KiDS-DR3のAMICO銀河団：大規模な積み重ねられた弱いレンズ効果プロファイルからの宇宙論的制約
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_cosmological_constraints_from_large-scale_stacked_weak_lensing_profiles |
| Authors |
Carlo_Giocoli_(1,_2,_3),_Federico_Marulli_(2,_1,_3),_Lauro_Moscardini_(2,_1,_3),_Mauro_Sereno_(1,_3),_Alfonso_Veropalumbo_(4,_5),_Lorenzo_Gigante_(2),_Matteo_Maturi_(6,_7),_Mario_Radovich_(8),_Fabio_Bellagamba_(2),_Mauro_Roncarelli_(2),_Sandro_Bardelli_(1),_Sofia_Contarini_(2,_1),_Giovanni_Covone_(9,_10,_11),_Joachim_Harnois-D\'eraps_(12,_13),_Lorenzo_Ingoglia_(9),_Giorgio_F._Lesci_(2,_1),_Lorenza_Nanni_(2,_14),_Emanuella_Puddu_(10)_((1)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_"Augusto_Righi",_Alma_Mater_Studiorum_Universit\`a_di_Bologna,_(3)_INFN_-_Sezione_di_Bologna,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_degli_Studi_Roma_Tre,_(5)_INFN_-_Sezione_di_Roma_Tre,_(6)_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Heidelberg,_(7)_ITP,_Universit\"at_Heidelberg,_(8)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(9)_Dipartimento_di_Fisica_"E._Pancini",_Universit\'a_di_Napoli_Federico_II,_(10)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_(11)_INFN_-_Sezione_di_Napoli,_(12)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(13)_School_of_Mathematics,_Statistics_and_Physics,_Newcastle_University,_(14)_Institute_of_Cosmology_&_Gravitation,_University_of_Portsmouth) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05653 |
環境。銀河団をホストしている暗黒物質ハローの周りの大規模な質量分布は、敏感な宇宙論的情報を提供します。目的。この作業では、キロ度調査の公開された第3データリリースから構築された大きなフォトメトリック銀河団サンプルと対応するせん断信号を利用して、クラスターの質量を評価し、一致${\Lambda}$-をテストします。コールドダークマター（${\Lambda}$CDM）モデル。特に、信号が視線に沿った相関および非相関の物質密度分布によって支配されている、クラスタービリアル半径を超えるスケールでの弱い重力レンズ効果を研究します。分析されたカタログは、赤方偏移の範囲が$0.1\leqz\leq0.6$で、信号対雑音比が3.5より大きい6962個の銀河団で構成されています。メソッド。これらのクラスターの積み重ねられたせん断プロファイルをモデル化するために、完全なベイズ分析を実行します。採用された尤度関数は、主にクラスターの構造特性を制約するために使用される小規模な1ハロ項と、宇宙論的パラメーターを制約するために使用できる2ハロ項の両方を考慮します。結果。採用されたモデリングは、35Mpc/hの利用可能な最大スケールまでせん断プロファイルをフィッティングするときに、クラスター質量と総物質密度パラメーター${\Omega}_M$の両方を評価するのに成功していることがわかります。さらに、私たちの結果は、銀河団の積み重ねられた重力レンズにおける2-ハロ信号の強力な観測証拠を提供し、宇宙論的研究のためのこのプローブの信頼性をさらに示しています。この作業の主な結果は、フラットな${\Lambda}$CDM宇宙論を想定して、${\Omega}_M$に対する堅牢な制約です。宇宙マイクロ波背景放射実験からの推定と一致して、完全な事後確率分布から推定された${\Omega}_M=0.29\pm0.02$を取得します。
ネメシス：TESSFFIの近くのM-矮星の太陽系外惑星通過調査I
| Title |
NEMESIS:_Exoplanet_Transit_Survey_of_Nearby_M-Dwarfs_in_TESS_FFIs_I |
| Authors |
Dax_L._Feliz,_Peter_Plavchan,_Samantha_N._Bianco,_Mary_Jimenez,_Kevin_I._Collins,_Bryan_Villarreal_Alvarado_and_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05647 |
この作業では、観測されたセクター1から5のトランジット系外惑星探査衛星（TESS）フルフレーム画像（FFI）の100パーセク内にある33,054個のM矮星の分析を示します。トレンド除去された測光を抽出し、TESSFFIで単一セクターデータのトランジット検索を実行するために開発されました。多くのM矮星はかすかであり、TESSによって2分のケイデンスで観測されないため、FFIトランジット調査は、30分のケイデンスデータを使用して、失われた惑星の数を経験的に検証できます。この作業では、183のしきい値超過イベントを検出し、セクター1から5の29の惑星候補を提示し、そのうち24は新しい検出です。私たちのサンプルには、1.25から6。84日の範囲の公転周期と、1.26から5.31の地球半径の惑星半径が含まれています。セクター1から5で観測された以前の検出に加えて、新しい惑星候補の検出を追加すると、[1,9]日から惑星半径の範囲までの期間で、星あたり2.49+/-1.58惑星の統合発生率が計算されます。[0.5,11]地球半径の間。近くのM矮星の122+/-11トランジット検出の推定収量を予測します。新しい候補のうち23は、信号対雑音比>7、透過分光測定基準>38、発光分光測定測定基準>10です。https：//filtergraphにあるFiltergraphデータ視覚化サービスを通じて、惑星候補のすべてのデータ製品を提供しています。com/NEMESIS。
粘性的に進化するディスクのCO同位体ラインフラックス：観測された低フラックスを説明するには不十分な低温CO変換
| Title |
CO_isotopolog_line_fluxes_of_viscously_evolving_disks:_cold_CO_conversion_insufficient_to_explain_observed_low_fluxes |
| Authors |
Leon_Trapman,_Arthur_D._Bosman,_Giovanni_Rosotti,_Michiel_R._Hogerheijde,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05654 |
原始惑星系円盤は、物質が中央の星に付着するにつれて、円盤の質量（惑星形成に利用できる貯留層）が時間とともに減少するという、活発に進化すると考えられています。観測は、粘性理論から予想されるように、塵の質量と恒星の降着率との間の相関関係を示しています。ただし、13COおよびC18Oラインフラックスから推定されるガス質量は、より直接的な測定値であるはずですが、そのような相関関係は示されていません。熱化学DALIモデルを使用して、13COおよびC18OJ=3-2ラインフラックスが激しく進化するディスク内で時間とともにどのように変化するかを調査します。また、粘性進化と組み合わせた粒子表面化学によるCOの化学的変換が、ループスのディスクの観察を説明できるかどうかを調査します。13COおよびC18O3-2の線束は、ディスクが激しく膨張するにつれて光学的に厚い発光領域のサイズが大きくなるため、時間の経過とともに増加します。C18O3-2放射は、モデルのサブセット（Mdisk（t=1Myr）<1e-3Msun）についてのみ、ディスク全体で光学的に薄いです。これらのディスクの場合、統合されたC18Oフラックスは、ディスクの質量と同様に、時間とともに減少します。ループスのディスクの大部分（Mdust<5e-5Msun）のC18O3-2フラックスは、粒子表面化学によってCOが他の種に変換される、激しく進化するディスクを使用して、約2倍以内に再現できます。宇宙線イオン化率zeta_cr〜5e-17-1e-16s^-1によって駆動されます。ただし、積み重ねられたC18Oの上限を説明するには、モデルが生成できるよりも低い平均存在量が必要であり、観測された13COフラックスを説明することはできません。これは、ほとんどのディスクで、モデルが予測するよりも1桁以上暗いです。激しく進化するディスクの13COフラックスを観測値と一致させるには、効率的な垂直混合と高ゼータ_crまたは低質量ディスク（Mdust<3e-5Msun）の組み合わせが、より質量の大きいディスクよりもはるかに薄いか小さい必要があります。
| Title |
Detection_of_an_Atmosphere_on_a_Rocky_Exoplanet |
| Authors |
Mark_R._Swain,_Raissa_Estrela,_Gael_M._Roudier,_Christophe_Sotin,_Paul_Rimmer,_Adriana_Valio,_Robert_West,_Kyle_Pearson,_Noah_Huber-Feely,_Robert_T._Zellem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05657 |
サイズと密度の点で地球に似ている岩の多い太陽系外惑星GJ1132bでの大気の検出を報告します。大気透過スペクトルは、ハッブルWFC3測定を使用して検出され、低平均分子量大気におけるエアロゾル散乱、HCN、およびCH$_{4}$のスペクトルシグネチャを示しています。大気損失プロセスをモデル化し、GJ1132bが元のH/Heエンベロープを失った可能性が高いと結論付け、検出した大気が再確立されたことを示唆します。以前に理論的研究によってこの惑星の可能性として特定されたH$_{2}$マントルのガス放出の可能性を調査し、超還元マグマからのガス放出が観測された大気を生成する可能性があることを発見しました。このようにして、観測された太陽系外惑星の透過スペクトルを使用して、地球型惑星のマグマ組成に関する洞察を得ます。この岩だらけの惑星での大気の検出は、サブネプチューンの蒸発したコアであると信じられている多数の強力に照射されたスーパーアース惑星が、好ましい状況下で、検出可能な大気をホストする可能性を高めます。
WASP-121bのジェミニ/ GMOS光透過分光法：超高温木星の変動の兆候？
| Title |
Gemini/GMOS_Optical_Transmission_Spectroscopy_of_WASP-121b:_signs_of_variability_in_an_ultra-hot_Jupiter? |
| Authors |
Jamie_Wilson_(1),_Neale_P._Gibson_(2),_Joshua_D._Lothringer_(3),_David_K._Sing_(3),_Thomas_Mikal-Evans_(4),_Ernst_J._W._de_Mooij_(1),_Nikolay_Nikolov_(5),_Chris_A._Watson_(1)_((1)_Queen's_University_Belfast,_(2)_Trinity_College_Dublin,_(3)_Johns_Hopkins_University,_(4)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05698 |
Gemini/GMOSを使用して、波長範囲$\upperx$500〜950nmをカバーする超高温木星WASP-121bの2つのトランジットの地上ベースの分光観測を提示します。ガウス過程フレームワークを使用して、光度曲線の機器体系をモデル化し、より一般化されたスチューデントのTプロセスを使用して結果を検証する方法も示します。測定された透過スペクトルは、全体的に一致しているものの、HST/STISを使用して得られた結果とは、特に$\約$650nmより短い波長でわずかに一致していないことがわかります。STISの結果とは対照的に、高解像度で実行された最近の多くの研究と一致して、青方向の傾斜が増加している証拠があり、検索でTiOまたはVOからの吸収の証拠はほとんどありません。これは、ヘイズによる散乱に加えて、他のいくつかの吸収体、特に最近検出された原子金属の組み合わせが、過剰な光吸収と観測された垂直方向の熱逆転の原因であることを示している可能性があります。私たちの結果はまた、以前の地上測光および3DGCM予測とほぼ一致していますが、これらは私たちの検索とは異なる化学的性質を想定しています。さらに、HST/STIS観測と同様に、GMOS観測が短期間（日）にわたって再現可能であることを示します。より長い期間（月）にわたるそれらの違いは、超高温木星の理論モデルによって予測されたように、大気特性（すなわち天気）の時間的変動の結果である可能性があります。ただし、機器分類学や恒星活動などのより平凡な説明を完全に排除することはできません。今後の観測でこの可能性を探ることをお勧めします。
外部から汚染された白色矮星の集団を使用した惑星外物質の起源と地質に対するベイズの制約
| Title |
Bayesian_constraints_on_the_origin_and_geology_of_exo-planetary_material_using_a_population_of_externally_polluted_white_dwarfs |
| Authors |
John_H._D._Harrison,_Amy_Bonsor,_Mihkel_Kama,_Andrew_M._Buchan,_Simon_Blouin_and_Detlev_Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05713 |
