非相対論的四重極制動放射の正確なガント係数
クーロン場における非相対論的四重極制動放射の正確な結果は、Pradler＆Semmelrock（2020）でごく最近確立されました。それは、実際には実行不可能である、広範囲のパラメータと引数にわたる超幾何関数の評価と統合を必要とします。ここでは、四重極放射のガント係数、マクスウェルプラズマでの熱平均、および運動学的に関連する範囲全体にわたる関連する冷却関数の非常に正確な表を提供します。さらに、すべての実用的な目的で数パーセントの精度で機能する放出断面積の簡単な近似式を提供します。結果は、四重極放射が支配的なプロセスである電子の散乱に適用できます。
高度に分散した高速電波バーストによる再電離の時代の抑制
| Title |
Constraining_the_Epoch_of_Reionization_With_Highly_Dispersed_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Michael_Pagano_and_Hannah_Fronenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03252 |
銀河間媒体（IGM）内の水素がイオン化される期間は、再電離のエポック（EoR）として知られていますが、まだよくわかっていません。EoRのタイミングと期間は、基礎となる天体物理学によって支配されると予想されます。さらに、再電離のほとんどのモデルは、密度と電離場の間の相関関係を予測します。ここでは、EoRの基礎となる天体物理学と形態のプローブとして、高赤方偏移の高速電波バースト（FRB）の平均分散測定（DM）を使用することを検討します。これを行うために、赤方偏移$8\leqz\leq10$間で繰り返されないFRBの模擬データセットを構築することにより、観測シナリオを予測します。すべてのFRBには、分光学的赤方偏移測定が付随していると想定されています。上記の狭い赤方偏移範囲内の100個の高赤方偏移FRBのサンプルは、$68\％$の信頼性で無相関の再電離を除外できますが、より大きなサンプル$\geq10^4$FRBは、$95で無相関の再電離を除外できます。\％$信頼性。また、100個の高赤方偏移FRBが、$z=10$で宇宙が完全に中立で$68\％$の信頼性があるシナリオを除外できることもわかりました。さらに、$\geq10^5$FRBを使用すると、再電離の期間$\Deltaz$（平均イオン化率0.25から0.75の間の期間）を$\Deltaz=2.0^{+0.5}_{-0.4}に制限できます。$、および$95\％$の信頼性で$z=7.8^{+0.4}_{-0.2}$への再イオン化の中間点。
宇宙の再電離の時代からの21cmのパワースペクトルに対する$ z> 5 $ライマン-$ \ alpha $フォレストの意味
| Title |
Implications_of_the_$z>5$_Lyman-$\alpha$_forest_for_the_21-cm_power_spectrum_from_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Janakee_Raste,_Girish_Kulkarni,_Laura_C._Keating,_Martin_G._Haehnelt,_Jonathan_Chardin,_Dominique_Aubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03261 |
赤方偏移$z=5$-$6$での銀河間媒体の理解は、これらの赤方偏移でのライマン-$\alpha$森林研究を可能にする、$z>6$のクエーサーの発見により、過去数年間で大幅に改善されました。これからの認識は、水素の再電離が以前に考えられていたよりもはるかに遅く終了する可能性があるため、赤方偏移$z=5$-$6$でIGMに冷たい中性水素の大きな「島」が存在する可能性があるということです。IGMの放射伝達シミュレーションを使用することにより、21cmのパワースペクトル信号に対するこれらの中性水素島の存在の影響と、HERA、SKA、LOFAR、MWAなどの実験によるその潜在的な検出を検討します。21cm信号の以前のモデルとは対照的に、再電離の遅い終わりのおかげで、シミュレーションの21cmパワーは$\Delta^2_{21}=10〜\mathrm{と同じくらい高いままであることがわかります。mK}^2$at$k\sim0.1〜h/$cMpcat$z=5$-$6$。パワースペクトルのこの値は、これらの赤方偏移について文献で検討されている従来のモデルの値よりも数桁高くなっています。21cmのパワースペクトルのこのような高い値は、楽観的な前景の減算を想定すると、HERAとSKA1-LOWによって$\sim1000$時間で検出できるはずです。この赤方偏移の範囲は、空の温度が比較的低く、多波長データが豊富にある可能性があるため、魅力的です。
| Title |
Cosmological_Constraints_from_Galaxy_Cluster_Sparsity,_Cluster_Gas_Mass_Fraction_and_Baryon_Acoustic_Oscillations_Data |
| Authors |
P.S._Corasaniti,_M._Sereno,_S._Ettori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03283 |
近年、大規模で完全なクラスターサンプルが利用できるようになったため、クラスター数カウントを使用した多数の宇宙論的パラメーター推論分析が可能になりました。これらは、他の標準的なプローブから得られたものに代わる、宇宙物質密度$\Omega_m$と物質密度変動の振幅$\sigma_8$に制約を与えました。ただし、質量キャリブレーションのバイアスや選択効果などの体系的な不確実性は、これらのデータ分析に大きな影響を与える可能性があります。したがって、銀河団の数から得られるものを補完する宇宙論的制約を提供できる銀河団宇宙論の他のプロキシを探索するのは時宜を得ています。ここでは、LC$^2$-{\itsingle}およびHSC-XXLクラスターカタログの弱いレンズ効果の質量推定値からのクラスタースパース性の測定値を使用して、フラットな$\Lambda$CDMモデルの制約を推測します。クラスターのスパース性には、選択と質量キャリブレーションのバイアスに影響されないという利点があります。一方、それは主に$\Omega_m$と$\sigma_8$の縮退した組み合わせ（$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}$のほぼ一定の曲線に沿って）を制約し、ハッブルの減少はそれほどではありませんパラメータ$h$。したがって、内部パラメータの縮退を打破するために、クラスターガスの質量分率測定とBAOデータを使用してクラスタースパース性の複合尤度分析を実行します。他の標準的な宇宙プローブからのものと競合する限界制約が見つかります：$\Omega_m=0.316\pm0.013$、$\sigma_8=0.757\pm0.067$（$S_8=0.776\pm0.064$に対応）および$h=0.696\pm0.017$at$1\sigma$。さらに、ガスの質量分率データの質量バイアスについて控えめなガウスを仮定すると、ガス枯渇係数$Y_{b、500c}\gtrsim0.89$の下限がわかります。
大規模な構造データによるインフレの調査：小規模な情報の貢献
| Title |
Probing_inflation_with_large-scale_structure_data:_the_contribution_of_information_at_small_scales |
| Authors |
Ivan_Debono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03291 |
ユークリッドのような今後の全天大規模構造調査は、原始宇宙を精査することができます。ユークリッド調査の仕様を使用して、スローロールを超えたインフレの可能性に対する制約を推定します。WigglyWhippedInflation（WWI）フレームワークを使用して、基準宇宙論モデルからの模擬EuclidおよびPlanckデータを使用します。これは、原始パワースペクトルの特徴を生成します。ユークリッド宇宙剪断と銀河団を含み、非線形カットオフのための2つのセットアップ（保守的と現実的）を備えています。Euclidデータを追加すると、第一次世界大戦の可能性の制約が改善され、Realisticセットアップでは、ほとんどのモデルでConservativeよりもわずかに改善されることがわかりました。これは、ユークリッドによって、中規模から小規模に存在する原始スペクトルの振動を特定できる可能性があることを示しています。
z = 6.82での非常に降着するラジオラウドクエーサーの発見
| Title |
The_discovery_of_a_highly_accreting,_radio-loud_quasar_at_z=6.82 |
| Authors |
Eduardo_Banados,_Chiara_Mazzucchelli,_Emmanuel_Momjian,_Anna-Christina_Eilers,_Feige_Wang,_Jan-Torge_Schindler,_Thomas_Connor,_Irham_Taufik_Andika,_Aaron_J._Barth,_Chris_Carilli,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Joseph_F._Hennawi,_Antonio_Pensabene,_Daniel_Stern,_Bram_P._Venemans,_Lukas_Wenzl,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03295 |
最も高い赤方偏移の電波源は、最初の巨大な銀河とブラックホール、最も密度の高い原始環境、および再電離の時代に関する独自の情報を提供できます。z>6で識別された天体の数は、過去数年間で劇的に増加しましたが、以前は3つのラジオラウド（R2500>10）ソースのみがz>6で報告されており、最も遠いのはz=のクエーサーです。6.18。ここでは、z=6.823のラジオラウドクエーサーであるP172+18の発見と特性評価を紹介します。このソースは、MgIIベースのブラックホール質量が約3x10^8Msunであり、スーパーエディントン降着と一致する最速の降着クエーサーの1つです。クエーサー周辺のイオン化領域は、これらの赤方偏移で測定された最大の領域の1つであり、z>6クエーサー集団の平均寿命よりも長い活動期を意味します。アーカイブデータから、その1.4GHz放射が過去20年間で2分の1に減少したという証拠があります。1.4〜3.0GHzのクエーサーの電波スペクトルは急峻で（アルファ=-1.31）、電波の大きさのパラメーターはR2500〜90です。クエーサーに匹敵する明るさの2番目の急峻な電波源（alpha=-0.83）は、わずか23.1インチ（z=6.82で約120kpc、投影確率<2％）ですが、光学または近赤外線に対応するものはありません。-upは、これら2つのソースが物理的に関連付けられているかどうかを確認するために必要です。
銀河団エイベル1775の合併ダイナミクス：WATとNAT電波源を同時にホストする銀河団のためのチャンドラとXMM-ニュートンからの新しい洞察
| Title |
The_Merger_Dynamics_of_the_Galaxy_Cluster_Abell_1775:_New_Insights_from_Chandra_and_XMM-Newton_for_a_Cluster_Simultaneously_Hosting_a_WAT_and_a_NAT_Radio_Sources |
| Authors |
Dan_Hu,_Haiguang_Xu,_Zhenghao_Zhu,_Chenxi_Shan,_Yongkai_Zhu,_Shida_Fan,_Yuanyuan_Zhao,_Chengze_Liu,_Hoongwah_Siew,_Zhongli_Zhang,_Liyi_Gu,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Xi_Kang,_Qinghua_Tan,_Jiang_Chang,_and_Xiang-ping_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03382 |
高品質のチャンドラとXMM-ニュートンのアーカイブデータを分析することにより、Abell〜1775の合併のダイナミクスに関する新しい研究を紹介します。X線ピークの西の$\sim48$〜kpcにある弧状のエッジ（つまり、頭）、東に向かって$\sim163$〜kpcまで伸びるスプリットコールドガステール、および尾の端に接続するらせん状のX線過剰（クラスターコアの北東約$81-324$〜kpc以内）。予測ガス温度が$3.39_{-0.18}^{+0.28}$〜keVから$5.30_{-0.43}^{+0.54}$〜keVに外向きに上昇するヘッドは、寒冷前線であることがわかります。$\mathcal{M}\sim0.79$のマッハ数。寒冷前線と尾の表面に沿って、典型的なKHIの特徴（鼻と翼など）が見つかり、磁場の上限（$\sim11.2〜\mu$G）と粘度を制限するために使用されます抑制係数（$\sim0.01$）。光学的証拠と無線証拠を組み合わせて、（大規模なガス環境での体系的な動きの代わりに）2体の合併を提案し、それを検証するために理想的な流体力学シミュレーションを実行しました。観測されたX線放射と温度分布は、最初のペリセントリック通過後のマージ質量比5で最もよく再現できることがわかります。したがって、NAT電波銀河は、その電波形態によって制約される速度である2800〜$\rmkm〜s^{-1}$の相対速度でクラスター中心に落下する単一の銀河である可能性が高くなります。このような軸外合併で観察されるように、ガスの少ないサブクラスターのみが中央のみの擾乱を引き起こす可能性があるため、落下するサブクラスターのガス含有量は比較的低いと予想されます。
銀河団とハッブルパラメータデータからのH0の制約
共動距離$d_c$と角径距離$d_A$を使用して、宇宙の運動学的状態を表すパラメーターを再計算します。それでも、宇宙の運動学的モデルを組み合わせますが、重力の動的方程式には依存しません。共動距離$d_c$は、ハッブルデータH（z）から取得され、より信頼性が高くなります。角直径距離$d_A$は、SZE（Sunyaev-ZeldovichEffect）およびX線データから取得され、キャリブレーションが必要です。低赤方偏移の場合、赤方偏移$z$に関する光度距離と赤方偏移の関係の展開を使用します。高赤方偏移の場合、変数置換$y=1/（1+z）$を取り、計算エラーを減らすために、変数$y$について光度距離と赤方偏移の関係を拡張します。最後に、ハッブルパラメータのより正確な値を取得します$H_0=69.13\pm0.24{\kern1pt}km{\kern1pt}\cdot{s^{-1}}\cdotMp{c^{-1}}$、$68.3\％$信頼領域の0.4\％の不確実性に対応し、減速係数$q_0=-0.57\pm0.04$と加速率$j_0=1.28\pm0.33$、およびそれらの統計値と確率グラフ。${H_0}$、${q_0}$、${j_0}$の値を、他の観測データおよびモデルから取得した値と比較します。
ベクトルK-mouflageからの不均一なハッブル図
