| Title |
Navigating_the_asteroid_field:_New_evaporation_constraints_for_primordial_black_holes_as_dark_matter |
| Authors |
Zachary_S._C._Picker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02815 |
小惑星の質量範囲$（10^{-17}$-$10^{-12}）〜M_{\odot}$の原始ブラックホール（PBH）は、暗黒物質の候補としての制約をほぼ完全に回避します。ただし、初期の宇宙では、シュワルツシルトメトリックは適用できなくなったため、適切な宇宙論的埋め込みを使用してPBHメトリックを慎重に検討する必要があります。特に、タクルタの解決策はおそらく最も適切なそのような解決策として際立っています。特に、タクルタメトリックには、宇宙論的スケールファクターに比例する時間依存の見かけの地平線が含まれています。これは、PBHが標準のシュワルツシルトの場合よりも高温であり、ホーキング放射を介して大幅に速く蒸発することを意味することを示しています。物質放射の平等により、$\sim10^{-12}〜M_{\odot}$の質量までのPBHは完全に蒸発しているため、実行可能な暗黒物質の候補にはなり得ません。
VANDELSおよびVUDSからz〜2.7からz〜6に送信されるIGMの銀河はますます少なくなっています
| Title |
The_less_and_the_more_IGM_transmitted_galaxies_from_z~2.7_to_z~6_from_VANDELS_and_VUDS |
| Authors |
R._Thomas,_L._Pentericci,_O._Le_F\`evre,_A._M._Koekemoer,_M._Castellano,_A._Cimatti,_F._Fontanot,_A._Gargiulo,_B._Garilli,_M._Talia,_R._Amor\'in,_S._Bardelli,_S._Cristiani,_G._Cresci,_M._Franco,_J._P._U._Fynbo,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_Y._Khusanova,_V._Le_Brun,_B._C._Lemaux,_F._Mannucci,_D._Schaerer,_G._Zamorani,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02946 |
目的。私たちの目的は、高赤方偏移銀河の大規模なサンプルの残りのフレームのUVスペクトルでこのパラメーターを調べることにより、銀河間媒体透過率（IGM）の分散を分析することです。方法。VIMOSUltraDeepSurveyとVANDELS公開調査を利用して、2.7ドル<z<6ドルの銀河の遠紫外線スペクトルを洞察します。SPARTANフィッティングソフトウェアを使用して、個々の銀河に対するIGMを推定し、理論上の処方の上下の透過率を特徴とする2つのサブサンプルに分割します。7つの赤方偏移ビン内の銀河の各セットについて、VUDSとVANDELSを組み合わせたデータの平均スペクトルを作成します。結果。得られたスペクトルは、高赤方偏移銀河観測から直接見ることができるIGM透過率の分散を明確に示しています。IGM透過率に基づいて光学的厚さを計算すると、QSOの結果と非常によく一致しています。さらに、私たちの測定は、視線に応じて、完全なガン・ピーターソントラフが発生する場所に赤方偏移の大きな分散があることを示唆しているようです。
マルチフィールド原始特徴モデルとプランクデータの比較
| Title |
Comparing_multi-field_primordial_feature_models_with_the_Planck_data |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Xingang_Chen,_Dhiraj_Kumar_Hazra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03025 |
この論文では、古典的な原始標準時計の完全なモデルを例として使用して、複雑なマルチフィールド特徴モデルからの数値予測を、Planck2018Plikのビンなし尤度や統計的に最も強力なPlanckデータと直接比較する方法を開発します。温度および偏光データのCamSpec2020の可能性。この2フィールドのインフレーションモデルは、拡張された宇宙論的スケールに自明ではない分布の鋭い共鳴特徴信号の組み合わせを表す多数の原始特徴スペクトルを提供するため、そのデータ比較は、分析テンプレートを使用した以前の試みでは十分に対処されていません。この論文の方法は、数値予測、効果的なパラメータの構築、ネストされたサンプリングデータの比較で構成されており、モデルから可能なすべてのスペクトルを効率的に探索することができます。結果として得られる特徴候補を3つの異なる周波数範囲に分類します。ベイズの証拠を使用して、追加のパラメーターの効果とどこでも効果を考慮に入れて、ベースラインモデルに対する候補の統計的有意性を評価します。統計的に有意な候補はありませんが、この論文の方法論を使用して、原始的な特徴の将来のモデル構築およびデータスクリーニングプロセスを容易にすることができ、候補は、今後の宇宙マイクロ波背景放射からのデータを使用してさらにテストを受けることができます。偏光観測と銀河調査。
放射流体力学を組み合わせた宇宙の夜明けと再電離での21cmの信号予測
| Title |
21cm_signal_predictions_at_Cosmic_Dawn_and_Reionization_with_coupled_radiative-hydrodynamics |
| Authors |
Nicolas_J._F._Gillet,_Dominique_Aubert,_Florent_G._Mertens,_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03061 |
高赤方偏移での宇宙の加熱と再電離のプロセスは、小規模な構造/銀河形成と大規模な銀河間媒体の特性を結びつけます。最初の電波望遠鏡は観測が困難ですが、2番目の電波望遠鏡には観測窓が開いており、現在および将来の電波望遠鏡の開発が期待されています。21cmの輝度温度の全球信号と変動を観測することができます。したがって、観察されるIGMの特性を理解するには、大規模なシミュレーションの必要性が強くなります。しかし同時に、これらのプロセスの原因となる構造を解決したいという衝動も重要です。この研究では、宇宙の夜明けと再電離の結合された水力放射伝達シミュレーションと、最先端のシミュレーションCoDaIIで開発および較正された単純なサブグリッド星形成プロセスを紹介します。このスキームは、サブグリッドモデルが銀河形成スケールに橋渡しする間、大規模で一貫して暗黒物質、流体力学、および放射伝達の進化を追跡することを可能にします。シミュレーションを処理して、観測にできるだけ近い21cmの信号を生成します。
Atacama Cosmology Telescope：DR4およびDR5データ製品とデータアクセスの概要
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Summary_of_DR4_and_DR5_Data_Products_and_Data_Access |
| Authors |
Maya_Mallaby-Kay,_Zachary_Atkins,_Simone_Aiola,_Stefania_Amodeo,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Grace_E._Chesmore,_Steve_K._Choi,_Kevin_T._Crowley,_Omar_Darwish,_Mark_J._Devlin,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Simone_Ferraro,_Kyra_Fichman,_Patricio_A._Gallardo,_Joseph_E._Golec,_Yilun_Guan,_Dongwon_Han,_Matthew_Hasselfield,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Renee_Hlozek,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Thibaut_Louis,_Amanda_MacInnis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Toshiya_Namikawa,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Blake_D._Sherwin,_Cristobal_Sifon,_Sara_Simon,_Suzanne_T._Staggs,_Emilie_R._Storer,_Alexander_Van_Engelen,_Edward_J._Wollack,_and_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03154 |
DR4およびDR5と呼ばれるAtacamaCosmologyTelescope（ACT）の最近の2つの大規模データリリースが公開されています。これらのデータには、3つの周波数帯域で分単位の解像度で空のほぼ半分をカバーする温度マップと偏光マップが含まれています。空の約2,100deg^2をカバーするレンズマップとコンポーネント分離マップ。導出されたパワースペクトルと宇宙論的尤度;4,000を超える銀河団のカタログ。ビーム機能やマスクなどの補助製品をサポートします。データと製品は、一連のACTペーパーで説明されています。ここに要約を提供します。これらのデータへのアクセスを容易にするために、DR4、DR5、およびこれらのデータの分析に必要なツールをユーザーに紹介するために開発された一連のJupyterIPythonノートブックを紹介します。データ製品（シミュレーションを除く）とノートブックのセットは、NASALegacyArchiveforMicrowaveBackgroundDataAnalysis（LAMBDA）で公開されています。シミュレーション製品は、NationalEnergyResearchScientificComputingCenter（NERSC）で入手できます。
インフレーション磁気発生：強い結合とその非ガウスシグネチャーの解決
| Title |
Inflationary_magnetogenesis:_solving_the_strong_coupling_and_its_non-Gaussian_signatures |
| Authors |
Debottam_Nandi_(IISER_Mohali) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03159 |
原始磁気発生の最も単純なモデルは、宇宙スケールでの現在の存在量を説明できるスケール不変の磁場を提供できます。結合関数の2種類の解決策はこのような現象を引き起こす可能性があり、どちらも強い結合または大きな逆反応の問題に悩まされています。この作業では、結合関数を、モデルパラメーターを使用した両方の種類の線形結合と見なします。逆反応の問題を回避するには、パラメーターを$\sim10^{-20}$と同じくらい小さくする必要があることがわかります。一方、Mpcスケールを超えるモードが強い結合を受けないことを要求する場合、$10^{-60}$よりも大きいモデルパラメーターの弱い制約も取得します。次に、モデルパラメータの許容範囲について、磁場と曲率摂動の間の相互相関関数を分析的に評価します。このような組み合わせにより、一貫性の関係が維持されることがわかります。また、この結果は、正三角形の非ガウス性の強化と、このモデルの新規性を特徴付ける固有のシグネチャを備えた平坦化された制限につながります。
非対称ポテンシャルを持つモデルの磁壁の安定性
| Title |
Stability_of_domain_walls_in_models_with_asymmetric_potentials |
| Authors |
Tomasz_Krajewski,_Jan_Henryk_Kwapisz,_Zygmunt_Lalak,_Marek_Lewicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03225 |
非対称ポテンシャルを持つモデルにおける宇宙論的磁壁の進化を研究します。私たちの研究は、近似対称性の自発的対称性の破れという標準的なケースを超えています。対称性が明示的に破られると、ポテンシャルはほぼ縮退した最小値を示し、ドメイン壁の準安定ネットワークの作成につながる可能性があります。ネットワークが減衰するまでの時間は、最小値の電位の値の違い、最大分離最小値の周りの非対称性、および初期分布のバイアスに依存します。数値格子シミュレーションを使用して、一般的なポテンシャルのネットワークの減衰時間に対するこれらの要因の相対的な重要性を判断します。対称の場合からの非常に小さな逸脱でさえ、磁壁ネットワークの急速な崩壊につながることがわかります。結果として、観測可能な重力波信号を生成することができる長続きするネットワークの作成は、以前に考えられていたよりもはるかに困難です。
| Title |
The_JADE_code:_Coupling_secular_exoplanetary_dynamics_and_photo-evaporation |
| Authors |
O._Attia,_V._Bourrier,_P._Eggenberger,_C._Mordasini,_H._Beust,_D._Ehrenreich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02627 |
近接する惑星は極端な条件下で進化し、その起源と現在の性質について疑問を投げかけます。2つの主要なメカニズムは、それらを星に近づける軌道移動と、結果として生じる照射の増加の下での大気散逸です。それでも、2つのメカニズムを長期的なタイムスケールで高精度に結合するモデルがないため、それらの相対的な役割は不明なままです。この必要性に対処するために、私たちはJADEコードを開発しました。これは、星の周りの惑星の世俗的な大気と動的進化をシミュレートし、遠くの第3体によって引き起こされる摂動を含めることができます。動的な側面では、軌道の3D進化は、恒星と惑星の潮汐力、相対論的補正、および遠方の摂動体の作用の下でモデル化されます。大気側では、大気の垂直構造は、その熱力学的特性、内部加熱、および進化する恒星照射に基づいて時間の経過とともに統合され、特に光蒸発を引き起こします。JADEコードは、GJ436bでベンチマークされています。これは、暑いネプチューン砂漠の端にある、偏心した、ずれた軌道上の蒸発する巨人のプロトタイプです。その軌道構造がコザイの移動によって十分に説明されていることを確認し、その大気と軌道の進化の間の強い相互作用を明らかにします。共鳴段階では、大気は小西サイクルに合わせて脈動し、それがより強い潮汐とより早い移動につながります。これは、惑星が形成されてから数Gyr後に強い蒸発を引き起こし、接近した惑星の初期には質量損失が支配的であるというパラダイムを洗練します。これは、砂漠の端が、移動によって蒸発が遅れた暖かいネプチューンで形成されている可能性があることを示唆しています。それは、JADEコードが広範囲のシステムのシミュレーションを可能にする、経年的なタイムスケールにわたる大気と動的進化を結合することの重要性を強化します。
