは、3年間のANAISデータ(313.95kg$\times$yの実効被ばく)に対応する年次変調分析を提示し、1。5年間の分析用に開発され、その後2年間に適用されるブラインド手順を適用します。、ROI率のフィッティングにおけるバックグラウンドモデリングを改善します。[1-6]keV([2-6]keV)エネルギー領域に最適に適合するために、-0.0034$\pm$0.0042cpd/kg/keV(0.0003$\pm$0.0037cpd/kg/keV)の変調振幅が得られます。)、データに変調がないことをサポートし、感度2.5(2.7)$\sigma$の場合、3.3(2.6)$\sigma$のDAMA/LIBRA結果と互換性がありません。さらに、いくつかの補完的な分析が含まれています。位相のない年次変調検索と、他の周波数での周期信号の存在の可能性の調査です。最後に、結果の整合性チェックをいくつか実行し、予定されている5年間の運用でANAIS-112の予測感度を更新します。

HWVir日食タイミングデータの分析の再検討I.頻度論的データモデリングアプローチと動的安定性分析

Title Revisiting_the_analysis_of_HW_Vir_eclipse_timing_data_I._A_frequentist_data_modeling_approach_and_a_dynamical_stability_analysis
Authors Ekrem_M._Esmer,_\"Ozg\"ur_Ba\c{s}t\"urk,_Tobias_C._Hinse,_Selim_O._Selam,_Alexandre_C._M._Correia
URL https://arxiv.org/abs/2103.00062
HWVirは、日食のタイミング変動を示す短周期バイナリです。周連星は考えられる説明として提案されていますが、惑星の特性は新しい研究ごとに異なります。私たちの目的は、HWVirシステムの場合の頻度論的アプローチに基づいて、日食タイミング変動(ETV)の堅牢なモデル選択方法とエラー計算手法を実行することです。最初に、光と視線速度曲線の同時分析を実行して、バイナリの質量を導き出しました。次に、複数のモデルをフィッティングすることにより、システムの日食のタイミング変動を分析しました。最適なモデルを選択するために、パラメーターのペアごとに$\chi^2$サーフェスグリッドとブートストラップメソッドを作成して、最適なモデルの信頼水準を検索しました。採用したETVモデルの安定軌道構成を探しました。バイナリの質量は、0.413$\pm$0.008$M_\odot$および0.128$\pm$0.004$M_\odot$として検出されます。経年変化に重ね合わされた2つの光時間効果の仮定の下で、周連星の最小質量は$25.0_{-2.2}^{+3.5}\M_{Jup}$および$13.9_{-0.45}^{として計算されます。+0.60}\M_{Jup}$。投影された準主軸は、それぞれ$7.8_{-1.0}^{+1.4}\au$と$4.56_{-0.22}^{+0.27}\au$であることがわかります。この構成は、半主軸上の3$\sigma$の範囲内で不安定であり、外側の周連星の離心率であることがわかります。

\ textit {Gaia} EDR3は、近くのF1スターHD

105452の赤色矮星の仲間を確認し、M4.5矮星SCRJ1214-2345の新しい褐色矮星の仲間を明らかにします。

Title \textit{Gaia}_EDR3_confirms_a_red_dwarf_companion_of_the_nearby_F1_star_HD_105452_and_reveals_a_new_brown_dwarf_companion_of_the_M4.5_dwarf_SCR_J1214-2345
Authors Ralf-Dieter_Scholz
URL https://arxiv.org/abs/2103.00144
色のない88個の星がありますが、\textit{Gaia}EDR3で視差を測定し、太陽から20\、pc以内に配置しています。それらの中で、2つの新しい共通視差と固有運動(CPPM)のコンパニオンが、プライマリから約3\、arcsec離れていることがわかりました。近くの($d=14.98$\、pc)F1星のCPPMコンパニオンである\object{HD105452B}は、すでに\textit{HubbleSpaceTelescope}で画像化されており、\textit{Gaia}データで確認されています。測光的にM4ドワーフとして分類されています。もう1つのCPPMコンパニオンである\object{SCRJ1214-2345B}は、M4.5矮星を$d=10.77$\、pcで周回しており、これまでに\textit{Gaia}によって行われた最もかすかな褐色矮星の発見を表しています。また、VISTA半球調査によって画像化され、近赤外線で部分的に検出されました。私たちの測光分類は、T1$\pm$3の不確実なスペクトルタイプにつながり、分光学的フォローアップによって確認する必要があります。

