暗黒物質のスピンフリップ相互作用からの強力な広帯域21cm宇宙論的信号
| Title |
A_strong_broadband_21_cm_cosmological_signal_from_dark_matter_spin-flip_interactions |
| Authors |
Mansi_Dhuria,_Viraj_Karambelkar,_Vikram_Rentala,_Priyanka_Sarmah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06303 |
標準的な宇宙論では、20MHz（$z\sim70$）と90MHz（$z\sim15$）の近くに、2つの弱くて明確な帯域制限吸収機能があると考えられています。宇宙の暗黒時代とライマンにおける衝突ガスダイナミクスの特徴-それぞれ、宇宙の夜明けの最初の星からの$\alpha$光子。異常なEDGES信号を説明するために呼び出された、過剰なガス冷却を伴うモデルでは、2つの異なる帯域制限されているが、より強力な吸収機能の同様の予測が期待されます。この作業では、光軸方向ベクトルメディエーターを介した電子との暗黒物質のスピンフリップ相互作用が、これらのいずれとも特徴的に異なる21cmの信号を直接誘導できる新しいメカニズムを探求します。一般的に、私たちのモデルは、1.4MHz（$z\sim1000$）の低周波数から、従来の信号が予想されない宇宙の暗黒時代の初期から90までの強力な広帯域吸収信号を予測していることがわかります。MHz、星形成とX線加熱の時代に依存します。グローバルな21cm信号を探す現在および将来の実験で調べることができる豊富なスペクトル機能のセットを見つけます。標準的な宇宙論および過剰ガス冷却モデルでは、吸収信号から推測されるガススピン温度は、ガス運動温度のトレーサーです。ただし、私たちのモデルでは、パラメータ空間の特定の領域で、ガスのスピン温度と運動温度の変化が異なり、吸収信号はスピン温度の変化のみを測定します。関心のあるモデルパラメータ空間の広い範囲は、既存の素粒子物理学の制約から安全ですが、ミリメートルからナノメートルスケールでの電子間の短距離スピン依存力の将来の検索は、予測信号の原因となる光メディエーターを発見する可能性があります。
Bisousフィラメントファインダーの信頼性の評価
目的。この作業は、入力データの銀河数密度がBisousフィラメントファインダーで検出されたフィラメントにどのように影響するかを分析し、結果の堅牢性を評価するためのメソッド自体の信頼性を推定します。メソッド。BisousフィラメントファインダーをMultiDark-Galaxiesデータに適用し、カタログからのさまざまなマグニチュードカットを使用して、モデルの結果とさまざまなパラメーターに対するさまざまな銀河数密度の影響を調査しました。フィラメント内の銀河の割合とフィラメントで満たされた体積によって構造を比較し、検出されたフィラメント構造間のオーバーラップに基づいて、異なるカットからの結果間の類似性を分析しました。フィラメントファインダーは、結果の確率論を研究するために、同じパラメーターを使用してまったく同じデータに200回適用され、異なる実行間の相関が計算されました。結果。複数のサンプルは、フィラメント内の銀河が優先的に高い光度を持っていることを示しています。銀河がフィラメント内にある場合、同じ銀河がさらに完全な入力データを持つフィラメント内にある可能性が97％あり、高密度の入力データでフィラメントネットワークを検出するとフィラメントの約85％が持続することがわかりました。。銀河数密度の入力が低いということは、Bisousモデルが検出するフィラメントが少ないことを意味しますが、検出にさらに完全な入力データを使用しても、検出されたフィラメントは永続的です。まったく同じ入力での200回のBisous実行間の相関係数、つまり0.98を計算しました。結論。この研究は、銀河の数密度の増加が宇宙の網のより完全な全体像を得るために重要であることを確認しています。分光学的調査の制限を克服するために、Bisousモデルをさらに開発して、このツールをJ-PASなどの分光学的および狭帯域測光赤方偏移調査の組み合わせに適用します。
Kompaneets方程式の導出について
電子によるコンプトン散乱を介した光子浴の熱平衡への緩和は、Kompaneets方程式（1956）に記述されています。この方程式は、プランク分布への収束と、宇宙マイクロ波背景放射の見かけの明るさを変化させるスニヤエフ・ゼルドビッチ効果を説明するために、天体プラズマの研究から主に知られています。誘導放出を伴う量子ボルツマン方程式またはマスター方程式のKramers-Moyal拡散近似としての構造を強調して、その導出を再検討します。プランクの法則が連続の近似を実行する際に静止しているとは想定していませんが、連続の方程式に到達するための流束またはM{\o}ller係数の必要性を強調します。一方、この構造では、Kompaneetsが当初想定していたよりも一般的な仮定が可能です。
宇宙の空間的曲率と均一性、およびそれらの機械学習の再構築に関する新しいヌルテスト
| Title |
Novel_null_tests_for_the_spatial_curvature_and_homogeneity_of_the_Universe_and_their_machine_learning_reconstructions |
| Authors |
Rub\'en_Arjona_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06789 |
過去数十年にわたって得られた多数の観測データにより、宇宙論は精密な時代に入り、$\Lambda$CDMモデルとして知られる標準的な宇宙定数とコールドダークマターパラダイムの基礎を築きました。この一致モデルの多くの可能な拡張を考慮して、ここでは、$\Lambda$CDMからの逸脱を調査するために使用できるいくつかの新しい整合性テストを示します。最初に、ハッブル率$H（z）$のみを使用して構築された、空間曲率$\Omega_{k、0}$および物質密度$\Omega_\textrm{m、0}$パラメーターの結合整合性テストを導出します。、これは観測から直接決定できます。次に、バリオン音響振動（BAO）と$H（z）$データ、または横方向と放射状のBAOデータのいずれかの2つのデータセットの組み合わせを使用して、均質性からの逸脱の可能性の新しいテストを提示します。$\Lambda$CDMの場合、これは横方向および放射状のBAOデータを介して再構築できます。次に、特定の機械学習アプローチ、つまり遺伝的アルゴリズムを使用して、モデルに依存しない方法で現在利用可能なデータを使用して、前述のテストを再構築します。最後に、$H（z）$とラジアルBAOデータによって決定された遷移赤方偏移の$\sim4\sigma$張力についても報告します。
正の限界（UVのユニタリー性、因果関係、局所性の基本公理によって課せられる低エネルギー有効場の理論に対する制約）は、最近、ダークエネルギーのスカラーテンソル理論を制約するために使用されています。しかし、物質分野への結合はこれまでのところ限られた役割しか果たしていません。標準的な物質場との相互作用を含めるときに積極性を要求すると、暗黒エネルギーパラメータ空間にさらに制約が生じることを示します。理論的事前分布としてこれらの境界を実装することが宇宙論的パラメーターの制約にどのように影響するかを示し、暗黒エネルギーの特定の有効場の理論への影響を明示的に示します。また、このモデルでは、標準的なUV補完が存在するために、重力波が宇宙論的背景上を超光速で移動する必要があることを示しています。
反射光の分析光度曲線：球形の惑星と衛星の位相曲線、掩蔽、および非ランバート散乱
| Title |
Analytic_Light_Curves_in_Reflected_Light:_Phase_Curves,_Occultations,_and_Non-Lambertian_Scattering_for_Spherical_Planets_and_Moons |
| Authors |
Rodrigo_Luger,_Eric_Agol,_Fran_Bartoli\'c,_and_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06275 |
掩蔽の内外で反射光で見られる球形の惑星または月から測定されたフラックスの効率的で閉じた形の微分可能で数値的に安定した解を導き出します。私たちの表現は、太陽系外惑星の散乱光位相曲線、光学における二次日食光度曲線の計算、または惑星-月と惑星-惑星の掩蔽の将来の測定、および太陽系体の測光に適用されます。点光源で照らされたランバート物体のソリューションを導き出しますが、それらを拡張して、有限の角度サイズと位相依存散乱を伴う粗い表面の照明源をモデル化します。私たちのアルゴリズムは、オープンソースの星空マッピングフレームワーク内のPythonで実装され、効率的な勾配ベースの推論を念頭に置いて設計されています。このアルゴリズムは、直接数値評価法よりも4〜5桁高速で、約10桁正確です。ここで開発された技術が、いつの日か地球型惑星表面の2次元マップの構築につながり、ハビタブルゾーンの太陽系外惑星上の大陸と海の検出を可能にする可能性があることを示します。
気候変動が支配的な「人新世」の誘発：それは非社会化の間で一般的ですか？
| Title |
Triggering_A_Climate_Change_Dominated_"Anthropocene":_Is_It_Common_Among_Exocivilizations? |
| Authors |
Ethan_Savitch,_Adam_Frank,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Jacob_Haqq-Misra,_Axel_Kleidon,_Marina_Alberti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06330 |
私たちは、文明によるエネルギーハーベスティングが惑星を新しい不利な気候状態に追いやる時代を通して、惑星と文明の結合された進化をモデル化しようとしています。このようにして、人類が現在経験している種類の「人新世」を誘発することが、惑星文明の進化の一般的な特徴である可能性があるかどうかを尋ねます。この研究では、燃焼による環境発電の効果に焦点を当て、惑星の初期大気化学と軌道半径を変化させます。私たちのモデルでは、エネルギーハーベスティングは文明の人口増加率を高め、最終的には惑星の気候状態の悪化につながります（文明の居住性と比較して）。また、非常に高いレベルの複雑な生活居住可能ゾーンの存在を想定しています。$CO_2$は、技術文明を生み出すような多細胞動物の生命に有害です。私たちのモデルは、文明の成長が、初期パラメーター空間の重要な領域に対する惑星のフィードバック（「気候が支配的な人新世」）によって切り捨てられることを示しています。
最も原始的な小天体の分化の証拠
| Title |
Evidence_for_differentiation_of_the_most_primitive_small_bodies |
| Authors |
B._Carry,_P._Vernazza,_F._Vachier,_M._Neveu,_J._Berthier_J._Hanus,_M._Ferrais,_L._Jorda,_M._Marsset,_M._Viikinkoski,_P._Bartczak,_R._Behrend,_Z._Benkhaldoun,_M._Birlan,_J._Castillo-Rogez,_F._Cipriani,_F._Colas,_A._Drouard,_G._P._Dudzinski,_J._Desmars,_C._Dumas,_J._Durech,_R._Fetick,_T._Fusco,_J._Grice,_E._Jehin,_M._Kaasalainen,_A._Kryszczynska,_P._Lamy,_F._Marchis,_A._Marciniak,_T._Michalowski,_P._Michel,_M._Pajuelo,_E._Podlewska-Gaca,_N._Rambaux,_T._Santana-Ros,_A._Storrs,_P._Tanga,_A._Vigan,_B._Warner,_M._Wieczorek,_O._Witasse_and_B._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06349 |
太陽系の進化の動的モデルは、P-/Dタイプの揮発性物質に富む小惑星が太陽系の外側で形成され、木星のトロヤ群、彗星、小さなKBOに遺伝的に関連している可能性があることを示唆しています。確かに、それらのスペクトル特性は、無水彗星ダストのスペクトル特性に似ています。VLT/SPHEREを備えたP型小惑星（87）シルビアの高角度分解能画像を使用して、その3D形状を再構築し、2つの衛星のダイナミクスを研究しました。また、シルビアの熱進化をモデル化します。シルビアの形は平らで細長いように見えます。体積に相当する直径は271+/-5km、低密度は1378+/-45kg.m-3です。2つの衛星は、シルビアを円形の赤道軌道で周回しています。シルビアの扁平率は、衛星の完全なケプラーのダイナミクスとは対照的な、検出可能なノード歳差運動を意味するはずです。これは不均一な内部構造を明らかにし、シルビアが分化していることを示唆しています。シルビアの低密度で差別化された内部は、水の浸透による部分溶融と大量再分配によって説明できます。外殻は惑星間塵粒子（IDP）に類似した材料で構成され、コアは水性に変化したIDPまたはタギシュレイク隕石などの炭素質コンドライト隕石に類似しています。シルビアの熱進化の数値シミュレーションは、そのようなサイズの物体では、長寿命の放射性核種の崩壊のために部分溶融が避けられなかったことを示しています。さらに、直径130〜150kmの小さな物体も同様の熱進化をたどるべきであり、彗星やKBOアロコスなどの小さな物体は、これらの物体のその場観察と一致して、無垢のままであったに違いないことを示します。。ただし、NASAルーシーのミッションターゲット（617）パトロクロス（直径〜140km）は区別される場合があります。