惑星体を降着させた白色矮星は、太陽系外惑星のバルク組成の強力なプローブです。この論文では、202DZ白色矮星の大気で観測された存在量を、降着した惑星体が経験した加熱、地球化学的分化、衝突過程、および重力沈下を考慮して説明するベイズモデルを提示します。システムの大部分（>60％）は、原始的な物質の降着と一致しています。近くの星の組成に見られるように、観測された耐火物の存在量の小さな広がりは、最初の惑星形成物質の同様の広がりに起因すると考えられます。汚染物質中のNa存在量の範囲は、1,000K未満から1,400Kを超える形成温度の範囲に起因し、汚染物質がさまざまな放射状の場所から白色矮星の大気に到達することを示唆しています。また、太陽系のような分化は、惑星系外のシステムでは一般的な場所であることがわかります。8つのシステムにおける極端な親鉄（Fe、Ni、またはCr）の存在量は、より大きな分化体のコアに富むフラグメントを少なくとも3シグマの有意性まで降着させる必要がありますが、1つのシステムはクラストに富むフラグメントを降着したという証拠を示しています。存在量が付着が終了したことを示唆しているシステム（13/202）では、付着した総質量を計算できます。13のシステムは、月の質量からベスタの半分の質量までの範囲の質量を付加したと推定されています。私たちの分析は、平均して11Myrsの付着が続くことを示唆しています。
ダスト成分を含む重力粘性原始惑星系円盤。 V.揮発性物質の凍結と昇華の動的モデル
| Title |
Gravitoviscous_protoplanetary_disks_with_a_dust_component._V._The_dynamic_model_for_freeze-out_and_sublimation_of_volatiles |
| Authors |
Tamara_Molyarova,_Eduard_I._Vorobyov,_Vitaly_Akimkin,_Aleksandr_Skliarevskii,_Dmitri_Wiebe,_Manuel_G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06045 |
原始惑星系円盤のさまざまな揮発性種の雪線は、ガス組成と塵の物理的特性の急激な変化に関連しています。揮発性物質は、粒子の断片化速度を変える可能性のある氷のマントルで粒子を覆うため、ダストの成長に影響を与える可能性があります。次に、ダストの凝固、断片化、およびガスディスクを介したドリフトは、氷相と気相の間の揮発性物質の再分配に寄与する可能性があります。ここでは、2つのダスト集団と揮発性ダイナミクスを持つ原始惑星系円盤の流体力学モデルFEOSADを紹介します。ガス中の主要な揮発性分子（H$_2$O、CO$_2$、CH$_4$、およびCO）の空間分布を計算し、最初の0.5を超える氷のマントルの組成を分析します。ディスクの進化のマイア。氷の大部分は、小さな粒子との凝固によって成長した塵に到達することを示しています。ディスク内に形成されるスパイラル構造とダストリング、および外側の領域での光解離により、揮発性種ごとに複雑な雪線形状と複数の雪線が形成されます。考慮されている円盤の進化の間に、雪線は星に近づき、最終的な位置は円盤形成の時代よりも4〜5ドル小さくなります。揮発性物質は、氷相と気相の両方で雪線の近くに集まる傾向があり、ダストのダイナミクスにとって潜在的に重要な厚い氷のマントルの形成につながることを示しています。ダストサイズは、乱流粘度が高いモデルでは、裸の粒子のフラグメンテーション速度が遅いことによって影響を受けます。
木星の動的愛の数
{\itJuno}宇宙船による最近の観測では、木星の潮汐愛数$k_2$が静水圧値よりも$4\％$低いことが明らかになりました。観測された「異常」を説明する木星の動的愛数の簡単な計算を提示します。愛の数は通常、惑星の（回転が変更された）fモードの応答によって支配されます。私たちの方法はまた、高次の動的愛数の効率的な計算を可能にします。ラブ数への慣性モードの寄与はごくわずかですが、惑星内部の広い領域で十分に強い成層は、有意なgモード応答を誘発し、測定されたラブ数に影響を与えます。
星団のダイナミクスの画像の予測（{\ pi} -DOC）：球状星団の質量、距離、年齢を予測するための深層学習フレームワーク
| Title |
Predicting_Images_for_the_Dynamics_Of_stellar_Clusters_({\pi}-DOC):_a_deep_learning_framework_to_predict_mass,_distance_and_age_of_globular_clusters |
| Authors |
Jonathan_Chardin_and_Paolo_Bianchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05649 |
球状星団（GC）などの単純なシステムの動的質量推定は、最大2倍の不確実性に悩まされています。これは主に、GCの長期的な進化の影響をしばしば無視する標準的な動的モデルの過度の単純化によるものです。ここでは、ディープラーニングフレームワークと直接$N$-bodyシミュレーションからの大量のデータの組み合わせに基づいて、GCの動的特性を測定するための新しいアプローチを紹介します。私たちのアルゴリズム$\texttt{$\pi$-DOC}$（$\textit{星団のダイナミクスの画像の予測}$）は、観測されたGC間の自明でない変換を学習するように訓練された2つの畳み込みネットワークで構成されています。輝度マップとそれに関連する質量分布、年齢、距離。トレーニングセットは、$N$体シミュレーションからの模擬観測として構築されたVバンドの輝度と質量マップで構成されています。$\texttt{$\pi$-DOC}$でのテストは、27％のピクセルあたりの平均誤差で質量分布を予測でき、それぞれ1.5Gyrと6kpcの精度で年齢と距離を予測できることを示しています。次に、質量から光へのプロファイルの形状とそのグローバル値を平均誤差12％で復元します。これは、質量分離を効率的に追跡することを意味します。観測値との予備的な比較は、私たちのアルゴリズムがトレーニングセットの制限内でGCの動的特性を予測できることを示しています。これらの有望な結果は、ディープラーニングフレームワークとそのフォワードモデリングアプローチが、標準の動的モデルと競合する迅速で適応性のあるツールを提供できることを示しています。
矮小銀河の合体Mrk709における不器用な星形成とAGN活動
| Title |
Clumpy_Star_Formation_and_AGN_Activity_in_Dwarf-Dwarf_Galaxy_Merger_Mrk_709 |
| Authors |
Erin_Kimbro_(1),_Amy_E._Reines_(1),_Mallory_Molina_(1),_Adam_T._Deller_(2),_Daniel_Stern_(3)_(1_Montana_State_University,_2_Swinburne_University_of_Technology_3_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05655 |
近くの活動銀河核（AGN）をホストする低金属量の矮星スターバースト銀河は、銀河の初期の進化とその超大質量ブラックホール（BH）を研究するための最良の局所類似体を提供します。ここでは、低金属量の矮小銀河の合体Mrk709における星形成とBH活動の詳細な多波長調査を示します。ハッブル宇宙望遠鏡H$\alpha$と連続体イメージングをケック分光法と組み合わせて使用して、2つを決定します。矮小銀河は、合併の初期段階（つまり、最初のパス）にある可能性が高く、壮大な$\sim10$kpcの長さの若い巨大な星クラスターのストリングを発見します（$t\lesssim10$Myr;$M_\star\gtrsim10^5〜M_\odot$）相互作用によって引き起こされた銀河の間。南銀河Mrk709Sは、高赤方偏移銀河に見られるような星形成の塊状モードを経験しており、複数の若いクラスター/塊が$10^7$から$10^8〜M_\odotの星の質量を持っていることがわかります。$。さらに、冠状[FeX]光学の検出を含む、Mrk709Sの低光度AGNの追加の証拠を提示します（Reinesetal。2014（arXiv：1405.0278）によって無線およびX線観測を使用して最初に識別されました）。輝線。ここで紹介する作業は、初期の宇宙における階層的な銀河形成とBH成長の鍵となるプロセスを独自に垣間見ることができます。
| Title |
Measurement_of_the_supermassive_black_hole_masses_in_two_active_galactic_nuclei_by_the_photometric_reverberation_mapping_method |
| Authors |
E.A._Malygin,_E.S._Shablovinskaya,_R.I._Uklein,_A.A._Grokhovskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05801 |
2つの活動銀河核、2MASXJ08535955+7700543（z$\sim$0.106）とVIIZw244（z$\sim$0.131）の長期測光モニタリングの結果を、媒体での残響マッピング法によって調査して提示します。-バンドフィルター。太い線の領域のサイズを推定するために、JAVELINコードを使用して光度曲線を分析しました。輝線幅は、SAORASの6mBTA望遠鏡で得られた分光データを使用して測定されています。超大質量ブラックホールの質量$\lg（M/M_{\odot}）$、$7.398_{-0.171}^{+0.153}$、および$7.049_{-0.075}^{+0.068}$の推定値を示します。、それぞれ
銀河の向こう側にあるHII領域の星の種族と環境を評価する
| Title |
Assessing_the_stellar_population_and_the_environment_of_an_HII_region_on_the_far_side_of_the_Galaxy |
| Authors |
A.-N._Chen\'e_(1),_R._A._Benjamin_(2),_S._Ram\'irez_Alegr\'ia_(3),_J._Borissova_(4),_R._Kurtev_(4,5),_C._Moni_Bidin_(6),_F._Mauro_(6),_P._Lucas_(7),_Z._Guo_(7),_L._C._Smith_(7,8),_C._Gonzalez-Fernandez_(8),_V._D._Ivanov_(9),_D._Minniti_(10,_11),_L._D._Anderson_(12,_13),_W._P._Armentrout_(13),_D._Gonzalez_(6,14),_A._Herrero_(15,_16),_K._Pe\~na_Ram\'irez_(3)_((1)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab,_(2)_University_of_Wisconsin-Whitewater,_(3)_Universidad_de_Antofagasta,_(4)_Universidad_de_Valpara\'iso,_(5)_Instituto_Milenio_de_Astrof\'isica,_(6)_Universidad_Cat\'olica_del_Norte,_(7)_University_of_Hertfordshire,_(8)_University_of_Cambridge,_(9)_European_Southern_Observatory,_(10)_Universidad_Andr\'es_Bello,_(11)_Vatican_Observatory,_(12)_West_Virginia_University,_(13)_Green_Bank_Observatory,_(14)_Universidad_de_Antioquia,_(15)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(16)_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05849 |
遠方の星形成領域IRAS17591-2228（WISEHII領域GAL007.47+0.06）の星と星間の含有量を調査しました。これは、視差距離がd=20.4^{+2.8}{-2.2}kpcであるウォーターメーザーに関連付けられており、固有運動と視線速度の独立した測定によってサポートされています。極度に赤い（J-Ks〜6等）星群と同じ方向に投影され、中赤外線の殻があります。星のグループをクラスター候補、VVVCL177として認定します。その半径は0.45'から1'の範囲で、Av〜40等の近くで極度に消滅する少なくとも2つの若い恒星状天体が含まれています。それがウォーターメーザーに関連付けられた実際の単一クラスターであるかどうかを判断するには、さらに多くの分析が必要になります。メーザーの視線速度での13CO放射は、中赤外線放射に対応します。
おとめ座銀河団の低温ガス特性の位相空間ビュー：複数の急冷プロセスが機能していますか？
| Title |
A_phase-space_view_of_cold-gas_properties_of_Virgo-cluster_galaxies:_multiple_quenching_processes_at_work? |
| Authors |
Kana_Morokuma-Matsui,_Tadayuki_Kodama,_Tomoki_Morokuma,_Kouichiro_Nakanishi,_Yusei_Koyama,_Takuji_Yamashita,_Shuhei_Koyama_and_Takashi_Okamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05867 |
$<3R_{200}$（$R_{200}$は平均内部密度が200である半径）で、巨大なおとめ座銀河（$>10^9$M$_\odot$）の低温ガス特性を調査します。おとめ座銀河団の銀河の進化に対する環境の影響を理解するために、これまでで最大のアーカイブデータセットを使用した投影位相空間図（PSD）の臨界密度の倍）。ヴァーゴ銀河では、一致した恒星質量の散在銀河よりも、HIとH$_2$の質量分率が低く、HIとH$_2$からの星形成効率（SFE）が高いことがわかります。ヴァーゴ銀河は一般に、星形成銀河[$\Delta$（MS）]の主系列星からのオフセットとガス分率およびSFEとの間のフィールド関係に従いますが、$の散在銀河よりも低いガス分率または高いSFEにわずかにオフセットされます。\Delta（{\rmMS}）\lesssim0$;中心中心の距離と速度が小さい銀河では、ガスの割合が低くなります。おとめ座銀河団の下部構造であるW雲の銀河のガス分率が低い。私たちの結果は、いくつかの乙女座銀河の低温ガス特性は、おそらく絞扼および/または前処理によって少なくとも$3R_{200}$で環境の影響を受け、一部の銀河のHIとH$_2$はラム圧力によって除去されることを示唆しています。$<1.5R_{200}$で。私たちのデータは、絞殺や銀河の嫌がらせなど、一部の銀河のガス削減を$<1.5R_{200}$で説明する他のプロセスの可能性を否定することはできません。決定的な結論を出すには、質量が制限された完全なサンプルの将来の専用観測が必要です。
