マルチトレーサー強度マッピング：相互相関、ラインノイズ、非相関
線強度マッピング（LIM）は、多周波、低角度分解能のマップを使用して、宇宙論と銀河形成を制約するための急速に出現している手法です。多くのLIMアプリケーションは、2つの線強度マップ、または銀河調査または銀河/CMBレンズを使用した強度マップの相互相関に決定的に依存しています。これらすべての相互相関を予測し、3D赤方偏移空間および2D投影マップの共同分析を可能にする、一貫したハローモデルを提示します。複数の銀河線の光度間の相関散乱を一貫して説明するために、条件付き光度関数の形式を複数線の場合に拡張します。これにより、2つの線強度マップ間のスケール依存の非相関をモデル化できます。これは、前景の除去と、クロススペクトルから自動スペクトルを推定するアプローチの重要な入力です。これにより、LIMの相互相関により、LIM自動スペクトルではアクセスできない星間物質の天体物理学的特性を明らかにすることもできます。LIMの光度散乱または「ラインノイズ」のさまざまな原因を明らかにし、1-ハローおよびギャラクシーショットノイズの項に対するそれらの影響を明らかにします。特に、ハローの有効数密度が銀河の有効数密度を超える場合があることを、直感に反して示します。観測およびシミュレーション入力を使用して、H$\alpha$、[Oiii]、Lyman-$\alpha$、CO、および[Cii]ラインにこのハローモデルを実装します。観測者とシミュレーターは、可能な限り、線のペアの銀河光度相関係数を測定することをお勧めします。私たちのコードはhttps://github.com/EmmanuelSchaan/HaloGen/tree/LIMで公開されています。コンパニオンペーパーでは、このハローモデルの形式とコードを使用して、LIMの宇宙論と天体物理学の間の縮退を強調し、LIMの観測量を銀河の検出と比較して多数の調査を行います。
線強度マッピングと銀河調査からの天体物理学と宇宙論
線強度マッピング（LIM）は、遠くのかすかな銀河を効率的に観測し、高赤方偏移で物質密度フィールドをマッピングすることを提案しています。コンパニオンペーパーの形式主義に基づいて、最初にLIMの宇宙論と天体物理学の間の縮退を強調します。平均強度と赤方偏移空間パワースペクトルの測定から何を制約できるかについて説明します。十分なスペクトル分解能があれば、2ハロ項の大規模な赤方偏移空間の歪みを測定でき、バイアスと平均強度の間の縮退を解消するのに役立ちます。より高いスペクトル分解能で、小規模な赤方偏移空間の歪みを測定すると、1-ハローとショットノイズの項が解きほぐされます。外部銀河カタログまたはレンズ調査との相互相関は、縮退をさらに破壊します。SPHEREx、HETDEX、CDIM、COMAP、CONCERTOと同様の実験の要件を導き出します。次に、天体物理学と宇宙論について、銀河の検出と比較した、LIMの観測量の最適性の問題を再検討します。整合フィルターを使用して、個々の光源の光度検出しきい値を計算します。LIMには、高ノイズまたは高混乱の領域で、検出するには弱すぎる銀河に関する情報が含まれていることを示します。検出されたソースのスパース性とクラスタリングバイアスを定量化し、それらをLIMと比較します。この場合、LIMが物質密度のより優れたトレーサーであることを示しています。宇宙分散、ピクセル間の相関、光度に依存するクラスタリングバイアス、赤方偏移歪みの影響など、フーリエスケールの関数としてこれらの質問に答えることで、以前の作業を拡張します。
宇宙論的相転移のバウンスアクションを見つけるための新しい高速な方法であるOptiBounceアルゴリズムを紹介します。これは、Coleman、Glaser、およびMartinによって提案された「削減された」最小化問題の直接的な解決によって行われます。アクションに新しい式を使用することにより、私たちの方法は、この式に基づく他のアルゴリズムで使用される再スケーリングステップを回避します。バウンスパスは、疑似スペクトルガウス-レジェンドレコロケーションスキームを使用して表され、コロケーション係数に対する非線形最適化問題につながります。この問題の効率的な解決策は、自動微分、スパース行列表現、および大規模非線形計画法の最近の進歩によって可能になります。アルゴリズムは、異なる温度で動作しているときに計算のインスタンス間でモデルの初期化作業を共有することにより、核生成温度を見つけるために最適化されています。最大20のスカラー場を持つポテンシャルの範囲に関する数値結果を提示し、既存のコードとのO（1％）の一致と、非常に好ましいパフォーマンス特性を示します。
Abell 1775の中心部での非熱的現象：800 kpcのヘッドテール、復活した化石プラズマ、およびパチンコのラジオハロー
| Title |
Non-thermal_phenomena_in_the_center_of_Abell_1775:_800_kpc_head-tail,_revived_fossil_plasma,_and_slingshot_radio_halo |
| Authors |
A._Botteon,_S._Giacintucci,_F._Gastaldello,_T._Venturi,_G._Brunetti,_R._J._van_Weeren,_T._W._Shimwell,_M._Rossetti,_H._Akamatsu,_M._Br\"uggen,_R._Cassano,_V._Cuciti,_F._de_Gasperin,_A._Drabent,_M._Hoeft,_S._Mandal,_H._J._A._R\"ottgering,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01989 |
銀河団の中心にある熱ガスは、寒冷前線として知られる表面輝度と温度の不連続性を生成する実質的な動きを示す可能性があります。モーションは、システムのクールコアを維持するマイナーまたは軸外の合併によってトリガーされる場合があります。熱ガスのダイナミクスは、銀河団ガス（ICM）からの電波放射を生成し、クラスターの電波源の進化に影響を与える可能性もあります。熱成分と非熱成分の関係を調査する目的で、拡張されたヘッドテール電波銀河をホストすることが知られている$z=0.072$のあいまいな動的状態のシステムであるAbell1775の中央領域を研究します。その中心。LOFAR144MHz、GMRT235MHzと610MHz、およびVLA1.4GHz無線データを伴う深い（100ks）チャンドラ観測を利用しました。X線の表面輝度には、温度マップと疑似エントロピーマップに反映されているスパイラル状のパターンがあります。さらに、ICMの弧状の寒冷前線を特徴づけます。これらの機能は、パチンコガステールシナリオのコンテキストで解釈されます。寒冷前線の位置でヘッドテール電波銀河の構造が「壊れ」、おそらくその急勾配で湾曲したスペクトルのために、低周波数でのみ検出される拡張を示しています。粒子の再加速がこの尾の外側の領域で発生していると推測されます。これは、合計で$\sim800$kpcの予測サイズをカバーします。また、弧状の寒冷前線に囲まれた中央の拡散電波源とともに、クラスターコアで超急峻なスペクトルの電波放射を伴う復活した化石プラズマの発見を報告します。この作業で報告された結果は、クラスター中心の熱成分と非熱成分の間の相互作用と、さまざまなスケールでのICMでの進行中の粒子再加速の存在を示しています。
宇宙せん断推定に対する重複するソースの影響：統計的感度とピクセルノイズバイアス
| Title |
Effects_of_overlapping_sources_on_cosmic_shear_estimation:_Statistical_sensitivity_and_pixel-noise_bias |
| Authors |
Javier_Sanchez,_Ismael_Mendoza,_David_P._Kirkby,_and_Patricia_R._Burchat_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02078 |
ステージIVの画像調査では、宇宙論的に有用な情報のかなりの量は、その画像が空の他の情報源の画像と重なっている情報源によるものです。宇宙せん断信号は、主に観測された銀河の推定された形状にエンコードされているため、重なりによって直接影響を受けます。フィッシャー形式に基づくフレームワークを導入して、宇宙せん断の推定に対する重複するソース（ブレンド）の影響を分析します。ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）については、混合による10年間の調査の統計的感度の予想損失を示します。全深度LSST画像で検出される可能性が高い銀河の約62％について、それらのピクセルのフラックスの少なくとも1％が重複するソースからのものであることがわかります。また、重なり合う銀河の測定値と、それらが存在するためにショットノイズレベルが高くなることとの間の統計的相関により、銀河の有効数密度$N_{eff}$が$\sim$18％減少することもわかりました。。$r$バンドで1分あたり39.4個の銀河の$N_{eff}$の上限を計算します$^2$。恒星密度の変化が$N_{eff}$に与える影響を調査し、調査を銀河系の緯度を下げることによる収穫逓減を説明します。フィッシャー形式を拡張して、最尤（ML）形状推定量のブレンドによるピクセルノイズバイアスの増加を予測します。ノイズバイアスは、特定の形状推定量と使用されるアンサンブル平均形状の測定値、およびサイズや光度などの赤方偏移に依存する量を含む銀河の特性に敏感であることがわかります。推定されたバイアスの大きさとこれらの多くの依存関係に基づいて、宇宙せん断のLSST測定に必要な感度では、シミュレーションを使用してMLせん断推定器のノイズバイアスを推定することは不可能であると結論付けます。
SNe IaPantheonサンプルのハッブル定張力について
| Title |
On_the_Hubble_constant_tension_in_the_SNe_Ia_Pantheon_sample |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Biagio_De_Simone,_Tiziano_Schiavone,_Giovanni_Montani,_Enrico_Rinaldi_and_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02117 |
Ia型超新星（SNeIa）とプランク測定の間のハッブル定数（$H_0$）の張力は、4〜6$\sigma$の範囲です。この緊張を調査するために、SNeIaの最大のコンパイルであるパンテオンサンプルを3、4に分割することにより、$\Lambda$CDMモデルと$w_{0}w_{a}$CDMモデルの$H_{0}$を推定します。、20および40ビン。抽出された$H_{0}$値を、レッドシフトの進化を模倣する関数に適合させます。$g（z）={H_0}（z）=\tilde{H}_0/（1+z）^\alpha$、ここで$\alpha$は進化的パラメーターを示し、$\tilde{H}_0=H_0$は$z=0$を示します。SNeIaの絶対等級を、$H_0=73.5\、\、\textrm{kms}^{-1}\、\textrm{Mpc}^{-1}$となるように設定し、$の基準値を固定します。\Omega_{0m}^{\LambdaCDM}=0.298$および$\Omega_{0m}^{w_{0}w_{a}CDM}=0.308$。$H_0$は赤方偏移とともに進化し、ゆっくりと減少する傾向を示し、$\alpha$係数は1.2から2.0$\sigma$までのみゼロと一致していることがわかります。$\alpha$係数は3$\sigma$の0と互換性がありますが、これは宇宙論の結果に影響を与える可能性があります。$H_0（z=0）-H_0（z=1）=0.4\、\textrm{kms}^{-1}\、\textrm{Mpc}^{-1}$の変動を3で局所的に測定しますと4つのビン。${H_0}（z）$を最後の散乱面の赤方偏移である$z=1100$に外挿すると、宇宙論モデルやビンの数に関係なく、プランク測定と1$\sigma$で互換性のある$H_0$の値が得られます。調査した。したがって、$\Lambda$CDMモデルと$w_{0}w_{a}$CDMモデルの$H_0$テンションをそれぞれ$54\％$から$72\％$に減らしました。$H_0（z）$の減少傾向が現実である場合、それは天体物理学的選択効果または修正された重力が原因である可能性があります。
かんむり座コロナ超銀河団：接続性、崩壊、進化
| Title |
The_Corona_Borealis_supercluster:_connectivity,_collapse,_and_evolution |
| Authors |
Maret_Einasto,_Rain_Kipper,_Peeter_Tenjes,_Heidi_Lietzen,_Elmo_Tempel,_Lauri_Juhan_Liivam\"agi,_Jaan_Einasto,_Antti_Tamm,_Pekka_Hein\"am\"aki,_Pasi_Nurmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02326 |
かんむり座（CB）超銀河団の研究を紹介します。CBの高密度コアとその中で最も豊富な銀河団を決定し、それらの動的状態と銀河含有量を研究しました。クラスターの接続性を分析するために、スーパークラスター内のフィラメントを決定しました。CBの質量分布を球形崩壊モデルからの予測と比較し、CBの加速場を分析しました。CB（A2065、A2061、A2089、およびGr2064）のクラスターの周りの半径$R_{\mathrm{30}}$（密度コントラスト$\Delta\rho\approx30$に対応）で、銀河が見つかりました。分布は最小値を示しています。個々のクラスターの$R_{30}$値は、$3〜6$$h^{-1}$Mpcの範囲にあります。クラスターの半径（スプラッシュバック半径）は、$R_{\mathrm{cl}}\approx2-3$$R_{\mathrm{vir}}$の範囲にあります。投影された位相空間図と球形崩壊モデルとの比較は、$R_{\mathrm{30}}$領域がターンアラウンドを通過し、崩壊していることを示唆しています。クラスター内のGalaxyコンテンツは大きく異なります。クラスターA2061は、古い星の種族を持つ銀河の割合が最も高く、A2065は、若い星の種族を持つ銀河の割合が最も高くなっています。クラスター近くの長いフィラメントの数は、A2089の1つからA2061の5つまでさまざまです。将来の進化の間に、CBの主要部分のクラスターが融合し、近くの宇宙で最大の境界システムの1つを形成する可能性があります。クラスターGr2064を備えたCBの別の部分は、別個のシステムを形成します。現在の密度コントラスト$\Delta\rho\upperx30$の構造は、ターンアラウンドを通過し、赤方偏移$z\upperx0.3-0.4$で崩壊し始めました。観測とシミュレーションからの最も大規模な崩壊する超銀河団コアの数と特性の比較は、宇宙論的モデルのテストとして役立つかもしれません。
惑星系の観測された多重度と公転周期に対する恒星クラスタリングの影響
| Title |
The_Impact_of_Stellar_Clustering_on_the_Observed_Multiplicity_and_Orbital_Periods_of_Planetary_Systems |
| Authors |
Steven_N._Longmore_(1),_M\'elanie_Chevance_(2)_and_J._M._Diederik_Kruijssen_(2)_((1)_Liverpool_John_Moores_University,_(2)_Heidelberg_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01974 |
最近、恒星のクラスター化が惑星系の特性を形作る上で重要な役割を果たすことが示されました。惑星系の多重度分布と公転周期が、惑星ホスト系を取り巻く星の6D位相空間密度にどのように依存するかを調査します。高恒星位相空間密度環境（過密度）の星は、低恒星位相空間密度環境（フィールド）の星と比較して、単一惑星系の数が1.6〜2.0倍過剰であることがわかります。フィールドスターの周りの惑星の多重度分布は、過密度よりもはるかに平坦です（つまり、マルチ惑星系の割合が高くなります）。この結果は、主に次の事実を組み合わせたものです。（i）「ホットジュピター」（HJ）は、ほとんどが過密度に見られる。（ii）HJは、主に単一惑星系であることが観察されています。それでも、HJがほとんど含まれていないケプラーサンプルの惑星のみを考慮すると、多重度の違いはさらに顕著であることがわかります。これは、ケプラーの二分法（単一の通過する惑星を持つシステムの明らかな過剰）が、おそらく環境の摂動から生じていることを示唆しています。過密度では、単一惑星系の公転周期は、複数惑星系の公転周期よりも小さくなります。この違いは過密度でより顕著であるため、この効果の原因となるメカニズムは、恒星のクラスタリングによって強化される可能性があります。まとめると、惑星の多重度と公転周期の分布が恒星のクラスタリングに大きく依存していることは、惑星システムの形成と進化に対する環境の影響を診断するための潜在的に強力なツールを提供します。
隕石古地磁気学による原始太陽系星雲の歴史
原始太陽系星雲と原始惑星系円盤（PPD）の磁性の理解における最近の進歩をレビューします。理論、隕石の測定、および惑星の形成と星雲の進化に対する天文観測の影響について説明します。古地磁気測定は、太陽からの$\sim$1から3天文単位（AU）で0.54$\pm$0.21G、3から7AUで$\gtrsim$0.06Gの磁場が、>1.22および>251万年（Ma）それぞれ太陽系形成後。これらの強度は、典型的な天文学的に観測された原始星の降着率$\sim$10$^{-8}$M$_\odot$yr$^{-1}$を可能にするために予測された強度と一致しており、磁気が中心的な役割を果たしたことを示唆していますPPDにおける質量および角運動量輸送の変化。古地磁気学の研究はまた、この時までに分散した星雲ガスと一致して、それぞれ3.94および4.89Maまでの内側および外側の太陽系における<0.006Gおよび<0.003Gの磁場を示しています。これは、太陽系外惑星系円盤の観測された寿命に似ています。
月の起源
| Title |
Origin_of_the_Moon |
| Authors |
Robin_M._Canup,_Kevin_Righter,_Nicolas_Dauphas,_Kaveh_Pahlevan,_Matija_\'Cuk,_Simon_J._Lock,_Sarah_T._Stewart,_Julien_Salmon,_Raluca_Rufu,_Miki_Nakajima,_Tom\'a\v{s}_Magna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02045 |
地球と月のシステムはいくつかの点で珍しいです。月は地球の半径の約1/4であり、冥王星のカロン以外のすべての既知の衛星よりも衛星と惑星のサイズの比率が大きくなっています。月のコアは小さく、おそらく質量の約1％しかありませんが、地球のコアには質量の30％近くが含まれています。地球-月系は全角運動量が高く、月が形成されたときに急速に回転する地球を意味します。さらに、初期の月は暑く、少なくとも部分的には深いマグマオーシャンで溶けていました。これらすべての特徴を十分に説明できる月の起源のモデルの特定は、何十年にもわたる研究の焦点でした。