彗星の核の中赤外線観測P / 2016 BA14（PANSTARRS）
地球に最も接近する約30時間前（0.024au）に、それぞれ1.012auと0.026auの地動説と地動説の距離でUT2016年3月21。3日に取得された彗星P/2016BA14（PANSTARRS）の中赤外線観測を示します。）UT2016年3月22。6日。Nバンドでの低解像度（$\lambda$/$\Delta\lambda$〜250）分光観測、および4つの狭帯域フィルター（8.8、12.4、17.7、および18.8$\mu$mを中心とする）を使用したイメージング観測NバンドとQバンドは、ハワイのマウナケア山頂にある8.2mのすばる望遠鏡に取り付けられた冷却中赤外線カメラと分光計（COMICS）を使用して取得されました。異なる波長で観察されたP/2016BA14の空間プロファイルは、点像分布関数と一致しています。彗星が地球に接近しているため、観測された彗星からの熱放射は、ダストコマではなく、核からの熱放射によって支配されています。中赤外波長で観測された核のスペクトルエネルギー分布は、温度T〜350Kでのプランク関数と一致しており、P/2016BA14の有効直径は約0.8kmと推定されます（放射率を0.97と仮定）。彗星の正規化された放射率スペクトルは、かんらん石や輝石などの彗星ダストコマに通常見られる無水鉱物では再現されない吸収のような特徴を示します。代わりに、スペクトルの特徴は、フィロケイ酸塩鉱物と有機材料の大きな粒子の存在を示唆しています。したがって、私たちの観測は、これらの処理された材料で覆われた不活性な小天体が彗星の可能な最終状態であることを示しています。
ALMAアタカマコンパクトアレイによって明らかにされた46P
/ワータネン彗星のインナーコーマにおける急速に変化する異方性メタノール（CH $ _3 $ OH）の生成
| Title |
Rapidly_Varying_Anisotropic_Methanol_(CH$_3$OH)_Production_in_the_Inner_Coma_of_Comet_46P/Wirtanen_as_Revealed_by_the_ALMA_Atacama_Compact_Array |
| Authors |
Nathan_X._Roth,_Stefanie_N._Milam,_Martin_A._Cordiner,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Michael_A._DiSanti,_J\'er\'emie_Boissier,_Nicolas_Biver,_Jacques_Crovisier,_Neil_Dello_Russo,_Boncho_P._Bonev,_Chunhua_Qi,_Anthony_J._Remijan,_Steven_B._Charnley,_Erika_L._Gibb,_Miguel_de_Val-Borro,_Emmanu\"el_Jehin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06684 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の一部であるアタカマコンパクトアレイ（ACA）を使用して、UT2018の12月8日と9日に46P/ワータネン彗星でCH$_3$OH放射が検出されたことを報告します。CH$_3$OHのこれらの干渉測定は、ダストからの連続放出とともに、地球に最も接近する約1週間前に46P/Wirtanenの内部コマ（核から$<$2000km）を調査しました（$\Delta$=0.089-0.092au）、12月7日UT23:57から12月9日UT04：55までの5回の別々のACA実行中に、急速に変化する異方性のCH$_3$OHガス放出を示し、数分のタイムスケールでスペクトル線プロファイルが明確に進行しました。各ACA実行中の、スペクトル的に統合されたフラックスマップ、生成率、回転温度、およびCH$_3$OHのスペクトル線プロファイルを示します。CH$_3$OHガス放出の変動は、光学およびミリメートル波長測定から得られたWirtanenの9時間の核回転周期と一致しており、核上の活性部位の照明の変化と関連している可能性があります。線の中心の一貫した青いオフセットは、おそらく氷のような粒子から、彗星の太陽に向かって半球からの昇華が強化されていることを示しています。これらの結果は、46P/ワータネン彗星などの彗星の時間分解測定に対するACAの並外れた能力を示しています。
火星初期の一時的な温暖化、酸化、地球化学的遷移の結合モデル
| Title |
A_coupled_model_of_episodic_warming,_oxidation_and_geochemical_transitions_on_early_Mars |
| Authors |
Robin_Wordsworth,_Andrew_H._Knoll,_Joel_Hurowitz,_Mark_Baum,_Bethany_L._Ehlmann,_James_W._Head_and_Kathryn_Steakley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06736 |
火星の地質と大気進化のモデルを調和させることは、依然として大きな課題です。火星の地質学は、一時的な表面の液体の水の過去の証拠と、より湿った状態からより乾燥した、より酸化性の高い表面状態へのゆっくりとした断続的な移行を示す地球化学によって特徴付けられます。ここでは、これらの多様な観測の原因となる条件を調査するために、温室効果ガスの削減と水素脱出による酸化のランダム注入を組み込んだ新しいモデルを提示します。火星は、その初期の歴史において、還元性（H2リッチ）から酸化性（O2リッチ）の大気条件に繰り返し移行した可能性があることがわかりました。私たちのモデルは、火星の初期の平均気温が240K未満で、一般的に寒いことを予測しています。ピーク還元ガス放出率とバックグラウンドCO2レベルが十分に高い場合でも、クレーター壁を劣化させ、谷のネットワークを形成し、他の河川を作り出すのに十分な一時的な暖かい間隔を示します。/lacustrineの機能。私たちのモデルはまた、大気中のO2の一時的な蓄積を予測します。これは、ゲイルクレーターでの酸化マンガンなどの酸化鉱物種の発生を説明するのに役立ちます。約35億年前のフィロケイ酸塩堆積から硫酸塩堆積への明らかなノアキア-ヘスペリアン遷移は、惑星の酸化の増加、地下水の利用可能性の減少、および再動員と熱化学を劇的に遅らせた火球インパクターフラックスの減少の複合結果として説明できることを示唆します。表面硫酸塩の破壊。最終的に、火星の初期の気候と表面化学の急速で繰り返される変化は、あらゆる緊急の微生物の生命にとっての課題と機会の両方を提示したでしょう。
GAIADR2を使用した小惑星HおよびG位相関数パラメータの決定
| Title |
The_determination_of_asteroid_H_and_G_phase_function_parameters_using_GAIA_DR2 |
| Authors |
Milagros_Colazo,_Rene_Duffard,_Walter_Weidmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06850 |
ガイア計画は、科学界にすべてのカテゴリーの小惑星の高品質な観測を提供します。Gaiaデータ（DR2）の2番目のリリースは、2018年に公開され、14,099個の既知の太陽系オブジェクト（主に小惑星）の22か月の観測で構成されていました。この作業の目的は、ガイア計画によって観測され、DR2で公開されたすべての小惑星の位相関数パラメーター（HおよびG）のカタログを取得することです。この目的のために、DR2データベースに存在するマグニチュードとUTCエポックデータからこのカタログを構築できるアルゴリズムを導入しました。ガイアは位相角が0{\deg}（反対に対応）の小惑星を観測することはありませんが、位相角が10{\deg}を超えると、地上観測（小さな位相角に対応）からのデータを追加しました。位相関数の$H$および$G$パラメーターの決定を改善しました。この場合、H、G1、G2期関数のパラメーターのカタログも作成します。H、G関数の結果をAstorbデータベースの結果と比較し、一致のレベルが十分であることを確認しました。
Pythonエコシステムに適した簡単な小惑星位相曲線：Pyedra
研究すべきトレンドの天文現象は、小惑星の自転、非球形、表面に沿ったアルベドの変化、太陽に対する位置によって引き起こされる小惑星の明るさの変化です。後者の動作は、「位相曲線」（位相角と減少した大きさ）で視覚化できます。この曲線に対して提案されたいくつかのモデル間の比較を可能にするために、Pyedraと呼ばれるPythonパッケージを提示します。Pyedraは、3つのフェーズ曲線モデルを実装し、視覚化機能と外部データセットとの統合機能も提供します。パッケージは完全に文書化され、ユーザーフレンドリーなプログラムインターフェイスを備えた厳格な品質保証ワークフローに従ってテストされています。将来のバージョンでは、より多くのモデルと、直径やアルベドのタイプなどのパラメーターから導出された量の追加の推定が含まれる予定です。物理的および軌道パラメータの情報の相関を可能にするだけでなく。
エネルギー等分配に向けた星団の進化への新しい洞察
速度分布の異方性の初期次数が異なる星団モデルにおけるエネルギー等分配への進化を調査することを目的とした研究の結果を提示します。私たちの研究は、クラスターダイナミクスのいくつかの新しい側面を明らかにし、エネルギー等分配への進化の速度（1）が視線速度異方性の初期程度に依存することを示しています。（2）速度分散の半径方向成分と接線方向成分が異なります。（3）最初は等方性のシステムの最も外側の領域は、高質量の星が低質量の星よりも大きな速度分散を持つ「反転」エネルギー等分割の状態に向かって進化します。この反転は、接線方向の質量依存性に起因します。速度分散に対して、視線速度分散は異常を示しません。私たちの結果は、球状星団における星の運動学の最近および今後の観測研究の豊富さを解釈するために必要な理論的枠組みに新しい基本的な要素を追加し、クラスターの内部運動学、それらの形成および進化の歴史の間のリンクにさらに光を当てます。
| Title |
No_Black_Holes_in_NGC_6397 |
| Authors |
Nicholas_Z._Rui,_Newlin_Weatherford,_Kyle_Kremer,_Sourav_Chatterjee,_Giacomo_Fragione,_Frederic_A._Rasio,_Carl_L._Rodriguez,_Claire_S._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06273 |
最近、\citet{vitral2021does}は、コアが崩壊した球状星団NGC6397に暗い物体が集中していることを検出しました。これは、恒星質量ブラックホールのサブクラスターとして解釈できます。しかし、クラスター内のかなりの数のブラックホールが強力な動的加熱を提供し、このクラスターのコア崩壊プロファイルと根本的に矛盾することは理論的に十分に確立されています。コアが崩壊したクラスターにおける中間質量ブラックホールの主張は、何十年にもわたって理論的に理解されてきた理由から、同様に疑いを持って扱われるべきです。代わりに、NGC6397の中央の暗い集団は、白色矮星のコンパクトなサブシステムによって正確に説明されます。これは、このクラスターに適切に適合する以前に公開されたモデルの検査によってここで示されています。重い白色矮星のこれらの中央サブクラスターは、実際にはコア崩壊クラスターの一般的な特徴ですが、中央ブラックホールサブクラスターはすべての{\em非\/}崩壊クラスターに存在します。
GREATSのz〜8銀河の青いレストフレームUV光学色：宇宙時間の〜650Myrでの非常に若い星の種族
| Title |
Blue_Rest-Frame_UV-Optical_Colors_in_z~8_Galaxies_from_GREATS:_Very_Young_Stellar_Populations_at_~650_Myr_of_Cosmic_Time |
| Authors |
Mauro_Stefanon,_Rychard_J._Bouwens,_Ivo_Labb\'e,_Garth_D._Illingworth,_Pascal_A._Oesch,_Pieter_van_Dokkum,_and_Valentino_Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06279 |
$z\sim8$銀河の星の種族を正確に拘束するには、深い静止光学観測が必要です。統計的に完全なサンプルに対するそのようなデータの利用可能性には重大な制限があるため、観測結果は適度な数の明るい光源またはレンズ付き光源に限定されています。$z\sim8$銀河の現在の特性に革命を起こすために、超深度（$\sim27$mag、$3\sigma$）スピッツァー/IRAC$3.6\mu$mおよび$4.5\mu$mデータを利用して、残りのフレームを調べます。光学$z\sim8$、最近完了したGOODS再イオン化時代のスピッツァーからの広域財務省（GREATS）プログラムのGOODSフィールドの$\sim200$arcmin$^2$を超え、CANDELSUDSおよびCOSMOSフィールド。$\gtrsim100$$z\sim8$ライマンブレーク銀河を4つのUV光度ビン（$M_\mathrm{UV}\sim-20.7$から$-18.4$）に積み重ね、$H_\mathrm{160}を調べました。-[3.6]$および$[3.6]-[4.5]$の色。青い$H_\mathrm{160}-[3.6]\sim0$等の色から推測される、3つの最も暗いスタックの若い年齢（$\lesssim100$Myr）が見つかり、負のバルマーブレークと一致しています。一方、最も明るいスタックに見られる赤い$H_\mathrm{160}-[3.6]$の色は、少し古い年齢を示唆しています。紫外線の光度と年齢の間に相関関係があるかどうかを調べたところ、傾向がないか、銀河が若いことがわかりました。積み重ねられたSEDはまた、非常に赤い$[3.6]-[4.5]\sim0.5$等の色を示し、強い[OIII]+H$\beta$輝線星雲とSFRを示します。対応して高い特定の星形成率sSFR$\gtrsim10$Gyr$^{-1}$は、同様の赤方偏移とより高い光度での最近の決定と一致しており、sSFRと特定のハロー質量降着の間の共進化をサポートしています。割合。
