MWA 21 cm信号観測を使用して、宇宙の再電離の時代における銀河間媒体の状態を制約する
| Title |
Constraining_the_state_of_the_intergalactic_medium_during_the_Epoch_of_Reionization_using_MWA_21-cm_signal_observations |
| Authors |
Raghunath_Ghara,_Sambit_K._Giri,_Benedetta_Ciardi,_Garrelt_Mellema,_Saleem_Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07483 |
MurchisonWidefieldArray（MWA）チームは、$z\約6.5-8.7$の範囲の6つの赤方偏移での21cm信号の球形平均パワースペクトルの新しい上限を導き出しました。これらの上限とベイズ推定フレームワークを使用して、銀河間媒体（IGM）のイオン化と熱状態、および可能な追加の無線バックグラウンドの強度に関する制約を導き出します。追加の無線バックグラウンドが存在しない場合、$z\gtrsim7.8$のIGMの状態に制約はありません。このような無線バックグラウンドが存在する場合、レッドシフト$\gtrsim6.5$での不利なモデルの95％の信頼区間は、イオン化領域の体積平均割合が0.6未満で、平均ガス温度が$\lesssim10^のIGMに対応します。3$K.これらのモデルでは、加熱された領域は、無線バックグラウンドの温度よりも高い温度と、特徴的なサイズ$\lesssim10$$h^{-1}$Mpcおよび全幅が$\lesssim30$$h^{-1}$Mpcの最大値の半分（FWHM）。同じ信頼区間の制限内で、1.42GHzでCMBの少なくとも$0.008\％$の追加の無線バックグラウンドを除外します。
プランクESZサンプルのチャンドラ観測：質量と質量プロキシの再検討
| Title |
Chandra_Observations_of_the_Planck_ESZ_Sample:_A_Re-Examination_of_Masses_and_Mass_Proxies |
| Authors |
Felipe_Andrade-Santos,_Gabriel_W._Pratt,_Jean-Baptiste_Melin,_Monique_Arnaud,_Christine_Jones,_William_R._Forman,_Etienne_Pointecouteau,_Iacopo_Bartalucci,_Alexey_Vikhlinin,_Stephen_S._Murray,_Pasquale_Mazzotta,_Stefano_Borgani,_Lorenzo_Lovisari,_Reinout_J._van_Weeren,_Ralph_P._Kraft,_Laurence_P._David,_and_Simona_Giacintucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07545 |
Chandra観測を使用して、PlanckEarlySunyaevから$z\leq0.35$の147個のクラスターについて、$Y_{\rmX}$プロキシと関連する総質量測定値$M_{500}^{\rmY_X}$を導出します。-Zel'dovichカタログ、およびX線フラックス制限サンプルからの$z\leq0.30$の80クラスター用。Planck$Y_{\rmSZ}$の測定値を再抽出し、対応する質量プロキシ$M_{500}^{\rmSZ}$を完全なPlanckミッションマップから取得して、観測のばらつきによるマルムクイストバイアスを最小限に抑えます。。より正確なX線位置と特性サイズを使用して再抽出された質量は、公開されているPSZ2値と一致しますが、$M_{500}^{\rmSZの散乱が大幅に減少します（2分の1）。}$-$M_{500}^{\rmX}$関係。傾きは$0.93\pm0.03$であり、中央値の比率$M_{500}^{\rmSZ}/M_{500}^{\rmX}=0.91\pm0.01$は、既知のX線キャリブレーション体系。$Y_{\rmSZ}/Y_{\rmX}$の比率は$0.88\pm0.02$であり、クラスター構造からの予測とよく一致しており、低レベルの凝集性を示しています。プランクコラボレーションの調査結果と一致して、$Y_{\rmSZ}$-$D_{\rmA}^{-2}Y_{X}$フラックス関係の傾きは1よりも大幅に小さくなっています（$0.89\pm0.01$）。広範なシミュレーションを使用して、この結果が選択効果、固有の散乱、または量間の共分散によるものではないことを示します。$Y_{\rmSZ}$-$Y_{X}$の関係を見かけのフラックスから固有のプロパティに変更すると、1に近い最適な勾配が得られ、関係に関する分散が増加することを分析的に示します。この変換の結果として生じる再分布は、$M_{500}^{\rmSZ}$-$M_{500}^{\rmX}$関係の最適なパラメーターがサンプルに依存することを意味します。
超重力によって動機付けられたQuintessentialInflationの$ \ alpha $アトラクターについて
| Title |
On_$\alpha$_attractors_in_Quintessential_Inflation_motivated_by_Supergravity |
| Authors |
Llibert_Arest\'e_Sal\'o,_David_Benisty,_Eduardo_I._Guendelman,_Jaume_de_Haro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07892 |
超重力によって動機付けられた指数関数的な種類の典型的なインフレポテンシャルが研究されています。このタイプは、$\alpha$-attractorモデルのクラスに属しています。このモデルは[1]で初めて研究され、著者は後期の真髄を確保するために宇宙定数を導入しました。しかし、このノートでは、この宇宙定数を無視し、得られた結果がローレンツのクインテセンシャルインフレーションの文脈で最近得られた結果に非常に近いことを示し、したがって、私たちの宇宙の初期および後期の加速を非常に正確に描写しています。モデルは最近の観測と互換性があります。最後に、$\alpha$-attractorの扱いを確認し、他の形式のポテンシャルが、単純なモデルとして後期加速宇宙を描写していないことを示します。
広角銀河統計に対するAlcock-Paczynskiの影響
Alcock-Paczynski（AP）効果は、3次元で観測された銀河統計における幾何学的歪みです。進行中および今後の全天銀河調査に基づく精密宇宙論を見越して、従来使用されていた平面平行に依存しない、より大きな角度スケールの銀河数密度と固有速度場のAP歪んだ相関を計算する効率的な方法を構築します。（PP）近似。ここでは、通常のルジャンドル多項式基底の代わりに、相関関数が三極球面調和関数基底を使用して分解されます。したがって、広角AP効果による特徴的な角度依存性を厳密に捉えることができます。これにより、さまざまなスケールでのAP歪み相関の計算を示します。私たちの結果をPP限界の結果と比較すると、ターゲット銀河間の視角$\Theta$が大きくなるにつれて、PP近似による誤差がより顕著になり、特に密度自己相関の場合、誤差が大きくなることが確認されます。$\Theta\gtrsim30^\circ$の場合、$10\％$を超えます。これは、PP近似を超えた分析の重要性を浮き彫りにします。
| Title |
Determining_our_peculiar_velocity_from_the_aberration_in_the_cosmic_microwave_background |
| Authors |
Ralf_Aurich_and_David_Reinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08248 |
CMBレストフレームに対する太陽系の動きは、収差の影響により、観測されたCMB星図に微妙な歪みをもたらします。通常、対応する固有速度はCMB双極子から決定されますが、固有の双極子の寄与は無視されます。ここでは、球上の1次および2次共変微分から導出される特定の不変スカラー測定値が、高多重極での収差効果によって引き起こされる歪みを検出できるかどうかを調査します。これにより、原則として、ドップラーを固有の双極子の寄与から解きほぐすことができ、固有速度を決定するための独立した方法が提供されます。温度場のヘッセ行列の固有値がそのタスクに適していることがわかります。
非定型のラジオハロホスティング銀河団のMWAおよびASKAP観測：Abell141およびAbell3404
| Title |
MWA_and_ASKAP_observations_of_atypical_radio-halo-hosting_galaxy_clusters:_Abell_141_and_Abell_3404 |
| Authors |
S._W._Duchesne,_M._Johnston-Hollitt,_A._G._Wilber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08282 |
クラスターAbell3404での巨大な電波ハローの検出と、Abell141で観測された電波ハローの確認について報告します（線形範囲はそれぞれ$\sim770$kpcと$\sim850$kpc）。MurchisonWidefieldArray（MWA）をAustralianSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）およびAustraliaTelescopeCompactArray（ATCA）と組み合わせて使用して、$\sim100$-$1000$MHzからの放射および介在する電波源を特徴付けます。べき法則モデルは、スペクトルインデックス$\alpha_{88}^{1110}=-1.80\pm0.09$および$\alpha_{88}^{944}=-1.13\pm0.09$のスペクトルエネルギー分布に適合します。それぞれAbell3404とAbell141の無線ハロー。各クラスターは、ラジオハロホスティングクラスターの非定型の形態を持っていることが指摘されており、Abell141は以前にマージ前の状態であると報告されており、Abell3404は大部分が緩和されており、形態が乱れているというわずかな証拠しかありません。無線ハローパワーは現在の無線ハローサンプルおよび$P_\nu$-$M$スケーリング関係と一致していることがわかりますが、Abell3404の無線ハローは超急峻スペクトル無線ハロー（USSRH）であり、、他のUSSRHと同様に、最適な$P_{1.4}$-$M$の関係よりわずかに下にあります。更新されたスケーリング関係は以前の結果と一致しており、周波数を150MHzにシフトしても、86個の無線ハローのサンプルとの最適な関係は大幅に変更されないことがわかります。Abell3404のUSSRHハローは、弱い合併が行われているクラスターに見られるかすかなクラスの電波ハローを表すことをお勧めします。
高速電波バーストの分散測定による銀河間媒体中のバリオン分率の再構成
| Title |
Reconstruction_of_Baryon_Fraction_in_Intergalactic_Medium_through_Dispersion_Measurements_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ji-Ping_Dai_and_Jun-Qing_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08479 |
高速電波バースト（FRB）は、IGMのバリオン質量分率（$f_{\）に依存する分散測定（DM）を介して、伝搬経路に沿った銀河間媒体（IGM）内の自由電子の全列密度をプローブします。rmIGM}$。この手紙では、DMの大規模なクラスタリング情報を調査して、$f_{\rmIGM}$の進化を研究します。Planck2018の測定値と組み合わせると、$30（1+z）〜\rmの固有のDM散乱を伴う約$10^4$FRBからの$f_{\rmIGM}（z）$の進化に厳しい制約を与えることができます。空の80％にまたがるpc/cm^3$と、赤方偏移範囲$z=0-3$。まず、$f_{\rmIGM}（z）$の2次までのテイラー展開を検討し、平均相対標準偏差$\sigma（f_{\rmIGM}）\equiv\left\langle\を見つけます。sigma[f_{\rmIGM}（z）]/f_{\rmIGM}（z）\right\rangle$は約6.7％です。基準モデルへの依存を緩和するために、この作業ではノンパラメトリック手法である局所主成分分析も採用しています。$f_{\rmIGM}（z）$の進化に対して一貫性がありますが、より弱い制約が得られます。つまり、平均相対標準偏差$\sigma（f_{\rmIGM}）$は21.4％です。今後の調査では、これはIGMのバリオン質量分率を調査するための補完的な方法になる可能性があります。
高速電波バーストのレンズ効果からの異なる質量分布を持つ原始ブラックホールの存在量に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_abundance_of_primordial_black_holes_with_different_mass_distributions_from_lensing_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Huan_Zhou,_Zhengxiang_Li,_He_Gao,_Zhiqi_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08510 |
原始ブラックホール（PBH）が暗黒物質の一部を形成する可能性は長い間考えられてきましたが、$1-100〜M_{\odot}$（または恒星の質量範囲）では十分に制約されていません。しかし、このマスウィンドウにおけるPBHの新たな特別な関心は、ブラックホール連星の合併イベントのLIGOでの発見によって引き起こされました。高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の持続時間と高い全天発生率を備えた明るい電波トランジェントです。これらのバーストのレンズ効果は、恒星の質量ウィンドウ内のPBHの存在を制限するための最もクリーンなプローブの1つとして提案されています。この論文では、最初に、単色質量分布と他の3つの一般的な拡張質量分布（EMD）の両方について、最新のFRB観測からPBHの存在量に対する制約を調査します。現在公開されているFRB観測からの制約は、既存の重力波検出からの制約よりも比較的弱いことがわかります。さらに、PBHのさまざまな質量分布とFRBのさまざまなレッドシフト分布を考慮に入れて、PBHの存在量に対する将来のFRB観測の制約力を予測します。最後に、$\overline{\Deltat}\leq1〜\rmms$を使用した$\sim10^5$FRBからのEMDのパラメーター空間の制約は、重力波イベントから制約できるものと同等であることがわかります。今後の補完的なマルチメッセンジャー観測は、この興味をそそるマスウィンドウでのPBHの可能性にかなりの制約をもたらすことが予想されます。
銀河団における電波ハローのフラックス密度計算のためのロバストモデル：Halo-FDCA
| Title |
A_Robust_Model_for_Flux_Density_Calculations_of_Radio_Halos_in_Galaxy_Clusters:_Halo-FDCA |
| Authors |
J.M._Boxelaar_and_R.J._van_Weeren_and_A._Botteon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08554 |
ここでは、銀河団内の無線（ミニ）ハローの全フラックス密度をモデル化および推定するための堅牢なオープンソースPythonパッケージであるHalo-FDCAを紹介します。銀河団ガス（ICM）内の宇宙線と磁場の存在を追跡する銀河団に見られる放射源が拡張されています（サイズは約200〜1500kpc）。これらの光源は中央に配置されており、表面輝度が低くなっています。それらの正確な起源はまだ不明ですが、それらは、合併またはスロッシングによって引き起こされるICM乱流によってその場で再加速される宇宙線に関連している可能性があります。提示されたアルゴリズムは、マルコフ連鎖モンテカルロルーチンの数値パワーと複数の理論モデルを組み合わせて、無線画像とそれに関連する不確実性から無線ハローの総電波束密度を推定します。この方法では、バイアスや不正確さが発生しやすい既存の単純な手動測定を置き換えるための柔軟な分析フィッティング手順が導入されています。これにより、発光の特性を簡単に判断でき、クラスターの大規模なサンプルの将来の研究に特に適しています。
ビーム畳み込み21cm相関関数の多重極からのBAOスケールの統計的回復
| Title |
Statistical_recovery_of_the_BAO_scale_from_multipoles_of_the_beam-convolved_21cm_correlation_function |
| Authors |
Fraser_Kennedy,_Philip_Bull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08568 |
干渉計として設計されているにもかかわらず、MeerKAT無線アレイ（SKAパスファインダー）は、各皿が独立して空をスキャンする自己相関（「単一皿」）モードでも使用できます。このモードで操作すると、角度分解能は大幅に低下しますが、非常に高い測量速度を実現できます。この種の低角度分解能21cm強度マッピング調査によって測定された赤方偏移空間相関関数の多重極からのバリオン音響振動（BAO）スケールの回復を調査します。私たちのアプローチは、相関関数の多重極とその共分散行列の分析モデルを構築することです。これには、前景の汚染とビーム分解能の影響が含まれます。次に、これを使用して、BAOスケールの復元を試みる模擬データベクトルのアンサンブルを生成します。以前の研究と一致して、横方向のBAOスケール$\alpha_{\perp}$の回復は、赤方偏移の増加に伴うインストルメンタルビームの強力な平滑化効果によって妨げられ、放射状のスケール$\alpha_\parallel$は非常に大きいことがわかりました。より堅牢。ただし、多重極形式は、利用可能な場合は当然横方向の情報を組み込むため、放射状のみの分析を実行する必要はありません。特に、相関関数の四重極は、大きな平滑化スケールに対しても、独特のBAO「バンプ」機能を保持します。また、ビームモデルの精度、前景除去カットの重大度、および共分散行列モデルの精度に対するBAOスケール回復の堅牢性を調査し、すべての場合において、放射状BAOスケールを正確で偏りのない方法で回復できることを確認します。
X線天文学衛星すざくとひとみによるかに星雲の掩蔽からの鉛直大気密度プロファイルの新しい測定
| Title |
New_Measurement_of_the_Vertical_Atmospheric_Density_Profile_from_Occultations_of_the_Crab_Nebula_with_X-Ray_Astronomy_Satellites_Suzaku_and_Hitomi |
| Authors |
Satoru_Katsuda,_Hitoshi_Fujiwara,_Yoshitaka_Ishisaki,_Yoshitomo_Maeda,_Koji_Mori,_Yuko_Motizuki,_Kosuke_Sato,_Makoto_S._Tashiro,_Yukikatsu_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07602 |
