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Thu 11 Mar 21 19:00:00 GMT -- Fri 12 Mar 21 19:00:00 GMT

標準プローブとして機能するクエーサーの複数の測定:モデルに依存しないキャリブレーションダークエネルギー状態方程式の探索

Title Multiple_measurements_of_quasars_acting_as_standard_probes:_model_independent_calibration_and_exploring_the_Dark_Energy_Equation_of_States
Authors Xiaogang_Zheng,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada,_Xiaolei_Li,_Tonghua_Liu,_Yuting_Liu
URL https://arxiv.org/abs/2103.07139
最近、2つのクラスのクエーサーサンプルが特定されました。これらは、より高い赤方偏移にまで及ぶ新しい宇宙論的プローブとして有望です。最初のサンプルは、クエーサーの紫外線とX線の光度の間の非線形関係を使用して光度距離を導き出しますが、2番目のサンプルのコンパクトなラジオクエーサーの線形サイズは、標準化された定規として機能し、角径距離を提供します。この研究では、平らな宇宙を仮定して、高赤方偏移クエーサーの複数の測定値のキャリブレーションを更新しました(最新のハッブルパラメーターデータを使用した宇宙論モデルに依存しない方法のフレームワークで)。さらに、宇宙の状態方程式($w$)を特徴付ける4つのモデルに制約を課しました。得られた結果は次のことを示しています。1)2つのクエーサーサンプルは、はるかに高い赤方偏移で有望な補完プローブを提供できますが、コンパクトな電波クエーサーは、現在の観測レベルで紫外線およびX線クエーサーよりも優れた性能を発揮します。2)宇宙状態方程式($w$)とハッブル定数($H_0$)の間の強い縮退が明らかになり、強くレンズ化されたクエーサーの時間遅延測定から$H_0$を独立して決定することの重要性が浮き彫りになります。3)バリオン音響振動距離測定などの他の標準定規プローブとともに、結合されたQSO+BAO測定は、一定の状態方程式$w=-1$で標準の$\Lambda$CDMモデルと一致します。4)宇宙論的モデルをランク付けすると、多項式のパラメーター化は4つの宇宙状態方程式モデルの中でかなりよく適合しますが、Jassal-Bagla-Padmanabhan(JBP)のパラメーター化は、赤池情報量基準とベイズ情報量基準によって実質的にペナルティが課せられます。基準。

宇宙成長を伴う一般化された対数モデルのテスト

Title Testing_generalized_logotropic_models_with_cosmic_growth
Authors Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino,_Francesco_Pace
URL https://arxiv.org/abs/2103.07252
対数向性暗黒エネルギーモデルの4つの類型の動的および観測的特徴を確認し、暗黒エネルギーと暗黒物質を統合する単一の流体によって燃料を供給される\emph{熱力学的宇宙速度の向上}をもたらします。最初に、Gr\"uneisenパラメーター$\gamma_{\rmG}$が自由に変化し、次に特別な値$\gamma_{\rmG}=\tfrac{5}に固定される2つの主要なAnton-Schmidt流体を示します。{6}$。また、$\gamma_{\rmG}=-\frac{1}{6}$に対応する純粋な対数向性モデルを調査します。最後に、一般化された対数向性流体として機能する新しい対数指向性パラダイムを提案します。、暗黒物質とバリオンの役割を分割します。対数異方性パラダイムが摂動に欠点を示し、摂動を不安定にする負の断熱音速を示す可能性があることを示します。$\gamma_{\rmG}を使用したAnton-Schmidtモデル=\frac{5}{6}$は除外されますが、一般化された対数異方性流体が最適であるように見えますが、$\Lambda$CDMモデルよりも弱く嫌われています。実験的な適合により、低レッドシフトドメインと高レッドシフトドメインを組み合わせます。モンテカルロマルコフチェーン手順に基づいて、超新星Iaカタログ、ハッブル測定、および$\sigma_8$データポイントを考慮に入れています。4つのモデルの統計的有意性を推測するために、2つのモデル選択基準を検討します。Gr\"uneisenパラメーターを自由に変更および/または$\gamma_{\rmG}=-\frac{1}{6}$に固定して、Anton-Schmidt流体を処理することには統計的な利点があると結論付けます。対数向性流体は、音速が正になり、他の場所の摂動で不安定になるまで、他のモデルよりも統計的に有利な適切な結果を示します。$\Lambda$CDMパラダイムは、あらゆる種類の対数向性および一般化対数向性モデルよりも統計的に優れていることを強調します。Chevallier-Polarski-Linderパラメーター化は、対数トロピックシナリオと統計的に比較できます。

21 cm信号の急速な開始は、暗黒物質粒子の好ましい質量範囲を示唆しています

Title Rapid_onset_of_the_21-cm_signal_suggests_a_preferred_mass_range_for_dark_matter_particle
Authors Venno_Vipp,_Andi_Hektor,_Gert_H\"utsi
URL https://arxiv.org/abs/2103.07462
宇宙の夜明けから21cmの中性水素信号を調べる新しい時代が近づいています。この信号は、たとえば、さまざまな小規模な振る舞いを持つ暗黒物質モデルを研究するために、処女の宇宙に独自のウィンドウを提供します。EDGESのコラボレーションは最近、世界の21cmスペクトルの最初の結果を発表しました。暗黒物質に関するほとんどの観察とは異なり、暗黒物質粒子の質量の下限と上限の両方を設定するために、このような信号を使用できることを示します。高赤方偏移用に較正されたシャープな$k$ウィンドウ関数を使用した単純なウォームダークマターモデルから得られた21cmの信号を研究します。PopIII星形成を、ライマンα線とラジオのバックグラウンド生成に結び付けます。MCMCを使用してパラメーター空間をサンプリングすると、EDGES信号と一致するために、ウォームダークマター粒子の質量は68\%信頼区間で$7.3^{+1.6}_{-3.3}$keVでなければならないことがわかります。これは、ファジー暗黒物質の場合は$2.2^{+1.4}_{-1.7}\times10^{-20}$eV、Dodelson-Widrowステライルニュートリノの場合は$63^{+19}_{-35}$keVに相当します。コールドダークマターは、構造の成長が遅いため、信号を再現できません。

エキソネプチューンの高度と経度による化学的変化:アリエル相曲線観測の予測

Title Chemical_variation_with_altitude_and_longitude_on_exo-Neptunes:_Predictions_for_Ariel_phase-curve_observations
Authors Julianne_I._Moses,_Pascal_Tremblin,_Olivia_Venot,_Yamila_Miguel
URL https://arxiv.org/abs/2103.07023
2D熱構造モデルと疑似2D化学反応速度モデルを使用して、ホスト星からさまざまな距離にある、接近して通過するネプチューンクラスの太陽系外惑星の赤道域内で、気温と組成が高度と経度の関数としてどのように変化するかを調べます。私たちのモデルは、昼夜の成層圏の温度コントラストが惑星の有効温度T_effの増加とともに増加することを予測しています。大気組成もT_effによって大きく変化します。水平輸送によって誘発される消光は、シミュレートされたエキソネプチューン大気で非常に効果的であり、赤外線観測が敏感な成層圏の圧力で経度を持つ種の存在量の垂直プロファイルを均質化するように機能します。私たちのモデルは、アリエルミッションでの軌道位相の関数としての惑星放出観測に重要な意味を持っています。T_eff=500-700Kのより低温の太陽組成エキソネプチューンは、軌道位相による赤外線発光スペクトルの変動が小さいと予測され、アリエルの位相曲線ターゲットの堅牢性が低下します。T_eff>1300Kの高温太陽組成エキソネプチューンは、軌道相による赤外線放射の強い変動を示しますが、大気化学の観点からはおそらくそれほど興味深いものではなく、スペクトルシグネチャは、存在量が一定であると予想される少数の種によって支配されています。経度があり、熱化学的平衡と一致しています。T_eff=900-1100Kの太陽組成エキソネプチューンは興味深い中間領域にあり、赤外線相曲線の変動は温度と組成の変動の両方の影響を受けます。この興味深い中間レジームは、大気の金属量が増加するにつれてより低い温度にシフトし、クールな高金属量のネプチューン級惑星をアリエル相曲線観測の適切なターゲットにします。