幾何アルベドの閉じた形のabinitio解と太陽系外惑星の反射光相曲線
| Title |
Closed-formed_ab_initio_solutions_of_geometric_albedos_and_reflected_light_phase_curves_of_exoplanets |
| Authors |
Kevin_Heng,_Brett_M._Morris,_Daniel_Kitzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02673 |
天体のアルベドは、それによって反射される光の割合です。太陽系の惑星と衛星のアルベドを研究することは、少なくとも1世紀前にさかのぼります。現代の天文施設では、可視/光学二次日食からの幾何アルベドの測定と、通過する太陽系外惑星の赤外線位相曲線からのボンドアルベド（すべての波長で測定され、入射星フラックスによって重み付けされた球アルベド）の推定が可能です。幾何学的アルベドと球形アルベドの関係を決定するには、通常、複雑な数値計算が必要であり、閉形式の解は単純な反射法則に制限されます。ここでは、幾何アルベドと積分位相関数の閉形式の解の発見を報告します。これは、散乱角のみに依存する反射の法則に適用されます。反射光の位相曲線の形状（積分位相関数によって定量化）と二次日食の深さ（幾何アルベドによって定量化）を自己無撞着に反転して、基本的な物理パラメーターを取得できるようになりました。計算の効率性により、反射率マップの完全ベイズ位相曲線反転と同時光度曲線トレンド除去を、時間内にビニングする必要なしに実行できるようになりました。ホットジュピターケプラー7bのこれらの革新を実証するために、幾何アルベド$0.19\pm0.01$、ボンドアルベド$0.35\pm0.03$、位相積分$1.84\pm0.09$、散乱非対称係数$0.18\を推測します。午後0.17ドル。これらのabinitioの閉じた形式のソリューションにより、JamesWebbSpaceTelescopeによって測定されたガスジャイアントと地球型の両方の太陽系外惑星の多波長位相曲線から雲/ヘイズの特性を取得できます。
若いアクティブスターTOI-201の周りを通過する暖かい巨大惑星
| Title |
A_transiting_warm_giant_planet_around_the_young_active_star_TOI-201 |
| Authors |
Melissa_J._Hobson_(1_and_2),_Rafael_Brahm_(1_and_3),_Andres_Jord\'an_(1_and_3),_Nestor_Espinoza_(4),_Diana_Kossakowski_(5),_Thomas_Henning_(5),_Felipe_Rojas_(1_and_2),_Martin_Schlecker_(5),_Paula_Sarkis_(5),_Trifon_Trifonov_(5),_Daniel_Thorngren_(6),_Avraham_Binnenfeld_(7),_Sahar_Shahaf_(8)Shay_Zucker_(7),_George_R._Ricker_(9),_David_W._Latham_(10),_S._Seager_(9_and_11_and_12),_Joshua_N._Winn_(13),_Jon_M._Jenkins_(14),_Brett_Addison_(15),_Francois_Bouchy_(16),_Brendan_P._Bowler_(17),_Joshua_T._Briegal_(18),_Edward_M._Bryant_(19_and_20),_Karen_A._Collins_(10),_Tansu_Daylan_(9_and_21),_Nolan_Grieves_(16),_Jonathan_Horner_(15),_Chelsea_Huang_(9),_Stephen_R._Kane_(22),_John_Kielkopf_(23),_Brian_McLean_(24),_Matthew_W._Mengel_(15)Louise_D._Nielsen_(16),_Jack_Okumura_(15),_Peter_Plavchan_(25),_Avi_Shporer_(9),_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02685 |
\textit{TESS}測光（セクター1-8、10-13、および27-28）で候補として最初に識別され、地上ベースの測光を使用して確認された、偏心した暖かい巨大惑星TOI-201bの確認を提示します。FEROS、HARPS、CORALIE、および\textsc{Minerva}-AustralisからのNGTSと視線速度。TOI-201bは、若い（$\mathrm{0.87^{+0.46}_{-0.49}\、Gyr}$）で明るい（V=9.07mag）F型星を$\mathrm{52.9781\、d}$期間。惑星の質量は$\mathrm{0.42^{+0.05}_{-0.03}\、M_J}$、半径は$\mathrm{1.008^{+0.012}_{-0.015}\、R_J}$、および軌道離心率$0.28^{+0.06}_{-0.09}$;ホスト星の若さを考えると、予想通り、まだかなり急速な冷却を受けているようです。星はまた、視線速度といくつかの活動指標の両方に長期変動を示しています。これは、恒星の活動に起因すると考えられます。TOI-201bのような暖かい巨大惑星の発見と特性評価は、巨大惑星の形成と進化の理論を制約するために重要です。
地球の酸素化された大気の将来の寿命
地球の現代の大気は高度に酸素化されており、その表面生物圏の遠隔検出可能な信号です。ただし、地球の大気中の酸素ベースのバイオシグネチャーの寿命は、特に遠い将来のために、不確実なままです。ここでは、生物地球化学と気候モデルを組み合わせて、地球上の酸素が豊富な大気条件の可能性のあるタイムスケールを調べます。確率論的アプローチを使用すると、現在の大気レベルの1％を超える酸素レベルを持つ地球の大気の平均将来寿命は10億8000万年+-1億4000万年であることがわかります。このモデルは、大気中の酸素がアルカイアの地球を彷彿とさせるレベルまで急激に低下する大気の脱酸素化が、地球の気候システムで湿った温室状態が始まる前、および大気から地表水が大幅に失われる前に引き起こされる可能性が高いと予測しています。。将来の脱酸素化は、太陽フラックスの増加の必然的な結果であるのに対し、その正確なタイミングは、マントルと海洋-大気-地殻システムの間の電力を減らす交換フラックスによって変調されることがわかります。私たちの結果は、惑星の炭酸塩-ケイ酸塩サイクルが最終的にCO2に制限された生物圏と急速な大気の脱酸素化につながる傾向があることを示唆し、弱酸素化および無酸素の太陽系外惑星大気に適用可能な堅牢な大気バイオシグネチャーの必要性を強調し、大気中の有機ヘイズの潜在的な重要性を強調しています惑星の居住性の最終段階。
ガウス過程回帰は、カプタイン星を周回する惑星の証拠を明らかにしません
| Title |
A_Gaussian_Process_Regression_Reveals_No_Evidence_for_Planets_Orbiting_Kapteyn's_Star |
| Authors |
Anna_Bortle,_Hallie_Fausey,_Jinbiao_Ji,_Sarah_Dodson-Robinson,_Victor_Ramirez_Delgado,_John_Gizis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02709 |
視線速度（RV）の惑星探査は、星の表面でのガスの動きによって引き起こされる信号によって汚染されることがよくあります。恒星の活動は、軌道を回る惑星によって引き起こされるRVの変化を模倣またはマスクする可能性があり、その結果、誤検出や検出の失敗が発生します。ここでは、ガウス過程（GP）回帰を使用して、カプタイン星の惑星と回転アーチファクトの矛盾するレポートを解きほぐします（Anglada-Escudeetal.2014、Robertsonetal.2015、Anglada-Escudeetal.2016）。回転をモデル化するために、RV信号とH-alpha信号に共同の準周期カーネルを使用し、それらの周期と相関タイムスケールが同じである必要があります。カプタイン星の自転周期は125日であるのに対し、特徴的な活動領域の寿命は694日であることがわかります。惑星をRVモデルに追加すると、100年の最適な公転周期、つまり観測時間のベースラインの10倍が生成されます。これは、観測されたRVが星の回転によってのみ最もよく説明されることを示しています。また、最適な回転モデルの実現を差し引いて構築された残余RVデータセットに有意な周期信号は見られず、以前に報告された両方の「惑星」は星の回転と活動のアーティファクトであると結論付けています。私たちの結果は、準周期的な回転信号をモデル化するために正弦波を使用することの落とし穴を浮き彫りにします。
方解石の衝撃脱蔵中の塑性変形による衝撃後加熱の役割
| Title |
The_role_of_post-shock_heating_by_plastic_deformation_during_impact_devolatilization_of_calcite |
| Authors |
Kosuke_Kurosawa,_Hidenori_Genda,_Shintaro_Azuma,_Keishi_Okazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02868 |
隕石の衝撃条件と衝撃波による熱変成作用の程度との関係を正確に理解することで、初期の太陽系の衝撃環境を理解することができます。最近のハイドロコードは、衝撃加熱が以前に考えられていたよりもはるかに高いことを明らかにしました。これは、衝撃を受けた岩石の塑性変形により、減圧中にさらに加熱が発生するためです。これは、衝撃後加熱と呼ばれます。ここでは、衝撃シミュレーションを方解石の衝撃揮発分除去に関する実験室実験と比較して、衝撃後の加熱が天然サンプルでも重要であるかどうかを調査します。熱力学に基づいて、方解石から生成されるCO$_2$の質量を計算しました。iSALEは、方解石の強度を持つ岩石の脱気挙動を再現できることがわかりました。対照的に、より低い岩石強度で計算されたCO2の質量は、実験値よりも体系的に小さくなっています。私たちの結果は、隕石の熱変成作用の解釈の再評価を必要とします。
| Title |
First_Detection_of_Hydroxyl_Radical_Emission_from_an_Exoplanet_Atmosphere:_High-dispersion_Characterization_of_WASP-33b_using_Subaru/IRD |
| Authors |
Stevanus_K._Nugroho,_Hajime_Kawahara,_Neale_P._Gibson,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Teruyuki_Hirano,_Takayuki_Kotani,_Yui_Kawashima,_Kento_Masuda,_Matteo_Brogi,_Jayne_L._Birkby,_Chris_A._Watson,_Motohide_Tamura,_Konstanze_Zwintz,_Hiroki_Harakawa,_Tomoyuki_Kudo,_Masayuki_Kuzuhara,_Klaus_Hodapp,_Masato_Ishizuka,_Shane_Jacobson,_Mihoko_Konishi,_Takashi_Kurokawa,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Akitoshi_Ueda,_and_S\'ebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03094 |
太陽系外の惑星大気、この場合はWASP-33bの昼側でのヒドロキシルラジカル（OH）放出サインの最初の検出を報告します。8.2mすばる望遠鏡の赤外線ドップラー分光器を使用して撮影したWASP-33bの高解像度近赤外線発光スペクトルを分析します。地電流線と恒星線は、トレンド除去アルゴリズムSysRemを使用して削除されます。次に、残差は、いくつかの異なるラインリストを使用して生成されたOHおよびH$_{2}$O惑星スペクトルテンプレートと相互相関されます。GJ436のスペクトルと相互相関させることにより、OHラインリストの精度をチェックおよび確認します。その結果、230.9$^{+6.9}の$K_\mathrm{p}$でOHの発光シグネチャを検出します。_{-7.4}$kms$^{-1}$および$v_{\mathrm{sys}}$の$-$0.3$^{+5.3}_{-5.6}$kms$^{-1}S/Nが5.4、有意性が5.5$\sigma$の$。さらに、POKAZATELラインリストを使用して、S/Nが4.0で有意性が5.2$\sigma$のHバンドでH$_{2}$O放射をわずかに検出します。ただし、HITEMP2010を使用しても重要な信号は検出されません。これは、ラインの位置と強度の違い、およびラインリストの不完全性が原因である可能性があります。それにもかかわらず、この限界検出は、H$_{2}$Oが超高温木星の上層大気でほとんど熱的に解離しているという予測と一致しています。したがって、OHは、COとともに、超高温木星の日中の大気中で最も豊富なO含有分子の1つであると予想され、それらの大気を研究する際に考慮する必要があります。
金属体の衝撃環境の可能な記録としてのクレーター形状：温度、衝撃速度およびインパクター密度の影響
| Title |
Crater_shape_as_a_possible_record_of_the_impact_environment_of_metallic_bodies:_Effects_of_temperature,_impact_velocity_and_impactor_density |
| Authors |
Ryo_Ogawa,_Akiko_M._Nakamura,_Ayako_Suzuki,_and_Sunao_Hasegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03128 |
分化した物体の核となった金属体は鉄隕石の源であり、主な小惑星帯に移動する前に、地球型惑星領域の初期に形成されたと考えられています。表面温度と相互衝突速度は、地球型惑星領域と主な小惑星帯の間で異なります。クレーターの形状の温度、速度、インパクター密度への依存性を調査するために、0.8〜7km/の速度で室温および低温の鉄隕石および鉄合金ターゲット（炭素鋼SS400および鉄ニッケル合金）に対して衝撃実験を実施しました。s。発射体は岩の円柱と金属の球と円柱でした。斜め衝突実験は、ステンレス鋼の発射体とSS400鋼のターゲットを使用して実施され、低温よりも室温でより顕著な放射状パターンのダウンレンジが生成されました。クレーターの直径と深さは、$\pi$グループのクレータースケーリング関係に基づく無次元パラメーターセットを使用して測定およびコンパイルされました。二次元数値シミュレーションは、ジョンソンクック強度モデルでiSALE-2Dコードを使用して実施されました。実験結果と数値結果の両方で、クレーターの深さと直径は、温度が下がるとターゲットが強化され、衝突速度が下がると減少することが示されました。減少傾向は、直径よりも深さの方が顕著でした。つまり、深さ/直径の比率は、低温および低速の条件で小さかった。岩石の発射体によって形成されたクレーターの深さ/直径の比率は、金属の発射体によって形成されたクレーターのそれよりも浅かった。我々の結果は、金属体の表面にあるクレーターの深さ/直径比の頻度分布が、金属体の過去の衝撃環境のプローブとして使用できることを示唆している。