朱雀に搭載されたX線イメージング分光計とひとみに搭載された硬X線イメージャで観測されたかに星雲の地球掩蔽に基づいて、高度70〜200kmの地球大気の鉛直密度プロファイルの新しい測定値を提示します。大気吸収によるX線スペクトルの変動は、視線に沿って、吸収種、つまり原子や分子を含むNとOの接線方向の列密度を導出するために使用されます。次に、接線方向の列密度を反転して、大気の数密度を取得します。2005年9月15日から2016年3月26日までの両半球の低緯度での219の掩蔽スキャンからのデータを分析して、単一の高度に平均化された（空間と時間の両方で）垂直密度プロファイルを生成します。密度プロファイルは、測定された密度がモデルよりも約50％小さい高度範囲70〜110kmを除いて、NRLMSISE-00モデルとよく一致しています。このような偏差は、TIMED衛星に搭載されたSABREによる最近の測定と一致しています（Chengetal.2020）。NRLMSISE-00モデルが少し前に構築されたことを考えると、密度の低下は、対流圏の温室効果の結果としての高層大気の放射冷却/収縮が原因である可能性があります。ただし、この地域ではNRLモデルが単に不完全である可能性を排除することはできません。また、今後の日米X線天文学衛星XRISMの将来の展望を紹介します。これにより、0.3〜12keVでdE〜5eVの前例のないスペクトル分解能で大気組成を測定できるようになります。
進化する中間質量星の周りの原始惑星系円盤の光蒸発分散
| Title |
Photoevaporative_Dispersal_of_Protoplanetary_Disks_around_Evolving_Intermediate-mass_Stars |
| Authors |
Masanobu_Kunitomo,_Shigeru_Ida,_Taku_Takeuchi,_Olja_Pani\'c,_James_M._Miley,_Takeru_K._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07673 |
原始惑星系円盤の進化に対する恒星進化の影響を理解することを目指しています。特に、低質量星よりも急速に進化する中間質量（IM）星の周りのディスク進化に焦点を当てています。恒星の遠紫外線（FUV）、極紫外線（EUV）、およびX線放射によって引き起こされる粘性降着と光蒸発（PE）を考慮して、0.5〜5個の太陽質量星の周りのディスクの長期的な進化を数値的に解きます。また、恒星進化を考慮に入れ、PEレートの時間発展を考慮します。IM星のFUV、EUV、およびX線の光度は、恒星の構造、恒星の有効温度、または降着率の時間発展とともに、数Myr以内で桁違いに進化することがわかります。したがって、PE率も時間とともに桁違いに進化し、恒星進化はIM星の周りのディスク進化にとって重要であると結論付けます。
データは、公転周期が$p$$<$100dのほとんどの岩石系外惑星（「熱い」岩石系外惑星）がガスに富むサブネプチューンとして形成され、その後ほとんどのエンベロープを失ったことを示唆していますが、これらの岩石系外惑星がまだ大気を持っているかどうかは不明です。公転周期が10-100日の1-1.7$R_{Earth}$（1-10$M_{Earth}$）の岩石系外惑星が、H$である長寿命の10-2000バール大気を獲得できる経路を特定します。_2$Oが優勢で、平均分子量は$>$10です。これらの大気は、惑星がサブネプチューンから岩の多い太陽系外惑星に進化する間に形成されます。ケイ酸塩マグマ中の酸化鉄の還元によって作られるH$_2$Oはマグマに非常に溶けやすく、H$_2$が支配的な雰囲気が続く限り損失から保護される溶解した貯留層を形成します。溶解したリザーバーのサイズが大きいため、H$_2$が分散した後の損失に対してH$_2$O雰囲気が緩衝されます。私たちのモデルでは、長寿命で水が支配的な大気は、星雲由来の大気（ピーク大気質量分率0.1-0.6wt％）と酸化マグマ（$>$5wt％FeO）の間の効率的な相互作用の一般的な結果です。大気損失による。この考えは、公転周期が10〜100日で、半径が半径の谷の下端から0.1〜0.2$R_{Earth}$以内にあるほとんどの岩石惑星は、依然としてH$_2$Oの大気を保持していると予測しています。この予測は、JWSTですぐにテスト可能であり、スーパーアースを通過するためのデータの解釈に影響を及ぼします。
小惑星集団におけるレゴリスの熱物理学的調査I：熱慣性の特性化
| Title |
Thermophysical_Investigation_of_Regolith_in_the_Asteroid_Population_I:_Characterization_of_Thermal_Inertia |
| Authors |
Eric_M._MacLennan_and_Joshua_P._Emery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08371 |
小惑星の熱慣性は、レゴリスの熱物理的特性の指標であり、表面の粒子のサイズによって決定されます。小惑星の以前の熱物理モデリング研究は、物体のサイズ、自転周期、および地動説の距離（温度の代用）を、熱慣性に個別に影響を与える重要な要因として特定または示唆しています。この作業では、239個の小惑星の新しい熱慣性を示し、熱慣性の多変量モデルで3つの要素すべてをモデル化します。WISEによって観測されたオブジェクトの大規模な（239）セットのマルチエポック赤外線データを使用して、事前の知識を必要としない熱物理モデリングアプローチを使用して、サイズ、アルベド、熱慣性、表面粗さ、およびスピンの感覚を導き出します。オブジェクトの形状またはスピン軸の方向。私たちの熱慣性の結果は、同様のサイズの小惑星に関する文献の以前の値と一致しており、8km未満のメインベルト小惑星の中で過剰な逆行性回転子を特定しています。次に、結果を文献の熱慣性と組み合わせて、多変量モデルを構築し、小惑星の直径、自転周期、および表面温度への依存性を定量化します。3つの独立変数間の共依存性を説明するこの多変量モデルは、小惑星の直径と表面温度を熱慣性の強力な制御として識別しました。
HD142527：SPHEREを使用した定量的ディスク偏光測定
| Title |
HD142527:_Quantitative_disk_polarimetry_with_SPHERE |
| Authors |
S._Hunziker,_H._M._Schmid,_J._Ma,_F._Menard,_H._Avenhaus,_A._Boccaletti,_J._L._Beuzit,_G._Chauvin,_K._Dohlen,_C._Dominik,_N._Engler,_C._Ginski,_R._Gratton,_T._Henning,_M._Langlois,_J._Milli,_D._Mouillet,_C._Tschudi,_R._G._van_Holstein,_A._Vigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08462 |
ダストの光散乱パラメータの決定に焦点を当てて、HD142527周辺の原始惑星系円盤の高精度測光と偏光測定を紹介します。SPHERE/VLTのZIMPOLおよびIRDISサブインスツルメントから、VBB（735nm）およびHバンド（1625nm）でのHD142527の偏光微分イメージングデータを再削減しました。参照星微分イメージングに基づく偏光測定と測光により、星周円盤によって散乱された光の直線偏光強度と全強度を高精度で測定することができました。ディスク表面による複数の光散乱の単純なモンテカルロシミュレーションを使用して、ダストの3つの散乱パラメーター（$P_{\rmmax}$の最大偏光、非対称パラメーター$g$、および単一散乱）の制約を導き出しました。アルベド$\omega$。VBBとHバンドでそれぞれ$51.4\pm1.5$mJyと$206\pm12$mJyの反射総強度と$11.3\pm0.3$mJyと$55.1\pm3.3$mJyの偏光強度を測定します。また、視覚範囲では、ディスクの反対側の$28\％$と手前側の$17\％$の間で変化する偏光度が見つかります。ディスクは、散乱光強度と偏光強度が赤色で表示されます。これらは、視覚と比較した場合、近赤外線で約2倍高くなっています。モデル計算を使用して、ダスト粒子の散乱特性を決定し、強い前方散乱（$g\約0.5-0.75$）、比較的低い単一散乱アルベド（$\omega\約0.2-0.5$）、および高い証拠を見つけます。観測された両方の波長について、ディスクの反対側の表面での最大偏光（$P_{\rmmax}\upperx0.5-0.75$）。光学パラメータは、高い最大偏光、ダストの強い前方散乱の性質、および観測された赤い円盤の色を説明するために必要な、大きな凝集ダスト粒子の存在を示しています。
DECam Local Volume Exploration Survey：概要と最初のデータリリース
| Title |
The_DECam_Local_Volume_Exploration_Survey:_Overview_and_First_Data_Release |
| Authors |
A._Drlica-Wagner,_J._L._Carlin,_D._L._Nidever,_P._S._Ferguson,_N._Kuropatkin,_M._Adam\'ow,_W._Cerny,_Y._Choi,_J._H._Esteves,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_S._Mau,_A._E._Miller,_B._Mutlu-Pakdil,_E._H._Neilsen,_K._A._G._Olsen,_A._B._Pace,_A._H._Riley,_J._D._Sakowska,_D._J._Sand,_L._Santana-Silva,_E._J._Tollerud,_D._L._Tucker,_A._K._Vivas,_E._Zaborowski,_A._Zenteno,_T._M._C._Abbott,_S._Allam,_K._Bechtol,_C._P._M._Bell,_E._F._Bell,_P._Bilaji,_C._R._Bom,_J._A._Carballo-Bello,_M.-R._L._Cioni,_A._Diaz-Ocampo,_T._J._L._de_Boer,_D._Erkal,_R._A._Gruendl,_D._Hernandez-Lang,_A._K._Hughes,_D._J._James,_L._C._Johnson,_T._S._Li,_Y.-Y._Mao,_D._Mart\'inez-Delgado,_P._Massana,_M._McNanna,_R._Morgan,_E._O._Nadler,_N._E._D._No\"el,_A._Palmese,_A._H._G._Peter,_E._S._Rykoff,_J._S\'anchez,_N._Shipp,_J._D._Simon,_A._Smercina,_M._Soares-Santos,_G._S._Stringfellow,_K._Tavangar,_R._P._van_der_Marel,_A._R._Walker,_R._H._Wechsler,_J._F._Wu,_B._Yanny,_M._Fitzpatrick,_L._Huang,_A._Jacques,_R._Nikutta,_A._Scott_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07476 |
DECamLocalVolumeExplorationSurvey（DELVE）は、チリのCerroTololoInter-AmericanObservatoryにある4mBlanco望遠鏡での126泊の調査プログラムです。DELVEは、ローカルボリューム内のさまざまな環境で、かすかな伴銀河やその他の分解された恒星の下部構造の特性を理解しようとしています。DELVEは、新しいDECam観測とアーカイブDECamデータを組み合わせて、銀河緯度の高い（|b|>10度）南天の約15000度$^2$から5$\sigma$の深さg、r、i、までをカバーします。z〜23.5等さらに、DELVEは、マゼラン雲の周りの深さg、r、i〜24.5magまでの〜2200deg$^2$の領域と、4つのマゼラン類似体の周りの深さまでの〜135deg$^2$の領域をカバーします。g、i〜25.5等ここでは、DELVEプログラムの概要とこれまでの進捗状況を紹介します。また、最初のDELVE公開データリリース（DELVEDR1）を要約します。これは、南の空の約5000度$^2$から5$\sigma$ポイントまでをカバーする約5億2000万の天文ソースに点光源と自動絞り測光を提供します。g=24.3、r=23.9、i=23.3、z=22.8等の光源深度。DELVEDR1は、NOIRLabAstroDataLabサイエンスプラットフォームを介して公開されています。
巨大銀河の集合史について。 VEGASディープイメージングとM3G面分光法によるパイロットプロジェクト
| Title |
On_the_assembly_history_of_massive_galaxies._A_pilot_project_with_VEGAS_deep_imaging_and_M3G_integral_field_spectroscopy |
| Authors |
Marilena_Spavone,_Davor_Krajnovi\'c,_Eric_Emsellem,_Enrichetta_Iodice,_Mark_den_Brok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07478 |
この論文では、MUSEMostMassiveGalaxies（M3G）プロジェクトからの3つの巨大な（$M_{*}\simeq10^{12}$〜M$_\odot$）銀河のVEGAS調査からの新しい深い画像を提示します。距離が$151\leqD\leq183$Mpcの範囲の場合：PGC007748、PGC015524、PGC049940。長い積分時間とOmegaCam@VSTの広い視野により、光と色の分布を$\mu_g\simeq30$〜mag/arcsec$^2$までマッピングして$\sim2R_e$までマッピングすることができました。深いデータは、さまざまな銀河の成分、特に恒星のハローに付着した部分の寄与を推定するために重要です。MUSEで利用可能な面分光観測は、各銀河の限られた部分（$\sim1R_e$まで）をカバーしますが、画像解析から、最初の遷移半径を超えて運動学と星の種族をマッピングしていることがわかります。蓄積されたコンポーネントのが支配的になり始めます。この作業の主な目標は、画像解析から得られたさまざまなコンポーネントのスケールを、MUSEデータからの運動学および星の種族プロファイルと相関させることです。結果は、理論的予測の助けを借りて、3つの銀河の集合履歴に対処するために使用されました。我々の結果は、PGC049940の付着質量分率が77％と最も低いことを示唆しています。PGC007748とPGC015524で推定されたより高い付着質量分率（それぞれ86％と89％）は、フラットな$\lambda_R$プロファイルと組み合わされて、質量の大部分が大規模な合併によって取得されたことを示しています。より大きな半径で観察された金属量プロファイル。
ESO323-G77のホットダストディスクの解決
| Title |
Resolving_the_Hot_Dust_Disk_of_ESO323-G77 |
| Authors |
James_H._Leftley,_Konrad_R._W._Tristram,_Sebastian_F._H\"onig,_Daniel_Asmus,_Makoto_Kishimoto,_Poshak_Gandhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07482 |
赤外線干渉法は、活動銀河核（AGN）の中央パーセクのほこりっぽい構造の理解におけるパラダイムシフトを煽っています。塵は現在、高温（$\sim1000\、$K）の赤道円盤で構成されていると考えられており、その一部は放射圧によってより冷たい（$\sim300\、$K）極塵風に吹き込まれます。この論文では、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）の新しい近赤外干渉計GRAVITYを利用して、近くのセイファート銀河ESO323-G77でホストされているタイプ1.2AGNを研究します。二乗された視程と閉鎖段階をモデル化することにより、高温の塵が赤道儀に拡張され、ディスクの概念と一致し、同じ方向に非対称の兆候を示すことがわかります。さらに、データは、Kバンド残響マッピングによって決定されたホットダストサイズ、およびESO323-G77のSEDを使用して以前の作業で作成されたCAT3D-WINDモデルからの予測サイズ、およびVLTIからの中IRでの観測と完全に一致しています。/ミディ。
大規模な摂動体の力学的摩擦駆動のインスピレーションにおけるバーの役割
| Title |
The_role_of_bars_on_the_dynamical-friction_driven_inspiral_of_massive_perturbers |
| Authors |
Elisa_Bortolas,_Matteo_Bonetti,_Massimo_Dotti,_Alessandro_Lupi,_Pedro_R._Capelo,_Lucio_Mayer_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07486 |
この論文では、銀河系の棒が天の川のような銀河内の巨大な摂動体（MP）のインスピレーションを与える時間スケールに与える影響を調査します。回転支持された背景に一般化された力学的摩擦の正確な処理を含む半分析的アプローチを介して、MPの軌道を多成分銀河モデルに統合します。天の川のような回転棒を特徴とする銀河のMP進化を、棒のない類似の軸対称銀河内の進化と比較します。バーの存在がインスピレーションに大きな影響を与える可能性があり、場合によっては数倍短くなり、ハッブル時間の間それを妨げることがあります。これは、力学的摩擦だけでは軌道の減衰を完全に特徴づけるには非常に不十分であることを意味します。バーの効果は、最初は面内の順行MP、特にバーの共回転半径または外側のリンドブラッド共鳴を横切るMPでより顕著になります。棒渦巻銀河では、大きな間隔（>〜8kpc）から銀河に接近する最も重いMP（>〜10^7.5Msun）の沈下が、最も効率的に妨げられていることがわかります。したがって、非対称の質量分布に関連するグローバルトルクの影響を無視することは、理想化された滑らかな天の川モデル内でもお勧めできません。より複雑で現実的な銀河系を扱う場合は避ける必要があります。これは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）で検出される自然な候補源である、後期型スパイラルの巨大なブラックホールの軌道減衰に重要な影響を及ぼします。
APOGEE-2を使用したジェラム恒星ストリームの化学力学的特性評価
| Title |
Chemodynamically_Characterizing_the_Jhelum_Stellar_Stream_with_APOGEE-2 |
| Authors |