非対称性の再考：ダスト減衰と銀河傾斜の影響
| Title |
Asymmetry_Revisited:_The_Effect_of_Dust_Attenuation_and_Galaxy_Inclination |
| Authors |
Fang-Ting_Yuan,_Jiafeng_Lu,_Shiyin_Shen,_M\'ed\'eric_Boquien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05888 |
傾斜した銀河の塵の減衰は、銀河が完全に対称的な構造を持っている場合でも、観測に追加の非対称性を引き起こす可能性があります。{SDSS-IVMaNGA調査で観測された面分光データを利用して、星形成円盤銀河の輝線マップと連続体マップの非対称性を調査します。}新しいパラメーター$A_a$と$A_b$を定義します。、それぞれ長軸と短軸の周りの銀河の非対称性を推定します。異なる傾斜ビンの$A_a$と$A_b$を比較して、ほこりによって引き起こされた非対称性の検出を試みます。連続画像の場合、$A_a$は傾斜とともに増加しますが、$A_b$は傾斜が変化すると一定であることがわかります。$g-r$、$g-i$、$r-i$のカラー画像でも同様の傾向が見られます。非対称性の傾きへの依存性は、星の種族よりもスケールハイトが小さい薄いダスト層を示唆しています。H$\alpha$およびH$\beta$画像の場合、$A_a$も$A_b$も傾斜との有意な相関関係を示していません。また、$E（B-V）_g$の非対称性の傾きへの有意な依存性は見られず、厚い円盤コンポーネントのほこりは重要ではないことを意味します。SKIRTシミュレーションと比較すると、結果は、薄いダストディスクの光学的厚さが$\tau_V\sim0.2$であることを示しています。塵の減衰と傾斜によって引き起こされる非対称性が大きなサンプルで統計的に調査されるのはこれが初めてです。私たちの結果は、ほこりの減衰と傾斜効果の組み合わせが3Dディスクの向きの潜在的な指標であることを示しています。
SDSS銀河スペクトルの教師なし分類
銀河スペクトルのテンプレートを定義することは、新しい観測をすばやく特徴付け、調査からデータベースを整理するのに役立ちます。これらのテンプレートは通常、他の基準に基づいて事前定義された分類から作成されます。目的。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データベースリリース7から取得した、赤方偏移が0.25未満の銀河とクエーサーの702248スペクトルの教師なし分類を示します。スペクトルは最初に赤方偏移に対して補正され、次にノイズを低減するためにウェーブレットフィルタリングされました。、最後にビニングして、スペクトルあたり約1437の波長を取得します。識別可能な潜在混合モデルに依存する教師なしクラスタリングアルゴリズムFisher-EMが、これらの補正されたスペクトルに適用されました。フルセットと100000および300000スペクトルのいくつかのサブセットを分析しました。ペナルティ付き尤度基準によって与えられるクラスの最適な数は86クラスであり、そのうち37の最も人口の多いクラスがサンプルの99％を収集します。これらのクラスは、302214スペクトルのサブセットから確立されます。いくつかの交差検定手法を使用すると、この分類は他のサブセットで得られた結果と一致し、平均誤分類誤差は約15％であることがわかります。非常に小さなクラスが多数あると、このエラー率が高くなる傾向があります。このホワイトペーパーでは、クラスと文献テンプレートの最初の簡単な比較を行います。このような多数の銀河スペクトルに対して、自動で客観的で堅牢な教師なし分類が確立されるのはこれが初めてです。クラスの平均スペクトルは、私たちの宇宙の大多数の銀河のテンプレートとして使用できます。
バークレー87 / ON2に向かうクラスター化された星形成。 I.多波長国勢調査と人口重複問題
| Title |
Clustered_star_formation_towards_Berkeley_87_/_ON2._I._Multi-wavelength_census_and_the_population_overlap_problem |
| Authors |
Diego_de_la_Fuente_(1,2,3),_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga_(3),_Elena_Jim\'enez-Bail\'on_(3),_Jo\~ao_Alves_(4),_Miriam_Garcia_(2),_Sean_Venus_(3)_((1)_Universidad_de_Alicante,_Spain,_(2)_CAB_(CSIC-INTA),_Madrid,_Spain,_(3)_IA-UNAM,_Ensenada,_Mexico,_(4)_University_of_Vienna,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06062 |
（要約）若い星の種族の視線の整列を解きほぐすことは、星形成複合体の観測研究にとって非常に重要です。このタスクは、異なる距離にあるいくつかのコンポーネントが重なっているCygnus-Xサブ領域で特に問題になります。バークレー87の若い大規模クラスター、あまり知られていない[DB2001]Cl05埋め込みクラスター、およびON2星形成複合体です。いくつかのHII領域で構成されるターン。私たちは、絶滅と距離の両方の大きな違いに一貫して対処できる若いオブジェクトの徹底的な国勢調査を構築するための方法論を提供することを目指しています。Berkeley87/ON2フィールドのOMEGA2000近赤外線観測は、Gaia、Chandra、Spitzer、およびHerschelからのアーカイブデータ、および文献からの相互識別とマージされます。視線の重なりから生じる不完全性の影響と選択バイアスに対処するために、既存の方法を絶滅の推定と若い物体の分類に適応させ、固有の赤化指数$R_\mathrm{int}$を定義します。本質的に赤い光源を、赤外線の色の過剰が消滅によって引き起こされた光源から分離するためのツール。また、$R_\mathrm{int}$に基づいて若い恒星状天体を見つける新しい方法を紹介します。私たちのアプローチの柔軟性は、若いソースの均質なカタログを取得するために測光バイアスを克服することを可能にします。その結果、最近または進行中の星形成に関連する分類を持つ571個のオブジェクトが見つかりました。距離または絶滅の個々の推定値を持つ他の点光源と一緒に、さらなるメンバーシップ作業に使用される3005個のオブジェクトのカタログを編集します。Berkeley87の新しい距離（$1673\pm17$）pcは、正確なガイアEDR3視差を持つ13個の分光メンバーの中央値として推定されます。私たちの多波長国勢調査は、重複する人口を解きほぐすための基礎として機能します。
$ 2 \ lesssim z \ lesssim6 $での紫外線クエーサー光度関数の純粋な密度の進化
| Title |
Pure_Density_Evolution_of_the_Ultraviolet_Quasar_Luminosity_Function_at_$2\lesssim_z_\lesssim6$ |
| Authors |
Yongjung_Kim_and_Myungshin_Im |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06265 |
クエーサー光度関数（QLF）は、宇宙時間に沿ったブラックホール、銀河、暗黒物質ハローの成長と進化の組み合わせの結果として、活動銀河核（AGN）の人口統計を示します。最近の広く深い調査により、高赤方偏移クエーサーの人口調査が改善され、信頼性の高い紫外線（UV）QLFを$2\lesssimz\lesssim6$から$M_{1450}=-23$magまで構築できるようになりました。与えられたレッドシフトでの光度と調査エリアカバレッジの両方で最も広範囲であるこれらの最新の観測されたUVQLFをパラメータ化することにより、UVQLFが普遍的な形状を持ち、それらの進化が純粋な密度進化によって近似できることを示します（PDE）。観測されたQLFを説明するために、ハロー質量関数、いくつかの経験的スケーリング関係、およびエディントン比分布を使用してモデルQLFを構築します。また、ホスト銀河上でのAGNの輝きも含まれています。これにより、観測されたQLFのかすかな端の適度に平坦な形状（$\sim-1.1$の傾き）を再現することができました。このモデルは、$z>2$で観測されたUVQLFの偏微分方程式の振る舞いをうまく説明しています。つまり、高赤方偏移でのQLFの進化は、ハロー質量関数の進化の枠組みの下で理解できます。私たちのモデルにおける卓越した効果の重要性は、ホスト銀河の光の下に埋もれているかすかなAGN（$M_{1450}\gtrsim-24$mag）の隠れた集団が存在する可能性があることも意味します。
星形成に関するグローバルビュー：GLOSTAR銀河面調査。 II。天の川の第1象限にある超新星残骸
| Title |
A_Global_View_on_Star_Formation:_The_GLOSTAR_Galactic_Plane_Survey._II._Supernova_Remnants_in_the_first_quadrant_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Rohit_Dokara,_A._Brunthaler,_K._M._Menten,_S._A._Dzib,_W._Reich,_W._D._Cotton,_L._D._Anderson,_C._-H._R._Chen,_Y._Gong,_S._-N._X._Medina,_G._N._Ortiz-Le\'on,_M._Rugel,_J._S._Urquhart,_F._Wyrowski,_A._Yang,_H._Beuther,_S._J._Billington,_T._Csengeri,_C._Carrasco-Gonz\'alez_and_N._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06267 |
環境。銀河系超新星残骸（SNR）の集団の特性は、天の川の星間物質（ISM）のダイナミクスを理解するために不可欠です。ただし、銀河系SNRのカタログの完全性は、${\sim}30\％$のみであると予想され、注文時に700個のSNRがまだ検出されていません。銀河面の深部干渉無線連続体調査は、以前の調査では検出されなかった低表面輝度SNRとコンパクトSNRを特定することにより、この明らかな欠陥を修正するのに役立ちます。ただし、SNRは日常的にHII領域と混同されており、HII領域は同様の無線形態を持つ可能性があります。中赤外線（MIR）波長での無線スペクトルインデックス、偏光、および放射は、SNR領域とHII領域を区別するのに役立ちます。目的。天の川銀河（GLOSTAR）調査における星形成のカール・G・ヤンスキー超大型アレイグローバルビューからの連続放射を使用してSNR候補を特定することを目指しています。メソッド。GLOSTARは、358ドル<l<60、|b|<1$をカバーする銀河面のCバンド（4〜8GHz）電波波長調査です。アレイの最もコンパクトな構成での観察から得られたこの調査の連続画像の角度分解能は$18''$です。これらの画像でSNRを検索して、既知のSNR、以前に特定されたSNR候補、および新しいSNR候補を特定しました。これらのオブジェクトをMIR調査とGLOSTAR偏光データで調べて、それらの放射を熱または非熱として分類します。結果。157のSNR候補を特定し、そのうち80は新規です。偏光測定は、これらの候補のうち9つからの非熱放射の証拠を提供します。以前に特定された2つの候補がフィラメントであることがわかります。また、調査地域の94の既知のSNRのうち91からの放出を検出します。これらのうち4つは、MIR調査で検出された後、HII領域として再分類されます。（要約）
磁気的に支配されたプラズマにおける衝突するアルフベン波の高速散逸
コンパクトな物体の周りの磁気エネルギーは、プラズマの静止質量よりも支配的であることが多く、その散逸が物体の光度に影響を与える可能性があります。磁気リコネクションよりも高速に動作する散逸メカニズムについて説明します。このメカニズムには、背景磁場$\boldsymbol{B}_0$に沿って反対方向に伝播する反整列磁場$\boldsymbol{B}_1$と$\boldsymbol{B}_2$を持つ2つの強いアルヴェーン波が含まれます。と衝突します。衝突により、$\boldsymbol{B}_0$に垂直な薄い電流シートが形成され、入射波が吸収されます。現在のシートは、電場$\boldsymbol{E}$によって維持され、電磁流体力学的条件$E<B$を破壊し、粒子を高エネルギーに加速します。均一な$\boldsymbol{B}_0$で伝搬する振幅$A=B_1/B_0=B_2/B_0$の2つの対称平面波の簡単なセットアップを使用して、動的プラズマシミュレーションでこのメカニズムを示します。このメカニズムは、$A>1/2$のときにアクティブになります。波力エネルギーの大部分$f=（2A-1）/A^2$を消費し、$A=1$のときに$100\％$に達します。平面形状により、1次元シミュレーションで散逸プロセスを確認できます。また、2次元シミュレーションを実行し、現在のシートの引き裂き不安定性による平面対称性の自発的対称性の破れを可能にします。主な関心の適度な$A$で、引き裂きの不安定性が抑制されます。散逸は$A\gg1$で通常のより遅い磁気リコネクションに移行します。この論文で説明されている高速散逸は、マグネター、ブラックホールの降着からのジェット、パルサー星雲など、磁場が乱されたさまざまなオブジェクトで発生する可能性があります。
最低光度状態でのX線パルサーGROJ1008-57のSRG / ART-XCおよびNuSTAR観測
| Title |
SRG/ART-XC_and_NuSTAR_observations_of_the_X-ray_pulsar_GRO_J1008-57_in_the_lowest_luminosity_state |
| Authors |