赤いQSOの多波長特性-QSOの赤化の原因としてのほこりっぽい風の証拠
| Title |
The_multiwavelength_properties_of_red_QSOs_--_Evidence_for_dusty_winds_as_the_origin_of_QSO_reddening |
| Authors |
G._Calistro_Rivera,_D._M._Alexander,_D._J._Rosario,_C._M._Harrison,_M._Stalevski,_S._Rakshit,_V._A._Fawcett,_L._K._Morabito,_L._Klindt,_P._N._Best,_M._Bonato,_R._A._A._Bowler,_T._Costa,_and_R._Kondapally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02610 |
青のQSOと比較して、赤のクエーサー（QSO）の電波特性の根本的な違いが最近発見され、宇宙時間にわたる銀河とブラックホールの進化における潜在的な主要な集団として位置付けられています。それらの性質を解明するために、測光および分光データの豊富な編集を利用して、UVからFIRまでのスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化し、それらの輝線特性を特徴付けました。体系的な比較アプローチに従って、0.2<z<2.5で約1800のQSOのサンプルで、AGNの降着、不明瞭化、およびホスト銀河の特性を推測し、赤と対照のQSOに分類し、赤方偏移と光度を一致させます。選択によって予想される降着円盤の赤化を除いて、赤とコントロールQSOの平均SEDに違いはありません。さらに、QSOの赤化と星間物質、またはそれらのホスト銀河の星形成特性との間に明確な関連性は認められません。赤とコントロールQSOのトーラス特性は著しく類似しており、赤みがトーラスと方向の影響に関連していないことを示唆しています。興味深いことに、静止フレーム2〜5umで大幅に過剰な赤外線放射が検出されました。これは、光学的赤みと直接的な相関関係を示しています。その起源を説明するために、QSOスペクトルでの流出サインの存在を調査し、赤いQSOで広い[OIII]翼の発生率が高く、CIV速度シフトが大きい（>1000km/s）ことを発見しました。高速風の証拠を示す赤いQSOは、赤外線超過のより強い兆候を示し、QSO風の赤みと高温の塵の存在との因果関係を示唆していることがわかります。核スケールでのほこりっぽい風は、潜在的に赤いQSOの色の原因となる物理的成分であり、核内の降着物質の調節の重要なパラメーターであると提案します。
深部調査を使用して測定されたAGNの光度曲線の赤外線ラグ
| Title |
Infrared_lags_in_the_light_curves_of_AGN_measured_using_a_deep_survey |
| Authors |
E._Elmer,_M._Merrifield,_O._Almaini,_W._G._Hartley,_D._T._Maltby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02622 |
活動銀河核（AGN）の周りの構造に関する情報は、さまざまな波長でのさまざまな光出力の遅れを測定することから長い間得られてきました。原則として、赤外線データはより大きな半径に到達し、周囲のほこりっぽいトーラスで再処理された放射を調査する可能性さえあります。実際には、このような変動を検出するには高品質のデータが必要であり、変動の月単位の遅れの可能性を調査するために観測を長期間にわたって行う必要があるため、これは困難であることが証明されています。さらに、このようなラグのパターンの検索を開始するには、多数のソースを監視する必要があります。ここでは、ほぼ10年にわたる繰り返しの観測から構築されたUKIDSSUltraDeepSurveyが、そのような研究に理想的なデータセットを提供することを示します。平方度のフィールド内で強く変化するAGNとして識別された94の光源について、Kバンドの光度曲線がJバンドの光度曲線よりも平均して約1か月遅れていることがわかります。赤方偏移が大きいほどラグは小さくなり、光学的レストフレーム発光へのバンドシフトと一致します。物理的なサイズが光度に比例する場合に予想されるように、光度の低いAGNも短いラグを表示します。
NGC 1569で最年少の超星団の影響を観察する：Keck Brackett $ \ alpha $分光法
| Title |
Observing_the_influence_of_the_youngest_super_star_clusters_in_NGC_1569:_Keck_Brackett_$\alpha$_spectroscopy |
| Authors |
Daniel_P._Cohen,_Jean_L._Turner,_Sara_C._Beck,_S._Michelle_Consiglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02641 |
NGC1569の2つの候補埋め込み超星団（SSC）を横切るブラケット$\alpha$4.05$\mu$m再結合線のKeck-NIRSPEC観測を報告します。これらのSSCは、明るいHII領域に電力を供給し、以前は無線として検出されています。および中赤外線源。[SIV]10.5$\mu$mラインのIRTF-TEXES分光法とともに無線連続体の高解像度VLAマッピングを補足し、ブラケット$\alpha$スペクトルデータは、これらの形成によってイオン化されたガスの動的状態への新しい洞察を提供します大規模なクラスター。スリットビューカメラからの2つの$\mu$m画像で検出されたNIRソースは、GAIAソースと照合され、$\sim0.1''$以内の正確な天球座標とスリット位置が取得されます。Br$\alpha$は、光度の低い赤外線源であるMIR1（$L_{\rmIR}\sim2\times10^7〜L_\odot$）を動力源とする強い発光ピークとして検出されます。2番目の候補SSCMIR2はより明るい（$L_{\rmIR}\gtrsim4\times10^8〜L_\odot$）が、弱い電波連続体とBr$\alpha$放射を示し、イオン化ガスが非常に高密度であることを示唆しています（$n_e\gtrsim10^5$cm$^{-3}$）、新生の巨大な星の周りの超コンパクトなHII領域に対応します。領域全体のBr$\alpha$線と[SIV]線はどちらも非常に対称的で非常に狭く、線幅は$\Deltav\simeq40$kms$^{-1}$、FWHMです。この結果は、NGC1569の最年少の巨星クラスターからのフィードバックが現在、急速なガス分散が不可能であるという最初の明確な証拠であり、巨星団の形成における新たな理論的パラダイムと一致しています。
伴銀河とそのホストにおける周心通過駆動星形成：ローカルグループシミュレーションからの手がかり
| Title |
Pericentric_passage-driven_star_formation_in_satellite_galaxies_and_their_hosts:_CLUES_from_Local_Group_simulations |
| Authors |
Arianna_Di_Cintio_(ULL/IAC),_Robert_Mostoghiu_(UAM),_Alexander_Knebe_(UAM/ICRAR)_and_Julio_Navarro_(UVic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02739 |
局部銀河群の伴銀河は、その起源がまだ完全には理解されていない、多種多様な星形成履歴（SFH）を示しています。ConstrainedLocalUniversEプロジェクトの流体力学的シミュレーションを使用して、宇宙論的な文脈で天の川のような銀河の衛星のSFHを研究します。ほとんどの場合、ホスト銀河への降着により衛星はガスを失います。その後のSFの抑制では、サンプルの約25$\％$で、落下後のSFの明らかな向上が観察されます。SFのピークは、そのホストの周りの衛星の中心周囲の通過と、そして1つのケースでは、衛星と衛星の相互作用と明確に相関しています。落下後のSFの向上をもたらす2つの重要な要素を特定します。銀河は冷たいガスの貯蔵所でホストのビリアル半径に入る必要があります$M_{\rmgas、inf}/M_{\rmvir、inf}\gtrsim10^{-2}$で、最小ペリセントリック距離$\gtrsim$10kpc（サンプル全体の平均距離$\sim$50kpc）で、ペリセントリック通路での低温ガスの圧縮により新しい星を形成します。一方、ガスがほとんどない状態で落下する衛星や、中心距離が小さすぎる衛星では、ガスのラム圧力が除去され、その後のSFがクエンチされます。衛星の周心通過も同様にそれらのホストのSFピークと相関しており、このメカニズムが衛星と中央銀河で同様にSFのバーストを誘発することを示唆しており、私たちの銀河のSFHの最近の研究と一致しています。私たちの発見は、カリーナやろ座などの矮小銀河で観測された最近報告された複数の星の種族を説明することができ、銀河形成と衛星消光の半解析モデルで考慮されなければなりません。
SIRIUSプロジェクト。 III。恒星フィードバックを伴う直接N体積分器を使用した星団形成の星ごとのシミュレーション
| Title |
SIRIUS_Project._III._Star-by-star_simulations_of_star_cluster_formation_using_a_direct_N-body_integrator_with_stellar_feedback |
| Authors |
Michiko_S._Fujii,_Takayuki_R._Saitoh,_Yutaka_Hirai,_Long_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02829 |
クラスター形成シミュレーションの計算上の課題の1つは、個々の星を解像し、重力による軟化なしに、質量が$10^4M_{\odot}$を超える大規模なクラスターをシミュレートすることです。直接$N$-bodyコードとSmoothed-ParticleHydrodynamics（SPH）コードを組み合わせて、新しいコード\textsc{ASURA+BRIDGE}を開発しました。このコードでは、軟化することなく恒星粒子を統合できます。このコードに\HII領域のフィードバックモデルを追加します。このモデルでは、熱と運動量のフィードバックがStr{\"o}mgren半径内で与えられます。星団形成の$N$-body/SPHシミュレーションを実行します。軟化せずに、巨大な星の一部が形成中の星団から放出され、その結果、星団のフィードバックがクラスターの外側で機能します。これにより、最初はサブウイルス/スーパーウイルスの雲での星の形成が強化/抑制されます。形成された星団は次のようになります。現在観測されているオープンクラスターよりも密度が高いが、質量と密度の関係は、初期クラスター密度として推定されたものと一致するか、それよりもさらに高い。また、一部のクラスターは、階層の結果として、星団の年齢分布に複数のピークがあることがわかった。形成。
横磁場が通すポリトロープフィラメント雲の磁気静水圧平衡構造と質量
| Title |
Magnetohydrostatic_Equilibrium_Structure_and_Mass_of_Polytropic_Filamentary_Cloud_Threaded_by_Lateral_Magnetic_Field |
| Authors |
Raiga_Kashiwagi,_Kohji_Tomisaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02846 |
ハーシェル衛星による観測では、フィラメント状の構造が星間分子雲の基本的な構成要素として認識されています。これらのフィラメント、特に巨大なフィラメントは、しばしば星間磁場に垂直な方向に伸びています。さらに、フィラメントは明らかに負の温度勾配を持っていることがあります。つまり、フィラメントの温度は中心に向かって低下します。この論文では、フィラメントの軸に垂直に磁場が走っている負の屈折率のポリトロープガスの磁気静水圧平衡状態を研究します。モデルは4つのパラメーターによって制御されます：中心対面密度比（$\rho_c/\rho_s$）、周囲のガスのプラズマ$\beta$、スケールの高さで正規化された親雲の半径$R'_0$、およびポリトロープインデックス$N$。温度勾配の急勾配は$N$で表されます。温度勾配が大きいと、カラム密度プロファイルのエンベロープが浅くなることがわかりました。これにより、観測されたプロファイルと等温モデルから予想されるプロファイルとの間の不整合が調整されます。それを超えると平衡がない最大線質量（単位長さあたりの質量）を、等温非磁化フィラメントの最大線質量と比較しました。磁化されたポリトロープフィラメントの最大線質量を$\lambda_{max}\simeq\left[{\left（\lambda_{0、max}（N）/M_\odot{\rmpc^{-1}}\right）^2+\left（5.0+6.0/N\right）\left（{\Phi_{cl}}/{1\mu{\rmG\、pc}}\right）^2}\right]^{1/2}M_\odot{\rmpc^{-1}}$、ここで$\lambda_{0、max}（N）$は非の最大線質量を表します-磁化されたフィラメントと$\Phi_{cl}$は、単位長さあたりフィラメントを通る磁束の半分を示します。負のインデックスのポリトロープは、等温モデルの場合と比較して最大の線質量を減少させますが、フィラメントを通る磁場は線質量を増加させます。
銀河団内およびその周辺のMgII吸収体の検索
銀河周辺媒体（CGM）に対する環境の影響を研究するために、SDSSからのredMaPPer銀河団、背景クエーサー、およびクラスター銀河のサンプルを使用します。〜82000のクエーサースペクトルで、クラスター内およびクラスター周辺の197個のMgII吸収体を検出します。クエーサーあたりの検出率は、クラスターの外側よりもクラスターの内側で2.7$\pm$0.7倍高く、MgII吸収体がクラスター内で比較的豊富であることを示しています。しかし、銀河の数密度を考えると、銀河に対する吸収体の比率はクラスター内ではかなり低くなっています。MgII吸収体が主に巨大な星形成銀河のCGMによって寄与されていると仮定すると、クラスター銀河の典型的なハローサイズは散在銀河のそれよりも30$\pm$10パーセント小さくなります。この発見は、銀河のハローがホストクラスターとの相互作用によって切り捨てられる可能性があることを裏付けています。
キロパーセクスケールデュアルAGNの検出可能性：銀河構造とブラックホール軌道特性の影響
| Title |
The_Detectability_of_Kiloparsec_Scale_Dual_AGNs:_The_Impact_of_Galactic_Structure_and_Black_Hole_Orbital_Properties |
| Authors |