Allyson_A._Sheffield,_Aidan_Z._Subrahimovic,_Mohammad_Refat,_Rachael_L._Beaton,_Sten_Hasselquist,_Christian_R._Hayes,_Adrian._M._Price-Whelan,_Danny_Horta,_Steven_R._Majewski,_Katia_Cunha,_Verne_V._Smith,_Jose_G._Fernandez-Trincado,_Jennifer_S._Sobeck,_Ricardo_R._Munoz,_D._A._Garcia-Hernandez,_Richard_R._Lane,_Christian_Nitschelm,_and_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07488 |
APOGEE-2調査で観測された赤色巨星の運動学的および化学的プロファイルを、太陽から$\approxの距離にある天の川の内側のハローにある天の川の下部構造であるジェルム恒星の流れの方向に示します。$13kpc6つのAPOGEE-2Jhelumポインティングから、log（$g$）$<$3.5で星を分離し、289個の赤色巨星のサンプルを残します。このAPOGEE巨人のサンプルから、このストリームの$Gaia$DR2からの位置天文信号と一致する7つの星を特定しました。これらの7つのうち、1つは\cite{ji20}によって提示されたジェラム星と同じシーケンスに沿ってRGBに分類されます。この新しいジェラムメンバーは[Fe/H]=-2.2で、赤色巨星分枝の先端にあります。高い軌道離心率で金属が豊富な星を選択することにより、APOGEEサンプルで、$Gaia$-Enceladus-Sausage（GES）の合併に関連している可能性が高い赤色巨星を特定します。ジェラム星とGES星の存在比プロファイルを比較し、低金属量の集団で予想されるように、$\alpha$要素で同様の傾向を見つけます。ただし、GESとJhelumの星の軌道は、一般に共通の起源と一致していないことがわかります。APOGEEジェラム星と他の確認された小川のメンバーの化学的存在量は、既知の恒星小川の星に類似しており、したがって、球状星団の起源を除外することはできませんが、小川の前駆体の矮小銀河起源と一致しています。
PION：バウショックと星周星雲のシミュレーション
| Title |
PION:_Simulating_bow_shocks_and_circumstellar_nebulae |
| Authors |
Jonathan_Mackey,_Samuel_Green,_Maria_Moutzouri,_Thomas_J._Haworth,_Robert_D._Kavanagh,_Davit_Zargaryan,_Maggie_Celeste |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07555 |
膨張する星雲は、特に進化の後期に、星からの質量損失によって生成されます。これらの星雲の多次元シミュレーションは、星の近くで高解像度を必要とし、理想的には適応タイムステップで、星からの距離とともに減少する解像度を可能にします。放射磁気流体力学コードPIONでの静的メッシュ精密化の実装とテストを報告し、2Dおよび3D計算のパフォーマンスを文書化します。高温で磁化されたゆっくりと回転する星が磁化されたISMを移動するときに発生するバウショックは、3Dでシミュレートされ、2D計算との違いが強調されます。緯度に依存する、時間とともに変化する磁化された風がモデル化され、文献からの青色超巨星の周りの環状星雲のシミュレーションと比較されます。ウォルフ・ライエ星からの高速風の、前の赤色超巨星の進化段階からの低速風への拡大の3Dシミュレーションが提示され、その結果が文献および分析理論の結果と比較されます。最後に、連星系からの風と風の衝突が3DMHDでモデル化され、その結果が以前の2D流体力学的計算と比較されます。シミュレーションスナップショットを読み取ってプロットするためのPythonライブラリが提供されており、トーラスを使用した合成赤外線放射マップの生成も示されています。風で駆動される星雲の最先端の3DMHDシミュレーションは、妥当な計算リソースを備えたPIONを使用して実行できることが示されています。ソースコードとユーザードキュメントは、BSD3ライセンスの下でコミュニティで利用できるようになっています。
銀河のディスクとハローシステムの明るい金属量の少ない星をターゲットにする
| Title |
Targeting_Bright_Metal-poor_Stars_in_the_Disk_and_Halo_Systems_of_the_Galaxy |
| Authors |
Guilherme_Limberg,_Rafael_M._Santucci,_Silvia_Rossi,_Derek_Shank,_Vinicius_M._Placco,_Timothy_C._Beers,_Kevin_C._Schlaufman,_Andrew_R._Casey,_H\'elio_D._Perottoni,_Young_Sun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07621 |
GMOS-N/S（ジェミニ北/南望遠鏡）とグッドマン（SOAR望遠鏡）で実施されたBest＆Brightest（B＆B）調査から選択された、1897年の低金属量星候補の分光学的フォローアップの結果を提示します。分光器。これらの低解像度（$R\sim2000$）スペクトルから、恒星の大気パラメーター、および炭素とマグネシウム（$\alpha$元素の代表）の存在比を推定します。プログラムスターの$56\％$が金属に乏しい（[Fe/H]$<-1.0$）、$30\％$が非常に金属に乏しい（VMP;[Fe/H]$<-2.0$）ことを確認します）と$2\％$は非常に金属が少ない（EMP;[Fe/H]$<-3.0$）。191個の炭素強化金属量不足（CEMP）星があり、VMPおよびEMPレジームのCEMP比率はそれぞれ$19\％$および$43\％$になります。合計94個の確認されたCEMP星は、ユンのグループI（$A（{\rmC}）\gtrsim7.25$）に属し、97個はグループII（$A（{\rmC}）\lesssim7.25$）に属しています-ビール$A$（C）$-$[Fe/H]図。さらに、これらのデータをガイアEDR3の位置天文情報と組み合わせて、Goodman/SOAR候補に適用された新しいターゲット選択基準を示し、ランダムと比較して真正なVMPおよびEMP星の識別効率を2倍以上にします。B＆Bカタログから引用。このターゲット選択アプローチは、[Fe/H]$\leq-1.5$、$\leq-2.0で$96\％$、$76\％$、$28\％$、$4\％$の成功率を達成できることを示しています。それぞれ$、$\leq-2.5$、$\leq-3.0$。最後に、サンプル内の動的に興味深い星の存在を調査します。いくつかのVMP/EMP（[Fe/H]$\leq-2.5$）星は、ディスクシステム、またはガイアソーセージ/エンケラドゥスやセコイアのようなハロー下部構造のいずれかに関連付けることができることがわかりました。
極薄銀河の分光学的調査
| Title |
A_Spectroscopic_Survey_of_Superthin_Galaxies |
| Authors |
Stefan_J._Kautsch,_Dmitry_Bizyaev,_Dimitry_I._Makarov,_Vladimir_P._Reshetnikov,_Alexander_V._Mosenkov,_and_Alexandra_V._Antipova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07782 |
極薄銀河の分光観測を紹介します。極薄銀河は、円盤銀河の中で最も薄い恒星円盤を持っています。ニューメキシコ州のアパッチポイント天文台で3.5mの望遠鏡を使って可視光で138個の極薄のサンプルを観測し、銀河内のイオン化ガスの回転曲線を取得しました。このサンプルは、これまでの極薄銀河の最大の調査を表しており、この特殊なタイプの銀河系外天体の運動学的および動的特性を調査するためのデータベースを提供します。ここでは、サンプルオブジェクトの回転曲線を示します。
VLAフロンティアフィールド調査：3GHzおよび6GHzでのMACSレンズクラスターの深部高解像度無線イメージング
| Title |
The_VLA_Frontier_Fields_Survey:_Deep,_High-resolution_Radio_Imaging_of_the_MACS_Lensing_Clusters_at_3_and_6_GHz |
| Authors |
I._Heywood,_E._J._Murphy,_E._F._Jim\'enez-Andrade,_L._Armus,_W._D._Cotton,_C._DeCoursey,_M._Dickinson,_T._J._W._Lazio,_E._Momjian,_K._Penner,_I._Smail,_O._M._Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07806 |
フロンティアフィールドプロジェクトは、重力レンズによって提供される倍率を使用して、非常に暗いまたは遠い銀河を研究することを目的とした、6つの銀河団を対象とした観測キャンペーンです。3GHzと6GHzのKarlG。Jansky超大型アレイ（VLA）を使用して、MACSJ0416.1$-$2403（$z$=0.396）、MACSJ0717.5+3745（$z$=0.545）の3つのフロンティアフィールドを観測しました。、およびMACSJ1149.5+2223（$z$=0.543）。画像は、サブ秒の解像度（$z$=3で$\sim$2.5kpc）で$\sim$1$\mu$Jyビーム$^{-1}$のノイズレベルに達し、高解像度の高解像度ビューを提供します-$z$星形成銀河で、塵の覆いによって偏りがありません。バンドごと、クラスターごとに2つの異なる解像度で二重周波数連続画像を生成し、合計1966のコンパクトな電波源のカタログを導き出します。ハッブル宇宙望遠鏡とスバルの観測領域内のコンポーネントは交差適合試験であり、そのうちの1296個のホスト銀河の識別を提供します。13個の中程度のレンズ（2.1$<$$\mu$$<$6.5）の光源を検出し、そのうちの1つは0.9$\mu$Jyビーム$^{-1}$の縮小されたピーク輝度を持ち、候補になります。これまでに検出された最も弱い電波源のために。複雑な形態を示す66の電波源があり、これらのうち58はホスト銀河の識別を持っています。MACSJ1149.5+2223は、西側の候補遺物が$z$=0.24の前景楕円に関連付けられた二重ローブ電波銀河として解決されるため、二重遺物を持つクラスターではないことを明らかにします。VLAフロンティアフィールドプロジェクトは、公的なレガシー調査です。この作品の画像とカタログ製品は無料で入手できます。
VLAフロンティアフィールド調査：$ 0.3 \ lesssim z \ lesssim 3 $星形成銀河の電波とUV /光学サイズの比較
| Title |
The_VLA_Frontier_Field_Survey:_A_Comparison_of_the_Radio_and_UV/optical_size_of_$0.3_\lesssim_z_\lesssim_3$_star-forming_galaxies |
| Authors |
E._F._Jim\'enez-Andrade,_E._J._Murphy,_I._Heywood,_I._Smail,_K._Penner,_E._Momjian,_M._Dickinson,_L._Armus,_T._J._W._Lazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07807 |
銀河の成長履歴を調査するために、$0.3\lesssimz\lesssim3$と中央値の恒星に分布する98個の電波で選択された星形成銀河（SFG）の静止フレームの電波、紫外線（UV）、および光学サイズを測定します。$\log（M_\star/\rmM_\odot）\approx10.4$の質量。静止フレームの発光によって追跡された銀河の恒星円盤のサイズを、電波連続放射によって追跡された星形成活動の全体的な範囲と比較します。サンプルの銀河は、MACSJ0416.1$-$2403、MACSJ0717.5+3745、およびMACSJ1149.5+2223の3つのハッブルフロンティアフィールドで識別されます。無線連続体のサイズは、3GHzおよび6GHzの無線画像から導出されます（$\lesssim0$''$。6$解像度、$\approx0.9\、\rm\muJy\、beam^{-1}$ノイズレベル）KarlG.Jansky超大型アレイから。レストフレームのUVおよび光学サイズは、ハッブル宇宙望遠鏡とACSおよびWFC3機器からの観測を使用して導き出されます。3GHzの電波サイズとSFGの恒星質量の間に明確な依存関係は見られません。これは、UV/光学サイズと銀河の恒星質量の間の正の相関とは対照的です。$\log（M_\star/\rmM_\odot）>10$のSFGに注目すると、星形成率が高い銀河（$\rmSFR）では、電波/UV/光放射がよりコンパクトになる傾向があることがわかります。\gtrsim100\、M_\odot\、yr^{-1}$）は、中央のコンパクトなスターバースト（および/または活動銀河核）がサンプルの最も明るい銀河に存在することを示唆しています。また、$\log（M_\star/\rmM_\odot）>10$の無線で選択されたSFGの物理的な無線/UV/光学サイズは、$z\約3から$1.5〜2$の係数で増加することがわかります。$から$z\upperx0.3$ですが、電波放射はUV/光学系からの放射よりも2〜3倍コンパクトなままです。これらの発見は、$0.3\lesssimz\lesssim3$のこれらの大規模な{無線選択}SFGは、それらの外側の円盤に比べて中央で強化された星形成活動を宿す傾向があることを示しています。
ガイア-EDR3視差からりゅうこつ座星雲とその星団までの距離（トランプラー14、15、16）
| Title |
Gaia-EDR3_Parallax_Distances_to_the_Great_Carina_Nebula_and_its_Star_Clusters_(Trumpler_14,_15,_16) |
| Authors |
Michael_Shull,_Jeremy_Darling,_and_Charles_Danforth_(Univ._of_Colorado) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07922 |
オフセット補正されたGaia-EDR3視差測定と分光光度法を使用して、CarinaOB1関連および関連するクラスター（トランプラー16（21つ星）、トランプラー14（20つ星）、トランプラー15（3つ星））の69個の大質量星の距離を決定しました。、Bochum11（5つ星）、およびSouthPillars地域（20つ星）。カリーナ星雲までの過去の推定距離は2.2から3.6kpcの範囲であり、測光と異常な減光から生じる不確実性があります。EDR3視差ソリューションはDR2に比べて大幅な改善を示しており、一般的なエラーは$\sigma_{\varpi}/\varpi\approx$〜3-5％です。きゅうこつ座大星雲のO型星は、平均と二乗平均平方根の分散を引用して、本質的に同じ距離（$2.35\pm0.08$kpc）にあります。クラスターの距離は、$2.32\pm0.12$kpc（Tr16）、$2.37\pm0.15$kpc（Tr14）、$2.36\pm0.09$kpc（Tr15）、および$2.33\pm0.12$kpc（ボーフム11）約2.3kpcの$\eta$車の距離とよく一致しています。O型星の固有運動は、Tr14とTr16の内部（2D）速度分散$\sim4$km/sを示唆します。信頼できる距離により、クラスターサイズ、恒星力学、輝度、および光解離領域に入射する光イオン化放射のフラックスを推定できます。領域。Tr14とTr16は、半質量半径$r_h=1.5-1.8$pc、恒星交差時間$t_{\rmcr}=r_h/v_m\approx0.7-0.8$Myr、および2体緩和時間であると推定されます。$t_{rh}\約40-80$Myr。バインドされたクラスターの場合、Tr14の基礎となる速度分散は、$N=7600^{+5800}_{-2600}$の場合$v_m\approx2.1^{+0.7}_{-0.4}$km/sになります。出演者。O型星の分散が高いと、質量分離が3〜6〜Myrの時間スケールでゆっくりと発生する可能性があります。
埋め込まれた巨大原始星のKバンド高分解能分光法
| Title |
K-band_High-Resolution_Spectroscopy_of_Embedded_Massive_Protostars |
| Authors |
Tien-Hao_Hsieh,_Michihiro_Takami,_Michael_S._Connelley,_Sheng-Yuan_Liu,_Yu-Nung_Su,_Naomi_Hirano,_Motohide_Tamura,_Masaaki_Otsuka,_Jennifer_L._Karr_and_Tae-Soo_Pyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07958 |
高質量星形成の古典的なパラドックスは、強力な放射圧が降着を止め、中心星のさらなる成長を妨げる可能性があるということです。この問題を解決するためにディスク降着が提案されていますが、高質量星形成におけるディスクと降着過程はよくわかっていません。11個の高質量原始星に対して$K$バンドで高解像度（$R$=35,000-70,000）iSHELL分光法を実行しました。Br-$\gamma$放出は、8つのソースに対して観察され、これらのソースのほとんどのラインプロファイルは、低質量PMS星のラインプロファイルと類似しています。Br-$\gamma$と降着光度の間の経験的関係を使用して、$\lesssim$10$^{-8}$から$\sim$10$^{-4}$$M_\の範囲のディスク降着率を暫定的に推定します。odot$yr$^{-1}$。これらの低質量降着率は、低質量原始星に提案されているように、高質量原始星が一時的な降着を介してより多くの質量を獲得することを示唆しています。検出限界を考えると、COオーバートーン放出（$v$=2-0および3-1）は、おそらく内側のディスク領域（$r\ll100$au）に関連しており、2つのソースに向かって発見されました。Br-$\gamma$放出と比較したこの低い検出率は、以前の観察結果と一致しています。11のソースのうち10は、$v$=0-2${\rmR（7）-R（14）}$CORブランチでの吸収を示しています。それらのほとんどは青方偏移または赤方偏移のいずれかであり、吸収が最大$\sim50$kms$^{-1}$の速度での流出または流入に関連していることを示しています。私たちの分析によると、吸収層は通常100〜200Kの単一温度で十分に熱化されており（したがって$n_{\mathrmH_2}\gtrsim10^6$cm$^{-3}$）、200以内にあります。-星の600au。
| Title |
A_hyperluminous_obscured_quasar_at_a_redshift_of_z_~_4.3 |
| Authors |
Andreas_Efstathiou,_Katarzyna_Malek,_Denis_Burgarella,_Peter_Hurley,_Seb_Oliver,_Veronique_Buat,_Raphael_Shirley,_Steven_Duivenvoorden,_Vicky_Papadopoulou_Lesta,_Duncan_Farrah,_Kenneth_J._Duncan,_Maria_del_Carmen_Campos_Varillas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08032 |