光学的に選択されたアクティブな巨大ブラックホールをホストする矮小銀河の多様な形態と構造
| Title |
The_Diverse_Morphologies_and_Structures_of_Dwarf_Galaxies_Hosting_Optically-Selected_Active_Massive_Black_Holes |
| Authors |
Seth_J._Kimbrell,_Amy_E._Reines,_Zachary_Schutte,_Jenny_E._Greene,_Marla_Geha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06289 |
ハッブル宇宙望遠鏡の観測を使用して、アクティブな巨大ブラックホール（BH）をホストしている41個の矮小銀河の研究を紹介します。ホスト銀河は$M_\star\sim10^{8.5}-10^{9.5}〜M_\odot$の範囲の恒星質量を持ち、導出された狭い輝線比に基づいて活動銀河核（AGN）をホストするために選択されましたスローンデジタルスカイサーベイ分光法から。サンプルには、規則的な矮小銀河と不規則な矮小銀河の両方を含む、さまざまな形態が見られます。GALFITを使用して通常の銀河のHST画像をフィッティングし、バルジのような/楕円形の矮小銀河をいくつか見つけましたが、大部分は小さな疑似バルジでディスクが支配的であることがわかりました。また、すべての通常の銀河に未解決の光源があります。これは、核星団の存在やAGN連続体の検出を示している可能性があります。私たちのサンプルの銀河のうち3つはマゼラン型の矮星不規則であるように見え、2つの銀河は相互作用/合併の明確な兆候を示しています。この作品は、光学的に選択されたAGNをホストする矮小銀河の多様な性質を示しています。また、低質量での局所的なBH占有率を使用して、最初のBHシードの起源を制約することにも影響します。BHをホストする可能性のあるさまざまなタイプの矮小銀河を考慮する必要があります。
MaNGAにおけるイオン化ガス流出の発生率、スケーリング関係および物理的条件
| Title |
Incidence,_scaling_relations_and_physical_conditions_of_ionised_gas_outflows_in_MaNGA |
| Authors |
Charlotte_R._Avery,_Stijn_Wuyts,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Carolin_Villforth,_Caroline_Bertemes,_Wenjun_Chang,_Stephen_L._Hamer,_Jun_Toshikawa,_Junkai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06291 |
この作業では、$z\sim0.04$MaNGA銀河内のイオン化ガス流出の強度と影響を調査します。322個の銀河（分析された線放出サンプルの$12\％$）で流出の証拠が見つかり、そのうち185個がAGN活動の証拠を示しています。ほとんどの流出は、$R_{\rme}$で劣線形にスケーリングする空間範囲で中央に集中しています。流出の発生率は、より高い質量、中心表面密度、より深い重力ポテンシャル、およびより高いSFRとAGNの光度で強化されます。質量流出率と、$\dot{M}_{\rmout}\propto\rmSFR^{0.97}$および$\dot{M}_{\の形式の流出の機械的ドライバーとの間の強い相関関係を定量化します。rmout}\proptoL_{\rmAGN}^{0.55}$。$M_{\star}$、SFR、$R_{\rme}$、および$L_{\rmAGN}$の関数としてイオン化ガスの質量流出率を表すマスタースケーリング関係を導き出します。観測された風のほとんどは銀河の噴水として機能すると予想され、ポテンシャル井戸の深さが減少するにつれて、逃げる風を伴う銀河の割合が増加します。さらに、流出ガスの物理的特性を調査し、おそらく金属に富む風による流出の減衰の強化、および銀河円盤内のガスと比較してより高い励起の証拠を見つけます。以前の研究の大部分がより高いSFRおよび/またはより明るいAGNを備えたより極端なシステムに焦点を合わせていることを考えると、私たちの研究は、低赤方偏移宇宙の「典型的な」銀河内の非重力ガス運動のユニークなビューを提供します。-光度AGNと星形成は、観測された流出現象に共同で寄与します。
NIRVANDELSサーベイ：$ z \ simeq3.4 $の星形成銀河における$ \ alpha $ -enhancementのロバストな検出
| Title |
The_NIRVANDELS_Survey:_a_robust_detection_of_$\alpha$-enhancement_in_star-forming_galaxies_at_$z\simeq3.4$ |
| Authors |
F._Cullen,_A._E._Shapley,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_R._L._Sanders,_M._W._Topping,_N._A._Reddy,_R._Amorin,_R._Begley,_M.Bolzonella,_A._Calabro,_A._C._Carnall,_M._Castellano,_A._Cimatti,_M/_Cirasuolo,_G._Cresci,_A._Fontana,_F._Fontanot,_B._Garilli,_L._Guaita,_M._Hamadouche,_N._P._Hathi,_F._Mannucci,_D._J._McLeod,_L._Pentericci,_A._Saxena,_M._Talia,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06300 |
気相の金属量（$\mathrm{Z}_{\mathrm{gas}}$、トレースO/H）と恒星の金属量（$Z_{\star}$、トレースFe/）を調査したNIRVANDELS調査の結果を示します。H）赤方偏移での33個の星形成銀河の$2.95<z<3.80$。深部光学スペクトルと近赤外スペクトルの組み合わせ分析に基づいて、残りのフレームの遠紫外線と残りのフレームの光学をそれぞれトレースし、恒星と気相の質量金属量関係（MZR）の最初の同時決定を$で提示します。z\simeq3.4$。どちらの場合も、金属量は恒星の質量（$M_{\star}$）の増加とともに増加し、$M_{\star}\lesssim10^{10}\mathrm{M}_でのべき乗則の傾きがわかります。両方のMZRの{\odot}$は、$Z\proptoM_{\star}^{0.3}$としてスケーリングされます。恒星と気相のMZRを比較して、$z>3$での超太陽O/Fe比（つまり、$\alpha$-enhancement）の最初の直接的な証拠を提示し、$\mathrm{（O/Fe）を見つけます。}\simeq（2.54\pm0.38）\times\mathrm{（O/Fe）}_{\odot}$、$M_{\star}$への明確な依存関係はありません。
エイベル2877で発見された超急峻なスペクトルラジオ「クラゲ」
| Title |
Ultra-Steep_Spectrum_Radio_`Jellyfish'_Uncovered_in_Abell_2877 |
| Authors |
Torrance_Hodgson,_Iacopo_Bartalucci,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Benjamin_McKinley,_Franco_Vazza,_Denis_Wittor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06462 |
銀河団エイベル2877での謎の超急峻スペクトル（USS）シンクロトロン源の発見について報告します。72-231MHzの5つの周波数でマーチソンワイドフィールドアレイを使って源を観測し、その源が強いことを示していることを発見しました。この範囲でのスペクトル曲率と、シンクロトロンクラスターソースの最も急な既知のスペクトル。中央の3つの周波数帯域でのスペクトルインデックスは$\alpha=-5.97^{+0.40}_{-0.48}$です。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用した詳細な観測を含む、より高い周波数の無線観測では、拡張された拡散放射を検出できません。発生源の幅は約370kpcで、クラゲに非常によく似ており、2つの放出ピークと、クラスターの中心に向かって南に下る長い触手があります。「USSクラゲ」は簡単な分類に反しますが、ここでは、この現象が、歴史的な活動銀河核（AGN）活動、いわゆる「電波フェニックス」からの複数の老化した電子集団の再加速と圧縮によって引き起こされることを提案します。検出されない弱いクラスタースケールのメカニズム。USSクラゲは、未知の再加速メカニズムを持つクールコアクラスター内の無線フェニックスの数を増やしています。ただし、ポリフェニックスの最初の例として、これはメカニズムがクラスター自体の規模にあることを意味します。確かに、シミュレーションでは、USSクラゲに似た放出が、弱い外部衝撃を受けたときに、複数の相互作用するAGNレムナントの進化における短命の一時的な段階として生成される可能性があることを示します。
活動銀河核からの熱駆動風の合成吸収線プロファイルについて
| Title |
On_Synthetic_Absorption_Line_Profiles_of_Thermally_Driven_Winds_from_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Shalini_Ganguly,_Daniel_Proga,_Tim_Waters,_Randall_C._Dannen,_Sergei_Dyda,_Margherita_Giustini,_Timothy_Kallman,_John_Raymond,_Jon_Miller_and_Paola_Rodriguez_Hidalgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06497 |
近くのすべての活動銀河核（AGN）の半分以上で観測された暖かい吸収体は、中央エンジンからパーセクスケールの距離にあるイオン化された流出のトレーサーです。推定される最小のイオン化パラメータが数$10^4$〜Kのプラズマに対応する場合、より大きな半径でさらに$\sim10^6$〜Kに加熱されると、ガスは結合から非結合に遷移します。Dannenetal。最近、これらの状況下で、熱的に駆動される風力ソリューションは不安定であり、熱の不安定性のために非常に密集した塊を示すことさえあることが発見されました。これらの新しい風力ソリューションの観測結果を調査するために、Dannenetal。の1次元シミュレーションに基づいてラインプロファイルを計算します。単純な定常状態の風のソリューションからのラインプロファイルが、風のイオン化成層の反映である吸収イオンのイオン化エネルギー（IE）にどのように依存するかを示します。線の形状の多様性を整理するために、それらを4つのカテゴリにグループ化します。弱いガウス分布、拡張された青い翼がある場合とない場合の飽和した箱型プロファイル、および広い弱いプロファイルです。最後の2つのカテゴリのプロファイルを持つラインは、最速の領域をプローブする最高のIEを持つイオンによって生成されます。それらの最大の青方偏移は、定常状態と塊状バージョンの両方で、熱的に不安定なモデルの最高流速と一致します。対照的に、熱的に安定したモデルで最も高いIE線の最大青方偏移は、実際の溶液速度の半分未満になる可能性があります。塊状の溶液は、さらに、広く離れた速度で識別可能な吸収トラフを刻印することができます。
楕円銀河と銀河におけるAGN駆動流出の質量負荷について
| Title |
On_the_Mass_Loading_of_AGN-Driven_Outflows_in_Elliptical_Galaxies_and_Clusters |
| Authors |
Yu_Qiu_(1),_Brian_R._McNamara_(2,_3,_4),_Tamara_Bogdanovic_(5),_Kohei_Inayoshi_(1),_and_Luis_C._Ho_(1,_6)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Waterloo,_(3)_Waterloo_Center_for_Astrophysics,_University_of_Waterloo,_(4)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics,_(5)_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_School_of_Physics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(6)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06505 |