パーカーソーラープローブによって測定されたスイッチバックの内部および近くのマルチスケール太陽風乱流特性

Title Multiscale_Solar_Wind_Turbulence_Properties_inside_and_near_Switchbacks_measured_by_Parker_Solar_Probe
Authors Mihailo_M._Martinovi\'c,_Kristopher_G._Klein,_Jia_Huang,_Benjamin_D._G._Chandran,_Justin_C._Kasper,_Emily_Lichko,_Trevor_Bowen,_Christopher_H._K._Chen,_Lorenzo_Matteini,_Michael_Stevens,_Anthony_W._Case,_and_Stuart_D._Bale
URL https://arxiv.org/abs/2103.00374
パーカーソーラープローブ(PSP)は、太陽から0.3au未満の距離で太陽風の磁場の偏向を定期的に観測します。これらのたわみは、一般に「スイッチバック」(SB)と呼ばれる構造に関連しており、その起源と特性は現在議論されています。ここでは、視覚的に選択されたSB間隔(および各SBの直前と直後に測定された太陽風プラズマの領域)のデータベースを使用して、プラズマパラメータ、慣性から散逸スケールまでの乱流スペクトル、およびこれらの間隔における間欠効果を調べます。垂直確率的加熱速度や乱流スペクトル勾配などの多くの特徴は、SBの内側と外側でかなり類似していることがわかります。ただし、慣性範囲と散逸範囲の間の特徴的なブレークスケールなどの重要な運動特性は、これらの間隔の内側と外側で異なります。間欠性のレベルも異なります。これは、SBの内部とその近接で特に強化され、おそらく磁場が原因です。エッジで観測された速度せん断。SBの内側と外側のプラズマは、ほとんどの場合、同じストリームに属し、これらの構造の進化は、SBエッジの小規模構造を支配する動的プロセスによって制御されている可能性が高いと結論付けています。

光星IIのフレア活動と磁気的特徴分析:準巨星枝

Title Flare_Activity_and_Magnetic_Feature_Analysis_of_the_Flare_Stars_II:_Sub-Giant_Branch
Authors Hadis_Goodarzi,_Ahmad_Mehrabi,_Habib_G.Khosroshahi,_Han_He
URL https://arxiv.org/abs/2103.00478
主にFおよびGスペクトル型からの準巨星の磁気活動とフレア特性の調査を提示し、その結果を主系列(MS)星と比較します。ケプラーミッションからの準巨星枝(SGB)上の352個の星の光度曲線を分析して、磁気構造の安定性、相対的な範囲、コントラスト、および3つのフレアインデックスを使用したフレア特性を推測します。結果は次のことを示しています:(i)対流層の深化とより激しい磁場生成により、フレアの速度、パワー、大きさとともに磁気的特徴の相対的な範囲とコントラストが増加します(ii)SGBのF型とG型の星は、回転速度への依存性を示さず、飽和レジームに従わない。これは、G型、K型、M型の星がロスビー数に明確に依存している主系列星で見たものとは逆です。(iii)磁気的特徴の安定性とそれらの相対的な被覆率およびコントラストの間の正の関係は、MSと比較して依存係数が低いものの、SGBでも当てはまります。(iv)SGB星の磁気プロキシとフレア指数は、対流層の相対質量の増加とともに増加します。