この手紙では、暗黒物質が暗黒非線形電磁力の下で普遍的に帯電している宇宙のハッブル図を作成します。これは、反発力に対するK-mouflageタイプのスクリーニングメカニズムを特徴としています。ニュートン近似に頼ることにより、宇宙論的進化が、短距離での曲率が支配的な膨張に対応し、$\Lambda$CDMの宇宙論的ものに収束する不均一なハッブル図を生成することを明示的に示します。この不均一なプロファイルがハッブル張力に与える潜在的な影響について説明します。完全を期すために、不均一な相対論的Lema\^itreモデルからニュートン近似を導出する方法を明示的に示します。
観測ハッブルパラメータとバリオン音響振動測定からの結合モデルに対する宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_on_the_Coupling_Model_from_Observational_Hubble_Parameter_and_Baryon_Acoustic_Oscillation_Measurements |
| Authors |
Shulei_Cao,_Tong-Jie_Zhang,_Xinya_Wang,_Tingting_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03670 |
この論文では、暗黒エネルギーがダスト物質または暗黒物質のいずれかと結合する2つのモデルを検討し、高赤方偏移で構造形成が行われるためのより多くの時間を可能にする条件について説明します。これらのモデルは、$\Lambda$CDMよりも宇宙の年齢が大きいと予想されます[宇宙はコールドダークマター（CDM）とダークエネルギー（宇宙定数$\Lambda$）で構成されています]。$\Lambda$CDMモデルでは解釈できない高赤方偏移の重力結合システムの形成。これらのモデルを制約するために、観測ハッブルパラメーターデータ（OHD）と宇宙クロノメーター法（$H（z）$）から取得したハッブルパラメーターをバリオン音響振動（BAO）データと組み合わせて使用します。最適なパラメーターを使用して、年齢、減速パラメーター、およびエネルギー密度パラメーターが新しい宇宙でどのように進化するかについて説明し、それらを$\Lambda$CDMのパラメーターと比較します。
| Title |
Generalized_Emergent_Dark_Energy_Model_and_the_Hubble_Constant_Tension |
| Authors |
Weiqiang_Yang,_Eleonora_Di_Valentino,_Supriya_Pan,_Arman_Shafieloo_and_Xiaolei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03815 |
一連の宇宙論的プローブに照らして〜\cite{Li：2020ybr}に導入され、その進化を考慮して、GeneralizedEmergentDarkEnergy（GEDE）として知られるPhenomenologicallyEmergentDarkEnergy（PEDE）モデルの一般化された形式を調査します。線形摂動のレベルでモデル化します。このモデルは、$\Lambda$CDM（$\Delta=0$に対応）モデルとPEDE（$\Delta=1$に対応）モデルを区別できる無料のパラメーター$\Delta$を導入し、どちらを判別できるようにします。モデルは、観測データセットの適合によって最も好まれます。採用された観測データセットのほとんどについて、GEDEシナリオの強力な証拠が見つかりました。特に、$\Lambda$CDMモデルは、この作業で検討されたほとんどの観測データセットで$2\sigma$CLを超えると嫌われ、PEDEは$1\sigma$内のPlanck2018+BAO+R19の組み合わせに同意します。。最後に、ベイジアンモデルの比較は、ほとんどのデータセットの組み合わせについて、$\Lambda$CDMに対するGEDEの強力な証拠を示しています。
スプラッシュバック境界とガス状周辺の進化：自己相似銀河団の合併からの洞察
| Title |
Evolution_of_Splashback_Boundaries_and_Gaseous_Outskirts:_Insights_from_Mergers_of_Self-similar_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Congyao_Zhang,_Irina_Zhuravleva,_Andrey_Kravtsov,_Eugene_Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03850 |
自己相似球崩壊モデルは、銀河団の周辺での暗黒物質（DM）のスプラッシュバックと降着ショックを予測しますが、構造形成の重要な要素である合併に関連するプロセスを見逃します。このギャップを埋めるために、自己相似クラスターのマージのシミュレーションを実行し、理想化された宇宙論的コンテキストでそれらのDMとガスの進化を調査します。私たちのシミュレーションは、大規模な合併中にクラスターが急速に収縮し、スプラッシュバック半径$r_{\rmsp}$が減少し、ビリアル半径$r_{\rmvir}$に近づくことを示しています。$r_{\rmsp}$は、自己相似モデルの滑らかな質量降着率（MAR）パラメーター$\Gamma_{\rms}$と相関しますが、シミュレーションでは、MAR$\Gamma_{の合計と同様の傾向が示されています。\rmvir}$（合併と$\Gamma_{\rms}$の両方を含む）。$\Gamma_{\rmvir}-r_{\rmsp}/r_{\rmvir}$関係のばらつきは、宇宙論的シミュレーションのクラスターで一般的に低い$\Gamma_{\rms}\sim1$を示しています。DMとは対照的に、高温のガス状雰囲気は、暴走した合併ショックが外側の降着ショックを追い越したときに形成される合併加速（MA-）ショックによって大幅に膨張します。大規模な合併後、MAショック半径は$r_{\rmsp}$よりも$\Gamma_{\rms}\lesssim1$で最大$\sim1.7$の係数で大きくなり、$\simになります。r_{\rmsp}$for$\Gamma_{\rms}\gtrsim3$。これは、（1）合併により、宇宙論的シミュレーションで測定されたMAショックスプラッシュバックオフセットが簡単に生成される可能性があり、（2）MAショックが存在するフィラメントから離れた領域では滑らかなMARが小さいことを意味します。さらに、合併のさまざまな時期に形成されたさまざまな衝撃と接触の不連続性、クラスター周辺でのラム圧力ストリッピング、およびメンバー銀河のスプラッシュバック機能の軌道パラメーターへの依存性について説明します。
TESSを使用したケプラーフィールドの再検討：TESS2分データを使用した天体暦の改善
| Title |
Revisiting_the_Kepler_field_with_TESS:_Improved_ephemerides_using_TESS_2min_data |
| Authors |
Matthew_P._Battley,_Michelle_Kunimoto,_David_J._Armstrong,_Don_Pollacco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03259 |
最新の惑星天体暦は、太陽系外惑星の科学が太陽系外惑星の検出からそれらの構造と大気の詳細な特性評価に移行するにつれて、ますます重要になっています。この作業では、22個のケプラー惑星と4個のケプラー惑星候補について天体暦が更新され、すべてのケプラー惑星と、TESS2minデータセットの十分な信号対雑音比を持つ候補が構成されます。ここでは、純粋な測光法を利用して、惑星が有意な視線速度データを持っていない場合でも、惑星の天体暦の更新を可能にします。得られた天体暦は非常に高精度であり、アーカイブ天体暦よりも少なくとも7年「新鮮」です。特に、Kepler-411d、Kepler-538b、および候補K00075.01/K00076.01の期間の不確実性が大幅に減少したことが報告されています。O-Cダイアグラムはすべてのオブジェクトに対して生成され、最も興味深いものがここで説明されています。重要なTTVを備えた5つの既知のマルチプラネットシステム（Kepler-18、Kepler-25、Kepler-51、Kepler-89、およびKepler-396）の更新されたTTV適合も試みられましたが、これらはTESS。これらの困難にもかかわらず、TESSは、それ自体が惑星発見者であるだけでなく、信じられないほど強力なフォローアップ機器であることを再び示しました。この論文で使用されている方法を30分周期のTESSデータとTESS拡張ミッションに拡張すると、将来、さらに数百のシステムの更新されたエフェメライドが生成される可能性があります。
HOSTS調査：拡張されたダストディスクの証拠と$ \ beta $レオのハビタブルゾーンにおける巨大惑星の存在に対する制約
| Title |
The_HOSTS_survey:_evidence_for_an_extended_dust_disk_and_constraints_on_the_presence_of_giant_planets_in_the_Habitable_Zone_of_$\beta$_Leo |
| Authors |
D._Defr\`ere,_P.M._Hinz,_G.M._Kennedy,_J._Stone,_J._Rigley,_S._Ertel,_A._Gaspar,_V.P._Bailey,_W.F._Hoffmann,_B._Mennesson,_R._Millan-Gabet,_W.C._Danchi,_O._Absil,_P._Arbo,_C._Beichman,_M._Bonavita,_G._Brusa,_G._Bryden,_E.C._Downey,_S._Esposito,_P._Grenz,_C._Haniff,_J.M._Hill,_J.M._Leisenring,_J.R._Males,_T.J._McMahon,_M._Montoya,_K.M._Morzinski,_E._Pinna,_A._Puglisi,_G._Rieke,_A._Roberge,_H._Rousseau,_E._Serabyn,_E._Spalding,_A.J._Skemer,_K._Stapelfeldt,_K._Su,_A._Vaz,_A.J._Weinberger,_M.C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03268 |
若い（50-400Myr）A3V星$\beta$Leoは、太陽系外惑星系の形成の歴史と進化を、既知の高温（$\sim$1600$^\circ$K）を持つ数少ない星の1つとして研究するための主要なターゲットです。）、暖かい（$\sim$600$^\circ$K）、および冷たい（$\sim$120$^\circ$K）ダストベルトコンポーネント。この論文では、大双眼望遠鏡干渉計（LBTI）の外胚葉性ダスト調査（HOSTS）の一部として得られた暖かいダストの明るさの深部中赤外線測定を提示します。測定された超過分は、中央の1.5au内で0.47\％$\pm$0.050\％であり、$\beta$〜Leoの居住可能ゾーンの外側で4.5au内で0.81\％$\pm$0.026\％に上昇します。この塵のレベルは、太陽系の黄道帯雲の10倍の50$\pm$です。ポインティング・ロバートソンがスピッツァーとハーシェルによって検出された冷たい塵を引きずると、$\beta$〜Leoのハビタブルゾーンに存在する塵が過小予測され、追加の配信メカニズム（〜comets）または$\simの追加のベルトが示唆されます$5.5au。これらのダスト成分のモデルが提供されています。これは、$\sim$5auと$\sim$40auの外側の帯の間に土星の質量が数個以上存在しないことを意味します。また、3.8〜$\mu$m波長のLBTIイメージングチャネルで巨大惑星を観測的に拘束します。50Myrの年齢を想定すると、約5auから50auの間のシステム内の惑星は、私たちのダストモデルと一致して、数木星質量未満でなければなりません。まとめると、これらの観測は、近くの星のハビタブルゾーン内またはその近くの暖かい太陽系外惑星と巨大な太陽系外惑星の両方について、LBTIによって達成可能な深いコントラストと検出機能を示しています。
太陽系の星間天体：1。ガイア初期データリリース3からの等方性運動学
| Title |
Interstellar_Objects_in_the_Solar_System:_1._Isotropic_Kinematics_from_the_Gaia_Early_Data_Release_3 |
| Authors |
T._Marshall_Eubanks,_Andreas_M._Hein,_Manasvi_Lingam,_Adam_Hibberd,_Dan_Fries,_Nikolaos_Perakis,_Robert_Kennedy,_W._P._Blase,_Jean_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03289 |
1I/'オウムアムア（または1I）と2I/ボリソフ（または2I）は、太陽系を通過して発見された最初の星間天体（ISO）であり、エキソボディ研究のまったく新しい分野を切り開いてきました。追加のISOを見つけ、これらの機関と迎撃またはランデブーするためのミッションを計画することは、それらの可能性のある軌道と到着率の知識から大いに恩恵を受けるでしょう。ここでは、近くの星のガイア初期データリリース3カタログからの星の局所速度分布と標準的な重力集束モデルを使用して、太陽系に入るISOの速度依存フラックスを予測します。1IタイプのISO数密度が$\sim$0.1AU$^{-3}$の場合、このようなオブジェクトは1年に合計$\sim$6.9で太陽から1AU以内を通過すると予測されます。このフラックスにはかなり大きな高速テールがあり、入ってくるISOの半分は無限大の速度を持つと予測されています。v$_{\infty}$、$>$40kms$^{-1}$。私たちのモデルは、入ってくるISOの$\sim$92\％が銀河系の薄い円盤の居住者であり、$\sim$6\％（10年ごとに$\sim$4）が厚い円盤からのものであり、10年ごとに$\sim$1がハローからのものであり、1世紀あたり最大$\sim$3が束縛されていない物体であり、私たちの銀河から放出されるか、別の銀河から天の川に入ります。非常に低いv$_{\infty}$$\lesssim$1.5kms$^{-1}$のISOの割合は、モデルでは非常に低いため、入力される非常に低速のISOは、以前に太陽系で失われる可能性があります。オブジェクト。最後に、2IタイプのISOの彗星のISO数密度を$\sim$7$\times$10$^{-5}$AU$^{-3}$と推定し、これらのオブジェクトの発見率が1回に1回に近づく可能性があります。将来の望遠鏡調査で10年。
流星電波残光のブロードバンドイメージング
| Title |
Broadband_Imaging_of_Meteor_Radio_Afterglows |
| Authors |
S._S._Varghese,_J._Dowell,_K._S._Obenberger,_G._B._Taylor_and_J._Malins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03347 |