活動銀河核（AGN）によって駆動される流出は、超大質量ブラックホール（SMBH）を降着させて、それらのホスト銀河や銀河団と相互作用するための重要なチャネルです。ただし、銀河系周辺およびクラスター内の空間に浸透する高温プラズマの速度論的に分解されたデータがないため、流出の特性は十分に制約されていません。この作業では、単一のパラメーター、降着への流出質量負荷係数$m=\dot{M}_{\rmout}/\dot{M}_{\rmBH}$を使用して、SMBHとそのホスト間の相互作用を仲介する流出。M87とPerseusの両方をモデル化し、シミュレートされた熱プロファイルをこれら2つのシステムのX線観測と比較することにより、$m$を$200〜500$の間に制限できることを示します。このパラメータは、約1kpcで$4,000〜7,000\、{\rmkm\、s}^{-1}$のバルクフロー速度、および$10^{8.7}-10^{9}の熱流出温度に対応します。\、{\rmK}$。私たちの結果は、巨大な楕円銀河とクラスターの支配的な流出速度がSMBHのすぐ近くよりもはるかに遅いことを示しており、1kpc未満の長さスケールで周囲の媒体との効率的な結合と減速を示しています。その結果、AGNは、冷たく不明瞭な物質の測定によって以前に明らかにされたよりも$\sim10$倍の量の流出を開始するのに効率的である可能性があります。また、シミュレートされたクラスターで回転支持されたディスクを最終的に形成する低温ガスの質量と速度の分布を調べます。観測におけるそのようなディスクの希少性は、それが形成された後の冷たいガスの進化を理解するためにさらなる調査が必要であることを示しています。
銀河中心に向かう星間物質出典2MASSJ17470898-2829561
| Title |
The_Interstellar_Medium_toward_the_Galactic_Center_Source_2MASS_J17470898-2829561 |
| Authors |
T._R._Geballe,_Yvonne_Pendleton,_Jean_Chiar,_and_Alexander_G_.G._M.Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06514 |
SgrB分子雲の方向にある可能性のあるOH/IRスーパージャイアント2MASSJ17470898$-$2829561（2M1747）の、$2-5$$\mu$m波長間隔の重要な部分をカバーする注目すべき赤外線スペクトルについて説明および説明します。銀河の中央分子ゾーン（CMZ）内の複合体。この星は元々、CMZのH$_3^+$の線の分光法への適合性に基づいて検査のために選ばれました。スペクトルの分析は、2M1747がSgrB1内に深く埋め込まれており、A$_V$$\gtrsim$100等であり、現在赤外線スペクトルが取得されているSgrB内の唯一の星であり、それによって独自の赤外線プローブであることを示しています。CMZ内の高密度星間物質の。高い減光にもかかわらず、2M1747のスペクトルは、$K$バンドのベールに包まれた光球と、$M$バンドの星周ガスを明らかにし、その性質についての手がかりを与えています。その$3.5-4.0$$\mu$mスペクトルには、これまでに任意のオブジェクトに対して観測されたH$_3^+$の最も強い吸収線が含まれています。$4.5-4.8$$\mu$mスペクトルには、星間COの印象的に深くて広い吸収線があり、そのほとんどはSgrB1内の高密度ガスで発生します。$3-5$$\mu$mスペクトルには、高密度雲と拡散雲の両方に特徴的ないくつかの固体吸収機能も含まれており、これらの機能のいくつかの識別について疑問が生じます。星の性質、星の絶滅、CMZ内の塵の絶滅の法則、さまざまな固体の特徴の識別、およびこれらがこの複雑な視線に沿って生成される場所について説明します。
分子雲における宇宙線相互作用の観測的特徴
エネルギーのある荷電宇宙線（CR）の流入によって浸された分子雲の密集した、シールドされた塊/コア内のガスのイオン化と加熱を調査します。これらの分子雲は複雑な構造をしており、さまざまな長さスケールで物理的特性に大きなばらつきがあります。したがって、CRの伝播と分布は、それに応じて、特に雲を通り抜けて内部の密集した領域に入る磁場によって調整されます。$10^{-26}$ergcm$^{-3}$s$^{-1}$に達する特定の加熱速度は、銀河環境の密集した塊/コアで維持できることがわかりました。この速度は増加します。CRエネルギー密度で。IC5146で特定されたいくつかの星形成フィラメントのCRの伝播と加熱速度が計算され、これらの構造のCR拡散係数は、おそらく磁気である星光の光および近赤外偏光から推測される磁場変動から決定されます。フィールドトレーサー。私たちの計算によると、CRの浸透レベルが異なるため、CRの加熱は雲内の異なるフィラメント間でほぼ3桁異なる可能性があります。これらのフィラメント間のCRイオン化率は類似しています。CR加熱だけで維持できる平衡温度は、銀河環境では$1〜{\rmK}$のオーダーですが、この値は強い星形成環境では高くなるため、ジーンズの質量が増加します。分子雲。
500メートル球面電波望遠鏡による銀河系外HI21cm吸収線観測
| Title |
Extragalactic_HI_21-cm_absorption_line_observations_with_the_Five-hundred-meter_Aperture_Spherical_radio_Telescope |
| Authors |
Bo_Zhang,_Ming_Zhu,_Zhong-Zu_Wu,_Qing-Zheng_Yu,_Peng_Jiang,_You-Ling_Yue,_Meng-Lin_Huang,_Qiao-Li_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06573 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用した銀河系外HI21cm吸収線のパイロット研究を紹介します。アレシボレガシー高速アレシボLバンドフィードアレイ（ALFA）調査（ALFALFA）の40％データリリースで最初に特定されたHI吸収機能を備えた5つの連続光源を観測しました。これには、後にウェスターボーク合成電波望遠鏡（WSRT）によって検出された2つのシステムが含まれます。。私たちの観測のほとんどは、FAST試運転段階で実行され、最良のスペクトルを生成するために、さまざまな観測モードとデータ削減方法をテストしました。私たちの観察は、ALFALFAによってわずかに検出された2つのソースを含む、これらすべてのシステムにHI吸収線の存在を確認することに成功しました。HIプロファイルを1つまたは2つのガウス関数に適合させ、各ソースのHIカラム密度を計算しました。FASTによって得られたHI吸収プロファイルは、文献の既存のデータよりもはるかに高いスペクトル分解能と高いS/N比を示しており、HI吸収線の詳細な構造を明らかにする際のFASTの能力を示しています。私たちのパイロット観測とテストにより、FASTで行われた主要プロジェクトの1つであるFAST銀河系外HI調査のデータを使用して、HI吸収源を検索する戦略を開発することができました。パイロット観測で達成した感度レベルに基づいて、調査データで1,500を超える銀河系外HI吸収システムを検出できると予想しています。
IZw18の拡張された星雲HeII放出へのX線源の寄与について
星状HeII放出は、高エネルギー光子（E$\ge$54eV）の存在を意味します。HeIIイオン化の理解に多大な努力を払ったにもかかわらず、その起源は、特に金属欠損星形成（SF）銀河において、謎のままです。z〜0でHeIIを放出し、金属に乏しいスターバーストを展開すると、原始宇宙で発生する強力なイオン化プロセスへの洞察を得ることができます。ここでは、X線放射が単一の高質量X線によって支配されている非常に金属量の少ない銀河IZw18（Z〜3％Zsolar）のHeIIイオン化にX線源が及ぼす影響に関する新しい研究を紹介します。光線バイナリ（HMXB）。この研究では、光学面分光法、アーカイブハッブル宇宙望遠鏡観測、およびIZw18で公開されているすべてのX線データセットを使用します。IZw18HMXBの時間変動を初めて調査します。その放出は、数日から数十年までのタイムスケールで小さな変動を示しています。HMXBX線スペクトルに最適なモデルでは、観測されたIZw18のHeIIイオン化バジェットを再現できません。また、非常に低い金属量の大質量星のスペクトルとHMXBからの発光の両方を組み合わせた最近の光イオン化モデルも再現できません。また、IZw18HMXBとHeII発光ピークは、$\simeq$200pcの投影距離で空間的に変位していることがわかります。これらの結果は、IZw18の主要なHeIIイオン化モードとしてのX線光子の関連性を低下させます。これにより、HeIIイオン化の大部分の原因となるプロセスが不確実になります。これは、SF銀河のHeIIイオン化の主な原因としてX線連星を廃棄する最近の研究と一致しています。
4つの低質量分子流出源に向けた炭素鎖分子調査
| Title |
Carbon-chain_molecule_survey_toward_four_low-mass_molecular_outflow_sources |
| Authors |
C._Zhang,_Y._Wu,_X.-C._Liu,_Mengyao_Tang,_Di_Li,_Jarken_Esimbek_and_S.-L._Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06645 |
紫金山天文台（PMO）の13.7m望遠鏡と65を使用して、4つの低質量流出源、IRAS04181+2655（I04181）、HH211、L1524、およびL1598に対して炭素鎖分子（CCM）調査を実行しました。m上海天文台の天馬電波望遠鏡。次の炭化水素（C$_2$H、C$_4$H、c--C$_3$H$_2$）、HC$_{\rm2n+1}$N（n=1,2）を観察しました。、C$_{\rmn}$S（n=2,3）、およびSO、HNC、N$_2$H$^+$。炭化水素とHC$_3$Nは、C$_4$Hの限界検出とHC$_3$Nの非検出（J=2--1）を持っていたL1598を除いて、すべてのソースで検出されました。HC$_5$NとCCCSはI04181とL1524でのみ検出されましたが、SOはHH211でのみ検出されました。L1598はCCMの検出率が最も低く、一般にCCMソースが不足していると見なされています。N（HC$_3$N/N（N$_2$H$^+$））の比率は、低質量の星形成コアの進化とともに増加します。I04181とL1524は、炭素鎖が豊富な星形成コアであり、おそらく暖かい炭素鎖化学によって特徴付けられる可能性があります。I04181とL1524では、豊富なCCCSは、衝撃を受けた炭素鎖化学によって説明できます。HH211では、SOが豊富であることは、SOが昇華したS$^+$によって形成されていることを示唆しています。この調査では、HNC、C$_4$H、c--C$_3$H$_2$、およびHC$_3$NをPMOからのデータでマッピングしました。また、HNCとNH$_3$はそれぞれL1524SとL1524Nに集中していることがわかります。さらに、I04181SEとI04181Wの化学的違いについても説明します。線状炭化水素とシアノポリインの共進化は、I04181SEで見ることができます。
L1251のショックを受けた炭素鎖化学の影響を受けるクラウドコアの検索
| Title |
A_search_for_cloud_cores_affected_by_shocked_carbon_chain_chemistry_in_L1251 |
| Authors |
Xunchuan_Liu,_Y._Wu,_C._Zhang,_X._Chen,_L.-H._Lin,_S.-L._Qin,_T._Liu,_C._Henkel,_J._Wang,_H.-L._Liu,_J._Yuan,_L.-X._Yuan,_J._Li,_Z.-Q._Shen,_D._Li,_J._Esimbek,_K._Wang,_L.-X._Li,_Kee-Tae_Kim,_L._Zhu,_D._Madones,_N._Inostroza,_F.-Y._Meng,_Tianwei_Zhang,_K._Tatematsu,_Y._Xu,_B.-G._Ju,_A._Kraus,_F.-W._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06754 |
Kバンド（18〜26\、GHz）のエフェルスベルク望遠鏡を使用して、暗い雲L1251に向かってC$_3$Sの存在量がHC$_5$Nの存在量を超えるショックを受けた炭素鎖化学（SCCC）ソースを検索しました。L1251-1およびL1251-3は、最も有望なSCCCソースとして識別されます。2つの情報源には、若い恒星状天体があります。L1251の西側の尾であるL1251-Aに向けて、$\lambda$$\sim$3\、mmで、PMO13.7mとNRO45m望遠鏡をC$_2$H、N$_2のラインでマッピング観測を行いました。$H$^+$、CS、HCO$^+$、SO、HC$_3$N、C$^{18}$O、およびJCMTを使用したCO3-2-。スペクトルデータは、さらなる分析のためにスピッツァーとハーシェルの連続体マップを含むアーカイブデータと組み合わされました。F1からF6とラベル付けされたフィラメント状の下部構造がL1251で抽出され、F1はL1251-1をホストするL1251-Aに関連付けられています。HCO$^+$によって追跡された高密度ガスのピーク位置は、ダストの塊のピーク位置と比較してずれています。この地域では、一時的な流出が一般的です。F1のねじれた形態とL1251-Aに沿った速度分布は、恒星のフィードバックに起因している可能性があります。L1251-1のSCCCは、赤外線源IRS1から発生した流出活動によって引き起こされた可能性があります。進行中のSCCCの標識、L1251-1でのC$_3$SとC$_4$Hの幅の拡大、およびHC$_3$Nの分布も、この地域の流出活動に関連しています。L1251-1（IRS1）と以前に特定されたSCCCソースIRS3は、L1251-Aがショックを受けた炭素鎖化学を研究するための優れた領域であることを示しています。