過去数年間で、太陽系外惑星の個体数の分布と惑星系の構造を理解する上で大きな進歩が見られました。ケプラーミッションによってかなり徹底的に調査された惑星系の内側<〜1AU領域に焦点を当てて、惑星統計の最近の進歩をレビューします。また、惑星の形成と動的進化に対するこれらの統計結果の理論的意味についても説明します。
スーパーアースLHS3844bの半球テクトニクス
| Title |
Hemispheric_Tectonics_on_super-Earth_LHS_3844b |
| Authors |
Tobias_G._Meier,_Dan_J._Bower,_Tim_Lichtenberg,_Paul_J._Tackley_and_Brice-Olivier_Demory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02374 |
岩石惑星の構造レジームは、基本的に、内部と大気の間の揮発性物質の長期的な進化と循環に影響を与えます。地球はアクティブなプレートテクトニクスを持つ唯一の既知の惑星ですが、太陽系外惑星の観測は太陽系を超えた構造レジームの多様性への洞察を提供するかもしれません。スーパーアースLHS3844bの熱位相曲線を観察すると、固体表面と実質的な大気の欠如が明らかになり、亜恒星と反恒星の点の間の温度コントラストは約1000Kです。ここでは、惑星の表面でこれらの制約を使用して制約を行います。内部流の数値モデルを使用したLHS3844bの内部ダイナミクスと構造レジーム。湧昇と湧昇がどのように組織化され、構造レジームがどのように現れるかを評価することにより、内部対流のスタイルを調査します。可動面を持つ3つの実行可能な対流レジームを発見します：（1）湧昇と湧昇の空間的に均一な分布、（2）昼側の顕著な湧昇と夜側の湧昇、（3）夜側の顕著な湧昇と昼側の湧昇。半球テクトニクスは、昼と夜の温度コントラストの直接的な結果として、レジーム（2）と（3）で観察されます。このような構造モードは、現在の太陽系には存在せず、太陽系外惑星の天体物理学的観測から推測されたことはありません。私たちのモデルは、地殻変動に関連する火山活動とガス放出の明確な予測を提供します。これは、位相曲線の二次的特徴を説明し、将来の観測がスーパーアース内部の多様性を制約することを可能にします。
DSHARP調査の超解像分析：下部構造は内部の30auで一般的です
| Title |
A_super-resolution_analysis_of_the_DSHARP_survey:_Substructure_is_common_in_the_inner_30_au |
| Authors |
Jeff_Jennings,_Richard_A._Booth,_Marco_Tazzari,_Cathie_J._Clarke,_Giovanni_P._Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02392 |
DSHARP調査は、大きくて明るい原始惑星系円盤のmmダスト分布における下部構造の遍在性を証明しました。興味深いことに、これらのデータセットには、CLEAN画像では復元されないさらに高解像度の情報が含まれています。最初に、CLEANアルゴリズムのさまざまな解像度の制限により、調査全体でCLEANビーム幅が平均係数1.16だけ効果的に増加することを確認します。次に、1Dの超解像コードFrankenstein（フランク）を使用して20のDSHARPソースすべてを分析し、可視性をCLEANより4.1長いベースラインの平均係数に正確に適合させます（フランクとCLEANの可視性適合エラーが存在するベースラインによって決定されます）<20％）。これにより、各光源の解像度の高い輝度プロファイルが得られ、複数のディスクで30auまでの新しい下部構造内部が識別されます。既知のギャップをより深く、より広く、より構造化されたものに解決する。リングは狭くて明るいことがわかっています。これらの輝度プロファイルを傾向に分類すると、調査のCLEAN画像の30auの内部の特徴の相対的な不足は、内部ディスク（またはコンパクトディスク）の下部構造の固有の希少性ではなく、分解能のアーティファクトであることがわかります。
木星障壁を横切る放射状輸送による炭素質コンドライトのハイブリッド降着
| Title |
Hybrid_accretion_of_carbonaceous_chondrites_by_radial_transport_across_the_Jupiter_barrier |
| Authors |
Elishevah_van_Kooten,_Martin_Schiller,_Frederic_Moynier,_Anders_Johansen,_Troels_Haugboelle_and_Martin_Bizzarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02393 |
コンドライト成分の起源とそれらの降着経路を理解することは、原始惑星系円盤における物質移動の大きさ、地球型惑星領域の降着の歴史、ひいてはそのプレバイオティクスの目録を解明するために重要です。ここでは、比較的変化のないCVコンドライトLeovilleから、質量に依存しないCrおよび質量に依存するZn同位体組成を通じて、元の成分の遺産を追跡します。これらのコンドライト画分を詳細に調査すると、コンドリュールのタマネギ殻構造が明らかになります。これは、54Crおよび66Znに富む火成岩の縁と、細粒のダストの外側コーティングに囲まれた54Crおよび66Znの少ないコアによって特徴付けられます。これは、これらの炭素質コンドライトの降着領域への54Crおよび66Znに富むCIのような材料の漸進的な添加として解釈されます。我々の発見は、より変化したCVコンドライトからのコンドリュールで観察されたCr同位体範囲は、二次変化中のコンドリュールとマトリックス間の化学平衡の結果であることを示しています。レオビルコンドリュールのコアの54Crに乏しい性質は、内側の太陽系での形成と、それに続く木星の障壁を越えた大量の外向きのコンドリュール輸送を意味します。同時に、CIのような塵が内側に移動します。降着する地球は、ディスクの寿命内にこのメカニズムを通じてCIのような塵を獲得したことを提案します。コンドリュールとマトリックスのこの放射状の混合は、木星が効率的なバリアとして機能し、提案された非炭素質および炭素質コンドライトの二分法を長期間維持する能力が限られていることを示しています。最後に、現在の天体物理学モデルも考慮して、CVコンドライト親体の太陽系の内側と外側の両方の起源を調べます。
ガスジャイアント惑星の急速な形成に対するガスディスク重力不安定性へのアプローチの影響。 II。 4倍の空間分解能
| Title |
The_Effect_of_the_Approach_to_Gas_Disk_Gravitational_Instability_on_the_Rapid_Formation_of_Gas_Giant_Planets._II._Quadrupled_Spatial_Resolution |
| Authors |
Alan_P._Boss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02566 |
観測は、ガスディスクの重力の不安定性が、巨大なまたは広い軌道のガス巨大太陽系外惑星の形成を説明するかもしれないという仮説を支持します。$\sim$20au以内を周回する木星質量系外惑星に関する状況はより不確実です。理論モデルは、ガスの熱力学の数値処理に起因することが多い発散的な評価をもたらします。Boss（2019）は、$\beta$冷却近似を使用して、1$M_\odot$原始星の周りに4から20auまで伸びる0.091$M_\odot$の初期質量を持つディスクの進化の3次元流体力学的モデルを計算しました。モデルは、広範囲（1から100）の$\beta$冷却パラメーターを考慮し、$Q_i=2.7$（重力的に安定）の初期最小Toomre安定性パラメーターから開始しました。$\beta$冷却の結果、ディスクは初期の外側のディスク温度である180Kから40Kまで冷却され、密集した塊に断片化され、仮想原始惑星（VP）に置き換えられ、さらに進化しました。$\sim$500年まで。現在のモデルは、密集した塊が形成されたらグリッドの空間分解能を4倍にし、ほとんどの場合VPの挿入を回避することにより、密集した塊をVPに置き換える実行可能性をテストします。少なくとも$\sim$200年の進化の後、新しい結果はBoss（2019）の結果と比べて遜色ありません。2つのアプローチで同時に同じ数のVPと密集した塊が形成されます。この結果は、VP挿入により、精度を犠牲にすることなくディスクの不安定性の計算を大幅に高速化できることを示しています。
降着中の衝撃による地殻侵食の定量的推定と地球のSm / Nd比への影響
| Title |
Quantitative_estimates_of_impact_induced_crustal_erosion_during_accretion_and_its_influence_on_the_Sm/Nd_ratio_of_the_Earth |
| Authors |
Laetitia_Allibert,_S\'ebastien_Charnoz,_Julien_Siebert,_Seth_A._Jacobson_and_Sean_N._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02571 |
地球型惑星形成の動的シナリオは、巨大惑星による太陽系の内部の強い摂動を含み、衝突速度の向上とそれに続く衝突侵食につながります。結果として生じる地球の組成に対する衝突侵食の影響を定量的に推定し、それがその形成の動的な状況に関する情報をどのように提供するかを推定します。太陽系形成シナリオのコンテキストで地球の地殻の侵食をシミュレートおよび定量化します。これには、ガス状ディスクフェーズ中に木星の軌道移動を引き起こす古典的なモデルとグランドタックシナリオが含まれます（Walshetal。、2011;Raymondetal。、2018）。ほとんどのシミュレーションでは、初期の地殻の衝突侵食によって、コンドライトと比較して、陸生岩石サンプルのSm/Nd比が約6％を超える可能性は低いことがわかりました。地球への最後の巨大な影響が太陽系の形成の開始から5000万年後に起こったグランドタックシミュレーションだけがそのような相殺を説明することができます。しかし、この時間枠は、月形成の影響に関する現在の宇宙化学的および動的な推定と一致しています（Chyba、1991;Walker、2009;Toubouletal。、2007、2009、2015;PepinandPorcelli、2006;Normanetal。、2003;Nyquistetal。、2006;Boyetetal。、2015）。Sm/Nd比のこのような遅い分別は、放射性システムの半減期のために、陸生岩の20ppm$^{142}$Nd過剰の原因となる可能性は低いです。さらに、Sm/Nd比のこのような大きくて遅い分別は、それに応じて$^{143}$Nd/$^{144}$Nd比に観察されない異常を引き起こします。私たちの結果を考慮すると、月形成の影響が遅いグランドタックモデルは、Nd同位体地球の内容と簡単に一致させることはできません。
M33でのWolf-RayetStarsの検出可能性-最大30Mpcのスパイラル
| Title |
The_detectability_of_Wolf-Rayet_Stars_in_M33-ike_spirals_up_to_30_Mpc |
| Authors |
J._L._Pledger_(1),_A._J._Sharp_(1),_A._E._Sansom_(1)_((1)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01958 |
空間分解能が、外部銀河のウォルフ・ライエ（WR）やその他の巨大な星の推定数と種類に与える影響を分析します。近くの銀河M33の連続画像と線画像は、一定レベルの表示のために、8.4Mpcから30Mpcまでのさまざまな距離の効果を模倣するためにますますぼやけています。連続体とヘリウムIIの線画像の大きさの違いに加えて、画像の目視検査を使用して、イオン化されたヘリウム過剰を介してWR候補を特定します。その結果、WR検出の数が驚くほど大幅に減少し、既知のWR星のわずか15％が30Mpcで検出されると予測されています。WRサブタイプの混合は、距離の増加に伴って大幅に変化することも示され（解像度が低い）、他のサブタイプよりも低温のWN星をより簡単に検出できます。さまざまなサブタイプの空間クラスタリングと線の希釈がこれらの違いとそれらの年齢への影響をどのように引き起こす可能性があるかについて説明します。これは、現在の調査で検出された大質量星の数を較正するのに役立ちます。ELT/HARMONIがWR調査を実施する能力を調査し、可視波長で補償光学を使用することにより、最も暗い（Mv=-3mag）WR星でさえ30Mpcまで検出できることを示しています。
銀河周辺のガスのMUSE分析（MAGG）-III：z = 3-4.5クエーサーのガスと銀河環境
| Title |
MUSE_Analysis_of_Gas_around_Galaxies_(MAGG)_--_III:_The_gas_and_galaxy_environment_of_z_=_3-4.5_quasars |
| Authors |
Matteo_Fossati_(University_of_Milano-Bicocca),_Michele_Fumagalli,_Emma_K._Lofthouse,_Rajeshwari_Dutta,_Sebastiano_Cantalupo,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Johan_P.U._Fynbo,_Elisabeta_Lusso,_Michael_T._Murphy,_J._Xavier_Prochaska,_Tom_Theuns,_Ryan_J._Cooke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01960 |
銀河周辺のガスのMUSE分析（MAGG）調査から、27z=3-4.5の明るいクエーサーの環境の研究を提示します。中深度のMUSE観測（フィールドごとにターゲットで4時間）を使用して、クエーサーホストハロー内の拡張ガス星雲とLyalphaエミッター（LAE）の特性を同時に研究することにより、クエーサーが周囲に及ぼす影響を特徴付けます。すべてのMAGGクエーサーの周りの拡張された（最大100kpc）Lyalpha放出を検出し、z=3とz=6の間の非常に弱い赤方偏移の進化を見つけます。MUSEデータキューブをスタックすることにより、CIVの拡張放出を自信を持って検出し、最大40kpcまでの拡張HeIIをわずかに検出するだけであり、ガスが金属に富んでいることを意味します。さらに、私たちの観測は、輝線星雲から推定されたクエーサーの全身赤方偏移から300km/s以内にLAEの有意な過密度を示しています。これらのLAEの光度関数と同等の幅分布は、クエーサーから離れたLAEに関して同様の形状を示し、これらの光源の大部分のLyalpha放射が、クエーサー放射またはクエーサー環境に関連する他のプロセスによって大幅にブーストされないことを示唆しています。このフレームワーク内で、観測されたLAEの過密度と運動学的測定は、z=3-4.5の明るいクエーサーが、質量範囲〜10^{12.0}-10^{12.5}Msunのハローによってホストされていることを示しています。
銀河のビルディングブロックからの最も初期の合併の1つに続く、超微弱な矮小銀河の周りの拡張された恒星のハローの形成
| Title |
Formation_of_an_extended_stellar_halo_around_an_ultra-faint_dwarf_galaxy_following_one_of_the_earliest_mergers_from_galactic_building_blocks |
| Authors |
Yuta_Tarumi,_Naoki_Yoshida,_and_Anna_Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01962 |
超微弱な矮小銀河（UFD）は、初期の宇宙で形成された銀河のビルディングブロックへの有望な観測可能なプロキシです。宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、UFDの形成と進化を研究します。特に、510Myrの宇宙年齢で3,900Msunと7,500Msunの2つのビルディングブロック銀河の大規模な合併が、deVaucouleursプロファイルと一致する拡張された恒星分布を持つシステムをもたらすことを示します。シミュレートされた銀河は、[Fe/H]=-2.7の平均恒星金属量を持ち、金属量勾配を特徴としています。これらの結果は、最近発見されたUFD、きょしちょう座IIの特性によく似ています。これは、非常に金属量が少なく、空間的に拡張された恒星のハローを持ち、遠方の星ほど金属量が少なくなっています。私たちのシミュレーションは、きょしちょう座IIの拡張された恒星のハローが、過去の大規模な合併によって形成された可能性があることを示唆しています。他のUFDの周りの空間的に拡張された構造の将来の観測検索は、さらなる理論的研究と組み合わされて、古代の生き残った衛星銀河の進化の歴史の具体的な尺度を提供します。
ガイアEDR3によって明らかにされた銀河渦巻構造
| Title |
Galactic_spiral_structure_revealed_by_Gaia_EDR3 |
| Authors |
E._Poggio,_R._Drimmel,_T._Cantat-Gaudin,_P._Ramos,_V._Ripepi,_E._Zari,_R._Andrae,_R._Blomme,_L._Chemin,_G._Clementini,_F._Figueras,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_A._Lobel,_D._J._Marshall,_T._Muraveva,_M._Romero-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01970 |
GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）の位置天文学と統合測光を使用して、太陽から数キロパーセク以内の銀河円盤内の若い主系列星（UMS）、散開星団、古典的なケフェイド変光星の分布の密度変化をマッピングします。。銀河円盤内のUMS星の相対的な過密/過密領域のマップは、2変量カーネル密度推定量とウェーブレット変換の両方を使用して導出されます。結果として得られる過密度マップは、サンプリングされたボリューム全体にわたって塊状であるが一貫した方法で伸びる大規模なアーチを示し、太陽の近くの渦巻腕セグメントの位置を示しています。UMSの過密度のピークは、若くて本質的に明るい散開星団の分布とよく一致しています。古典的なケフェイド変光星のサンプルにウェーブレット変換を適用することにより、それらの過密度がスパイラルアームセグメントをより大きなスケール（太陽から約10kpc）に拡張する可能性があることがわかります。UMSサンプルに基づいて作成されたマップは、射手座-カリーナ渦巻腕の以前のモデルと概ね一致していますが、III象限（銀河経度$180^\circ>l>270^\circ$）の腕の形状は大幅に異なります。多くの以前のモデルから。特に、私たちのマップはペルセウス腕のピッチ角を大きくすることを好み、ローカルアームは太陽の位置を少なくとも4kpc超えてIII象限まで伸び、全長が少なくとも8kpcになることがわかりました。