長波長アレイセビレータ（LWA-SV）ステーションで新しいブロードバンドイメージャを使用して、86個の流星電波残光（MRA）の観測結果を示します。MRAは、最大20MHzの帯域幅を持つ全天画像を使用して検出されました。べき乗則と対数正規関数の両方でスペクトルを近似します。べき法則に適合した場合、スペクトルは平坦から急勾配に変化し、適合から導出されたスペクトルインデックス分布は-1.65でピークに達しました。対数正規関数に適合した場合、スペクトルは30〜40MHzの周波数でターンオーバーを示し、スペクトルによりよく機能的に適合しているように見えます。2つのフィッティング方法のスペクトルパラメータをMRAの物理的特性と比較しました。対数正規ターンオーバー頻度とMRAの高度の間には弱い相関関係が見られます。ただし、べき乗則適合からのスペクトルインデックスは、MRAの物理的特性との強い相関関係を示していません。
ケプラー周連星惑星における居住可能なトロヤ惑星の検出について
ケプラーハビタブルゾーン周連星惑星系（ケプラー-16、-47、-453、-1647、-1661）でハビタブルトロイの木馬を検出する可能性についての研究結果を紹介します。ホストHZ周連星惑星のL4およびL5ラグランジュ点の近くのランダムに選択された軌道にそれぞれ1つの地球質量体を持つ10,000個の別々のN体システム（N=4,6）の軌道を統合しました。安定したトロヤ惑星は、5つのシステムすべてで狭い範囲の準主軸に制限されており、ケプラー-16、-47、および-1661では小さな奇行に制限されていることがわかります。これらの居住可能なトロヤ惑星の検出の見通しを評価するために、我々はそれらがそれらの宿主体のトランジットタイミングで引き起こす変動の振幅を計算しました。結果は、トランジットタイミング変動（TTV）の平均振幅がトランジット惑星の質量と相関し、ケプラー-16bの70分からケプラー47cの390分までの範囲であることを示しています。私たちの分析は、これらのトロイの木馬体によって引き起こされた周連星のTTVが、ケプラー望遠鏡の長いケイデンスデータから得られたタイミング精度の検出可能な範囲内にあることを示しています。後者は、居住可能なトロヤ惑星を検索するための実行可能なソースとしてケプラーデータを示しています。
近赤外Iにおけるイオの表面の掩蔽マッピング：静的マップの推測
| Title |
Occultation_mapping_of_Io's_surface_in_the_near-infrared_I:_Inferring_static_maps |
| Authors |
Fran_Bartoli\'c,_Rodrigo_Luger,_Daniel_Foreman-Mackey,_Robert_R._Howell_and_Julie_A._Rathbun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03758 |
木星の月イオは、太陽系で最も火山活動が活発な物体であり、数百の活火山がさまざまなタイムスケールで強度が異なります。イオは、1980年代以降、他のガリレオ衛星や木星による掩蔽中に、高ケイデンスの近赤外線測光を使用して観測されてきました。これらの観測は、その表面の火山の特徴に関する豊富な情報をエンコードします。コードstarryを使用して、観測された掩蔽の生成モデルを構築しました。これにより、放出光と反射光の掩蔽光度曲線を高速で分析的かつ微分可能に計算できます。私たちの確率的ベイズモデルは、2つの光度曲線のみを使用し、場所、形状、またはスポットの数を想定せずに、Ioの表面上の既知のホットスポットを回復できます。私たちが開発した方法は、星や太陽系外惑星の表面をマッピングする問題にも直接適用できます。
近赤外線および中赤外線（1.5-13 {\ mu} m）における太陽系有機アナログとアエンデ隕石の光学定数
| Title |
Optical_constants_of_a_solar_system_organic_analog_and_the_Allende_meteorite_in_the_near_and_mid-infrared_(1.5-13_{\mu}m) |
| Authors |
Jessica_A._Arnold,_Alycia_J._Weinberger,_George_Cody,_Gorden_Videen,_Olga_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03822 |
望遠鏡および衛星リモートセンシング機器からの可視および近赤外線反射（0.38-5{\mu}m）および中赤外線から遠赤外線放射（5-200{\mu}m）の測定により、惑星の組成を調査することができます。化学結合の電子遷移と振動モードを介した表面。星周円盤、星間物質、および太陽系小天体の表面で観察された、可視および近赤外波長での赤色スペクトル勾配と3.3および3.4{\mu}mでの吸収特性は、有機物質の存在によるものと解釈されます。およびその他の炭素化合物。これらの特徴の起源を特定するには、関連するさまざまなアナログおよび惑星材料の光学特性を測定する必要があります。星周円盤や星間物質、惑星レゴリス内の塵の分光モデルは、有機物や他の炭素含有材料の吸収特性と消滅特性に大きなばらつきがあるにもかかわらず、そのような実験室での測定値を1つだけ組み込むことがよくあります。ここでは、1.5〜13{\mu}m領域の透過スペクトルの実験室測定値を示し、これらを使用して、2つのサンプルの実数および虚数の屈折率を導き出します。1）隕石不溶性有機物の類似体および2）粉末アエンデ隕石サンプル。また、Mgに富むかんらん石の以前に公開された透過スペクトルで屈折率検索方法をテストします。不溶性有機物類似体の光学的測定値を、他の太陽系および無定形炭素やソリンなどの太陽系外有機物類似体の光学的測定値と比較し、新しく特性化された物質の屈折率が他の炭素質サンプルと大幅に異なることを発見しました。
H3調査による天の川の最後の主要な合併の再構築
| Title |
Reconstructing_the_Last_Major_Merger_of_the_Milky_Way_with_the_H3_Survey |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Dennis_Zaritsky,_Rainer_Weinberger,_Yuan-Sen_Ting,_Nelson_Caldwell,_Sandro_Tacchella,_Jiwon_Jesse_Han,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03251 |
いくつかの証拠は、天の川がガイア・ソーセージ・エンセラダス（GSE）として知られる銀河とz〜2で大規模な合併を経験したことを示唆しています。ここでは、H3調査データを使用して、GSEが主に放射状のGSE破片と同様の化学的性質を持つ高度に逆行する星の集団に基づいて、逆行軌道で銀河に入ったと主張します。合併の最初の調整された高解像度N体シミュレーションを提示します。〜500のシミュレーションのグリッドから、$M_{*}=5\times10^{8}\M_{\odot}、M_{\rm{DM}}=2\times10^{11}M_{のGSEが見つかります。\odot}$（2.5：1の総質量合併）は、H3データに最もよく一致します。このシミュレーションは、軌道がかなりの角運動量を失う前に、合併の早い段階で逆行性GSE星がその外側の円盤から取り除かれることを示しています。純粋に角運動量と半径方向の分布に基づいて選択されているにもかかわらず、このシミュレーションは次の経験的現象を再現して説明します。（i）主軸が〜にある内側ハローの細長い3軸形状（軸比$10：7.9：4.5$）35{\deg}を平面に接続し、GSEのアポセンターを接続します。（ii）アポセンターの積み上げによって発生するヘラクレス-アクイラ雲とバーゴ過密度、（iii）GSEの消光と切り捨ての間の2Gyrの遅れ最初と最後のGSE周辺中心間の2Gyrギャップを追跡するその場ハローの年齢分布の分析。私たちは次の予測を行います：（i）内側のハローはGSEアポセンターと一致する〜15-18kpcと30kpcの両方でブレークする「ダブルブレーク」密度プロファイルを持ち、（ii）外側のハローは以下を含む逆行ストリームを持っていますGSEスターの約10％が>30kpcで発見を待っています。逆行（放射状）GSEの破片は、その外側（内側）の円盤から発生します。この傾向を利用して、GSEの恒星の金属量勾配を再構築します（$-0.04\pm0.01$dex$r_{\rm{50}}^{-1}$）。これらのシミュレーションは、GSEが天の川の現在の暗黒物質の約20％とその恒星のハローの約50％を提供したことを意味します。（要約）
ミリメトリコ大望遠鏡による初期の科学：z = 1.883でのコンパクトな静止銀河のガス分率の制約
| Title |
Early_Science_with_the_Large_Millimeter_Telescope:_Constraining_the_Gas_Fraction_of_a_Compact_Quiescent_Galaxy_at_z=1.883 |
| Authors |
Joyce_N._Caliendo,_Katherine_E._Whitaker,_Mohammad_Akhshik,_Grant_Wilson,_Christina_C._Williams,_Justin_S._Spilker,_Guillaume_Mahler,_Alexandra_Pope,_Keren_Sharon,_Emmaly_Aguilar,_Rachel_Bezanson,_Miguel_Chavez_Dagastino,_Arturo_I._G\'omez-Ruiz,_Alfredo_Monta\~na,_Sune_Toft,_Miguel_Velazquez_De_La_Rosa,_Milagros_Zeballos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03255 |
ミリメトリコ大望遠鏡によるAzTEC1.1mmイメージングを使用して、重力レンズ付きの巨大な静止銀河のダスト連続フラックスと推定ガス含有量に対する制約を$z$=1.883$\pm$0.001で提示します。MRG-S0851は、典型的な巨大でコンパクトな静止銀河のように見えますが、過去100マイルで中央に集中した若返りイベントを経験したという証拠があります（Akhshiketal.2020を参照）。この銀河はAzTEC画像では検出されませんが、ミリメートルフラックスの上限を計算し、これを使用して、150の一定の分子ガス対ダスト比を想定する経験的に較正された関係を介してH$_2$質量限界を推定します。MRG-S0851のダスト連続体からのH$_2$フラクションの3$\sigma$上限を、${M_{H_2}/M_{\star}}$$\leq$6.8％に制限します。MRG-S0851は、最近の若返りエピソードにより、ガス分率の制限が低く、sSFRが適度に低くなっています。これにより、H$_2$のガスがさらに蓄積されない場合、枯渇時間は$<$0.6Gyrと比較的短くなります。経験的モデルと分析モデルはどちらも、特に若返りのエピソードを考えると、MRG-S0851で分子ガスを検出する必要があると予測しています。これは、冷たいガスや塵が少なくともいくつかの初期の静止銀河で急速に枯渇していることを示唆しています。
外部ガス降着は、アクティブなS0銀河NGC5077にフレッシュガス供給を提供します
初期のタイプの銀河では、外部から蓄積されたガスが後期のガス補充の主な源であると考えられています。MUSE面分光データを使用して、過去の外部相互作用を示す、ダイナミクスを乱したことが知られているアクティブなS0銀河NGC5077を研究します。銀河の主要な恒星体に対して逆回転する、直径2.8kpcの恒星の運動学的に異なるコアの存在を確認します。逆回転するコアは古い星の種族で構成されており、銀河の他の部分と大きく異ならないことがわかります。イオン化されたガスは強く反り、極方向にフィラメント状の構造で6.5kpcまで伸びます。ガスのダイナミクスは複雑で、半径の関数として位置角度が大きく変化します。イオン化ガスライン比は、核内およびキロパーセクスケールの両方でAGNによるLINER励起と一致しています。空の平面と交差する中空の流出円錐と一致する、投影速度V〜400km/sの核流出を発見します。ミスアラインメントされたガスの特性は、ガスが豊富な合併後のミスアラインメントされたガス流入の数値シミュレーションからの予測と一致します。半径の関数としてのガスの向きのゆがみと変化は、星のトルクによるガスの緩和と一致しています。星のトルクは、ガスが外側の領域よりも速く整列し、ガスを核に追いやる小さな半径で強くなります。恒星とガスのダイナミクスは、NGC5077が少なくとも2つの外部相互作用を持っていることを示しており、1つは逆回転コアの形成と、それに続く遅い時間の外部ガス降着をもたらしました。NGC5077は、銀河ガス貯留層の補充における外部相互作用の重要性と、ブラックホール燃料供給に利用可能な核ガス含有量を示しています。
z $ \ sim $ 3.3の複雑なプロト構造における無線検出AGNの環境の意味
| Title |
Implications_of_the_Environments_of_Radio-detected_AGN_in_a_Complex_Proto-structure_at_z$\sim$3.3 |
| Authors |
Lu_Shen,_Brian_C._Lemaux,_Lori_M._Lubin,_Olga_Cucciati,_Olivier_Le_Fevre,_Guilin_Liu,_Wenjuan_Fang,_Debora_Pelliccia,_Adam_Tomczak,_John_McKean,_Neal_A._Miller,_Christopher_D._Fassnacht,_Roy_Gal,_Denise_Hung,_Nimish_Hathi,_Sandro_Bardelli,_Daniela_Vergani,_Elena_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03441 |
放射性活動銀河核（RAGN）は、z$<$2の赤方偏移で高密度構造（つまり、クラスター/グループ）に優先的に見られ、より高い赤方偏移でプロトクラスターを検出するために一般的に使用されます。ここでは、zの既知のプロトクラスターで2つの比較的弱い（$\mathrmL_\mathrm{1.4GHz}\sim10^{25}$WHz$^{-1}$）RAGNのホストおよび環境特性を調査しようとします。=3.3PClJ0227-0421フィールドで、ORELSEサーベイの一部として取得された最新の電波観測を使用して検出されました。VUDSおよびORELSE（C3VO）調査を使用したチャートクラスター構築の一部としてKeck/MOSFIREから取得した新しい分光観測と、VIMOS-VLT深度調査（VVDS）およびVIMOS超深度調査（VUDS）の一部として取得した以前の分光データを使用します。、このプロトクラスターの周りの3次元過密度フィールドを修正します。プロトクラスターは、大規模な過密度プロト構造に組み込まれています。このプロト構造の推定総質量は$\sim2.6\times10^{15}$M$_\odot$であり、いくつかの過密度ピークが含まれています。両方のRAGNは非常に明るく巨大な銀河によってホストされていますが、それらのホストは極端な色の違いを示しており、年齢が異なり、進化の段階が異なることを示しています。さらに、それらはプロト構造の最も局所的に密な部分にはないが、それらの親の過密度ピークの中心にかなり近いことがわかります。両方のケースですでにマージが発生していて、周囲の局所密度が低下し、恒星の質量が増加している可能性があるシナリオを提案します。この研究は、低光度の2つのRAGNが、高赤方偏移のプロト構造内で発見され、研究されたのは初めてです。