細長い導電性粒子の光学的性質
| Title |
Optical_properties_of_elongated_conducting_grains |
| Authors |
X.M._Huang,_Qi_Li,_Aigen_Li,_J.H._Chen,_F.Z._Liu,_C.Y._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06774 |
炭素質コンドライトやイトカワ小惑星から持ち帰られたサンプルには、非常に細長い導電性のダスト粒子（金属の「針」または「ウィスカー」とも呼ばれます）が見られます。原始星星雲でのそれらの形成とそれに続く星間物質への注入は、実験的にも理論的にも実証されています。金属針は、約3〜8ミクロンの中赤外線星間減光から、宇宙マイクロ波背景放射を生成するための星の光の熱化に至るまで、さまざまな天体物理学的現象を説明するために提案されています。これらの提案を検証（または無効化）するには、金属針の光学系（吸収断面積の振幅および波長依存性など）に関する正確な知識が重要です。ここでは、離散双極子近似を利用して、さまざまなアスペクト比の鉄針の吸収断面積を計算します。これは、不規則または非球形の粒子の光学系を厳密に計算するための最も強力な手法です。私たちの計算は、金属針の光学特性を近似するためにしばしば取られるアンテナ理論とレイリー近似が実際には適用できないという以前の発見を支持しています。
光学的に選択されたタイプ2クエーサーのサンプルにおける大規模電波構造とガスの間の相互作用
| Title |
Interactions_between_the_large-scale_radio_structures_and_the_gas_in_a_sample_of_optically_selected_type_2_quasars |
| Authors |
Montserrat_Villar-Martin,_Bjorn_Emonts,_Antonio_Cabrera_Lavers,_Enrica_Bellocchi,_Almudena_Alonso_Herrero,_Andrew_Humphrey,_Bruno_Dall'Agnol_de_Oliveira_and_Thaisa_Storchi-Bergmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06805 |
非ラジオラウドクエーサーにおけるラジオモードフィードバックの役割は、その真の重要性を判断するために詳細に調査する必要があります。その影響は、無線構造と周囲のイオン化ガスとの間の相互作用の証拠に基づいて特定できます。FIRST無線検出を使用して、z<0.2で光学的に選択された13個のタイプ2クエーサー（QSO2）のサンプルでこれを調査します。ラジオの音量が大きいものはありません。すべてが複雑な光学形態を示し、合併/相互作用による数十kpcにわたる歪みの兆候が見られます。電波光度は11/13QSO2にAGN成分があります。そのうちの9つ（ジェット/ローブ/バブル/その他）で空間的に拡張されています。最大サイズは、数kpcから約500kpcの範囲です。無線ガス相互作用の証拠は10/13QSO2に存在します。つまり、確認済みのAGN無線コンポーネントを備えた1つを除くすべてです。相互作用は、核の細い線領域からAGNから数十kpcまで、さまざまな空間スケールで識別されます。大規模な低/中程度の電力の電波源は、電波が静かなQSO2に存在する可能性があります。これは、銀河の回転楕円体成分のスケールに関するフィードバックのソースを提供し、放射モードのフィードバックが支配的であると予想されるシステムの銀河周辺の媒体にも提供できます。
PSR B0950 +08シンチレーションの構造機能の再考
電波パルサーPSRB0950+08のシンチレーションの観測構造関数は、10年前に、インデックス$1\pm0.01$のべき乗則に適合しました。これは、コルモゴロフ乱流で予想される、一般的に観察される$5/3$のインデックスからの{\emかなりの偏差}として解釈されました。この論文では、観測はコルモゴロフ乱流と一致しており、{\em見かけの}偏差は、の平面で観測された横方向のスケールに{\em匹敵する}有効深度を持つ乱流領域によるものであることが示唆されています。パルサービームにまたがる空。あるいは、$1$の近似インデックスは、基礎となる圧縮乱流およびさらに{\it小さい}深さと一致します。最初の解釈では、深さは$（5.5\pm1.8）\times10^8cm$です。2つ目では、深さは$\lesssim4\times10^7cm$です。これらの推定値は、10年前に提案された、局所恒星間雲内の非常に薄いイオン化散乱スクリーンの存在を裏付けるものです。
（星）ダスト化学に対する金属の影響：実験室の天体物理学アプローチ
| Title |
Impact_of_metals_on_(star)dust_chemistry:_a_laboratory_astrophysics_approach |
| Authors |
R\'emi_B\'erard,_Kremena_Makasheva,_Karine_Demyk,_Aude_Simon,_Dianailys_Nu\~nez_Reyes,_Fabrizio_Mastrorocco,_Hassan_Sabbah_and_Christine_Joblin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06832 |
星屑形成に関与するメカニズムを探求するには、実験室での実験が不可欠です。重要な問題の1つは、スターダストの形成に関与する元素（C、H、O、Si）が豊富な環境で、金属がダストにどのように組み込まれるかです。この問題に実験的に取り組むために、環状有機ケイ素ダストの形成が観察される高周波コールドプラズマ反応器を使用しました。金属（銀）原子は、ダスト核形成段階でプラズマに注入され、ダストへの取り込みを研究しました。実験では、200nm以下のサイズの有機ケイ素ダストが成長する条件下で銀ナノ粒子（〜15nm）が形成されることが示されています。赤外分光法によって明らかにされたAgSiO結合の存在は、金属ナノ粒子と有機ケイ素ダストの間に接合部が存在することを示唆しています。アニーリング後でも、銀の大部分が金属ナノ粒子に含まれていることを強調して、ケイ酸銀の形成について結論を出すことはできませんでした。レーザー質量分析によって実行される分子分析は、大きな炭化水素や有機金属種を含むさまざまな分子につながる複雑な化学を示します。銀原子/イオンとアセチレンとの反応性も、レーザー気化源で研究されました。主要な有機金属種であるAgnC2Hm（n=1-3;m=0-2）が特定され、密度汎関数理論を使用してそれらの構造とエネルギーデータが計算されました。これにより、分子状のAg-CシードがAgクラスターの形成を促進するだけでなく、炭化水素の成長を触媒することを提案できます。記事全体を通して、開発された方法論を使用して、分子相とダスト相の両方での金属原子の取り込みを特徴付けることができる方法を示します。報告された方法論は、鉄などの天体物理学的に関心のある金属に関する将来の研究の土台を築くデモンストレーションです。
高赤方偏移の銀河における驚くほど冷たいガスディスクの起源について
| Title |
On_the_origin_of_surprisingly_cold_gas_discs_in_galaxies_at_high_redshift |
| Authors |
Michael_Kretschmer,_Avishai_Dekel,_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06882 |
赤方偏移$z\gtrsim3$での非常に「冷たい」銀河円盤の不可解な観測の兆候に対処します。これは、円盤が高度に摂動されると予想される時代です。高解像度の宇宙ズームインシミュレーションを使用して、このようなコールドディスクを$z\sim3.5$で識別し、回転速度と速度分散の比率は、全ガスに対して$v_\phi/\sigma_r\simeq5$です。それは、冷たい宇宙ウェブの流れを介した同一平面上の共回転ガスの激しい降着の期間の結果として形成されます。この薄い円盤は$\sim5$の公転周期の間存続し、その後、合併と逆回転する流れによって破壊されますが、この質量の銀河（$M_\star\sim10^{10}\mathrm{M_\odot}$）は通常、合併によるスピンフリップを$\sim2-3$の公転周期で生き残ります。$v_\phi/\sigma_r$は、運動学的分析の実行に使用されるトレーサーに非常に敏感であることがわかります。原子HIガスの場合は$v_\phi/\sigma_r\simeq3.5$ですが、分子COおよびH$_2$の場合は$v_\phi/\sigma_r\simeq8$です。これは、分子ガスがディスクの中央平面の近くにある冷たい高密度の雲に閉じ込められていることを反映していますが、原子ガスは乱流でより厚いディスクに広がっています。
静止状態にある中性子星LMXBEXO0748-676のUVおよびX線観測
| Title |
UV_and_X-ray_observations_of_the_neutron_star_LMXB_EXO_0748-676_in_its_quiescent_state |
| Authors |
A.S._Parikh,_N._Degenaar,_J.V._Hernandez_Santisteban,_R._Wijnands,_I._Psaradaki,_E._Costantini,_D._Modiano_and_J.M._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06278 |
低光度、特に<E34erg/sでの低質量X線連星（LMXB）の降着挙動はよく知られていません。これは、LMXBの降着過程を完全に理解し、降着加熱されたクラストを持つ中性子星をホストするシステムを使用できるかどうかを判断するために研究する重要な体制です。残留付着によって汚染されていない）。ここでは、地殻冷却源であるEXO0748-676が静止しているときに得られた紫外線（UV）およびX線データを調べます。私たちのハッブル宇宙望遠鏡の分光観測では、遠紫外線の連続発光は検出されませんが、1つの強い輝線であるCivが明らかになります。線は比較的幅が広く（>3500km/s）、パルサー風などの流出が原因である可能性があります。XMM-Newtonで得られたX線および近紫外線データのいくつかのエポックを研究することによって、2つの波長帯の放射が関連しているという明確な兆候は見つかりません。さらに、Lx/Luv>100の光度比は、静止状態で低レベルの降着を示す中性子星LMXBから観察されたものよりもはるかに高くなっています。まとめると、これは、EXO0748-676のUVおよびX線放射が異なる起源を持っている可能性があり、進行中の低レベル降着ではなく、中性子星の地殻冷却からの熱放射が観測された静止状態を支配している可能性があることを示唆しています。このLMXBのX線フラックスの進化。
チャンドラによって偶然に検出されたBo \ "otesフィールドの新しい遠方の巨大電波銀河
| Title |
A_new_distant_Giant_Radio_Galaxy_in_the_Bo\"otes_field_serendipitously_detected_by_Chandra |
| Authors |
Alberto_Masini,_Annalisa_Celotti,_Paola_Grandi,_Emily_Moravec,_Wendy_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06280 |
巨大電波銀河（GRG）は、宇宙で最大の単一構造です。拡張された無線形態を示し、それらの投影サイズは0.7Mpcから4.9Mpcまでの範囲です。LOFARは、GRGの発見と調査に関する新しいウィンドウを開きました。今日知られている数百にも関わらず、GRGの主な成長触媒についてはまだ議論が続いています。GRGの並外れたサイズの1つの自然な説明は、それらの老齢です。これに関連して、硬X線で選択されたGRGは、活動の再開の証拠を示しており、巨大な無線ローブは、もしあれば、ほとんど核源から切り離されています。この論文では、Bo\"otesフィールドでの遠方（$z=0.629$）の中X線選択GRGの偶然の発見を紹介します。高品質で深いチャンドラおよびLOFARデータにより、接続の堅牢な研究が可能になります。核と葉の間、これまでコード化マスク硬X線装置にアクセスできないより大きなレッドシフトで。この研究で提示されたGRGの電波形態は、再開された活動の証拠を示さず、核電波コアスペクトルは一方、新しいGRGのX線特性は、以前にSwift/BATおよびINTEGRALで低赤方偏移で研究されたものと完全に一致しています。特に、X線から測定されたボロメータの輝度は光線スペクトルは、ラジオローブから得られたものよりも6倍大きいが、大きな不確実性により、それらは$1\sigma$で形式的に一貫している。最後に、銀河の空間分布によって追跡されたGRG周辺の適度に密集した環境は最近の発見GRGの成長は、主に密度の低い環境によって引き起こされているのではないことを示しています。