A._Lutovinov_(1),_S._Tsygankov_(2,1),_S._Molkov_(1),_V._Doroshenko_(3,1),_A._Mushtukov_(4,1,5),_V._Arefiev_(1),_I._Lapshov_(1),_A._Tkachenko_(1)_and_M._Pavlinsky_(1)_((1)_Space_Research_Institute_(IKI)_Russia,_(2)_University_of_Turku_Finland,_(3)_IAAT_University_of_Tubingen_Germany,_(4)_Leiden_University_Netherlands,_(5)_Pulkovo_Observatory_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05728 |
静止状態で行われた過渡X線パルサーGROJ1008-57の最初の広帯域観測の結果を報告します。観測は、タイプIの爆発が始まる直前に、SRGとNuSTARに搭載されたミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡でほぼ同時に行われました。GROJ1008-57は、観測された光度が最も低い状態で、数$\times10^{34}$ergs$^{-1}$付近で検出され、その結果、コールドディスクから降着しました。タイミング解析により、この状態で初めて脈動を大幅に検出することができました。ただし、観測された約20％のパルス部分は、降着が標準ディスクを通過するときの明るい状態のほぼ3分の1です。光度が3桁のスケールで光源の広帯域スペクトルの進化を追跡し、最低光度では、スペクトルが低光度で降着する他のX線パルサーと同様にダブルハンプ構造に変化することを発見しました（XPersei、GX304-1、A0535+262）は、このスペクトル形状がこれらのオブジェクトに典型的であるという結論を補強します。
GRB190114CのX線スペクトルにおける可変吸収
| Title |
The_variable_absorption_in_the_X-ray_spectrum_of_GRB_190114C |
| Authors |
Sergio_Campana_(INAF-OA_Brera),_Davide_Lazzati_(Oregon_State_University),_Rosalba_Perna_(Stony_Brook_University_&_Flatiron_Institute),_Maria_Grazia_Bernardini_(INAF-OA_Brera),_Lara_Nava_(INAF-OA_Brera) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05735 |
GRB190114Cは、ローカルユニバース（z=0.425）で発生した明るいバーストでした。これは、MAGICのおかげで、TeVエネルギーで検出された最初のガンマ線バースト（GRB）でした。吸収X線カラム密度の研究を通じて、ホスト銀河の周囲媒体の特性を特徴づけます。Swift、XMM-Newton、およびNuSTARの観測を組み合わせると、GRBX線スペクトルは、予想される天の川の値をはるかに超え、約2分の1に減少する高いカラム密度によって特徴付けられることがわかります。$10^5$s。このような変動はGRBでは一般的ではありません。周囲媒体の光イオン化に関する変動性の最も直接的な解釈は、線源フラックスがそれほど強くないそのような遅い時間での減少を説明することができません。代わりに、この減少は、吸収体が凝集し、視線に沿って密度が高く、密度の低いガスに囲まれているためと解釈します。GRB190114CのTeVエネルギーで検出された後、他の2つのGRBが即座に検出されました。それらは固有のカラム密度の高い値を共有し、カラム密度の減少のヒントもあります。高い局所カラム密度は、TeVで検出されたGRBの一般的な成分である可能性があると推測されます。
GX 17 + 2の降着円盤の内部構造を理解する：AstroSatの展望
アストロサットLAXPC機器から観測されたZソースGX17+2のタイミングとスペクトルの研究を行いました。相互相関関数（CCF）は、硬度強度図全体でソフト（3-5keV）およびハード（16-40keV）X線バンドを使用して実行され、相関/反相関のハードおよびソフトラグが見つかりました。これらのソースに共通する機能。これらの観測のいくつかについてスペクトル分析を実行したところ、ラグ中にスペクトルパラメータに一貫した変動は見られませんでしたが、いくつかの観測ではdiskbbおよびべき乗則の成分に10〜40％の変化が見られました。AstroSatLAXPCデータを使用して、$\sim$25Hzおよび$\sim$33Hz付近のHBOの検出とその高調波を初めて報告します。HBや他の分岐のスペクトル結果と比較すると、内側の円盤前線が最後の安定した軌道に近く、そのため系統的な変動は観察されないことがわかりました。検出されたラグは、NSに近いコロナの再調整タイムスケールであり、その高さを数十kmから数百km程度に制限することをお勧めします。検出されたラグとHID全体の内部ディスク前面の有意な変動がないことは、コロナの構造的変動がHIDのZトラックの最も可能性のある原因であることを強く示しています。
マイクロカロリメータ時代IIIのX線分光法：光イオン化雲のHおよびHe様鉄におけるケースA、ケースB、ケースC、およびケースDでの線形成
| Title |
X-ray_spectroscopy_in_the_microcalorimeter_era_III:_line_formation_under_Case_A,_Case_B,_Case_C,_and_Case_D_in_H-_and_He-like_iron_for_a_photoionized_cloud |
| Authors |
Priyanka_Chakraborty,_Gary_Ferland,_Marios_Chatzikos,_Francisco_Guzm\'an,_Yuanyuan_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05807 |
将来のマイクロカロリメーターX線観測は、比類のない詳細でスペクトルの特徴を解決するでしょう。X線の線形成過程を理解することは多くの注目に値します。この論文の目的は、光イオン化源の存在下でのそのようなプロセスを議論することです。一電子種と二電子種の線形成過程は大きく4つのケースに分類されます。ケースAは、ライマン線の光学的厚さが非常に小さく、光励起が発生しない場合に発生します。ラインフォトンは、散乱することなく雲から逃げます。ケースBは、ライマン線の光学的厚さが光子が複数の散乱を受けるのに十分な大きさである場合に発生します。ケースCは、広帯域連続光源が光学的に薄い雲に当たったときに発生します。ライマン線は、連続体ポンピングとしても知られる連続体光子による原子/イオンの誘導放射励起によって強化されます。ケースBのスペクトルが連続体ポンピングによって強化される4番目のあまり研究されていないシナリオは、ケースDと呼ばれます。ここでは、曇りのある照射雲におけるケースA、B、C、およびDの数学的基礎を確立します。また、XRISMの分解能が約6keVの場合、エネルギー範囲0.1〜10keV内の4つのケースすべての合計X線放射スペクトルを示します。さらに、電子散乱と連続体ポンピングの部分的な遮断の複合効果により、共鳴線の強度が低下することを示します。このような減少は、カラム密度とともに増加し、クラウドのカラム密度/光学的厚さを測定するための重要なツールとして役立ちます。
短いガンマ線バーストでの長寿命マグネターからの「Merger-nova」放出の検出可能性
| Title |
Detectability_of_"Merger-nova"_emission_from_long-lived_magnetar_in_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Yong_Yuan,_Hou-Jun_L\"u,_Hao-Yu_Yuan,_Shuai-Bing_Ma,_Wei-Hua_Lei,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05811 |
短いガンマ線バースト（GRB）の可能性のある前駆体の1つは、二重中性子星（NS）の合併によるものと考えられており、そのような合併の残骸は、崩壊する前に数百秒生き残る剛体回転によってサポートされた超大規模NSである可能性があります。ブラックホール（BH）に。この場合、放出された材料から生成され、rプロセスからの放射性崩壊、超大規模NSからのスピンダウンエネルギー、および生まれたばかりのBH。この論文では、{\emSwift}によって観測された内部プラトーを持つ短いGRBのX線放射を分析することにより、超大規模NS中央エンジンのシグネチャを体系的に検索し、短いGRBの5つの候補がレッドシフトでそのような特徴を持っていることを発見します。測定。次に、上記の3つのエネルギー源を考慮して、与えられた典型的なモデルパラメータの候補から可能な合併新星放出を計算し、その明るさをいくつかの光学望遠鏡の感度と比較します。$M_{\rmej}$（$10^{-4}-10^{-2}M_{\odot}$）、$\kappa$（$0.1-10〜\rmcm^{2}〜g^{-1}$）、および$\beta$（$0.1-0.3$）は、Veraで検出するのが非常に困難です。C.ルービン、パンスターズ、ZTF、およびローマ宇宙望遠鏡。ただし、大きな噴出物の質量$M_{\rmej}=10^{-2}M_{\odot}$の場合を除きます。ただし、VeraC.Rubin、Pan-STARRS、およびRomanのより感度の高い機器によって、GRB090515、100625A、および101219Aの合併新星放出を検出することは非常に期待されています。さらに、GRB160821Bの合併新星放出は、我々の計算で検出されるのに十分明るいです、そしてそれはまた合併新星放出の現在の実際の観測と一致しています。
潮汐破壊現象からの観測可能な重力波とそれらの電磁的対応物
| Title |
Observable_gravitational_waves_from_tidal_disruption_events_and_their_electromagnetic_counterpart |
| Authors |
Hugo_Pfister,_Martina_Toscani,_Thomas_Hong_Tsun_Wong,_Jane_Lixin_Dai,_Giuseppe_Lodato_and_Elena_M._Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05883 |
将来の宇宙ベースの重力波検出器で検出可能な潮汐破壊現象（TDE）の割合と、これらの事象の最も可能性の高い特性を推定します。レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、最大数10のイベントを検出できることがわかりましたが、この数は、信号をノイズから解きほぐす能力に大きく依存します。（非）観測の将来の数は、中央のブラックホール（BH）を取り巻く星の典型的な年齢に追加の制約を追加しますが、BH質量関数の未知の体制を制約することはありません。最も可能性の高いイベントは、数個の$10^6$M$_\odot$BHの周りに10M$_\odot$の星を含み、マルチメッセンジャーを開く可能性のある電磁スペクトルのX線および光学部分で検出可能です。TDEの時代。LISAに続く検出器の生成は、宇宙論的な距離でTDEからの重力波を定期的に検出します。
| Title |
Modeling_Magnetic_Disk-Wind_State_Transitions_in_Black_Hole_X-ray_Binaries |
| Authors |
Keigo_Fukumura,_Demosthenes_Kazanas,_Chris_Shrader,_Francesco_Tombesi,_Constantinos_Kalapotharakos_and_Ehud_Behar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05891 |
\windon\と\の間で観測された降着円盤風の固有の状態遷移を体系的に理解するために、3つの典型的なブラックホール（BH）X線連星（XRB）、\4u1630、\gro1655\、および\h1743を分析します。マルチエポック観測からの最先端の{\itChandra}/HETGSアーカイブデータを利用することによるwindoff\状態。電磁流体力学（MHD）計算のコンテキストで磁気駆動風モデルを適用して、（1）グローバル密度勾配（$p$）、（2）のフットポイントでの密度（$n_{17}$）を制約します。最も内側の発射半径と（3）より重い元素の存在量（$A_{\rmFe、S、Si}$）。MHD風を{\ttxstar}光イオン化計算に自己無撞着な方法で組み込んで、観測されたX線連続体が与えられた場合の合成吸収スペクトルのライブラリを作成します。私たちの分析は、マルチイオンX線風の特徴的なバイモーダル遷移を明確に示しています。つまり、風の密度勾配は急勾配（$p\sim1.2-1.4$から$\sim1.4-1.5$）になりますが、ソースが\windon\から\windoff\状態に移行すると、密度の正規化は低下します。このモデルは、観測されたスペクトルに出現しないにもかかわらず、\windoff\状態でもイオン化された風が{\物理的に存在し続ける}ことを意味します。より重い元素のための超太陽の豊富さもまた好まれます。軟X線イオンとFeK吸収体を考慮した、私たちのグローバルなマルチイオン風モデルは、内部の風の状態が、光イオン化の変化に加えて、風の遷移において重要な役割を果たすことを示しています。％シミュレートされた{\itXRISM}/Resolveおよび{\itAthena}/X-IFUスペクトルは、今後数十年のこれらの強力なイオン化風をよりよく理解するためのマルチイオン風モデルの忠実度の高さを示すために提示されています。
高速で青色の光学的過渡現象のuGMRT観測-AT2018cow
アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用して、急上昇する青色光過渡現象（FBOT）、AT\、2018cowの低周波無線観測を示します。私たちの観測は、爆発後$t=$11$-$570日、周波数範囲250$-$1450MHzに及びます。uGMRTの光度曲線は、イオン化された媒体に拡大する不均一な放射領域からのシンクロトロン放射として最もよくモデル化されます。ただし、不均一性の程度の尺度であるソースカバーファクターに関する情報が不足しているため、ソースカバーリングファクターを1と仮定してさまざまなパラメーターを導出します。したがって、これらのパラメーターは、不均一なモデルの実際の値の制限を示します。衝撃半径の下限は、爆発後$t=$138$-$257日で$R\sim$（6.1$-$14.4）$\times$10$^{16}$cmであると導きます。爆発からの高速で移動する噴出物は、爆発後257日まで$v$$>$0.2cの速度で移動していることがわかります。前駆体の質量損失率の上限は$\dot{M}$$\sim$（4.1$-$1.7）$\times$10$^{-6}$$M_{\odot}$\、yr$^{-1}$、風速$v_{\rmw}$=1000km\、s$^{-1}$の爆発の（19.3$-$45.7）年前。これらの$\dot{M}$値は、爆発の2。2年前に以前に報告された質量損失率の100分の1であり、寿命に近い質量損失イベントのフェーズが強化されていることを示しています。先祖の。私たちの結果は、以前のラジオ、紫外線、および光学観測からのAT\、2018cowの近くに密な星周シェルが存在するという推測と一致しています。
SGR J1935 +2154の多周波観測
| Title |
Multi-frequency_observations_of_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
M._Bailes,_C._G._Bassa,_G._Bernardi,_S._Buchner,_M._Burgay,_M._Caleb,_A._J._Cooper,_G._Desvignes,_P._J._Groot,_I._Heywood,_F._Jankowski,_R._Karuppusamy,_M._Kramer,_M._Malenta,_G._Naldi,_M._Pilia,_G._Pupillo,_K._M._Rajwade,_L._Spitler,_M._Surnis,_B._W._Stappers,_A._Addis,_S._Bloemen,_M._C._Bezuidenhout,_G._Bianchi,_D._J._Champion,_W._Chen,_L._N._Driessen,_M._Geyer,_K._Gourdji,_J._W._T._Hessels,_V._I._Kondratiev,_M._Klein-Wolt,_E._K"ording,_R._Le_Poole,_K._Liu,_M._E._Lower,_A._G._Lyne,_A._Magro,_V._McBride,_M._B._Mickaliger,_V._Morello,_A._Parthasarathy,_K._Paterson,_B._B._P._Perera,_D._L._A._Pieterse,_Z._Pleunis,_A._Possenti,_A._Rowlinson,_M._Serylak,_G._Setti,_M._Tavani,_R._A._M._J._Wijers,_S._ter_Veen,_V._Venkatraman_Krishnan,_P._Vreeswijk,_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06052 |
マグネターは、高速電波バースト（FRB）の起源の有望な候補です。2020年4月28日の銀河マグネターSGRJ1935+2154からの非常に明るい電波バーストの検出は、この仮説に信憑性を追加しました。4月28日のイベント後の数日と数か月間、アレシボ、エフェルスベルク、LOFAR、ミーアキャット、MK2、ノーザンクロス電波望遠鏡とMeerLICHT光学望遠鏡を使用した同時および非同時観測キャンペーンについて報告します。25mJymsから18Jymsの間のフルエンス限界までの重要な単一無線パルスは検出されませんでした。いくつかの観測エポックは、X線バーストが検出された時間と重複していました。MeerKAT望遠鏡を使用して4日間に作成されたラジオ画像は、マグネターの位置で点のような持続的または一時的な放射を明らかにしませんでした。7日間にわたって一時的または持続的な発光は検出されませんでした。マルチカラーのMeerLICHT画像を、DM、NH、および赤化の関係と組み合わせて使用して、SGRJ1935+2154までの距離を1.5〜6.5kpcに制限します。上限は他のいくつかの距離指標と一致しており、4月28日のバーストが最もエネルギーの少ないFRBよりもエネルギーが2桁少ないことを示唆しています。単一パルス無線検出の欠如は、フルエンスの範囲にわたって検出された単一パルスがまれであるか、高度にクラスター化されているか、またはその両方であることを示しています。それはまた、マグネターが、電波放射を効率的に生成する能力の点で、電波が静かなことと電波が大きいことの間のどこかにあることを示している可能性があります。
SPT-3Gによる銀河系および銀河系外のミリ波波長過渡源の検出
| Title |
Detection_of_Galactic_and_Extragalactic_Millimeter-Wavelength_Transient_Sources_with_SPT-3G |
| Authors |
S._Guns,_A._Foster,_C._Daley,_A._Rahlin,_N._Whitehorn,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_E._Anderes,_A._J._Anderson,_M._Archipley,_J._S._Avva,_K._Aylor,_L._Balkenhol,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_H.-M._Cho,_T.-L._Chou,_J.-F._Cliche,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_T._de_Haan,_E._V._Denison,_K._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_D._Dutcher,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_J._Fu,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_N._Gupta,_R._Guyser,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_E._Hivon,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._C._Hood,_D._Howe,_N._Huang,_et_al._(60_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06166 |
高角度分解能の宇宙マイクロ波背景放射実験は、ミリ波波長で時間変動源の調査を実施するユニークな機会を提供します。この母集団は、主に他の帯域での検出の追跡測定を通じて理解されてきました。ここでは、南極点望遠鏡（SPT）を使用してSPT-3Gカメラを使用して南極1500平方度を観測した、天文学的過渡調査の最初の結果を報告します。観測は、2020年3月から11月にかけて、95、150、220GHzを中心とする3つの帯域で行われました。この調査では、SPTによって以前に検出されなかったソースからの15の一時的なイベントの検出が得られました。大部分はさまざまなタイプの変光星に関連付けられており、そのような検出されたフレアの数は2倍以上に拡大しています。恒星のフレアは無極性で明るく、場合によっては1Jyを超え、持続時間は数分から数時間です。検出されたイベントの別の集団は2〜3週間続き、銀河系外起源のようです。他の波長でのデータの可用性は限られていますが、2つの恒星フレアの同時旋光度の証拠が見つかりました。SPT-3Gおよび今後の機器からの将来のデータは、数分から数か月のタイムスケールでミリ波過渡現象のリアルタイム検出を提供します。
チェレンコフ望遠鏡アレイの背景棄却法としての光センサータイミング情報による深層学習
| Title |
Deep_learning_with_photosensor_timing_information_as_a_background_rejection_method_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Samuel_Spencer,_Thomas_Armstrong,_Jason_Watson,_Salvatore_Mangano,_Yves_Renier,_Garret_Cotter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06054 |
新しい深層学習技術は、次のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）の有望な新しい分析方法を提示します。特に、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用すると、チェレンコフシャワー画像に含まれる情報全体を使用する直接イベント分類方法が提供され、ヒラスが画像をパラメーター化する必要がなくなり、データの高速処理が可能になります。この分野の既存の研究では、IACTカメラの光電子増倍管からの統合電荷の画像を利用していますが、現在および次世代のIACTカメラの大部分は、トリガー後にフォトセンサーの波形全体を読み取ることができます。ExtensiveAirShowers（EAS）からのチェレンコフ光子のカメラ面への到着時間は、それらの放射の高度と望遠鏡からの衝突距離に依存するため、これらの波形には、IACTイベント分類に役立つ可能性のある情報が含まれています。この概念テストシミュレーション研究では、陽子と電子によって誘発されたEASの両方に対して、バックグラウンド棄却法として新しい深層学習手法を使用してこれらのカメラピクセル波形を使用する可能性を調査します。それらの情報を利用する手段は、波形パラメータの7つの追加の2次元ピクセルマップのセットを作成し、統合された電荷画像とともに機械学習アルゴリズムに入力することであることがわかります。最終的に、電子に対する唯一の分類力はイベントの方向に基づくことがわかりますが、タイミング情報に基づく方法は、ガンマ/ハドロン分離の同様の電荷ベースの方法よりも優れているように見えます。また、他の宇宙粒子物理学実験における深層学習とタイミング情報の組み合わせを使用して、イベント分類の既存の方法を確認します。
無線ベースのUHEニュートリノ実験の摩擦電気的背景
| Title |
Triboelectric_Backgrounds_to_radio-based_UHE_Neutrino_Exeperiments |
| Authors |
M._Mikhailova,_E._Bondarev,_A._Nozdrina,_H._Landsman,_D._Z._Besson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06079 |
摩擦電気効果には、境界層に加えられた力が表面電荷の変位をもたらし、静電ポテンシャルの生成につながるプロセスが広く含まれます。雪などの粒状の表面に吹く風は、電位差を引き起こし、その後コロナ放電を引き起こす可能性があります。ナノ秒のタイムスケール放電は、圧電誘起放電と同様の特性を持つ無線周波数放射につながる可能性があります。宇宙線またはニュートリノと大気または氷河の分子ターゲットとの衝突によって生成された無線周波数信号の検出を求める南極サイトの実験では、表面からの摩擦電気放射が潜在的な背景をもたらします。これは、無線アンテナが雪面の約（1〜100）m下に埋め込まれ、大規模な空気シャワーからの今後の無線周波数放射の測定によってニュートリノ検出戦略を検証しようとする実験に特に当てはまります。ここでは、以前に他の場所で報告された風による摩擦電気効果の現存する証拠を要約した後、南極でのRICEおよびAURA実験で収集されたアーカイブデータを使用して追加の分析を詳しく説明します。これらの無線周波数放射は、ソースの場所、時間領域、および周波数領域の特性に基づいて広く特徴付けられます。a）10〜12m/sを超える風速の場合、摩擦電気バックグラウンドトリガーがデータ取得を支配する可能性があります。b）摩擦電気イベントの周波数スペクトルは、通常、現在の無線が使用されているレジームのローエンドにシフトされます。実験は通常敏感です（100-200MHz）、c）局所的な表面上構造が輸送された電荷の貯蔵所を提供するモデルと一致して、金属表面構造からの摩擦放電が明らかに優先されます。
スパースボックスフィッティング最小二乗
測光データで通過する太陽系外惑星を検出するために、一般的に使用されるボックスフィッティング最小二乗（BLS）アルゴリズムの新しい実装を紹介します。BLSとは異なり、新しい実装であるスパースBLS（SBLS）は、データのフェーズビンへのビニングを使用せず、いかなる種類のフェーズグリッドも使用しません。したがって、その検出効率は通過段階に依存しないため、BLSよりもわずかに優れています。スパースデータの場合、BLSよりも大幅に高速です。したがって、ガイアなどの不均一にサンプリングされたまばらな光度曲線を生成する大規模な測光調査に完全に適しています。
太陽フレアの熱トリガーI：プレフレア電流層の断片化
プレフレア電流層の構造安定性に対する熱収支の影響を検討します。小さな摂動の問題は、粘度、電気伝導率と熱伝導率、および放射冷却を考慮した区分的に均一なMHD近似で解決されます。問題の解決は、熱的性質の不安定性の形成を可能にします。平衡状態の現在の層の内部には外部磁場はありませんが、現在の層が乱されると内部に浸透する可能性があります。層内の磁場摂動の形成は、熱的不安定性の影響を受ける広帯域外乱に専用周波数を作成します。線形相では、不安定性の成長時間はプラズマの放射冷却の特徴的な時間に比例し、プラズマパラメータに関する放射冷却関数の対数導関数に依存します。不安定性は、広範囲の冠状プラズマパラメータにおいて、層に沿って1〜10mmの空間周期で現在の層の横方向の断片化をもたらします。太陽フレアの一次エネルギー放出の引き金となるその不安定性の役割が議論されています。
磁気活動の代用としての測光変動とその金属量への依存
| Title |
Photometric_variability_as_a_proxy_for_magnetic_activity_and_its_dependence_on_metallicity |
| Authors |
Victor_See,_Julia_Roquette,_Louis_Amard,_Sean_P._Matt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05675 |