$ z = 6.82 $でのQuasarP172 +18からの電波放射の解決
| Title |
Resolving_the_Radio_Emission_from_the_Quasar_P172+18_at_$z_=_6.82$ |
| Authors |
Emmanuel_Momjian,_Eduardo_Ba\~nados,_Christopher_L._Carilli,_Fabian_Walter,_Chiara_Mazzucchelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03481 |
ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）を使用して、クエーサーPSOJ172.3556+18.7734の高角度分解能イメージングを$z=6.82$で提示します。この情報源は現在、最高のレッドシフトラジオラウドクエーサーであるという記録を保持しています。これらの観測により、1.53GHzでの磁束密度が$398.4\pm61.4〜\mu$Jy、デコンボリューションされたサイズが$9.9\times3.5$mas（$52.5\times18.6$pc）、固有の輝度温度が（$4.7\pm0.7）\times10^7$K。メインソースからの弱い未解決の無線拡張も$\sim〜3.1\sigma$レベルで検出されます。1.53GHzのVLBAで回復された総磁束密度は、同様の周波数で超大型アレイ（VLA）で測定されたものと一致しています。クエーサーはVLBAでは4.67GHzで検出されません。これは、$\alpha^{1.53}_{4.67}<-$1.55の制限がある急峻なスペクトルインデックスを示唆しています。クエーサーは、7.67GHzのVLBAでも検出されません。クエーサーの全体的な特徴は、それがより低い赤方偏移のギガヘルツピークスペクトル電波源に類似した非常に若い電波源であり、推定運動学的年齢が$\sim〜10^3$年であることを示唆しています。このクエーサーのVLA観測により、$23\rlap{。}{''}1$離れたフィールドに2番目の電波源が明らかになりました。光学的またはIRの対応物を持たないこの電波源は、観測された周波数のいずれにおいてもVLBAで検出されません。観測された最低のVLBA周波数での検出がないことは、それが解決されたことを示しており、サイズが〜$0\rlap{。}{''}17$より大きいことを意味します。したがって、クエーサーよりも赤方偏移が低い位置にある可能性があります。
ラムダオリオン座複合体のプランクコールドクランプ。 III。ラムダオリオン座雲のコアに関する恒星フィードバックの化学プローブ
| Title |
Planck_Cold_Clumps_in_the_lambda_Orionis_Complex._III._A_chemical_probe_of_stellar_feedback_on_cores_in_the_lambda_Orionis_cloud |
| Authors |
Hee-Weon_Yi,_Jeong-Eun_Lee,_Kee-Tae_Kim,_Tie_Liu,_Beomdu_Lim,_Ken'ichi_Tatematsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03499 |
巨大な星は、その地域の環境に強い影響を与えます。しかし、恒星のフィードバックが星形成をどのように制御するかについては、まだ議論が続いています。これに関連して、オリオンA（39コア）、B（26コア）、ラムダオリオン座（15コア）の雲で構成されるオリオン分子雲複合体の80の高密度コアの化学的性質を、韓国の超長基線干渉計ネットワーク（KVN）21m望遠鏡。ラムダオリオン座雲は、O型星ラムダオリを取り囲むHii気泡を持っているため、大質量星の紫外線（UV）放射場にさらされています。紫外線に敏感なC2HとHCNの存在量は、オリオンAとBの雲よりもラムダオリオン座の雲のコアで高いように見えますが、HDCOとH2COの存在比は反対の傾向を示しており、ラムダオリオン座雲のより暖かい状態。N2H+、HCO+、H13CO+ラインなどの高密度ガストレーサーの検出率も、ラムダオリオン座雲では低くなっています。これらの化学的性質は、ラムダオリオン座雲のコアがラムダオリオン座からのUV光子によって加熱されることを意味します。さらに、ラムダOrionisクラウドのコアは、OrionAおよびBクラウドとは異なり、HCO+（1-0）のインフォールシグネチャで統計的に有意な超過を示していません。私たちの結果は、ラムダのオリオン座雲のように、重い星からのフィードバックが高密度の物質を加熱して蒸発させることにより、星形成に悪影響を与えるという考えを支持しています。
変化する外観のAGNNGC2617の速度分解残響マッピング
| Title |
Velocity-resolved_Reverberation_Mapping_of_Changing-look_AGN_NGC_2617 |
| Authors |
Hai-Cheng._Feng,_H._T._Liu,_J._M._Bai,_Zi-Xu._Yang,_Chen._Hu,_Sha-Sha._Li,_Sen._Yang,_Kai-Xing._Lu,_Ming._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03508 |
NGC2617は、スペクトル型の変化を検出した後、多くの注目を集めており、その形状とブロードライン領域（BLR）の運動学はまだあいまいです。この論文では、麗江2.4m望遠鏡で実施された、2019年10月から2020年5月までのNGC2617の高ケイデンス（$\sim$2日）残響マッピングキャンペーンを紹介します。初めて、オブジェクトの速度分解された残響シグネチャが正常に検出されました。H$\alpha$とH$\beta$はどちらも、速度分解されたタイムラグにピークがある非対称プロファイルを示しています。両方のラインのそれぞれについて、ラインコアのラグは関連する翼のラグよりも長く、速度分解ラグのピークはわずかに青方偏移しています。これらの特性は、流入、流出、またはケプラーディスクモデルの理論的予測と一致していません。私たちの観察では、H$\alpha$、H$\beta$、H$\gamma$、およびHeIのタイムラグが、$\tau_{\rm{H}\alpha}$：$\tau_{の比率で示されています。\rm{H}\beta}$：$\tau_{\rm{H}\gamma}$：$\tau_{\rm{He〜I}}$=1.27：1.00：0.89：0.20、これは層化されていることを示しますオブジェクトのBLRの構造。H$\alpha$とHeIのラグが得られるのは初めてです。線の分散幅のビリアル係数を$f$=5.5とすると、H$\alpha$とH$\beta$から導出されたブラックホールの質量は$\rm{23.8^{+5.4}_{-2.7}}$と$\rm{21.1^{+3.8}_{-4.4}}\times10^{6}M_{\odot}$、それぞれ。観察された結果は、NGC2617のBLRの複雑さを示しています。
宇宙からの中赤外宇宙分光光度法による調査：SPICAのようなミッションで宇宙正午にAGNと星形成を測定する
| Title |
Mid-IR_cosmological_spectrophotometric_surveys_from_space:_Measuring_AGN_and_star_formation_at_the_Cosmic_Noon_with_a_SPICA-like_mission |
| Authors |
Luigi_Spinoglio,_Sabrina_Mordini,_Juan_Antonio_Fernandez-Ontiveros,_Almudena_Alonso-Herrero,_Lee_Armus,_Laura_Bisigello,_Francesco_Calura,_Francisco_J._Carrera,_Asantha_Cooray,_Helmut_Dannerbauer,_Roberto_Decarli,_Eiichi_Egami,_David_Elbaz,_Alberto_Franceschini,_Eduardo_Gonzalez_Alfonso,_Luca_Graziani,_Carlotta_Gruppioni,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Hidehiro_Kaneda,_Kotaro_Kohno,_Alvaro_Labiano,_Georgios_Magdis,_Matthew_A._Malkan,_Hideo_Matsuhara,_Tohru_Nagao,_David_Naylor,_Miguel_Pereira-Santaella,_Francesca_Pozzi,_Giulia_Rodighiero,_Peter_Roelfsema,_Stephen_Serjeant,_Cristian_Vignali,_Lingyu_Wang,_Toru_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03584 |
SPaceInfraredTelescopeforCosmologyandAstrophysics（SPICA）プロジェクトをテンプレートとして使用して、中赤外イメージング分光計（17〜36ミクロン）を使用して、拡張フィールド（1〜15平方度）にわたる大規模な宇宙測光をカバーする深部分光測光調査の方法を示します。遠赤外線カメラを使用した70ミクロンの深部測光と組み合わせて、ダストの消滅の影響を受けない波長で、現在の銀河進化研究で最も重要な質問に答えることができます。SPICAのようなミッションは、銀河の進化を2Gyrs未満の宇宙の年齢にまでさかのぼって、覆い隠されていない3次元（3-D、つまりx、y、赤方偏移z）ビューを提供できるようになります。ミッドIRレストフレーム。この調査戦略では、多環芳香族炭化水素（PAH）バンドと微細構造のイオン線を使用して、宇宙の星形成率（SFR）の完全なセンサスを作成し、銀河の光度関数の特徴的な膝に到達します。人口は、z〜3.5までの任意の赤方偏移で分布します。全IRスペクトル範囲（17-210ミクロン）にわたるグレーティングスペクトロメータ{衛星に搭載}を使用した詳細なフォローアップの尖った分光観測は、高イオン化微細構造線からのブラックホール付着率（BHAR）を同時に測定します。SFR、PAHから、太陽から低金属までの数千の銀河の低イオン化線から中イオン化線まで、光度関数の最下部まで。結果として得られるIRスペクトルのアトラスの分析により、宇宙の時間全体で進化する銀河で作用している物理的プロセス、特に宇宙の正午（z〜1-3）の活動ピーク時のその重く塵が埋め込まれた段階がIR輝線を介して明らかになります。ほこりの隠蔽に鈍感な機能。
VVVおよびガイア調査からの新しいバルジ球状星団Patchick99の確認と物理的特性
| Title |
Confirmation_and_physical_characterization_of_the_new_bulge_globular_cluster_Patchick_99_from_the_VVV_and_Gaia_surveys |
| Authors |
E.R._Garro,_D._Minniti,_M._G\'omez,_J._Alonso-Garc\'ia,_T._Palma,_L._C._Smith,_and_V._Ripepi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03592 |
球状星団（GC）は、天の川（MW）の形成と進化を理解するための重要なツールです。既知のMWサンプルはまだ不完全であるため、新しいGC候補の発見とその性質の確認は、MWGCシステムの調査にとって非常に重要です。私たちの目標は、銀河バルジに向かって位置する2つのGC候補であるPatchick99とTBJ3の物理的性質を確認することです。VVV、VVVX、2MASSからの近赤外の公開データと、GaiaDR2からの深い光学データを使用して、主な物理パラメータ（赤化、減光、距離、光度、平均クラスター固有運動（PM））を推定します。）、サイズ、金属量、年齢。異なる波長で両方の候補を調査します。Patchick99を分析するために、近赤外および光学CMDを使用します。統計的手順とPM選択に従って、CMDを除染します。赤化と絶滅は、赤化マップを採用することによって導き出されます。金属量と年齢は、恒星の等時線をフィッティングすることによって評価されます。発赤と消滅は、VVVデータからE（J-Ks）=0.12+/-0.02等、AKs=0.09+/-0.01等であるのに対し、E（BP-RP）=0.21+/-0.03等、AG=0.68+/-ガイアDR2から0.08等。近赤外でd=6.4+/-0.2kpc、光学でD=7.0+/-0.2kpcの距離を推定します。その金属量と年齢に適合するPARSEC等時線を導き出し、[Fe/H]=-0.2+/-0.2dexおよびt=10+/-2Gyrを見つけます。Patchick99の平均PMは、pmRA=-298+/-1.74mas/yrおよびpmDEC=-5.49+/-2.02mas/yrです。MKs=-7.0+/-0.6等の低光度GCであることを確認しました。半径推定は、半径密度プロファイルを構築して実行され、r〜10'を見つけます。中心から8.2分以内に7つのこと座RR型変光星のメンバーを認識し、他の方法で見つけた距離を確認します。TBJ3は、GCには存在しない中赤外線放射を示すことがわかりました。TBJ3をGC候補として破棄し、Patchick99に焦点を合わせます。銀河バルジに位置する、古い金属が豊富なGCであると結論付けます。
OTELO調査： = 1.43での[OII]エミッターの光度関数のかすかな終わり
| Title |
The_OTELO_survey:_Faint_end_of_the_luminosity_function_of_[OII]_emitters_at_=_1.43 |
| Authors |
Bernab\'e_Cedr\'es,_\'Angel_Bongiovanni,_Miguel_Cervi\~no,_Jakub_Nadolny,_Jordi_Cepa,_Jos\'e_A._de_Diego,_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia,_Jes\'us_Gallego,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Miguel_S\'anchez-Portal,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Emilio_J._Alfaro,_Roc\'io_Navarro_Mart\'inez,_Ricardo_P\'erez_Mart\'inez,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_Carmen_P._Padilla_Torres,_H\'ector_O._Casta\~neda,_and_Mauro_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03645 |