OzDES残響マッピングプログラム：最初のMgIIは5年間の監視から遅れています
| Title |
OzDES_Reverberation_Mapping_Program:_The_first_Mg_II_lags_from_five_years_of_monitoring |
| Authors |
Zhefu_Yu,_Paul_Martini,_A._Penton,_T._M._Davis,_U._Malik,_C._Lidman,_B._E._Tucker,_R._Sharp,_C._S._Kochanek,_B._M._Peterson,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_J._Asorey,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._Calcino,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_H._T._Diehl,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_D._J._James,_A._G._Kim,_R._Kron,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_G._F._Lewis,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._M\"oller,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_D._L._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01973 |
残響マッピングは、局所宇宙の外側にある超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を測定するための堅牢な方法です。MgII輝線を使用した半径-光度（$RL$）の関係の測定は、$z\約1-2$でのクエーサー活動のピーク近くのこれらの質量を決定し、Mgに基づく二次質量推定量を較正するために重要です。シングルエポック分光法のみで大きなサンプルに適用できるII。5年間のオーストラリアダークエネルギーサーベイ（OzDES）残響マッピングプログラムからの最初の9つのMgIIラグを紹介します。これにより、MgIIラグ測定の数と品質が大幅に向上します。MgIIの特徴は鉄の放出とある程度混ざり合っているため、MgIIの線を分析する前に、マルチエポックスペクトルから連続体と鉄の汚染の両方をモデル化して差し引きます。また、F型星の多数の同時観測に基づいて、相関分光キャリブレーションエラーを定量化する新しい方法を開発します。9つのソースのうち7つに対するラグの測定値は、$\sim0.5$の傾きを持つ\citet{Bentz2013}のH$\beta$$R-L$の関係に厳密に当てはまります。私たちのシミュレーションは、9つの測定値のラグの信頼性を検証し、ラグ測定値の偽陽性率の中央値は$4\％$であると推定しています。
銀河系HII領域人口のVLA国勢調査
| Title |
A_VLA_Census_of_the_Galactic_H_II_Region_Population |
| Authors |
William_P._Armentrout,_Loren_D._Anderson,_Trey_V._Wenger,_Dana_S._Balser,_and_Thomas_M._Bania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02049 |
天の川には、特徴的な中赤外線の形態によって識別される何千ものHII領域の候補が含まれていますが、電波連続体や電波再結合線放射などのイオン化ガストレーサーの検出が不足しています。したがって、これらのターゲットはHII領域として未確認のままです。天の川の確認されたHII領域は$\sim$2500しかないため、銀河の調査では、同様の星形成率を持つ外部銀河と比較した場合、数千個の星雲が不足しています。KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）による高感度の9GHz無線連続観測を使用して、銀河系HII領域の実際の総人口に観測限界を設定するために、HII領域候補のサンプルを探索します。赤外線の直径が80$^{\prime未満で、$245^{\circ}\geq\ell\geq90^{\circ}$の銀河HII領域のWISEカタログから赤外線で識別されたすべての「ラジオクワイエット」ソースをターゲットにします。\prime}$。対象となるHII領域候補の50％から電波連続放射を検出し、電波が静かな候補のほとんどが真正なHII領域であるという強力な証拠を提供します。ピークと統合された電波フラックス密度を測定し、OB星のモデルを使用して推定されたライマン連続フラックスを比較します。ほぼスペクトル型B2以前の星は、O型星によって作成されたより明るいHII領域と同様の赤外線および電波連続体の形態を持つHII領域を作成できると結論付けています。「ラジオクワイエット」ソースの50％の検出率から、銀河のHII領域の人口に$\sim$7000の下限を設定しました。したがって、天の川のHII領域の大部分はまだ発見されていません。
かすかなコマ銀河における核星団の高発生、および質量と環境の役割
| Title |
A_high_occurrence_of_nuclear_star_clusters_in_faint_Coma_galaxies,_and_the_roles_of_mass_and_environment |
| Authors |
Emilio_J._B._Zanatta,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Ana_L._Chies-Santos,_Rafael_S._de_Souza,_John_P._Blakeslee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02123 |
かみのけ座銀河団のコアにある2つのフィールドの深部高解像度HST/ACSイメージングを使用して、$M_{I}=-10$等程度の暗い矮小銀河における核星団（NSC）の発生を調査します。階層ベイズロジスティック回帰フレームワークを使用して、銀河の光度と環境の両方の関数として核生成率（$f_{n}$）のかすかな端をモデル化します。コマでは$f_n$が非常に高いことがわかります。$M_{I}\約-13$magで、クラスターの矮星の半分が依然として著名なNSCをホストしています。近くの銀河団やグループの矮星系との比較は、不確実性の範囲内で、核形成の確率が銀河の光度によって変化する速度がほぼ普遍的であることを示しています。一方、固定光度の有核銀河の割合は、環境依存性を示します。より大規模な環境では、核生成の割合が高く、半核生成の光度の値が低くなります。これは、ホストのハロービリアル質量に合わせて$L_{I、f_{n50}}\propto\mathcal{M}_{200}^{-0.2}$。私たちの結果は、NSC形成の効率の主要な推進力としての銀河の質量の役割を強化し、環境への明確な二次依存性も示しているため、より洗練された理論モデルへの道を開いています。
感度の高いサブミリメートル偏光測定法でおうし座の高密度コアの多様な磁場形態を明らかにする
| Title |
Revealing_the_diverse_magnetic_field_morphologies_in_Taurus_dense_cores_with_sensitive_sub-millimeter_polarimetry |
| Authors |
Chakali_Eswaraiah,_Di_Li,_Ray_S._Furuya,_Tetsuo_Hasegawa,_Derek_Ward-Thompson,_Keping_Qiu,_Nagayoshi_Ohashi,_Kate_Pattle,_Sarah_Sadavoy,_Charles_L._H._Hull,_David_Berry,_Yasuo_Doi,_Tao-Chung_Ching,_Shih-Ping_Lai,_Jia-Wei_Wang,_Patrick_M._Koch,_Jungmi_Kwon,_Woojin_Kwon,_Pierre_Bastien,_Doris_Arzoumanian,_Simon_Coud\'e,_Archana_Soam,_Lapo_Fanciullo,_Hsi-Wei_Yen,_Junhao_Liu,_Thiem_Hoang,_Wen_Ping_Chen,_Yoshito_Shimajiri,_Tie_Liu,_Zhiwei_Chen,_Hua-bai_Li,_A-Ran_Lyo,_Jihye_Hwang,_Doug_Johnstone,_Ramprasad_Rao,_Nguyen_Bich_Ngoc,_Pham_Ngoc_Diep,_Steve_Mairs,_Harriet_Parsons,_Motohide_Tamura,_Mehrnoosh_Tahani,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Fumitaka_Nakamura,_Hiroko_Shinnaga,_Ya-Wen_Tang,_Jungyeon_Cho,_Chang_Won_Lee,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Tsuyoshi_Inoue,_Kazunari_Iwasaki,_Lei_Qian,_Jinjin_Xie,_Dalei_Li,_Hong-Li_Liu,_et_al._(91_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02219 |
ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のSCUBA-2でPOL-2を使用し、BISTRO（STarのBフィールド）の一部として、おうし座のB213領域で850$\mu$mの高感度のダスト連続偏光観測を取得しました。-形成地域観測）調査。これらの観測により、2つの原始星コア（K04166およびK04169）と1つの原始星コア（Miz-8b）で、高空間分解能（$\sim$2000auまたは$\sim$0.01pc、140pc）で磁場（Bフィールド）を調べることができます。）B213フィラメント内にあります。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、K04166、K04169、およびMiz-8bのB磁場強度を38$\pm$14$\mu$G、44$\pm$16$\mu$G、およびそれぞれ12$\pm$5$\mu$G。これらのコアは、明確な平均Bフィールド方向を示しています。K04166のB磁場は、K04166で発生する両極性拡散による磁気的に調整された星形成に従って、コアの短軸、流出、コアの回転軸、および大規模な均一なB磁場の方向に平行に整然と整列されます。K04169のBフィールドは順序付けられていますが、コアの短軸と大規模なBフィールドにほぼ垂直に配向されており、他の軸とはあまり相関していません。対照的に、Miz-8bは無秩序なB磁場を示し、コアの短軸または大規模磁場との優先的な整列を示しません。大規模で均一なB磁場の記憶を保持しているのは1つのコアK04166だけであることがわかりました。他の2つのコア、K04169とMiz-8bは、大規模なフィールドから切り離されています。このような複雑なB磁場構成は、実質的な磁束が存在する場合でも、フィラメントへのガスの流入によって引き起こされる可能性があります。
z = 0を超えて進化する：星と銀河間媒体の未来についての洞察
| Title |
Evolving_beyond_z=0:_insights_about_the_future_of_stars_and_the_intergalactic_medium |
| Authors |
Boon_Kiat_Oh,_John_A._Peacock,_Sadegh_Khochfar,_and_Britton_D._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02234 |
Enzoシミュレーションコードを使用して、現在の時代を超えて赤方偏移$z=-0.995$または$t\approx96\、{\rmGyr}$まで拡張された7つの宇宙論的シミュレーションの結果を示します。シミュレーションコード、化学、冷却ライブラリを変更して、エンツォで天の川を再現するという以前の作業からの、較正された星形成とフィードバックの処方を採用します。次に、ハロー質量関数（HMF）の将来の振る舞い、IGMの状態方程式（EOS）、および宇宙の星形成履歴（SFH）について検討します。以前の作業と一致して、HMFの$z\upperx-0.6$でフリーズアウトが見つかりました。IGMのEOSの進化は、$z=0$の直後にIGM温度が急激に低下する宇宙論的一致問題の興味深い事例研究を示しています。SFHの場合、シミュレーションはピークを生成し、その後、将来的に減少します。ただし、一部のシミュレーションでは、$z\approx-0.98$の後にSFHでターンアラウンドが見られます。これは、おそらく星形成に使用される基準の制限によるものです。SFHを$z=-0.92$までの時間で積分することにより、最高の空間分解能でのシミュレーションは、観測されたSFRの適合を外挿することから得られるものに非常に近い漸近的な全恒星質量を予測します。最後に、ズームとボックスシミュレーションの両方を使用して、天の川サイズの銀河内のバリオンのパーティションの将来の進化を調査します。解像度は大きく異なりますが、これらのシミュレーションでは、凍結時に星とガスに等しい割合のバリオンを含む個々のハローが予測されます（$t\upperx30\、{\rmGyr}$）。
ウズベキスタンのマイダナック天文台にあるAZT-221.5m望遠鏡で観測された、UBVICCD測光データに基づいて、Be55オープンクラスターの基本的な天体物理学的パラメーターが導き出されました。平均赤化は、初期型のメンバーからE（B-V）=1.77+-0.10等として得られます。Q（VA）-Q0ダイアグラムのゼロエイジ主系列星は、距離係数（V0-MV）=12.4+-0.20mag（d=3.02+-0.28kpc）を示しています。この測光距離は、不確実性の範囲内で、ガイアEDR3の距離（d=3.09+-0.16kpc）およびそのセファイドS5の周期-光度関係（d=2.78+-0.32kpc）と一致しています。この距離はまた、ペルセウス腕の近くにクラスターを配置します。ヘルツシュプルングラッセル図と観測色等級図へのジュネーブ等時線フィッティングは、5つの赤色超巨星/輝巨星に注意を払うことにより、ターンオフ年齢85+-13Myrを導き出します。回転/非回転の等時線を持つ輝巨星の位置の考えられる不一致は、若い散開星団の星の年齢の広がりと回転速度の多様性の両方に起因する可能性があります。
高密度恒星系の進化のための新しい多粒子衝突法の紹介II。コア崩壊
| Title |
Introducing_a_new_multi-particle_collision_method_for_the_evolution_of_dense_stellar_systems_II._Core_collapse |
| Authors |
Pierfrancesco_Di_Cintio,_Mario_Pasquato,_Alicia_Simon-Petit,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02424 |
以前の論文では、Multi-ParticleCollision（MPC）アプローチに基づいて、$N$の線形時間スケーリングを使用して衝突重力$N$-bodyシステムをシミュレートするための新しい方法を紹介しました。これにより、一般的なワークステーションで、現実的な数の恒星粒子を含む球状星団を数時間でシミュレートできます。最大$10^6$の星を含む星団を、コア崩壊以降に進化させます。常に現実的な数の粒子でクラスターコアを解決しながら、複数の実現とさまざまなパラメーターにわたるコア崩壊のいくつかの側面を定量化します。新しいコードを使用して、多数のN体シミュレーションを実行します。クラスター質量関数は恒星進化論のないべき乗則であり、質量スペクトルの影響を明確に測定することができます。コアの崩壊に至るまで、コアのサイズとコアの崩壊までの残り時間の間にはべき乗則の関係があります。したがって、私たちのシミュレーションは、理論的な自己相似収縮像を確認しますが、質量関数の傾きに依存します。コア崩壊の時間は、傾斜に非単調に依存します。これは、放物線によく適合します。これは、コア崩壊の深さや重い粒子の力学的摩擦のタイムスケールにも当てはまります。コア崩壊時のクラスター密度プロファイルは、べき乗則構造が壊れていることを示しており、中央の尖点が崩壊したコアの真の特徴であることを示唆しています。コアは崩壊後に跳ね返り、内部密度勾配は漸近値に進化します。中間質量ブラックホールの存在は、コアの崩壊を抑制します。コア崩壊前、崩壊中、崩壊後の星団進化のいくつかの予測を確認し、拡張します。このような予測は、理論計算または小型の直接$N$体シミュレーションに基づいていました。ここでは、はるかに多くの粒子を使用したMPCシミュレーションでそれらをテストし、崩壊するコアを解決できるようにしました。
SpARCS星形成の最も明るい銀河団のCO調査：宇宙時間にわたるBCG分子ガス処理の均一性の証拠
| Title |
A_CO_Survey_of_SpARCS_Star-Forming_Brightest_Cluster_Galaxies:_Evidence_for_Uniformity_in_BCG_Molecular_Gas_Processing_Across_Cosmic_Time |
| Authors |
Delaney_A._Dunne,_Tracy_M.A._Webb,_Allison_Noble,_Christopher_Lidman,_Heath_Shipley,_Adam_Muzzin,_Gillian_Wilson,_and_H.K.C._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02463 |