低質量星の磁気活動がそれらの基本的なパラメータにどのように依存するかを理解することは、恒星天体物理学の重要な目標です。以前の研究では、活動レベルは主に、自転周期を対流ターンオーバー時間で割ったものとして定義される恒星のロスビー数によって決定されることが示されています。しかし、現在、化学組成が果たす役割についての情報はほとんどありません。この作業では、活動プロキシとして測光変動を使用して、金属量が磁気活動にどのように影響するかを調査します。他のプロキシと同様に、測光変動の振幅は、より複雑な方法ではありますが、ロスビー数によって適切にパラメータ化されていることを示しています。また、変動の振幅と金属量は一般的に正の相関があることも示しています。この傾向は、金属量が恒星の構造に与える影響、したがって対流ターンオーバー時間（または同等にロスビー数）の観点から理解できます。最後に、測光変動の金属量依存性が自転周期検出バイアスをもたらし、それによって金属が豊富な星の周期が特定の質量の星に対してより簡単に回復されることを示します。
太陽フレアプラズマ条件下での温度異方性不安定性による確率的電子加速
| Title |
Stochastic_Electron_Acceleration_by_Temperature_Anisotropy_Instabilities_Under_Solar_Flare_Plasma_Conditions |
| Authors |
Mario_Riquelme,_Alvaro_Osorio,_Daniel_Verscharen,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05805 |
2Dセル内粒子（PIC）プラズマシミュレーションを使用して、磁場（$B$）、電子密度（$n_e$）、および上部に典型的な温度（$T_e$）を想定して、電子温度異方性の不安定性による電子加速を研究します。太陽フレアの収縮する磁気ループの。シミュレーション時間全体（$T_{e、\perp}$および$T_）で異方性の成長を促進することにより、$T_{e、\perp}>T_{e、\parallel}$の不安定性の長期的な影響に焦点を当てます。{e、\parallel}$は、フィールドに垂直および平行な温度です）。これは、磁束の凍結による場を増幅するせん断速度を課すことによって達成され、電子磁気モーメントの保存により$T_{e、\perp}>T_{e、\parallel}$になります。電子サイクロトロンとプラズマ周波数の比率が$\omega_{ce}/\omega_{pe}=0.53$になるように、初期条件$T_e\sim52$MK、および$B$と$n_e$を使用します。異方性が十分に大きくなると、斜めの準静電（OQES）モードが成長し、電子を効率的に散乱させ、異方性を制限します。その後、$B$が係数$\sim2-3$（$\omega_{ce}/\omega_{pe}\sim1.2-1.5$に対応）増加すると、不安定モードは並列によって支配されるようになります。電磁z（PEMZ）モード。OQESが支配的な領域とは対照的に、PEMZモードによる散乱は非常に非弾性であり、かなりの電子加速を生み出します。フィールドが最終係数$\sim4$だけ成長すると、電子エネルギースペクトルは、インデックス$\sim$2.9のべき乗則に似た非熱テールと、$\sim300$keVに達する高エネルギーバンプを示します。。私たちの結果は、太陽フレアの温度異方性不安定性による電子加速の効率を決定する上で、$\omega_{ce}/\omega_{pe}$と$T_e$が果たす重要な役割を示唆しています。
ガイアデータを使用したランダムフォレストを使用した散開星団の星のメンバーシップ
| Title |
Membership_of_Stars_in_Open_Clusters_using_Random_Forest_with_Gaia_Data |
| Authors |
Md_Mahmudunnobe,_Priya_Hasan,_Mudasir_Raja,_S_N_Hasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05826 |
散開星団の星のメンバーシップは、星団の研究において最も重要なパラメーターの1つです。Gaiaは、前例のない6-Dデータにより、メンバーシップの見積もりに新しいウィンドウを開きました。本研究では、9つの散開星団の公開されたメンバーシップデータをトレーニングセットとして使用し、約90\％の精度で教師ありランダムフォレストモデルを使用してガイアDR2データから新しいメンバーを見つけました。見つかった新しいメンバーの数は、多くの場合、公開されている数の2倍です。クラスター内の星のより大きなサンプルのメンバーシップ確率は、距離、絶滅、質量関数などのクラスターパラメーターを決定する上での大きな利点です。また、クラスターの外側の領域にメンバーが見つかり、調査したクラスターに下部構造が見つかりました。色の大きさの図は、新しいメンバーを追加することでより多くのデータが追加され、充実しており、研究がより有望になります。
コロナホールの検出と開放磁束
| Title |
Coronal_Hole_Detection_and_Open_Magnetic_Flux |
| Authors |
J._A._Linker,_S._G._Heinemann,_M._Temmer,_M._J._Owens,_R._M._Caplan,_C._N._Arge,_E._Asvestari,_V._Delouille,_C._Downs,_S._J._Hofmeister,_I._C._Jebaraj,_M._Madjarska,_R._Pinto,_J._Pomoell,_E._Samara,_C._Scolini,_and_B._Vrsnak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05837 |
多くの科学者は、コロナホール（CH）検出を使用して開放磁束を推測します。検出技術は、オープンとして割り当てる領域が異なり、オープン磁束に対して異なる値を取得する場合があります。2010年9月19日に観測されたディスク近傍中心CHの面積と開放フラックスを推定するために6つの異なる検出方法を適用し、このCHの5つの異なるEUVフィルターグラムに単一の方法を適用することにより、これらの方法の不確実性を特徴付けます。オープンフラックスは、5つの異なる磁気マップを使用して計算されました。このCHのオープンフラックス推定値の標準偏差（不確実性として解釈）は約26％でした。ただし、さまざまな磁気データソースの変動性を含めると、この不確実性はほぼ2倍の45％になります。この期間のすべてのCHの面積とオープンフラックスを特徴づけるために、2つの方法を使用します。オープンフラックスは、その場測定から推定された値と比較して大幅に過小評価されていることがわかります（2.2〜4倍）。また、太陽コロナの熱力学的MHDモデルからのシミュレートされた放射画像で検出技術をテストします。この方法では、シミュレートされたCHの面積と開放フラックスが過大評価されていますが、フラックスの平均誤差は約7％にすぎません。シミュレートされたコロナでの太陽がいっぱいの検出は、モデルのオープンフラックスを過小評価しますが、観測で欠落しているフラックスを説明するために必要なものをはるかに下回る要因によってです。コロナホールでのオープンフラックスの過小検出は、太陽のオープンフラックスの認識された不足に寄与する可能性がありますが、それを解決する可能性は低いです。
移動する太陽電波バーストとそれらのコロナ質量放出との関連
| Title |
Moving_solar_radio_bursts_and_their_association_with_coronal_mass_ejections |
| Authors |
D._E._Morosan,_A._Kumari,_E._K._J._Kilpua,_and_A._Hamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05942 |
コンテキスト：コロナ質量放出（CME）などの太陽の噴火には、加速された電子が伴うことが多く、その電子が電波波長で放射を放出する可能性があります。この放射は、太陽電波バーストとして観測されます。CMEに関連するバーストの主なタイプは、タイプIIおよびタイプIVのバーストであり、放射状または横方向のいずれかで、CME拡張の方向への動きを示すことがあります。ただし、CMEに関する電波バーストの伝搬は、個々のイベントについてのみ研究されています。目的：ここでは、CMEが移動電波バーストを伴う頻度を決定することを目的として、64の移動バーストの統計的調査を実行します。これは、初期のCME拡張を推定する際に無線画像を使用することの有用性を確認するために行われます。方法：Na\c{c}ayRadioheliograph（NRH）からの電波イメージングを使用して、単一の周波数で空の平面を横切って移動するバーストとして定義される、移動する電波バーストのリストを作成しました。白色光コロナグラフ観測を使用して、CMEとの関連付けおよび関連付けられたCMEのプロパティを定義します。また、古典的なタイプIIおよびタイプIVの電波バースト分類との関係も確認します。結果：太陽周期24のNRH観測ウィンドウ中に発生したタイプIIバーストの4分の1強とタイプIVバーストの半分が、移動する電波放射を伴うことがわかりました。1つを除くすべての移動電波バーストは白色光CMEに関連付けられており、移動バーストの大部分（90％）は広いCME（幅>60度）に関連付けられています。特に、タイプIIに対応する1つを除くすべての移動バーストは、ワイドCMEに関連付けられています。ただし、予期せぬことに、タイプIIの移動バーストの大部分は低速の白色光CME（<500km/s）に関連しています。一方、移動するタイプIVバーストの大部分は、高速CME（>500km/s）に関連付けられています。
太陽の開放フラックスとの再結合による磁気雲のフラックス侵食
| Title |
Flux_erosion_of_magnetic_clouds_by_reconnection_with_the_Sun's_open_flux |
| Authors |
Sanchita_Pal,_Soumyaranjan_Dash,_and_Dibyendu_Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05990 |
磁気雲（MC）は、宇宙天気に大きな影響を与える太陽コロナ質量放出のサブセットを形成するフラックスロープ磁気構造です。MCの地理的有効性は、惑星間通過中に進化する特性に依存します。2つの太陽周期にまたがる観測の分析に基づいて、周囲の太陽風磁場（すなわち、太陽圏の開放磁束）と相互作用するMCが、磁気リコネクションを介して初期磁束のかなりの量を失い、場合によっては、それらの地理的有効性を低下させることを確立します。。MCの侵食されたフラックスと太陽の開放フラックスとの間に線形相関が見られます。これは、MCの侵食が惑星間伝播中にMCの周りを覆う局所的な太陽圏磁場によって媒介されるというシナリオと一致しています。太陽の開放フラックスは黒点周期によって支配されています。したがって、この研究は、MCの特性の太陽周期変調のためのこれまで知られていなかった経路を明らかにします。
散開星団の青色はぐれ星の新しいガイアベースのカタログ
コンテキスト：青色はぐれ星は、すべての恒星環境に存在するエキゾチックなオブジェクトであり、その性質と形成チャネルはまだ部分的に不明です。それらは散開星団（OC）に特に豊富にあるようであり、したがってこれらの問題に統計的に取り組むユニークな機会を提供します。目的：ガイアを使用して、銀河系OCに青色はぐれ星（BSS）の新しい均質なカタログを作成し、これらの星のメンバーシップをより確実に評価することを目指しています。また、ストラグラーの存在量と親クラスターの構造的および動的パラメーターとの可能な関係を調査することも目的としています。副産物として、より高度な進化段階にあるストラグラーであると考えられている黄色のストラグラー星（YSS）も検索します。方法：408個の銀河団についてガイアDR2から抽出された測光、固有運動、視差を使用し、それらの中のストラグラーを検索しました。結果：より厳格な選択基準から生まれたBBSの数は、このカタログの以前のバージョンよりも大幅に少ないことがわかりました。したがって、OCはこれらの種類の星にとってもはや好ましい環境ではありません。さらに、BSSはlog（t）〜8.7より大きい年齢のクラスターに現れ始め、したがって非常に若い星団には存在しないことがわかりました。結論：現在のカタログは、メンバーシップの評価、見つかったストラグラーの数など、いくつかの点で以前のカタログに取って代わります。新しいリストには、408のOCに899のBSSと77のYSS候補が含まれています。このカタログが、BSSとYSSの新しい研究ラウンドの基礎になることを期待しています。
ケプラーによって観測された新たに同定されたB型星の変動性
| Title |
Variability_of_newly_identified_B-type_stars_observed_by_Kepler |
| Authors |
Wojciech_Szewczuk,_Przemys{\l}aw_Walczak,_Jadwiga_Daszy\'nska-Daszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06146 |
{\itKepler}ミッション中に観測された星のサンプルの恒星大気パラメータの最近の再決定により、{\itKepler}B型星の数を増やすことができました。これらすべてのオブジェクトの詳細な頻度分析を示します。すべての星は、高次のgモードに対応する周波数で最大振幅の脈動変動を示します。低次のp/gモードで識別できるピークも、いくつかの星について抽出されます。検出された脈動モードの漸近的性質から生じる可能性のある周期間隔に関連付けることができる振動スペクトルのいくつかのパターンを特定しました。また、観測された振動特性を、脈動変光星の線形非断熱計算からの予測と暫定的に対峙させます。高次のgモードでは、周波数値とモードの不安定性に対する回転の影響を含めるために、従来の近似が採用されました。
高分解能軟X線分光法と太陽活性領域における高温（5-10 MK）プラズマの探求
| Title |
High_resolution_soft_X-ray_spectroscopy_and_the_quest_for_the_hot_(5-10_MK)_plasma_in_solar_active_regions |
| Authors |
G._Del_Zanna,_V._Andretta,_P.J._Cargill,_A.J.Corso,_A.N._Daw,_L._Golub,_J.A._Klimchuk,_H.E._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06156 |
太陽コロナの5-10MKプラズマを研究するために利用できる診断について説明します。これは、太陽活動領域のコアの加熱を理解するための鍵です。いくつかのシミュレートされたスペクトルを提示し、狭いスペクトル領域内でFeの6つのイオン化段階を同時に観察し、電子密度を導出できるため、約100オングストロームの軟X線で優れた診断が可能であることを示します。このスペクトル範囲はほとんど調査されていないため、利用可能なスペクトルとシミュレートされたスペクトルの分析を示し、高温の発光と低温の成分を比較します。ベースライン分光計の設計により、ホットラインのカウント率の推定値を提示するために最近設計された多層膜を採用しています。優れたカウント率が見出され、高温プラズマの高分解能分光法を取得するための刺激的な機会が開かれます。