太陽周期21-24の間に超活動領域によって引き起こされる極端な宇宙天気イベント

Title Extreme_space_weather_events_caused_by_super_active_regions_during_solar_cycles_21-24
Authors Gui-Ming_Le,_Gui-Ang_Liu,_Ming-Xian_Zhao,_Tian_Mao_and_Ping-Guo_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2103.00670
$\ge$X5.0フレア、地上レベル増強(GLE)イベント、太陽周期21〜24の間に超活動領域(SAR)によって引き起こされた超地磁気嵐(Dst$\le$-250nT)を含む極端な宇宙天気イベントは勉強した。$\ge$X5.0太陽フレアの総数は62で、そのうち41はX5.0-X9.9フレアで、21は$\ge$X10.0フレアでした。$\ge$X5.0フレアの83.9\%がSARによって生成されたことがわかりました。X5.0-X9.9の78.05\%および$\ge$X10.0太陽フレアの95.24\%はSARによって生成されました。太陽周期21〜24の間に登録された46のGLE、および25のGLEはSARによって引き起こされ、GLEの54.3\%がSARによって引き起こされたことを示しています。太陽周期21〜24の間に24の超地磁気嵐が記録され、そのうちの12はSARによって引き起こされました。つまり、超地磁気嵐の50%はSARによって引き起こされました。29個のSARのみが$\ge$X5.0フレアを生成でき、15個のSARがGLEを生成でき、10個のSARが超磁気嵐を生成できることがわかっています。51のSARのうち、33のSARだけが少なくとも1つの極端な宇宙天気イベントを生成できますが、残りの18のSARはどれも極端な宇宙天気イベントを生成できません。SARは4つしかなく、それぞれが$\ge$X5.0フレアだけでなく、GLEイベントや超地磁気嵐も発生させる可能性があります。SARによって引き起こされた極端な宇宙天気イベントのほとんどは、特にGLEイベントと超地磁気嵐の場合、太陽周期22と23の間に現れました。SARによって引き起こされた極端な宇宙天気イベントの発生源の場所の縦方向の分布も研究されました。

BG Ind:最も近い皆既日食のコンパクトな階層型4重システム

Title BG_Ind:_the_nearest_doubly_eclipsing,_compact_hierarchical_quadruple_system
Authors T._Borkovits,_S._A._Rappaport,_P._F._L._Maxted,_I._Terentev,_M._Omohundro,_R._Gagliano,_T._Jacobs,_M._H._Kristiansen,_D._LaCourse,_H._M._Schwengeler,_A._Vanderburg,_M._G._Blackford
URL https://arxiv.org/abs/2103.00925
BGIndは、1。46日の軌道にあるF型星のペアで構成される、よく研究された明るい近くのバイナリです。TIC229804573(別名BGInd)のTESS光度曲線で、0。53日でシステム内の2番目の食変光星を発見しました。最近のTESSとアーカイブの地上ベースの測光および視線速度データのその後の分析は、2つのバイナリが721日間、適度に離心率の軌道で重力的に束縛されていることを明らかにしています。PARSECの使用と組み合わせて、TESSと地上のアーカイブデータ、TESSライトカーブ、アーカイブの視線速度データ、およびスペクトルエネルギー分布に基づいて、両方のバイナリの日食タイミング変動曲線の共同分光光力学的分析の結果を提示します。恒星の等時線。より明るいバイナリAは、1.32と1.43$M_\odot$の洗練された質量、および1.59と2.34$R_\odot$の半径を持つ、わずかに進化したF型星で構成されていることを発見したBGIndの以前の研究を確認します。これまで知られていなかったバイナリBには、0.69と0.64$M_\odot$の2つの質量の小さい星と、0.64と0.61$R_\odot$の半径があります。私たちが議論するいくつかの異なる議論に基づいて、3つの軌道面は17$^\circ$以内に整列している可能性が高いと結論付けます。

共振摂動を排除するための正準変換I

Title A_canonical_transformation_to_eliminate_resonant_perturbations_I
Authors Barnab\'as_Deme,_Bence_Kocsis
URL https://arxiv.org/abs/2103.00013
ほぼ共振摂動を受ける主要な次数で作用角変数を認める力学系を研究します。摂動されていないシステムを特徴付ける周波数が共振していない場合、長期の動的進化は、高周波角度にわたる軌道平均化によって統合され、それによって摂動の軌道平均効果を進化させることができます。このような積分器は、軌道平均量から高周波変数を排除する正準変換を介して構築できることはよく知られています。天体力学におけるこのアルゴリズムの例は、フォンザイペル変換です。ただし、摂動が共振の内側または近くにある場合、つまり、摂動されていないシステムの周波数が釣り合っている場合、これらの正準変換は発散の影響を受けます。発散に遭遇することなくハミルトニアンの高周波位相変数を排除する正準変換を紹介します。これは、行儀の良いシンプレクティック積分器につながります。共鳴摂動調和振動子と平均運動共鳴における重力3体問題の2つの例を通してアルゴリズムを示します。