$0.2<z<1.2$を超える24個の星形成BrightestClusterGalaxies（BCG）のALMACO（2-1）検出を提示します。これは、これまでのBCGにおける分子ガス測定の最大かつ最も遠いサンプルを構成します。BCGは、レッドシーケンスクラスターサーベイのスピッツァー適応（SpARCS）から選択され、IRが明るく、したがって星を形成します。分子ガスは星形成BCGで一般的であり、30個のオブジェクトのターゲットサンプルで80％の検出率でCOを検出します。さらに、既存のMIPS24$\mu$mおよびIRAC3.6$\mu$mフラックスからそれぞれ計算された、星形成率（SFR）および恒星質量の測定値を提供します。これらの銀河の分子ガス質量は$0.7-11.0\times10^{10}\\mathrm{M}_\odot$であり、この赤方偏移範囲の他のBCGに匹敵し、特定の星形成率はElbazetal。。（2011）メインシーケンス。BCGを、Edge（2001）によって組み立てられた低レッドシフトの冷却流BCGサンプルのBCGと比較すると、z$\lesssim0.6$で、2つのサンプルがガス質量と特定のSFRの間に非常に類似した相関関係を示すことがわかります。この赤方偏移体制では、星形成であるBCGの$\sim10\％$（Webbetal。、2015）は、赤方偏移とクラスターの両方にとらわれない手段によって、降着した分子ガスを星に処理することをお勧めします。質量。
スニヤエフ・ゼルドビッチ観測からの銀河系周辺媒体特性の推論に対するモデリング選択の影響
| Title |
The_Impacts_of_Modeling_Choices_on_the_Inference_of_the_Circumgalactic_Medium_Properties_from_Sunyaev-Zeldovich_Observations |
| Authors |
Emily_Moser,_Stefania_Amodeo,_Nicholas_Battaglia,_Marcelo_A._Alvarez,_Simone_Ferraro,_Emmanuel_Schaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02469 |
銀河のSunyaev-Zeldovich（SZ）相互相関測定の信号対雑音比により、銀河周辺媒体（CGM）に関する特性を推測する能力が向上するため、統計的不確実性による制限から体系的不確実性に移行します。IllustrisTNG（次世代）シミュレーションから作成されたCGMの熱力学的プロファイルを使用して、銀河サンプルのモデリングにおける特定の選択の重要性を調査します。これらの選択には、シミュレーションでのさまざまなサンプル選択（恒星対ハロー質量、色の選択）およびさまざまなフィッティングモデル（質量分布の形状によるマッチング、2つのハロー項の包含）が含まれます。模擬銀河サンプルを投影されたSZ観測可能プロファイルに転送し、今後のサイモンズ天文台実験の予測誤差を使用して、これらのプロファイルを一般化されたNavarro-Frenk-Whiteプロファイルに適合させます。近似の自由パラメーターの数をテストし、これが異なる結果をもたらす別のモデリングの選択であることを示します。最後に、さまざまなフィッティングモデルが基準プロファイルのパラメーターを再現する方法を示し、2つのハロ項の追加とサンプルの質量分布によるマッチングが考慮すべき非常に重要なモデリングの選択であることを示します。
中央の分子ゾーンにある3つの分子雲までの距離
| Title |
Distance_to_three_molecular_clouds_in_the_central_molecular_zone |
| Authors |
Francisco_Nogueras-Lara,_Rainer_Sch\"odel,_Nadine_Neumayer,_and_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02513 |
中心分子ゾーン（CMZ）に向かう視線に沿った分子雲の絶対距離と相対距離の決定は、その軌道構造、ダイナミクスを推測し、雲の星形成を理解するために重要です。Zoccaliらによる最近の結果。2021年は、G0.253+0.016クラウド（ブリック）がCMZに属していないことを示唆しています。これにより、ブリックと他の2つの分子雲（50km/sと20km/sの雲）までの絶対距離と相対距離を計算した結果をクロスチェックし、CMZメンバーシップについて話し合うようになりました。色の大きさの図$K_s$と$H-K_s$を使用して、ターゲットの雲に向かって検出された星と、核星円盤（NSD）および銀河バルジの3つの参照領域に向かって検出された星を比較しました。レッドクランプ（RC）星を使用して、各地域までの距離を推定しました。すべての雲が二重のRC機能を示すことがわかりました。このような二重RCは、NSDの以前の研究で報告されていますが、それに隣接するバルジについては報告されていません。さまざまなRC機能が大幅に異なる距離に配置されている可能性を排除します。得られた絶対距離と相対距離は、銀河中心距離（$\sim8$kpc）と互換性があります。
19個の銀河系の大規模な星形成領域に向けた複数のHC $ _3 $ N線観測
| Title |
Multiple_HC$_3$N_line_observations_towards_19_Galactic_massive_star-forming_regions |
| Authors |
Huanxue_Feng,_Junzhi_Wang,_Shanghuo_Li,_Yong_Shi,_Fengyao_Zhu,_Minzhi_Kong,_Ripeng_Gao_and_Fei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02531 |
アリゾナ電波天文台12mとカルテクサブミリ波で19個の銀河系の巨大な星形成領域からなるサンプルに向けてHC$_3$N（24-23、17-16、11-10、8-7）線の観測を行いました。サブミリ波天文台10.4m望遠鏡。HC$_3$N（24-23、17-16、11-10、8-7）ラインは、HC$_3$N（17-16、11-10）のみが検出されたW44を除くソースで検出されました。19のソースのうち12は、ラインウィングの特徴の可能性を示しました。励起温度は、18のソースのHC$_3$N（24-23）とHC$_3$N（17-16）の線比から推定され、23〜57Kの範囲にあります。$J$遷移は、ほとんどのソースで低い$J$遷移よりも大きくなります。これは、内側の密集した暖かい領域が、これらのソースの外側の領域よりも激しい乱流または他の動き（回転など）を持っていることを示しています。$L_{\rmIR}$と半値全幅の関係で、$L_{\rmIR}$$\sim$10$^{6}$$L_\odot$付近でカットオフ傾向が見られました。幅。
ビスカッチャ調査-III。 8Dのマゼラニックブリッジとカウンターブリッジに対応する星団
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_III._Star_clusters_counterpart_of_the_Magellanic_Bridge_and_Counter-Bridge_in_8D |
| Authors |
B._Dias,_M._S._Angelo,_R._A._P._Oliveira,_F._Maia,_M._C._Parisi,_B._De_Bortoli,_S._O._Souza,_O._J._Katime_Santrich,_L._P._Bassino,_B._Barbuy,_E._Bica,_D._Geisler,_L._Kerber,_A._P\'erez-Villegas,_B._Quint,_D._Sanmartim,_J._F._C._Santos_Jr.,_P._Westera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02600 |
環境。SMCとLMCの間の相互作用により、約150Myr前にSMCからLMCに向かって引き出されたガスと星の流れであるマゼラニックブリッジが作成されました。トレーリングアームを含むはずのこの構造の潮汐対応物はモデルによって予測されていますが、これまでのところ、説得力のある観測証拠はカウンターブリッジを確認していません。目的。この作品の主な目標は、マゼラニックブリッジとカウンターブリッジの恒星の対応物を見つけることです。SMCの周辺で星団を使用するのは、SMCの周辺を特徴付けるのに役立つ、6D位相空間ベクトル、年齢、および金属量を提供するためです。メソッド。距離、年齢、測光金属量は、VISCACHA調査の色と大きさの図に等時線を当てはめることで得られます。視線速度と分光学的金属量は、CaIIトリプレット領域でGMOSを使用した分光学的フォローアップから導き出されます。結果。この作業で分析された7つのクラスターのうち、5つはマゼラニックブリッジに属し、1つはカウンターブリッジに属し、もう1つは遷移領域に属します。結論。マゼラニックブリッジの潮汐対応物の存在は、星団によって証明されています。マゼラニックブリッジとカウンターブリッジの恒星成分は、SMC郊外で確認されています。これらの結果は、軌道の履歴とLMC-SMC間の相互作用を再構築し、天の川を含む将来の相互作用を制約しようとするモデルにとって重要な制約です。
ブラックホール（BH）の合併について提案された多くのシナリオには、内部バイナリでフォンザイペル-リドフ-コザイ（ZLK）の離心率サイクルを誘発する3次コンパニオンが含まれます。このようなメカニズムの魅力的な特徴は、偏心古在メカニズムとしても知られる八重極次効果が重要である場合の合併確率の向上です。これは、3次成分が2成分成分に匹敵する質量である場合に当てはまります。八重極強度[$\propto（1-q）/（1+q）$]は、バイナリの質量比$q$が減少すると増加するため、このようなZLKによって引き起こされる合併は、質量比が小さいバイナリを優先します。数値的アプローチと分析的アプローチの組み合わせを使用して、八重極で強化されたバイナリBH合併を完全に特徴付け、この強化の強度を効率的に計算するための分析基準を提供します。準主軸比が$a/a_{\rmout}\gtrsim0.01$-$0.02$の階層トリプルの場合、バイナリマージの割合は$として大きな係数（最大$\sim20$）で増加する可能性があることを示します。q$は1から$0.2$に減少します。このシナリオで生成されたバイナリBHをマージするために得られる質量比分布は、LIGO/VIRGOコラボレーションによって得られた観測分布と緊張関係にありますが、バイナリBHの質量と質量比の初期分布については大きな不確実性が残っています。
| Title |
Mirror_Neutron_Stars |
| Authors |
Maur\'icio_Hippert,_Jack_Setford,_Hung_Tan,_David_Curtin,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01965 |
暗黒物質の基本的な性質は完全に不明です。説得力のある候補は、ツインヒッグスミラーマター、標準模型の粒子と力の目に見えない隠れたセクターのいとこです。これは一般的に、ミラー中性子星、完全にミラー核物質でできている縮退した物体を予測します。第一原理量子色力学計算に基づいてロバストに修正された現実的な状態方程式を使用して、それらの構造を見つけます。重力波と連星パルサーでそれらの検出可能性を予測し、印象的な発見の可能性と暗いセクターを精査する能力を示唆しています。
AT2020xndのリアルタイム発見：最小限の放射性エジェクタを備えた高速で発光性の紫外線トランジェント
| Title |
Real-time_Discovery_of_AT2020xnd:_A_Fast,_Luminous_Ultraviolet_Transient_with_Minimal_Radioactive_Ejecta |
| Authors |
Daniel_A._Perley_(LJMU),_Anna_Y._Q._Ho_(Berkeley),_Yuhan_Yao_(Caltech),_Christoffer_Fremling_(Caltech),_Joseph_P._Anderson_(ESO),_Steve_Schulze_(Stockholm),_Harsh_Kumar_(IIT_Bombay),_G._C._Anupama_(IIA),_Sudhanshu_Barway_(IIA),_Eric_C._Bellm_(UW),_Varun_Bhalerao_(IIT_Bombay),_Ting-Wan_Chen_(Stockholm),_Dmitry_A._Duev_(Caltech),_Llu\'is_Galbany_(Granada),_Matthew_J._Graham_(Caltech),_Mariusz_Gromadzki_(Warsaw),_Claudia_P._Guti\'errez_(FINCA/Tuorla),_Nada_Ihanec_(Warsaw),_Cosimo_Inserram_(Cardiff),_Mansi_M._Kasliwal_(Caltech),_Erik_C._Kool_(Stockholm),_S._R._Kulkarni_(Caltech),_Russ_R._Laher_(IPAC),_Frank_J._Masci_(IPAC),_James_D._Neill_(Caltech),_Matt_Nicholl_(Birmingham),_Miika_Pursiainen_(DTU),_Joannes_van_Roestel_(Caltech),_Yashvi_Sharma_(Caltech),_Jesper_Sollerman_(Stockholm),_Richard_Walters_(Caltech),_Philip_Wiseman_(Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01968 |
謎めいたAT2018cowの多くの珍しい特性は、経験的なクラスの高速青色光学過渡現象（FBOT）の少なくともいくつかのサブセットが真に新しい天体物理学的現象を表すことを示唆しました。残念ながら、これらのイベントの本質的な希少性とつかの間の性質により、理論モデルを制約するために必要な観察結果を取得するのに十分な早期に追加の例を特定することが困難になっています。ここでは、AT2020xnd（ZTF20acigmel、「ラクダ」）のZwickyTransientFacilityによるz=0.243での発見を紹介します。これは、リアルタイムで発見および確認された最初の明確なAT2018cowアナログです。AT2018cowとAT2020xndは、すべての重要な観測特性を共有しています：速い光学的上昇、持続的な高い光球温度、放射性加熱された恒星エンベロープの放出に起因する2番目のピークの欠如、非常に明るいラジオ、ミリメートル、X線放射、および矮小銀-銀河のホスト。これは、AT2018cowのようなイベントが、進化の遅い電波の静かな超新星とは異なる現象を表しており、おそらく別の前駆体または別の中央エンジンを必要とするという議論を支持しています。これまでのこのクラスの4つの既知のメンバーのサンプル特性は、潮汐破壊モデルを嫌いますが、巨大な星がブラックホールに直接崩壊した後の降着動力ジェットの代替モデルと一致しています。マルチバンドイメージングを使用した迅速な測光検証と組み合わせたアラートストリームのコンテキストフィルタリングは、高赤方偏移であっても、このクラスの将来のメンバーを識別する効率的な方法を提供します。
風力超大光度X線源
| Title |
Wind-powered_ultraluminous_X-ray_sources |
| Authors |
Grzegorz_Wiktorowicz,_Jean-Pierre_Lasota,_Krzysztof_Belczynski,_Youjun_Lu,_Jifeng_Liu,_Krystian_I{\l}kiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02026 |
超大光度X線源（ULX）は、その極端な見かけの超エディントン光度のために天体物理学にとって重要ですが、その性質はまだよくわかっていません。理論的および観察的研究は、ULXが、低質量X線連星、高質量X線連星、および中間質量ブラックホールを含むシステムで構成される多様なオブジェクトのグループである可能性があることを示唆しています。さまざまな環境。ULXドナーに関する観察データは、これらのシステムの理解を大幅に高めることができましたが、検出されたのはごくわずかでした。いくつかの候補があり、ほとんどが赤色超巨星（RSG）ですが、調査は通常、明るい近赤外線オブジェクトに偏っています。それでも、RSGがULXバイナリのメンバーになることができるかどうかを調べる価値があります。このようなシステムでは、ロッシュローブのオーバーフローは関連する質量比に対して不安定になる可能性があるため、コンパクトなボディに付着する物質は、コンパニオンの恒星風によって提供される必要があります。ここでは、風力供給ULXの進化と人口に関する包括的な研究を紹介し、RSGとULX間のリンクの理論的サポートを提供します。ULX人口全体に対する風力ULXの寄与の推定上限は、若い（$<100$Myr）星形成環境の場合、$\sim75$-$96\％$、$\sim49$-$87\％です。長期にわたる一定の星形成（たとえば、天の川の円盤）の場合は$、星形成が長い間（$>2$Gyr）前に停止した環境の場合は$\lesssim1\％$。また、一部の風力供給ULX（最大$6\％$）は、ダブルコンパクトオブジェクト（DCO）のマージに進化する可能性がありますが、一般的なシステムは、分離が大きいため、このようなバイナリの実行可能な前駆体ではありません。ULXの人口調査から風力供給ULXを除外すると、結論に体系的な誤りが生じる可能性があることを示します。
静止ブラックホールX線連星からの電波ジェットのより大きなサンプルに向けて
| Title |
Toward_a_Larger_Sample_of_Radio_Jets_from_Quiescent_Black_Hole_X-ray_Binaries |
| Authors |
R._M._Plotkin_and_A._Bahramian_and_J._C._A._Miller-Jones_and_M._T._Reynolds_and_P._Atri_and_T._J._Maccarone_and_A._W._Shaw_and_P._Gandhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02178 |
静止ブラックホールX線連星（X線光度<1e34erg/s）は、コンパクトで相対論的なジェットを発射する高温降着流によって供給されると考えられています。しかし、光度が低いため、これまでのところ5つのシステムからの電波帯域で静止ジェットが検出されています。ここでは、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用した2つの静止ブラックホールX線連星の電波観測を示します。1つのシステム、GS1124-684は検出されませんでした。もう1つのシステムであるBWCirは、2018年と2020年の2つの異なるエポックで検出され、ChandraとSwiftで準同時X線検出も取得しました。BWCirは、ラジオジェットが確認された6番目の静止X線連星になりました。ただし、BWCirまでの距離は不確かであり、BWCirは、正しい距離に応じて、無線/X線光度平面で異なる動作を示すことがわかります。そのG型準巨星ドナー星に基づく推定は>25kpcでBWCirを配置しますが、ガイアデータリリース2からの最初の光学位置天文測定は、わずか数kpcの可能性のある距離を示唆しました。ここでは、GaiaEarlyDataRelease3の最新の測定値を使用して、距離d=7.1（+4.8/-3.9）kpcと潜在的なキック速度PKV=165（+81/-17）km/sを見つけます。視差と固有運動に基づいて、最大20kpcが可能です。視差とドナー星ベースの距離測定の間の緊張が緩和されたとしても、それは未解決の問題のままであり、2つの測定を調整する方法についての提案で締めくくります。