ホットジュピター大気中での垂直混合からの不均衡化学の証拠。暖かいスピッツァー/ IRACで通過する近接ガス巨大太陽系外惑星の包括的な調査

Title Evidence_for_disequilibrium_chemistry_from_vertical_mixing_in_hot_Jupiter_atmospheres._A_comprehensive_survey_of_transiting_close-in_gas_giant_exoplanets_with_warm-Spitzer/IRAC
Authors C._Baxter,_J-M._D\'esert,_S-M._Tsai,_K._O._Todorov,_J._L._Bean,_D._Deming,_V._Parmentier,_J._J._Fortney,_M._Line,_D._Thorngren,_R._T._Pierrehumbert,_A._Burrows,_A._P._Showman
URL https://arxiv.org/abs/2103.07185
[要約]目的。3.6および4.5umでスピッツァー/IRACを使用した赤外線透過測光を使用した49個のガス巨大太陽系外惑星の大規模な大気研究を紹介します。メソッド。ピクセルレベルの無相関化を実装するカスタムパイプラインを使用して、33の通過する惑星の70の測光光度曲線を均一に分析します。この調査を使用して、赤外線測光が惑星の温度の関数として大気の化学的性質の変化をどのように追跡するかを理解します。測定値を、不平衡化学を含む1D放射対流平衡前方大気モデルのグリッドと比較します。垂直混合のさまざまな強み(Kzz=0〜10^12cm2/s)と、2つの化学組成(1xおよび30xソーラー)を調べます。結果。平均して、スピッツァーは3.6と4.5umの間の0.5大気スケールの高さの違いを調査します。これは、7.5シグマの有意水準で測定されます。最も涼しい惑星は、予想と比較してメタンの不足を示していることがわかります。これは、個々のオブジェクトの以前の研究でも報告されています。最も涼しい惑星のサンプルは、低い垂直混合(Kzz=10^8cm2/s)をサポートしながら、3シグマ以上の信頼度で1x太陽組成を除外することを示しています。一方、高温の惑星は、太陽の金属量が1倍で、垂直方向の混合が高いモデル(Kzz=10^12cm2/s)によって最もよく説明されることがわかります。これは、CH4が上層大気層にロフトしていると解釈します。内部温度を変更すると、深層での平衡化学の期待値が変化するため、不平衡化学の期待値が高くなります。また、より高い金属量を呼び出す必要なしに、おそらく大気の多様性の増加が原因で、中温帯および超高温の惑星の透過特性に大きなばらつきがあることもわかりました。さらに、スピッツァーの透過率を同じ惑星の放射と比較しましたが、相関関係の証拠は見つかりませんでした。

塵の遅い宇宙進化:パズルを解く

Title Late-time_cosmic_evolution_of_dust:_solving_the_puzzle
Authors A._Ferrara_and_C._Peroux
URL https://arxiv.org/abs/2103.06887
塵は銀河の必須成分であり、星間物質の物理的および化学的条件を決定します。いくつかの補足的な観測証拠は、宇宙塵の質量密度が赤方偏移$z=1$から$z=0$に大幅に低下することを示しています。明らかに、そして宇宙の進化の間に初めて、塵はそれが形成されるよりも速く破壊されなければなりません。この宇宙のタイムラプスで作用するダストの生成/破壊プロセスを考慮することにより、ダストが主にアストラクション(基準の場合は49\%の寄与)と銀河内の超新星ショック(42\%)によって破壊された場合にドロップを説明できることがわかります。。私たちの結果はさらに、平均して各超新星が破壊するのは$M_{d、sn}=0.45\、​​M_\odot$のダスト、つまり通常想定されるよりも$5-10$倍少なく、上限は$M_{dであることを示しています。、sn}<{3.0}M_\odot$は、利用可能な金属収支と最大粒子成長によって設定されます。効率の低下は、超新星以前の風の殻の衝撃処理に対するダストの効果的な遮蔽によって説明されるかもしれません。

FIRE-2宇宙論的シミュレーションにおける多相銀河風の質量、運動量、エネルギーおよび金属流出速度の特徴づけ

Title Characterizing_mass,_momentum,_energy_and_metal_outflow_rates_of_multi-phase_galactic_winds_in_the_FIRE-2_cosmological_simulations
Authors Viraj_Pandya,_Drummond_Fielding,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Rachel_S._Somerville,_Greg_L._Bryan,_Christopher_C._Hayward,_Jonathan_Stern,_Chang-Goo_Kim,_Eliot_Quataert,_John_C._Forbes,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Robert_Feldmann,_Zachary_Hafen,_Philip_F._Hopkins,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Norman_Murray_and_Andrew_Wetzel
URL https://arxiv.org/abs/2103.06891
現実的な環境でのフィードバック(FIRE)プロジェクトからの一連のFIRE-2宇宙論的「ズームイン」シミュレーションで、多相銀河風の質量、運動量、エネルギー、および金属の流出速度を特徴づけます。低質量の矮星、中間質量の矮星、天の川の質量のハロー、および高赤方偏移の大規模なハローのシミュレーションを分析します。以前の研究と一致して、小人は星間物質(ISM)から星に形成されるよりも約100倍多くのガスを放出しますが、この質量の「負荷係数」は巨大な銀河では1を下回ります。質量の大部分は、大規模なハローでは高温相($>10^5$K)によって運ばれ、矮星では高温相($10^3-10^5$K)によって運ばれます。高赤方偏移の矮星を除いて、冷たい流出($<10^3$K)はごくわずかです。ISMからのエネルギー、運動量、および金属の負荷係数は、矮星では1次であり、より大規模なハローでは大幅に低くなります。高温の流出は、矮星ハローの重力ポテンシャルから逃れるために必要な比エネルギーよりも2〜5倍高い比エネルギーを持っています。実際、矮星では、質量、運動量、および金属の流出速度は半径とともに増加しますが、エネルギーは大まかに保存されており、ハローガスが一掃されたことを示しています。瞬間的な質量負荷係数は、より強力なスターバーストの間、および内部ハローがビリアライズされていないときに大きくなる傾向がありますが、高密度のISMガス分率では事実上傾向が見られません。私たちの結果が、銀河風とその結果としての予防的フィードバックを支配する重要なパラメーターを解明することを目的とした将来の制御された数値実験をどのように導くことができるかについて議論します。

PSO167-13のチャンドラとマゼラン/ FIREの追跡観測:$ z = 6.515 $でのX線弱いQSO

Title Chandra_and_Magellan/FIRE_follow-up_observations_of_PSO167-13:_an_X-ray_weak_QSO_at_$z=6.515$
Authors Fabio_Vito,_William_Nielsen_Brandt,_Federica_Ricci,_Enrico_Congiu,_Thomas_Connor,_Eduardo_Ba\~nados,_Franz_Erik_Bauer,_Roberto_Gilli,_Bin_Luo,_Chiara_Mazzucchelli,_Marco_Mignoli,_Ohad_Shemmer,_Cristian_Vignali,_Francesco_Calura,_Andrea_Comastri,_Roberto_Decarli,_Simona_Gallerani,_Riccardo_Nanni,_Marcella_Brusa,_Nico_Cappelluti,_Francesca_Civano,_Gianni_Zamorani
URL https://arxiv.org/abs/2103.06901
すでに成長したSMBHを搭載した宇宙の最初のGyrで数百のQSOが発見されたことは、SMBH形成に関する知識に挑戦しています。特に、注目すべき特性を示す$z>6$QSOの調査は、初期宇宙における急速なSMBH成長の物理学に関する独自の情報を提供することができます。近縁銀河と相互作用している$z=6.515$の電波が静かなQSOPSO167-13の追跡観測の結果を示します。PSO167-13システムは、高赤方偏移で最初の非常に不明瞭なX線源をホストするために最近提案されました。Chandra/ACIS-S(177ks)でPSO167-13を観測し、Magellan/FIREで新しい分光観測(7.2時間)を取得しました。PSO167-13システムからの有意なX線放射は検出されません。これは、以前に暫定的に検出された不明瞭なX線源が、強いバックグラウンド変動によるものか、非常に変動しやすいことを示唆しています。PSO167-13のX線放射の上限(90%信頼水準)($L_{2-10\、\mathrm{keV}}<8.3\times10^{43}\、\mathrm{ergs^{-1}}$)は、$z>6$QSOで利用可能な最低額です。X線とUVの光度の比率が$\alpha_{ox}<-1.95$であるため、PSO167-13は$\alpha_{ox}-L_{UV}$および$L_X-L_{\mathrmからの強い外れ値になります。{bol}}$関係。特に、そのX線放射は、そのUV光度に基づく予想よりも$>6$倍弱いです。PSO167-13の新しいマゼラン/FIREスペクトルは、不利な空の状態の影響を強く受けますが、暫定的に検出されたCIVおよびMgII輝線は強く青方偏移しているように見えます。PSO167-13のX線の弱さの最も妥当な説明は、固有の弱さまたはコンプトンの厚い材料による小規模な吸収です。輝線の強い青方偏移の可能性は、X線の弱さに関連している可能性のある核風の存在を示唆しています。