スターリンクコンステレーションのレーザー衛星間リンク

Title Laser_Inter-Satellite_Links_in_a_Starlink_Constellation
Authors Aizaz_U._Chaudhry,_Halim_Yanikomeroglu
URL https://arxiv.org/abs/2103.00056
レーザー衛星間リンク(LISL)は、SpaceXのスターリンクのフェーズIなど、今後の衛星コンステレーションの衛星間で想定されています。コンステレーション内で、衛星は同じ軌道面または異なる軌道面にある他の衛星とLISLを確立できます。コンステレーション内の衛星の位置とLISLの期間に基づいて、LISLの分類を示します。次に、スターリンクのフェーズIに衛星コンステレーションを使用して、衛星のLISL範囲を変更した場合に、他の衛星と確立できるさまざまなタイプのLISLの数に与える影響を調べます。恒久的なLISLに加えて、軌道面を横切る衛星間でかなりの数の一時的なLISLが観測されます。このようなLISLは、次世代の光無線衛星ネットワーク内で低遅延パスを実現する上で重要な役割を果たすことができます。

跳ねる宇宙の動的ブラックホール

Title Dynamical_black_hole_in_a_bouncing_universe
Authors Daniela_P\'erez,_Santiago_E._Perez_Bergliaffa,_Gustavo_E._Romero
URL https://arxiv.org/abs/2103.00108
古典的な跳ね返る宇宙論モデルのためにMcVittie時空の因果構造を分析します。特に、メトリックのトラッピングホライズンを計算し、バウンスが発生する前、最中、および後に放射状ヌル測地線の軌道を統合します。バウンスが発生するまでの収縮段階では、動的ブラックホールが存在します。宇宙が特定の最小スケールに達すると、トラップの地平線は消え、ブラックホールは存在しなくなります。バウンス後、中央の弱い特異点は裸になります。拡大段階では、宇宙時間の大きな正の値の場合、ヌル測地線の動作は、解にブラックホールが含まれていることを示します。これらの結果は、収縮宇宙も膨張宇宙も常にブラックホールに対応できないことを示唆しています。

スカラーテンソル重力理論における重力波宇宙論的距離

Title Gravitational-wave_cosmological_distances_in_scalar-tensor_theories_of_gravity
Authors Gianmassimo_Tasinato,_Alice_Garoffolo,_Daniele_Bertacca,_Sabino_Matarrese
URL https://arxiv.org/abs/2103.00155
スカラーテンソル重力理論における高周波重力波(GW)の伝搬を解析し、GW測定から推測される宇宙距離の特性を調べることを目的としています。対称性の原理を使用して、GWが光速で移動すると仮定して、GW線形化方程式とGWエネルギー運動量テンソルの最も一般的な構造を最初に決定します。修正ニュートン効果は少数のパラメーターでエンコードされ、共変量の設定で重力子数の保存を保証するための条件を研究します。次に、一般的な発見を、摂動された宇宙論的時空を伝搬するGWの場合に適用し、GWの光度距離$d_L^{({\rmGW})}$とGWの角距離$d_A^{の式を導き出します。({\rmGW})}$。Etherington相互法則$d_L^{({\rmGW})}\、=\、(1+z)^2\、d_A^{({\rmGW})}$の有効性を初めて証明しますスカラーテンソルフレームワーク内の摂動宇宙の場合。GWの光度距離に加えて、GWの角距離も一般相対性理論に関して変更できることがわかります。マルチメッセンジャーイベント中に同時に放出されるレンズ付きGWとレンズ付き光子の時間遅延に焦点を当てて、重力レンズ効果に対するこの結果の影響について説明します。修正ニュートン効果がGW時間遅延式の異なる係数間でどのように補償されるかを明示的に示します。因果関係の制約と一致して、レンズ付きGWはレンズ付き電磁対応物と同時に到着します。