この論文では、$z\sim1.43$の低質量銀河における星形成過程を特徴づけるために、OTELO調査で検出された[OII]エミッターの主な特性と光度関数（LF）を研究することを目的としています。LFのかすかな端を拘束します。ここでは、狭帯域走査技術から得られたエミッターの選択方法と分析について説明します。さらに、エミッターのいくつかの関連する特性を提示し、LFと星形成率密度（SFRD）の決定における選択バイアスと不確実性について説明します。[OII]エミッターとして332の候補の予備リストから合計60のソースを確認しました。エミッターの約93％は、$10^{8}<M_{*}/{\rmM_{\odot}}<10^{9}$の範囲の質量を持っています。私たちのすべてのエミッターは後期型銀河として分類されており、OTELO調査の他のエミッターと比較すると、$（u-v）$\の値が低くなっています。宇宙分散はLFの正規化（$\phi^*$）に強く影響し、はるかに大量の調査から得られた結果と比較した場合の結果の不一致を説明していることがわかります。ただし、LFを以前の作業よりも$\sim1$\、dex低くサンプリングすることにより、LFのかすかな端の傾き、つまり$\alpha=-1.42\pm0.06$を決定できます。サンプルのSFRDの計算を提示し、それを以前の研究で文献から得られた値と比較します。
M31のFUV可変ソース
アストロサット天文台に搭載された紫外線画像望遠鏡（UVIT）は、アンドロメダ銀河（M31）を2017年から2019年までFUVとNUVで、約1の高い空間分解能で画像化しました。観測（フィールド）直径28分角。フィールド1は、F148Wフィルターを使用して2つのエポックで、1133日（約3。10年）離れて観測されました。直径6.4kpcのフィールド1（M31の距離）には、銀河の内側のらせん状の腕フィールド1の両方のエポックでUVITソースを識別し、3シグマ以上および5シグマ以上の信頼レベルでFUVで可変であるソースのカタログを取得します。FUV可変ソースの割合は、明るいソースほど高くなります。、およびその割合は、他の領域と比較して2つの主要なスパイラルアームで高くなっています。これは、FUV変数のかなりの割合が熱い若い星に関連していることの証拠です。exカタログを作成します。対応するものには、10個の星団、6個のHII領域、5個の規則的または半規則的変数、6個の他の変数、および6個の新星または新星候補が含まれます。UVITFUV-NUVおよびFUV-FUVの色と大きさの図は、ほとんどのFUV変数と熱い若い星との関連を確認しています。可変光源のUVIT測光のカタログが表示されます。
TMC-1でのプロパルギルラジカル（CH2CCH）の発見：これまでに発見された中で最も豊富なラジカルの1つであり、冷たい暗い雲の中でベンゼンに環化するための重要な種
| Title |
Discovery_of_the_propargyl_radical_(CH2CCH)_in_TMC-1:_one_of_the_most_abundant_radicals_ever_found_and_a_key_species_for_cyclization_to_benzene_in_cold_dark_clouds |
| Authors |
M._Agundez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._D._Gallego,_P._de_Vicente,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03807 |
プロパルギルラジカル（CH2CCH）の星間空間での最初の同定を提示します。この種は、イェベス40m望遠鏡を使用して冷たい暗い雲TMC-1で観察されました。37.46〜GHzにある2,0,2-1,0,1回転遷移の6つの最も強い超微細成分が、4.6〜12.3シグマの範囲の信号対雑音比で検出されました。CH2CCHのカラム密度は8.7e13cm-2であり、これは8.7e-9のH2に対する存在比の割合に相当します。このラジカルはメチルアセチレンと同様の存在量を持ち、存在比CH2CCH/CH3CCHは1に近くなります。したがって、プロパルギルラジカルは、TMC-1で検出される最も豊富なラジカルの1つであり、おそらく、冷たい暗い雲でこれまでに見られた特定の化学的複雑さを備えた最も豊富な有機ラジカルです。気相化学モデルを構築し、中性原子とのCH2CCHの不十分に拘束された低温反応性に応じて、観測値と一致するか、2桁下がる計算された存在量を見つけます。化学モデルによると、プロパルギルラジカルは本質的にC+C2H4反応とn=4-6のC3Hn+イオンの解離的再結合によって形成されます。プロパルギルラジカルは、燃焼過程で最初の芳香環の合成を制御すると考えられており、おそらく、冷たい暗い雲の中で大きな有機分子の合成とベンゼンへの環化過程で重要な役割を果たします。
反応の量子研究O（3P）+ H2（v、j）$ \ rightarrow $ OH + H：強紫外線照射ガス中のOH形成
| Title |
Quantum_study_of_reaction_O(3P)_+_H2(v,j)_$\rightarrow$_OH_+_H:_OH_formation_in_strongly_UV-irradiated_gas |
| Authors |
A._Veselinova,_M._Agundez,_J._R._Goicoechea,_M._Menendez,_A._Zanchet,_E._Verdasco,_P._G._Jambrina,_and_F._J._Aoiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03810 |
原子状酸素と分子状水素の間の反応は、ヒドロキシルラジカルの存在量を調節し、多様な天文環境で酸素の化学を開くのに役立つため、天体化学において重要なものです。ただし、基底状態の酸素原子との反応に高い活性化障壁が存在すると、低温ガスでの効率が制限されます。この研究では、H$_2$の回転および振動状態に対する反応速度係数の依存性を計算し、H2を効率的に励起できる遠紫外線光子によって強く照射された星間領域におけるOHの存在量への影響を評価します。励起された振動状態。最近計算されたポテンシャルエネルギー曲面を使用し、時間に依存しない量子力学的散乱計算を実行して、振動状態v=0のH2での反応O（3P）+H2（v、j）->OH+Hの速度係数を計算します。-7および回転状態j=0-10。H2の振動量子数が増加すると、反応が大幅に速くなることがわかります。ただし、反応がバリアレスであるH2の高振動状態（v=4-5）でも、速度係数は厳密には衝突限界に達しておらず、温度との正の依存性を維持します。計算された状態固有の速度係数をMeudonPDRコードに実装して、OrionBarPDRをモデル化し、OHラジカルの存在量への影響を評価しました。カラム密度への影響はあるものの、O+H2の熱速度係数の使用と比較して、Av=1.3-2.3に対応する雲の領域では、OHの存在比が最大1桁向上することがわかります。OHの割合は控えめで、約60％です。計算された速度係数は、強く紫外線が照射された環境でのOHのJWST観測をモデル化および解釈するのに役立ちます。
原子炭素[CI] $（^ 3P_1- ^ 3P_0）$近くの銀河M83のマッピング
| Title |
Atomic_Carbon_[CI]$(^3P_1-^3P_0)$_Mapping_of_the_Nearby_Galaxy_M83 |
| Authors |
Yusuke_Miyamoto,_Atsushi_Yasuda,_Yoshimasa_Watanabe,_Masumichi_Seta,_Nario_Kuno,_Dragan_Salak,_Shun_Ishii,_Makoto_Nagai,_and_Naomasa_Nakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03876 |
原子状炭素（CI）は、COの代替として分子ガスのグローバルトレーサーであると提案されていますが、その有用性はまだ証明されていません。トレーサーとしてのCIの適合性を評価するために、近くの渦巻銀河M83の北部の[CI]$（^3P_1-^3P_0）$（以下[CI]（1-0））マッピング観測をASTEで実行しました。望遠鏡で[CI]（1-0）の分布をCO線（CO（1-0）、CO（3-2）、および$^{13}$CO（1-0））、HI、および赤外線（IR）放射（70、160、および250$\mu$m）。中央部の[CI]（1-0）の分布はCO線の分布と似ていますが、腕部の[CI]（1-0）はCOの外側に分布しています。ダスト温度$T_を調べました。{\rmdust}$、およびダスト質量面密度$\Sigma_{\rmdust}$、IR連続スペクトル分布を単一温度で修正された黒体に適合させることによる。$\Sigma_{\rmdust}$の分布は、[CI]（1-0）よりもCO（1-0）の積分強度との整合性がはるかに優れていることを示しており、CO（1-0）が冷たい分子ガスの良いトレーサー。[CI]励起温度$T_{\rmex}$の空間分布は、2つの[CI]遷移の強度比を使用して調べられました。中央、バー、アーム、およびアーム間領域での適切な$T_{\rmex}$は、$\sim7\times10^{-5}の一定の[C]/[H$_2$]存在比をもたらします。$すべての地域で0.1dexの範囲内。スペクトルスタッキング分析を使用して、中央、アーム、およびバー領域に加えて、アーム間領域でも弱い[CI]（1-0）放射を検出することに成功しました。[CI]（1-0）のスタック強度は、$T_{\rmdust}$と強く相関していることがわかります。私たちの結果は、原子状炭素がCOの光解離生成物であり、その結果、CO（1-0）と比較して、[CI]（1-0）は銀河系の「冷たい」分子ガスの大部分を追跡する際の信頼性が低いことを示しています。ディスク。
| Title |
Electromagnetic_Signatures_from_the_Tidal_Tail_of_a_Black_Hole_-_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Siva_Darbha,_Daniel_Kasen,_Francois_Foucart,_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03378 |
ブラックホール-中性子星（BH-NS）の合併は、地上の重力波（GW）観測所の主要なターゲットです。合併は、r過程元素合成によって重い元素に集合する中性子に富む物質を放出する場合、電磁的対応物（キロノバ）を生成することもできます。BH-NS合併の束縛されていない動的噴出物のキロノバサインを研究します。数値相対論シミュレーションの結果を初期状態として取り、一般相対論的流体力学コードを使用して、パラメーター化されたrプロセス加熱モデルを使用して噴出物の進化を研究します。束縛されていない動的噴出物は、最初は平らで方向付けられた潮汐尾であり、主に平面に限定されています。rプロセスからの加熱により、イジェクタはより球形に膨張し、小規模な構造が滑らかになりますが、イジェクタはバルク方向の動きを保持します。ランタニドに富む物質の3D放射伝達コードとパラメータ化された不透明度モデルを使用して電磁シグネチャを計算します。光度曲線は、2つの効果により、視野角によって異なります。非球面性は、投影面積が大きい方向でより明るい発光をもたらし、ドップラーブーストは、バルク運動の方向により整列した視野角でより明るい発光をもたらします。典型的なrプロセス加熱速度の場合、ピークボロメータ光度は配向によって$\sim3$の係数で変化しますが、光学バンドのピークは$\sim3$の大きさで変化します。スペクトルは、バルク運動に沿った視野角で青方偏移します。これにより、ランタニドが豊富な組成にもかかわらず、$V$バンドのピークの大きさが$\sim-14$に増加します。
高度に非対称なシェル超新星残骸からのGeVガンマ線放出のFermi-LAT検出：SNR G317.3-0.2
| Title |
Fermi-LAT_Detection_of_GeV_Gamma-Ray_Emission_from_The_Highly_Asymmetric_Shell_Supernova_Remnant:_SNR_G317.3-0.2 |
| Authors |
Yunchuan_Xiang,_Zejun_Jiang_and_Yunyong_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03415 |
この論文では、超新星残骸（SNR）SNRG317.3-の領域から、有意水準$\sim$8.13$\sigma$で最初の拡張GeV$\gamma$線放出が報告されたことを報告します。0.2$\sim$を分析することにより12。2年のフェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）作業で8データを渡します。新しい$\gamma$線源の最適な位置は、SNRG317.3-0.2の843MHz無線エネルギー帯域の位置と一致し、対応する光度曲線（LC）の光子フラックスに大きな変動はありません。12。2年間のデータ。したがって、SNRG317.3-0.2の最適な位置から2$\sigma$エラー半径内の他の既知の$\gamma$線源または候補を除外することにより、$\gamma$線源は次のようになることをお勧めします。SNRG317.3-0.2のGeV対応物である可能性があります。
XMMU J050722.1-684758：超新星残骸MCSNRJ0507-6847に関連している可能性が高い新しいBeX線連星パルサーの発見
| Title |
XMMU_J050722.1-684758:_Discovery_of_a_new_Be_X-ray_binary_pulsar_likely_associated_with_the_supernova_remnant_MCSNR_J0507-6847 |
| Authors |
C._Maitra,_F._Haberl,_P._Maggi,_P._Kavanagh,_G._Vasilopoulos,_M._Sasaki,_M._D._Filipovic,_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03657 |
XMM-NewtonX線観測を使用して、大マゼラン雲の超新星残骸MCSNRJ0507-6847に関連している可能性のある新しい高質量X線連星パルサーXMMUJ050722.1-684758の発見を報告します。BeX線連星XMMUJ050722.1-684758から、周期性570秒の脈動が発見され、HMXBパルサーとしての性質が確認されました。HMXBは、XRB-SNRの関連付けをサポートする、超新星残骸MCSNRJ0507-6847の幾何学的中心（中心から0.9分角）の近くにあります。超新星残骸の推定年齢は43-63kyrであり、これは中年から古い超新星残骸を示しています。超新星残骸の直径が大きく、光学および無線に対応するシェルの特徴がないことは、SNRがスーパーバブルN103の希薄な環境に拡大していることを示しています。中性子星の推定磁場強度は$B\gtrsim10^{14}$Gであり、親の残骸の推定年齢から予想されるスピン平衡条件を仮定し、測定された質量降着率が全体を通して一定であると仮定します。
SMCにおける超新星残骸MCSNRJ0127-7332とそれに関連するBeX線連星SXP1062のSALT観測
| Title |
SALT_observations_of_the_supernova_remnant_MCSNR_J0127-7332_and_its_associated_Be_X-ray_binary_SXP_1062_in_the_SMC |
| Authors |
V.V._Gvaramadze,_A.Y._Kniazev,_J.S._Gallagher,_L.M._Oskinova,_Y.-H._Chu,_R.A._Gruendl,_I.Y._Katkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03707 |