この研究では、z〜4.3の測光赤方偏移での超高輝度銀河HELP_J100156.75+022344.7の発見を報告します。銀河は、ハーシェル銀河系外レガシープロジェクト（HELP）によって研究された分野の1つである宇宙進化調査（COSMOS）分野で発見されました。銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）を提示し、銀河のCYprusモデルとそのNUclearSpectra（CYGNUS）多成分放射伝達モデルに適合させます。その放出は、予測される合計1〜1000umの光度が$3.91^{+1.69}_{-0.55}\times10^{13}L_\odot$で、活動銀河核（AGN）を持つ不明瞭なクエーサーによって支配されていることがわかります。〜89％の割合。また、HELP_J100156.75+022344.7をCodeInvestigatingGALaxyEmission（CIGALE）コードに適合させ、同様の結果を見つけました。これは、これまでに発見された2番目のz>4の超高輝度の不明瞭なクエーサーにすぎません。〜2deg^2COSMOSフィールドでのHELP_J100156.75+022344.7の発見は、〜1300deg^2をカバーするHELPフィールドに多数の不明瞭な超高輝度クエーサーが存在する可能性があることを意味します。これが確認されれば、超大質量ブラックホール進化モデルと観測の間の緊張が緩和されるでしょう。z〜4.5でのHELP_J100156.75+022344.7のようなオブジェクトの空間密度は、$\sim1.8\times10^{-8}$Mpc$^{-3}$と推定されます。これは、同時代の超高輝度の光学的に選択されたクエーサーの空間密度よりもわずかに高く、z>4クエーサーの不明瞭なトーラスがカバーファクター$\gtrsim50\％$を持っている可能性があることを示唆しています。
深層学習による円盤銀河の微細構造の定量化：さまざまなハッブルタイプの渦巻腕のセグメンテーション
渦巻腕と、巨大な分子雲や巨大なOB星などの他の銀河成分との間の空間的相関関係は、渦巻腕が円盤銀河の進化のさまざまな側面で重要な役割を果たすことができることを示唆しています。したがって、円盤銀河における渦巻腕のセグメンテーションは、これらの相関関係を調査するための重要なタスクです。ここでは、深層学習アルゴリズムに基づいており、生物学のセグメンテーションタスク用に発明されたU-netを使用して、円盤銀河をスパイラル領域と非スパイラル領域に分解しようとしています。
いて座矮小銀河における新しい球状星団の発見
| Title |
Discovery_of_new_globular_clusters_in_the_Sagittarius_dwarf_galaxy |
| Authors |
D._Minniti,_V._Ripepi,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_J._Alonso-Garc\'ia,_L._C._Smith,_P._W._Lucas,_M._G\'omez,_J._B._Pullen,_E._R._Garro,_F._Vivanco_C\'adiz,_M._Hempel,_M._Rejkuba,_R._K._Saito,_T._Palma,_J._J._Clari\'a,_M._Gregg,_and_D._Majaess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08196 |
環境。球状星団（GC）は、天の川（MW）への過去の降着イベントの目撃者です。特に、いて座（Sgr）矮小銀河のGCは、進行中の合併の重要な調査です。目的。私たちの主な目標は、ViaLacteaExtendedSurvey（VVVX）近赤外線データベースとGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）光学データベースのVISTA変数を使用して、この矮小銀河の新しいGCメンバーを検索することです。メソッド。約180平方度をカバーする領域でのGC候補のすべてのVVVX対応の発見を調査しました。バルジといて座矮小銀河に向かって。マルチバンド点像分布関数測光を使用して、すべてのGC候補の深い色-マグニチュード図（CMD）と光度関数（LF）を取得し、正確なGaia-EDR3固有運動（PM）を使用してSgrメンバーを選択し、変動情報を使用してRRを選択しました潜在的なGCメンバーであるLyrae。結果。厳密なPMカットを適用して前景の膨らみと円盤状の星を破棄した後、一部のGC候補のCMDとLFは、明確に定義された赤色巨星の枝と赤色巨星のピークを示します。最良のSgrGCを選択し、それらの距離、赤み、および関連するRRLyraeを推定しました。結論。この矮小銀河で知られているGCの数を2倍以上にする、12の新しいSgrGCメンバーを発見しました。さらに、確認のためのより良いデータを待っている、不確実な他の11のGC候補が特定されています。
Caltech-NRAO Stripe 82 Survey（CNSS）Paper V：ラジオラウド状態に移行したAGN
| Title |
Caltech-NRAO_Stripe_82_Survey_(CNSS)_Paper_V:_AGNs_that_transitioned_toradio-loud_state |
| Authors |
Aleksandra_Wo{\l}owska,_Magdalena_Kunert-Bajraszewska,_Kunal_P._Mooley,_Aneta_Siemiginowska,_Preeti_Kharb,_C._H._Ishwara-Chandra,_Gregg_Hallinan,_Mariusz_Gromadzki_and_Dorota_Kozie{\l}-Wierzbowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08422 |
最近の複数年にわたるCaltech-NRAOStripe82Survey（CNSS）は、5〜20年の不在の後に新しい電波源として現れたオブジェクトのグループを明らかにしました。これらは、20センチメートルの電波空のかすかな画像（FIRST）調査に関する一時的な現象であり、更新された放射能の最初の偏りのないサンプルを構成します。ここでは、それらのフォローアップ、ラジオ、光学、X線の研究を紹介します。このグループは、広い赤方偏移（$\rm0.04<z<1.7$）と光度（$\rm22<log_{10}[L_{1.4GHz}/W〜Hz^{-）を持つクエーサーと銀河の両方の12のソースで構成されています。1}]>24.5$）分布。活動の最初の段階でのそれらの無線特性、すなわち凸状スペクトルとコンパクトな形態により、それらすべてをギガヘルツピークスペクトル（GPS）ソースとして分類することができます。スペクトルの変化は、新しく生まれた電波ジェットの進化の結果であると結論付けます。私たちの観測によると、今後数年間の活動で、GPS銀河はスペクトルの凸形状を維持しますが、GPSクエーサーは急速にフラットスペクトル源に変化し、その結果、若い源として認識されなくなる可能性があります。一時的なソース間のボロメータの光度、ブラックホールの質量、ジェットパワーの範囲が広いことは、若い電波オブジェクトのグループの人口の多様性がさらに大きいことを示しています。また、降着円盤の光度（降着率）の小さな変化が、数十年の規模で進化する低出力放射能に点火するのに十分である可能性があることを示唆します。
天の川銀河ハローとその矮星衛星の形成：NLTE-1D存在量分析。 IV。 Segue 1、Triangulum II、およびComa
Berenices UFD
| Title |
The_formation_of_the_Milky_Way_halo_and_its_dwarf_satellites:_a_NLTE-1D_abundance_analysis._IV._Segue_1,_Triangulum_II,_and_Coma_Berenices_UFDs |
| Authors |
T._M._Sitnova,_L._I._Mashonkina,_A._M._Tatarnikov,_O._V._Voziakova,_M._A._Burlak,_Yu._V._Pakhomov,_P._Jablonka,_M._D._Neretina,_A._Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08435 |
Segue1（7つ星）、ComaBerenices（3つ星）、TriangulumII（1つ星）の超微弱矮小銀河（UFD）の金属量の少ない星の炭素からバリウムまでの化学元素の大気パラメータと存在量を示します。有効温度は、SAIMSUコーカサス天文台の2.5m望遠鏡で得られた、可視および赤外線バンドでの新しい測光観測に依存しています。非局所熱力学的平衡（NLTE）線形成の下で、最大14の化学元素の存在量が導き出され、さらに最大5つの元素についてLTEの存在量が得られました。初めて、Seg1S1とS4に豊富な酸素、ComaBerS2とTriIIS40にシリコン、Seg1S1-S6とComaBerS1-S3にカリウム、Seg1S7にバリウムを示します。Segue1の3つの星、ComaBerenicesの2つの星、およびTriangulumIIの星の[Na/Mg]は-1.08〜-1.67dexと非常に低く、これは通常、文献では大量の元素合成によって生成される奇偶効果に起因するとされています。金属を含まない星。この化学的性質を最初の星の足跡として解釈します。これは、サンプルの星の化学的存在量パターンに寄与する少数の元素合成イベントのためにぼやけることはありません。かみのけ座、セグ1、三角IIにおけるNLTEのSrとBaの存在量は、古典的な矮小楕円銀河や天の川のハローと比較して、UFDの[Sr/Ba]の存在比が低いことを報告しています。ただし、UFDでは、大規模な銀河と同様に、[Sr/Ba]は一定ではなく、純粋なrプロセス比よりも高くなる可能性があります。銀河の進化の最も早い時期に、金属の少ないバイナリーでのSr生成の仮説を提案します。
クエーサーの広い吸収線トラフの出現と消失
| Title |
Appearance_vs_Disappearance_of_broad_absorption_line_troughs_in_quasars |
| Authors |
Sapna_Mishra,_M._Vivek,_Hum_Chand,_and_Ravi_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08499 |
スローンデジタルスカイサーベイを比較することにより、0.3$-$4.8の休止フレーム年にわたって\civBALトラフの外観を示す84個の広吸収線（BAL）クエーサー（1.7$<$\zem$<$4.4）の新しいセットを提示します。データリリース（SDSSDR）-7、SDSSDR-12、およびSDSSDR-14クエーサーカタログ。この出現するBALクエーサーサンプルのBAL変動の性質を、クエーサーの固有のBALトラフ、および連続体パラメーターを2つのサンプル間で比較することにより、文献で研究されている消失するBALクエーサーサンプルと対比します。出現するBALクエーサーは、消滅するBALクエーサーと比較して、赤方偏移が比較的高く、プローブされたタイムスケールが小さいことがわかります。赤方偏移バイアスの影響を軽減するために、同様の赤方偏移分布を持つBALクエーサーの出現と消滅のコントロールサンプルを作成しました。出現するBALクエーサーは、消失するBALサンプルと比較して、比較的明るく、浅くて広いBALトラフを持っていることがわかります。2つのサンプル間のクエーサー連続体変動パラメーターの分布は明確に分離されており、BALトラフの出現には連続体の調光が伴い、その逆も同様です。2つのサンプルのスペクトル指数の変動は、クエーサーの「明るいときに青い」傾向と一致する、BALトラフと連続体の変動の間の反相関も示しています。固有のダストモデルは、BALの出現/消失を説明する上で好ましいシナリオである可能性が低いことを示しています。私たちの分析は、BALの出現/消失のようなBALトラフの極端な変動は、主に吸収ガスのイオン化条件の変化によって引き起こされることを示唆しています。
近くのAGNにおける中性の流入と流出における空間的に分解されたガスとダストの接続
| Title |
The_spatially-resolved_gas_and_dust_connection_in_neutral_inflows_and_outflows_in_nearby_AGN |
| Authors |
David_S._N._Rupke_(1_and_2),_Adam_D._Thomas_(2),_and_Michael_A._Dopita_(2)_((1)_Rhodes_College,_(2)_Australian_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08502 |
ほこりっぽい、中性の流出と流入は、近くの星形成銀河の一般的な特徴です。サイディングスプリングサザンセイファート分光スナップショット調査（S7）からの広範なNaIDシグネチャのために選択された、8つの銀河（主にAGN）でこれらの流れを特徴づけます。この調査では、中程度のスペクトル分解能（NaIDでR=7000）で、深く広い視野の面分光法を採用しています。外部銀河の視線のサンプルを大幅に拡大します。このサンプルでは、両方のクールで中性のガス特性（N（NaI）、Weq（NaID））とダスト（E（BV））の間の空間分解関係が研究されています。星とガス。私たちのサンプルは、個々の銀河内のE（B-V）_starsおよびg-iカラーと総Weqの強い有意な相関関係を示しています。E（B-V）_gasとの相関は存在しますが、弱いです。回帰により、銀河から銀河への勾配の変化と、固有の散乱が約1オングストロームになります。サンプルは、N（NaI）およびWeq^abs対E（B-V）_gasの空間内の領域を占めます。これは、他の研究からのより高い色過剰[E（B-V）_gas〜1]への外挿と一致しています。おそらく外部銀河で初めて、おそらくガスの流入が原因で、NaIDラインで逆Pはくちょう座プロファイルを検出します。ドップラーシフトされたNaID吸収線と輝線を介して、恒星の自転とは100km/s以上異なる、または|v、abs--v、em|を持つ遍在する流れを見つけます。>100km/s流入と流出は、検出された恒星円盤/FOVの端に向かって広がり、一緒に投影された円盤の10〜40％の範囲内にあり、同様の平均N（NaI）とWeq（NaID）を持ちます。流出は短軸またはジェット駆動の流れと一致しますが、流入は投影された長軸に向かう傾向があります。流入は、非軸対称ポテンシャル、潮汐運動、またはハローの落下から生じる可能性があります。
OrionAに対するC $ ^ {18} $ Oコア質量関数：一皿観測
| Title |
The_C$^{18}$O_core_mass_function_toward_Orion_A:_Single-dish_observations |
| Authors |
Hideaki_Takemura,_Fumitaka_Nakamura,_Shun_Ishii,_Yoshito_Shimajiri,_Patricio_Sanhueza,_Takashi_Tsukagoshi,_Ryohei_Kawabe,_Tomoya_Hirota,_Akimasa_Kataoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08526 |
野辺山電波天文台（NRO）45m望遠鏡で撮影したC$^{18}$O（$J$=1--0）輝線で、オリオン座巨大分子雲に向けて偏りのない高密度コア調査を実施しました。。マップの有効角度分解能は26"で、これは414pcの距離で$\sim$0.05pcに対応します。Herschel-PlanckH$_2$列密度マップを使用して、C$^{18}を計算します。$Oの部分的な存在量であり、C$^{の傾向はあるものの、$\lesssim$5$\times$10$^{22}$cm$^{-3}$のカラム密度範囲でほぼ一定であることがわかります。18}$Oの枯渇は、より高いカラム密度に向かって決定されます。したがって、C$^{18}$Oの強度は、雲の構造にかなりよく従うことができます。OrionAの平均C$^{18}$Oの存在量は5.7と推定されます。$\times$10$^{-7}$は、基準値の約3倍です。アストロデンドロで746C$^{18}$Oコアを識別し、709コアをスターレスコアとして分類しました。コア質量を計算します。視線成分のC$^{18}$O積分強度の相対比率を使用して、ハーシェル-プランクダストカラム密度を分解することにより、この手順を適用して、バックグラウンド放射の寄与を除去しようとします。、コアの外側の周囲ガス。次に、星のないコアの質量関数を導き出し、それが恒星の初期質量関数（IMF）に似ていることを発見しました。スターレスコアのCMF$dN/dM$は、高質量勾配で$\alpha=-$2.25$\pm$0.16のべき乗則を持つ$M^\alpha$のべき乗則関係に適合しています（$\gtrsim$0.44$M_\odot$）。また、視線に沿って統合された総質量に対する各コア質量の比率が非常に大きいこともわかりました。したがって、以前の研究では、ダスト画像から得られたコア質量は、少なくとも数倍過大評価される可能性があります。したがって、そのような以前の研究は、個々のコアの星形成効率を過小評価する可能性があります。
オリオン大星雲クラスター領域のコア質量関数：最終的な恒星質量を決定するものは何ですか？
| Title |
The_Core_Mass_Function_in_the_Orion_Nebula_Cluster_Region:_What_Determines_the_Final_Stellar_Masses? |
| Authors |
Hideaki_Takemura,_Fumitaka_Nakamura,_Shuo_Kong,_H\'ector_G._Arce,_John_M._Carpenter,_Volker_Ossenkopf-Okada,_Ralf_Klessen,_Patricio_Sanhueza,_Yoshito_Shimajiri,_Takashi_Tsukagoshi,_Ryohei_Kawabe,_Shun_Ishii,_Kazuhito_Dobashi,_Tomomi_Shimoikura,_Paul_F._Goldsmith,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Jens_Kauffmann,_Thushara_Pillai,_Paolo_Padoan,_Adam_Ginsberg,_Rowan_J._Smith,_John_Bally,_Steve_Mairs,_Jaime_E._Pineda,_Dariusz_C._Lis,_Blakesley_Burkhart,_Peter_Schilke,_Hope_How-Huan_Chen,_Andrea_Isella,_Rachel_K._Friesen,_Alyssa_A._Goodman,_and_Doyal_A._Harper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08527 |
角度分解能が$\sim$8"のCARMA-NROC$^{18}$O（$J$=1--0）データに樹状図分析を適用して、オリオン大星雲クラスター（ONC）領域。このコアサンプルを使用して、同じ領域のコアと初期の星の質量関数を比較し、コアから星へのステップを定量化します。識別されたコアの約22\％が重力によって束縛されています。導出されたコア質量関数（CMF）星のないコアの場合、以前の研究と一致して、1$M_\odot$を超える質量範囲でSalpeterの恒星初期質量関数（IMF）と同様の勾配があります。M_\odot$は、同じ領域で得られたIMFのピーク質量に匹敵します。また、現在の星形成率は、自己重力の星のないコアからのみ星が生まれるという図と一致していることがわかります。コアは、現在のIMF（たとえば、その傾斜とピーク質量）を再現するために、周囲から追加のガスを取得する必要があります。なぜなら、コアの質量は100\％の効率で星に付着することができないからです。したがって、周囲からの質量降着は、星の最終的な恒星の質量を決定する上で重要な役割を果たす可能性があります。