X線および光学観測によるディスクコロナシステムと変化する外観のクエーサーの広い線領域の調査
| Title |
Probing_the_disk-corona_systems_and_broad_line_regions_of_changing-look_quasars_with_X-ray_and_optical_observations |
| Authors |
Xiangyu_Jin,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard,_Marie-Jo\"elle_Gingras,_Joseph_Hountalas,_Chelsea_L._MacLeod,_Scott_F._Anderson,_Anh_Doan,_Michael_Eracleous,_Paul_J._Green,_Jessie_C._Runnoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02245 |
「変化する外観」のクエーサーは、わずか数年という驚くほど短いタイムスケールでスペクトル型を変化させた、新しいクラスの非常に変化しやすい活動銀河核です。この現象の起源は議論されていますが、降着の流れの変化を反映している可能性があります。これらのオブジェクトのディスクコロナシステムを調査するために、以前に10個の光学/UV-X線スペクトルインデックス（$\alpha_{\rmOX}$）とエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}$）を測定しました。-2つ以上のエポックで変化する外観のクエーサーを発見しました。これらのデータをX線連星の振る舞いに基づくシミュレーション結果と比較することにより、1％のエディントン比未満のスペクトル指数に類似性がある可能性を見つけます。さらに、スペクトル型が変化する前後の変化する外観のクエーサーのエディントン比を調査し、変化する外観のクエーサーは、広い輝線が消える/出現するときに1％のエディントン比の境界を越えることを発見しました。これは、広い輝線の起源としてのディスク風モデルと一致しています。
| Title |
Progenitor_Dependence_of_Hadron-quark_Phase_Transition_in_Failing_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Shuai_Zha,_Evan_P._O'Connor,_Andr\'e_da_Silva_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02268 |
恒星質量ブラックホール（BH）を生み出すコア崩壊超新星（CCSNe）の失敗におけるハドロン-クォーク相転移（PT）の結果を研究します。21個の前駆体モデルとハドロンとクォークを含むハイブリッド状態方程式（EoS）を使用して、ニュートリノ輸送の一般相対論的流体力学シミュレーションを球対称で実行します。CCSNのバウンス後のダイナミクスに対するPTの影響は、バウンスのコンパクト性パラメーター$\xi_{2.2}$の関数であることがわかります。$\xi_{2.2}\gtrsim0.24$の場合、PTはプロトコンパクトスター（PCS）の2番目の動的崩壊につながります。$\xi_{2.2}\gtrsim0.51$のモデルでは、この2回目の崩壊の直後にBHの形成が始まりますが、$0.24\lesssim\xi_{2.2}\lesssim0.51$のモデルでは、PCSで2回目のバウンスと振動が発生します。これらのモデルは、2回目のバウンス後数十ミリ秒の間$\sim$msの周期で強力な振動ニュートリノ信号を放出します。これは、将来検出された場合、CCSNeの失敗におけるPTの強力な指標となります。ただし、衝撃の復活は発生せず、球対称シミュレーションでは必然的にBHの形成が発生します。さらに、PCSの質量固有のエントロピー進化の図を介して、PTによって誘発された大きなエントロピーで出現するコンパクト星の第3ファミリーの出現を通じて前駆体依存性を理解することができます。
超新星残骸が進化の過程で放出する宇宙線陽子と電子のスペクトルは、断熱損失と放射損失の両方が存在する衝撃波面の下流での粒子の脱出と閉じ込めを説明するのが難しいため、ほとんどわかっていません。ここでは、さまざまなタイプの超新星の進化中に放出された宇宙線陽子のスペクトルを計算し、上流からの脱出と、衝撃の下流に移されて後で放出される粒子の断熱損失を説明します。同じ計算が電子に対して実行されます。衝撃後領域の磁場は、非共鳴および共鳴ストリーミング不安定性とそれらの飽和による磁場増幅の分析的処理を使用して計算されます。場が宇宙線駆動の非共鳴不安定性のみの成長の結果である場合、超新星残骸によって放出される電子と陽子のスペクトルは確かに異なりますが、そのような違いはでのみ認識できるようになります。エネルギー$\gtrsim100-1000$GeVですが、電子スペクトルの観測では、$\sim10$GeVという低いエネルギーでそのような差が存在する必要があります。このような低エネルギーでの効果は、おそらくストリーミングの不安定性ではなく流体力学的プロセスのために、超新星残骸の進化の後期段階（衝撃速度$\ll1000$km/s）でかなりの磁場増幅を必要とします。このような条件の実現可能性についてコメントし、電子と陽子のスペクトル形状の違いが、未知の加速効果、またはソース周辺の繭の追加のエネルギー損失を反映している可能性について推測します。
光学望遠鏡MeerLICHTによるGW190814のフォローアップ
| Title |
GW190814_follow-up_with_the_optical_telescope_MeerLICHT |
| Authors |
S._de_Wet,_P._J._Groot,_S._Bloemen,_R._Le_Poole,_M._Klein-Wolt,_E._K\"ording,_V._McBride,_K._Paterson,_D._L._A._Pieterse,_P._M._Vreeswijk,_and_P._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02399 |
AdvancedLIGOとVirgoの重力波観測所は、2019年8月14日に、GW190814という名前の3回目の観測実行中に信号を検出しました。多数の電磁施設が、中性子星とブラックホールの合併の初期の発生源分類を考えると特に有望な重力波イベントに対応する可能性のあるものを探すためにフォローアップキャンペーンを実施しました。GWの結果を示します。南アフリカ天文台サザーランドサイトにある広視野光学望遠鏡MeerLICHTで行われたフォローアップキャンペーン。結果を使用して、可能なキロノバモデルを制約します。MeerLICHTは、3つの光学バンド（u、q、i）で1週間以上、毎晩95％以上の確率ローカリゼーションを観測し、最初の観測はGW検出のほぼ2時間後に始まりました。MeerLICHTデータでの新しいトランジェントの検索について説明し、制限の大きさを使用してAT2017gfoのようなキロノバを制約する方法を調査します。MeerLICHTデータの分析で、単一の新しいトランジェントが見つかりました。アーカイブデータのトランジェントの座標に空間的に未解決のソースが存在するため、GW190814の電磁気的な対応物から除外します。限界の大きさを使用すると、GW190814の距離にあるAT2017gfoのようなキロノバの存在を除外できる信頼度は低かった（$<10^{-4}$）。
ブラックホール源H1743-322における準周期的振動の急速遷移の分光時間的研究
| Title |
Spectro-temporal_studies_of_rapid_transition_of_the_quasi_periodic_oscillations_in_the_black_hole_source_H1743-322 |
| Authors |
K._Sriram,_S._Harikrishna,_and_C._S._Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02422 |
X線束の変動に関連するQPOの出現または消失は、ブラックホールX線源の降着放出メカニズムを解読するために使用できます。RXTEアーカイブデータを使用してH1743-322でこのような急速な遷移を検索および調査したところ、X線フラックスの変化とともにQPOが突然消失する8つのイベントが見つかりました。QPOの出現/消失は、$\sim$4.5HzでタイプBQPOを示す4つのイベントに関連付けられ、1つは$\nu$$\sim$3.5HzでタイプAQPOを示し、残りの3つはに接続されました。$\sim$9.5HzのタイプCQPO。データのスペクトル研究により、使用されたモデルに応じて、ディスクの内側の半径が2〜9r$_g$付近で同じ位置にとどまっていることが明らかになりましたが、べき乗則のインデックスは変化しており、コロナまたはジェットのいずれかがイベントの原因であることを示しています。コロナの推定放出半径は、プラズマ放出モデルに基づいて約4.2-15.4r$_g$であると推定されました。私たちのX線および準同時電波相関研究は、タイプBQPOがおそらく弱いジェットの歳差運動に関連していることを示唆していますが、そのベースには小さくて弱いコロナが存在し、タイプCQPOはベースに関連付けられていますコロナのように振る舞う比較的強いジェットの。
活動銀河核に埋め込まれたコンパクトな二元合併からの流出気泡：空洞形成と電磁カウンターパートへの影響
| Title |
Outflow_Bubbles_from_Compact_Binary_Mergers_Embedded_in_Active_Galactic_Nuclei:_Cavity_Formation_and_the_Impact_on_Electromagnetic_Counterparts |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Kohta_Murase,_Imre_Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02461 |
活動銀河核（AGN）の降着円盤におけるコンパクトなバイナリマージによる可能な電磁（EM）放出の新しいシナリオを提案します。AGNの核星団は、重力波（GW）を介して合体を検出できるコンパクトステラルーメン（CSB）のもっともらしい形成サイトです。AGNディスクに埋め込まれたCSBへの降着とCSBからの流出を調査します。これらの流出は、バイナリがマージされる前にAGNディスクに流出「空洞」を作成する可能性が高いことを示します。これにより、EMまたはニュートリノの対応物は他の方法で予想されるよりもはるかに一般的ではなくなります。流出空洞内の合併に対応する検出可能なEMの必要条件について説明します。合併の残りのブラックホールが高い反跳速度を経験し、AGNディスクに入ることができる場合、それは超エディントン率でガスを降着させ、新たに空洞のような構造を形成することができます。このバブルは、合併後1日から1週間以内にディスクから発生する可能性があります。このようなブレイクアウト放射は、{\itSwift}-XRTや{\itChandra}などの現在の軟X線装置で検出できるほど十分に明るい場合があります。
GRB181123Bおよびその他の高赤方偏移の短いGRBにおける拡張放出の証拠
| Title |
Evidence_of_extended_emission_in_GRB_181123B_and_other_high-redshift_short_GRBs |
| Authors |
S._Dichiara,_E._Troja,_P._Beniamini,_B._O'Connor,_M._Moss,_A.Y._Lien,_R._Ricci,_L._Amati,_G._Ryan,_T._Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02558 |
赤方偏移z$\upperx$1.75での短いガンマ線バースト（sGRB）であるGRB181123Bの高エネルギー特性を研究します。T90<2sの名目上の短い持続時間にもかかわらず、このバーストは高エネルギーで時間的に延長された放出（EE）の証拠を示し、同じ傾向がz>1のsGRBの大部分で観察されることを示します。測定されたT90はバーストの物理的起源の明確な指標ではないことを強調し、GRB分類に対する機器選択効果の影響。それらの環境（例えば、恒星の質量、星形成、オフセット分布）を調べることにより、これらの高zsGRBは、同じ距離にある長いGRBの多くの特性を共有し、短命の前駆体システムと一致していることがわかります。コンパクトなバイナリマージによって生成された場合、EEを使用したこれらのsGRBは、初期の宇宙でより多くのsGRBの人口を予告する可能性があります。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ機器（CGI）技術のデモンストレーション
| Title |
The_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Instrument_(CGI)_Technology_Demonstration |
| Authors |
N._Jeremy_Kasdin,_Vanessa_P._Bailey,_Bertrand_Mennesson,_Robert_T._Zellem,_Marie_Ygouf,_Jason_Rhodes,_Thomas_Luchik,_Feng_Zhao,_A_J_Eldorado_Riggs,_Young-Joon_Seo,_John_Krist,_Brian_Kern,_Hong_Tang,_Bijan_Nemati,_Tyler_D._Groff,_Neil_Zimmerman,_Bruce_Macintosh,_Margaret_Turnbull,_John_Debes,_Ewan_S._Douglas,_Roxana_E._Lupu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01980 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡のコロナグラフ機器（CGI）は、木星サイズの惑星と塵円盤の直接イメージングを介して、可視光の太陽系外惑星のイメージングと宇宙からの分光法に必要な高コントラスト技術を示します。この宇宙での経験は、近くの星のハビタブルゾーンにある地球のような惑星の直接イメージングを対象とした将来のより大きなミッションに向けた重要なステップです。このホワイトペーパーでは、現在の機器の設計と要件の概要を示し、実証されている重要なハードウェア、アルゴリズム、および操作に焦点を当てています。また、これらの機能によって可能になったいくつかの太陽系外惑星と星周円盤の科学の事例についても説明します。競争力のある選択されたコミュニティ参加プログラムチームは、技術デモンストレーションの不可欠な部分であり、機器のパフォーマンスがそれを正当化する場合、最初の技術デモを超えて追加のCGI観測を実行できます。
地上ベースのスカイイメージングシステムの地理空間変換
| Title |
Geospatial_Transformations_for_Ground-Based_Sky_Imaging_Systems |
| Authors |
Guillermo_Terr\'en-Serrano,_Manel_Mart\'inez-Ram\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02066 |
スカイイメージングシステムは、レンズを使用して、イメージャで光線を集中させる画像を取得します。イメージャが受け取る光線は、デバイスの法線に対して仰角を持っています。これにより、画像内のピクセルに、イメージングシステムの視野（FOV）内の空のさまざまな領域からの情報が含まれるようになります。ピクセルに含まれる視野の面積は、入射光ビームの仰角が減少するにつれて増加します。空のイメージングシステムがソーラートラッカーに取り付けられている場合、光線の入射角は時間とともに変化します。この調査では、イメージャの平面の元のユークリッドフレームを、空のイメージングシステムの視野の地理空間フレームに投影する変換を導入します。
低質量暗黒物質プロジェクト、ALETHEIA：液体ヘリウムタイムプロジェクションチェンバー暗黒物質
| Title |
A_low-mass_dark_matter_project,_ALETHEIA:_A_Liquid_hElium_Time_projection_cHambEr_In_dArk_matter |
| Authors |
Junhui_Liao,_Yuanning_Gao,_Zhuo_Liang,_Chaohua_Peng,_Lifeng_Zhang,_Lei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02161 |
暗黒物質（DM）は、今日の基礎物理学で理解され、答えられるべき最も重要な質問の1つです。DMが宇宙、天の川、太陽系に存在することは、さまざまな天文学的および宇宙論的技術による観測ですでに特定されています。しかし、初等物理学の言語でのDMの理解はまだ進行中です。DM直接検出は、銀河系DM粒子と地下検出器の核子の間の相互作用断面積をテストすることを目的としています。弱く相互作用する質量粒子（WIMP）が最も議論されているDM候補ですが、null-WIMPの結論は、この分野で最も説得力のある実験によって一貫して対処されてきました。低質量WIMP領域（100sMeV/c$^2$-10GeV/c$^2$）は、高質量WIMP（10GeV/c$^2$-1TeV/c）と比較して十分に活用されていません。$^2$）液体キセノンまたはアルゴンTPC（タイムプロジェクションチェンバー）を実装する実験。ALETHEIA実験は、液体ヘリウムを充填したTPCを使用して低質量のWIMPを探すことを目的としています。この論文では、低質量DMの物理的動機、ALETHEIA検出器の設計、液体ヘリウムTPCの機能に対処するために立ち上げる必要のある一連のR＆Dプログラム、およびDM検索に使用できる可能な分析チャネルについて説明します。
ASTRI-Horn望遠鏡に搭載されたUVscopeとその応用
| Title |
UVscope_and_its_application_aboard_the_ASTRI-Horn_telescope |
| Authors |
M.C._Maccarone,_G._La_Rosa,_O._Catalano,_S._Giarrusso,_A._Segreto,_B._Biondo,_P._Bruno,_C._Gargano,_A._Grillo,_D._Impiombato,_Fr._Russo,_G._Sottile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02233 |