Kunyang_Li,_David_R._Ballantyne,_Tamara_Bogdanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02862 |
キロパーセク分離での二重活動銀河核（dAGN）の観測的探索は、銀河の進化における銀河の合体の役割を理解するために重要です。さらに、kpcスケールのdAGNは、重力波の重要な発生源である巨大なブラックホール（MBH）バイナリをマージする親母集団として機能する可能性があります。半解析的モデルを使用して、合併後の銀河における恒星とガスの力学的摩擦の影響下での不等質量MBHペアの軌道進化を説明します。約40,000kpcスケールのdAGNの検出可能性が、それらのホスト銀河の構造とMBHペアの軌道特性にどのように依存するかを定量化します。私たちのモデルは、kpcスケールのdAGNが、より小さな恒星バルジと比較的大きく、急速に回転するガスディスクを備えたガスが豊富な合併後の銀河で検出される可能性が最も高いことを示しています。検出可能性は、低離心率の順行軌道に続く同等の質量のMBHを備えたシステムでも向上します。対照的に、逆行性で離心率の低い軌道を持つdAGNは、モデルの中で最も検出されにくいシステムの一部です。降着するMBHが放射フィードバックを示すことが許可されているモデルのdAGNは、全体的な検出可能性が大幅に低いという特徴があります。検出可能性の抑制は、放射線フィードバックが発生する可能性が高い、ガスが豊富な合併残骸銀河で最も顕著です。もしそうなら、大きくて比較的ガスの少ない銀河がdAGNを検出するための最良の候補かもしれません。
形状形態による星団進化の解読
| Title |
Deciphering_Star_Cluster_Evolution_by_Shape_Morphology |
| Authors |
Qingshun_Hu,_Yu_Zhang,_Ali_Esamdin,_Jinzhong_Liu,_Xiangyun_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02912 |
散開星団の形態進化を分析し、265の散開星団の形状パラメーターを提供します。結果は、サンプルクラスターの全体的な形状は、古くなるにつれて楕円形になり、コアは円形のままであるか、わずかに円形になる傾向があることを示しています。楕円率とサンプルクラスターのメンバー数には負の相関関係があります。log（age/year）$\geq$8のサンプルクラスターでも、全体的な楕円率と質量の間に有意な負の相関が検出されます。これは、クラスターの全体的な形状が、メンバーと質量の数によって影響を受ける可能性があることを示しています。外力と周囲の環境に加えて。ほとんどの若いサンプルクラスターでは、短軸方向の半径方向の成層度が長軸方向の半径方向の成層度よりも大きく、若いサンプルクラスター内の2つの方向の半径方向の成層度が内部進化プロセスによって不均一に影響を受ける可能性があることを意味します。古いサンプルクラスターは、接線方向の層化が低くなっています。これは、これらのクラスターが低レベルの層化で長期間存続する可能性があることを意味します。私たちの分析は、サンプルクラスターの全体的な形状が、銀河の差動回転に埋め込まれたせん断力よりも、銀河中心に向かう銀河潮汐力の影響を受けやすい可能性があることを示しています。星団の年齢とメンバー数の分布を分析することにより、NGC6791が超銀河団に由来する可能性があることを示唆します。
HII領域周辺の磁場と星形成：S235複合体
| Title |
Magnetic_fields_and_Star_Formation_around_HII_regions:_The_S235_complex |
| Authors |
R._Devaraj,_D._P._Clemens,_L._K._Dewangan,_A._Luna,_T._P._Ray,_J._Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02956 |
磁場は遍在し、星形成に不可欠です。特に、HII領域のような多様な環境にわたる星形成の調節におけるそれらの役割をよく理解する必要があります。この研究では、MimirおよびPOLICAN機器で得られた近赤外線（NIR）$H$バンド偏光観測を使用して、S235複合体に対する磁場特性を示します。ガイアの距離とNIR色からの絶滅の組み合わせにより、フィールド内の375個の背景星を選択しました。星の光の偏光角から推測される空の平面（POS）の磁場の向きは、HII領域の球殻をトレースする湾曲した形態を明らかにします。プランクによって追跡された大規模な磁場は、銀河面に平行です。$1.1\、\mathrm{mm}$のダスト放出を使用して、質量が$33-525\、\rmM_\odot$の11個の密集した塊を特定しました。凝集塊の平均POS磁場強度は$36-121\、\mathrm{\muG}$の間であり、平均は${\sim}65\、\mathrm{\muG}$であると推定されました。凝集塊の質量対フラックス比は、乱流Alfv\'{e}nマッハ数が1未満で臨界未満であることがわかり、強く磁化された領域を示しています。凝集塊は、両極性拡散モデルと同様に、$0.52\pm0.07$のべき乗則指数で磁場強度と密度のスケーリングを示しています。私たちの結果は、S235複合体が恒星のフィードバックが新しい星を引き起こし、磁場が新しい星形成の速度を調節する領域であることを示しています。
渦巻状のホスト銀河の星形成砂漠におけるIa型超新星
| Title |
Type_Ia_supernovae_in_the_star_formation_deserts_of_spiral_host_galaxies |
| Authors |
A._A._Hakobyan,_A._G._Karapetyan,_L._V._Barkhudaryan,_M._H._Gevorgyan,_V._Adibekyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02970 |
185個の超新星（SNe）Iaをホストしている近くの渦巻銀河のサンプルを使用して、星形成砂漠（\SFD）以降。これを達成するために、ホスト銀河のディスクのUV/H$\alpha$画像に基づく単純な視覚的分類アプローチを提示します。星形成（SF）がバーの進化によって抑制されるSFDの動的タイムスケールの観点から、SNIaの$\Deltam_{15}$と前駆体の年齢を関連付けることができることを示します。SFD現象は、数Gyrより古い年齢のSNIa前駆体の亜集団を分離する優れた可能性を提供します。SFDには、ほとんどの場合、より速く下降するSNeIa$（\Deltam_{15}>1.25）$が含まれていることを初めて示します。SFDのない銀河の場合、バーの半径内の領域と外側の円盤には、ほとんどの場合、ゆっくりと下降するSNeIaが含まれています。SNeIaの遅延時間をより適切に制限するために、SNeIaとそのホスト銀河のより大きく、より堅牢なデータセットでSFD現象を使用する新しい研究（たとえば、積分フィールド観測）をお勧めします。
銀河モデルにおける大砲の垂直構造の最初の直接識別
| Title |
First_direct_identification_of_the_barlens_vertical_structure_in_galaxy_models |
| Authors |
Iliya_S._Tikhonenko,_Anton_A._Smirnov,_Natalia_Ya._Sotnikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02988 |
スペクトルダイナミクス法をバーレンを備えた1つの典型的なN体モデルに適用して、モデル化されたバーを完全に異なるタイプの軌道によってサポートされる個別のコンポーネントに分析します。少なくとも4つのコンポーネントを識別します。細い細長いバー、箱型のバー、およびバーレンに寄与する2つのコンポーネントです。バーの厚い部分（B/Pバルジ）を構成するすべてのコンポーネントの垂直構造を分析します。「ピーナッツ」の形は、主にフェイスオンバーの箱型部分を組み立てる軌道によるものであることを示しています。X字型を細くて細長いバーに関連付けます。正方形のようなアイソフォットを持つ不毛のより広い部分は、銀河を真正面から観察すると、B/Pバルジの箱型の形状に寄与します。ただし、正面から見た丸いアイソフォットのある不毛の部分は、垂直方向にかなり平坦な構造であり、中心から外れた大きな突起はありません。したがって、初めて、丸みを帯びた正面の不毛がB/Pバルジと完全に関連付けられないことを示します。
| Title |
Investigating_the_Projected_Phase_Space_of_Gaussian_and_Non-Gaussian_Clusters |
| Authors |
V._M._Sampaio,_R._R._de_Carvalho,_I._Ferreras,_T._F._Lagan\'a,_A._L._B._Ribeiro,_S._B._Rembold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03030 |
投影位相空間（PPS）を使用して、Yangカタログのグループのサブサンプルで銀河の特性とクラスター環境との関係を調査します。サンプルは、グループ内の速度分布のガウス性に従って、ガウス（G）と非ガウス（NG）に分割されます。サンプルは、$\rmM_{200}\geq10^{14}M_{\odot}$および$\rm0.03\leqz\leq0.1$の大規模なクラスターに限定されています。NGクラスターは、Gクラスターと比較して、より大きく、集中度が低く、かすかな銀河が過剰にあります。NGクラスターは、Gの場合と比較して、PPSの銀河特性の混合分布を示しています。落下時間とPPSの軌跡の関係を使用すると、平均して、NGクラスターが最後の$\sim5で$\rm\sim10^{11}\、M_{\odot}$より多くの恒星質量を付加したことがわかります。$GyrよりGクラスター。銀河の特性と落下時間の関係は、GシステムとNGシステムの銀河では大きく異なります。NGクラスターのPPSのより混合分布は、落下時間との関係が浅くなることを意味します。クラスターのビリアル半径の最初の交差が2〜4Gyr前にNGクラスターで起こったかすかな銀河は、Gシステムよりも古く、金属が豊富です。これらすべての結果は、NGクラスターが前処理された銀河のより高い降着を経験することを示唆しています。これは、銀河の進化を研究するための異なる環境としてGクラスターとNGクラスターを特徴づけます。
硫黄放射再結合線からのオリオン分子雲における初期の気相硫黄存在量
| Title |
The_initial_gas-phase_sulfur_abundance_in_the_Orion_Molecular_Cloud_from_sulfur_radio_recombination_lines |
| Authors |
Javier_R._Goicoechea_and_Sara_Cuadrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03092 |
化学元素の豊富さとそれらの枯渇要因は、最終的に星や惑星に組み込まれるガスと塵の組成を理解するための重要なパラメーターです。硫黄は、他の元素（炭素など）よりも揮発性が低いにもかかわらず、拡散した星間雲のダスト粒子の主成分ではないという意味で、豊富ですが独特の元素です。ここでは、イェベスで検出された新しい電波再結合線（RRL）から、高密度の星形成雲における気相の炭素対硫黄の存在比[C]/[S]と硫黄の存在量[S]を決定します。オリオン座分子雲（OMC）の縁であるオリオンバーにある40m望遠鏡-比較的高い周波数（〜40GHz〜7mm）と角度分解能（36''まで）-。9つのCn\alphaRRL（n=51〜59）と、デルタv=-8.4+/-0.3kms^-1でCn\alpha線から分離された9つの細い線の特徴を検出します。この速度分離に基づいて、これらの機能を硫黄RRLに割り当てますが、より凝縮性の高い元素であるMg、Si、またはFeからのRRLの寄与はほとんどありません。硫黄RRLの線は、OMCの光解離領域（PDR）をトレースします。A_V〜4までのこれらの主に中性のガス層では、イオンC+およびS+がほとんどのCおよびS気相リザーバーに固定されます。[C]_Ori/[S]_Ori=10.4+/-0.6の相対存在量を決定し、半透明ガスで測定された同じ[C]_Oriをスターシータ^1オリBに向けて採用し、[S]の絶対存在量を決定します。_Ori=（1.4+/-0.4）x10^-5。この値は、N（S+）〜7x10^17cm^-2（平均台）の場合に観測された硫黄RRLの放出モデルと一致しています。[S]_Oriは、OMCの「初期」硫黄存在量であり、[S]_Oriの未決定部分が、雲の内部の分子と氷のマントに入る前のものです。推定された存在量[S]_Oriは太陽の存在量と一致します。したがって、D（S）=0.0+/-0.2dexで、岩石ダスト粒子への硫黄の枯渇がほとんどないことを意味します。
GASP XXXIV：クラゲ銀河JO201のラム圧力ストリッピングの熱面の展開
| Title |
GASP_XXXIV:_Unfolding_the_thermal_side_of_ram_pressure_stripping_in_the_jellyfish_galaxy_JO201 |
| Authors |
M._G._Campitiello,_A._Ignesti,_M._Gitti,_F._Brighenti,_M._Radovich,_A._Wolter,_N._Tomicic,_C._Bellhouse,_B._M._Poggianti,_A._Moretti,_B._Vulcani,_Y._L._Jaff\`e,_R._Paladino,_A._Muller,_J._Fritz,_A._C._C._Lourenco,_M._Gullieuszik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03147 |
クラゲ銀河のX線研究は、星間物質（ISM）と銀河団ガス（ICM）の間の相互作用を理解する上で重要な役割を果たします。この論文では、クラゲ銀河JO201に焦点を当てました。アーカイブチャンドラ観測、MUSEH$\alpha$キューブ、および拡散イオン化ガスの放出率のマップを組み合わせることにより、その高エネルギースペクトル特性とX線および光放出間の空間相関の両方を調査しました。JO201のX線放射は、コンプトンの厚いAGN（L$_{\text{X}}^{0.5-10\text{keV}}$=2.7$\cdot$10$^{41}$ergs$^{-1}$、固有吸収は補正されていません）および拡張コンポーネント（L$_{\text{X}}^{0.5-10\、\text{keV}}\upperx$1.9-4.5$\cdot$10$^{41}$ergs$^{-1}$）は、観測された星形成（L$_{\text{X}}\sim$3.8$\cdot10^{40}$ergs$^{-1}$）。スペクトル分析は、X線放射が高温プラズマの熱冷却と一致していることを示しました。これらの特性は、他のクラゲ銀河に見られるものと類似しており、X線放射が拡大しています。ポイントツーポイント分析により、このX線放射はISM分布に厳密に従うことが明らかになりましたが、CLOUDYシミュレーションでは、この温かいプラズマによってトリガーされるイオン化が、で観察された[OI]/H$\alpha$過剰を再現できることが証明されました。JO201。銀河系のX線放出プラズマは、ICM-ISMの相互作用の結果としてISMの表面で発生したと結論付けています。このプロセスは、ICMの冷却と銀河への降着を伴い、さらに星形成を促進し、光学スペクトルに[OI]/H$\alpha$過剰が出現する可能性があります。