小マゼラン雲超新星残骸（SNR）MCSNRJ0127-7332と質量ドナーBe星2dFS3831の光学分光法の結果を、南部アフリカの大規模で実行された関連する高質量X線連星SXP1062で報告します。望遠鏡（SALT）。高解像度のロングスリットスペクトルを使用して、SNRシェルの膨張速度を約140km/sで測定しました。これは、MCSNRJ0127-7332が放射相にあることを示しています。SNRスペクトルで観測された線比は、局所的な星間物質がSNRの周りの2dFS3831および/またはOB星によってイオン化されている場合に理解できることがわかりました。MCSNRJ0127-7332は、超新星前駆細胞の恒星風によって生成された気泡内の超新星爆発の結果であり、超新星爆発の瞬間に気泡が巨大な殻に囲まれていたことを提案します。MCSNRJ0127-7332の年齢は10000歳と推定されました。2dFS3831のスペクトルは軌道位相によって変化することがわかりました。つまり、Halpha輝線の相当幅は、中性子星の周星通過後、約130日で約40％減少し、次の約100日でほぼ元の値に戻りました。また、ペリアストロンエポック（ペリアストロンの約3週間後）に最も近い2dFS3831のスペクトルは、HeII\lambda4686の顕著な輝線を示していますが、これは次の約2週間で消失しました。これらの変化は、中性子星がディスクを通過する際のディスクの一時的な摂動と加熱の結果として解釈されます。
2 + 2四重極における第1世代と第2世代のブラックホールと中性子星合体：母集団統計
| Title |
First_and_second-generation_black_hole_and_neutron_star_mergers_in_2+2_quadruples:_population_statistics |
| Authors |
Adrian_S._Hamers,_Giacomo_Fragione,_Patrick_Neunteufel,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03782 |
ローエンドとハイエンドの質量ギャップ領域（それぞれ、質量が2〜5M_Sunで、50M_Sunを超える）での中性子星（NS）とブラックホール（BH）の合体からの重力波の最近の検出は、標準的な恒星およびバイナリ進化理論。マスギャップ合併は、4人組などの階層システムでの連続した合併から発生する可能性があります。ここでは、恒星2+2四重システムにおけるNSとBHの繰り返しの合併を検討します。特定の状況下では、世俗的な進化は、内部バイナリの1つのマージを加速するように機能します。その後、合併の残骸がコンパニオンバイナリと相互作用し、第2世代の合併イベントが発生する可能性があります。内部バイナリの初期の恒星とバイナリの進化を孤立系としてモデル化します。コンパクトオブジェクトの形成に成功した場合、その後、4重システムの経年的な動的進化を追跡します。合併が発生すると、合併の反動が考慮され、直接N体法を使用してその後の進化がモデル化されます。初期のバイナリプロパティに関するさまざまな仮定により、第1世代の合併の大部分は、経年進化の影響をあまり受けず、その観測プロパティは孤立したバイナリとほぼ一致していることがわかります。小さなサブセットは、LIGOバンドの残留離心率、および逆行性スピン軌道相互作用による経年進化の痕跡を示しています。第2世代の合併は、第1世代の合併によって引き起こされる散乱（つまり、3体の相互作用）の影響を強く受ける可能性があります。特に、散乱は、ハイエンドの質量ギャップではなく、ローエンドの質量ギャップ内の合併を説明することができます。また、散乱は、非常に偏心したLIGOソースと負の有効スピンパラメータを説明する可能性があります。
XMM-Newtonによって見られたSNR1987AにおけるX線放出ガスの衝突後の進化
| Title |
The_Post-impact_Evolution_of_the_X-ray_Emitting_Gas_in_SNR_1987A_Viewed_by_XMM-Newton |
| Authors |
Lei_Sun,_Jacco_Vink,_Yang_Chen,_Ping_Zhou,_Dmitry_Prokhorov,_Gerd_Puhlhofer,_Denys_Malyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03844 |
1996年以来、SN1987Aによって駆動される爆風は、高密度の星周物質と相互作用してきました。これは、新生児の超新星残骸（SNR）の初期進化を研究するユニークな機会を私たちに提供します。2007年から2019年までのXMM-NewtonRGSおよびEPIC-pnX線観測に基づいて、SNR1987AにおけるX線放出ガスの衝突後の進化を調査しました。高温プラズマは、温度が$\sim0.6$keVと$\sim2.5$keVの2つの非平衡イオン化成分で表されます。低温プラズマの密度は$\sim2400$cm$^{-3}$であり、赤道リング（ER）内の低密度ガスが支配的である可能性があります。密度が$\sim550$cm$^{-3}$の高温プラズマは、HII領域とリングを超えた高緯度物質によって支配される可能性があります。ここ数年、低温プラズマの放出量は減少しており、爆風が主なERを離れたことを示しています。しかし、爆風は依然として高緯度ガスに伝播しているため、高温放出測定値は着実に増加しています。その間に、N、O、Ne、およびMgの平均存在量が減少していることがわかります。これは、2つのプラズマ成分間の異なる化学組成を反映している可能性があります。また、ほとんどの観測でFeK線が検出され、フラックスと重心エネルギーの増加が示されました。FeK線は、反射した衝撃加熱ガスに由来するか、逆衝撃によって衝撃を受けたFeに富む噴出物の塊に由来する可能性がある3番目の高温成分からのものと解釈します。
| Title |
Strong_lens_modelling:_comparing_and_combining_Bayesian_neural_networks_and_parametric_profile_fitting |
| Authors |
James_Pearson,_Jacob_Maresca,_Nan_Li_and_Simon_Dye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03257 |
将来の大規模な調査で予想される膨大な量の強力な銀河-銀河重力レンズは、それらの質量プロファイルを効率的にモデル化するための自動化された方法の開発を必要とします。この目的のために、近似ベイズ畳み込みニューラルネットワーク（CNN）をトレーニングして、質量プロファイルパラメーターと関連する不確実性を予測し、その精度を、ますます複雑になる一連のレンズシステムの従来のパラメトリックモデリングの精度と比較します。これらには、標準の滑らかなパラメトリック密度プロファイル、流体力学的EAGLE銀河、および前景の質量構造の包含が含まれ、パラメトリックソースおよびハッブルウルトラディープフィールドから抽出されたソースと組み合わされます。さらに、CNNを従来のパラメトリック密度プロファイルフィッティングと組み合わせる方法も紹介します。この方法では、CNNが後者のパラメーターの初期事前分布を提供します。画像のテストセット全体で、CNNは従来の方法のブラインドモデリングよりも19$\pm$22％低いエラーを達成しました。自動化された方法で使用するこの方法の事前確率としてこれらのCNN予測パラメーターを使用すると、代わりに後者よりも27$\pm$11％低いエラーが達成されました。これは、CNNで予測された不確実性を事前に組み込むと、さらに37$\pm$11％に減少し、パラメーター空間の極小値を回避するのに役立ちます。エラーもCNNより17$\pm$21％低くなります。それ自体で。CNNは間違いなく最速のモデリング方法ですが、この2つの組み合わせにより、CNNで予測される不確実性がある場合とない場合で、従来のフィッティングのみの速度がそれぞれ1.73倍と1.19倍向上します。これは、大幅に改善された精度と組み合わされて、効率的な自動モデリングアプローチを実現するためにニューラルネットワークを従来の技術と組み合わせることによって得られる利点を浮き彫りにします。
広い領域で人工的な夜空の輝度をマッピングするためのPSF
| Title |
PSFs_for_mapping_artificial_night_sky_luminance_over_large_territories |
| Authors |
Alexandre_Simoneau,_Martin_Aub\'e,_J\'er\^ome_Leblanc,_R\'emi_Boucher,_Johanne_Roby,_Florence_Lacharit\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03341 |
広い領域での夜空の輝きに関する知識は、天文観測に適した場所を特定したり、夜間の人工光が生態系に与える影響を評価したりするための貴重な情報となる可能性があります。空の放射輝度の測定は、必要な時間的および空間的解像度に応じて複雑な作業になる可能性があります。同様に、領域の複数のポイントの人工的な夜空の輝きのモデリングは、使用されるモデルの複雑さに応じて、かなりの量の計算時間を表す可能性があります。数百キロメートルの広大な領域にわたる空の放射輝度をモデル化するために、点像分布関数と光源の地理的分布との畳み込みの使用が提案されています。点像分布関数が人工物の主な駆動パラメータにどのように敏感であるかを判断します。Illuminav2モデルを使用した、波長、地面の反射率、障害物の特性、上向きの光出力比、エアロゾルの光学的厚さなどの夜空の放射輝度。得られた関数を使用して、冬と夏の条件でのモンメガンティック国際星空保護区の人工的な夜空の明るさをモデル化しました。結果は、人工の夜空の明るさの新世界地図、Illuminav2モデル、およびその場での空の品質カメラの測定値と比較されました。新世界は人工の空の明るさを55％過大評価しているのに対し、イルミナモデルは48％過小評価していることがわかりました。これは、さまざまな大気条件と、モデルが公共の光源のみを考慮しているという事実が原因である可能性があります。
高密度粒状ガス中のクラスターの実験的研究と原始惑星系円盤における粒子停止時間への影響
| Title |
Experimental_study_of_clusters_in_dense_granular_gas_and_implications_for_the_particle_stopping_time_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Niclas_Schneider,_Grzegorz_Musiolik,_Jonathan_E._Kollmer,_Tobias_Steinpilz,_Maximilian_Kruss,_Felix_Jungmann,_Tunahan_Demirci,_Jens_Teiser,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03609 |
原始惑星系円盤では、高密度の粒子構成のゾーンが惑星の形成を促進します。密集した雲の中の固体粒子は、集団効果とガスへの逆反応を通じて運動を変化させます。粒子の停止時間に対する周囲の固体対気体比$\epsilon>1$での粒子-気体フィードバックの影響を調査します。国際宇宙ステーションでの実験では、空気と相互作用しながら高密度の粒状ガスが発生することを研究しました。実験の開始時に放出されたクラスターの拡散だけでなく、新しい動的クラスターの形成も観察しました。クラスター外の固体と気体の質量比は、約$\epsilon_{\rmavg}\sim2.5〜60$の範囲で変化しました。粘性媒体の質量が固体によって強く支配されている場合でも、粘性媒体内のガス抗力の概念は依然として有効であることがわかります。ただし、$\epsilon_{\rmavg}$に応じて、集合係数を使用する必要があります。つまり、最大の質量比では、抗力が係数18だけ減少します。したがって、原始惑星系円盤内の粒子の群れは、それらの構成要素が示唆するよりも速く移動し、より速く衝突します。
測光赤方偏移から天気予報の改善まで：学際的な作業の基礎としての機械学習と適切なスコアリングルール
| Title |
From_Photometric_Redshifts_to_Improved_Weather_Forecasts:_machine_learning_and_proper_scoring_rules_as_a_basis_for_interdisciplinary_work |
| Authors |
Kai_Lars_Polsterer,_Antonio_D'Isanto,_Sebastian_Lerch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03780 |
天文データセットとデータベースの量、サイズ、および複雑さは、新しいテクノロジーと専用の調査望遠鏡のために、過去数十年で急速に成長しています。多構造で複雑なデータを扱うことに加えて、スパースデータは科学的関心が高まっている分野になっています。銀河系外天体研究の特定の分野は、まばらな測光観測を使用した銀河系外源の赤方偏移の推定です。これらの推定値をより正確に生成するために、多くの手法が開発されてきました。近年、点推定のみを提供する代わりに、推定の不確実性を特徴付けて定量化するために確率密度関数（PDF）を生成できるモデルが好まれています。これらのモデルの開発にとって重要なのは、スコアリング関数とキャリブレーションを評価するためのツールに基づいて、パフォーマンスを評価および特性化するための適切で数学的に原理的な方法です。それでも、文献では不適切な方法が推定の質を表現するために使用されており、それはしばしば十分ではなく、誤解を招く解釈を生み出す可能性があります。この作業では、PDFを処理するときにエラーを正しく評価して品質を予測する方法を要約します。対数尤度、連続ランク確率スコア（CRPS）、および確率積分変換（PIT）を使用して、予測されたPDFのキャリブレーションとシャープネスを特徴付けることについて説明します。適切なスコアリングルールを使用してディープニューラルネットワークをトレーニングし、モデルの推定値を評価したときに達成したことと、この作業が適切に調整されたレッドシフト推定値から確率的な天気予報の改善にどのようにつながったかを示します。提示された作業は、データサイエンスの学際性の例であり、さまざまなアプリケーション分野間のギャップを埋めるのにメソッドがどのように役立つかを示しています。
放射補正スケールのゼロ点定数について
$V$バンドの放射補正（$BC_V$）のゼロ点定数に起因する任意性と、「星の放射補正は視覚的な等級よりも明るくなければならない」および「放射補正は常に負でなければならない」との関係を調査しました。。2番目の主張の虚偽は、IAU2015総会決議B2の後で私たちに気づきました。そこでは、ボロメータ等級スケールのゼロ点定数が明確な値$C_{Bol}（W）=71.197〜425〜...を持つように決定されました。$〜。$BC_V$スケールのゼロ点定数は$C_2=C_{Bol}-C_V$と書くことができるので、ここで$C_V$は基本定義$BC_V=M_{Bol}の視覚等級のゼロ点定数です。-M_V=m_{bol}-m_V$、および$C_{Bol}>C_V$、$BC_V$スケールのゼロ点定数（$C_2$）を任意にすることはできなくなりました。むしろ、それは2つの明確な正の数から得られる明確な正の数でなければなりません。$C_2>0$と$0<BC_V<C_2$の2つの条件は、$L_V<L$にも十分です。これは、負の$BC_V$数と同様のケースであり、「放射補正が常に負であるとは限らない」ことを意味します。要約すると、最初の主張は誤解を招くものであり、放射補正は常に負でなければならないことを理解させることになりますが、これは必ずしも真実ではありません。