UVscopeは、高エネルギー天体物理学および宇宙線研究の実験活動をサポートするために開発された、マルチピクセル光子検出器に基づく機器です。単一光子計数モードで動作するこの機器は、300〜650nmの波長範囲の光束を直接測定するように設計されています。この機器は、夜間の環境光度の知識が必要な幅広いアプリケーションで使用できます。現在、1台のUVscope機器が、非常に高いエネルギーでのガンマ線天文学に特化したASTRI-HornCherenkov望遠鏡の外部構造に割り当てられています。UVscopeは、ASTRI-Hornカメラの軸と位置合わせされているため、主な望遠鏡のデータ取得手順に干渉することなく、ASTRI-Hornカメラと同時に夜空の背景の拡散放射を測定できます。UVscopeは適切に校正されており、新しいASTRI-Horn望遠鏡のテストと診断のための独立した参照機器として使用されます。
大気拡散の空上測定：II。大気モデルの特性評価
| Title |
On-sky_measurements_of_atmospheric_dispersion:_II._Atmospheric_models_characterization |
| Authors |
B._Wehbe.,_A._Cabral,_L._Sbordone,_and_G._Avila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02273 |
微分大気拡散は、地上の望遠鏡を使用して実行される天文観測に影響を与える、地球の大気によって導入される波長依存の効果です。ゼロとは異なる天頂角で観測する場合は、大気拡散補正器（ADC）を使用してこの大気拡散を補正することが重要です。ADCの設計は、私たちの知る限り、空での測定に対してテストされたことがない大気モデルに基づいています。315〜665nmの波長範囲での広範なモデル分析を紹介します。私たちが使用した方法は、このシリーズの論文Iで以前に説明されています。これは、各スペクトル次数の各波長での空間プロファイルの重心の位置を決定するための相互分散分光器の使用に基づいています。メソッドの精度は18masです。このレベルでは、関心のあるさまざまな大気拡散モデルを比較して特徴づけることができます。より良い将来のADC設計のために、数十ミリ秒のレベルの残差が予想される場合は、特にスペクトルの青色範囲でZemaxモデルを回避することをお勧めします。
焦点面支援ピラミッド波面センサー：フレームごとの光学的ゲイン追跡を可能にする
| Title |
The_focal-plane_assisted_pyramid_wavefront_sensor:_enabling_frame-by-frame_optical_gains_tracking |
| Authors |
Vincent_Chambouleyron,_Olivier_Fauvarque,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Beno\^it_Neichel,_Thierry_Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02297 |
その高感度により、ピラミッド波面センサー（PyWFS）は、天文補償光学（AO）システムにとって有利なセンサーになりつつあります。ただし、このセンサーは重大な非線形動作を示し、AO制御の問題に挑戦します。これらの影響を軽減するために、従来のピラミッドセンサーに加えて、焦点面画像をセンサーの複雑な記述と組み合わせて使用し、PyWFSの非線形性、いわゆる光学ゲインの高速追跡を実行することを提案します。（OG）。この追加の焦点面イメージングパスは、PyWFSOGを推定するための堅牢なソリューションを表している一方で、全フラックスのごく一部しか必要としないことを示しています。最後に、ブートストラップと非共通パス異常（NCPA）処理の特定の例を使用して、この方法によってもたらされるゲインを示します。
テクノロジーリーダーシップを通じて次の10年で小惑星資源利用を促進する
| Title |
Furthering_Asteroid_Resource_Utilization_in_the_Next_Decade_through_Technology_Leadership |
| Authors |
Chris_Lewicki_(Interplanetary_Enterprises),_Amara_Graps_(Baltics_in_Space_and_Planetary_Science_Institute),_Martin_Elvis_(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian),_Philip_Metzger_(University_of_Central_Florida),_Andrew_Rivkin_(Applied_Physics_Laboratory,_Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02435 |
純粋な研究と小惑星資源研究の間の相乗効果のための重要な機会が存在します。小惑星資源利用の最新技術の概要を説明し、知識のギャップを埋めることを加速できる場所を強調し、宇宙での経済的生産性を高めるための小惑星資源の利用につながります。
ハワイのKokeePark GeophysicalObservatoryでの測地アンテナ間のベクトルベースラインのVLBI測定
| Title |
VLBI_measurement_of_the_vector_baseline_between_geodetic_antennas_at_Kokee_Park_Geophysical_Observatory,_Hawaii |
| Authors |
A.E._Niell,_J.P._Barrett,_R.J._Cappallo,_B.E._Corey,_P._Elosegui,_D._Mondal,_G._Rajagopalan,_C.A._Ruszczyk,_M.A._Titus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02534 |
ハワイのコキーパーク地球物理観測所（KPGO）にある2つの超長基線干渉法（VLBI）アンテナ間の長さ31mのベクトルの成分を、専用のVLBIからの位相遅延観測量を使用して約1mmの精度で測定しました。2016年と2018年の観測。2つのKPGOアンテナは、20mのレガシーVLBIアンテナと12mのVLBIグローバル観測システム（VGOS）アンテナです。2つのアンテナ間のベクトルの独立した推定値は、2015年と2018年の標準的な光学調査を使用したNationalGeodeticSurvey（NGS）によって取得されました。後者の調査の不確実性は、ベースラインの水平成分と垂直成分でそれぞれ0.3mmと0.7mmでした。。VLBIのさまざまな日のアンテナのさまざまな熱変形の測定位置に補正を適用し、測定値は1mmに達する可能性があり、すべての結果を共通の基準温度にしました。VLBIと調査結果の違いは、東、北、および上向きの地形中心成分で、それぞれ0.2+/-0.4mm、-1.3+/-0.4mm、および0.8+/-0.8mmです。また、ベースラインのアップコンポーネントは、重力変形による系統的なエラーと、それぞれ+/-10mmと-2mmに達する可能性のある20mアンテナでの未校正の機器遅延変動に悩まされる可能性があると推定します。アンテナの相対的な高さは10mmのオーダーです。さらに、12mのアンテナが傾く可能性があるため、水平成分の差の不確実性が1.0mmに増加します。これらの結果は、（1）サイト内のすべての測地機器の基準点の測定値を共通の基準温度に修正すること、（2）すべてのアンテナの重力変形の測定値を取得すること、および（3）ローカルを監視することの重要性に焦点を当てています。測地計器の動き。
Micro-X観測ロケットを搭載した宇宙での超伝導転移端センサーの最初の操作
| Title |
First_operation_of_Transition-Edge_Sensors_in_space_with_the_Micro-X_sounding_rocket |
| Authors |
J.S._Adams,_R._Baker,_S.R._Bandler,_N._Bastidon,_M.E._Danowski,_W.B._Doriese,_M.E._Eckart,_E._Figueroa-Feliciano,_J._Fuhrman,_D.C._Goldfinger,_S.N.T._Heine,_G.C._Hilton,_A.J.F._Hubbard,_D._Jardin,_R.L._Kelley,_C.A._Kilbourne,_R.E._Manzagol-Harwood,_D._McCammon,_T._Okajima,_F.S._Porter,_C.D._Reintsema,_P._Serlemitsos,_S.J._Smith,_and_P._Wikus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02577 |
Micro-Xは、2018年の初飛行で、超伝導転移端センサーとそのSQUID読み出しを宇宙で飛行する最初のプログラムになりました。科学の目標は、カシオペアA超新星残骸の高解像度で空間的に分解されたX線スペクトルでした。ロケットのポインティングエラーは目標に到達する時間がありませんでしたが、データは機器の飛行性能を実証するために使用されました。検出器は、搭載された校正源からのX線を観測しましたが、外部磁場に対する感受性がそれらの寿命を制限していました。これを考慮して、地上操作と飛行操作の間で検出器の応答に変化は観察されませんでした。このペーパーでは、初飛行のパフォーマンスの概要を説明し、リフライトの準備として行われたアップグレードに焦点を当てます。最大の変更点は、磁化率を軽減するためのSQUIDのアップグレード、ビート周波数を最小化するためのデジタル電子機器のクロックの同期、および機械的完全性を向上させるためのクライオスタットとロケットスキン間のマウントの交換です。最初の飛行性能は地上での性能と一致していたため、実験室で機器の目標を達成することは、将来の飛行性能の強力な予測因子と見なされます。
BAT99-9-窒素放出を伴うWC4ウォルフ・ライエ星：バイナリ進化の証拠？
| Title |
BAT99-9_--_a_WC4_Wolf-Rayet_star_with_nitrogen_emission:_Evidence_for_binary_evolution? |
| Authors |
D._John_Hillier,_Erin_Aadland,_Philip_Massey,_Nidia_Morrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01981 |
大マゼラン雲（LMC）WC4星BAT99-9（HD32125、FD4、ブレイ7、WS3）の分析は、星がまだ光球窒素を含んでいることを示しています。3つのN放出特徴（NV$\lambda\lambda1238,1242$、NIV$\lambda1719$、NIV$\lambda\lambda3479-3485$）がスペクトルで明確に識別されます。星のCMFGENモデルは、N/C比が$0.004\pm0.002$（数値で）およびC/He比が$0.15_{-0.05}^{+0.10}$になります。BAT99-9は他のWC4星と類似しており、CMFGENによって古典的なWC4スペクトルとN線の両方にうまく適合しているため、N線はBAT99-9に固有であると主張します。LMCと銀河の金属量での単一星進化の限定された回転モデルのセットの調査は、銀河の金属量（$z=0.014$）と約$50\、M_\odot$の前駆体質量を持つモデルがNを持つことができることを示しています/C比は、その寿命のかなりの部分で観察されるものと同じか、それよりも大きくなります。ただし、LMCモデル（$z=0.006$）は観測値と一致していません。シングルBPASSモデルとバイナリBPASSモデルはどちらも、多くのWC星が、その寿命のかなりの部分で観測されたものと同じか、それよりも大きいN/C比を持つ可能性があると予測しています。バイナリモデルはより広い範囲の光度をカバーし、BAT99-9とのより良い一致を提供しますが、質量損失率の不確実性を考えると、現在、単一の星の進化によって形成されるBAT99-9を除外することはできません。対流および混合プロセスの処理。
他の世界の天気。 V.最も急速に回転する3つの超低温矮星
| Title |
Weather_on_Other_Worlds._V._The_Three_Most_Rapidly_Rotating_Ultra-Cool_Dwarfs |
| Authors |
Megan_E._Tannock_(1),_Stanimir_Metchev_(2_and_3),_Aren_Heinze_(4),_Paulo_A._Miles-P\'aez_(5),_Jonathan_Gagn\'e_(6_and_7),_Adam_Burgasser_(8),_Mark_S._Marley_(9),_D\'aniel_Apai_(10_and_11),_Genaro_Su\'arez_(1),_Peter_Plavchan_(12)_((1)_University_of_Western_Ontario,_(2)_Institute_for_Earth_and_Space_Explortaion,_The_University_of_Western_Ontario,_(3)_American_Museum_of_Natural_History,_(4)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii,_(5)_European_Southern_Observatory,_(6)_Plan\'etarium_Rio_Tinto_Alcan,_Espace_pour_la_Vie,_(7)_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(8)_University_of_California,_San_Diego,_(9)_NASA_Ames_Research_Center,_(10)_Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona,_(11)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_The_University_of_Arizona,_(12)_George_Mason_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01990 |
スピッツァー宇宙望遠鏡による長期間のモニタリングから、3つの超低温矮星における急速な測光変動の発見を提示します。T7、L3.5、およびL8の矮星は、これまでに知られている最短の測光周期を持っています：${1.080}^{+0.004}_{-0.005}$h、${1.14}^{+0.03}_{-0.01}それぞれ$h、および${1.23}^{+0.01}_{-0.01}$hです。79〜104kms$^{-1}$の予測回転速度を明らかにする中解像度赤外分光法により、急速な回転を確認します。近赤外スペクトルを光球モデルと比較して、オブジェクトの基本パラメータと視線速度（RV）を決定します。3つのオブジェクトすべての赤道回転速度は$\gtrsim$100kms$^{-1}$であることがわかります。ここで報告されている3つのLおよびT矮星は、これまでに知られている中で最も急速に回転し、おそらく最も扁平なフィールドの超低温矮星です。これに対応して、3つすべてが、オーロラ電波放射と正味の光/赤外線偏光を求めるための優れた候補です。この記事の執筆時点で、78のL、T、およびY矮星の自転周期が測定されています。1時間近くの最短の自転周期のクラスター化は、褐色矮星がはるかに速く回転する可能性が低いことを示唆しています。
磁気白色矮星のための惑星星ユニポーラインダクタのテスト
| Title |
A_test_of_the_planet-star_unipolar_inductor_for_magnetic_white_dwarfs |
| Authors |
N._Walters,_J._Farihi,_T._R._Marsh,_S._Bagnulo,_J._D._Landstreet,_J._J._Hermes,_N._Achilleos,_A._Wallach,_M._Hart,_C._J._Manser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01993 |
何千もの分光学的検出にもかかわらず、4つの孤立した白色矮星だけがバルマー輝線を示します。温度逆転メカニズムは、従来の説明に反する30年以上前のパズルです。1つの仮説は、導電性の惑星と磁気の白い矮星の間の電流ループのオーム散逸を介して表面加熱を実現する単極インダクタです。このモデルを調査するために、プロトタイプGD356の新しい時間分解分光法、分光偏光測定法、および測光法が研究されています。発光の特徴は、回転周期によって強度が異なりますが、光度曲線と逆位相であり、光学的に薄い彩層の下の冷たい表面スポットと一致しています。ラインプロファイルの可能な変化は、同じ測光位相で観察され、磁場が完全な回転にわたって10％変化する一方で、発光領域の適度な進化を示唆する可能性があります。これらの包括的なデータは、測光周期の変化も、軌道を回る物体から予想されるような追加の信号も明らかにしていません。ユニポーラインダクタモデルを詳しく調べると、潜在的な障害のポイントが見つかります。観測された急速な恒星の自転は、遠心力による電流キャリアを抑制し、磁気圏イオンの供給がない可能性があり、オーミック表面からの逆位相フラックスの変化は予想されません。暖房。4つのクールな輝線白色矮星の非常に類似した特性とともに、これらの事実は、彩層放射が固有のものであることを示しています。興味をそそる可能性は、固有の彩層が（磁性）白色矮星、および構造と組成に基づくHR図の別個の部分に現れる可能性があることです。
シチズンASAS-SN：全天自動捜索システムによるシチズンサイエンス（ASAS-SN）
| Title |
Citizen_ASAS-SN:_Citizen_Science_with_The_All-Sky_Automated_Survey_for_SuperNovae_(ASAS-SN) |
| Authors |
C._T._Christy,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_Z._Way,_J._L._Prieto,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_and_T._A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02005 |
全天自動捜索システム（ASAS-SN）のデータを利用した、ズーニバースプラットフォームでホストされている市民科学プロジェクト「CitizenASAS-SN」を紹介します。ボランティアには、変光星候補のASAS-SN$g$バンド光度曲線が表示されます。分類ワークフローにより、ボランティアはこれらのソースを主要な変光星に分類すると同時に、追加のフォローアップのために一意の変光星を特定することができます。