Sgr A *およびM87 *のGRMHDモデルにおけるブラックホール光子リングの相対的な偏光解消
| Title |
Relative_depolarization_of_the_black_hole_photon_ring_in_GRMHD_models_of_Sgr_A*_and_M87* |
| Authors |
A._Jim\'enez-Rosales,_J._Dexter,_S.M._Ressler,_A._Tchekhovskoy,_M._Baub\"ock,_Y._Dallilar,_P._T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_S._von_Fellenberg,_F._Gao,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_T._Ott,_J._Stadler,_O._Straub,_F._Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06292 |
降着するブラックホールの一般相対論的磁気流体力学的シミュレーションを使用して、全強度画像からのピクセルあたりの直線偏光の適切な減算が光子リングの特徴を強化できることを示します。光子リングは通常、画像の他の部分よりも偏光が$\simeq2$少ない係数であることがわかります。これは、プラズマと一般相対論効果の組み合わせ、および磁気乱流によるものです。他に持続的に偏光解消された画像の特徴がない場合、時間の経過とともに差し引かれた残差を加算すると、フォトンリングの鮮明な画像が得られます。この方法がSgrA*およびM87*のサンプルの実行可能なGRMHDモデルでうまく機能することを示します。このモデルでは、光子球の特性の測定により、ブラックホールの質量とスピンの新しい測定値が提供され、「無毛」のテストが可能になる可能性があります。「一般相対性理論の定理。
潮汐破壊現象AT2019dsgからの通常の流出の電波観測
| Title |
Radio_Observations_of_an_Ordinary_Outflow_from_the_Tidal_Disruption_Event_AT2019dsg |
| Authors |
Y._Cendes,_K._D._Alexander,_E._Berger,_T._Eftekhari,_P._K._G._Williams,_R._Chornock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06299 |
超大型アレイ（VLA）とアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で得られた、潮汐破壊現象（TDE）AT2019dsgの詳細な電波観測を、破壊後55〜560ドルの期間にわたって提示します。電波放射のピーク輝度は約200日まで増加し、その後着実に減少し始めることがわかります。共同のVLA-ALMAスペクトルエネルギー分布によって決定されるシンクロトロン冷却の効果を含む標準的な等分配分析を使用すると、電波放射に電力を供給する流出は、速度$\約0.07c$でほぼ自由に膨張していることがわかります。その運動エネルギーは55日から200日まで約5倍に増加し、その後$\約5\times10^{48}$ergでプラトーになります。流出によってトレースされる周囲密度は、$\approx（1-4）\times10^{16}$cm（$\approx6300-25000$$R_s）のスケールで$\approxR^{-1.6}$として減少します。$）に続いて、$\約6\times10^{16}$cm（$\約37500$$R_s$）まで急降下します。コリメートされたジオメトリを考慮に入れると、穏やかな相対論的速度（$\Gamma=2$）に到達するには、流出には$\theta_j\upperx2^\circ$の開き角が必要であり、GRBの基準でも狭いことがわかります。ジェット;真に相対論的な流出には、非物理的に狭いジェットが必要です。AT2019dsgの流出速度と運動エネルギーは、以前の非相対論的TDEの典型であり、タイプIb/c超新星のものに匹敵し、高エネルギーニュートリノイベントとの関連性について疑問を投げかけています。
レッドバックパルサーPSRJ1048 +2339からのバイナリ内衝撃放出の証拠
| Title |
Evidence_of_intra-binary_shock_emission_from_the_redback_pulsar_PSR_J1048+2339 |
| Authors |
A._Miraval_Zanon,_P._D'Avanzo,_A._Ridolfi,_F._Coti_Zelati,_S._Campana,_C._Tiburzi,_D._de_Martino,_T._Mu\~noz_Darias,_C._G._Bassa,_L._Zampieri,_A._Possenti,_F._Ambrosino,_A._Papitto,_M._C._Baglio,_M._Burgay,_A._Burtovoi,_D._Michilli,_P._Ochner,_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06317 |
4.66ミリ秒のセアカゴケグモPSRJ1048+2339の同時多波長観測を提示します。非常に大きな望遠鏡（VLT）を使用して位相分解分光法を実行し、残留降着円盤またはバイナリ内衝撃放射の兆候を検索し、コンパニオン視線速度半振幅（$K_2$）を制約し、中性子星の質量を推定しました（$M_{\rmNS}$）。FORS2-VLT中間解像度スペクトルを使用して、コンパニオン速度$291<K_2<348$kms$^{-1}$およびバイナリ質量比$0.209<q<0.250$を測定しました。$K_2$と$q$の結果を組み合わせて、中性子星とその伴星の質量を$（1.0<M_{\rmNS}<1.6）{\rmsin}^{-3}i\に制限しました。それぞれM_{\odot}$と$（0.24<M_2<0.33）{\rmsin}^{-3}i\、M_{\odot}$です。ここで、$i$はシステムの傾きです。H$\alpha$輝線のドップラーマップは、コンパニオンスターの予想される位置にスポットの特徴を示し、内側のラグランジュ点に近い拡張された明るいスポットを示しています。この拡張放出は、パルサーの相対論的風とコンパニオンスターを離れる物質との間の相互作用から生じるバイナリ内衝撃の影響として解釈されます。二次星からの質量損失は、ロッシュローブのオーバーフロー、または強力なパルサー風によるその外層のアブレーションのいずれかが原因である可能性があります。対照的に、降着円盤の証拠は見つかりません。3つの異なる周波数（150MHz、336MHz、および1400MHz）でのSRTとLOFARの同時無線観測の結果について報告します。私たちの検索では、パルス無線信号は見つかりませんでした。これはおそらく、シンチレーションと、システムから放出された物質の存在の両方が原因であり、低周波数での無線信号の吸収を引き起こす可能性があります。最後に、アジアーゴ天体観測所の1.2mガリレオ望遠鏡に取り付けられたIFI+Iqueyeを使用して光脈動を検索する試みについて報告します。
星周相互作用と不思議なSN2018gepによる高速青色光学過渡現象
| Title |
Fast_Blue_Optical_Transients_due_to_Circumstellar_Interaction_and_the_Mysterious_SN_2018gep |
| Authors |
Shing-Chi_Leung_and_Jim_Fuller_and_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06548 |
SN2018gep（ZTF18abukavn）の発見は、巨大な星とその超新星（SNe）の後期進化の理解に挑戦しました。このSN（分光的にブロードラインタイプIcSNとして分類される）の光度の急速な上昇は、イジェクタが高密度の星周円盤（CSM）と相互作用し、$^{56}$Ni-などの追加のエネルギー源と相互作用することを示しています。遅い時間の光度曲線を説明するには、減衰が必要です。これらの特徴は、超新星以前の質量損失を伴う巨大な星の爆発を示唆しています。この作業では、SN2018gepのような急速に進化する天体物理学的過渡現象の物理的起源を調べます。波動による質量損失メカニズムと、それが前駆体の質量や堆積エネルギーなどのモデルパラメータにどのように依存するかを調査し、観測データを再現できる恒星の前駆体モデルを探します。イジェクタ質量$\sim\！のモデル2\、M_{\odot}$、爆発エネルギー$\sim\！10^{52}$erg、質量の星周媒体$\sim\！0.3\、M_{\odot}$および半径$\sim\！1000\、R_{\odot}$、および$^{56}$Niの質量$\sim\！0.3\、M_{\odot}$は、ボロメータの光度曲線によく適合します。また、相互作用を利用した光度曲線がこれらのパラメーターにどのように依存するか、および噴出速度が縮退を解消するのにどのように役立つかを調べます。波動による質量損失と脈動対不安定性を介した質量放出の両方が、SN2018gepで高密度のCSMを作成する可能性があることがわかりましたが、後者の可能性を支持します。
はくちょう座の繭における超高1エネルギー宇宙線の加速のHAWC観測
| Title |
HAWC_observations_of_the_acceleration_of_very-high-1energy_cosmic_rays_in_the_Cygnus_Cocoon |
| Authors |
A.U._Abeysekara,_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Velazquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_R._Blandford,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistran,_A._Carraminana,_S._Casanova,_U._Cotti,_S._Coutino_de_Leon,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._Diaz-Velez,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_K._Fang,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galvan-Gamez,_D._Garcia,_J.A._Garc{\i}a-Gonzalez,_F._Garfias,_G._Giacinti,_M.M._Gonzalez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_J._Hinton,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._Huntemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_D._Kieda,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Leon_Vargas,_J.T._Linnemann,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06820 |
数PeVまでのエネルギーを持つ宇宙線は天の川の中で加速されることが知られています。伝統的に、超新星残骸が超高エネルギー宇宙線の主な発生源であると推定されてきましたが、理論的には陽子をPeVエネルギーに到達させることは困難であり、観測的には、上記のエネルギーを持つハドロンの発生源として残骸を支持する証拠はありません。数十TeV。これらのエネルギーを持つ陽子の可能な源の1つは、銀河中心領域です。ここでは、OB2の巨大な星形成の領域を取り巻くスーパーバブルである「はくちょう座繭」から来る1-100TeVのガンマ線の観測を報告します。これらのガンマ線は、囲まれた星形成領域であるはくちょう座OB2に由来する10〜1000TeVの新たに加速されたCRによって生成される可能性があります。これまで、そのような領域が粒子をこれらのエネルギーに加速できることは知られていませんでした。測定されたフラックスは、ハドロン相互作用によって発生した可能性があります。コクーンのスペクトル形状と放出プロファイルはGeVからTeVエネルギーに変化し、スーパーバブル内の宇宙粒子の輸送と歴史的活動を明らかにします。
ガウス過程を使用したMrk335の多波長変動のモデリング
| Title |
Modelling_the_Multiwavelength_Variability_of_Mrk_335_using_Gaussian_Processes |
| Authors |
Ryan-Rhys_Griffiths,_Jiachen_Jiang,_Douglas_J._K._Buisson,_Dan_R._Wilkins,_Luigi_C._Gallo,_Adam_Ingram,_Alpha_A._Lee,_Dirk_Grupe,_Erin_Kara,_Michael_L._Parker,_William_Alston,_Anthony_Bourached,_George_Cann,_Andrew_Young,_Stefanie_Komossa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06838 |