隠す場所がない：GOODS-Nフィールドの電波が弱いAGN。 II。多波長AGN選択技術とホスト銀河の特性
| Title |
Nowhere_to_Hide:_Radio-faint_AGN_in_the_GOODS-N_field._II._Multi-wavelength_AGN_selection_techniques_and_host_galaxy_properties |
| Authors |
J._F._Radcliffe_(1,2,3),_P._D._Barthel_(2),_A._P._Thomson_(3),_M._A._Garrett_(3,4),_R._J._Beswick_(3)_and_T._W._B._Muxlow_(3)_((1)_University_of_Pretoria,_SA,_(2)_University_of_Groningen,_NL,_(3)_University_of_Manchester,_UK,_(4)_University_of_Leiden,_NL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08575 |
宇宙の時間全体で活動銀河核（AGN）活動の人口調査を取得することは、銀河の進化と形成を理解するために重要です。多くのAGN分類手法は、ほこりの不明瞭化によって損なわれています。ただし、超長基線干渉法（VLBI）を使用して、AGN活動にのみ起因するコンパクトな放射を特定できます。これは、GOODS-N分野のコンパクトな無線人口を扱った一連の論文の2番目です。VLBIで検出されたサンプルのコンテキストで14の異なるAGN分類手法を確認し、これらを使用してAGNとそのホスト銀河の性質を調査します。単一の識別手法ですべてのVLBIオブジェクトをAGNとして識別できるわけではないことがわかりました。赤外線の色-色の選択は特に不完全です。ただし、複数の分類スキームを使用すると、VLBIで選択されたすべてのAGNを識別でき、他の深層調査で使用されている同様のアプローチを個別に検証できます。SKAやngVLAなどの機器を使用した大面積調査の時代には、宇宙からの観測に大きく依存する多波長カバレッジが利用できないことがよくあります。したがって、VLBIは、噴射された効率的および非効率的な降着タイプのAGNを検出する上で不可欠なコンポーネントのままです。VLBIAGNのかなりの部分（46％）には、対応するX線がありません。これは、X線帯域の感度が不足していることが原因である可能性があります。VLBIAGNの大部分は、低または中程度のレッドシフトダストの少ない初期型銀河に存在します。これらはおそらく非効率的な降着を示します。最後に、VLBIAGNのかなりの部分は、共生するほこりっぽいスターバースト-AGNシステムに存在します。付録のGOODS-NでVLBIが選択したすべてのAGNの多波長特性の広範な編集を示します。
アインシュタイン-マクスウェルのディラトン-アクシオン重力は、ヘテロティック弦理論の低エネルギー有効作用から生じる弦に着想を得たモデルであり、一般相対性理論の代替としての重要な候補です。最近、何人かの著者は、ブラックホールの降着のスペクトルにおけるその天体物理学的意味を調査し、制約$r_2<0.1$を推測しました。ここで、$r_2\ge0$はブラックホールのディラトン電荷であり、一般相対性理論は$r_2=0$で回復します。。本論文では、ディスクの反射スペクトルに対する非消失ブラックホールディラトン電荷の影響を研究します。ブラックホール連星EXO1846-031のNuSTARスペクトルの分析から、制約$r_2<0.011$（90％CL）が見つかりました。これは、桁違いに厳しいものです。
超新星残骸N103Bにおける二重リング構造の発見：Ia型超新星前駆体からの双極風の証拠
| Title |
Discovery_of_Double-Ring_Structure_in_the_Supernova_Remnant_N103B:_Evidence_for_Bipolar_Winds_from_a_Type_Ia_Supernova_Progenitor |
| Authors |
Hiroya_Yamaguchi,_Fabio_Acero,_Chuan-Jui_Li,_You-Hua_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07599 |
超新星残骸（SNR）の幾何学的構造は、それらの前駆体の爆発前の進化を明らかにするための手がかりを提供します。ここでは、大マゼラン雲のタイプIaSNRであるN103B（0509-68.7）のX線研究を紹介します。これは、高密度の星周物質（CSM）と相互作用することが知られています。特徴抽出の新しい方法をチャンドラの深い観測に適用することで、CSM、Feに富む噴出物、および中間質量要素（IME）の噴出物成分を解決し、それぞれの空間分布を明らかにしました。注目すべきことに、IMEエジェクタコンポーネントは二重リング構造を示し、SNRが砂時計型の空洞に膨張し、イジェクタの双極気泡を形成することを意味します。この解釈は、IMEエジェクタのイオン化状態の分布における明確な二峰性を明らかにするより定量的な分光法によってサポートされています。これらの観測結果は、爆発の前に前駆体バイナリシステムが軌道面に高密度のCSMトーラスを形成した場合に自然に説明でき、SNRN103Bが単一の縮退した前駆体に由来するというさらなる証拠を提供します。
ソーン-\。活動銀河核の降着円盤内のZytkowオブジェクト：ゆっくりと一時的な外観
| Title |
Thorne-\.Zytkow_Objects_in_Accretion_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei:_Slowly_Transient_Appearance |
| Authors |
Jian-Min_Wang,_Jun-Rong_Liu,_Luis_C._Ho,_Pu_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07708 |
コンパクトオブジェクトは、活動銀河核（AGN）の超大質量ブラックホール（SMBH）の降着円盤に、そのような高密度環境（$\sim10^{14}\、{\rmcm^）の存在下で存在すると予想されます。{-3}}$）、それらはThorne-\。Zytkowオブジェクト（TZO）を形成します。この仮説は、非常に質量の大きい恒星のブラックホール（BH）の合併に関する最近のLIGO/Virgoの検出によって裏付けられています。TZOが典型的なAGNの寿命内にSMBHディスクによってトラップされることを示します。SMBHディスクのコンテキストでは、BHへのボンディ降着率は$\sim10^{9}L_{\rmEdd}/c^{2}$です。ここで、$L_{\rmEdd}$はエディントンです。明るさと$c$は光速です。ハイパーエディントン降着から発生した流出は、ボンダイ球に強く影響を与え、一時的な降着を引き起こします。$t_{\rma}\sim10^{5}m_{1}\、$sの降着間隔の後、ハイパーエディントン降着が停止することを示します。ここで、$m_{1}=\bhm/10\sunm$はBHの質量です。$t_{\rma}$の間に蓄積された流出の運動エネルギーは、ボンダイ球の爆発を引き起こし、爆風を発生させる10個の超新星に相当します。爆風によって加速された相対論的電子からのシンクロトロンフレアが軟X線バンド（$\sim0.1\、$keV）でピークに達し、の電波、光学、UV、および軟X線放射に大きく寄与することを示します。典型的な電波の静かなクエーサー。電子の外部逆コンプトン散乱は$40\、$GeV付近でピークに達し、{\itFermi}-LATを介して検出できます。フレアは、数か月で$t^{-6/5}$で減衰し、ゆっくりと変化するトランジェントとして表示されます。電波が静かなクエーサーで年に数回の割合で発生するフレアは、AGNの変動性を説明するための新しいメカニズムを提供します。
高速電波バーストの多波長観測
| Title |
Multiwavelength_observations_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Luciano_Nicastro,_Cristiano_Guidorzi,_Eliana_Palazzi,_Luca_Zampieri,_Massimo_Turatto_and_Angela_Gardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07786 |
高速電波バースト（FRB）の起源と現象論は、10年以上の努力にもかかわらず、不明なままです（arXiv：astro-ph.HE/1804.09092、arXiv：astro-ph.HE/1904.07947、arXiv：astro-phを参照）。.HE/1906.05878、arXiv：astro-ph.HE/2011.03500、arXiv：astro-ph.HE/2101.04907のレビュー）。観測されたデータを説明するためにいくつかのモデルが提案されていますが、これまでに記録されたさまざまなイベントを単独で説明することはできません。主要なモデルは、マグネターを潜在的なFRBソースと見なしています。銀河マグネターSGRJ1935+2154からのFRBの最近の検出は、それらをサポートしているようです。それでも排出期間と精力的な予算は、これらすべてのモデルに挑戦します。単一のバンドで最初に検出された他のクラスのオブジェクトと同様に、FRBの謎に対する解決策は、可能な限り広いエネルギーバンドでの調整された観測および理論的努力からのみ得られることが明らかでした。特に、光学/NIRまたは/および高エネルギーの対応物の検出と位置特定は、FRBの物理学に光を当てる可能性のある避けられない出発点のように思われました。多波長（MWL）検索キャンペーンは、いくつかのFRB、特にリピーターに対して実施されました。ここでは、世界中のさまざまな無線施設によって識別される可能性が高い、正確にローカライズされたいくつかの新しいソースを考慮して、観測および理論の結果と展望を要約します。FRBの対応物の識別に関係するさまざまな側面に対処するには、ミリ秒から分のタイムスケールの過渡現象に敏感な、より専用のMWLキャンペーンが必要であると結論付けます。専用の計装は、この点で重要なポイントの1つになる可能性があります。光学/NIR帯域では、高速測光が唯一の実行可能な戦略であるように見えます。さらに、高エネルギー望遠鏡を同一視する中小規模の電波望遠鏡は、非常に興味深く安価な補完的な観測戦略に見えます。
フェルミ-LATによる超新星残骸SNRG15.9-0.2からのGeV $ \ gamma $-光線放出の検出
この作業では、最初にSNRG15.9+0.2からのGeV$\gamma$線放出を報告します。そのべき乗則スペクトルインデックスは2.13$\pm$0.05で13.29$\sigma$の有意水準であり、$\gamma$線の放出は、2Dガウス空間分布によって特徴付けることができます。点光源の場合。さらに、ラジオ、X線、およびTeVエネルギーバンドからの対応する可能性が高いものは、その空間的位置とよく一致していることがわかります。光度曲線（LC）の12。4年からの変動を分析すると、このLCは、3.30$\sigma$の変動有意水準で弱い変動が存在することがわかります。最適な位置の2$\sigma$エラー領域を調査したところ、このSNRの領域から、認定された活動銀河核（AGN）とAGNの候補が見つからなかったため、新しい$\gamma$-rayを提案します。放出はSNRG15.9+0.2から発生する可能性があります。これに基づいて、周囲の分子雲の分布と組み合わされたその$\gamma$線放射の考えられる起源について議論しました。
コア崩壊超新星残骸モデルのグリッドI：風による質量損失の影響
| Title |
A_Grid_of_Core-Collapse_Supernova_Remnant_Models_I:_The_Effect_of_Wind-Driven_Mass-Loss |
| Authors |
Taylor_Jacovich,_Daniel_Patnaude,_Pat_Slane,_Carles_Badenes,_Shiu-Hang_Lee,_Shigehiro_Nagataki,_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07980 |
巨大な星は、安定した線駆動の風、噴火の流出、またはバイナリコンパニオンへの物質移動を介して物質を放出する可能性があります。単一の星の場合、質量は恒星の風によって近くの環境に堆積します。巨大な星が爆発した後、恒星の噴出物はこの星周物質（CSM）と相互作用し、しばしば衝撃加熱されたCSMと噴出物の両方から明るいX線線の放出をもたらします。前駆体によって失われる物質の量、噴出物の質量、およびそのエネルギーはすべて、このX線放射のバルクスペクトル特性に影響を与えます。ここでは、風駆動の前主系列星段階から進化した、年齢がゼロの主系列質量が$\sim$10〜30M$_\odot$の大質量星のモデルから導出されたコア崩壊超新星残骸モデルのグリッドを示します。質量損失。進化は、ソフトウェアパッケージの多段階パイプラインによって処理されます。まず、メサ（恒星天体物理学の実験モジュール）を使用して、前主系列星から鉄心崩壊まで前駆体を進化させます。次に、超新星爆発コード（snec）を使用してメサモデルを爆発させ、コア崩壊後の最初の100日間はそれらを追跡します。最後に、snec出力を、メサの質量損失率から生成されたCSMとともに、宇宙線流体力学コード（ChN）に結合して、コア崩壊後7000年までの残留相をモデル化します。各段階の終わりに、出力を文献にあるものと比較し、初期の前駆体の質量と質量損失の履歴に基づいて、残骸のバルク特性とそのスペクトルの質的および量的な違いを調べます。。
GRB170817Aの成層ジェットからの残光放出
GRB170817Aの残光は、3年以上にわたって検出されていますが、マルチバンド残光光度曲線の起源については議論が続いています。古典的なシルクハットジェットモデルは、$（F_{\nu}\proptoT^{0.8}）$で観察されるように、残光光度曲線の浅い上昇を生成するのが困難に直面しています。ここで、バーストの残光光度曲線の原点として$E（>\Gamma\beta）=E_0（\Gamma\beta）^{-k}$のエネルギープロファイルを持つ層状噴出物のモデルを再検討します。ここで$\Gamma$と$\beta$は、それぞれローレンツ因子と噴出物の速度です。$k$は、エネルギープロファイルのべき乗則の傾きです。イジェクタはジェットにコリメートされていると考えられます。横方向に広がるジェットと横方向に広がるジェットを含む2種類のジェットの進化が調査されます。バースト後1000日でのX線データを含むマルチバンド残光光度曲線を適合させ、拡散ジェットと非拡散ジェットの両方のモデルが光度曲線にうまく適合できることを発見しましたが、観測された角度サイズ非拡散ジェットモデルが観測限界を満たしているのに対し、拡散ジェットモデルのソースの光度とフラックス重心の見かけの速度は観測限界を超えています。サーカンバースト媒体の数密度$\sim10^{-2}$cm$^{-3}$や総ジェット運動エネルギー$E\など、非拡散ジェットモデルに最適なパラメータのいくつかsim4.8\times10^{51}$erg、これももっともらしいようです。ジェットエネルギープロファイルの最適な勾配は$k\sim7.1$です。我々の結果は、GRB170817Aの残光が成層ジェットから生じる可能性があり、ジェットの横方向の広がりは重要ではないことを示唆しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる近くの星形成銀河の新たな検出の見通し
| Title |
Prospects_of_newly_detecting_nearby_star-forming_galaxies_by_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Naoya_Shimono,_Tomonori_Totani,_Takahiro_Sudoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08287 |
近くの星形成銀河からの非常に高エネルギーのガンマ線放出の研究のためのチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の展望が調査されます。前の研究では、4つの物理量の銀河から宇宙線と星間物質（ISM）との相互作用によって生成されるピオン崩壊ガンマ線放出の輝度とエネルギースペクトルを計算するモデルを構築しました[星形成率（SFR）、ガス質量、恒星質量、および有効半径]。このモデルは、いくつかの近くの銀河で観測されたGeV--TeV放出とよく一致しています。このモデルをTeVでまだ検出されていない近くの銀河（主にKINGFISHカタログから）に適用すると、それらのハドロンガンマ線の光度とスペクトルが予測されます。NGC5236、M33、NGC6946、IC342など、CTAによる検出の可能性が最も高い銀河を特定します。ガンマ線スペクトルに関しては、NGC1482が特に興味深いのは、この銀河が熱量限界に近いことをモデルが予測しているためです。GeV--TeVでのそのガンマ線スペクトル指数は、ISMに注入された宇宙線陽子のそれに近い。したがって、この銀河は、そのGeVフラックスが{\itFermi}大面積望遠鏡の感度限界を下回っていても、CTAによって検出できる可能性があります。TeVレジームでは、ほとんどの銀河は熱量測定の限界になく、予測されるTeVフラックスは、TeVの光度とM82およびNGC253のSFRとの単純な関係を仮定した場合よりも低く、通常は15倍です。星形成銀河からのTeV放出を研究するには、熱量限界の仮定を超えたより洗練されたモデルが必要です。
タイプIIn動物園の多波長ビュー：相互作用を動力源とする超新星の光学からX線放射モデル
| Title |
Multi-wavelength_View_of_the_Type_IIn_Zoo:_Optical_to_X-ray_Emission_Model_of_Interaction-Powered_Supernovae |
| Authors |
Daichi_Tsuna,_Kazumi_Kashiyama,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08338 |
星周円盤（CSM）との相互作用によって電力が供給される過渡現象は、光学以外の波長で観察されることが多く、爆発とCSMの特性を推測する場合、または他の電力メカニズムと区別する場合は、多波長モデリングが重要になることがあります。相互作用を利用した過渡現象の時間依存発光スペクトルを計算するモデルを開発します。衝撃を受けたSNイジェクタとCSMの電子-陽子プラズマのエネルギー方程式と、制動放射の衝突緩和とコンプトン化を組み込んだCSMの外縁への放射伝達方程式を解きます。私たちのモデルを、光学からX線までの周波数範囲をカバーするタイプIIn超新星の観測と比較します。SN2010jlの場合、以前の研究と一致して、CSMの塊状または非対称構造が想定される場合、観測された光学およびX線光度曲線は一貫して説明できます。SN2014Cの場合、モデルはX線制動放射コンポーネントと爆発後400日でのH$\alpha$放出の出現を正常に再現します。最後に、超新星が非常にX線で明るく、最大$100$日で$10^{43}$-$10^{44}\{\rmerg\s^{-1}}$に達するパラメータ空間を見つけます。このようなX線トランジェントは、たとえば、全天観測で検出できる可能性があります。eROSITA。