解析磁場を星前コアに適合させる
Ewertowski＆Basu（2013）によって開発された磁場モデルの機能を展開し、星前コアFeSt1-457の観測された偏光測定データをフィッティングすることによって実証します。マクスウェルの方程式から直接導出された解析的な砂時計の磁場関数は、赤道面の中心対表面の磁場強度比、およびコア全体の相対的な大きさの磁場方向を生成します。この適合は、モデルの単一平面と、コア全体の磁場とダストの統合された特性から生じる分極マップとの比較から明らかになります。重要なことに、私たちの適合は、コアの想定される密度プロファイルとは無関係です。POLARISコードを使用して、観測に動機付けられた密度プロファイルを使用して、ダスト粒子の統合された散乱および放出特性とそれらの放射伝達から生じる合成偏光マップを作成することにより、適合のロバスト性をチェックします。モデルから得られた合成偏光マップも、観測された偏光測定によく適合していることがわかります。私たちのモデルは、FeSt1-457の外側部分の磁力線の大きな曲率という顕著な特徴に適合しています。独立したカラム密度の推定値と組み合わせると、サイズ$R_{\rmgas}$のコアは、やや超臨界の質量対フラックス比を持ち、非常に大きな半径$R$から始まる動的運動によって形成された可能性があると推測されます。中性イオンスリップ（両極性拡散）によるフラックス凍結の崩壊は、大規模な磁場構造からよりコンパクトなガス構造へのそのような移行をもたらす原因となる可能性があります。
白色矮星レジームにおけるジェリウム中の原子の状態方程式とメルトカーブ
| Title |
Atom-in-jellium_equations_of_state_and_melt_curves_in_the_white_dwarf_regime |
| Authors |
Damian_C._Swift,_Thomas_Lockard,_Sebastien_Hamel,_Christine_J._Wu,_Lorin_X._Benedict,_Philip_A._Sterne,_Heather_D._Whitley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03371 |
電子状態のジェリウム内原子計算、およびアインシュタイン周波数の摂動計算を使用して、約$10^{-5}$から$10^7$g/cm$^3$の状態方程式（EOS）を構築しました。白色矮星（WD）の星に関連する要素については、$10^{-4}$から$10^{6}$eVです。これは、自己無撞着な電子殻構造計算で報告されている最も広い範囲です。原子量と原子番号の比率が同じである元素は、同じ$T=0$等温線に漸近すると予測されました。これは、WDの結晶化に関する最近の研究とは異なり、酸素と炭素は小さいです。金属の溶融曲線を推定するために以前に使用された、ジェリウム原子理論を使用して計算されたイオン-熱振動の振幅に基づく一般化されたリンデマン基準は、一成分プラズマの溶融曲線の以前の熱力学的研究を再現することがわかった。低圧の結果と一致する振動振幅の選択。したがって、Alなど、低圧溶融が同じ振幅基準を満たす元素の場合、この溶融モデルは、通常の電子物質の全範囲にわたる溶融曲線の推定値を提供します。他の要素については、メルト軌跡に有用な制約を提供します。
噴火の失敗を経験している隆起の塊
多くの太陽フィラメント/プロミネンスは、フィラメントが最初に突然上昇し始め、次に減速し、コロナのより高い高さで停止するときに、噴火の失敗を示しています。噴火の終了のメカニズムはまだ明らかではありません。噴火を止めることができる閉じ込め力の1つは重力です。光球に固定された部分的な電流を運ぶトーラスループの単純なモデルと、コロナへの潜在的な磁場外挿の境界条件としての光球磁場測定を使用して、15本の噴火フィラメントの質量を推定しました。フィラメントの質量の値は、$4\times10^{15}$-$270\times10^{16}$gの範囲でかなり広い分布を示しています。範囲の中央にあるほとんどのフィラメントの質量は、分光学的および白色光の観察に基づいて以前に行われた推定と一致しています。
大規模な噴火太陽活動領域の相対的な力線ヘリシティ
環境。磁気ヘリシティは、天体物理学および自然プラズマの研究において非常に重要な物理量です。ヘリシティの密度を定義することはできませんが、その代用としては力線ヘリシティが適しています。太陽条件で使用するための適切な量は、相対力線ヘリシティ（RFLH）です。目的。この研究は、太陽活動領域（AR）におけるRFLHの振る舞いを初めて詳細に研究することを目的としています。メソッド。ターゲットのアクティブ領域は、大きくて噴火するAR11158です。RFLHおよびその他すべての対象量を計算するために、優れた品質のARコロナル磁場の非線形の力のない再構成を使用します。結果。RFLHの光球の形態は、磁場や電流の光球の形態とはかなり異なり、RFLHの計算で選択したゲージの影響を受けないことがわかります。ヘリシティの値は、ARのXクラスフレア中に、プレフレア値の25％と大幅に減少します。この変化は、RFLHの光球形態にも表されています。さらに、この変化の領域は、後に噴火した磁気構造であるフラックスロープを含む領域と一致します。結論。RFLHを使用すると、噴火イベント中に太陽大気から放出された磁気ヘリシティの値と位置に関する重要な情報を提供できます。
食変光星の再議論。ペーパーIV。進化したG型システムANきりん座
ANCamは、周期が21.0d、離心率が0.47の軌道に、いくらか進化した成分を含む、少し研究された食変光星です。光電視線速度に基づく分光軌道は1977年に公開されました。ANカムは3つのセクターでTESS衛星を使用して観測されました。データはロングケイデンスモードで取得され、9つの日食をカバーしています。これらのデータと公開されている視線速度をモデル化することにより、1.380+/-0.021Msunと1.402+/-0.025Msunの質量、および2.159+/-0.012Rsunと2.646+/-0.014Rsunの半径が得られます。また、これらのデータと最近の最小光の時間から正確な軌道天体暦を導き出しますが、一定の軌道周期を仮定すると、古い時間の最小光を当てはめることができないことがわかります。これは、天体物理学的または機器の影響によって引き起こされる可能性があります。今後のTESS観測は、この問題の調査に役立ちます。GaiaEDR3視差と光学/赤外線見かけの等級を使用して、6050+/-150Kと5750+/-150Kの有効温度を測定します。主星は、その仲間よりも高温ですが、小さく、質量が小さくなっています。理論モデルとの比較は、システムがほぼ太陽の化学組成と3.3Gyrの年齢を持っていることを示しています。それらの質量の類似性にもかかわらず、2つの星は異なる進化状態にあります：一次星はその主系列星の寿命の終わり近くにあり、二次星は準巨星になりました。ANCamは、1.4Msunの星の対流コアオーバーシュートの強度を制限するための有望な候補です。
回転する大質量星の対流コアサイズ：I。太陽金属量OBフィールド星からの制約
| Title |
Convective_core_sizes_in_rotating_massive_stars:_I._Constraints_from_solar_metallicity_OB_field_stars |
| Authors |
S._Martinet,_G._Meynet,_S._Ekstr\"om,_S._Sim\'on-D\'iaz,_G.Holgado,_N._Castro,_C._Georgy,_P._Eggenberger,_G.Buldgen,_S._Salmon,_R._Hirschi,_J._Groh,_E._Farrell,_and_L._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03672 |
銀河系のO星とB星の分光学的研究では、中程度のオーバーシュートで計算された恒星モデルによって予測された主系列（MS）バンドのすぐ先のHRダイアグラムで、質量が8M$_{\odot}$を超える多くの星が観測されていることが示されています。これは、HR図の上部にある星の対流コアサイズがこれらのモデルによって予測されたものよりも大きいことを示している可能性があります。星の進化モデルと、銀河系のO星とB星の大規模なサンプルから導出された分光パラメータを組み合わせて、それらの予測される回転速度に関するまったく新しい情報を含め、MSの大質量星の対流コアサイズの問題を再検討します。約8M$_{\odot}$よりも重い星の場合、主系列星を再現するために選択された一定のステップオーバーシュートで計算されたモデルよりも、MSフェーズの終わりの対流コアサイズが質量とともに急速に増加することを確認します。低質量範囲のシーケンス幅（約2M$_{\odot}$）。この結論は、非回転モデルと、中程度または強い角運動量輸送を伴う回転モデルの両方の場合に当てはまります。ただし、TAMS位置から得られた質量による対流コア質量の増加は、約15M$_{\odot}$を超える質量の表面速度降下から推定されたものよりも大きくなります。現時点で利用可能な観測では、TAMSによって与えられたコアサイズと速度降下の間の最良の選択を決定することはできませんが、このジレンマから抜け出すためのさまざまな方法について説明します。現時点では、食変光星との比較は、速度低下によって与えられる解決策を支持しているようです。より大きな質量でより大きな対流コアの必要性を確認する一方で、15M$_{\odot}$よりも重い星のさまざまな方法の間に緊張が見られます。単一年齢の星の種族（相互作用しないバイナリまたは星団）の使用は、この緊張を解決するための大きな資産になります。
スイッチバックは、より低い太陽大気で発生する可能性がありますか？ I.スイッチバックの形成メカニズム
| Title |
Could_switchbacks_originate_in_the_lower_solar_atmosphere?_I._Formation_mechanisms_of_switchbacks |
| Authors |
Norbert_Magyar,_Dominik_Utz,_Robertus_Erd\'elyi,_Valery_M._Nakariakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03726 |
パーカーソーラープローブミッションによる太陽風の流れに埋め込まれた磁場スイッチバックまたは偏向の最近の再発見は、これらのスイッチバックの形成メカニズムと起源のモデリングに大きな関心をもたらしました。それらの生成のためのいくつかのシナリオは、再接続によるより低い太陽大気起源から、太陽風の乱流の現れであるなどに至るまで、提示されました。ここでは、3次元電磁流体力学（MHD）数値シミュレーションを使用して、より低い太陽大気における磁気スイッチバックのいくつかの潜在的な形成メカニズムを研究します。このモデルは、開いた磁場領域にある強力な磁束管のモデルであり、開いた冠状磁場構造に通じる磁気の輝点を表すことを目的としています。コロナホール。モデルは、高速アップシュートジェットなどの光球内のさまざまなプラズマフロー、および渦運動やねじれ振動によって生成されるせん断フローで駆動されます。検討したすべてのシナリオで、彩層の高さに対応する領域で磁気スイッチバックが形成されるのを目撃します。したがって、強いフラックスチューブのフットポイントの周りの光球プラズマの流れは、より低い太陽大気での磁気スイッチバックの形成のための適切な推進力であるように思われます。それにもかかわらず、これらのスイッチバックは、現在のモデルのシミュレーションのコロナハイツに入ることができないようです。結論として、提示されたシミュレーションに基づいて、太陽風で測定されたスイッチバックは、光球または彩層のダイナミクスに起因する可能性は低いです。
浸透性プルームによって生成された太陽重力モードの振幅
| Title |
Amplitude_of_solar_gravity_modes_generated_by_penetrative_plumes |
| Authors |
C._Pin\c{c}on,_T._Appourchaux_and_G._Buldgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03760 |
重力モードの検出は、太陽の内部ダイナミクスへの前例のない洞察を私たちに与えると期待されています。この枠組みの中で、それらの振幅を予測することは、将来の観測戦略と地震学研究を導くために不可欠です。この作業では、放射層の上部での浸透対流によって生成される低周波漸近重力モードの振幅を予測します。結果は、生成領域内のプルームの時間発展に大きく依存することがわかります。太陽モデルを使用して、周波数範囲$10〜\muH_z\le\nu\le100〜\muH_z$での低重力モードのGOLF見かけの表面視線速度を計算します。ガウスプルームの時間発展の場合、表面の振幅が小さすぎるため、重力モードは検出できないことがわかります。これは、モデルのパラメーターに考慮される値の範囲が広いにもかかわらず当てはまります。指数関数的な時間発展の他の限定的なケースでは、ガウスの場合よりもプルームとモードの間の時間的結合がはるかに高いため、プルームははるかに効率的な方法で重力モードを駆動すると予想されます。半解析モデルに基づくプルームパラメータの妥当な値を使用すると、この場合の見かけの表面速度は、22年間のGOLF検出しきい値よりも、乱流圧力を駆動メカニズムとして考慮した以前の推定値よりも1桁小さいことがわかります。、$\ell=1$および$\nu\upperx100〜\muH_z$の場合の最大値は$0.05$cms${}^{-1}$です。プルームパラメータの不確実性を考慮すると、最も好ましいもっともらしいケースの見かけの表面速度は、乱流圧力で予測されたものに匹敵するようになり、$\nu\upperx100〜\muH_z$および$\ell=1$は約50年に短縮されます。
太陽光球の数値シミュレーションと磁気特徴追跡を用いた磁場特性と統計的流れの関係
| Title |
Relationship_between_magnetic_field_properties_and_statistical_flow_using_numerical_simulation_and_magnetic_feature_tracking_on_solar_photosphere |
| Authors |
K._Takahata,_H._Hotta,_Y._Iida,_T._Oba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03789 |