大部分のAGNの光学的およびUV変動は、中央のブラックホール近くのよりコンパクトな領域からの急速に変化するX線放射の再処理に関連している可能性があります。このような再処理モデルは、光の移動時間の違いによるX線と光/UV放射の間の遅れによって特徴付けられます。しかし、観測的には、光源の可視性や望遠鏡の時間の制限などの要因によって導入された光度曲線のギャップのために、このようなラグの特徴を検出することは困難でした。この作業では、ガウス過程回帰を使用して、細い線のセイファート1銀河Mrk335のSwiftX線およびUV光度曲線のギャップを補間します。5つの一般的に使用される分析ガウス過程カーネルのシミュレーション研究では、次のように結論付けています。Matern1/2および有理二次カーネルは、Mrk335のX線およびUVW2バンドに対して最も明確に指定されたモデルを生成します。ガウス過程光度曲線の構造関数を分析すると、ブレークポイントがUVW2バンドで125日。X線バンドでは、ガウス過程の光度曲線の構造関数は、有理二次カーネルの場合のべき乗則と一致しますが、66日でブレークポイントを持つべき乗則はMatern1/2カーネルから取得されます。その後の相互相関分析は以前の研究と一致しており、さらに、ラグの重要性がガウスの選択に依存するラグ周波数スペクトルで最大30日の幅広いX線-UVラグ機能の暫定的な証拠を示していますプロセスカーネル。
地球外の高コントラストイメージングのためのセグメント化された望遠鏡コフェージングの分析的許容度
| Title |
Analytical_tolerancing_of_segmented_telescope_co-phasing_for_exo-Earth_high-contrast_imaging |
| Authors |
Iva_Laginja,_Remi_Soummer,_Laurent_M._Mugnier,_Laurent_Pueyo,_Jean-Francois_Sauvage,_Lucie_Leboulleux,_Laura_Coyle,_J._Scott_Knight |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06288 |
この論文は、宇宙でセグメント化された望遠鏡を使用してかすかな太陽系外惑星の検出を可能にするために、セグメントレベルの波面誤差許容値を計算するための分析方法を紹介します。この研究は、セグメント化された望遠鏡コロナグラフの空間的に無相関のセグメント位相エラーの完全な処理を提供します。これは、これまでアドホックモンテカルロシミュレーションを使用してのみアプローチされてきました。すべてのセグメントの波面許容誤差をグローバルに記述する代わりに、この方法では空間的に依存する要件が生成されます。コロナグラフの暗い穴の統計的平均コントラストを、主鏡上の個々のセグメントの波面誤差の標準偏差に関連付けます。セグメントレベルの公差に関するこの統計的フレームワークは、空間からのセグメント化望遠鏡イメージング（PASTIS）のペアベースの分析モデルを拡張します。これは、光伝搬の行列乗算に独自に基づいています。コロナグラフを介したE2E光伝搬のモンテカルロシミュレーションで分析結果を確認します。大型紫外線光学赤外線（LUVOIR）望遠鏡のアポダイズ瞳孔リオコロナグラフ設計の結果を以前の研究と比較すると、一般的な合意が示されていますが、セグメントの重要なサブセットの要件が緩和されています。これらの要件マップは、特定の望遠鏡の形状とコロナグラフの設計に固有のものです。私たちが計算する空間的に無相関のセグメント許容値は、完全なエラーバジェットの重要な要素であり、相関セグメントの寄与に対する割り当ても含める必要があります。非対角収差共分散行列の統計的平均コントラストとその分散を導出することにより、PASTIS形式を空間的に相関するケースに拡張する方法について説明します。したがって、PASTIS許容フレームワークは、将来のセグメント化された宇宙天文台のグローバル許容に必要な新しい機能をもたらします。
畳み込みニューラルネットワークを用いた補償光学システムの閉ループ予測制御
| Title |
Closed_Loop_Predictive_Control_of_Adaptive_Optics_Systems_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Robin_Swanson,_Masen_Lamb,_Carlos_Correia,_Suresh_Sivanandam,_Kiriakos_Kutulakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06327 |
予測波面制御は、補償光学（AO）の重要かつ急速に発展している分野です。将来の波面効果を予測することにより、波面補正の測定、計算、および適用によって引き起こされる固有のAOシステムのサーボラグを大幅に軽減できます。この遅れは、ストレルやコントラストの低下など、最終的に提供される科学画像に影響を与える可能性があり、かすかなガイドスターを確実に使用する能力を阻害します。ここでは、敵対者の事前情報に基づいて予測制御のためにディープニューラルネットワークをトレーニングするための新しい方法を要約します。以前に生成されたデータに基づいて、または開ループシステムの結果を示した文献の以前の方法とは異なり、閉ループでシミュレートされたネットワークのパフォーマンスを示します。私たちのモデルは、サーボラグによって引き起こされる影響を減らし、自然なガイドスターで信頼性の高い制御のかすかな終わりを押し上げることができ、8メートルの望遠鏡で16等のガイドスターのKバンドStrehlのパフォーマンスを従来の方法と比較して55％以上改善します。さらに、LSTMベースのアプローチは、サーボラグエラーが最も顕著である高コントラストのシナリオに適している可能性がある一方で、従来のフィードフォワードモデルは高ノイズのシナリオに適していることを示します。最後に、システムをリアルタイムおよび天体望遠鏡システムに実装するための将来の戦略について説明します。
天文化学タグ付けのための解きほぐされた表現学習
現代の天文調査では、何百万もの星のスペクトルデータが観測されています。これらのスペクトルには、Galaxyの形成と化学物質の濃縮履歴を追跡するために使用できる化学情報が含まれています。ただし、スペクトルから情報を抽出し、正確で正確な化学物質の存在量を測定することは困難です。ここでは、恒星スペクトルの変動の化学的要因を他のパラメーター（つまり、\teff、\logg、\feh）の化学的要因から分離するためのデータ駆動型の方法を紹介します。これにより、これらのパラメータを削除して、各星のスペクトル射影を作成できます。これは、元素の存在量自体に関するabinitioの知識がなくても実行できるため、合成恒星スペクトルに依存するモデリングに関連する不確実性と体系性を回避できます。変動の既知の非化学的要因を取り除くために、解きほぐされたスペクトル表現を学習するニューラルネットワークアーキテクチャを開発および実装します。合成APOGEEのようなデータセットで解きほぐされたスペクトルを使用して、化学的に同一の星の回復をシミュレートします。この回復は信号対雑音比の関数として低下するが、ニューラルネットワークアーキテクチャはより単純なモデリングの選択よりも優れていることを示します。私たちの仕事は、データ駆動型の存在量のない化学タグ付けの実現可能性を示しています。
機械学習を使用したDRIFT-IId指向性暗黒物質実験の感度の向上
| Title |
Improved_Sensitivity_of_the_DRIFT-IId_Directional_Dark_Matter_Experiment_using_Machine_Learning |
| Authors |
J.B.R._Battat,_C._Eldridge,_A.C._Ezeribe,_O.P._Gaunt,_J.-L._Gauvreau,_R.R._Marcelo_Gregorio,_E.K.K._Habich,_K.E._Hall,_J.L._Harton,_I._Ingabire,_R._Lafler,_D._Loomba,_W.A._Lynch,_S.M._Paling,_A.Y._Pan,_A._Scarff,_F.G._Schuckman_II,_D.P._Snowden-Ifft,_N.J.C._Spooner,_C._Toth_and_A.A._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06702 |
ランダムフォレスト分類器と呼ばれる機械学習アルゴリズムを使用して、DRIFT-IId指向性暗黒物質検出器の新しいタイプの分析を示します。分析では、ハードカットを適用するだけでなく、一連の選択パラメーターに基づいてイベントをシグナルまたはバックグラウンドとしてラベル付けします。分析効率は、高エネルギーでの以前の結果に匹敵することが示されていますが、低エネルギーでの効率が向上しています。これにより、15GeVc$^{-2}$のWIMP質量を1桁下回る感度が向上し、9GeVc$^{-2}$のWIMP質量に達する感度限界が得られます。は、方向に敏感な暗黒物質検出器としては初めてです。
超伝導単一光子検出器におけるフォノントラッピングの強化されたエネルギー分解能
| Title |
Phonon-trapping_enhanced_energy_resolution_in_superconducting_single_photon_detectors |
| Authors |
Pieter_J._de_Visser,_Steven_A._H._de_Rooij,_Vignesh_Murugesan,_David_J._Thoen,_Jochem_J._A._Baselmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06723 |
各光子のエネルギーを分解するノイズのない光子計数検出器は、天文学、生物物理学、量子光学を根本的に変える可能性があります。超伝導検出器は、励起エネルギーが低いため、可視波長$R=E/\deltaE\upperx100$で固有の分解能を約束します。超伝導エネルギー分解マイクロ波キネティックコンダクタンス検出器（MKID）を研究します。これは、より大きなカメラに特に有望です。超伝導体に吸収された可視/近赤外光子は、電子-フォノン相互作用のいくつかの段階を通じて数千の準粒子を生成します。ここでは、可視から近赤外の波長でのMKIDの分解能が、このプロセス中のホットフォノンの損失によって制限されることを実験的に示します。アルミニウムベースの検出器の分解能を、波長が$1545〜402$nmの4つのレーザーを使用して、光子エネルギーの関数として測定します。厚いSiN/Siおよびサファイア基板上の検出器の場合、分解能はそれぞれの波長で$10〜21$に制限されており、ホットフォノンの損失と一致しています。検出器の敏感な部分を110nmの厚さのSiNメンブレンに吊るすと、測定された分解能はそれぞれ19〜52ドルに向上します。この改善は、膜上でのフォノントラップが$8\pm2$強いことに相当します。これは、これらのホットフォノンの幾何学的フォノン伝搬モデルと一致しています。フォノン工学によるファノ限界へのルートについて議論します。
コンパニオンのHe爆発によって引き起こされた大規模なハイブリッドHeCO白色矮星の熱核爆発
| Title |
Thermonuclear_explosion_of_a_massive_hybrid_HeCO_white-dwarf_triggered_by_a_He-detonation_on_a_companion |
| Authors |
Ruediger_Pakmor,_Yossef_Zenati,_Hagai_B._Perets,_Silvia_Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06277 |
通常のIa型超新星（SNe）は、大規模な（$>0.8$M$_\odot$）炭素-酸素白色矮星（WD）の熱核爆発から生じると考えられていますが、正確なメカニズムについては議論されています。一部のモデルでは、コンパニオンから炭素-酸素（CO）WDへのヘリウムの降着が、降着したヘリウムシェルの爆発を動的にトリガーすることが提案されました。ヘリウム爆発は、CO-WDのコアの近くでそれ自体に収束した後、二次炭素爆発を引き起こし、エネルギー爆発を引き起こす衝撃を生成します。ただし、そのようなシナリオのほとんどの研究は1次元または2次元で行われており、および/または降着とHeドナーの自己無撞着モデルを考慮していませんでした。ここでは、詳細な3Dシミュレーションを使用して、Heリッチハイブリッド$0.69\、\mathrm{M_\odot}$HeCOWDとより大規模な$0.8\、\mathrm{M_\odot}$CO〜WDの相互作用を研究します。ハイブリッドWDからCO〜WDへの降着がヘリウム爆発を引き起こすことがわかります。ただし、ヘリウム爆発はCO〜WDでの炭素爆発を引き起こしません。代わりに、ヘリウム爆轟が降着ストリームを介して燃焼し、ドナーハイブリッドHeCO-WDのヘリウムシェルも燃焼します。次に、その巨大なヘリウム殻の爆発がそのCOコアを圧縮し、その爆発と完全な破壊を引き起こします。爆発は、ヴェラルービンの調査で観察できる可能性のある、かすかな、おそらく非常に赤くなった過渡現象を引き起こし、加熱されたものの高速（$\sim1000\、\mathrm{kms^{-1}}$）放出を引き起こします。生き残ったCO〜WDコンパニオン。恒星進化の不確実性を待って、私たちはそのような過渡現象の速度がタイプIaSNeの速度の最大$\sim10\％$であると推定します。
共生星ZZCMi：夜間変動と示唆された爆発性
| Title |
The_symbiotic_binary_ZZ_CMi:_intranight_variability_and_suggested_outbursting_nature |
| Authors |