星間ダスト粒子の整列:熱フリッピングデイビス-グリーンスタインメカニズム

Title The_alignment_of_interstellar_dust_grains:_thermal_flipping_and_the_Davis-Greenstein_mechanism
Authors Joseph_C._Weingartner,_Erald_Kolasi,_Cameron_Woods
URL https://arxiv.org/abs/2103.06951
星間ダスト粒子は非球形であり、一部の環境では、星間磁場の方向に沿って部分的に整列しています。多数の整列理論が提案されており、そのすべてが粒子の回転ダイナミクスを調べています。1999年、Lazarian&Draineは、熱反転の重要な概念を導入しました。この概念では、内部緩和プロセスにより、角運動量を固定したまま、粒子本体が反転します。詳細な数値シミュレーションを通じて、質量分布が不均一な球状粒子の特殊なケースについて、「クロスオーバー」と呼ばれる比較的遅い回転期間中の粒子ダイナミクスに対する熱フリッピングの役割を研究します。Lazarian&Draineは、クロスオーバー中の急速な反転が「熱トラップ」につながることを提案しました。このトラップでは、粒子本体に対して固定された系統的なトルクが時間平均でゼロになり、スピンアップがより大きな回転速度に遅れます。時間平均の系統的トルクはクロスオーバー中にゼロではなく、熱トラップは一般的ではないことがわかります。アプリケーションとして、我々は、古典的なデイビス-グリーンスタイン整列メカニズムが、冷たい中性媒体に存在し、超常磁性介在物を欠いている粒子に対して実行可能であるかどうかを調べます。Davis-Greensteinのアライメントは、熱トラッピングによって妨げられないことがわかりましたが、それでも、光学および赤外線の星光偏光の原因となる大きな粒子のアライメントを生成するには非効率的であると主張しています。小粒子のデイビス-グリーンスタイン配列は、観察された紫外線偏光に寄与する可能性があります。ここで開発された理論的および計算ツールは、放射トルクおよび粒子の回転破壊を介した整列の分析にも適用できます。

残響マッピングされたAGNの24個のホスト銀河のタリーフィッシャー距離と動的質量制約

Title Tully-Fisher_Distances_and_Dynamical_Mass_Constraints_for_24_Host_Galaxies_of_Reverberation-Mapped_AGN
Authors Justin_H._Robinson,_Misty_C._Bentz,_H\'el\`ene_M._Courtois,_Megan_C._Johnson,_D._M._Crenshaw,_Beena_Meena,_Garrett_E._Polack,_Michele_L._Silverstein,_Dading_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2103.07000
残響マッピングからのブラックホール質量($M_\textrm{{BH}}$)測定値を持つ24個のAGNホスト銀河のタリーフィッシャー距離と、$V-$bandタリーフィッシャー関係の最初のキャリブレーションを示します。HI21cm放射の測定値を$HST$と地上ベースの光学および近赤外線画像と組み合わせると、19個の銀河の複数の距離測定と、残りの5個の単一の測定が可能になります。表面輝度分解によるホスト銀河からの核の分離により、銀河が生成されます。-輝度のみ。したがって、AGNからの汚染のない距離係数の測定が可能です。14個のAGNホストの場合、これらは赤方偏移に依存せず、したがって固有速度に依存しない最初に報告された距離です。残りの銀河については、私たちの距離と、表面輝度変動(SBF)およびケフェイド変光星から以前に報告された距離との間に良好な一致を示しています。また、推定されたHI半径内に含まれる銀河の総質量を決定します。これは、バリオンの内容と比較すると、暗黒物質の質量を制限できます。$M_{\textrm{DM}}$/$M_{\textrm{DYN}}$=62\%の典型的な質量分率を見つけ、$M_{\textrm{BH}}$$-の間に有意な相関関係を見つけます。$$M_{\textrm{DYN}}$および$M_{\textrm{BH}}$$-$$M_{\textrm{DM}}$。最後に、可視半径とハロー半径の推定関係に基づいて銀河の半径をスケーリングし、ハロー半径に向かって平らな回転曲線を仮定して、$M_{\textrm{HALO}}$を概算します。このサンプルの$M_{\textrm{BH}}$と$M_{\textrm{HALO}}$の範囲で、$M_{\textrm{BH}}$と$M_{\textrm{BH}}$の間の観測的に制約された関係とよく一致しています。$M_{\textrm{HALO}}$および流体力学的シミュレーション。

バルジ球状星団NGC6553の化学分析

Title Chemical_analysis_of_the_Bulge_Globular_Cluster_NGC_6553
Authors Carolina_Montecinos_(1),_S._Villanova_(1),_C._Mu\v{n}oz_(1,_3,_and_4),_C.C._Cort\'es_(1_and_2)_((1)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Casilla_160-C,_Universidad_de_Concepci\'on,_Concepci\'on,_Chile.,_(2)_Departamento_de_F\'isica,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_del_B\'io-B\'io,_Avenida_Collao_1202,_Casilla_15-C,_Concepci\'on,_Chile.,_(3)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_La_Serena._Avenida_Juan_Cisternas_1200,_La_Serena,_Chile.,_(4)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinario_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_La_Serena._Avenida_Ra\'ul_Bitr\'an_S/N,_La_Serena,_Chile.)
URL https://arxiv.org/abs/2103.07014
球形クラスターは銀河系で最も古いオブジェクトの1つであるため、銀河系が初期段階で経験した進化と形成のプロセスを理解するには、それらの研究者が鍵となります。分光学的研究により、球状星団の化学組成に関する詳細な分析を行うことができます。私たちの研究の目的は、最も金属の1つである多重集団の現象を理解できる化学パターンを決定するために、バルジ球状星団NGC6553の星のサンプルに対する化学物質の存在量の詳細な分析を実行することです。銀河系の豊富な球状星団。この分析は、FLAMES/GIRAFFEスペクトログラフ、VVVサーベイ、およびガイアミッションのDR2によって取得されたデータを使用して実行されています。このクラスターの最初の広範な分光学的存在量分析である20個の赤い水平分枝星を分析し、8つの化学元素(O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr、およびNi)を測定して、$[Feの平均鉄含有量を導き出しました。/H]=-0.10\pm0.01$および平均$[\alpha/Fe]=0.21\pm0.02$、Mg、Si、Ca、およびTiを考慮(平均の誤差)。Naの含有量には大きな広がりが見られましたが、Oにはわずかまたはごくわずかでした。$\alpha$および鉄ピーク元素の含有量に固有の変動は見られず、バルジフィールドの傾向とよく一致しています。星、同様の起源と進化を示唆している。