PSRJ1420-6048のガンマ線変動とグリッチの調査
| Title |
Investigation_of_gamma-ray_variability_and_glitches_of_PSR_J1420-6048 |
| Authors |
Lupin_C.-C._Lin,_H._H._Wang,_C._Y._Hui,_Jumpei_Takata,_Paul_K._H._Yeung,_Chin-Ping_Hu_and_Albert_K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08386 |
PSRJ1420-6048は、グリッチが再発する若いガンマ線パルサーです。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡から得られた長期モニタリングデータを利用して、PSRJ1420-6048がガンマ線フラックスの変動を示し、2008年から2019年の間に4つのグリッチを検出したことを発見しました。それらのガンマ線スペクトルは、各グリッチ間の変動も示しています。結果はバックグラウンドソースによって汚染されている可能性があるため、観測されたフラックスとスペクトルの変化が、近くのパルサー風星雲（HESSJ1420-607）とパルサー（PSRJ1418-6058）からの光子の人工的な誤割り当てによって引き起こされたのかどうかについて説明します。ターゲットパルサー自体からの放出ジオメトリの変更。フラックスの変化と交番パルス構造の相関を調べて、外部磁気圏の放射形状が変化しているかどうかを調べます。観測の特徴が完全に背景環境に起因するものではないと仮定することにより、我々の結果を他のガンマ線パルサーで観察された同様の現象と比較し、強い地殻亀裂が中性子星のタイミング異常を引き起こし、粒子の加速に影響を与える可能性があることを提案しますまたは、放出挙動の変化をもたらすペア作成領域。
中性子星の降着によるI型X線バーストの膨張した大気と風
| Title |
Expanded_atmospheres_and_winds_in_Type_I_X-ray_bursts_from_accreting_neutron_stars |
| Authors |
Simon_Guichandut,_Andrew_Cumming,_Maurizio_Falanga,_Zhaosheng_Li,_Michael_Zamfir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08476 |
I型X線バーストの高光度によって引き起こされる放射線駆動の超エディントン風と中性子星の静的膨張エンベロープの定常状態モデルを計算します。フラックス制限拡散を使用して、光学的厚さから光学的薄さへの遷移をモデル化し、一般相対性理論の効果を含めて、静水圧大気が風に進化するときの星に近い光球半径を研究できるようにします。光球の半径は、静的エンベロープ（$r_{\rmph}\lesssim50-70$km）から風（$r_{\rmph}\約100-1000$km）に単調に変化することがわかります。ほとんどの光球半径拡張バーストで観察されるように、$100$km未満の光球半径は、静的エンベロープによって説明できますが、光度の範囲が狭い場合に限られます。ほとんどのバーストでは、光度がさらに増加し、光球半径$\gtrsim100$kmの風が発生すると予想されます。収縮段階では、拡張エンベロープソリューションは、有効温度が最大値からわずか3ドル離れている場合でも、光球が表面から約1ドル上にあることを示しています。これは、タッチダウン時のバーストから測定されたエディントンフラックスを解釈するときに考えられる体系的な不確実性です。また、バーストのダイナミクスを説明するための定常状態モデルの適用性についても説明します。特に、バースト上昇中のサブからスーパーエディントンへの遷移が十分に速いため、静的モデルが適切でないことを示します。最後に、モデルのスペクトルシフトの強さを分析します。光球で予想されるシフトは、重力赤方偏移が支配的であるため、数パーセント未満であると予測されます。
重力レンズAGNMGB2016 +112の複雑な内部X線構造の解明
| Title |
Resolving_Complex_Inner_X-ray_Structure_of_the_Gravitationaly_Lensed_AGN_MGB2016+112 |
| Authors |
Daniel_Schwartz,_Cristiana_Spingola,_and_Anna_Barnacka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08537 |
重力レンズシステムMGB2016+112のチャンドラX線観測をz=3.273で使用して、少なくとも2つのX線源の存在を解明します。これらのソースは、$\sim200$pcで区切られた\citet{Spingola19}によって測定されたVLBIコンポーネントと一致していることがわかります。それらの固有の0.5〜7keVのソースフレームの光度は2.6$\times$10$^{43}$および4.2$\times$10$^{44}$ergs$^{-1}$です。このシステムには二重活動銀河核（AGN）が含まれている可能性が高いですが、AGNとpcスケールのX線ジェットを検出している可能性があります。後者は非常に高い倍率の領域にあります。4重レンズのX線源は、対応するVLBIの$\pm$40pc（1$\sigma$）以内にあります。重力レンズを望遠鏡として使用し、新しい統計アプリケーションを使用して、X線天文学のこのような大きな赤方偏移でメートル法の距離を測定するための前例のない精度を達成しました。ソースがより低い増幅の領域にある場合、は数百masになります。このアプローチの現在のデモンストレーションは、多数のレンズシステムの将来のX線調査に影響を及ぼします。
宇宙論的応用のためのスキッパーCCDの特性評価
| Title |
Characterization_of_Skipper_CCDs_for_Cosmological_Applications |
| Authors |
Alex_Drlica-Wagner,_Edgar_Marrufo_Villalpando,_Judah_O'Neil,_Juan_Estrada,_Stephen_Holland,_Noah_Kurinsky,_Ting_S._Li,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07527 |
天文観測の潜在的なアプリケーションに焦点を当てて、可視/近赤外光に対する新しい250$\mu$m厚の完全に枯渇したスキッパー電荷結合デバイス（CCD）の応答を特徴づけます。各ピクセルの電荷の400回の非破壊測定から、読み出しノイズ$\sigma\sim0.18$e$^{-}$rms/pixで安定した単一電子分解能を実現します。光子伝達曲線測定から得られたゲインが、個々の電子の量子化された電荷から計算されたゲインと1％未満で一致することを確認します。また、相対量子効率測定を実行し、厚くて完全に空乏化した検出器に期待されるように、光学/近赤外波長で高い相対量子効率を示します。最後に、複数の非破壊測定を実行し、検出器の構成可能なサブ領域でサブ電子読み出しノイズを実現する機能を示します。この作業は、将来の天文学的および宇宙論的アプリケーションのためのスキッパーCCDの有用性を実証するための第一歩です。
NASAの戦略的天体物理学技術投資の10年：技術の成熟、注入、およびその他の利点
| Title |
A_Decade_of_NASA_Strategic_Astrophysics_Technology_Investments:_Technology_Maturation,_Infusion,_and_Other_Benefits |
| Authors |
Thai_Pham,_Opher_Ganel,_Azita_Valinia,_Nicholas_Siegler,_Brendan_Crill_and_Mario_R._Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07549 |
NASA天体物理学部門は、その使命が野心的で画期的な科学目標を達成できるようにするための最先端技術の開発に資金を提供しています。これらの技術開発の取り組みは、宇宙物理学、宇宙起源、および太陽系外惑星探査プログラムによって管理されています。NASA戦略的天体物理学技術プログラム（SAT）は、3から6までの技術準備レベルのギャップを埋めるための新しい技術成熟プログラムとして2009年に設立されました。プログラムの開始以来、100のSAT助成金が公然と競い合い、授与されています。数十の直接資金によるプロジェクト。これにより、多数の技術が技術準備レベルを向上させたり、宇宙および軌道下のミッションや地上プロジェクトに注入されたりします。光学、検出器、コーティング、コロナグラフ、スターシェード、レーザー、電子機器、冷却サブシステムなど、対象となる特定の技術分野の観点からポートフォリオの分布を示します。技術準備レベルの進歩率、注入のサクセスストーリー、およびプロジェクトに採用された学生やポスドクを含む将来の天体物理学の労働力のトレーニングなどの他のメリットの分析を示します。最後に、天体物理学部門に投資のための現在の戦略的技術成熟の優先順位を提示し、将来のさまざまな戦略的天体物理学ミッションを可能にします。
高コントラストイメージングのための補償光学のデータ駆動型部分空間予測制御
| Title |
Data-driven_subspace_predictive_control_of_adaptive_optics_for_high-contrast_imaging |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert,_Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Kyle_Van_Gorkom,_Joseph_D._Long,_Alexander_D._Hedglen,_Olivier_Guyon,_Lauren_Schatz,_Maggie_Kautz,_Jennifer_Lumbres,_Alex_Rodack,_Justin_M._Knight,_He_Sun,_Kevin_Fogarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07566 |
太陽系外惑星の探索は、地上望遠鏡の補償光学システムを限界まで押し上げています。太陽系外惑星が正確に予測される小さな角度間隔での主な制限の1つは、補償光学システムのサーボラグです。サーボラグエラーは、制御が大気擾乱の将来の状態に基づいている予測制御で減らすことができます。リアルタイムで更新される部分空間法に基づく線形データ駆動型積分予測コントローラーを使用することを提案します。新しいコントローラーは、測定された波面誤差と変形可能なミラーコマンドの変更のみを使用します。これにより、疑似開ループの再構築を必要とせずに閉ループ操作が可能になります。これにより、ピラミッド波面センサーなどの非線形波面センサーでの操作が可能になります。提案されたコントローラーが定常外乱と非定常外乱の両方のシミュレーションでほぼ最適な制御を実行し、生のコントラストで数桁を得ることができることを示します。このアルゴリズムは、MagAO-Xを使用したラボで実証されており、対照的に2桁以上の大きさが得られます。
量子記憶と二重スリット実験：天文干渉計への影響
| Title |
Quantum_memories_and_the_double-slit_experiment:_implications_for_astronomical_interferometry |
| Authors |
Joss_Bland-Hawthorn_(U_Sydney),_Matt_Sellars_(ANU),_John_Bartholomew_(U_Sydney) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07590 |
トーマス・ヤングのスリット実験は、古典的な干渉と量子力学の中心にあります。過去50年間で、粒子（光子、電子、大きな分子など）は、個々の粒子でさえ、二重スリットを通過した後、離れたスクリーンで干渉パターンを生成し、それによって波動粒子の二重性を示すことが示されています。時間の関数として入射電磁場の振幅と位相を保存できる2つの独立した量子メモリへのシングルモードファイバ入力で両方のスリットを置き換えることにより、この有名な実験を再検討します。後で、アクションが逆になります。量子メモリが同期して読み取られ、シングルモードファイバ出力が元の観測と一致して相互作用できるようになります。従来のメモリデバイスとは対照的に、量子メモリの書き込みおよび読み取りプロセスは非破壊的であるため、フォトニック量子状態を保持します。原則として、十分に長い記憶時間と十分に高いフォトニック記憶容量により、広く離れた望遠鏡で動作する量子メモリをまとめて、任意の長いベースラインで光干渉法を実現できます。
畳み込みオートエンコーダを使用した重力波データの異常検出
| Title |
Anomaly_Detection_in_Gravitational_Waves_data_using_Convolutional_AutoEncoders |
| Authors |
Filip_Morawski,_Micha{\l}_Bejger,_Elena_Cuoco_and_Luigia_Petre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07688 |
現時点で、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo干渉計と連携したLIGO-Virgoコラボレーションの観測努力のおかげで、50の重力波（GW）検出が発表されました。信号の検出は、データのノイズが支配的な性質によって複雑になります。GW検出手順の従来のアプローチでは、整合フィルタリング検索のコンテキストでのGW波形の正確な知識、または複数の検出器からのデータの同時分析のいずれかが必要です。さらに、分析は、天体物理学的信号を模倣するか、データの全体的な品質を低下させるグリッチと呼ばれる機器または環境のアーティファクトによる汚染を受けやすいです。この論文では、異常の検出に基づいてGWデータを研究する代替の一般的な方法を提案します。私たちが研究する異常は、検出器の遅い非定常ノイズとは異なり、過渡信号です。原稿の異常に見られるのは、主にブラックホール連星システムの合併によって放出されたGWに基づいています。ただし、提示された異常の研究は、GWだけに限定されるものではなく、重力波オープンサイエンスセンターで入手可能な実際のLIGO/Virgoデータセットで発生するグリッチも含まれています。
Primordial Inflation Polarization
ExploreR（PIPER）バルーン搭載機器用の反射防止コーティングされた真空ウィンドウ
| Title |
Anti-reflection_Coated_Vacuum_Window_for_the_Primordial_Inflation_Polarization_ExploreR_(PIPER)_balloon-borne_instrument |
| Authors |
Rahul_Datta,_David_T._Chuss,_Joseph_Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Natalie_N._Gandilo,_Kyle_Helson,_Alan_J._Kogut,_Luke_Lowe,_Paul_Mirel,_Karwan_Rostem,_Marco_Sagliocca,_Danielle_Sponseller,_Eric_R._Switzer,_Peter_A._Taraschi,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07936 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の微弱な偏光信号を測定するには、高い光スループットと機器の感度だけでなく、系統的な影響の制御も必要です。この設定で使用される偏光カメラまたは受信機は、多くの場合、誘電体真空ウィンドウ、フィルター、またはレンズを使用して、冷却されたセンサーアレイによる検出用の光を適切に準備します。光学チェーン内のこれらの要素は、通常、反射損失を最小限に抑え、感度を向上させると同時に、グリントやゴーストなどの潜在的なイメージングアーティファクトを最小限に抑えるように設計されています。PrimordialInflationPolarizationExploreR（PIPER）は、最大の角度スケールでCMB放射の偏光を測定し、天体物理学の塵の前景を特徴づけるように設計された気球搭載機器です。PIPERのツイン望遠鏡と検出器システムは、開口部が開いた液体ヘリウムバケットデュワーに沈められています。ポリテトラフルオロエチレン（PTFE）でコーティングされたフューズドシリカウィンドウ反射防止（AR）は、極低温検出器アレイを収容する真空クライオスタットに取り付けられています。光は望遠鏡の空に向かっている部分からこの窓を通って検出器アレイに通過します。この窓はインジウムシールを利用して、超流動ヘリウムが真空クライオスタットボリュームに漏れるのを防ぎます。実装されたARコーティングにより、コーティングされていないウィンドウ表面からの反射が約10％であるのに対し、各インターフェイスからの反射は1％未満に減少します。窓のARコーティング手順と室温光学測定が提示されます。インジウム真空シールプロセスについても詳細に説明し、超流動ヘリウムリークに対する完全性を特徴付けるテスト結果を提供します。
機械学習による4XMM-DR9ソースの分類
ESAのX線マルチミラーミッション（XMM-Newton）は、XMM-Newtonの偶然のソースカタログである4XMM-DR9の新しい高品質バージョンを作成しました。これは、観測されたソースに豊富な情報を提供します。4XMM-DR9カタログは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）DR12フォトメトリックデータベースおよびALLWISEデータベースと関連付けられており、X線、光学、および/または赤外線バンドからの情報を使用してX線源を取得し、XMMを取得します。-WISEサンプル、XMM-SDSSサンプル、およびXMM-WISE-SDSSサンプル。SDSSの大規模分光調査と大空域多目的ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）に基づいて、XMM-WISE-SDSSサンプルを既知のスペクトルクラスのソースとクロスマッチングし、既知の星のサンプルを取得します。銀河とクエーサー。星、銀河、クエーサーの分布、および2次元パラメーター空間における星のすべてのスペクトルクラスが表示されます。さまざまな機械学習方法が、さまざまなバンドのさまざまなサンプルに適用されます。より適切に分類された結果が保持されます。X線バンドからのサンプルの場合、回転フォレスト分類器が最高のパフォーマンスを発揮します。X線および赤外線バンドからのサンプルの場合、ランダムフォレストアルゴリズムは他のすべての方法よりも優れています。X線、光学、および/または赤外線バンドからのサンプルの場合、LogitBoost分類器はその優位性を示しています。したがって、入力パターンが異なる4XMM-DR9カタログのすべてのX線源は、これらの最良の方法で作成されたそれぞれのモデルによって分類されます。それらのメンバーシップと個々のX線源へのメンバーシップ確率が割り当てられます。分類された結果は、X線源をさらに詳細に研究するために非常に価値があります。