R._K._Zamanov,_K._A._Stoyanov,_A._Kostov,_A._Kurtenkov,_G._Nikolov,_G._Latev,_M._F._Bode,_J._Marti,_P._L._Luque-Escamilla,_N._Tomov,_Y._M._Nikolov,_S._S._Boeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06625 |
共生星ZZCMiの測光およびスペクトル観測を提示します。夜間の変動（Uバンドのちらつきと滑らかな変動）を検出します。ちらつきの振幅はUバンドで約0.10〜0.20等です。Bバンドでは、変動が小さく、振幅は0.03等未満です。また、H-アルファおよびH-ベータ輝線の変動を検出し、約120〜150km/sの速度での流出の兆候を見つけます。結果は、ZZCMiが、再発する新星とジェットを放出する共生星に似た白色矮星を持つM4-M6IIIクールコンポーネントを含む降着動力共生星であることを示しています。
個別に研究された700個のおおぐま座W星の統計
ロシュモデルを用いた光度曲線合成によって導出された、おおぐま座W星の恒星と軌道パラメータの最大の書誌的編集の統計的研究を提示します。この編集には、450を超える個別の出版物から個別に調査された700近くのオブジェクトが含まれています。このサンプルのほぼ70％は、過去10年間に観測された、以前の統計研究では考慮されていなかった星で構成されています。カタログ化された星の年齢を推定し、それらの周期の分布、質量比、温度、およびその他の量をモデル化し、CRTS、LAMOST、およびガイアのアーカイブからのデータと比較します。サンプルのごく一部だけが視線速度曲線を持っているので、全体的および部分的に日食するシステムでの光度質量比の信頼性を調べ、光度質量比を持つ完全に日食するWUMa星は、分光質量を持つものと同じパラメーター分布を持つことがわかります。比率。信頼できるパラメータを持つ星のほとんどは、質量比が0.5未満で、公転周期が0。5日より短いです。周期が長く、温度が7000Kを超える星は外れ値として目立ち、WUMaバイナリとしてラベル付けしないでください。収集されたデータは、https：//wumacat.aob.rsでオンラインデータベースとして利用できます。
パラティーニf（R）重力における褐色矮星の冷却過程
二次パラティーニf（R）重力における褐色矮星の進化の分析モデルを提示します。褐色矮星を特徴付ける部分的に縮退した状態のより現実的な記述を採用することにより、以前の研究を改善します。さらに、褐色矮星の内部とその光球の間の水素金属-分子相転移を考慮に入れます。このような改良されたモデルのために、亜恒星天体の冷却プロセスを修正します。
磁気単極子は理論的に長い間予測されており、私たちの宇宙に安定した物体として存在する可能性があります。それらが銀河の中を動き回るとき、磁気単極子は星や惑星のような天体物理学の物体によって捕らえられる可能性があります。ここでは、地球の磁場の単極子モーメントを検出することにより、磁気単極子を検索するための新しい方法を提供します。スウォーム衛星によって取得された6年以上の公的な地磁気データを使用して、ガウスの法則を適用して、地球内部の総磁気電荷に比例する総磁束を測定します。衛星の高度の経年変化を説明するために、高度を再スケーリングした磁束を定義して、支配的な磁気双極子の寄与を減らします。測定された磁束は、単極子モーメント項を含まない既存の磁場モデルと一致しています。したがって、磁気単極子からの地球表面の磁場強度の上限を$|B_{\rmm}|に設定しました。<0.13$nT、95％信頼水準。これは、地球の磁場強度の$2\times10^{-6}$未満です。これは、大きな磁気電荷を持つ磁気ブラックホールを含む、磁気的に帯電した物体の存在量を制限します。
特異超曲面全体のバルク運動方程式を積分することにより、高階微分項を持つ重力理論の適切なダルモア-イスラエル接合条件を導出する一般的な方法を提示します。高階微分理論では、場の方程式にディラックのデルタ分布よりも特異な項を含めることができます。それらを適切に処理するために、デルタ関数を一連の古典関数の極限として表すことに基づいて正則化手順を定式化します。この手順では、フィールド方程式がデルタ分布である特異ソースと互換性があるように、外因性曲率に適切な制約を課します。私たちのアプローチの明確な例として、二次重力、$\mathcal{F}（R）$理論、弦理論における4D低エネルギー有効作用、およびオイラーである作用項の一般化された接合条件を取得する方法を詳細に示します。密度。私たちの結果は斬新であり、以前に主張された結果の精度を$\mathcal{F}（R）$理論と二次重力で洗練します。特に、二次重力の結合定数がガウス・ボネの場合の結合定数である場合、接合条件は、作用の表面項の境界変化によって独立して得られる後者の既知の条件に減少します。最後に、薄いシェルのワームホールと恒星モデルへのいくつかのアプリケーションについて簡単に説明します。
この論文では、Carath\'{e}臭気公理仮説からの回転BTZブラックホールの熱力学のいくつかの興味深い特徴を分析します。そのために、適切なパフィアン形式を利用します。次に、許可された断熱変換は、対応するコーシー問題を解くことによって取得され、それに応じて研究されます。さらに、ブラックホールの熱力学の第2法則と第3法則に関して、私たちのアプローチの意味について説明します。特に、2つの極値ブラックホールの併合が詳細に研究されています。
3次元弾性WIMP-原子核散乱イベントのモンテカルロ散乱ごとのシミュレーション
この論文では、将来の指向性直接暗黒物質検出実験によって提供される3次元情報を使用するためのデータ分析手順の開発に関する研究の第3ステップの最初の部分として、ダブルモンテカルロ「散乱による」を提示します。3次元弾性WIMP-核散乱プロセスの「散乱」シミュレーション。これにより、各入射ハローWIMPの3D速度情報（大きさ、方向、および入射/散乱時間）、反跳方向、および異なる天体座標系で散乱された標的核の反跳エネルギー。読者の参考のために、さまざまなWIMP質量と、機能するすべての地下実験室で頻繁に使用されるいくつかのターゲット核を使用した（アニメーション）シミュレーションプロットを、オンライン（インタラクティブ）デモンストレーションWebページ（http://www.tir.tw/phys）で見つけてダウンロードできます。/hep/dm/amidas-2d/）。
方向性暗黒物質検出実験のためのWIMP散乱ターゲット核の角度反跳エネルギー分布のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_Angular_Recoil-Energy_Distribution_of_WIMP-Scattered_Target_Nuclei_for_Directional_Dark_Matter_Detection_Experiments |
| Authors |
Chung-Lin_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06486 |
本論文では、今後、指向性直接暗黒物質検出実験により提供される3次元情報を利用するためのデータ解析手法の開発に関する研究の第3ステップの第2部として、反跳方向（フラックス）の角度分布を調査する。異なる天体座標系で観測されたモンテカルロでシミュレートされたWIMP散乱ターゲット核の反跳エネルギー。角度反跳方向/エネルギー分布の「異方性」と「方向性」（「年間」変調）が示されます。また、ターゲット核と入射ハローWIMPの質量への依存性についても説明します。読者の参考のために、このペーパー（およびその他）に示されているすべてのシミュレーションプロットは、オンライン（インタラクティブ）デモンストレーションWebページ（http://www.tir.tw/phys/hep/dm/amidas-）の「アニメーション」で見つけることができます。2d/）。
地下重力波観測所に対する雷撃の影響
| Title |
Effects_of_lightning_strokes_for_underground_gravitational_wave_observatories |
| Authors |
T._Washimi,_T._Yokozawa,_M._Nakano,_T._Tanaka,_K._Kaihotsu,_Y._Mori,_T._Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06516 |
地上ベースの重力波（GW）検出器の場合、大気中の落雷は環境ノイズ源の1つです。一部のGW検出器は地下施設で構築または計画されており、雷のストロークがそれらにどのように影響するかについての知識に関心があります。本論文では、KAGRAの雷検知システムを紹介し、KAGRAトンネルの内外で測定された磁場の特性を示した。KAGRAメイン干渉計のGWチャネルでの1つの雷誘発イベントも展示されています。最後に、GW実験での雷イベントの可能なアプリケーションについて説明します。
コンパクトなバイナリの重力波インスピレーションの大部分は、特定の参照保存システムの軌道間のゆっくりとした断熱ドリフトとして理解できます。多くの場合、この保存システムの位相空間は滑らかであり、位相空間に「位相遷移」はありません。つまり、吸気中に軌道運動の特性に突然の質的な変化はありません。ただし、この章では、この仮定が失敗し、非線形および/または非滑らかな遷移が発生する場合について説明します。摂動下の可積分保存システムでは、トポロジカル遷移が突然共鳴で現れ、インスピレーションモデルでそのような領域を通過する方法をスケッチします。この章の開発の多くは一般的なインスピレーションに適用されますが、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）として知られる特定のシナリオに焦点を当てます。EMRIは、超大質量ブラックホールにインスピレーションを与えるコンパクトな恒星質量オブジェクトで構成されています。主要な順序では、参照保存システムは、超大質量ブラックホールの場での測地線運動であり、ドリフトの速度は放射反応によって与えられます。アインシュタイン重力では、超大質量ブラックホール場は、測地運動が可積分であるカー時空です。ただし、運動方程式はさまざまな方法で摂動される可能性があるため、単純な物理的動機付けの例で示すように、位相空間とインスピレーションに長時間の共鳴とカオスが現れます。
弦理論における超放射
| Title |
Superradiance_in_String_Theory |
| Authors |
Viraf_M._Mehta,_Mehmet_Demirtas,_Cody_Long,_David_J._E._Marsh,_Liam_McAllister,_Matthew_J._Stott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06812 |
タイプIIB弦理論のコンパクト化におけるアクシオン質量と相互作用の統計の広範な分析を実行し、ブラックホール超放射がカラビ・ヤウモジュライ空間のいくつかの領域を除外することを示します。宇宙論モデルに関係なく、アクシオンの自己相互作用が凝縮体の形成を妨害するほど大きくない限り、質量が超放射バンドに入るアクシオンの理論は、天体物理学のブラックホールの測定された特性によって調べることができます。$1\leqh^{1,1}\leq491$の閉じた弦アクシオンを使用して、カラビ・ヤウ超表面上のコンパクト化の大規模なアンサンブルを研究し、質量と自己相互作用の超放射条件が満たされているかどうかを判断します。アクシオンの質量スペクトルは、寄与しているインスタントンについての穏やかな仮定のために、主にK\"ahlerパラメーターによって決定され、$h^{1,1}\gg1$の場合はほぼ普遍的な形式を取ります。K\"ahlerの場合モジュライは引き伸ばされたカーラーコーンの先端で取得され、除外されたジオメトリの割合は最初は$h^{1,1}$で増加し、$h^{1,1で最大$\約0.5$になります。}\approx160$、その後、より大きな$h^{1,1}$になります。K\"ahlerコーンのさらに内側では、超放射の制約ははるかに弱いですが、$h^{1,1}\gg100の場合$減衰定数は非常に小さいため、標準モデルの実現によっては、これらのジオメトリが天体物理学的境界と緊張関係にある可能性があります。
IceCubeおよび他のニュートリノ検出器からの放射シーソーモデルに対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_radiative_seesaw_models_from_IceCube_and_other_neutrino_detectors |
| Authors |
T._de_Boer,_R._Busse,_A._Kappes,_M._Klasen,_S._Zeinstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06881 |
暗黒物質（DM）の散乱とそれに続く太陽での捕獲は、局所的な遺物密度を高める可能性があり、原則としてニュートリノ望遠鏡で検出可能なDM消滅からのニュートリノフラックスの強化につながります。スカラー三重項と一重項-二重項フェルミオンDM候補の両方を含む放射シーソーモデルに期待されるイベント率を計算します。スカラーDMの場合、原子核にスピン依存散乱がないため、太陽での捕獲率が低くなります。これは、86個のストリングを備えた現在のIceCube構成で1年に1回未満のイベント率に反映されます。一重項-二重項フェルミオンDMの場合、スピンに依存しない散乱プロセスの隣にスピンに依存する散乱プロセスがあります。これにより、イベントレートが大幅に向上し、PICO-60によって課せられる直接検出限界に対して間接検出の競争力が高まります。両方の散乱プロセス間の相関関係により、XENON1Tによって設定されたスピンに依存しない断面積の制限は、IceCubeでプローブできるパラメーター空間の一部も除外します。太陽と銀河中心からANTARES、IceCube、スーパーカミオカンデによって以前に取得された制限ははるかに弱いことが示されています。