シアン化メチルの低位状態での相互作用のグローバルモデルに向けて:Sgr B2(N)での$ v_4 = 1

$状態の回転および回転振動分光法と$ v_4 = v_8 = 1 $状態の暫定的な星間検出

Title Toward_a_global_model_of_the_interactions_in_low-lying_states_of_methyl_cyanide:_rotational_and_rovibrational_spectroscopy_of_the_$v_4_=_1$_state_and_tentative_interstellar_detection_of_the_$v_4_=_v_8_=_1$_state_in_Sgr_B2(N)
Authors Holger_S._P._M\"uller,_Arnaud_Belloche,_Frank_Lewen,_Brian_J._Drouin,_Keeyoon_Sung,_Robin_T._Garrod,_Karl_M._Menten
URL https://arxiv.org/abs/2103.07389
シアン化メチルの新規および既存の回転スペクトルを分析して、低位の振動状態のグローバルモデルとそれらの相互作用を920cm$^{-1}$で$v_4=1$に拡張しました。回転スペクトルは36$-$1439GHz領域の大部分をカバーし、それぞれ79と16の量子数$J$と$K$に達します。CH$_3$CNの$K$レベル構造に関する情報は、IRスペクトルから取得されます。以前の調査で分析された、717cm$^{-1}$付近の$2\nu_8$のスペクトルは、$\nu_4$バンドもカバーしていました。このバンドの割り当ては880$-$952cm$^{-1}$をカバーし、それぞれ61と13の量子数$J$と$K$を達成します。$v_4=1$の最も重要な相互作用は、以前に特徴付けられた非調和共鳴である$v_8=3$、$\DeltaK=0$、$\Deltal=+3$との相互作用であるように見えます。$\DeltaK=-2$と$\Deltal=+1$、$\DeltaK=-4$と$\Deltal=-1$、および$\DeltaKとの相互作用の新しい分析を報告します=-6$および$\Deltal=-3$;これらの4つのタイプの相互作用は、エネルギーの$v_8=3$のすべての$l$サブステートを$v_4=1$に接続します。既知の$\DeltaK=-2$、$\Deltal=+1$と$v_7=1$の相互作用も分析され、$\DeltaK=+1$、$\Deltal=-2の調査が行われました。$および$\DeltaK=+3$、$v_8=2$の$\Deltal=0$共振が改善され、$v_8\le3$の連続する状態間の相互作用も、主に新しい$v_8\le2を介して改善されました。$回転データ。$v_4=v_8=1$状態の予備的な単一状態分析は、回転遷移周波数と$\nu_4+\nu_8-\nu_8$ホットバンドデータに基づいて実行されました。$v_4=v_8=1$の明らかな広範囲にわたる摂動にもかかわらず、$K$レベルのかなりの部分が、全体的または部分的に不確実性の範囲内で再現されました。アタカマ大型ミリ波アレイを使用して、$v_4=1$および$v_4=v_8=1$までのすべての振動状態内から、射手座B2(N)の高温分子コアに向かうシアン化メチルの回転遷移を暫定的に検出します。

明るいガイアEDR3ソースの固有運動バイアスの特性評価と修正

Title Characterizing_and_correcting_the_proper_motion_bias_of_the_bright_Gaia_EDR3_sources
Authors Tristan_Cantat-Gaudin_and_Timothy_D._Brandt
URL https://arxiv.org/abs/2103.07432
この論文では、ガイアEDR3カタログの固有運動におけるマグニチュードに依存する分類学を特徴づけ、それらを除去するための処方箋を提供します。EDR3の明るい星(G<13)の基準座標系は、銀河系外の天体に対して回転することが知られていますが、この回転は、特徴付けと修正が難しいことが証明されています。連星のサンプルと散開星団のサンプルを使用して、この固有運動バイアスを参照フレームの大きさに依存するスピンとして特徴付けます。バイアスはGの大きさによって変化し、G=11〜13の範囲のソースで最大80{\mu}as/yrに達し、正式なEDR3固有運動の不確実性の数倍に達することを示します。また、最大10{\mu}as/yrの大きさで、光源の色にさらに依存する証拠を示します。ただし、有効波数に比例した色補正は、非常に赤い星や非常に青い星には不十分であり、その使用はお勧めしません。G=13より明るいガイアEDR3光源の固有運動を国際天体基準系に合わせるための光度依存補正のレシピを提供します。

直接暗黒物質検出器で核から散乱するハロー弱相互作用質量粒子の3次元有効速度分布

Title 3-Dimensional_Effective_Velocity_Distribution_of_Halo_Weakly_Interacting_Massive_Particles_Scattering_off_Nuclei_in_Direct_Dark_Matter_Detectors
Authors Chung-Lin_Shan
URL https://arxiv.org/abs/2103.06883
本稿では、今後、指向性直接暗黒物質検出実験により提供される3次元情報を利用したデータ解析手法の開発に関する第3ステップの第3部として、ハローの3次元有効速度分布を紹介する。銀河系暗黒物質粒子全体の理論的予測の代わりに、地下検出器内の(指定された)ターゲット核から散乱するWIMPの実際の速度分布を記述する相互作用質量粒子(WIMP)。そのターゲットとWIMP-質量依存性、および赤道/実験室、さらには銀河座標系でのその「異方性」(の「年次」変調)が詳細に示され、説明されます。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/)。

ちらつきジェットを伴う電波銀河における粒子加速:GeV電子から超高エネルギー宇宙線

Title Particle_acceleration_in_radio_galaxies_with_flickering_jets:_GeV_electrons_to_ultrahigh_energy_cosmic_rays
Authors James_H._Matthews,_Andrew_M._Taylor
URL https://arxiv.org/abs/2103.06900
変動性は、降着円盤とそれに関連するジェットの一般的な特性です。粒子加速とラジオジェット/ローブ進化の半解析モデルを紹介し、AGNジェットによって加速された粒子に対するMyrタイムスケールジェット変動の影響を調査します。私たちの仕事は、局所的な強力な超高エネルギー宇宙線(UHECR)源の必要性と、AGNおよび電波銀河の変動性の証拠によって動機付けられています。私たちの主な結果は次のとおりです。i)UHECRと非熱放射光度はジェット出力を追跡しますが、応答はそれぞれエスケープ時間と冷却時間によって設定されます。ii)ジェットの変動性は、電子、シンクロトロン、およびUHECRスペクトルに、一定のジェット出力で生成される構造とは異なる構造を生成します。特に、スペクトル硬化機能は変動性の兆候である可能性があります。iii)統合されたCRスペクトルのカットオフは、ジェット出力(およびその結果として最大CRエネルギー)の変動のために引き伸ばされます。結果として得られるスペクトルは、ジェット出力分布とソース項の畳み込みです。対数正規分布のべき乗の近似形式を導き出します。iv)剛性10EVのUHECRがソースから逃げるのと同じ速度で冷却する$\sim10$GeV'プロキシ電子'のアイデアを紹介し、逃げるUHECRをプローブする対応する光子周波数を決定します。私たちの結果は、天体物理学的粒子加速器の歴史とその粒子含有量、非熱放射、およびUHECRスペクトルとの関連を示しており、電波銀河とUHECRソースモデルの観測に影響を及ぼしています。

局所宇宙の非常に大きな星の熱過程からのニュートリノ放出

Title The_neutrino_emission_from_thermal_processes_in_very_massive_stars_in_the_local_universe
Authors N._Yusof,_H.A._Kassim,_L.G.Garba,_N.S._Ahmad
URL https://arxiv.org/abs/2103.07069
選択したVMSモデルの燃焼段階でのペア消滅、プラズモン崩壊、光ニュートリノプロセス、制動放射、再結合プロセスなどの熱プロセスからのニュートリノ放出の観点から、非常に重い星(VMS)の寿命の新しい概要を示します。VMSの温度、密度、電子分率、および核の等方性組成の現実的な条件を使用します。結果は、質量が150、200、300M$_\odot$Z=0.002および500M$_\odot$Z=0.006の回転モデルで、対不安定型超新星として爆発すると予想される一連の前駆星について示されています。300M$_\odot$を除いて、彼らの人生の終わりはブラックホールとして終わるでしょう。VMSの場合、これらのVMSの初期温度と密度が高いため、熱ニュートリノ放出は水素燃焼段階の終わりに向かって早くも発生することがわかります。モデルの各燃焼段階の構造プロファイルを使用して、ニュートリノの総放射率$Q_\nu$と光度$L_\nu$を計算し、初期燃焼段階(HとHe)での光ニュートリノの寄与とペア消滅を観察しました。高度な段階。ペア消滅と光ニュートリノプロセスは、VMSの進化の軌跡全体で最も支配的なニュートリノエネルギー損失メカニズムです。O燃焼段階では、初期質量と金属量に応じて、ニュートリノの光度$\sim10^{47-48}$erg/sは、大質量星からのニュートリノの光度よりもわずかに高くなります。これは、ニュートリノの検出を使用して、私たちの局所宇宙における対不安定型超新星の候補を見つける可能性に光を当てることができます。

多波長データを用いたBlazarPKS1830-211の時間的およびスペクトル的変動の研究

Title Study_of_Temporal_and_Spectral_variability_for_Blazar_PKS_1830-211_with_Multi-Wavelength_Data
Authors Jayant_Abhir,_Raj_Prince,_Jophin_Joseph,_Debanjan_Bose,_Nayantara_Gupta
URL https://arxiv.org/abs/2103.07188
重力レンズ付きブレーザーPKS1830-211の研究は、MJD58400からMJD58800(2018年10月9日から2019年11月13日)の間でFermi-LAT、Swift-XRT、およびSwift-UVOT望遠鏡によって収集された多波長帯データを使用して実行されました。フレアリング状態は、ガンマ線光度曲線を分析することによって識別されました。これらのフレア期間について、同時多波長帯SEDが得られました。多波長帯データの相互相関分析が実行され、ガンマ線とX線の放出の共通の起源が示唆されました。レプトンモデルを使用してSEDをモデル化することにより、広帯域放射メカニズムを研究しました。ブレーザーの物理的パラメーターは、ブロードバンドSEDモデリングから推定されました。ブレーザーPKS1830-211は、少なくとも2つの銀河によって重力レンズがかけられており、この特性のために文献で広く研究されています。ガンマ線光度曲線の自己相関を調べてレンズの特徴を特定しましたが、26日の予想時間遅延で相関の決定的な証拠は見つかりませんでした。