ヒッグスインフレーションの進展

Title Progress_in_Higgs_inflation
Authors Dhong_Yeon_Cheong,_Sung_Mook_Lee,_and_Seong_Chan_Park
URL https://arxiv.org/abs/2103.00177
ヒッグス-$R^2$インフレ、原始ブラックホール生成、および$R^3$項に焦点を当てて、ヒッグスインフレの最近の進展をレビューします。

分割SU(2)ゲージボソンからのベクトル暗黒物質

Title Vector_dark_matter_from_split_SU(2)_gauge_bosons
Authors Zexi_Hu,_Chengfeng_Cai,_Yi-Lei_Tang,_Zhao-Huan_Yu,_Hong-Hao_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2103.00220
エキゾチックなダークSU(2)ゲージ群を持つベクトル暗黒物質モデルを提案します。対称性を自発的に破るために、2つのヒッグストリプレットが導入されています。暗いゲージボソンはすべて巨大になり、最も明るいボソンは実行可能なベクトルDM候補です。その安定性は、残りのZ_2対称性によって保証されます。ヒッグス測定データ、暗黒物質の遺物密度、および直接および間接の検出実験によって制約されるパラメーター空間を研究します。すべての制約を満たす多数のパラメーターポイントが見つかり、それらは将来の実験でさらにテストされる可能性があります。同様の方法論を使用して、任意のSO(N)ゲージグループからベクトル暗黒物質モデルを構築できます。

太陽極小期における太陽圏電流シートの波紋:緯度と過渡的流出への依存性

Title Ripples_in_the_Heliospheric_Current_Sheet_at_Solar_Minimum:_Dependence_on_Latitude_and_Transient_Outflows
Authors R._Laker,_T._S._Horbury,_S._D._Bale,_L._Matteini,_T._Woolley,_L._D._Woodham,_J._E._Stawarz,_E._E._Davies,_J._P._Eastwood,_M._J._Owens,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini,_I._Richter,_D._Heyner,_C._J._Owen,_P._Louarn,_A._Federov
URL https://arxiv.org/abs/2103.00230
パーカーソーラープローブ(PSP)、ソーラーオービター(SO)、ベピコロンボの最近の打ち上げは、いくつかの古い宇宙船とともに、複数の緯度と太陽からの距離で同時に太陽風を研究する機会を提供しました。このユニークな宇宙船の星座と、2020年5月から7月までの2回の太陽の自転にわたる低い太陽活動を利用して、太陽圏電流シート(HCS)構造が緯度によってどのように変化するかを調査します。いくつかの宇宙船からの極性と太陽風速を太陽のソース表面に弾道的にマッピングすることにより、内部太陽圏のセクター構造を視覚化します。この観測されたセクター構造と境界の局所的な向きを、予測されたHCSと比較します。HCSの微細な波紋は、経度が数度まで解決できることを示しています。太陽風の速度は、磁気の極性を変えずに、宇宙船がHCSの近くにあるときの有用な指標です。セクター境界の局所的な方向は、HCSの形状とほぼ一致していましたが、ストリームの相互作用領域からの圧縮のために急勾配になっていることがわかりました。HCSの交差に関連するいくつかの一時的な磁気雲を特定し、これらが通過後5日までローカルHCSの向きを乱す可能性があることを示しましたが、HCSの位置に大きな影響はありませんでした。この宇宙船の星座は、弾道マッピングとともに、共回転構造と過渡構造を区別しながら、経度と緯度が数度のスケールでHCSの構造を明らかにすることができます。これにより、$\pm10^{\circ}$緯度内の太陽風の正確な表現も提供されます。これは、太陽風モデルおよび将来の宇宙天気予報に対するより厳密な制約として使用できます。将来的には、SOの軌道がより傾斜するにつれて、この緯度の範囲は拡大するでしょう。