地電流吸収の補正方法と麗江天文台への応用
| Title |
A_correction_method_for_the_telluric_absorptions_and_application_to_Lijiang_Observatory |
| Authors |
Kai-Xing_Lu,_Zhi-Xiang_Zhang,_Ying-Ke_Huang,_An-Bing_Ren,_Liang_Xu,_Hai-Cheng_Feng,_Yu-Xin_Xin,_Xu_Ding,_Xiao-Guang_Yu,_Jin-Ming_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08136 |
スペクトルの地電流吸収線を補正するために地電流標準星を観測することは、特に長期のスペクトル監視プロジェクトにおいて、かなりの量の貴重な望遠鏡の時間を要します。それを超えると、時間と気団の両方で科学的対象に近い適切な地電流標準星を選択することは困難です。本論文では、ロングスリット分光法の利点を組み合わせることにより、テルル吸収線を補正する方法を提示します。スリットを回転させることで、1回の露光で科学天体と近くの比較星を観測し、両方の天体のスペクトルが同じ地電流透過スペクトルを持つようにしました。地電流透過スペクトルは、比較星の観測されたスペクトルをその恒星テンプレートで割ることによって構築され、科学的対象の地電流吸収線を補正するために使用されました。麗江2.4メートル望遠鏡のロングスリット分光法を使用して、長期分光観測戦略を設計し、1対の天体（活動銀河核と不変の比較星）の4年間の分光モニタリングを終了しました。この方法を適用して、麗江2.4メートル望遠鏡で長期間監視されたスペクトルの地電流吸収線を補正し、麗江天文台での地電流吸収の変動を調査しました。テルル吸収の透明度は、主に相対湿度、気団、およびシーイングの季節変動によって変調されることがわかりました。活動銀河核の狭線領域から放出される[O〜III]$\lambda$5007フラックスの散乱を指標として使用すると、テルル吸収線の補正精度は1％であることがわかりました。
ヨーロッパのオープンサイエンスクラウドに直面している仮想天文台の生態系
| Title |
The_Virtual_Observatory_Ecosystem_Facing_the_European_Open_Science_Cloud |
| Authors |
Marco_Molinaro,_Mark_Allen,_Fran\c{c}oise_Genova,_Andr\'e_Schaaff,_Margarida_Castro_Neves,_Markus_Demleitner,_Sara_Bertocco,_Dave_Morris,_Fran\c{c}ois_Bonnarel,_Stelios_Voutsinas,_Catherine_Boisson,_Giuliano_Taffoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08334 |
InternationalVirtualObservatoryAlliance（IVOA）は、過去20年間に、相互運用可能でオープンな共有技術標準に基づいた分散リソースのエコシステムを開発および構築してきました。そうすることで、IVOAは、天体物理学の領域、データとサービスリソースの公平性、科学的結果の共有の開放性のアイデアを実践し、上記を満たすために必要な基礎となるオープンスタンダードを活用することを期待しました。ヨーロッパでは、IVOA仕様によって提案されたエコシステムをサポートおよび開発する取り組みは、現在のH2020ESCAPEESFRIクラスターまでのEU資金によるプロジェクトの継続的なセットによって提供されています。その間、ヨーロッパはここ数年、研究コミュニティのためのオープンサイエンスアプローチを促進することの重要性を認識し、研究データ、サービス、コミュニティのための分散環境を作成するためのヨーロッパオープンサイエンスクラウド（EOSC）プロジェクトを開始しました。このフレームワークでは、ヨーロッパのVOコミュニティは、天体物理学ドメインの相互運用性シナリオから、クロスドメインFAIRアプローチを含むより多くの視聴者の視点への移行に直面する必要がありました。ESCAPEプロジェクト内で、CEVOワークパッケージ（VOを介してESFRIをEOSCに接続する）には、この統合の課題に対処する1つのタスクがあります。それは、既存の成熟した分散型電子インフラストラクチャを、形成中のより一般的なアーキテクチャと一致させる必要があるという課題です。。CEVOは、2019年の最初の数か月で作業を開始し、すでにVOレジストリのEOSC電子インフラストラクチャへの統合に取り組んでいます。この寄稿では、VOシナリオを認識し、EOSCアーキテクチャと互換性のあるアプリケーション、サービス、およびリソースを含む統合アクティビティの最初の1年半について報告します。
マルチメッセンジャー天体物理学の時代のMeerTRAP
| Title |
MeerTRAP_in_the_era_of_multi-messenger_astrophysics |
| Authors |
Kaustubh_Rajwade,_Benjamin_Stappers,_Christopher_Williams,_Ewan_Barr,_Mechiel_Christiaan_Bezuidenhout,_Manisha_Caleb,_Laura_Driessen,_Fabian_Jankowski,_Mateusz_Malenta,_Vincent_Morello,_Sotirios_Sanidas_and_Mayuresh_Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08410 |
トランジェントのリアルタイム検出と迅速な多波長フォローアップは、現代のマルチメッセンジャー天体物理学の中核です。MeerTRAPは、南アフリカのMeerKAT電波望遠鏡に配備され、高速の電波トランジェントをリアルタイムで検索する機器の1つです。これは、MeerLICHT望遠鏡による光学的コポインティングと組み合わせてトランジェントを迅速にローカライズする機能と相まって、短いタイムスケールでトランジェントの性質を見つけて識別する際の優位性を機器に与えます。プロジェクトの共生的な性質は、望遠鏡がその目的のために特別に使用されていなくても、MeerTRAPがトランジェントを探し続けることを意味します。ここでは、MeerTRAPプロジェクトの概要を説明します。このような取り組みを実装するために必要な全体的な設計、仕様、およびソフトウェアスタックについて説明します。最後に、このベンチャーによって過去10か月の運用で実現されたいくつかの科学的ハイライトを紹介します。
フレッドヤングサブミリ波望遠鏡のホログラフィック表面測定システム
| Title |
Holographic_surface_measurement_system_for_the_Fred_Young_Submillimeter_Telescope |
| Authors |
Xiaodong_Ren,_Pablo_Astudillo,_Urs_U._Graf,_Richard_E._Hills,_Sebastian_Jorquera,_Bojan_Nikolic,_Stephen_C._Parshley,_Nicol\'as_Reyes,_Lars_Weikert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08429 |
現在CCAT天文台で建設中のフレッドヤングサブミリ波望遠鏡（FYST）のミラーの形状を測定するために開発されているシステムについて説明します。「ホログラフィック」アンテナ測定技術は、大型のミリ波望遠鏡の表面を測定する効率的で正確な方法であり、たとえば、運用条件下でシステム全体の波面誤差を測定するという利点があります。露出した場所で夜。しかし、これをFYSTに適用することは、必要とされる高精度、望遠鏡が2つの大きな軸外ミラーで構成されているという事実、および人員がいなくても測定を行うことができるという要件のために、重大な課題を提示します。大気の影響を最小限に抑えるために、望遠鏡の開口部に比較的近い（フレネル距離の1/100未満）高周波（〜300GHz）ソースを使用します。メインレシーバーはレシーバーキャビン内にあり、リモートコントロール下でさまざまな位置に移動できるため、焦点面のさまざまな部分の波面誤差を測定できます。ヨークに配置された2番目のレシーバーは位相基準を提供します。信号は、デジタル相互相関分光計で結合されます。望遠鏡をスキャンすると、複雑なビームパターンのマップが得られます。表面エラーは推論によって検出されます。つまり、エラーのあるリフレクターのモデルを作成し、予想されるパターンを計算してから、データに最適なものを見つけるために反復します。これを行うために、キルヒホッフ-フレネル定式化を使用してパターンを計算するための高速で正確な方法を開発しました。このホワイトペーパーでは、設計の詳細を示し、測定および推論プロセスのシミュレーションの結果の概要を説明します。これらは、約3ミクロンrmsの測定精度が達成可能であることを示しています。
ハビタブルゾーン惑星ファインダーファブリー病の広帯域安定性-P \ '{e} rotエタロンキャリブレーションシステム：色の変化の証拠
| Title |
Broadband_stability_of_the_Habitable_Zone_Planet_Finder_Fabry-P\'{e}rot_etalon_calibration_system:_evidence_for_chromatic_variation |
| Authors |
Ryan_C_Terrien,_Joe_P_Ninan,_Scott_A_Diddams,_Suvrath_Mahadevan,_Samuel_Halverson,_Chad_Bender,_Connor_Fredrick,_Fred_Hearty,_Jeff_Jennings,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Gudmundur_Stefansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08456 |
白色光で照らされたFabry-P\'{e}rotエタロンの櫛のようなスペクトルは、正確なドップラー測定のための費用効果が高く安定した基準として役立ちます。これらのデバイスの広い（数百nm）スペクトル帯域幅での安定性を理解することは、ドップラーキャリブレータとしての可能性を最大限に引き出すために不可欠です。ただし、公開されている説明は、狭い帯域幅または短い期間に制限されたままです。近赤外線ハビタブルゾーンプラネットファインダースペクトログラフ（HPF）を使用して展開されたFabry-P\'{e}rotエタロンシステムの月額$\sim6$ブロードバンド安定性監視キャンペーンを紹介します。このFabry-P\'{e}rotエタロン（自由スペクトル範囲=30GHz、帯域幅=820〜1280ナノメートル）のHPFスペクトルで測定された各$\sim3500$共振モードの波長を監視し、精度と精度を活用します。電気光学周波数コムリファレンスの。これらの結果は、Fabry-P\'{e}rotモードの位置と時間の経過に伴うそれらの進化における色構造を明らかにしています。2cms$^{-1}$d$^{-1}$のオーダーの平均ドリフトを測定し、ローカル出発は最大$\pm5$cms$^{-1}$d$^{-1}$。これらの動作について、Fabry-P\'{e}rotエタロンミラー分散およびシステムの他の光学特性のコンテキストで説明し、正確なドップラー測定に同様のシステムを使用することの意味について説明します。私たちの結果は、このシステムが一晩で$\lesssim10$cms$^{-1}$レベルで、$\lesssim30$cms$^{-1}$レベルでHPFの波長キャリブレーションをサポートしていることを示しています。\sim10$d。私たちの結果はまた、$\sim10$cms$^{-1}$に近づくドップラー測定精度をサポートするために展開される同様のシステムの長期的かつスペクトル分解された研究の必要性を強調しています。
アリエルプラネタリーインテリアホワイトペーパー
| Title |
Ariel_Planetary_Interiors_White_Paper |
| Authors |
Ravit_Helled,_Stephanie_Werner,_Caroline_Dorn,_Tristan_Guillot,_Masahiro_Ikoma,_Yuichi_Ito,_Mihkel_Kama,_Tim_Lichtenberg,_Yamila_Miguel,_Oliver_Shorttle,_Paul_J._Tackley,_Diana_Valencia,_Allona_Vazan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08481 |
最近採用されたアリエルESAミッションは、多数の太陽系外惑星の大気組成を測定します。この情報は、惑星のバルク組成をより適切に制約するために使用されます。惑星大気の組成とバルク内部との関係はまだ調査中ですが、大気組成と太陽系外惑星の測定された質量と半径の組み合わせは、太陽系外惑星の特性評価の分野を次のレベルに押し上げ、私たちの銀河の惑星の性質。このホワイトペーパーでは、{\itAriel}ミッションの内部ワーキンググループの進行中の活動の概要を説明し、惑星の大気、バルク組成、内部構造をリンクする際の望ましい理論的発展と課題をリストします。
シェルモデルを使用して、O7Iaf +超巨星AzV83の風の中での凝集を調査する
| Title |
Using_Shell_Models_to_Investigate_Clumping_in_the_Wind_of_the_O7Iaf+_Supergiant_AzV83 |
| Authors |
Brian_L._Flores_and_D._John_Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07495 |
熱い巨大な星は、周囲の星間物質を豊かにし、星の進化に影響を与える強い恒星風を示します。ただし、風は不均一（凝集）であり、放射伝達コードでモデル化するのは困難です。より現実的なスペクトルを生成するために、多くのコードは、凝集の影響を組み込むために体積充填係数アプローチを使用します。このアプローチは便利ですが、単純です。風が密な球殻で構成されていると仮定して、凝集を組み込むための代替アプローチを紹介します。放射伝達コードCMFGENでこのアプローチを使用して、小マゼラン雲にあるO7Iaf+超巨星であるAzV83の合成スペクトルを生成します。AzV83のスペクトルは、光球と風の両方の特徴が豊富であり、恒星風の物理的特性を調査するための理想的な候補となっています。合成スペクトルは、星の観測されたスペクトルと比較されて、スペクトルの特徴に対する凝集した風の影響をよりよく特徴付け、体積充填係数アプローチの限界をよりよく理解します。球殻を使用するアプローチでは、体積充填係数アプローチを使用して得られるものと同様の風パラメータが得られますが、H$\alpha$を適合させるには、わずかに高い質量損失率が必要です。予想通り、シェルを備えたモデルのクランプ間媒体により、$L_{\rmX-ray}/L_{\rmBol}\approx10^{-7}を使用してNVおよびOVIの高イオン化共鳴遷移を適合させることができます。$は、通常O型星で観測され、体積充填係数アプローチで必要とされるよりも10倍低くなります。
フレア予測モデルをトレーニングする方法：まれなイベントのロバストなサンプリングの再検討
| Title |
How_to_Train_Your_Flare_Prediction_Model:_Revisiting_Robust_Sampling_of_Rare_Events |
| Authors |
Azim_Ahmadzadeh,_Berkay_Aydin,_Manolis_K._Georgoulis,_Dustin_J._Kempton,_Sushant_S._Mahajan,_and_Rafal_A._Angryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07542 |
メタデータ機能の時系列による太陽フレア予測のケーススタディを、顕著なクラスの不均衡と時間的にコヒーレントな問題として扱うことによって提示します。太陽フレアの宇宙天気分析（SWAN-SF）ベンチマークデータセットを介して、太陽活動領域でのプレフレア時系列を最大限に活用することが可能になります。4075の領域を含み、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の運用期間の9年以上にわたる、アクティブ領域プロパティの多変量時系列の分割されたコレクション。時系列予測の連続性の要求によってトリガーされる時間的コヒーレンスの一般的な概念を紹介し、この効果を適切に理解していないと、モデルのパフォーマンスが誤って向上する可能性があることを示します。さらに、まれなイベントの予測におけるもう1つのよく知られた課題、つまりクラスの不均衡の問題に対処します。SWAN-SFはこれに適したデータセットであり、GOESMクラスとXクラスのフレアでは60：1の不均衡比、フレアが静かなインスタンスに対するXクラスのフレアでは800：1の不均衡比があります。これらの課題に対する主な救済策を再検討し、これらの救済策のそれぞれがパフォーマンスに与える可能性のある正確な影響を説明するためにいくつかの実験を提示します。さらに、データの正規化や相互検証などの基本的なデータ操作タスクもパフォーマンスに影響を与える可能性があることを認識しています。これらの問題についても説明します。このフレームワークでは、フレア予測タスクで広く使用されている2つのパフォーマンス検証メトリックとして、真のスキル統計とハイドケスキルスコアを使用することの主な長所と短所も確認します。結論として、上記の課題が測定可能かつ定量的に対処されている場合、時系列とポイントインタイム予測の利点を示し、提唱します。
コロナホールの新しいフラックス領域からのかすかな太陽コロナジェットの原因は何ですか？
| Title |
What_Causes_Faint_Solar_Coronal_Jets_from_Emerging_Flux_Regions_in_Coronal_Holes? |
| Authors |
Abigail_R._Harden,_Navdeep_K._Panesar,_Ronald_L._Moore,_Alphonse_C._Sterling,_Mitzi_L._Adams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07813 |
ソーラーダイナミクス天文台のEUV画像と視線マグネトグラムを使用して、中央ディスクのコロナホールにある8つの新しい双極磁気領域（BMR）を調べ、周囲のオープンフィールドとの再接続を介して、新しい磁気アーチが目立つコロナジェットを直接生成したかどうかを調べます。横山・柴田（1995）がモデル化。出現中、各BMRは通常の明るさの明らかなEUVコロナルジェットを生成しませんでしたが、それぞれがAIA193{\AA}画像で識別できる1つ以上のかすかなEUVコロナルジェットを生成しました。これらのジェットの尖塔は、静かな領域やコロナホールでのミニフィラメント噴火によって生成されることが観察されている典型的なEUVジェットよりもはるかに暗く、通常は狭いです。8つの新しいBMRからの26のかすかなジェットのそれぞれについて、かすかな尖塔が明らかに横山と柴田（1995）によって作られたかどうかを調べます。（1）これらのかすかな尖塔のうち16は明らかに反対極性の磁束が収束する場所から発生し、ミニフィラメント噴火駆動のコロナルジェットのようなベースの増光を示します。（2）他の10のかすかな尖塔はおそらく出現する磁気アーチと周囲のオープンフィールドとの外部磁気アーケード構築再接続のバースト、アーチの出現によって直接駆動される再接続、しかし（3）そのような出現駆動の再接続によって明確に行われたものはありませんでした。したがって、これらの8つの新しいBMRの観測は、新しい磁気アーチと周囲のオープンフィールドとの出現駆動の外部再接続が、以前に報告された、ミニフィラメント噴火によって駆動されるはるかに明白なコロナルジェットよりもはるかに暗いジェットスパイアを生成することを示しています。