AstroSatを使用した高質量X線連星ケンタウルス座X-3のスピンおよび軌道パラメータの新しい測定

Title A_New_Measurement_of_the_Spin_and_Orbital_Parameters_of_the_High_Mass_X-ray_Binary_Centaurus_X-3_using_AstroSat
Authors Parisee_Shirke,_Suman_Bala,_Jayashree_Roy,_Dipankar_Bhattacharya
URL https://arxiv.org/abs/2103.07204
2016年12月12〜13日にAstroSatに搭載された大面積X線比例計数管(LAXPC)を使用して実行された、バイナリ軌道の半分にまたがるケンタウルス座X-3の日食外観測のタイミング結果を示します。パルスプロファイルは、二次パルス間で顕著なパルスピークを示すことが確認されました。パルサーの全身自転周期は、そのスピンアップ傾向と一致して、$4.80188\pm0.000085$sであることがわかりました。スピンアップのタイムスケールは$7709\pm58$yrに増加したようであり、これは内部降着円盤の負のトルク効果を示しています。また、中性子星の投影された半主軸と軌道速度の導出値を報告します。

ブラックホール構造の分析における適応レイトレーシングの役割

Title The_Role_of_Adaptive_Ray_Tracing_in_Analyzing_Black_Hole_Structure
Authors Z._Gelles,_B.S._Prather,_D.C.M._Palumbo,_M.D._Johnson,_G.N._Wong,_B._Georgiev
URL https://arxiv.org/abs/2103.07417
事象の地平線望遠鏡(EHT)の最近の出現により、超大質量ブラックホールの直接イメージングが現実のものになりました。一般相対論的光線追跡と放射伝達によって生成されたブラックホールのシミュレートされた画像は、これらの観測努力の重要な対応物を提供します。ブラックホール画像は、レンズ付きの「光子リング」の非常に細かいスケールから相対論的ジェットの非常に大きなスケールまで、物理的に興味深い画像構造を幅広く持っています。したがって、ブラックホールシステムのマルチスケールの性質は、システムのすべての重要な要素をキャプチャするシミュレーション画像を生成するためのマルチスケールアプローチに適しています。ここでは、ブラックホールの非常に高解像度の画像の効率的な計算を可能にする適応レイトレーシングの処方箋を提示します。偏光レイトレーシングコードipoleを使用して、半解析モデルとGRMHDモデルの組み合わせを画像化し、12分の1の光線をトレースした後でも、平均二乗誤差が0.1%未満で画像を再現できることを示します。次に、適応光線追跡を使用して、フォトンリングのプロパティを調べます。GRMHDシミュレーションで個々のサブリングの動作を説明し、干渉計の可視性でそれらのシグネチャを調査します。

横方向からのガンマ線バーストを検出するGAMMA-400ガンマ線望遠鏡の機能

Title Capabilities_of_the_GAMMA-400_gamma-ray_telescope_to_detect_gamma-ray_bursts_from_lateral_directions
Authors A_A_Leonov,_A_M_Galper,_N_P_Topchiev,_I_V_Arkhangelskaja,_A_I_Arkhangelskiy,_A_V_Bakaldin,_I_V_Chernysheva,_O_D_Dalkarov,_A_E_Egorov,_M_D_Kheymits,_M_G_Korotkov,_A_G_Malinin,_A_G_Mayorov,_V_V_Mikhailov,_A_V_Mikhailova,_P_Yu_Minaev,_N_Yu_Pappe,_P_Picozza,_R_Sparvoli,_Yu_I_Stozhkov,_S_I_Suchkov_and_Yu_T_Yurkin
URL https://arxiv.org/abs/2103.07161
現在開発中の宇宙ベースのガンマ線望遠鏡GAMMA-400は、高度に楕円形の軌道で、エネルギー範囲が約20MeVから数TeVのメイントップダウンアパーチャを使用して、ガンマ線と電子+陽電子のフラックスを測定します(シャドウイングなし)。地球のそばと放射線帯の外側の望遠鏡)を長期間継続して。この機器は、離散ガンマ線源、ガンマ線バースト(GRB)、銀河宇宙線の線源と伝搬、および広いエネルギー範囲での独自の角度とエネルギー分解能による暗黒物質の特徴に関する根本的に新しいデータを提供します。ガンマ線望遠鏡は、一致防止システム(AC)、コンバータートラッカー(C)、飛行時間システム(S1およびS2)、位置感知および電磁熱量計(CC1およびCC2)、上部で構成されています。熱量計の下部シンチレーション検出器(S3およびS4)および熱量計の横方向検出器(LD)。この論文では、モンテカルロシミュレーションを使用して、CC2の横方向からのGRBのフラックスを測定するGAMMA-400ガンマ線望遠鏡の機能を分析します。分析は、S3、CC2、S4、およびLD検出器からの信号を使用した第2レベルのトリガー構築に基づいています。数値アルゴリズムをチェックするために、Fermi実験の宇宙ベースのGBMおよびLAT機器からのデータ、つまり3つの長いバーストGRB080916C、GRB090902B、GRB090926A、および1つの短いバーストGRB090510Aが使用されます。得られた結果から、GAMMA-400宇宙ベースのガンマ線望遠鏡は、横方向から、約0.13m2(約0.13m2)の有効面積で約10〜約100MeVのエネルギー範囲の明るいGRBのスペクトルを確実に測定すると結論付けることができます。CC2)の4つの側面のそれぞれについて、約6srの総視野。

白色矮星バイナリの体積調査に向けてI.参照サンプル

Title Towards_a_volumetric_census_of_close_white_dwarf_binaries_I.Reference_samples
Authors K._Inight,_B._T._Gaensicke,_E._Breedt,_T._R._Marsh,_A._F._Pala_and_R._Raddi
URL https://arxiv.org/abs/2103.06892
白色矮星の近くのバイナリは、熱核超新星、銀河の低周波重力波信号、銀河の化学進化など、さまざまな天体物理学で重要な役割を果たしています。これらのシステムの複雑なマルチスレッドの進化経路の詳細な理解を深める上での進歩は、さまざまな亜集団の相対的な割合とそれらの物理的特性に対する統計的に健全な観察上の制約の欠如によって制限されます。利用可能なサンプルは小さく、不均一であり、多数の観測バイアスの影響を受けます。私たちの包括的な目標は、基礎となる母集団を代表するだけでなく、将来のバイナリ母集団モデルのベンチマークとして機能するのに十分な大きさの、すべてのタイプの白色矮星バイナリのボリューム制限サンプルを確立することです。この最初の論文では、プロジェクトの概要を説明し、最も一般的なサブクラスにまたがる既知の白色矮星連星の300\、pcの距離制限内で参照サンプルを組み立てます:白色矮星と主系列星、激変星、およ​​び二重縮退連星。これらの「ゴールド」サンプルのメンバーを注意深く精査します。これらのサンプルは、白色矮星のバイナリ進化の進化パラメータ空間のほとんどにまたがっています。また、大きさと体積が制限された白色矮星のバイナリサンプルの違いを調査し、これらのシステムがガイアヘルツシュプルングラッセル図全体の観測特性でどのように進化するかについて説明します。