太陽の静かな領域の放射電磁流体力学計算を実行して、回転差を模倣する大規模な流れの存在下での磁気特性と磁気パッチの3次元（3D）構造に対する統計的流れの依存性を調査します。強い磁場パッチは太陽表面で縦方向に速く動くことが確認されています。その結果、強力な磁気パッチが太陽の内部に深く浸透します。根深い磁気パッチの動きは、より深い層でのより速い差動回転の影響を受けます。この研究では、R2D2コードを使用して現実的な放射電磁流体力学計算を実行し、より強いパッチの根が深いことを検証します。また、差動回転を模倣するために大規模なフローを追加します。磁気パッチは自動的に検出および追跡され、30,000個の磁気パッチの深さを評価します。次に、290万個の磁気パッチの速度が光球で測定されます。これらの値は、電界強度や磁束などの磁気特性に依存します。私たちの結果は、強い磁気パッチがより深い根とより速い動きを示す傾向があることを確認し、私たちの結果を、HinodeandSolarDynamicsObservatory（SDO）の機器の点広がり関数を使用した観測と比較します。私たちの結果は、SDOの以前の観測結果と定量的に一致しています。
コロナの磁気双極子線の一点反転について
DimaとSchadによる最近の論文に促されて、磁気双極子（M1）線の偏光観測を使用してコロナの磁気特性を推測する問題を再考します。DimaとSchadは、Plowmanによって開発された形式主義における退化の潜在的な原因を指摘しています。これは、状況によっては、解決策が決定されていない可能性があります。ここでは、問題の性質を明らかにします。その解像度は、コロナの観測領域の伸びを使用して散乱ジオメトリを解くことにあります。オブザーバーの参照フレームで反転の問題をキャストするときに発生するいくつかの概念的な問題について説明し、Plowman、Dima、およびSchadによって特定された問題を十分に解決します。
NGC1333におけるクラスIからクラスIIへの質量降着率のKMOS研究
| Title |
KMOS_study_of_the_mass_accretion_rate_from_Class_I_to_Class_II_in_NGC_1333 |
| Authors |
Eleonora_Fiorellino,_Carlo_Felice_Manara,_Brunella_Nisini,_Suzanne_Ramsay,_Simone_Antoniucci,_Teresa_Giannini,_Katia_Biazzo,_Juan_Alcal\`a,_Davide_Fedele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03863 |
質量降着率は、低質量星の形成をもたらす質量集合のプロセスを理解するための基本的なパラメータです。このパラメータは、主に1〜10Myrの年齢の星形成領域にある古典的なTTauri星で研究されています。ただし、若い領域や、Class0/Iフェーズなどの星形成の初期段階における、若い恒星状天体（YSO）の降着特性についてはほとんどわかっていません。VLTのKMOS機器で取得した、若い（<1Myr）NGC1333クラスターにある17個のClassI/Flatおよび35個のClassIIソースの新しいNIRスペクトルを示します。私たちの目標は、NGC1333メンバーの特性を古い地域のサンプルと比較することにより、広く採用されている粘性進化モデルによって示唆されているように、質量降着率が年齢とともに進化するかどうかを研究することです。サンプルの恒星パラメータと降着率を測定し、降着と恒星の光度の間、および質量降着率と恒星の質量の間の相関関係を見つけました。両方の相関関係は、古いおおかみ座の星形成領域とのエラー内で互換性がありますが、後者のみがChamaeleonIの結果と一致しています。ClassIサンプルは、同じ雲のClassII星に対してより大きな降着光度を示しています。しかし、ClassIの寿命の間の安定した降着を仮定すると、導出された降着率は、推定された恒星の質量を構築するのに十分なほど高くはありません。これは、発生源が主な降着段階にないこと、およびそれらの質量の大部分が前の段階ですでに蓄積されていること、および/または降着が一時的な現象であることを示唆しています。スピッツァー測光によってクラスIとして最初に分類されたターゲットのいくつかは、実際には進化した、または降着の少ないオブジェクトであることを示しています。この証拠は、推定される原始星相の寿命に影響を与える可能性があります。これが一般的な結果であるかどうかを判断するには、さらに観察する必要があります。
ニュートリノ質量モデルの文脈で従来から発生するニュートリノ親和性の疑似ゴールドストーンボソンであるマヨロンは、ニュートリノの自由流を減衰させ、再結合の前にニュートリノに追加のエネルギー密度を注入することができます。eVスケールのマスマヨロンに対するこれらの効果の組み合わせは、顕著な$H_0$張力を改善することが示されていますが、$\DeltaN_{\rmeff}\sim0.5$のレベルで追加の暗放射を導入した場合に限ります。ここでは、低スケールのレプトジェネシスのモデルが、初期宇宙でのGeVスケールのステライルニュートリノの崩壊からマヨロンの原始集団を生成することによって、この暗い放射線を自然に発生させることができることを示します。Planck2018+BAOデータを条件とする事後予測分布を使用して、SH$_0$ESコラボレーションによって観測された$H_0$の値が、原始マヨロン宇宙論の$\sim10\％$のレベルで発生すると予想されることを示します。（$\Lambda$CDMの場合は$\sim0.1\％$と比較されます）。この洞察は、ニュートリノの質量メカニズム、宇宙のバリオン非対称性、および$H_0$の不一致な測定値の間の興味深い関係を提供します。
シーソー機構内のフリーズインダークマター
最小限のタイプIシーソー機構が、keVステライルニュートリノの形で観測された暗黒物質の存在量をうまく説明できることを示します。この集団は、初期の宇宙（凍結）で熱平衡にある間に、質量がヒッグス質量スケールを超える、より重い中性レプトンの崩壊によって生成される可能性があります。さらに、このモデルに関連する現象論的制約（熱的残存粒子、間接検出、構造形成）を実装すると、おおよそのレプトン数の対称性を特徴とするパラメーター空間の領域が自動的に選択されます。
| Title |
Heavy_decaying_dark_matter_at_future_neutrino_radio_telescopes |
| Authors |
Marco_Chianese,_Damiano_F.G._Fiorillo,_Rasmi_Hajjar,_Gennaro_Miele,_Stefano_Morisi,_Ninetta_Saviano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03254 |
今後数十年で、EeVエネルギー範囲の超高エネルギーニュートリノが次世代ニュートリノ望遠鏡によって検出される可能性があります。彼らの主な目標は宇宙線生成ニュートリノを観察し、極端な天体物理学的環境への洞察を得ることですが、暗黒物質の性質を間接的に調べることもできます。この論文では、暗黒物質の崩壊シナリオに対する、RNO-G、GRAND、IceCube-gen2電波アレイなどの今後のニュートリノ電波望遠鏡の予測感度を研究します。$10^7$から$10^{15}$GeVまで、さまざまな暗黒物質の崩壊チャネルと質量を調査します。宇宙線生成または新生児のパルサーニュートリノの観測を仮定することにより、重い暗黒物質粒子の寿命に対する保守的な制約を予測します。これらの制限は、以前のマルチメッセンジャー分析と競合し、非常に補完的であることがわかりました。
| Title |
Earth-skimming_Ultra-high_Energy_Tau_Neutrinos_simulated_with_MonteCarlo_method_and_CONEX_code |
| Authors |
Bouzid_Boussaha_and_Tarek_Bitam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03303 |
この論文は、地球スキミング宇宙タウニュートリノ検出器を構築する可能性を研究することを目的とし、最終的には検出のための自然サイト（山岳谷）の理想的な寸法を特定し、エネルギー範囲を決定することを目的としています（明らかに最高可能な数は1015eVから1020eVの範囲であり、アルジェリアでそのようなサイトを1つ見つける可能性があります。最初に、ニュートリノと[山]物質の相互作用のモンテカルロシミュレーションと、結果として生じるタウレプトンの崩壊を実行して、山の最適な寸法と谷のタウ崩壊の位置を決定します。次に、CONEXオプションを使用したCORSIKA（宇宙線シミュレーションforKAscade）[1]シミュレーションを実行して、タウレプトンから生まれたほぼ水平なエアシャワーの進化を追跡します。シャワーで生成される粒子には、電子、ミューオン、ガンマ、パイ中間子などがあります。ミューオンの空間分布を研究することで、谷の最適な幅を発見し、その結果、検出ネットワークを配置する距離を発見することができます。
| Title |
Entropy_production_due_to_electroweak_phase_transition_in_the_framework_of_two_Higgs_doublet_model |
| Authors |
Arnab_Chaudhuri_and_Maxim_Yu._Khlopov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03477 |
標準模型（SM）スカラーセクターの最も単純な拡張の1つ、つまり2ヒッグスダブレットモデル〜（2HDM）における一次電弱相転移〜（EWPT）の可能性を再検討します。電弱精度テストからのその後の制約、ヒッグス信号強度、および直接スカラー検索からの最近のLHC限界を考慮に入れます。2HDMの真空遷移を研究することにより、2HDMのさまざまなパラメータ平面で一次EWPTで放出されるエントロピーについて詳細に説明します。
| Title |
The_response_of_the_Convolutional_Neural_Network_to_the_transient_noise_in_Gravitational_wave_detection |
| Authors |
Chao_Zhan,_Mingzhen_Jia,_Cunliang_Ma,_Zhongliang_Lu_and_Wenbin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03557 |
近年、重力波検出のための畳み込みニューラルネットワークの使用を研究する多くの研究が行われています。ただし、過渡ノイズがCNNモデルをトリガーできるかどうかに注意を払う作業はほとんどありません。この論文では、訓練された畳み込みニューラルネットワーク分類器におけるサインガウスグリッチ、ガウスグリッチ、およびリングダウングリッチの応答を研究します。ネットワークは、誤警報確率がであるリングダウングリッチの場合とは対照的に、誤警報確率がLIGOのようなノイズの確率に近い正弦ガウスおよびガウスグリッチに対してロバストであることがわかります。LIGOのようなノイズよりもはるかに大きい。また、さまざまな頻度でグリッチの応答を調査します。グリッチの頻度がトレーニングされたGW信号の頻度に入ると、グリッチの誤警報の確率はLIGOのようなノイズの頻度よりもはるかに大きくなり、グリッチがGW信号と誤判定される可能性が高くなります。30％を超えることもあります。
この論文では、超放射散乱とそれに対応する不安定性に対する自発的なローレンツ対称性破壊の役割を調べるために、アインシュタイン-バンブルビー修正重力の文脈で小さな回転のようなブラックホールの上部の大規模なスカラー摂動を考察します。スカラー波の低周波数限界で、超放射散乱がローレンツ違反パラメーター$\alpha<0$で強化され、$\alpha>0$で弱くなることを示します。さらに、ブラックホール爆弾の問題に対処することにより、不安定領域の改善された境界を抽出し、$\alpha<0$がスカラー場の不安定性のパラメーター空間を増加させ、$\alpha>0$がそれを減少させることを示します。
宇宙論的粒子-反粒子非対称性の生成におけるCP保存消滅の役割
| Title |
The_role_of_CP-conserving_annihilations_in_generating_cosmological_particle-antiparticle_asymmetries |
| Authors |
Avirup_Ghosh,_Deep_Ghosh_and_Satyanarayan_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03650 |
CP対称性の破れの崩壊と消滅のプロセスの役割は、非対称性とその後のウォッシュアウトの両方の原因として、宇宙論的な粒子-反粒子の非対称性を生成するという文脈で広く研究されてきました。CP対称性の破れの最低次の原因が散乱過程であるシナリオでは、非対称性の生成に間接的に影響を与える追加のCP対称性の破れの役割を強調します。これは、関連する非平衡数密度がCP保存反応の速度に強く依存していることに起因します。次に、生成される正味の非対称性は、平衡状態から外れた数密度とCP対称性の破れの割合に比例します。このようなCPを保存する散乱は、いくつかの例で説明するように、バリオン数生成、レプトジェネシス、および散乱による非対称暗黒物質生成のシナリオで自然に発生します。関連する粒子-反粒子システムの非対称収率は、CPを保存し、反応速度に違反する相対的なサイズに応じて、桁違いに変化する可能性があることがわかります。
変数分離を可能にするパラメータ化された軸対称ブラックホールの影
| Title |
Shadows_of_parametrized_axially_symmetric_black_holes_allowing_for_separation_of_variables |
| Authors |
R._A._Konoplya,_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03855 |
任意の重力の計量理論における軸対称の漸近的に平坦なブラックホールの計量は、無限の数のパラメーターに依存する一般的な形式で表すことができます。ハミルトン-ヤコビ方程式とクライン-ゴルドン方程式の変数分離につながる追加の対称性の存在を要求することにより、この一般的なクラスのメトリックを制約し、メトリック関数が黒に近い一部の領域で十分に適度に変化すると、穴、ブラックホールの影はいくつかの変形パラメータのみに依存します。これらのパラメータがブラックホールの影に与える影響を分析します。また、変数分離に違反する項がメトリックで無視された場合、アインシュタイン-ディラトン-ガウス-ボネ理論の回転するブラックホールの影がよく近似されることも示します。
曲率ピークの形状が原始ブラックホールのサイズに及ぼす影響
放射流体で満たされたフリードマン・ロバートソン・ウォーカー（FRW）宇宙上の原始曲率摂動プロファイルのさまざまなファミリーによってシードされた球対称原始ブラックホール（PBH）の形成を数値的にシミュレートします。みかけの地平線形成時のPBHの初期質量$M_{\rmBH、i}$と最終質量$M_{\rmBHの曲率プロファイルへの依存性を調べました。、f}$は、降着プロセス後、切除技術を使用して、$M_{\rmBH、i}$を、補正されたPBHモデルアプローチを使用して取得された以前の分析推定値と比較します。補正されたモデルの精度が低い場合、初期摂動振幅の値が大きいことを除いて、解析的推定は数値結果と一致しています。質量$M_{\rmBH、f}$および$M_{\rmBH、i}$は、圧縮関数のピーク周辺の形状だけでなく、初期曲率摂動の完全なプロファイルにも依存します。また、降着効果を推定し、暗黒物質の存在量に関連する質量を持ち、最終質量が地平線交差質量に等しいPBHの場合、$M_{\rmBH、f}\upperx3M_{\rmBH、i}$。