1D主系列星モデルにおける対流コアエントレインメント
| Title |
Convective_core_entrainment_in_1D_main_sequence_stellar_models |
| Authors |
L._J._A._Scott,_R._Hirschi,_C._Georgy,_W._D._Arnett,_C._Meakin,_E._A._Kaiser,_S._Ekstr\"om,_N._Yusof |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06196 |
深い恒星対流の3D流体力学モデルは、境界の透過性によって変化する、エントレインメントの法則に従う対流-放射境界での乱流エントレインメントを示します。エントレインメントの法則を1Dジュネーブ恒星進化コードに実装します。次に、太陽の金属量（$Z=0.014$）で1.5〜60M$_{\odot}$のモデルを計算し、それらを前世代のモデルおよび主系列星の観測と比較します。バルクリチャードソン数$Ri_{\mathrm{B}}$によって定量化された境界透過性は、質量によって変化し、時間によってわずかに変化します。質量による$Ri_{\mathrm{B}}$の変動は、コア内の典型的な対流速度の質量依存性、したがって星の光度によるものです。対流コアの上の化学勾配は、時間の経過に伴う$Ri_{\mathrm{B}}$の変動を支配します。したがって、エントレインメント法則法は、$Ri_{\mathrm{B}}$を介した対流境界混合の見かけの質量依存性を説明できます。エントレインメントを含む新しいモデルは、エントレインメント法則パラメーター$A\sim2\times10^{-4}$および$n=1$を使用して、主系列幅の質量依存性をより適切に再現できます。これらの経験的に制約された値を3D流体力学シミュレーションの結果と比較し、その影響について説明します。
宇宙のボイドと誘発された双曲線性。 II。ボイド/壁スケールに対する感度
| Title |
Cosmic_voids_and_induced_hyperbolicity._II._Sensitivity_to_void/wall_scales |
| Authors |
M.Samsonyan,_A.A.Kocharyan,_A.Stepanian,_V.G.Gurzadyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.03245 |
大規模宇宙の典型的な低密度領域としての宇宙ボイドは、光子ビームを偏向させる能力としての双曲線特性で知られています。密度不足は、双曲空間の負の曲率として機能します。ボイドの双曲線性は、銀河調査での統計分析に歪みをもたらす必要があります。観測可能なパラメータであるボイド/壁スケールの比率に関して、双曲線性の感度、したがって歪みの感度を明らかにします。これは、宇宙のボイドの視線数とそれらの特徴的なスケールを明らかにする際に銀河調査の歪みを使用する主な可能性を提供します。
| Title |
Bayesian_nonparametric_inference_of_neutron_star_equation_of_state_via_neural_network |
| Authors |
Ming-Zhe_Han,_Jin-Liang_Jiang,_Shao-Peng_Tang,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05408 |
マルチメッセンジャーデータを使用して中性子星の状態方程式（EoS）を再構築するための新しいノンパラメトリック手法を開発します。普遍関数近似器として、1つの隠れ層とシグモイド活性化関数を備えたフィードフォワードニューラルネットワーク（FFNN）は、ほぼすべての連続関数に適合できます。したがって、理論上のEoSをフィッティングし、注入されたパラメーターを復元することにより、FFNNを実装してEoSを構築し、それが良好に機能することを確認します。次に、このノンパラメトリック法を実際のデータの分析に適用します。これには、バイナリ中性子星（BNS）の合併重力波（GW）イベントGW170817からの質量潮汐変形性測定や、{\itNICER}によるPSRJ0030+0451の質量半径測定が含まれます。。公開されているサンプルを取得して尤度を構築し、ネストされたサンプリングを使用して、ベイズの定理に従ってFFNNのハイパーパラメーターの事後確率を取得します。これは、EoSパラメーターの事後確率に変換できます。これらすべてのデータを組み合わせると、標準的な1.4$M_\odot$中性子星の場合、半径$R_{1.4}=11.87^{+1.21}_{-1.06}$kmと潮汐変形可能性$\Lambda_{1.4}が得られます。=329^{+322}_{-163}$（90％信頼区間）。さらに、高密度領域（$\geq3\rho_{\rmsat}$）では、$c_{\rms}^2/c^2$（$c_{\rms}$は音速、$c$は真空中の光速）が1/3より大きいため、いわゆる共形限界（つまり、$c_{\rms}^2/c^2<1/3$）は、中性子星では常に有効であるとは限りません。
積分定数としての$ \ Lambda $とCDM
有名なことに、宇宙論の標準的な$\Lambda$CDMモデルの2つの主な問題は、宇宙定数$\Lambda$とコールドダークマターCDMです。このエッセイは、$\Lambda$とCDMの両方が、ローレンツゲージ理論の第一原理からアインシュタイン方程式を注意深く導出する際の積分定数として生じることを示しています。宇宙の暗い部分は、時空とその中の観測者の存在に必要な自発的対称性の破れの幾何学を反映しているだけかもしれません。
混沌とした極端な質量比のインスピレーションにおける重力波のグリッチ
| Title |
Gravitational-wave_glitches_in_chaotic_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Kyriakos_Destounis,_Arthur_G._Suvorov_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05643 |
カー幾何学はカーター対称性を認めており、測地線方程式が積分可能であることを保証します。可積分コンパクトオブジェクトを含む極端な質量比のインスピレーションに関連する重力波形は、軌道がビルコフ島として知られる特定の時空領域を横切るときに、重力波の周波数が急激に増加する「グリッチ」現象を示すことが示されています。したがって、今後の宇宙搭載検出器からのデータにこれらの特徴が存在するかどうかは、一般相対性理論のテストだけでなく、基本的な時空の対称性のテストも可能にします。
観測可能な$ \ Delta {N _ {\ rm eff}} $を伴う軽いディラックニュートリノポータル暗黒物質
標準模型（SM）の粒子含有量を3つの右巻きニュートリノ（$\nu_R$）、ディラックフェルミオン暗黒物質候補（$\psi$）、および複合体で最小限に拡張することにより、ディラックニュートリノポータル暗黒物質シナリオを提案します。スカラー（$\phi$）。これらはすべてSMゲージグループのシングレットです。暗黒物質候補$\psi$の安定性と、同時に軽いニュートリノのディラック性を保証するために、追加の$\mathbb{Z}_4$対称性が導入されました。$\nu_R$、$\psi$、$\phi$が関与する新しい湯川相互作用により、右巻きニュートリノと暗黒物質の両方がSMプラズマで熱化し、後者はHiggsポータル相互作用を介して熱接触を維持します。$\nu_R$のデカップリングは、$\phi$がSMプラズマとの運動平衡を失ったときに発生し、その後、3つの$\mathbb{Z}_4$荷電粒子すべてが温度$T_{\nu_R}$で平衡を形成します。。暗黒物質候補$\psi$は最終的に暗黒物質セクター内で凍結し、その遺物の豊富さを維持します。現在のシナリオでは、低質量暗黒物質（$M_{\psi}\lesssim10$GeV）の一部が、温泉内の$\nu_R$sを温度以下に保つためにPlanck2018データによってすでに除外されていることがわかりました。600MeVであり、それによって$N_{\rmeff}$への過剰な寄与を生み出します。CMB-S4、SPT-3Gなどの次世代実験では、この最小限のシナリオのモデルパラメータ空間全体、特に直接検出実験ではまだ十分な能力がない$\psi$の低質量範囲をプローブするために必要な感度があります。検出用。
量子ブラックホールの地平線を囲む電子陽電子ホーキングプラズマからの電磁波のアルベド（または反射率）を計算します。ファズボールには「修正ファイアウォール予想」[arXiv：hep-th/0502050、arXiv：1711.01617]を採用し、地平線の周りの重要な電磁相互作用を考慮します。以前の研究ではこの問題を電子-光子散乱プロセスとして扱っていましたが、入ってくる量子が低エネルギーでホーキングプラズマのフェルミ粒子励起と集合的に相互作用することがわかりました。これは、2つの異なる方法で導き出されます。1つは相対論的プラズマ分散関係を使用し、もう1つは光子伝搬関数に対する1ループ補正を使用します。どちらの方法でも、以前の主張とは反対に、ホーキングプラズマからの長波長光子の反射率が重要であることがわかります。これにより、真空中のブラックホール層位のホーキング温度に匹敵する周波数の電磁アルベドが強化されます。この効果の観察可能な結果についてコメントします。
| Title |
Parametric_resonance_of_complex_scalar_field_under_spacetime_oscillations |
| Authors |
Shreyansh_S._Dave_and_Sanatan_Digal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05879 |
この手順では、振動する時空計量バックグラウンドの存在下で、対称性が破れた位相での複雑なスカラー場の時間発展を研究します。時空振動が場のパラメトリック共鳴につながることを示します。これにより、時空振動の広範囲の周波数のフィールドで励起が生成され、最終的にトポロジカル渦が形成されます。この現象を誘発するための最低周波数カットオフは、有限サイズ効果によるシステムサイズによって設定されます。
ミグダル効果による低質量非弾性暗黒物質の直接検出
| Title |
Low-mass_inelastic_dark_matter_direct_detection_via_the_Migdal_effect |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Sumit_Ghosh,_Jason_Kumar_and_Jayden_L._Newstead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05890 |
ミグダル効果を用いた直接検出実験では、低質量暗黒物質の非弾性散乱の探索を検討します。暗黒物質の質量と質量分裂の間に、破壊するのが難しい縮退があることがわかります。XENON1Tデータを使用して、非弾性暗黒物質パラメーター空間のこれまで探索されていなかった領域に境界を設定しました。発熱散乱の場合、ミグダル効果により、キセノンベースの検出器が、原子反跳で得られるものをはるかに超えて、$\mathcal{O}$（MeV）の質量を持つ暗黒物質に対して感度を持つことができることがわかります。
降着および非降着中性子星における陽子ドリップ遷移に対する対称エネルギーの役割
| Title |
Role_of_the_symmetry_energy_on_the_neutron-drip_transition_in_accreting_and_nonaccreting_neutron_stars |
| Authors |
A._F._Fantina,_N._Chamel,_Y._D._Mutafchieva,_Zh._K._Stoyanov,_L._M._Mihailov,_R._L._Pavlov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05926 |
この論文では、マグネターのように強い磁場の存在を可能にする、非降着中性子星と降着中性子星の両方における中性子ドリップ遷移に対する対称エネルギーの役割を研究します。中性子ドリップしきい値での密度、圧力、および組成は、ブリュッセル-モントリオールの微視的核質量モデルの最近のセットを使用して決定されます。これらのモデルは、対称エネルギー$J$とその勾配$Lの値の予測が主に異なります。飽和状態の無限の均質な核物質の$。一方では陽子ドリップ密度、圧力、陽子分率、他方では$J$（または同等に$L$）の間にいくつかの相関関係が見られますが、これらの相関関係は非降着中性子星と降着中性子星で根本的に異なります。特に、前者の場合は$L$で中性子ドリップ密度が増加するが、後者の場合はX線バーストとスーパーバーストからの灰の組成に応じて減少する。簡単な質量式を使用して、これらのさまざまな動作を定性的に説明しました。また、核構造の詳細が、中性子星クラストの降着において対称エネルギーよりも重要な役割を果たす可能性があることも示しました。
| Title |
Electron_exchange_and_polarization_effects_on_electron_captures_and_neutron_emissions_by_nuclei_in_white_dwarfs_and_neutron_stars |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Anthea_Fantina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05947 |
高密度の恒星環境では、原子核は電子捕獲や中性子放出に対して不安定になる可能性があります。これらのプロセスは、白色矮星コアと中性子星クラストの内部構成を決定するために特に重要です。この論文では、電子交換と分極効果の役割が研究されています。特に、電子捕獲と中性子放出の開始の不安定条件は、電子交換と分極を説明するために拡張されます。さらに、対応する密度と圧力の一般的な分析式が導き出されます。白色矮星コアの電子捕獲しきい値の補正は非常に小さいことがわかります。同様に、降着する中性子星と降着しない中性子星の地殻内の陽子ドリップ密度と圧力はわずかにシフトするだけです。採用された核質量モデルに応じて、電子分極は、非蓄積中性子星の地殻の組成を変える可能性があります。一方、中性子に富むKrおよびSr同位体の質量における現在の不確実性は、電子交換および分極効果よりも重要であることがわかっています。