| Title |
Impact_of_Massive_Binary_Star_and_Cosmic_Evolution_on_Gravitational_Wave_Observations_I:_Black_Hole_-_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Floor_S._Broekgaarden,_Edo_Berger,_Coenraad_J._Neijssel,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_Debatri_Chattopadhyay,_Simon_Stevenson,_Martyna_Chruslinska,_Stephen_Justham,_Selma_E._de_Mink,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02608 |
ブラックホール-中性子星（BHNS）バイナリの合併は、今後数年間で重力波（GW）検出器によって観測されると予想されます。このような観測は、これらのシステムが存在することの確認を提供するだけでなく、巨大な（連星）星の死と生命、およびガンマ線バースト、r過程の濃縮、およびキロノバとの関連の可能性についてのユニークな洞察を提供します。ここでは、地上ベースのGW観測所の合併率と特性を予測するために、分離されたBHNSシステムのバイナリ母集団合成を示します。大規模な連星進化（例えば、物質移動、共通外層進化、超新星）に関する仮定、および金属量固有の星形成率密度に関する仮定の主要な不確実性を調査する420の異なるモデル順列の結果を示します。私たちの予測に対するそれらの相対的な影響を特徴づける。$\mathcal{R}_{\rm{m}}^0\約4$-$830\、\rm{Gpc}^{-3}\、\rm{yrの範囲で固有のローカルBHNS合併率を予測します}^{-1}$およびGWネットワークの場合、$\mathcal{R}_{\rm{det}}\約1$-$180\、\rm{yr}^{-1}$の範囲で検出されたレートデザイン感度の高いLIGO、Virgo、KAGRAで構成されています。バイナリ進化と金属量固有の星形成率密度はそれぞれ、$\mathcal{O}（10）$の順序で予測される合併率に影響を与えることがわかります。また、GWで検出されたBHNS合併プロパティの予測を示し、420のモデルバリエーションすべてで、BHNS合併の$\lesssim5\％$のBH質量が$\gtrsim18\、M_{\odot}$、総質量$であると予測されていることがわかります。\gtrsim20\、M_{\odot}$、チャープ質量$\gtrsim5.5\、M_{\odot}$、質量比$\gtrsim12$または$\lesssim2$。さらに、大規模なNS$>2\、M_{\odot}$は、ほぼすべてのモデルバリエーションのBHNS合併で一般的に検出されると予想されます。最後に、BHNS合併の$\sim$0％-70％の広い範囲が、合併中に質量を放出すると予測されています。
ルミナスおよびダブルピークタイプIc超新星2019stc：複数のエネルギー源の証拠
| Title |
The_Luminous_and_Double-Peaked_Type_Ic_Supernova_2019stc:_Evidence_for_Multiple_Energy_Sources |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_Edo_Berger,_Griffin_Hosseinzadeh,_Peter_K._Blanchard,_Matt_Nicholl,_V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02611 |
赤方偏移$z=0.117$での珍しいタイプIc超新星（SNIc）であるSN\、2019stc（=ZTF19acbonaa）の光学測光と分光法を紹介します。SN\、2019stcは、広い二重ピークの光度曲線を示し、最初のピークの絶対等級は$M_r=-20.0$magで、2番目のピークは約80静止フレーム日後、$M_r=-19.2$magです。。総放射エネルギーは大きく、$E_{\rmrad}\約2.5\times10^{50}$ergです。SN\、2019stcは、その大きな光度にもかかわらず、タイプI超高輝度超新星（SLSNe）の光度に近づき、典型的なSNIcスペクトルを示し、SLSNeとSNeIcの間のギャップを埋めます。スペクトルはFeピーク元素の存在を示していますが、放射性加熱のみで最初の光度曲線ピークをモデル化すると、ニッケルの質量分率が異常に高くなり、$f_{\rmNi}\約31\％$（$M_{\rmNi}\約3.2$M$_\odot$）。代わりに、マグネタースピンダウンと放射性加熱モデルを組み合わせて最初のピークをモデル化すると、$P_のマグネタースピン周期である$M_{\rmej}\upperx4$M$_\odot$とのより良い一致が見つかります。{\rmスピン}\約7.2$msおよび$B\約10^{14}$Gの磁場、および$f_{\rmNi}\lesssim0.2$（SNeIcと一致）。顕著な2番目のピークは、放射性加熱やマグネターのスピンダウンでは自然に対応できませんが、代わりに、先祖。残りの質量を含めると、$\約6.5$M$_\odot$が爆発する前のCOコア質量になります。ホスト銀河の金属量は$\約0.26$Z$_\odot$で、SNeIcの場合は低くなりますが、SLSNeと一致します。全体として、SN\、2019stcは通常のSNeIcとSLSNeの間の遷移オブジェクトであることがわかります。
超新星1987Aの広帯域X線スペクトルにおける熱放射と放射性線、しかしパルサーなし
| Title |
Thermal_Emission_and_Radioactive_Lines,_but_No_Pulsar,_in_the_Broadband_X-Ray_Spectrum_of_Supernova_1987A |
| Authors |
Dennis_Alp,_Josefin_Larsson,_Claes_Fransson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02612 |
超新星1987Aは、進化する超新星を数十年にわたって前例のない詳細で研究するユニークな機会を提供します。X線放射は、噴出物と星周円盤、主に赤道リング（ER）との間の相互作用によって支配されます。2012年から2020年の間に取得された3.3MsのNuSTARデータと、20年間のXMM-Newtonデータを分析します。${\sim}$2013以降、2keV未満のフラックスは減少し、3〜8keVのフラックスは増加しましたが、平坦になり始め、10keVを超える放出はほぼ一定のままです。スペクトルは、3つの熱衝撃成分を持つモデルによって十分に説明されています。0.3および0.9keVの2つの成分は、ER内の高密度の塊に関連しており、4keVの成分は、ER内の拡散ガスからの放出と周囲の低密度HII領域の組み合わせである可能性があります。非熱X線放射を含むモデルを嫌い、非熱コンポーネントに制約を課しますが、基礎となるべき法則をしっかりと除外することはできません。放射性線は、$^{44}$Tiの赤方偏移が$670^{+520}_{-380}$kms$^{-1}$、$^{44}$Tiの質量が$1.73_{-0.29}であることを示しています。^{+0.27}\times{}10^{-4}$太陽質量、および$^{55}$Fe質量$<4.2\times{}10^{-4}$太陽質量。コンパクトオブジェクトの35〜65keVの輝度制限は$2\times{}10^{34}$ergs$^{-1}$であり、10〜20keVのフラックスの$<15$％がパルス化されます。以前の制限を考慮すると、最近のALMA画像で中性子星によって加熱された塵の可能性のあるヒントを除いて、現在、コンパクトオブジェクトの兆候はないと結論付けています。
Neutron-starの合併後降着円盤におけるニュートリノ高速フレーバー変換
コンパクトな降着円盤は、2つの中性子星、または中性子星と恒星質量ブラックホールの合体で形成される可能性があります。このような降着円盤からの流出は、急速な中性子捕獲（r過程）元素合成の主要な場所として、また最初に観測された中性子星合体GW170817に続く「赤い」キロノバ放出の源として特定されています。$\dot{M}\sim1\、M_\odot\、\text{s}^{-1}の初期降着率での典型的な合併後降着円盤の長期一般相対論的放射電磁流体力学シミュレーションを提示します。合併後400ms以上。ニュートリノの高速フレーバー変換の効果を動的に説明するニュートリノ放射輸送を含みます。我々は、太陽の存在量と同様のランタニドと第3ピークのrプロセスの存在量を提供する、著しくより多くの中性子に富む流出をもたらす遍在するフレーバー振動を発見しました。これは、合併後の降着円盤が重いrプロセス要素の主要な生産現場であるという強力な証拠を提供します。同様のフレーバー効果により、コラプサーでのランタニド生成を増加させることができます。ここで紹介する形式は、コア崩壊超新星のシミュレーションで使用して、高速変換が爆発を強めるか弱めるかを調べることもできます。
内部衝撃モデルを使用したGRBプロンプトフェーズでの分極予測
| Title |
Polarization_Predictions_in_the_GRB_Prompt_Phase_with_the_Internal_Shock_Model |
| Authors |
Mi-Xiang_Lan,_Hao-Bing_Wang,_Siyao_Xu,_Siming_Liu,_and_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02952 |
標準のガンマ線バースト（GRB）プロンプトエミッションモデルとして、内部衝撃（IS）モデルは、GRB光度曲線のパルスの高速上昇および低速減衰の特徴を再現できます。時間およびエネルギーに依存する分極は、発光領域に関する重要な物理情報を提供し、モデルのテストに使用できます。磁化されたISモデルを使用したGRBプロンプトフェーズの分極予測は、慎重に調査する必要があります。磁化されたISモデルの磁場は、混合される可能性が非常に高く、半径とともに減衰します。このような減衰磁場の存在下でのシンクロトロン放射は、GRBプロンプト位相のバンド状スペクトルを回復することができます。磁化されたISモデルのフレームワークで、時間とエネルギーの両方に対するGRBプロンプト放出の分極の依存性を調査します。パラメータの範囲が広いため、分極度（PD）曲線で磁化ISモデルと磁気リコネクションモデルを区別することは困難です。エネルギー依存PDは、磁化ISモデルの高エネルギー帯域に向かって増加する可能性がありますが、散逸光球モデルのメガエレクトロンボルト帯域を超えるとゼロに減少します。したがって、PDのエネルギー依存性を使用して、GRBプロンプトエミッションのこれら2つのモデルを区別できると結論付けます。最後に、観測エネルギーバンドとは関係なく、時間積分および時間分解PDの$\xi_B-PD$曲線のプロファイルは非常に類似していることがわかります。ここで、$\xi_B$はの磁場強度比です。順序付けられたコンポーネントからランダムなコンポーネントへ。
超新星残骸RXJ1713.7-3946からの非熱放射の放射状プロファイル
超新星残骸RXJ1713.7-3946（G347.3-0.5とも呼ばれる）は、最大の表面輝度、詳細なスペクトルおよびシェルタイプの形態を示し、最も明るいTeV光源の1つです。最近のH.E.S.S.RXJ1713.7-3946の観測により、GeV-TeVガンマ線スペクトルの\textbf{a}べき乗則スペクトルが壊れており、X線バンドよりも拡張されたガンマ線空間半径プロファイルが明らかになりました。拡散衝撃加速モデルに基づいて、粒子の球対称流体力学方程式と輸送方程式を解き、RXJ1713.7-3946のマルチバンド非熱放射とレプトンの2つの選択されたゾーンの表面輝度の放射状プロファイルを調査します。$\gamma$線放射のシナリオ。（1）拡散係数はエネルギー依存性が弱く、コルモゴロフ型が好まれます。（2）衝撃波下流領域で乱流が発生する可能性があるため、周囲のさまざまな環境で磁場強度が半径とともに線形または非線形に変化する可能性があり、衝撃波面で圧縮増幅が存在する可能性があります。（3）ラジオからX線バンドへの非熱光子は、相対論的電子からのシンクロトロン放射によって支配されます。GeV-TeVガンマ線が、バックグラウンド光子と相互作用するこれらの電子からの逆コンプトン散乱によって生成される場合、X-より拡張された$\gamma$線放射を除いて、線およびガンマ線の放射状プロファイルを再現できます。
この論文では、アインシュタイン-ガウスボンネ重力の回転ブラックホールへのボンダイ-ホイル降着を研究した。計算領域の上流領域からガスを注入することにより、下流領域で安定したショックコーンの発生を発見しました。これらのショックコーンの動的構造と振動特性は、ブラックホールのスピンパラメータ$a$とガウス-ボネ結合定数アルファに強く依存します。アルファのさまざまな値により、さまざまな量の物質がブラックホールの地平線の近くに堆積する可能性があり、アルファが高いほど、質量降着率の振動振幅が大きくなり、定常状態に到達するのに必要な時間が長くなります。アルファの増加とともに小さくなります。さらに、負の方向にアルファを増加させると、ショック開口角度が減少し、この角度は、正の方向に$\alpha$が増加するにつれてわずかに増加します。ガウス・ボネ結合定数の負の値は、降着率や振動などの興味深い物理的結果をもたらすのに適していることがわかりました。さらに、ブラックホール回転パラメータ（a）が高いほど、降着率が高くなります。また、alpha\rightarrow0の場合、EGB重力のブラックホール解は一般相対性理論でカーに収束することも確認されています。さらに、ガウス-ボネ結合定数を使用して、ブラックホール回転パラメーターのさまざまな値に対して、M87*半径の観測された影のサイズを制約することができます。
孤立したバイナリ進化シナリオにおける低質量のバイナリブラックホール合併の前駆細胞
| Title |
Progenitors_of_low-mass_binary_black-hole_mergers_in_the_isolated_binary_evolution_scenario |
| Authors |
Federico_Garc\'ia_(1_and_2),_Adolfo_Simaz_Bunzel_(3),_Sylvain_Chaty_(1_and_4),_Edward_Porter_(4),_Eric_Chassande-Mottin_(4)_((1)_AIM/CEA-Saclay,_France,_(2)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_the_Netherlands,_(3)_IAR-CONICET,_Argentina,_(4)_APC,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03161 |