SWSextantisシステムでの磁気降着の検索
| Title |
Search_for_magnetic_accretion_in_SW_Sextantis_systems |
| Authors |
I._J._Lima,_C._V._Rodrigues,_C._E._Ferreira_Lopes,_P._Szkody,_F._J._Jablonski,_A._S._Oliveira,_K._M._G._Silva,_D._Belloni,_M._S._Palhares,_S._Shugarov,_R._Baptista,_L._A._Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02007 |
SWセクスタンティスシステムは、異常な分光学的特性を持つ新星のような激変星であり、軌道面からの質量流束軌道の一部を有する降着幾何学によって引き起こされると考えられています。磁気白色矮星への降着は、これらのシステムで提案されているシナリオの1つです。この可能性を検証するために、6つのSWセックススターのサンプルの測光および偏光時系列データを分析しました。BOCet、SWSex、およびUUAqrで、それぞれ11.1、41.2、および25.7分の周期で変調された円偏光の可能性を報告し、22分でのV380Ophおよび19.4分でのV442Ophの周期性はそれほど重要ではありません。LSPegが可変円偏光を示すという以前の結果を確認します。ただし、以前に報告された値とは異なる18.8分の期間を決定します。これらの期間は、白色矮星のスピン期間として解釈されます。私たちの偏光測定結果は、SWセックスシステムの15％が磁気降着の直接的な証拠を持っていることを示しています。また、激変星の人口統計、形成、進化に関する最新の調査結果を考慮して、磁気システムであるという観点からSWセックスオブジェクトについても説明します。
単一の視点からの冠状プラズマ特性の三次元再構成
冠状プラズマの状態に関する私たちの理解の多くは、光学的に薄い観測から来ています。これは、光がコロナの影響をほとんど受けずに自由にコロナを通過することを意味します。これにより、光が簡単に透けて見えるようになりますが、視線が縮退し、以前はコロナの3次元構造を復元する試みが妨げられていました。コロナプラズマ。ただし、コロナは視線方向では無秩序ですが、フィールドアライン方向では高度に組織化されています。この論文では、この組織を活用して、適切な磁場構造を使用してプラズマ特性の見通し内縮退を解決する方法を示します。潜在的なフィールドを使用した予備調査が示され、単一の視点でも実際の太陽データに明らかに類似しているソリューションが見つかります。結果は、磁場構造を精密化するために使用できる結果の残差に十分な情報があることを示しており、初めて、光学的に薄いプラズマ観測が磁場外挿に直接話すことを可能にします。
閉じ込められたダイナモ：大変動前のバイナリシステムV471タウリにおけるK型矮星成分の磁気活動
| Title |
A_confined_dynamo:_magnetic_activity_of_the_K-dwarf_component_in_the_pre-cataclysmic_binary_system_V471_Tauri |
| Authors |
Zs._K\H{o}v\'ari_and_L._Kriskovics_and_K._Ol\'ah_and_P._Odert_and_M._Leitzinger_and_B._Seli_and_K._Vida_and_T._Borkovits_and_T._Carroll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02041 |
星の表面から彩層を経てコロナに至るまでのさまざまな活動層の間の関係を解明するために、日食連星システムV471タウの赤い矮星成分を精査します。後期型成分の磁気ダイナモが白色矮星の仲間によってどのように影響を受けるかを研究することを目的としています。宇宙測光、高分解能分光法、さまざまな宇宙機器からのX線観測を使用して、磁気活動の主な特性を調査します。K2フォトメリーから、赤色矮星の見かけの表面の5〜10パーセントがクールな星黒点で覆われていることがわかります。季節的な測光期間の変化から、弱い差動回転を推定します。フレア活動から、頻繁なフレアがコロナの加熱に重要な役割を果たす可能性があることを示唆する累積フレア頻度図を導き出します。高分解能分光法を使用して、異なるエポックの4つのドップラー画像を再構築します。これにより、アクティブな経度、つまり白色矮星に面する永続的な支配的なスポットが明らかになります。連続するドップラー画像の短期間の変化から、測光によって提供されるものと同様の、0.0026のせん断係数を持つ弱い太陽型の表面差動回転を導き出します。X線光度の長期的な変化は、12.7ysの可能な活動サイクル長を明らかにし、その痕跡はH$\alpha$スペクトルでも発見されました。V471タウの赤色矮星成分の磁気活動は、白色矮星の仲間の影響を強く受けていると結論付けています。白色矮星に面した赤い矮星に恒久的な優勢スポット（活動経度）が存在することを確認します。赤色矮星の弱い差動回転は、コンパニオンによる潮汐閉じ込めの結果である可能性が非常に高いです。内側のラグランジュ点の近くからのバイナリ間H$\alpha$放出の周期的な出現は、活動サイクルと相関していることがわかります。
表面輝度-食している連星に基づいており、ガイアEDR3で較正された色の関係
| Title |
The_surface_brightness_-_colour_relations_based_on_eclipsing_binary_stars_and_calibrated_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
D._Graczyk,_G._Pietrzy\'nski,_C._Ga{\l}an,_W._Gieren,_A._Tkachenko,_R.I._Anderson,_A._Gallenne,_M._G\'orski,_G._Hajdu,_M._Ka{\l}uszy\'nski,_P._Karczmarek,_P._Kervella,_P.F.L._Maxted,_N._Nardetto,_W._Narloch,_K._Pavlovski,_B._Pilecki,_W._Pych,_J._Southworth,_J._Storm,_K._Suchomska,_M._Taormina,_S._Villanova,_P._Wielg\'orski,_B._Zgirski_and_P._Konorski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02077 |
表面輝度-色関係（SBCR）は、ローカルグループ内で正確かつ正確な距離を確立するための基本的なツールです。正確に決定された半径と三角関数の視差を備えた分離した食連星は、前例のない精度でSBCRのキャリブレーションを可能にします。後期F型主系列星を含む4つの近くの食変光星を分析しました：ALAri、ALDor、FMLeo、BNScl。非常に正確な分光軌道を決定し、それらを高精度の地上および宇宙ベースの測光と組み合わせました。質量で0.1％、半径で0.4％の平均誤差で、それらのコンポーネントの天体物理学的パラメーターを導き出しました。SBCRを導出するために、これら4つのシステムを、$Gaia$EDR3視差が利用可能な文献から正確に既知の半径を持つ別の24個の近くの食変光星と組み合わせました。結果として得られるSBCRは、B9VからG7Vまでの恒星スペクトルタイプをカバーします。キャリブレーションには、ジョンソンオプティカル$B$と$V$、$Gaia$$G_{\rmBP}$と$G$および2MASS$JHK$バンドを使用しました。最も正確な関係は、赤外線$K$バンドを使用して較正され、A、F、およびGタイプの矮星と準巨星の角直径を1％の精度で予測することができます。
2019年7月2日の皆既日食から推測されるFコロナの色と明るさ
皆既日食（TSE）は、Kコロナ（電子）、Fコロナ（塵）、Eコロナ（イオン）の特性を太陽表面からいくつかの太陽半径まで連続的に定量化するユニークな機会を提供します。2019年7月2日のTSE中に529.5nm〜788.4nmで取得された5つの0.5nmバンドパスからの無偏光全輝度（tB）観測を使用して、KコロナおよびFコロナ連続体からの発光を分離するために新しい反転法を適用します。Fコロナ自体の光球（つまり色）に対する波長依存性を使用して、各視線のKコロナとFコロナのtBを推測します。K-コロナ放射の結果を、マウナロア太陽観測所（MLSO）の日食当日のK-Cor偏光輝度（pB）観測、およびPredictiveScienceInc.（PSI）の前方モデル化されたK-コロナ強度と比較します。磁気流体力学的（MHD）モデルの予測。私たちの結果は一般的に以前の研究と一致しており、MLSOデータとPSI-MHD予測の両方に非常によく一致しており、私たちのアプローチとPSI-MHDモデルの妥当性を裏付けています。ただし、FコロナのtBは低コロナで予想よりも高いことがわかります。これは、Fコロナがわずかに分極していることを示している可能性があります。これは、Fコロナが完全に分極していないという一般的な仮定に異議を唱えています。
白色矮星の冷却におけるアクチニドの結晶化と核分裂反応
冷却白色矮星（WD）が結晶化し始めると形成される最初の固体は、アクチニドが大幅に濃縮されると予想されます。これは、WD物質の融点が$Z^{5/3}$であり、アクチニドが最大の電荷$Z$を持っているためです。固体はアクチニドが非常に豊富であるため、核分裂連鎖反応をサポートできると推定されます。この反応は、炭素燃焼に火をつけ、熱核超新星（SNIa）で孤立したWDの爆発を引き起こす可能性があります。私たちのメカニズムは、チャンドラセカール下の噴出物の質量と短い遅延時間でSNIaを説明できる可能性があります。
皆既日食観測と太陽周期にまたがるその場測定からの太陽風流の冠状源領域の特定
| Title |
Identifying_the_Coronal_Source_Regions_of_Solar_Wind_Streams_from_Total_Solar_Eclipse_Observations_and_in_situ_Measurements_Extending_Over_a_Solar_Cycle |
| Authors |
Shadia_R._Habbal,_Miloslav_Druckmuller,_Nathalia_Alzate,_Adalbert_Ding,_Judd_Johnson,_Pavel_Starha,_Jana_Hoderova,_Benjamin_Boe,_Sage_Constantinou,_Martina_Arndt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02128 |
この手紙は、2006年から2020年の間に取得された、白色光、FeXI789.2nm（$\rmT_{fexi}$=$1.2\pm0.1$MK）およびFeXIV530.3nm（FeXIV530.3nm）でのユニークな皆既日食観測のセットを利用しています。$\rmT_{fexiv}$=$1.8\pm0.1$MK）放出は、ACE/SWEPAM-SWICSからのその場での鉄の電荷状態と陽子速度の測定によって補完され、さまざまな太陽風の流れの発生源領域を特定します。日食の観測は、開いた構造の遍在性を明らかにし、常に$\rmFe^{10+}$からのFeXI放出に関連しているため、一定の電子温度、$\rmT_{c}$=$\rmT_{fexi}$、拡大するコロナで。その場でのFeの電荷状態は、継続的な太陽風と呼ばれる300〜700km$\rms^{-1}$のストリーム速度とは関係なく、$\rmFe^{10+}$の周りに集まっていることがわかります。したがって、$\rmFe^{10+}$は、継続的な太陽風と太陽での$\rmT_{fexi}$ソースとの間の基準リンクを生成します。ストリーマーに関連する$\rmFe^{13+}$からのFeXIV放出の空間分布は太陽周期全体で変化しますが、電荷の散発的な出現は$>\rmFe^{11+}$、その場で、速度に関係なくサイクル依存性を示しません。これらの後者のストリームは、ストリーマーのバルジ内の温度$\ge\rmT_{fexiv}$の高温コロナプラズマから、およびそれらに磁気的にリンクされたプロミネンスの動的な動作によって駆動されるアクティブ領域から放出されると推測されます。拡大するコロナで同じ$\rmT_{fexi}$を特徴とする、低速、中速、高速の太陽風の継続的な流れの発見は、太陽風を形成する物理的プロセスに新たな制約を課します。
太陽大気を介したインターネットワーク磁場の出現
| Title |
Emergence_of_internetwork_magnetic_fields_through_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Milan_Go\v{s}i\'c,_Bart_De_Pontieu,_Luis_R._Bellot_Rubio,_Alberto_Sainz_Dalda,_Sara_Esteban_Pozuelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02213 |
インターネットワーク（IN）磁場は、超顆粒細胞の内部に存在する非常に動的で短命の磁気構造です。それらは太陽のいたるところに現れるので、これらの小規模なフィールドはかなりの量のフラックス、したがってエネルギーを太陽表面にもたらします。このため、INフィールドは、静かな太陽（QS）の磁性を理解するために重要です。しかし、それらは弱く、非常に小さな偏光信号を生成します。そのため、それらの特性と太陽大気のエネルギーとダイナミクスへの影響はあまり知られていません。ここでは、スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）と\textit{InterfaceRegionImagingSpectrograph}（IRIS）で得られた、調整された高解像度の多波長観測を使用して、IN磁気ループが光球に出現するときの進化を追跡します。彩層と遷移領域に到達します。この論文では、符号なし磁束の合計が$1.9\times10^{18}$、$2.5\times10^{18}$、および$5.3\times10^{18}$〜Mxの3つの磁束出現イベントを研究しました。\ion{Fe}{1}6173\AA\/および\ion{Mg}{1}bで観察されるように、出現するIN双極子の足跡は、光球に現れ、太陽大気を通して上昇することがはっきりと見られます。それぞれ$_2$5173\AA\/マグネトグラム。初めて、彩層\ion{Ca}{2}8542\AA\/ラインで行われた偏光測定は、INフィールドが彩層に到達できるという直接的な観測証拠を提供します。さらに、IRISデータを使用して、彩層と遷移領域の加熱に対するこれらの弱い場の影響を研究します。
形成から破壊まで：太陽フレア電流シートの多相進化の観察
| Title |
From_formation_to_disruption:_observing_multi-phase_evolution_of_a_solar_flare_current_sheet |
| Authors |
L._P._Chitta,_E._R._Priest,_X._Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02352 |
磁気エネルギーが再結合によって解放され、他の形に変換される現在のシートは、太陽圏で最も激しい爆発である太陽フレアの中心的な役割を果たしていると考えられています。ただし、現在のシートの進化と粒子加速などのフレア関連現象におけるその後の役割はよくわかっていません。ここでは、NASAのソーラーダイナミクス天文台で得られた観測結果を報告します。これは、太陽フレアの形成から準安定進化および破壊まで、太陽フレアの初期段階における現在のシートの多相進化を明らかにします。私たちの観察は、噴火する太陽フレアの初期段階における再結合の開始と進化の理解に影響を及ぼします。
銀河系フィールドRRc候補V764MonおよびHYComの測光および分光学的調査
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_investigations_of_the_Galactic_field_RRc_candidates_V764_Mon_and_HY_Com |
| Authors |
Jozsef_M._Benko_and_Adam_Sodor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02367 |
この論文の測光および分光時系列を分析することにより、空で最も明るいRRLyrae星であると想定されるパルセータV764Monが、実際には異常に長い支配周期（P1=0.29）を持つ急速に回転するたて座デルタ型星であることを示します。d）。私たちの分光法は、V764月の二値性についてのガイア衛星の発見を確認しました。「善意の」RRc星であるHYComの場合、最初の完全な視線速度曲線を示します。さらに、星は以前に報告された強い位相変動を続けていることがわかりました。
大要太陽スペクトル形成
太陽スペクトルは、私たちの星がどのように機能するかを知るために私たちの診断のほとんどを伝えます。それらは利用のために理解されなければなりませんが、太陽大気内の物質と放射の相互作用は空間、波長、時間の非局所的な制御を受けるため、太陽スペクトルの形成は複雑です。これらの複雑さは、古典的な文献で要約され、説明されています。
マゼラン雲星団における青い主系列星の空間分布
| Title |
The_spatial_distributions_of_blue_main-sequence_stars_in_Magellanic_Cloud_star_clusters |
| Authors |
Yujiao_Yang,_Chengyuan_Li,_Richard_de_Grijs,_Licai_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02379 |
若い星団の色-マグニチュード図（CMD）は、特に紫外線波長で、それらの上部主系列（MS）がバルク集団と青い周辺を含むシーケンスに分岐することを示しています。星の空間分布は、これらの異なる星の種族の理由を理解するために重要です。この研究では、ハッブル宇宙望遠鏡で取得した高解像度の測光データを使用して、7つのマゼラン雲星団の星の種族の空間分布を研究します。4つのクラスター内の青い星の累積放射状数の割合は、分岐領域の高質量比バイナリのそれと強く反相関しており、負のピアソン係数は-0.7未満です。これらのクラスターは一般的に若いか、初期の動的進化段階にあります。さらに、サポートするN体シミュレーションは、クラスターの中心からその周辺への青いMS星の割合の増加が、ソフトバイナリの溶解に関連している可能性があることを示唆しています。この研究は、若いクラスターのMSバイモダリティを調査するための異なる視点を提供し、さらにパズルを追加します。将来的には、詳細なシミュレーションと組み合わせたより包括的な研究が必要です。
回転および潮汐的に歪んだコンパクト星白色矮星の重力減光指数への理論的アプローチ
| Title |