有限差分法のための再帰的なシステムフリーのシングルステップ時間離散化法

Title A_recursive_system-free_single-step_temporal_discretization_method_for_finite_difference_methods
Authors Youngjun_Lee,_Dongwook_Lee,_and_Adam_Reyes
URL https://arxiv.org/abs/2103.00414
偏微分方程式(PDE)のシングルステージまたはシングルステップの高次時間離散化は、計算リソースを効率的に使用して、時間内に高次の精度を提供する上で大きな期待を示しています。偏微分方程式の有限体積法(FVM)離散化のためのそのような方法の開発には多くの成功がありました。ピカード積分定式化(PIF)により、このような単一段階の時間的方法が有限差分法(FDM)の離散化に利用できるようになりました。PIF法は、いわゆるLax-Wendroff手続きに依存して、支配的なPDEシステムを介して空間微分と時間微分を緊密に結合し、時間内に高次のテイラー級数展開を構築します。時間的に3次より高くなるには、ヤコビアンのような微分テンソルベクトル収縮の計算がますます大きくなる必要があり、そのようなスキームの複雑さが大幅に増します。そのために、この論文では、偏微分方程式(PDE)のシステムに完全に依存せずに必要な収縮を容易かつ効率的に計算する、離散ヤコビ演算子の再帰的適用を通じてこれらのテンソル収縮を計算する方法を示します。

その場宇宙計装のためのリアルタイムイオン同定とエネルギー測定のための新しい技術

Title A_novel_technique_for_real-time_ion_identification_and_energy_measurement_for_in_situ_space_instrumentation
Authors F._Gautier_(1),_A._Greeley_(2),_S._G._Kanekal_(2),_T._Isidori_(1),_G._Legras_(1),_N._Minafra_(1),_A._Novikov_(1),_C._Royon_(1),_Q._Schiller_(3)_((1)_University_of_Kansas,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_Space_Science_Institute_Boulder)
URL https://arxiv.org/abs/2103.00613
AGILE(AdvancedenerGeticIoneLectrontElescope)プロジェクトは、宇宙の荷電粒子とイオンの強度を測定するためのコンパクトで低コストの宇宙ベースの機器の開発に焦点を当てています。高速シリコンセンサーとカスタムフロントエンド電子機器の多層を使用して、この機器は、HからFeまでの多種多様な元素と、核子あたり1から100MeVまでのエネルギーにまたがるリアルタイムの粒子識別用に設計されています。この研究で提案された堅牢な方法は、シリコン層を通過する荷電粒子(イオン)によって生成される電子信号の重要な定義機能を使用して、その場で粒子を確実に識別および特性評価します。アジャイルは、このリアルタイムのパルス形状識別技術を宇宙ベースの機器で初めて使用します。

トポロジーの変化、新たな対称性、コンパクト星の問題

Title Topology_change,_emergent_symmetries_and_compact_star_matter
Authors Yong-Liang_Ma,_Mannque_Rho
URL https://arxiv.org/abs/2103.00744
トポロジー効果は、強く相関する物性物理学で広く研究され、確認されています。QCDの色数制限が大きい場合、バリオンはトポロジカルオブジェクト(スキルミオン)と見なすことができ、バリオン物質はスキルミオン物質と見なすことができます。この論文では、高密度核物質へのスキルミオンアプローチから得られたロバストな入力で構築された高密度コンパクト星物質の一般化された有効場の理論をレビューします。高密度での可能な「緊急」スケールと局所フレーバー対称性に依存します。すべての核物質飽和密度$n_0$から$n_0$の数倍までの特性は、かなりよく説明できます。この理論のユニークで斬新で非正統的な特徴は、疑似共形音速$v^2_{の早熟な外観です。s}/c^2\約1/3$、システムのエネルギー運動量テンソルの消失しないトレース。低エネルギー定数の密度スケーリングでエンコードされたトポロジー変化は、のクォークハドロン連続性として解釈されます。巨大なコンパクト星にアクセスする際の密度$\gsim2n_0$でのチェシャーキャット原理(CCP)の感覚。GW170817とGW190425からのデータでアプローチに立ち向かいます。

CH $ ^ + $-HeおよびCH $ ^ + $ -He $ _4 $複合体の振動分光法

Title Rovibrational_spectroscopy_of_the_CH$^+$-He_and_CH$^+$-He$_4$_complexes
Authors Thomas_Salomon,_Jos\'e_L._Dom\'enech,_Philipp_C._Schmid,_Ernest_A._Michael,_Stephan_Schlemmer,_Oskar_Asvany
URL https://arxiv.org/abs/2103.00957
極低温22極イオントラップ装置を卓上パルスIR光源と組み合わせて使用​​し、4Kでの前解離分光法によって弱く結合したCH$^+$-HeおよびCH$^+$-He$_4$錯体をプローブします。CH伸縮振動の赤外光解離スペクトルは、2720〜2800cm$^{-1}$の範囲で記録されます。CH$^+$-Heのスペクトルは、2745.9cm$^{-1}$にバンド起点を持つ、ほぼ扁長な上部の垂直遷移を示し、T字型構造を持っていることを確認します。CH$^+$-He$_4$の場合、この偏平な上部の対称軸に沿ったC-Hストレッチにより、平行遷移が発生します。