確率的スペックル識別と高コントラスト分光法を使用したHIP109427への低質量6AU分離コンパニオンのSCExAO / MECおよびCHARIS発見

Title SCExAO/MEC_and_CHARIS_Discovery_of_a_Low_Mass,_6_AU-Separation_Companion_to_HIP_109427_using_Stochastic_Speckle_Discrimination_and_High-Contrast_Spectroscopy
Authors Sarah_Steiger,_Thayne_Currie,_Timothy_D._Brandt,_Olivier_Guyon,_Masayuki_Kuzuhara,_Jeffrey_Chilcote,_Tyler_D._Groff,_Julien_Lozi,_Alexander_B._Walter,_Neelay_Fruitwala,_John_I._Bailey_III,_Nicholas_Zobrist,_Noah_Swimmer,_Isabel_Lipartito,_Jennifer_Pearl_Smith,_Clint_Bockstiegel,_Seth_R._Meeker,_Gregoire_Coiffard,_Rupert_Dodkins,_Paul_Szypryt,_Kristina_K._Davis,_Miguel_Daal,_Bruce_Bumble,_Sebastien_Vievard,_Ananya_Sahoo,_Vincent_Deo,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Motohide_Tamura,_N._Jeremy_Kasdin,_Benjamin_A._Mazin
URL https://arxiv.org/abs/2103.06898
スバルコロナグラフ極限補償光学(SCExAO)機器とMKID太陽系外惑星カメラ(MEC)およびCHARIS面分光器を組み合わせて、近くの加速A星HIP109427の低質量コンパニオンの直接イメージング発見を報告します。参照星のPSF減算で削減されたCHARISデータは、1.1〜2.4$\mu$mのスペクトルを生成します。MECは、PSF減算手法を使用せずに、確率的スペックル識別を使用して、同等の信号対雑音比で$Y$および$J$帯域のコンパニオンを明らかにします。Keck/NIRC2からの補完的なフォローアップ$L_{\rmp}$測光と組み合わせると、SCExAOデータは、M4-M5.5、3000-3200$K$、および$\のスペクトル型、有効温度、および光度を優先します。log_{10}(L/L_{\rm\odot})=-2.28^{+0.04}_{-0.04}$、それぞれ。SCExAO/CHARISおよびKeck/NIRC2からのHIP109427Bの相対位置天文学、およびプライマリの補完的なGaia-Hipparcos絶対位置天文学は、6.55ドル^{+3.0}_{-0.48}$au、離心率$0.54^{の準主軸を支持します。+0.28}_{-0.15}$、傾斜は$66.7^{+8.5}_{-14}$度、動的質量は$0.280^{+0.18}_{-0.059}$$M_{\odot}$。この研究は、望遠鏡の回折限界近くの近くの星にかすかな仲間を直接画像化するために広く使用されている後処理方法に加えて、極端なAOシステムがスペックル統計を利用する可能性を示しています。

太陽の近所で最も巨大な白色矮星

Title The_Most_Massive_White_Dwarfs_in_the_Solar_Neighborhood
Authors Mukremin_Kilic,_P._Bergeron,_Simon_Blouin,_A._Bedard
URL https://arxiv.org/abs/2103.06906
モントリオール白色矮星データベース100pcサンプルで最も大規模な白色矮星候補の分析を示します。純粋なH気圧とCOコアがある場合、$1.3〜M_{\odot}$よりも重い25個のオブジェクトを特定します。これには、チャンドラセカール限界近くで異常に高い測光質量推定値を持つ2つの外れ値が含まれます。これら2つの白色矮星の追跡分光法を提供し、それらが実際にこの制限を大幅に下回っていることを示しています。COコア白色矮星のモデル計算を$M=1.334\M_\odot$まで拡張します。これは、状態方程式テーブルの高密度限界$\rho=10^9$gcm$に対応します。^{-3}$。COコアモデルのこの最大質量に近い多くのオブジェクトが見つかります。超大規模な白色矮星のかなりの部分が、バイナリー合併によって形成されると予測されています。合併集団は、運動学、磁気、または急速な回転速度を通じて自分自身を明らかにすることができます。横方向速度の4つの外れ値、4つの磁気白色矮星(そのうちの1つは横方向速度の外れ値でもある)、および急速回転の1つを識別します。これは、サンプル内の25の超大質量白色矮星のうち少なくとも8つが合併生成物である可能性が高いことを示しています。。

Be Star 66へびつかい座:ディスクの進化の60年

Title The_Be_Star_66_Ophiuchi:_60_Years_of_Disk_Evolution
Authors Keegan_C._Marr,_Carol_E._Jones,_Alex_C._Carciofi,_Amanda_C._Rubio,_Bruno_C._Mota,_Mohammad_R._Ghoreyshi,_Daniel_W._Hatfield,_Leandro_R._R\'imulo
URL https://arxiv.org/abs/2103.06948
時間依存の流体力学コードと非LTEモンテカルロコードを使用して、Be星66へびつかい座のディスク散逸をモデル化します。1957年から2020年までの63年間の観測をまとめて、星の円盤の成長とその後の消失の完全な歴史を網羅しました。私たちのモデルは、新しいアーカイブ測光、分光法、偏光観測によって制約されており、ディスク散逸イベントをモデル化することができます。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用すると、66Ophが標準のB2Ve恒星特性と一致していることがわかります。H$\alpha$ラインプロファイルとSEDの観測を使用して、散逸前にディスクの密度プロファイルを制約するために、61568Beスターディスクモデルのグリッドを計算しました。散逸の開始時に、ディスクの基本密度は$2.5\times10^{-11}\\rm{g\cm^{-3}}$であり、半径方向のべき乗則指数は$n=2.6$であることがわかります。私たちのモデルは、21年間のディスク散逸の後、66Ophの外側のディスクがラジオに存在して明るいままであったことを示しています。$\alpha=0.4$で、外側のディスク半径が$\sim$115の恒星半径で、一定の粘度を持つ等温ディスクが、66Ophのディスク散逸率を最もよく再現していることがわかります。Vバンドの星の方向の星間偏光は$p=0.63\pm0.02\%$であり、偏光位置角は$\theta_{IS}\upperx85.7\pm0.7^\circ$であると決定しました。。ストークスQUダイアグラムを使用すると、66Ophのディスクの固有の偏光位置角は$\theta_{int}\upperx98\pm3^\circ$であることがわかります。

外部高速波によって駆動される冠状ループキンク振動の共鳴吸収に対する外部流れの影響:選択的励起問題

Title Effects_of_external_flow_on_resonant_absorption_of_coronal_loop_kink_oscillations_driven_by_an_external_fast_wave:_Selective_excitation_problem
Authors Dae_Jung_Yu
URL https://arxiv.org/abs/2103.07063
共鳴吸収は、冠状動脈ループの振動とプラズマ加熱を減衰させるための重要なメカニズムと考えられています。ループの周囲に中間のせん断流領域があると仮定して、フレアなどの外部ドライバーによって励起されたコロナルループキンク振動の共振吸収を研究します。長いコロナループの場合、遷移層が薄い場合、流れの大きさと方向、および流れ領域の空間的広がりに応じて、共鳴吸収が大幅に向上または低下する可能性があることがわかります。短いコロナループの場合、実質的な共鳴吸収を得るには、高い流速と厚い遷移層が必要です。波の外部Alfv\'{e}n速度と位相速度が重要なパラメータである結果を説明するための潜在的な図を提供します。これらの結果は、ループへの外部波エネルギーの輸送がせん断流領域によって大幅に変化し、冠状ループ振動の選択的励起を引き起こす可能性があることを意味します。

2つの非常に金属量の少ない星HE2148-2039とHE2155-2043の化学分析

Title Chemical_analysis_of_two_extremely_metal-poor_stars_HE_2148-2039_and_HE_2155-2043
Authors Meenakshi_Purandardas_and_Aruna_Goswami
URL https://arxiv.org/abs/2103.07075
詳細な高分解能分光分析に基づいて、HE2148-2039およびHE2155-2043の元素存在比の結果を示します。分析に使用した高解像度SUBARU/HDSスペクトルの解像度はR〜60000です。測光と低解像度分光法に基づく限られた情報しか利用できませんが、高解像度スペクトルに基づく豊富な分析を初めて提示します。両方のオブジェクトに対して。私たちの分析によると、2つのオブジェクトは[Fe/H]<-3で非常に金属が不足しています。中性子捕獲元素の中で、SrとBaだけの存在量を私たちのプログラムスターで決定することができました。両方の天体について、[Ba/Fe]は<0であることがわかります。ストロンチウムは[Sr/Fe]〜-2.02でHE2148-2039に豊富にありますが、SrはHE2155-2043では太陽に近いです。絶対炭素存在量、A(C)対[Fe/H]ダイアグラムでのプログラム星の位置は、HE2148-2039がCEMP-グループIIオブジェクトなし、HE2155-2043がCEMP-グループIIIなしであることを示しています。オブジェクト。観測された[Sr/Ba]比は、HE2155-2043の高速回転する大質量星前駆体と、HE2148-2039の金属に乏しい漸近巨星分枝(AGB)星の特性です。HE2155-2043の推定[Sc/Mn]および[C/Cr]比は、このオブジェクトの表面化学組成が単一濃縮されていることを示しています。HE2148-2039の表面化学組成も、[Mg/C]比に基づいてモノ濃縮されていることがわかります。[C/N]vs.Teffダイアグラムでの位置に関して、HE2148-2039は混合の兆候を示し、HE2155-2043は[C/N]vs.Teffプロットの非混合領域に分類されます。運動学的分析は、両方のオブジェクトが銀河ハロー集団に属していることを示しています。