Rotationally_and_tidally_distorted_compact_stars_A_theoretical_approach_to_the_gravity-darkening_exponents_for_white_dwarfs |
| Authors |
A._Claret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02445 |
私たちの知る限り、文献には白色矮星の重力減光指数の特定の計算はありません。一方、成分が潮汐および/または回転的に歪んだ白色矮星である既知の食変光星の数は、年々増加しています。私たちの主な目的は、関連する観測データと比較するために、回転や潮汐によって歪んだコンパクト星の表面の温度分布の問題に対する最初の理論的アプローチを提示することです。特に冷たい白色矮星の場合、私たちの方法で計算された重力減光指数とフォンザイペル定理の予測との間に矛盾が見つかります。ただし、この不一致は、決定された物理的条件下でのより高い有効温度にも当てはまります。対流効率（ここでは対流と全フラックスの比率として定義）を使用して、修正された三角形の方法を使用して計算された重力減光指数間の物理的な接続を見つけます。エントロピーと重力減光係数の間の関係も見られます。前者の変動は、歪んだ恒星表面での温度分布の仕方に変化を引き起こします。一方、白色矮星の場合のフォンザイペル定理を一般化しました。このような一般化により、特定の状況下では、有効温度が高い場合でも、重力減光指数の値が1.0よりも小さくなる可能性があることを予測できます。
フーリエレジェンドレ分解を使用した太陽子午面循環のプロービング
| Title |
Probing_the_Solar_Meridional_Circulation_using_Fourier_Legendre_Decomposition |
| Authors |
D._C._Braun,_A._C._Birch,_and_Y._Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02499 |
レジェンドレ関数分解の日震学の方法論を、緯度20度から60度の間で時間内に平均した、平均子午線流の深さの変動を推測する基礎として、日震学および磁気イメージャ（HMI）によって取得された88か月のドップラーグラムに適用します。北半球と南半球の両方で。東肢と西肢の人工極に関する分析を実行して得られた測定値を使用して、中心から肢へのアーチファクトを評価および除去するように設計された制御手順を開発および適用します。モード運動エネルギー密度に比例する感度関数を使用してフォワードモデリングを実行し、対流層の上半分の子午面循環の深さ変動のモデルとの補正された周波数シフトの一貫性を評価します。額面通りに取られた結果は、北半球と南半球の子午面循環の間に実質的な違いがあることを示唆しています。北半球の光球の下約40Mmの深さでの逆流（赤道方向への伝播）の推定された存在は驚くべきものであり、他の多くの日震学的分析と矛盾しているように見えます。この不一致は、HMIデータの体系的なエラーを削除するための方法論が不十分であることが原因である可能性があります。私たちの結果は、Gizonらによる結果と少なくとも定性的に類似しているようです。（2020）これは、MDIまたはGONGデータに存在しないHMIデータの異常を示しています。
電磁界のローレンツ変換を使用した再接続サイトの検出
再接続の実用的な定義を使用して、再接続電場が磁場の2つの成分を除去に向けて運ぶExBドリフトを引き起こす場所を見つけます。これをターゲットとして、新しい指標を使用してそのような場所を見つけることができることを観察します。それは、局所磁場の2つの成分を除去するローレンツ変換の速度です。偶然にも、インジケータは、磁場の2つの成分が消失する点のすぐ近くで自然に管腔下になり、消失する場所ではハードゼロになります。他のどこでも、このローレンツフレームの変化の速度は光速をはるかに超えています。フレーム変化の計算は局所的な磁場と電場の知識のみを必要とする局所的な操作であるため、この特性は実際に迅速に適用できます。シミュレーションまたはフィールド機器からの観測データに適用できます。さらに、識別されたポイントは、ガイドフィールドが存在する場合の3D再接続の場合に通常のタイプの磁気ヌルを拡張する6つのカテゴリに分類できることを示します。このアプローチは、セルシミュレーションで、高度に分解された超並列完全運動粒子の一次再接続サイトからの乱流流出における二次電子スケール再接続サイトを特定するために使用されます。多数のポイントが見つかり、それらの詳細な分析が報告されます。
暗黒物質の非熱的レプトジェネシスとUV凍結：インフレーション再加熱の影響
| Title |
Non-thermal_leptogenesis_and_UV_freeze-in_of_dark_matter:_impact_of_inflationary_reheating |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Debasish_Borah,_Rishav_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01675 |
標準模型（SM）ゲージの一重項フェルミオン暗黒物質（DM）の非熱レプトジェネシスとUV凍結を同時に実現するための最小限のシナリオを研究し、インフラトン場はそれらの収量において重要な役割を果たします。繰り込み可能な相互作用は、SMフィールド、2つの右巻きニュートリノ（RHN）、およびRHNに排他的に結合するインフラトンに制限されますが、DMは次元$d>4$の演算子を介してのみSMとRHNの両方に結合します。$d=\{5,6\}$の2つの別々のケースを考慮すると、$d=5$の場合、インフラトンがRHNに崩壊し、続いてSM粒子に崩壊すると、再加熱とDM生成の両方が発生することを示します。SMバス。これには、DMの質量に応じて、$\Lambda\sim10^{17}〜\rmGeV$と同じ大きさのカットオフスケールが必要です。一方、$d=6$の場合、DMの生成はRHNの分散から直接発生し（$\Lambda\gtrsim10^{14}〜\rmGeV$の場合）、DMの非常に重要な進化をもたらします。産出。どちらの場合も、RHNの崩壊による非熱的レプトジェネシスの成功を通じて観測されたバリオン非対称性と、純粋なUV凍結メカニズムによるDMのPLANCK観測された遺物密度を説明することができます。瞬間的再加熱と非瞬間的再加熱の両方を別々に考慮して、この最小シナリオのパラメーター空間を、サブeVスケールのアクティブニュートリノ質量とそれらの混合を含む関連する現象論的要件から制約します。
{\ Lambda} CDMがf（R）に適切に埋め込まれ、物質への非最小結合
| Title |
{\Lambda}CDM_suitably_embedded_in_f(R)_with_a_non-minimal_coupling_to_matter |
| Authors |
Mar\'ia_Ortiz-Ba\~nos,_Mariam_Bouhmadi-L\'opez,_Ruth_Lazkoz,_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01982 |
この研究では、物質への非最小結合を含む計量修正重力理論をさらに研究します。より正確には、スカラー曲率の2つの関数、$f_1$と$f_2$を想定します。最初の関数は、ヒルベルトを一般化します。-アインシュタインの行動、2番目のカップルは問題のラグランジアン。一方では、$\Lambda$CDMのバックグラウンドを想定して、関数$f_1$および$f_2$の解析解を計算します。2つの設定を検討します。最初の設定では$f_2$を修正して$f_1$を計算し、2番目の設定では$f_1$を修正して$f_2$を計算します。さらに、2つの異なるエネルギー密度の内容、物質が支配する宇宙と、宇宙の膨張を促進する一定の状態方程式を持つ一般的な完全流体の分析を行います。一方、$f_1$と$f_2$の宇宙線解析を実行して、研究を完了します。物質への重力結合が宇宙の加速膨張を促進する可能性があると結論付けます。
重力波過渡カタログに照らした動的暗黒エネルギーモデル
| Title |
Dynamical_dark_energy_models_in_the_light_of_Gravitational-Wave_Transient_Catalogues |
| Authors |
Celia_Escamilla-Rivera_and_Antonio_N\'ajera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02097 |
現在の重力波カタログの研究は、ダークエネルギーの性質をさらに理解するための興味深いモデルに依存しない方法を提供します。それらを利用して、この作業では、最近の重力波過渡カタログ（GWTC1およびGWTC-2）を使用して、動的暗黒エネルギーのパラメーター化に関連する制約の更新を提示します。また、標準光度距離とサイレン距離の関係を確立するためのGWの新しい処理法を紹介します。結合SNeIa+CC+GWデータベースで開発されたベイズの結果によると、$\Lambda$CDMモデルは、ここで検討したすべての暗黒エネルギーのパラメーター化に対する優先度を示しています。さらに、現在のGW過渡データベースでは、GR標準光度とサイレン距離の比率は、ここで検討した修正重力$\delta$モデルに対して強い優先度を示しています。
バリオン対光子比で真空モデルを実行する際の制約
実行中の真空モデル（RVM）のバリオン対光子比に対する実行中の真空の影響を研究します。膨張宇宙で光子と他の物質との間に非最小結合が存在する場合、光子のエネルギー運動量テンソルはもはや保存されませんが、光子のエネルギーは保存されたままである可能性があります。RVMにおける光子のエネルギー保存の条件について説明します。光子デカップリングのエポックから現在までの光子数密度とバリオン数密度は、RVMのコンテキストで、光子とバリオンをそれぞれ実行中の真空に結合できると仮定して取得されます。どちらの場合も、バリオンと光子の比率が一定ではなくなります。ただし、バリオンと光子の比率の変化は、観測によって厳密に制約されます。実行中の真空の動的項が実際に光子またはバリオンに結合されている場合、動的項の係数は非常に小さくなければならず、これは不自然であることがわかります。したがって、私たちの研究は基本的に、実行中の真空がRVMの光子またはバリオンに結合される可能性を除外しています。
$ \ Lambda $ CDMに近い拡張履歴を持つ$ f（R）$宇宙論の研究へのモデルに依存しないアプローチ
| Title |
A_model_independent_approach_to_the_study_of_$f(R)$_cosmologies_with_expansion_histories_close_to_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Saikat_Chakraborty,_Kelly_MacDevette,_Peter_Dunsby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02274 |
再構成プログラムの使用を完全に回避する$f（R）$重力の宇宙論を研究するための新しいフレームワークを提案します。これにより、同じバックグラウンドダイナミクスを共有する理論の線形摂動理論のレベルで、$\Lambda$CDMモデルが他の$f（R）$重力理論とどの程度異なるかを簡単に定性的に把握できます。これは、標準モデルに依存しない宇宙線パラメータを使用して、最初に$f（R）$の関数形式を指定する必要がない、$f（R）$重力の新しい動的システム定式化を開発することによって実現されます。$\Lambda$CDMと区別がつかない一連の代表的な軌道を検討することにより、純粋に定性的な引数を使用して、密度変動の線形成長率の分析を含め、これらのモデルが標準モデルからどの程度逸脱しているかを判断します。彼らがドルゴフ-カワサキ不安定に苦しんでいるかどうか。遅い時間の$f（R）$宇宙論が観測的に$\Lambda$CDMモデルに近いことを要求する場合、ドルゴフ-カワサキ不安定性に苦しむリスクが高いことがわかります。逆に、物理的に実行可能な遅い時間の$f（R）$宇宙論を構築しようとすればするほど、$\Lambda$CDMモデルとは観測的に異なる可能性が高くなります。
ダークセクター相互作用からの重力波の特徴
一般相対性理論のブラックホールの摂動によって生成された重力波は、ダークセクター相互作用の存在の直接的なプローブと見なすことができることを示します。ホルンデスキー理論と線形摂動の枠組みの中で作業して、ダークセクター相互作用がスカラー波形とテンソル波形の両方に影響を与える相互作用電荷に効果的に減少することを示します。さらに、暗黒物質の相互作用の影響を含む全暗黒物質場が、等価原理を具体化する保存方程式を満たすことを示します。この認識を利用して、シュワルツシルト-（反）ドシッターブラックホールのRegge-Wheeler方程式と結合されたZerilliおよびスカラー波動方程式を設定します。次に、暗黒物質粒子がシュワルツシルトブラックホールに真っ直ぐ落下する場合の、結合された偶数パリティ波動方程式の数値積分を示します。
非極値の球対称静的ブラックホールの背景での粒子衝突を検討します。衝突の破片は無限大で無限に大きなエネルギーを持つ可能性があることが示されています。つまり、スーパーペンローズ過程（SPP）が発生する可能性があります。この特性は、SPPが禁止されていることがすでに確立されている回転ブラックホールの特性とははっきりと対照的です。ライスナー・ノルドストロームのブラックホールがその一例です。外部中心力が粒子に作用する場合、シュワルツシルト背景でさえSPPに適しています。
$ f（R）$重力理論における一般的な中性および荷電ブラックホール
アインシュタインの一般相対性理論（GR）の中立的な修正としての$f（R）$理論の成功により、私たちはこの分野での研究を続け、一般的な自然および荷電ブラックホール（BH）の解を見つけようと試みます。以前の論文（arXiv：2012.05711およびarXiv：2010.04701）では、$f（R）$重力の場の方程式を球対称時空$ds^2=-U（r）dt^2+\に適用しました。frac{dr^2}{V（r）}+r^2\left（d\theta^2+\sin^2\thetad\phi^2\right）$、メトリックポテンシャルが等しくない$U（r）$および$V（r）$および電荷の有無。結果として得られる微分方程式の閉形式のシステムを保証するために、スカラー曲率$R$に関する$f（R）$の導関数が$F_1（r）=\frac{df（R（r））}{dR（r）}\propto\frac{c}{r^n}$ただし、$n>2$の場合、電荷の有無にかかわらず、結果のブラックホール解は漸近的にGRBH解を生成しません。制限$c\rightarrow0$は、GRBHを生成できる唯一のケースが$n=2$であることを意味します。この論文では、別の形式、つまり$F_1（r）=1-\frac{F_0-\left（n-3\right）}{r^n}$と定数$F_0$を想定し、次のことを示します。$n>2$の漸近GRBHソリューションを生成できますが、$n=2$の場合は許可されないことを示します。この形式の$F_1（r）$は、それから生成できる最も許容可能な物理形式であり、よく知られている漸近形式を持つことができる物理メトリックポテンシャルであり、$F_0\toの限界でアインシュタインの一般相対性理論のメトリックを取得します。n-3$。電荷の形が$n$に依存し、$n\neq2$であることを示します。私たちの研究は、パワー$n$が敏感であり、この研究で提示された$F_1（r）$の選択のためにケース$n=2$を除外する必要がある理由を示しています。また、エントロピー、ホーキング温度、ギブズの自由エネルギーなどの熱力学的量を計算することでこれらのブラックホール解の物理を研究し、測地線偏差を使用して安定条件を導き出します。
インフレーション磁気発生の効果的な理論と再加熱の制約
対称性に基づく効果的な理論の枠組みは、最近、宇宙論の分野で広く関心を集めています。この論文では、同じ考えを原始磁場の発生と宇宙論的宇宙全体でのその進化に適用します。宇宙論的背景による時間微分同相写像の対称性の破れを考慮して、電磁気セクターの共形対称性を自然に破る、2次までの電磁気および計量変動の最も一般的なラグランジアンを検討しました。また、観測的に重要な可能性のある動機を持つ電磁気セクターのパリティ違反も含まれます。このような設定では、さまざまな観測上の制約を考慮して、EM、スカラー、およびテンソルの摂動の進化を調査します。私たちの分析では、これまでのすべての研究にあまり関心がなかった中間再加熱段階が果たす役割を強調しています。再加熱の全期間中に電気伝導率が消失すると仮定すると、よく知られているファラデー電磁誘導は、現在の磁場の強度を高める上で重要な役割を果たすことが示されています。PLANCKと大規模な磁場観測を組み合わせたこのような物理的効果が、大規模なクラスのモデルを実行可能にし、0.01ドル<\omega_\mathrm{eff}<0.27の非常に狭い範囲内で再加熱状態方程式パラメーターを厳しく制限する方法を示します。$。これは、検討した再加熱シナリオとはほとんど関係ありません。
構造の原点としてのヒッグスのような観客フィールド
| Title |
Higgs-like_spectator_field_as_the_origin_of_structure |
| Authors |
Alexandros_Karam,_Tommi_Markkanen,_Luca_Marzola,_Sami_Nurmi,_Martti_Raidal,_Arttu_Rajantie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02569 |
観測された原始摂動は、ヒッグス粒子に似た、四次ポテンシャルを持つ光観客スカラー場によって完全に発生する可能性があることを示します。フレームワークは、再加熱の間接的な変調に依存しています。これは、観客フィールドとインフラトンの間の直接結合なしで実装され、再正規化できない相互作用を必要としません。このシナリオは、典型的な信号として$f_{\rmNL}\simeq5$を使用して局所的な非ガウス性を生じさせ、右巻きニュートリノで拡張された標準模型のヒッグス粒子で実現できます。ただし、実行中の標準モデルは、観測された摂動を生成するようにセットアップ用に変更する必要があります。
O IIIの電子衝撃励起：評価
TayalandZatsarinny[Astrophys。J.850（2017）147]は、202レベルのCのようなO〜III間の遷移について、エネルギーレベル、放射率（A値）、寿命、および有効衝突強度（$\Upsilon$）の結果を報告しています。計算には、エネルギーレベルとA値にマルチ構成ハートリーフォック（MCHF）コードを採用し、$\Upsilon$にBスプライン$R$マトリックス（BSR）コードを採用しました。彼らの報告された結果は、文献で一般的に利用可能なものよりも（はるかに）広い範囲のレベル/遷移をカバーしており、エネルギーレベルとA値について正確であるように見えます。ただし、$\Upsilon$の大きさと動作は、いくつかの遷移に対して正しくないようです。フレキシブルアトミックコード（FAC）を採用することにより、独自の計算を通じてこれを実証し、この重要なイオンの新しい計算をお勧めします。