孤立したバイナリ進化のコンテキストで、最初の2つの高度なLIGO-Virgo実行内で検出された、2つの最低質量のバイナリブラックホール（BH）合併、GW151226とGW170608の前駆体特性と期待される速度を研究することを目的としています。シナリオ。共通外層（CE）フェーズ中に開発されたBH形成と不安定な物質移動を含めるように適合させた公開MESAコードを使用します。60000を超えるバイナリシミュレーションを使用して、初期の恒星の質量、分離、金属量、および物質移動効率の広いパラメータ空間を探索します。初期の恒星のバイナリ分布を考慮することにより、チャープ質量、質量比、および合併時間遅延の予想される分布を取得します。私たちのシミュレーションは、私たちが得た前駆体は、探索された金属量の全範囲にわたって互換性がある一方で、恒星風によると、それらは星の初期質量に強く依存していることを示しています。すべての前駆体は、$30-200〜R_\odot$の範囲の初期分離を持つバイナリから始まり、最初のBHの形成前に安定した物質移動相互作用を経験し、2番目の不安定な物質移動エピソードを導く同様の進化経路をたどります。二次星がヘルツシュプルングギャップを横切るとき、またはそれがそのコアで彼を燃やしているときに起こるCE放出に。CEフェーズは、考慮される低質量範囲で基本的な役割を果たします。このような不安定な物質移動フェーズを経験している前駆体のみが、ハッブル時間未満でマージできます。調査された最高の物質移動効率のために、ローカルユニバースで$0.2-5.0〜{\rmyr}^{-1}〜{\rmGpc}^{-3}$の範囲の統合された合併率密度が見つかりました。最高のレート密度は、$1.2-3.3〜{\rmyr}^{-1}$の検出レートにつながり、観測されたレートと互換性があります。観測値と比較する場合は、$\alpha_{\rmCE}=2.0$の高いCE効率のシナリオが推奨されます。要約。
トリプルスターシステムによる二重共通外層ジェット超新星（CEJSNe）
私は、単一の中性子星（NS;またはブラックホール;BH）の代わりに、NSと主系列星のタイトなバイナリシステムが共通外層進化（CEE）に入る新しいタイプの共通外層ジェット超新星（CEJSN）イベントを提案します。）赤色超巨星と。NSとタイトバイナリシステムの主系列星は赤色超巨星のエンベロープ内で融合し、独自のCEEに入ります。NSは降着円盤を通していくらかの質量を降着させ、主系列星を爆発させるジェットを発射します。NSがこの段階で発射する2つのジェットは、約10^{52}ergのエネルギーを運ぶと推定します。これは、NSまたはそのBHの残骸がコアに入るときにジェットが運ぶエネルギーとほぼ同じ桁です。後の段階で。そのために、私はイベント全体をダブルCEJSNと呼びます。ダブルCEJSNの結果は、非常に長く、数か月から数年、非常にエネルギーの高いイベントであり、総エネルギーは約10^{52}-10^{53}エルグであり、観測的には独特の超エネルギーイベントとして分類されます。。私は、新しい一時的な調査では、1年にトリプルスターシステムから約1つのCEJSNイベントを検出する必要があると大まかに見積もっています。最後に、トリプルスターシステムで他の種類のCEJSNイベントをリストします。
歪んだ、変形したコンパクトな物体の背景における荷電粒子のダイナミクスと関連するディスクモデルのQPO-I。均一な磁場に埋め込まれている
| Title |
Dynamics_of_charged_particles_and_QPO_of_related_disk_models_in_the_background_of_a_distorted,_deformed_compact_object-_I._embedded_in_a_uniform_magnetic_field |
| Authors |
Shokoufe_Faraji,_Audrey_Trova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03229 |
この作品は、重力と電磁場の影響を受けた帯電した試験粒子の動的特性を示しています。したがって、この作業では、2つの四重極パラメーターを含む最も単純な静的および軸対称のメトリックに焦点を当てます。1つは中央のオブジェクトに関連し、もう1つは物質の外部分布にリンクされている歪みパラメータに関連します。このメトリックは、観察可能な効果を動的な自由度としてこれらのパラメーターに関連付けることができます。そのようなフィールドを選択するための天体物理学的動機は、これらのオブジェクトの近くで発生する実際の状況の合理的なモデルを構成する可能性です。降着過程における大規模磁場の役割をテストするために、システムのさまざまなパラメーターの影響下で、時間のような軌道のさまざまな境界軌道を分析することから始めます。特に、磁場の強さの影響を研究します。これは、半径方向および/または垂直方向の振動に関するそれらの安定性を調べることにつながります。最終的な目標は、ディスク振動モードのさまざまな共振モデルを使用して、振動モードの共振現象について説明することです。
サイモンズ天文台大口径望遠鏡受信機
| Title |
The_Simons_Observatory_Large_Aperture_Telescope_Receiver |
| Authors |
Ningfeng_Zhu,_Tanay_Bhandarkar,_Gabriele_Coppi,_Anna_M._Kofman,_John_L._Orlowski-Scherer,_Zhilei_Xu,_Shunsuke_Adachi,_Peter_Ade,_Simone_Aiola,_Jason_Austermann,_Andrew_O._Bazarko,_James_A._Beall,_Sanah_Bhimani,_J._Richard_Bond,_Grace_E._Chesmore,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_Devlin,_Simon_Dicker,_Bradley_Dober,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Rolando_D\"unner,_Giulio_Fabbian,_Nicholas_Galitzki,_Patricio_A._Gallardo,_Joseph_E._Golec,_Saianeesh_K._Haridas,_Kathleen_Harrington,_Erin_Healy,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Iuliano,_Bradley_R._Johnson,_Brian_Keatin,_Kenji_Kiuchi,_Brian_J._Koopman,_Jack_Lashner,_Adrian_T._Lee,_Yaqiong_Li,_Michele_Limon,_Michael_Link,_Tammy_J_Lucas,_Heather_McCarrick,_Jenna_Moore,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Elena_Pierpaoli,_Michael_J._Randall,_Karen_Perez_Sarmiento,_Lauren_J._Saunders,_Joseph_Seibert,_Carlos_Sierra,_Rita_Sonka,_Jacob_Spisak,_Shreya_Sutariya,_Osamu_Tajima,_Grant_P._Teply,_Robert_J._Thornton,_Tran_Tsan,_Carole_Tucker,_Joel_Ullom,_Eve_M._Vavagiakis,_Michael_R._Vissers,_Samantha_Walker,_Benjamin_Westbrook,_Edward_J._Wollack,_Mario_Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02747 |
サイモンズ天文台（SO）の大口径望遠鏡受信機（LATR）は、チリのセロトコの標高5,200mにある大口径望遠鏡に結合されます。結果として得られる機器は、前例のない精度で空の半分の分単位の解像度のミリ波マップを生成します。LATRは、直径2.4m、長さ2.6mのこれまでに製造された最大の極低温ミリ波カメラです。1200kgの材料を4Kに、200kgを100mkに冷却します。これは、27、39、93、145、225、および280GHzを中心とするバンドを持つボロメータ検出器の動作温度です。最終的に、LATRは直径40cmの光学チューブを13個収容し、それぞれに3枚の検出器ウェーハと合計62,000個の検出器があります。LATRの設計では、システムの光学的位置合わせを維持し、迷光を制御し、極低温の分離を提供し、温度勾配を制限し、システムを室温から100mKに冷却する時間を最小限に抑える必要があります。これらの競合する要因間の相互作用は、固有の課題をもたらします。システムの設計、最終的な最適化、構築、および最終的なパフォーマンスに関連するトレードスタディについて説明します。
深いベイズモデリングに基づく新しい恒星スペクトルノイズ除去法
スペクトルノイズ除去は、大規模な分光調査にとって重要な手順です。この作品は、深いベイズモデリングに基づく新しい恒星スペクトルノイズ除去法を提案します。モデルの構築には、各恒星サブクラスの事前分布、スペクトルジェネレーター、およびフローベースのノイズモデルが含まれます。私たちの方法は、ノイズ相関構造を考慮に入れており、強い空の輝線や宇宙線の影響を受けません。さらに、アドホックな代入なしで、フラックス値が欠落しているスペクトルを自然に処理できます。提案された方法は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの実際の恒星スペクトルで、一般的な恒星サブクラスの包括的なリストを使用して評価され、標準のノイズ除去オートエンコーダーと比較されます。当社のノイズ除去方法は、ノイズ除去の品質と欠落しているフラックスの代入に関して、標準のノイズ除去オートエンコーダよりも優れたパフォーマンスを示しています。データの前処理中に私たちの方法を適用するとき、星の分類と物理的パラメータ測定の精度を改善するのに役立つ可能性があります。
寿命はテクノシグネチャーの検索における重要な要素です
SETIの成功の可能性は、技術文明の寿命に依存すること、またはより広くは、それらの存在の兆候の持続時間、または技術署名に依存することはよく知られています。ここでは、この一般的な信条をより詳細に再検討し、そのより広い意味が適切な意味を与えられていないことを示します。特に、見過ごされがちな側面は、技術署名の期間は、原則として、それを生み出す文明の時代からほぼ完全に分離可能であるということです。持続時間に基づくテクノシグネチャーの分類スキームを提案し、モンテカルロシミュレーションを使用して、銀河テクノシグネチャーの初期の一般的な分布を考えると、最も長い持続時間を持つものだけが検出される可能性が高いことを示します。これは、とりわけ、多数の短命のテクノシグネチャーを探すことは、いくつかの長命のテクノシグネチャーに焦点を当てるよりも弱い観察戦略であることを示しています。それはまた、地球外知性の問題に取り組む際の人間中心主義の偏見を放棄することを示唆しています。最後に、長寿命のテクノシグネチャーの確立につながる可能性のある経路についていくつかのアイデアを示します。
Wilhelm IV、Landgraf von Hessen-Kasselの星表：カタログと測定の精度
| Title |
The_star_catalogue_of_Wilhelm_IV,_Landgraf_von_Hessen-Kassel:_Accuracy_of_the_catalogue_and_of_the_measurements |
| Authors |
Frank_Verbunt_and_Andreas_Schrimpf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03034 |
WilhemIV、LandgrafvonHessen-Kasselによる1586年の原稿の星表を分析します。カタログに記載されている星間の高度と角度の測定から、8つの基本的な星の測定精度は平均26秒角であることがわかります。Braheによる測定の49秒角。高度を赤緯に、星間の角度を天球位置に変換する際の計算は非常に正確であり、測定誤差に関しては無視できる誤差があります。春分点の位置がずれているため、カタログの位置誤差はブラーエのカタログよりもわずかに悪いですが、17世紀の天文学者に知られているオフセットを修正すると、カタログはより正確になります。ブラーエより2倍。カタログの機械可読テーブルを提供します。
ウェスタールンド1世の再考
| Title |
The_Age_of_Westerlund_1_Revisited |
| Authors |
Emma_R._Beasor,_Ben_Davies,_Nathan_Smith,_Robert_D._Gehrz_and_Donald_F._Figer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02609 |
クラスターWesterlund〜1（Wd1）は、多種多様な主系列星（MS）の大質量星のホストです。これらの星の同時存在は、クラスターが4-5Myrの微調整された年齢を持ち、いくつかの公開された研究が独立してこの範囲内の年齢を主張している場合にのみ、恒星モデルによって説明できます。この年齢で、恒星モデルは、クールな超巨星（CSG）が経験的な光度限界に近い$\log（L/L_\odot）\約5.5$の光度を持つべきであると予測しています。ここでは、アーカイブデータとSOFIAからの新しい測光を使用してその予測をテストし、CSGのボロメータ光度を推定します。これらの星は、どの恒星進化モデルが使用されているかに関係なく、平均して0.4dex弱すぎて、5Myrの古いものではなく、代わりに$10.4^{+1.3}_{-1.2}$Myrのはるかに古い年齢を示しています。絶滅の法則における体系的な不確実性も恒星の変動性も、この不一致を説明することはできないと私たちは主張します。文献でWd1のさまざまな独立した年齢推定値を検討する際に、まず、恒星の多様性に基づく推定値が信頼できないことを示します。次に、ダミネリ減光法を使用してWd1のMS以前の星を再分析し、$7.2^{+1.1}_{-2.3}$Myrの年齢を見つけました。以前の研究よりも古いですが、年齢を10Myrに近づける可能性のある体系的なエラーに対して脆弱です。しかし、CSGの時代と、食変光星W13から推測される時代との間には大きな緊張が残っています。恒星進化モデルは、単一年齢パラダイムの下でWd1を説明できないと結論付けます。代わりに、Wd1領域の星が数Myrの期間にわたって形成されたことを提案します。
コロナルジェットによる衝撃に続く大振幅のプロミネンス振動
| Title |
Large-amplitude_prominence_oscillations_following_the_impact_by_a_coronal_jet |
| Authors |
Manuel_Luna_and_Fernando_Moreno-Insertis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02661 |