SDOおよびSTEREOからの立体観測を使用した安定した紅炎の3次元形状の測定

Title Measuring_three-dimensional_shapes_of_stable_solar_prominences_using_stereoscopic_observations_from_SDO_and_STEREO
Authors Chengrui_Zhou,_Chun_Xia,_and_Yuandeng_Shen
URL https://arxiv.org/abs/2103.07111
三次元での紅炎の実際の形状と軌跡は集中的に研究されてきましたが、これまでのところ、噴火前の安定した紅炎の三次元(3D)形状は正確に測定されていません。3Dプロミネンスモデルを制約し、プロミネンスの知識を拡張するために、このような測定を行う予定です。SDOに搭載されたAtmosphericImagingAssemblyとSTEREOに搭載されたExtremeUltravioletImagerからの多視点観測を使用して、静止型、中間型、混合型の3つの安定したプロミネンスの3D座標を再構築しました。3D座標に基づいて、これらのプロミネンスの脚の高さ、長さ、傾斜角を測定しました。隆起のフットポイントと光球の磁気構造の間の空間的関係を研究するために、SDOに搭載されたHMIからのグローバル振動ネットワークグループHのアルファ画像とマグネトグラムも使用しました。3つの安定したプロミネンスでは、プロミネンスの脚の軸が太陽の表面に対して平均68度傾いていることがわかります。隆起軸に沿ったさまざまな場所にある脚の高さは異なり、2〜3倍の違いがあります。私たちの調査は、70のフットポイントのサンプルの96%以上のプロミネンスフットポイントが超粒状境界に位置していることを示唆しています。2つの脚の幅は、2つの直交する視線で測定された同様の値を持っています。また、太陽の四肢の上の突出した脚は、より高い場所でより大きな振幅の水平振動を示したことがわかります。画像の解像度とケースの数が限られているため、私たちの測定では、プロミネンスの脚はさまざまな方向を向いている可能性があり、常に太陽の表面に垂直に立っているとは限りません。さらに、プロミネンスレッグの位置はスーパーグラニュールと密接に関連しています。

ガイア分光光度標準星調査-V。ガイアDR2および(E)DR3の校正のための予備フラックステーブル

Title The_Gaia_spectrophotometric_standard_stars_survey_--_V._Preliminary_flux_tables_for_the_calibration_of_Gaia_DR2_and_(E)DR3
Authors E._Pancino_(INAF-OAA,_SSDC),_N._Sanna_(OAA),_G._Altavilla_(INAF-OARM,_SSDC),_S._Marinoni_(OARM,_SSDC),_M._Rainer_(OAA),_G._Cocozza_(INAF-OAS),_S._Ragaini_(OAS),_S._Galleti_(OAS),_M._Bellazzini_(OAS),_A._Bragaglia_(OAS),_G._Tessicini_(OAS),_H.Voss_(UB),_J._M._Carrasco_(UB),_C._Jordi_(UB),_D._L._Harrison_(KAVLI,_IOA_Cambridge),_F._De_Angeli_(IOA),_D._W._Evans_(IOA),_G._Fanari_(SSDC)
URL https://arxiv.org/abs/2103.07154
ガイアDR2および(E)DR3データリリースをフラックスで校正するために使用される分光測光標準星(SPSS)のフラックステーブルを提示します。最新のSPSSグリッドバージョンには112個の星が含まれており、そのフラックステーブルはハッブル宇宙望遠鏡のキャリブレーション用の11個のフラックス標準のCALSPECスペクトルと1%以上一致しています。SPSSスペクトルで計算された合成光度も、共通の37個の星のランドルト光度と1%以上一致しています。両方の比較における典型的なスプレッドは1%のオーダーです。これらの不確実性は、GaiaSPSSプロジェクトの初期要件をすでに満たしていますが、将来のGaiaリリースの調整に使用される次のSPSSバージョンではさらなる改善が期待されています。SPSSフラックステーブルを、SPSSである通過帯域検証ライブラリ(PVL)であるためのすべての基準に合格しなかった60個の追加の星の文献スペクトルで補完します。PVLには、明るいO星とB星、後期M星、褐色矮星などの極端なスペクトルタイプの星が含まれており、以前のGaiaDR2リリースでの系統的影響を調査し、EDR3リリースでそれらを最小限に抑えるのに役立ちました。PVL文献スペクトルはSPSS参照スケールに可能な限り正確に再校正されるため、2つのセットを一緒にさまざまな検証および比較研究で使用できます。

「短い」フィラメントの噴火の臨界減衰指数

Title Critical_decay_index_for_eruptions_of_'short'_filaments
Authors Boris_Filippov
URL https://arxiv.org/abs/2103.07231
光球に固定された部分的な電流を運ぶトーラスループのモデルが分析されます。壊滅的な平衡喪失の条件が考慮され、外部磁場の臨界減衰指数の対応する値が見出されます。ラインタイイング条件を考慮に入れると、臨界減衰指数が頂点の高さとフラックスロープの長さ(端点の分離)に単調に依存しなくなります。比較的短いフラックスロープの場合、臨界減衰指数は1よりも大幅に低くなります。これは、一般的な臨界減衰指数が1を超える広範なモデルとは対照的です。低高さでの高さによる臨界指数の急激な減少は、ほぼ直線から三日月形に変化する磁束ロープ軸の曲率の急激な増加によるものです。

RVタウリ可変システムいっかくじゅう座の多波長観測:周連星円盤とのバイナリ相互作用によって説明できる長期変動現象

Title Multiwavelength_Observations_of_the_RV_Tauri_Variable_System_U_Monocerotis:_Long-Term_Variability_Phenomena_That_Can_Be_Explained_by_Binary_Interactions_with_a_Circumbinary_Disk
Authors Laura_D._Vega,_Keivan_G._Stassun,_Rodolfo_Montez_Jr.,_Tomasz_Kami\'nski,_Laurence_Sabin,_Eric_M._Schlegel,_Wouter_H._T._Vlemmings,_Joel_H._Kastner,_Sofia_Ramstedt,_and_Patricia_T._Boyd
URL https://arxiv.org/abs/2103.07330
周連星円盤(CBD)を備えたAGB後のバイナリである古典的なRVタウリ(RVbタイプ)変数UMonのサブミリ波観測によるX線を提示します。私たちのSMA観測は、CBDの直径が$\lesssim$550auであることを示しています。XMM-Newtonの観測により、UMonはX線で検出された最初のRVタウリ変数になります。X線放射は高温プラズマ($\sim$10MK)の特徴であり、L$_{X}=5\times10^{30}{\rmerg}〜{\rms}^{-1}$、およびUMon、そのコンパニオン、および/またはバイナリシステムの相互作用からの可能性のある起源を検討します。DASCHとAAVSOのデータを組み合わせて、時系列測光ベースラインを1880年代後半まで拡張し、UMonに$\sim$60年のタイムスケールで繰り返されるように見える経年変化があるという証拠を見つけました。これは、おそらくCBDの機能が原因です。。文献の視線速度から、バイナリコンパニオンは$\sim$2M$_{\odot}$A型主系列星であることがわかります。バイナリの軌道の方向は私たちの視線($\omega=95^\circ$)に沿っており、アパストロンは測光RVbの最小値に対応し、AGB後の星がCBDの手前で隠されていることと一致しています。さらに、内側のCBDの穴のサイズ($\sim$4.5-9au)は、バイナリ分離に匹敵することがわかります。これは、一方または両方の星がアパストロンでCBDと相互作用する可能性があることを意味します。AGB後の星の不明瞭さは、RVbの最小値で観測された強化されたH$\alpha$の原因、および付着した物質から発生する可能性のあるX線放射の原因としてコンパニオンを暗示しています。