$ U（1）_X \ rightarrow Z_2 \ times Z_3 $のマルチコンポーネントSIMPモデル
| Title |
A_multi-component_SIMP_model_with_$U(1)_X_\rightarrow_Z_2_\times_Z_3$ |
| Authors |
Soo-Min_Choi,_Jinsu_Kim,_Pyungwon_Ko,_Jinmian_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05956 |
多成分暗黒物質シナリオは、製品サブグループ$Z_2\timesZ_3$\'{a}laKrauss-Wilczekメカニズムに分割された$U（1）_X$暗黒ゲージ対称性を持つモデルで研究されています。この設定では、2種類の暗黒物質フィールド、$X$と$Y$が存在し、異なる$Z_2\timesZ_3$電荷によって区別されます。$Z_2$が帯電したフィールドの実数部と虚数部である$X_R$と$X_I$は、$U（1）_X$対称性の破れから異なる質量を取得します。$Z_3$対称性が途切れていないため、別の暗黒物質候補であるフィールド$Y$は、強く相互作用する質量粒子（SIMP）タイプの暗黒物質に属しています。$X_I$と$X_R$の両方が、$Y$の$3\rightarrow2$消滅プロセスに寄与し、局所的なダークゲージ対称性を持つ新しいクラスのSIMPモデルを開く可能性があります。$X_I$と$X_R$の質量差に応じて、2成分または3成分の暗黒物質シナリオがあります。特に、2成分または3成分のSIMPシナリオは、$X$と$Y$の間の小さな質量差だけでなく、それらの間の大きな質量階層に対しても実現できます。これは、現在のモデルの新しい独自の機能です。理論的制約と実験的制約の両方を考慮し、多成分暗黒物質シナリオの4つのケーススタディを提示します。
宇宙論的衝突型加速器は、非常に高いエネルギースケールでの相互作用からの情報を保存し、それらを宇宙論的観測量に刻印することができます。宇宙論的摂動バイスペクトルの絞り込み限界を利用して、中間粒子の情報を宇宙マイクロ波背景放射（CMB）などの観測から直接抽出することができます。したがって、宇宙論的衝突型加速器は、理論モデルをテストするための強力で有望なツールになり得ます。この論文では、非常に軽いアクシオン（QCDアクシオンとアクシオン様粒子を含む）を研究し、それらが後期にコールドダークマター（CDM）を構成すると考えています。私たちは、そのようなアクシオンによるインフレーション等曲率モードに興味を持っており、アクシオン摂動が等曲率衝突型加速器としてどのように振る舞うことができるかを理解しようとしています。中間粒子がボソンである例を考え出し、絞られた限界で、特徴的な角度依存性を備えた有意な振幅のクロック信号を提供することが可能であることを示します。これは、等曲率バイスペクトルのクロック信号に寄与して分析するためのチャネルを提供します。これは、将来の実験で見られる可能性があります。
低質量WIMP、太陽アクシオン、および狭い共鳴（クォーク）を直接検出するためのGEMベースの検出器
| Title |
GEM-based_detectors_for_direct_detection_of_low-mass_WIMP,_solar_axions_and_narrow_resonances_(quarks) |
| Authors |
B.M.Ovchinnikov,_V.V.Parusov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06038 |
電極間にプラスチック絶縁体を使用しない、ワイヤー（WGEM）または金属電極（MGEM）を備えたガス電子増倍器（GEM）が作成されます。ピンアノードを備えたMGEM（WGEM）を含むチャンバーは、ダークマター（DM）粒子と非ゼロスピン核（H2、D2、3He、20Ne、CF4、CH4など）を持つガスとの間のスピン依存相互作用を検索するための検出器として提案されています。。）。この論文では、そのようなチャンバーのレビューを提示します。Ne+10％H2、H2（D2）+3ppmTMAEの混合ガスを調査するために、ピンアノード検出システムを備えたWGEMを含むチャンバーを構築しました。この論文では、{\alpha}-ソースから排出されるこれらのガス状混合物の実験的研究の結果を示します。Ar+40ppmC2H4の混合物と50％Xe+50％CF4の混合物が調査されました。{\alpha}-および\b{eta}-粒子トラックでの一次シンチレーションによって生成された光電子雲の空間分布、およびピンアノードのなだれからの光子による光電子雲の分布が測定されました。初めて。低質量WIMP（<10GeV/c2）、太陽ニュートリノ、およびスピン依存相互作用を伴う太陽アクシオンを検索するためのチャンバーの別の充填としての実験では、混合物を使用することを提案します：D2+3ppmTMAE、3He+3％CH4、20Ne+10％H2、圧力10〜17バール。また、液体ガスを使用した実験では、19F（LAr+CF4、LXe+CF4）と混合物LCH4+40ppmTMAEの混合物を使用します。D2+3ppmTMAEの混合物が充填されたタイムプロジェクションチェンバー（TPC）により、太陽アクシオンと重水素のスピン依存相互作用を検索できます。また、加速器実験で狭いpp共鳴（クォーク）を検索するための検出システムを紹介します。
グランドフィナーレ中のカッシーニ宇宙船と土星の電離層との相互作用のパーティクルインセルシミュレーション
| Title |
Particle-In-Cell_Simulations_of_the_Cassini_Spacecraft's_Interaction_with_Saturn's_Ionosphere_during_the_Grand_Finale |
| Authors |
Zeqi_Zhang,_Ravindra_T._Desai,_Yohei_Miyake,_Hideyuki_Usui,_Oleg_Shebanits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06041 |
カッシーニのグランドフィナーレ中に観測された驚くべき予期しない現象は、土星の電離層の正の電位に充電されている宇宙船でした。ここで、電離層プラズマは、負に帯電したイオンとダストが負の電荷密度の95％以上まで蓄積することで、自由電子が枯渇しました。宇宙船とプラズマの相互作用をさらに理解するために、土星の電離層を表すプラズマに浸されたモデルカッシーニ宇宙船の3次元Particle-In-Cell研究を実行します。シミュレーションは、電子翼や宇宙船規模の渦を含む高度に構造化された伴流などの複雑な相互作用の特徴を明らかにします。結果は、大きな負イオン濃度と大きな負イオンと正イオンの質量比を組み合わせることで、宇宙船を観測された正の電位に駆動できることを示しています。高い電子の枯渇にもかかわらず、電子の特性は、カッシーニの非対称体全体に向けられた電位勾配を誘発する磁場の向きとともに、宇宙船の電位の重要な制御因子として見出されています。この研究は、グランドフィナーレの間にカッシーニが経験した世界的な宇宙船の相互作用と、これが予期しない負イオンと塵の集団によってどのように影響されるかを明らかにします。
メディエーターの崩壊が遅れた自己相互作用暗黒物質の熱遺物
暗黒物質への光メディエーターは、コアカスプ問題などの宇宙粒子物理学のいくつかの現象に有利です。このような軽いメディエーターは、メディエーターの減衰を遅らせることによって一般的に実現される直接検出の制約を脅かさないために、標準モデルから切り離すことができます。それらの非平衡崩壊は、エントロピー希釈とBBN制約を介して暗黒物質の従来の進化を変える可能性があります。この方法での暗黒物質は、通常、さまざまな温度変化を考慮した凍結プロセスの正確な計算を必要とします。メディエーターが十分に明るい場合、暗黒物質の束縛状態は、メディエーターを放射的に放出するだけでなく、浸漬された増強によって形成することができます。放射束縛状態の形成過程は、パーセントレベルで暗黒物質消滅断面積に影響を与えると予想されます。また、暗黒物質とメディエーターの間の大きな質量分割とメディエーターの崩壊の遅延の組み合わせを同じ理論的根拠に置き、この隠れたセクターにおける暗黒物質の遺物密度への影響について議論します。このタイプのモデルを研究し、一般的な次の最小超対称標準モデル（NMSSM）を検討することによってその特性を説明します。
冷たい非降着中性子星の外殻中の二元および三元イオン性化合物
| Title |
Binary_and_ternary_ionic_compounds_in_the_outer_crust_of_a_cold_nonaccreting_neutron_star |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Anthea_Fantina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06073 |
冷たい非降着中性子星の外皮は、一般に、異なる層に層状になっていると想定されており、各層は、高度に縮退した電子の電荷補償バックグラウンドにある純粋な体心立方イオン結晶で構成されています。この仮定の妥当性は、高密度の恒星物質における多元イオン性化合物の安定性を分析することによって調べられます。したがって、相分離に対するそれらの安定性は、恒星の条件に関係なく、それらの構造とそれらの組成によって一意に決定されることが示されています。しかし、弱い核プロセスと強い核プロセスに関する平衡は、多元化合物の組成、ひいてはそれらの形成に非常に厳しい制約を課します。異なる立方体と非立方体の格子を調べることにより、塩化セシウムと同じ構造を持つ置換化合物が、非蓄積中性子星の外皮に存在する可能性が最も高いことがわかります。三元化合物の存在も調査されます。電子ガスの相対性の程度に関係なく、しきい値圧力、およびさまざまな相の密度について、非常に正確な分析式が得られます。最後に、基底状態の構造と冷たい非降着中性子星の外皮の状態方程式の数値計算が、最近の実験的および微視的核質量表を使用して実行されます。
中性子星の基本モードの動的潮汐に対するスピン効果：現象学と数値シミュレーションとの比較
| Title |
Spin_effects_on_neutron_star_fundamental-mode_dynamical_tides:_phenomenology_and_comparison_to_numerical_simulations |
| Authors |
Jan_Steinhoff,_Tanja_Hinderer,_Tim_Dietrich,_Francois_Foucart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06100 |
中性子星のバイナリインスピレーションからの重力波には、未踏の極端な領域で強く相互作用する物質に関する情報が含まれています。これを抽出するには、スピンと潮汐の影響による重力波信号の物質の特徴のロバストな理論モデルが必要です。実際、スピンは、現在の最先端の波形モデルには含まれていない、中性子星の準ノーマルモードの潮汐励起に大きな影響を与える可能性があります。中性子星の四極および八極の基本準ノーマルモードの潮汐励起に対するスピンのコリオリ効果を説明する簡単な近似記述を作成し、それをSEOBNRv4T波形モデルに組み込みます。コリオリ効果が星の共回転フレームでの効果的な作用に1つの新しい相互作用項のみを導入することを示し、モード周波数に対して数値的に計算された共鳴周波数のスピン誘起シフトを考慮して係数を修正します。回転する中性子星の文献。重力赤方偏移と慣性系の引きずり効果による相対論的補正の影響を調査し、より詳細な理論的開発が将来必要とされる重要な方向性を特定します。私たちの新しいモデルを二重中性子星および中性子星-ブラックホール連星の数値相対論シミュレーションと比較すると、データ分析で使用されている現在のモデルと比較して、一致の一貫性が向上していることがわかります。
GRBのプロンプトフェーズの後方散乱優勢モデルにおけるスペクトルパラメータの予測
| Title |
Predicting_spectral_parameters_in_the_backscattering_dominated_model_for_the_prompt_phase_of_GRBs |
| Authors |
Mukesh_Kumar_Vyas,_Asaf_Pe'er,_David_Eichler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06201 |
ガンマ線バースト（GRB）の中心での対消滅によって生成された光子が、流出する恒星コルクによるコンプトン散乱によって後方散乱されるモデルを提案します。シード光子のペア消滅スペクトルを使用して、得られたスペクトルがほとんどのGRBの観測されたプロンプトスペクトルで低エネルギー勾配を再現できることを示します。低エネルギー光子指数（{\alpha}）は通常0.2から-1.65の範囲であり、高エネルギー勾配\betaはより急であると予測します。スペクトルピークエネルギー（{\epsilon}ピーク）は、数10xKeVから数MeVの範囲をカバーします。調査によると、ほとんどのバーストの人口はこれらの範囲内にあります。さらに、非常に低いエネルギーでの光子束の急激な減衰を予測します。
モルニヤ衛星コンステレーションの動的特性：半主軸の長期的進化
| Title |
Dynamical_properties_of_the_Molniya_satellite_constellation:_long-term_evolution_of_the_semi-major_axis |
| Authors |
Jerome_Daquin,_Elisa_Maria_Alessi,_Joseph_O'Leary,_Anne_Lemaitre,_Alberto_Buzzoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06251 |
テッセラルと太陰太陽暦の共鳴を受けるモルニヤのような衛星の半主軸に関連する位相空間構造について説明します。特に、より現実的な力学系の階層を使用して、半静止衛星に対する臨界傾斜角の間接的な相互作用を分析し、可積分近似を超えたダイナミクスについて説明します。高速角度で平均化された\textit{adhoc}扱いやすいモデルを導入することにより、有限時間変動指標の計算を介して、長期ダイナミクスを編成する双曲面構造を数値的に区別します。公開されている2行要素空間軌道データに基づいて、2つの衛星、つまりM1-69とM1-87を識別し、双曲型集合に関連付けられたダイナミクスと一致するフィンガープリントを表示します。関連する動的マップの計算は、宇宙船が双曲線のもつれの中に閉じ込められていることを強調しています。