観測の証拠は、コロナルジェットがプロミネンスに当たって動き出す可能性があることを示しています。衝撃は、プロミネンスの大振幅振動（LAO）につながります。この論文では、2.5DMHD数値実験を通じてこのプロセスを理解しようとしています。私たちのモデルでは、ジェットは、プロミネンスをサポートするフィラメントチャネル（FC）のフットポイントの1つにある寄生双極領域の上のせん断磁気アーケードで生成されます。せん断は、観測された光球値をはるかに超えない速度で課されます。以前のジェットモデルと同様に、複数の再接続プロセスにつながります。プラズマジェットに先行する速いAlfv\'enic摂動と遅い超音速フロントの両方が再接続サイトから発行されます。後の段階では、より激しい（噴火）ジェットが生成されます。摂動とジェットはFCに沿って走ります。それらは部分的にプロミネンスに反映され、部分的にプロミネンスを介して送信されます。その結果、FCに沿った逆流の流れとプロミネンスの振動のパターンが生じます。振動は、縦方向と横方向の両方の隆起の一部でのLAO（振幅が$10〜\mathrm{km\、s^{-1}}$を超える）です。一部の力線では、衝撃が非常に強いため、プロミネンスマスがディップから出て、FCに沿って彩層に降りてきます。寄生双極領域の上のアーケードの高さが異なる2つのケースが調査され、ジェットによって摂動された隆起の領域の高さが異なります。得られた振動の振幅と周期は、一般的に観測結果と一致しています。
異常なエッジオン原始惑星系円盤の解剖学I.冷たい円盤に沈降する塵
| Title |
The_Anatomy_of_an_Unusual_Edge-on_Protoplanetary_Disk_I._Dust_Settling_in_a_Cold_Disk |
| Authors |
S._Wolff,_G._Duch\^ene,_K._Stapelfeldt,_F._M\'enard,_C._Flores,_D._Padgett,_C._Pinte,_M._Villenave,_G._van_der_Plas,_M._Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02665 |
惑星形成の初期段階として、巨大で光学的に厚く、ガスが豊富な原始惑星系円盤は、星と惑星の形成の物理学への重要な洞察を提供します。真正面から見ると、高解像度の画像は、これらのディスクの放射状構造と垂直構造の両方を研究し、これを垂直沈降、放射状ドリフト、粒子成長、およびミッドプレーン温度の変化に関連付けるユニークな機会を提供します。この作品では、マルチエポックHSTとケックの散乱光画像と、へびつかい座ロー星の若い太陽型星である原始惑星系円盤SSTC2DJ163131.2-242627の非常に平坦なエッジオンのALMA1.3mm連続体マップを示します。。別々のMCMC実行で0.8$\mu$mと1.3mmの画像をモデル化し、MCFOST放射伝達コードを使用してディスクの形状とダスト特性を調査します。散乱光では、ディスクの表層にある小さなダスト粒子に敏感ですが、サブミリメートルのダスト連続体観測では、ディスクのミッドプレーンに近い大きなダスト粒子を調べます。共分散ベースの対数尤度推定を使用して両方のデータセットを組み合わせたMCMC実行はわずかに成功しました。これは、ディスクモデルの複雑さが不十分であることを意味します。このディスクは、指数関数的に先細りの外縁がほぼ真正面から見たフレアディスクモデルによってよく特徴付けられますが、垂直方向に薄いプロファイルと明らかなフレアの欠如を再現するには、ある程度のダスト沈降が必要です。予想よりも低温のディスクミッドプレーン、ダストの沈降の証拠、および残留放射状下部構造はすべて、将来のより高解像度の観測で調査される、より複雑な放射状密度プロファイルを示しています。
異常なエッジオン原始惑星系円盤の解剖学。 II。ガス温度と暖かい外側の領域
| Title |
The_Anatomy_of_an_Unusual_Edge-on_Protoplanetary_Disk._II._Gas_temperature_and_a_warm_outer_region |
| Authors |
Christian_Flores,_Gaspard_Duchene,_Schuyler_Wolff,_Marion_Villenave,_Karl_Stapelfeldt,_Jonathan_P._Williams,_Christophe_Pinte,_Deborah_Padgett,_Michael_S._Connelley,_Gerrit_van_der_Plas,_Francois_Menard,_Marshall_D._Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02666 |
SSTC2DJ163131.2-242627の周りの高度に傾斜した原始惑星系円盤の、高解像度の$^{12}$COと$^{13}$CO2-1ALMA観測、および光学分光法と近赤外分光法を紹介します。。ソースに対して導出したスペクトル型は、ALMA観測から推測された$\rm1.2\、M_{\odot}$星と一致しています。その巨大な星周円盤にもかかわらず、私たちは星への継続的な降着の証拠をほとんどまたはまったく見つけません。COマップは、垂直方向に沿って異常にコンパクトなディスクを示しており、散乱光画像での外観と一致しています。ガスディスクは、サブミリ波の連続体と光散乱光の両方の約2倍の距離まで伸びています。COは、コールドミッドプレーンでの凍結から予想されるように、CO放出が抑制されているミッドプレーン領域によって分離された2つの表面層から検出されます。Dutreyetal。によって提示されたTopographicallyReconstructedDistributionメソッドの修正バージョンを適用します。2017年にディスクの温度構造を導き出します。CO放出層とミッドプレーンの温度は、$\rmR<200$auでそれぞれ$\sim$33Kと$\sim$20Kであることがわかります。$\rmR>200$auの外側では、ディスクのミッドプレーン温度は$\sim$30Kに上昇し、ほぼ垂直に等温プロファイルになります。CO温度の変化は、ディスクからのサブミクロンおよびサブミリメートルの放出の劇的な減少と一致します。これは、ディスクの外側部分に追加の加熱源を提供する星間紫外線として解釈されます。
OB星のアルマカタログ。 II。ガイアDR2とのクロスマッチとソーラー近隣の更新された地図
| Title |
The_Alma_catalog_of_OB_stars._II._A_cross-match_with_Gaia_DR2_and_an_updated_map_of_the_solar_neighbourhood |
| Authors |
M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_R._H._Barb\'a,_B._Cameron_Reed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02748 |
OB星のアルマカタログをガイアDR2位置天文学および測光と照合し、太陽の近くにある大規模な星のクリーンなサンプルを高度に完全に作成するための最初のステップとして使用します。得られた色絶対等級図を分析して、サンプルをカテゴリに分割し、2つのソースからの絶滅推定値を比較して、両方の問題を見つけます。3つの異なる事前分布で得られた距離は、それらの間でほとんど違いがないことがわかり、ガイアDR2距離が堅牢であることを示しています。太陽近傍の大質量星の3D分布の分析が提示されます。セフェウスの拍車を吹き替えた運動学的に異なる構造が、オリオン-シグナスの渦巻腕からペルセウス腕に向かって伸び、銀河の中央面の上に位置し、最近発見されたラドクリフ波に関連している可能性があることを示します。銀河円盤のこの波形パターンが、その山と谷での最近の強化された星形成の原因である可能性があることを提案します。また、この作業を近い将来に拡張する計画についても説明します。
WawHelioGlow：太陽圏後方散乱グローのモデル。 I.モデルの定義
| Title |
WawHelioGlow:_a_model_of_the_heliospheric_backscatter_glow._I._Model_definition |
| Authors |
M.A._Kubiak_and_M._Bzowski_and_I._Kowalska-Leszczynska_and_M._Strumik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02797 |
ヘリオグローは、太陽圏内の星間原子の蛍光であり、太陽のEUV放射によって励起されます。これまでのところ、星間HとHeのヘリオグローが検出されています。ヘリオグローは、空の特徴的な分布を特徴としており、星間中性ガスの特性と太陽風の特性の両方を導き出すために使用できます。これには、太陽因子と星間との間の本質的な結合関係を十分なリアリズムで捉えることができるシミュレーションモデルが必要です。太陽要因には、太陽風フラックスとその時間とヘリオラティチュードによる変動、およびソーラーEUV出力のヘリオラティチュードと時間変動が含まれます。太陽圏内のISNガスは、時間と場所によって変化する複雑な分布関数を特徴としています。この論文は、光学的に薄い単一散乱近似を使用したヘリオグローフラックスのWawHelioGlowシミュレーションモデルの最初のバージョンを示しています。ヘリオグローの計算は、（n）WTPMモデルによって提供される星間HおよびHeの分布関数の高度な速度論的処理に基づいています。このモデルは、観測からの太陽EUV出力のヘリオ緯度とスペクトルの変動を考慮に入れています。モデルの定式化と太陽スペクトルフラックスの処理を提示します。添付のペーパーIIは、モデルの要素の視線進化の詳細と、WawHelioGlowコードの結果と、SOHOミッションに搭載されたSWAN機器によって取得された水素ヘリオグローの選択された星図との簡単な比較を示しています。
WawHelioGlow：太陽圏後方散乱グローのモデル。 II。太陽EUV出力におけるヘリオグローの蓄積と異方性の潜在的な重要性
| Title |
WawHelioGlow:_a_model_of_the_heliospheric_backscatter_glow._II._The_helioglow_buildup_and_the_potential_significance_of_the_anisotropy_in_the_solar_EUV_output |
| Authors |
M.A._Kubiak_and_M._Bzowski_and_I._Kowalska-Leszczynska_and_M._Strumik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02802 |
ヘリオグローは、太陽圏内の星間原子の蛍光であり、太陽EUVによって励起されます。星間ガスの衝突間の平均自由行程は太陽圏のサイズに匹敵するため、太陽圏内のこのガスの分布関数は、空間および時間とともに大きく変化し、マクスウェル分布ではありません。現実的にモデル化された太陽因子と星間中性ガスの分布関数との間の結合は、私たちが開発したヘリオグローモデルで説明されています。WawHelioGlowは、添付のペーパーIに示されています。ここでは、ガス密度、太陽照明、ヘリオグローソース関数、および1auで観測された選択された視線のヘリオグロー信号を構築するその他の関連パラメーターの変化を示します。太陽周期のさまざまな段階でこれらの要素を比較し、太陽EUV出力のヘリオラティチュード異方性に対する結果の感度を示します。惑星間シンチレーションの分析結果を使用して、太陽風フラックスの現実的な緯度異方性を仮定します。シミュレートされたヘリオグローを、SOHO/SWAN機器によって観測された選択されたマップと比較します。WawHelioGlowがヘリオグローの空の分布の基本的な特徴を再現できることを示します。太陽周期の一部のフェーズでは、太陽EUV出力の異方性を持つモデルが観測をより適切に再現しますが、他のフェーズでは、EUV異方性は必要ありません。シミュレートされたすべてのケースで、惑星間シンチレーション測定からの洞察に続く太陽風異方性が存在します。
ヘリウム白色矮星、超小型X線連星、重力波源によるミリ秒パルサーの形成
| Title |
Formation_of_millisecond_pulsars_with_helium_white_dwarfs,_ultra-compact_X-ray_binaries_and_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Hai-Liang_Chen,_Thomas_M._Tauris,_Zhanwen_Han,_Xuefei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02931 |
近軌道低質量X線連星（LMXB）、超低質量ヘリウムWD（ELMHe〜WD）を備えた無線連星ミリ秒パルサー（BMSP）、および超小型X線連星（UCXB）はすべて同じ進化のシーケンス。したがって、これらの個体群が1つの種から別の種にどのように進化するかを理解することが最も重要です。さらに、UCXBは重要な重力波（GW）源であり、将来の宇宙搭載GW観測所で検出できます。ただし、中性子星（NS）バイナリのこれら3つの異なる集団間の形成と進化のリンクは完全には理解されていません。特に、これらのシステムの形成については、特有の微調整の問題が以前に実証されています。この調査では、新しく提案された磁気ブレーキ処方をテストし、LMXBの形成と進化をモデル化します。バイナリ進化モデルのグリッドを計算し、UCXBを生成するために完全に進化する前駆体バイナリの初期パラメータ空間を提示します。分離したNS+ELM〜He〜WDバイナリおよびその後のUCXBに進化するLMXBの初期公転周期範囲は、標準の磁気ブレーキ処方による進化と比較して大幅に広くなり、微調整の問題を軽減するのに役立ちます。。ただし、この新しい磁気ブレーキ処方の強力なバージョンでは、広軌道BMSPの形成が禁止されていることもわかりました。そのため、処方の改訂が必要になります。最後に、銀河系GWソースとしてのUCXBの特性の例を示し、LISA、TianQin、およびTaiji天文台によるそれらの検出について説明します。
オリオン大星雲クラスター内の降着星によるX線駆動光蒸発のモデルのテスト
| Title |
Testing_the_models_of_X-ray_driven_photoevaporation_with_accreting_stars_in_the_Orion_Nebula_Cluster |
| Authors |
Stefan_Flaischlen,_Thomas_Preibisch,_Carlo_Felice_Manara,_Barbara_Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03039 |
最近の研究は、特に円盤の光蒸発のために、若い恒星状天体の星周円盤の進化における恒星X線の重要性を強調しています。このプロセスの特徴は、これまでに暫定的に観測された恒星降着率のX線光度への依存性に見られるかもしれません。X線駆動の光蒸発のモデルによると、X線の光度が高い星は、同じような質量と年齢のサンプルで、平均して低い降着率を示すはずです。この目的のために、COUP観測中にチャンドラで決定されたオリオン大星雲クラスターの若い星のX線特性と、HST財務プログラムの測光カタログから得られた降着データを分析しました。これらのデータを使用して、部分線形回帰分析を使用して、X線活動と降着率の関係の統計分析を実行しました。332個の若い星のサンプルで見つかった最初の反相関は、以前の研究と比較してかなり弱いです。ただし、フレア活動を除外するか、X線の光度をソフトバンド（0.5〜2.0keV）に制限すると、より強い反相関が生じ、統計的に重要になります。さらに、X線スペクトルフィッティングで得られたプラズマ温度の高い成分と降着率の間に弱い正の相関があることを発見しました。これは、X線スペクトルの硬度が降着プロセスに影響を与える可能性があることを示しています。理論モデルによって予測されるように、弱い反相関の証拠があり、X線光蒸発がディスク進化の後期段階で内部ディスクを通る降着率を変調し、光蒸発が不足した降着の段階につながることを示唆しています。