彩層渦巻きのAlfv \ 'enicの性質

Title The_Alfv\'enic_nature_of_chromospheric_swirls
Authors Andrea_Francesco_Battaglia,_Jos\'e_Roberto_Canivete_Cuissa,_Flavio_Calvo,_Aleksi_Antoine_Bossart,_and_Oskar_Steiner
URL https://arxiv.org/abs/2103.07366
放射磁気流体力学コードCO$5$BOLDを使用して、静かな太陽大気の数値シミュレーションを分析することにより、小規模な彩層渦の進化と起源を調査します。私たちは、磁場の摂動との関係を見つけ、それらの進化を推進するプロセスに興味を持っています。解析では、渦運動を特定し、そのダイナミクスを研究するために、旋回強度基準とその進化方程式を適用します。新しい基準である磁気旋回強度を導入します。これにより、磁場のねじれ摂動を認識することができます。特に強い磁束集中において、旋回強度と磁気旋回強度の間に強い相関関係があることがわかります。これは、渦運動とねじれ磁場摂動との間に密接な関係があることを示唆しています。さらに、スワールは、磁気張力のみによって駆動されるパルスの形で、一方向のスワールとしてローカルAlfv\'en速度で上向きに伝播することがわかります。光球と低彩層では、プラズマの回転は、プラズマの流れの反対方向にある上向きの磁場のねじれと同時発生します。まとめると、これらはねじれアルフベン波の特徴です。また、渦の起源にある流体力学的および電磁流体力学的傾圧効果の間の不均衡の兆候を見つけます。彩層の基部には、上向きの正味のポインティングフラックスがあります。これは、さまざまな小規模な渦の重ね合わせとして解釈される、大きくて複雑な渦巻き構造に主に関連しています。シミュレーションで観察された遍在する渦巻きイベントは、磁場の摂動と密接に相関していると結論付けます。光球および彩層レベルでは、それらは上方に伝播するAlfv\'enパルスを形成し、彩層の加熱に寄与する可能性があります。

太陽分光観測の圧縮:NASAのIRIS衛星によって観測されたMg IIkスペクトル線プロファイルのケーススタディ

Title Compression_of_Solar_Spectroscopic_Observations:_a_Case_Study_of_Mg_II_k_Spectral_Line_Profiles_Observed_by_NASA's_IRIS_Satellite
Authors Viacheslav_M_Sadykov,_Irina_N_Kitiashvili,_Alberto_Sainz_Dalda,_Vincent_Oria,_Alexander_G_Kosovichev,_Egor_Illarionov
URL https://arxiv.org/abs/2103.07373
この研究では、深い特徴を抽出し、NASAのIRIS衛星によって静かな太陽領域で観測されたMgIIkスペクトル線プロファイルの圧縮を調査します。分析に使用されたラインプロファイルのデータセットは、2020年4月20日にソーラーディスクの中心で取得され、データクリーニング後の約300,000個の個別のMgIIkラインプロファイルが含まれています。データは、トレインサブセットとテストサブセットに分けられます。トレインサブセットは、さまざまな埋め込み層サイズのオートエンコーダーをトレーニングするために使用されました。モデルの過剰適合を防ぐために、テストサブセットに早期停止基準が実装されました。私たちの結果は、スペクトル線プロファイルを27倍以上圧縮できることを示しています(これは、データの次元を110から4に削減することに相当します)が、線の変動に匹敵する4DNの平均再構成誤差があります。連続体。埋め込み層の次元が1から4に増加すると、平均二乗誤差と統計モーメントの再構成誤差も急激に減少し、数値が大きくなるとほとんど減少しなくなります。4を超える値のトレーニングで観察された時折の改善は、他のトレーニング戦略とより長いトレーニング時間を使用すると、よりコンパクトな埋め込みが得られる可能性があることを示しています。重要な4次元の場合について学習した機能を解釈できます。特に、これら4つの機能のうち3つは、主に線幅、線の非対称性、線のくぼみの形成をそれぞれ制御します。提示された結果は、分光ラインプロファイルのコンパクトな埋め込みを取得し、特に特徴抽出、データ圧縮、およびノイズ除去に対するこのアプローチの価値を確認する最初の試みです。

Riroriro:重力波のシミュレーションとPythonでの検出可能性の評価

Title Riroriro:_Simulating_gravitational_waves_and_evaluating_their_detectability_in_Python
Authors Wouter_G._J._van_Zeist,_H\'elo\"ise_F._Stevance,_J._J._Eldridge
URL https://arxiv.org/abs/2103.06943
Riroriroは、ブラックホールや中性子星のバイナリマージの重力波形をシミュレートし、これらのマージと波形のいくつかのプロパティ、特に重力波検出器による観測可能性に関連するものを計算するためのPythonパッケージです。Riroriroの重力波形シミュレーションは、BuskirkandBabiuc-Hamilton(2019)の方法に基づいています。これは、Huertaetal。による初期の理論的な重力波形モデルの計算による実装について説明した論文です。(2017)、ポストニュートン展開と暗黙の回転ソースと呼ばれる近似を使用して、アインシュタイン場の方程式を単純化し、重力波をシミュレートします。重力波イベントの信号対雑音比(SNR)のリロリロの計算は、バレットらの方法に基づいています。(2018)、これらの計算の比較とキャリブレーションには、より単純な重力波モデルFindchirp(Allenetal。(2012))が使用されています。

アルミナとサファイア上のミリ波サブ波長構造のピコ秒レーザーアブレーション

Title Picosecond_Laser_Ablation_of_Millimeter-Wave_Subwavelength_Structures_on_Alumina_and_Sapphire
Authors Qi_Wen,_Elena_Fadeeva,_Shaul_Hanany,_J_\"urgen_Koch,_Tomotake_Matsumura,_Ryota_Takaku,_Karl_Young
URL https://arxiv.org/abs/2103.06974
パルス幅7ps、平均出力100Wまでの1030nmレーザーを使用して、アルミナとサファイア上のピラミッド型サブ波長構造(SWS)をアブレーションします。SWSは、ミリ波帯で効果的かつ極低温で堅牢な反射防止コーティングを施します。アルミナとサファイアでそれぞれ900$\mu$mと750$\mu$mの構造高さで、最大34mm$^3$/minと20mm$^3$/minの平均アブレーション速度を示します。これらの率は、同様の構造で以前に報告されたものよりも34倍と9倍高くなっています。構造物の高さを累積レーザーフルエンスに関連付けるモデルを提案します。モデルは、ピークフルエンスに依存すると想定される吸収長$\delta$と、しきい値フルエンス$\phi_{th}$に依存します。最適な手順を使用すると、平均$\delta=630$nmと650nm、および$\phi_{th}=2.0^{+0.5}_{-0.5}$J/cm$^2$と$2.3が見つかります。^{+0.1}_{-0.1}$J/cm$^2$は、アルミナとサファイアの場合、ピークフルエンス値が30〜70J/cm$^{2}$の場合です。最適な値を使用すると、累積フルエンスのモデル値とデータ値は10%以内で一致します。$\delta$と$\phi_{th}$の入力が与えられると、モデルはSWSの高さと平均レーザー出力の関数として平均切除率を予測するために使用されます。

SpaceXスターリンクメガコンステレーションからタイプI文明の検索まで

Title From_the_SpaceX_Starlink_megaconstellation_to_the_search_for_Type-I_civilizations
Authors Zaza_Osmanov
URL https://arxiv.org/abs/2103.07227
ここでは、SpaceXのスターリンク衛星を打ち上げるというアイデアを推定し、タイプIの文明によって惑星の巨大構造(固体オブジェクトまたは衛星のウェブとして設計された)を構築する可能性と、その結果としての技術署名の検出について研究します。超大型望遠鏡干渉計(VLTI)の機器は、巨大な構造物の放射パターンを潜在的に観測できることを示しました。スペクトル変動法の効率が強調され、FAST望遠鏡の役割が議論されました。

前震乱流による磁気圏境界面の再結合とへこみ

Title Magnetopause_reconnection_and_indents_caused_by_foreshock_turbulence
Authors Li-Jen_Chen,_Jonathan_Ng,_Yuri_Omelchenko,_Shan_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2103.07448
グローバルハイブリッドシミュレーションの結果に基づいて、前震の乱流が磁気圏境界面の再結合と、カスプの赤道方向の地球サイズのインデントを引き起こす可能性があると予測します。シミュレーションにおける惑星間磁場は、ほとんどが太陽地球であり、弱い北向きで夜明けと夕暮れの成分がゼロであるため、前震の乱流によって磁気圏シースの磁場が変化しない限り、太陽下の磁気圏境界面の再結合は期待できません。乱流は、磁気圏境界面全体に大きな磁気せん断角を生み出し、局所的なバースト再接続を可能にします。乱流によって引き起こされた再結合とインデントは、上流の太陽風に開かれた電離層力線を介した惑星プラズマの昼間の損失と、粒子ドリフトシェルによるインデントされた磁気圏境界面の遮断に寄与する可能性があります。