CN +の基本振動帯域の高分解能赤外作用分光法

Title High-resolution_infrared_action_spectroscopy_of_the_fundamental_vibrational_band_of_CN+
Authors Jose_L._Domenech,_Oskar_Asvany,_Charles_R._Markus,_Stephan_Schlemmer,_Sven_Thorwirth
URL https://arxiv.org/abs/2103.00962
$^{12}$C$^{14}$N$^+$および$^{12}$C$^{15}$N$^+$カチオンの基本的な振動モードの回転-振動遷移はアクション分光法を備えた極低温イオントラップ装置を使用して初めて観測されました。$^{12}$C$^{14}$N$^+$の行P(3)からR(3)および$^{12}$C$^のR(1)からR(3){15}$N$^+$が測定されましたが、トラップ温度は約4Kで、赤外線レーザーの調整範囲は制限されています。分光パラメータは、バンドの原点がそれぞれ2000.7587(1)および1970.321(1)cm$^{-1}$である両方の同位体、および新しいデータと文献データを組み合わせた同位体に依存しない適合について示されています。

重力波乱流シミュレーションにおけるスカラー、ベクトル、およびテンソルモード

Title The_scalar,_vector,_and_tensor_modes_in_gravitational_wave_turbulence_simulations
Authors Axel_Brandenburg,_Grigol_Gogoberidze,_Tina_Kahniashvili,_Sayan_Mandal,_Alberto_Roper_Pol,_Nakul_Shenoy
URL https://arxiv.org/abs/2103.01140
電弱相転移や量子色力学相転移などの宇宙論的相転移に存在すると考えられる原始乱流から発生する重力波(GW)信号を研究します。ヘリシティの有無、流体の動きによって引き起こされる純粋な流体力学的乱流、乱流の性質に応じてエネルギーが運動エネルギーまたは磁気エネルギーのいずれかによって支配される磁気流体力学的乱流など、原始乱流のさまざまなモデルを検討します。また、らせん乱流などのパリティ違反ソースによって生成された円偏波GWについても研究します。私たちの最終的な目標は、さまざまなクラスの乱気流を通じてGW生産の効率を決定することです。GWのエネルギーとひずみは、テンソルモードの振幅がほとんどの波数で比較的小さいにもかかわらず、音響乱流または非回転乱流に対して大きくなる傾向があることがわかります。非常に小さい波数でのみ、スペクトルテンソルモードが重要になります。これは、その場合の効率的なGW生成を説明している可能性があります。

$ \ beta $ -Palatiniインフレアトラクタの関数再構築

Title $\beta$-function_reconstruction_of_Palatini_inflationary_attractors
Authors Alexandros_Karam,_Sotirios_Karamitsos,_Margus_Saal
URL https://arxiv.org/abs/2103.01182
アトラクタインフレは、潜在的な詳細に影響されないインフレモデルを開発するための特に堅牢なフレームワークです。このようなモデルは、重力のメートル法の定式化で最もよく考慮されます。ただし、非最小モデルは、接続がメトリックに依存しないパラティーニ形式では、必ずしもアトラクタの性質を維持するとは限りません。この作業では、$\beta$関数形式を使用して、メトリックアプローチとPalatiniアプローチの両方でインフレモデルの強い結合限界を分類します。さらに、現在の精度内でメートル法とパラティーニ法で理論を観察的に区別できないようにする非最小結合の値の範囲を決定します。最後に、$\beta$関数の明示的な形式を課すことにより、$\xi$-アトラクターのヨルダンフレームの可能性を再構築し、メトリックまたはパラティーニの選択が理論のインフレ観測量に与える影響を示します。