| Title |
Exploring_the_tilted_accretion_disc_of_AQ_Men_with_TESS |
| Authors |
Krystian_Ilkiewicz,_Simone_Scaringi,_James_M.C._Court,_Thomas_J._Maccarone,_Diego_Altamirano,_Corey_W._Bradshaw,_Nathalie_Degenaar,_Matteo_Fratta,_Colin_Littlefield,_Tariq_Shahbaz,_Rudy_Wijnands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03041 |
AQMenは新星のような変数であり、傾斜した歳差運動の降着円盤を持っていると推定されます。このシステムの日食は、降着円盤の形状を調べるのに役立つと推測されています。この作業では、AQMenのTESS観測を分析しました。これは、これまでのところこのオブジェクトの最高の光度曲線を提供します。日食の深さが降着円盤の向きによって変化していることを示します。これは、それらが傾斜した降着円盤モデルの直接テストとして機能できることを意味します。降着円盤の歳差運動期間は、TESS観測中に増加しています。ただし、それでも以前の研究で決定された期間よりも短いです。降着円盤の歳差運動に関連する変動の振幅は変化し、この変動の形状も変化します。さらに、AQMenではこれまで見られなかったポジティブなスーパーハンプを検出しました。興味深いことに、正のスーパーハンプは強く非正弦波の形状をしており、これは新星のような変数には期待されていません。
Zwicky TransientFacilityデータの新しいSUUMaタイプの星ZTF18abdlzhd
| Title |
New_SU_UMa-type_star_ZTF18abdlzhd_in_the_Zwicky_Transient_Facility_data |
| Authors |
Sergei_V._Antipin,_Alexandra_M._Zubareva,_Aleksandr_A._Belinski,_Marina_A._Burlak,_Natalia_P._Ikonnikova,_Konstantin_L._Malanchev,_Matwey_V._Kornilov_and_Egor_O._Mishin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03042 |
ZwickyTransientFacility調査の公開データリリースで未知の矮新星の検索を実行し、オブジェクトZTF18abdlzhdがSUUMaタイプの星であると疑われました。マルチカラーCCD観測を実施することで、2020年8月の爆発と10月のスーパーバースト全体からのフェードを追跡することができます。スーパーバーストの期間は13日です。UGSU型星の特徴である周期P=0.06918（3）dのスーパーハンプを検出しました。
SDO / HMI、HINODE、およびMHDシミュレーションで観測された光球のダウンフロー
| Title |
Photospheric_downflows_observed_with_SDO/HMI,_HINODE,_and_an_MHD_simulation |
| Authors |
T._Roudier,_M._\v{S}vanda,_J._M._Malherbe,_J._Ballot,_D._Korda,_Z._Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03077 |
太陽表面の下降流は、対流層のダイナミクスに大きな役割を果たしていると考えられています。太陽の内部と外層に影響を与える長期的な下降流の存在を調査します。SDOおよびHinode宇宙船とMHDシミュレーションで観測されたドップラーグラムとマグネトグラムのセットを研究します。衛星の動きから補正され、差動回転で追跡されたすべての整列されたシーケンスは、ディスクの中心にある静かな太陽の中で長く続く下降流を検出するために使用されました。太陽表面下の流れの構造を知るために、時間距離の局所日震学が使用されました。24時間のドップラーシーケンスの3Dデータキューブ（x、y、t）を検査することで、13の持続的なダウンフローを検出することができました。それらの寿命は3.5から20時間の範囲にあり、サイズは2"から3"で、速度は-0.25から-0.72km/sです。これらの永続的なダウンフローは、常に最大600Gの振幅の磁場で満たされます。日震学的反転により、永続的なダウンフローを記述し、視野内の他の（非永続的な）ダウンフローと比較できます。持続的な下降流ははるかに深く浸透しているようであり、整形式の渦の場合、渦度はその完全性を約5Mmの深さまで維持します。MHDシミュレーションでは、1秒未満のダウンフローのみが検出され、太陽の表面での観測に匹敵するサイズの渦の証拠はありません。宇宙からの長い時間シーケンスにより、磁場とともに長期持続的なダウンフローの存在を示すことができます。それらは太陽の内部に浸透しますが、光球内の冠状ループの固定にも関連しており、下降流と冠状活動との関連を示しています。リンクは、静かな太陽の上のEUVサイクロンがコロナを加熱する効果的な方法である可能性があることを示唆しています。
TESSデータを使用した食変光星における後陣運動の分析：I。重力理論のテスト
| Title |
Analysis_of_apsidal_motion_in_eclipsing_binaries_using_TESS_data:_I._A_test_of_gravitational_theories |
| Authors |
D._Baroch,_A._Gim\'enez,_I._Ribas,_J._C._Morales_and_G._Anglada-Escud\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03140 |
食変光星の近地点引数の変化、すなわち、古典的および相対論的効果によって引き起こされるアプシダル運動は、一次食と二次食の最小光の時間の差の変化から測定することができます。不十分な近点移動速度の決定と古典的な用語の大きな不確実性は、一般相対性理論の予測をテストするのに十分な精度で一般相対論的な用語を決定する以前の試みを妨げてきました。TESSミッションの成果として、食変光星からの何千もの高精度光度曲線が利用可能になりました。適切に研究された偏心食連星システムの選択を使用して、それらの近点移動速度を決定し、主要な重力パラメータに制約を課すことを目指しています。正確な絶対パラメータを使用し、60％を超える総近点移動率への一般相対論的寄与が予想される15個の食変光星のTESS光度曲線から最小光の時間を計算します。可能な場合は、時間の経過とともに変化する一次日食と二次日食のタイミングの違いを使用して、アプシダル運動速度、または一次日食と二次日食から計算された線形期間の差を計算します。より長い時間ベースラインのために、高精度のTESSタイミングとアーカイブの信頼できるタイミングを慎重に組み合わせます。食変光星9個のアプシダル運動速度を決定します。そのうち5個が初めて報告されます。これらから、この方法を使用して初めて一般相対性理論をテストするのに十分な精度で、6つのシステムの一般相対論的近点移動速度を測定することができます。このテストでは、これまで調査されていなかった重力とポテンシャルのレジームを調査します。理論的予測と完全に一致し、パラメーター化されたポストニュートン形式の2つのパラメーターに厳しい制約を設定することができます。
準安定コンフォーマル暗黒物質
準安定暗黒物質候補は、重力子が正規化された状態であるアインシュタイン計量と、重力と物質の間の結合を指示するヨルダン計量との間の等角変換から自然に生じることを示します。ジョーダンメトリックがアインシュタインフレームメトリックへの変更を示す大規模によって標準モデルから隔離されているにもかかわらず、暗黒物質は主に原始プラズマのヒッグス場のエネルギー運動量テンソルに結合します。これにより、観測に適合する十分な量の暗黒物質の生成が可能になります。暗黒物質の隔離により、暗黒物質は大衆$\lesssim1$MeVで長寿命になり、寿命は宇宙の年齢と現在の実験限界をはるかに上回ります。このような暗黒物質のシナリオには、暗黒物質候補がニュートリノおよび/または$\gamma-$線に崩壊することによって生成される明確な単色の特徴があります。
素粒子物理学によると何が問題であり、なぜ実験室でその生成を観察しようとするのか
基本相互作用の標準モデルは、仮定された保存則（1つのバリオンと3つのレプトン）が理論的な意味を獲得する物質の理論として長い間認定されてきました。しかし、最近のレプトン数違反の観測（ニュートリノ振動）は、その不完全性を示しています。これらの考察がニュートリノ質量の性質に関するエットーレマジョラナの考えの正しさを示唆する理由を議論し、一般にニュートリノのない二重ベータと呼ばれる、2つの物質粒子（電子）が生成される超希少核プロセスの探索にさらに関心を追加します減衰。議論のアプローチは主に歴史的であり、その性格は入門的です。マヨラナのガンマ行列の表現の有用性を強調するいくつかの技術的考慮事項は、付録に示されています。
ニュートン-湯川重力モデルにおける無圧力定常解
| Title |
Pressureless_stationary_solutions_in_a_Newton-Yukawa_gravity_model |
| Authors |
T._D._Ferreira,_J._Novo,_N._A._Silva,_A._Guerreiro,_O._Bertolami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02720 |
非最小結合の曲率-物質重力モデルは、一般相対性理論の興味深い代替手段であり、暗黒エネルギーと暗黒物質の宇宙論的問題に対処します。これらのモデルには、完全な分析研究を妨げる複雑な場の方程式があります。それにもかかわらず、特定の制限において、物質分布の振る舞いは、これらのモデルでは、Schr\"odinger-Newtonシステムによって記述できます。非線形光学では、Schr\"odinger-Newtonシステムを使用して幅広い問題に取り組むことができます。この目的のために、さまざまな関連する状況といくつかの数値ツールが開発されています。興味深いことに、これらの方法は、一般相対性理論の問題とその拡張を研究するために適応させることができます。この作業では、これらの数値ツールを使用して、2つの新しいポテンシャル、魅力的な湯川ポテンシャルとエネルギー密度に比例する反発ポテンシャルを導入する特定の非最小結合モデルを研究することを報告します。虚時間伝搬法を使用して、低エネルギー密度領域でも定常解が発生することを示しました。
強度干渉法による宇宙現象と恒星現象の識別
| Title |
Discrimination_between_cosmological_and_stellar_phenomena_by_the_intensity_interferometry |
| Authors |
P._B._Lerner,_N._M._Miskovsky,_P._H._Cutler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02790 |
色温度は同じであるが、強度干渉計によって角度スペクトルが異なるオブジェクト間の識別の定量的理論を提供します。角度スペクトルが拡張された黒体画像の2点相関関数は、角度スペクトルが狭い黒体の相関関数とは大きな違いがあります。
低エネルギー弦理論はブラックホールが新しい宇宙を隠すと予測する
ブラックホールの特異点を解き、穴の内側から異方性宇宙論を浮かび上がらせる構造を提案します。このモデルは、時空の幾何学を記述する効果的なアクションへのS-braneの追加に依存しています。この空間のような欠陥は、ワイルテンソルの曲率が限界値に達する表面の地平線の内側にあります。計量変動がブラックホールの外側から宇宙論的段階の始まり、そしてS-braneの未来にどのように進化するかを研究します。私たちのセットアップは、i）ブラックホールの特異点の問題、ii）宇宙論の特異点の問題、およびiii）発信ホーキング放射が新しい宇宙となるブラックホールの内部の状態と絡み合っているため、情報損失のパラドックスに対処します。
| Title |
Construction_of_explicit_symplectic_integrators_in_general_relativity._II._Reissner-Nordstrom_black_holes |
| Authors |
Ying_Wang,_Wei_Sun,_Fuyao_Liu,_and_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.02864 |
以前の論文では、2次および4次の明示的なシンプレクティック積分器がシュワルツシルトブラックホールのハミルトニアン用に設計されました。この作業に続いて、外部磁場でライスナー・ノルドストロームブラックホールの周りを移動する荷電粒子のハミルトニアンの明示的なシンプレクティック積分器の構築の可能性を追跡し続けます。このような明示的なシンプレクティック法は、ハミルトニアンが固有時の明示的な関数として分析解を使用して5つの独立した可積分部分に分離されている場合でも使用できます。数値テストは、提案されたアルゴリズムが、ステップサイズの適切な選択のための長期的な安定性、精度、および効率において望ましい特性を共有することを示しています。新しいアルゴリズムの1つを適用できるかどうかについて、ブラックホールの電荷、電磁ポテンシャルのクーロン部分、および磁気パラメータが動的挙動に及ぼす影響を調査します。状況によっては、グローバルな位相空間構造からの磁気パラメータの増加に伴い、カオスの程度が強くなります。ブラックホールの電荷の変化はありませんが、クーロン部分の変化は、粒子の軌道の規則的で無秩序なダイナミクスに影響を与えるのにかなり敏感です。正のクーロン部分は、負の部分よりもカオスを誘発しやすいです。
3G時代の重力高次モードの検出可能性
CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代の地上ベースの検出器での重力波の高次モードの検出が検討されています。LIGOとVirgo（GWTC-2）によって2番目の重力波カタログで報告されたイベントに基づいてブラックホール連星の天体物理学的集団を仮定し、3つの第3世代検出器で構成されるネットワークを使用してこれらの高次モードの検出可能性を評価します。2つのサブリーディングモード（（3,3）と（4,4））は、ネットワークの信号対雑音比が10以上の場合、人口の約80\％で検出できることがわかります。ソースの20\％、6つの主要なモードすべてが検出可能になります。さらに、さまざまなモードを検出する際の、バイナリの質量比と観測者の視線による軌道傾斜角の影響に関する研究が提示されます。LIGO-Virgoカタログのいくつかの選択されたイベントについて、これらのイベントが記録されたときに第3世代の検出器が動作していた場合に検出されたであろうモードを特定します。3G時代にこれらの高次モードを観測することは、天体物理学や宇宙論から強磁場重力のテストに至るまで、これらの検出器で可能な科学に大きな影響を与えるでしょう。