立体視観察からのディスク上のプロミネンスバブルの3D磁気トポロジーの再構築
| Title |
Reconstructing_3D_Magnetic_Topology_of_On-disk_Prominence_Bubbles_from_Stereoscopic_Observations |
| Authors |
Yilin_Guo,_Yijun_Hou,_Ting_Li,_and_Jun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07860 |
静止プロミネンス（フィラメント）の下の半円形のボイドであるバブルは、過去10年間に広く調査されてきました。しかし、これまで、ディスク上の光球磁場観測が不足しているため、気泡の磁気的性質を検証することはできません。ここで初めて、NVST、SDO、およびSTEREO-Aからの立体観測に基づいて、2019年3月18日にフィラメントバーブの周りのディスク上のプロミネンスバブルを見つけて調査します。高解像度のNVSTH$\alpha$画像では、このバブルは鋭いアーチのような境界を持ち、投影幅は$\thinsim$26Mmです。SDO画像とSTEREO-A画像を組み合わせて、バブル境界の3D構造をさらに再構築します。この構造の最大高さは$\Thicksim$15.6Mmです。気泡の周りの外挿された3D磁場から推定される押しつぶし係数Qマップは、高さが$\thinsim$11Mmの明確なアーチ型の境界面を示しています。これは、観測された気泡境界の再構築された3D構造とよく一致します。インターフェースの下には、周囲の光球磁気パッチに根ざした一連の磁気ループがあります。より説得力を持たせるために、2019年6月10日の別のディスク上のバブルが補足として提示されます。ディスク上の気泡の観察から得られたこれらの結果によると、気泡の境界は、プロミネンスディップ（バーブ）と近くに根ざした下にある磁気ループとの間の界面に対応することを示唆しています。したがって、気泡がフィラメントのとげの周りに形成され、その下に光球の磁気パッチがあると推測するのは合理的です。
コア崩壊超新星に先行する特異な熱核超新星のまれなイベント
| Title |
Rare_events_of_a_peculiar_thermonuclear_supernova_that_precedes_a_core_collapse_supernova |
| Authors |
Ealeal_Bear_and_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07884 |
白色矮星（WD）-中性子星（NS）の逆進化を研究します。これは、残骸であるコアの数か月から数年前に、タイプIa特有の超新星（特異なSNIa）としてWDのまれな爆発につながる可能性があります。赤色超巨星（RSG）の星は、コア崩壊超新星（CCSN）として爆発します。進化コード\textsc{mesa-binary}を使用して、初期質量が6〜7.5Moの星を持つ連星の進化をシミュレートします。より質量の大きい星である一次星は、質量を二次星に転送し、COWDの残りの質量を残します。〜1Mo.セカンダリは、CCSNで終了するのに十分な大きさになります。セカンダリがRSGフェーズに進化すると、WDが巻き込まれ、システムは、a_f〜1-5Roの軌道分離でWDコアバイナリシステムで終了する共通外層の進化を経験します。私たちのシミュレーションは、コアがCEEのt_{CEE-CCSN}〜3000-10^5年後にCCSNとして爆発することを示しています。シナリオの残りの部分は投機的です。WDがコアからヘリウムに富むガスを降着させると、SNeIaと特有のSNeIaの二重爆轟シナリオの枠内でSNIaとして爆発する可能性があると想定します。特有のSNIa爆発は、CEEの進化の終わり、またはCCSNのほんの数年前に発生する可能性があります。特異なSNIaの非常にまれな発生に続いて、数か月から数年以内にCCSNが発生すると予測します。
| Title |
The_Pair-Instability_Mass_Gap_for_Black_Holes |
| Authors |
S._E._Woosley_(1),_Alexander_Heger_(2_and_3_and_4_and_5)_((1)_UCSC,_(2)_Monash,_(3)_OzGrav,_(4)_ASTRO-3D,_(5)_JINA-CEE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07933 |
恒星進化論は、対不安定性によって引き起こされるブラックホール誕生関数の「ギャップ」を予測します。すべての脈動活動が終了した後、コア質量が制限値Mloを下回る超新星前の星はブラックホールに崩壊しますが、制限値Mhiまでのより質量の大きい星は、対不安定型超新星として迅速かつ完全に爆発します。。以前の研究では、Mloは約50太陽質量であり、Mhiは約130太陽質量であることが示唆されています。これらの計算は、多くのブラックホールが個々の質量と融合していることを示す最近のLIGO観測によって異議を唱えられており、Mloは少なくとも約65個の太陽質量です。ここでは、この質量ギャップの境界の理論的推定に影響を与える4つの要因、核反応速度、分離したバイナリの進化、回転、ブラックホール誕生後のハイパーエディントン降着について調べます。現在の反応速度の不確実性自体により、Mloは64太陽質量に、Mhiは161太陽質量にまで上昇することができます。急速な回転は、磁気トルクの処理に応じて、Mloをさらに約70太陽質量に増加させる可能性があります。分離されたバイナリとスーパーエディントンの降着の進化は、大きな不確実性を伴いながら、Mloをさらに増加させる可能性があります。ユニティに近い無次元のカーパラメータは、一般的には小さいものの、近いバイナリで生成されるより大きなブラックホールに対して許可されます。
適応カルマンフィルターによるF10.7およびF30cm太陽電波フラックスの中期予測
| Title |
Medium-term_predictions_of_F10.7_and_F30_cm_solar_radio_flux_with_the_adaptive_Kalman_filter |
| Authors |
Elena_Petrova,_Tatiana_Podladchikova,_Astrid_M._Veronig,_Stijn_Lemmens,_Benjamin_Bastida_Virgili,_Tim_Flohrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08059 |
F10.7cmとF30cmの太陽電波フラックスは、衛星軌道、再突入サービス、衝突回避操作、スペースデブリのモデリングを指定するための熱圏や電離層など、地球の上層大気の状態を特徴付けるほとんどのモデルで必要です。進化。1〜24か月先の13か月の平滑化された月平均F10.7およびF30インデックスを予測するために、RESONANCE（「太陽からの電波放射：オンライン分析コンピュータ支援推定量」）と呼ばれる方法を開発します。予測アルゴリズムには3つのステップが含まれます。まず、13か月の最適化された移動平均手法を適用して、電波フラックスデータのノイズを効果的に低減します。次に、McNish-Lincoln法を使用して、F10.7およびF30インデックスの初期予測を提供します。最後に、エラー統計の識別を使用して適応カルマンフィルターを開発することにより、これらの初期予測を改善します。リードタイムが1〜24か月の予測の二乗平均平方根誤差は、F10.7では5〜27sfu、F30インデックスでは3〜16sfuであり、現在使用されているアルゴリズムを統計的に上回っています。カルマンフィルターに基づく提案されたアプローチは普遍的であり、他の予測方法によって提供される調査中のプロセスの初期予測を改善するために適用することができます。さらに、2006年6月から2019年6月に再突入したペイロード、ロケット本体、スペースデブリの過去のESA再突入キャンペーンでF10.7予測のパフォーマンスをテストするアプリケーションとして、再突入予測の体系的な評価を提示します。。テスト結果は、RESONANCEによって得られた予測が、一般に、再突入エポックの予測の改善にもつながることを示しています。
恒星天体物理学における二重拡散過程
過去20年間で、天体物理学における二重拡散過程の主題への関心の更新と、それらが恒星進化に与える影響を目の当たりにしてきました。この講義は、2019年初頭のフィールドの状態を要約することを目的としていますが、読者はそれが急速に進化していることを覚えておく必要があります。「低プラントル数での二重拡散対流」（Garaud、2018）というタイトルの流体力学の年次レビューには、2017年の夏までのトピックの合理的に包括的なレビューが含まれています。ここでは、明確な派生物であると期待するものを提示することに焦点を当てます。天体物理学の聴衆を念頭に置いて最も重要な結果のいくつかを取り上げ、観測の文脈とこの主題に関する以前の研究との関連の両方で、恒星進化への影響について議論します。
日焼けを引き起こすフレアの可能な選択規則
太陽地震は、太陽フレアによって開始される日震力の強化ですが、すべてのフレアが太陽フレアを生成するわけではありません。一部のフレアが日焼けを引き起こし、他のフレアが引き起こさない理由は不思議です。ここでは、サンクエイクの不均衡な発生を説明するための仮説を提案します。フレアのインパルスが光球に作用するフレアのインパルスフェーズ中に、衝撃波、高層大気からのエネルギー粒子、または下向きのローレンツ力によって、サンクエイクが発生する傾向があります。フレアフットポイントでのバックグラウンド振動は、上からのインパルスと同じ方向に下向きに振動します。この仮説を検証するために、太陽周期24で60個の強いフレアを選択し、フレアの衝動的な段階での太陽地震源でのバックグラウンド振動速度を調べます。太陽地震源でのドップラー速度観測は通常フレア中に破壊されるので、観測ベースのグリーン関数を用いた日震ホログラフィー法を使用してフレアサイトの振動速度を再構築します。合計24個のフレアがサンクエイクアクティブであることがわかり、合計41個のサンクエイクが発生します。また、3〜5mHzの周波数帯域では、31個のサンクエイクのうち25個がフレアの衝撃位相中に正味の下向きの振動速度を示し、5〜7mHzの周波数帯域では、38個のサンクエイクのうち33個が正味の下向きの速度を示します。これらの結果は、フレアが下向きのバックグラウンド振動で光球領域に衝突したときに太陽地震が発生する可能性が高いという仮説を支持しています。
ガイア時代の等時性フィッティングの適合度テスト。エラー分布の統計的評価
| Title |
Goodness-of-fit_test_for_isochrone_fitting_in_the_Gaia_era._Statistical_assessment_of_the_error_distribution |
| Authors |
G._Valle,_M._Dell'Omodarme,_E._Tognelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08209 |
[...]このペーパーでは、色と大きさの図（CMD）の適合度統計の厳密な導出について説明します。基礎となる仮定の信頼性とその妥当性について説明します。恒星データのマハラノビス距離の2乗の合計と、データとモデルの一般的なセットの理論的等時線の分布を導き出しました。これを、GAIAサンプルの散開星団の実際のデータを模倣するように構築された合成CMDの場合に適用しました。恒星モデルの計算に使用された入力物理学とパラメーターのさまざまなセットを区別する機能を分析しました。これらの摂動量で計算された等時線から合成クラスターを生成し、摂動されていない等時線に関する適合度を評価しました。$n$個の観測オブジェクトのそれぞれに$r$の大きさが利用可能であり、$p$ハイパーパラメーターが近似で推定される場合、誤差分布は$（r-1）Nの$\chi^2$分布に従うことを示します。--p$の自由度。等時線の線形化がこの結果からの逸脱を無視できることを示します。対流コアのオーバーシュート効率、$^{14}$N$（p、\gamma）^{15}$O反応速度、微視的拡散速度、外部BCを変化させたときに誘発される恒星モデルへの影響を検出する可能性を調査しました。、および色変換。結果は、摂動された量の一部のみによって誘発された効果を検出することが可能であることを示唆している。[...]対流コアのオーバーシュート効率の変動は、0.003等の測光誤差と1Gyrの場合にのみ検出可能でした。外側の境界条件と放射補正によって引き起こされる影響が最大です。[...]最後の演習として、フィールドスターまたは未解決のバイナリで汚染された実世界の散開星団CMDの適合度統計の有効性について説明しました。[...]
ケプラーの円盤とAGB後の星の流出：ACヘルクレス座、89ヘルクレス座、IRAS 19125 + 0343、たて座R星
| Title |
Keplerian_disks_and_outflows_in_post-AGB_stars:_AC_Herculis,_89_Herculis,_IRAS_19125+0343,_and_R_Scuti |
| Authors |
I._Gallardo_Cava,_M._G\'omez-Garrido,_V._Bujarrabal,_A._Castro-Carrizo,_J._Alcolea,_and_H._Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08279 |
ケプラーまたは準ケプラーの円盤と、円盤から逃げるガスで構成される拡張された流出に囲まれた、顕著な近赤外線超過を伴うバイナリポストAGB星のクラスがあります。ケプラーのダイナミクスは、RedRectangle、ACHer、IWCar、およびIRAS08544-4431の4つのケースで十分に識別されていました。これらの天体では、流出の質量は星雲の質量の約10％に相当し、円盤が星雲の主要な構成要素です。89Herの12COおよび13COJ=2-1、ACHer、IRAS19125+0343、およびRSctの12COJ=2-1の干渉NOEMAマップを示します。星雲のいくつかの特性は、構造、密度、温度分布、ダイナミクスなど、データとモデルのフィッティングから取得されます。また、導出された値の不確実性についても説明します。ACHerに膨張する成分が存在するかどうかは疑わしいですが、新しいマップとモデルのおかげで、この流出の質量の上限は<310^-5Mo、つまり流出の質量は<総星雲質量の5％。89Herの場合、総星状質量は1.410^-2Moであり、そのうちの約50％は砂時計の形をした拡張流出によるものです。IRAS19125+0343の場合、星雲の質量は1.110^-2Moであり、流出は総質量の約70％を占めます。RSctの星雲の質量は3.210^-2Moであり、そのうちの約75％は、ディスクを取り巻く非常に長い流出に対応します。IRAS19125+0343とRSctの結果から、流出が星雲の主要な構成要素である、AGB後のバイナリ星の新しいサブクラスが導入されました。さらに、ACHerに見られる流出質量分率は、他のディスクが優勢なバイナリポストAGB星に見られるものよりも小さい。89彼女は、両方のサブクラス間の中間的なケースを表します。
乱流プラズマにおけるラングミュア波動からのタイプIII太陽電波バーストの微細構造
| Title |
Fine_structure_of_type_III_solar_radio_bursts_from_Langmuir_wave_motion_in_turbulent_plasma |
| Authors |
Hamish_A._S._Reid_and_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08424 |
太陽は、太陽コロナと惑星間空間を通って出て行く相対論的電子ビームを頻繁に加速します。これらのビームはプラズマ環境と相互作用して、地球から見た最も明るい天体物理学的電波源であるタイプIII電波バーストを生成します。タイプIIIの微細周波数構造の形成と運動はパズルですが、太陽コロナと太陽風のプラズマ乱流に関連していると一般に考えられています。理論的枠組みと速度論的シミュレーションおよび低周波アレイを使用した高解像度無線タイプIII観測を組み合わせることで、乱流媒体中のラングミュア波の移動する激しい塊によって微細構造が引き起こされることを定量的に示します。私たちの結果は、タイプIIIの微細構造を使用して、圧縮密度変動の強度とスペクトルをリモートで分析し、天体プラズマの周囲温度を推測する方法を示しています。どちらも、太陽放射放射の現在の診断の可能性を大幅に拡大しています。
天文学入門コースの態度の向上に寄与する要因
| Title |
Factors_Contributing_to_Attitudinal_Gains_in_Introductory_Astronomy_Courses |
| Authors |
Adam_S._Trotter,_Daniel_E._Reichart,_Aaron_P._LaCluyz\'e_and_Rachel_Freed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1910.12630 |
ほとんどの学生は、専攻の一部として天文学入門に登録していません。多くの人にとって、これは彼らがこれまでに受講する最後の科学コースです。したがって、STEM分野に対する学生の態度を一生形作る大きな可能性を秘めています。したがって、天文学入門コースの有効性を評価する場合、さまざまなコースコンポーネントがこの態度に与える影響を調査するよりも、従来のカリキュラム学習の成果を調査することの方が重要ではないと主張します。UNCチャペルヒルで最初に実施した天文学入門講義とラボカリキュラムの少なくとも一部を採用した10の機関で、2014年から2015年に合計749人の学生から返された学期末調査の分析結果について説明します。調査は、各学生の態度を測定し、態度とさまざまなコースコンポーネントの利用および満足度との相関関係、および学歴やコースでの自己評価パフォーマンスの他の測定値を調査するように設計されました。学生の態度は、彼らが受けることを期待する成績、およびコースの全体的な有効性の彼らの評価と有意に正の相関関係があることがわかります。程度は低いですが、学生の態度は、STEMでのキャリアを専攻するか追求するかを問わず、数学的な背景や、インストラクターの有効性の評価と正の相関関係があることがわかります。学生の態度は、コースに含まれると感じた仕事の量、そして驚くべきことに、自国の教育機関の規模と評判と負の相関関係があることがわかりました。また、学生のサブセットについて、学生の態度は、コースの講義コンポーネントの有用性、およびUNC-CHのスカイネットロボット望遠鏡を利用した望遠鏡ベースのラボの認識と正の相関関係があることもわかりました。通信網。
局所性の原理に基づいて通常のブラックホールを回転させる画像の特徴
ブラックホールの本質を理解するために、基本的な理論的発展は、それらの自然の天体物理学的環境におけるブラックホールの観測的特徴にずっとリンクされるべきです。ここでは、そのようなリンクを確立するためにいくつかの手順を実行します。新しい物理学の局所性原理に基づいて、回転する規則的なブラックホール時空のファミリーを構築し、それらの影の画像を分析します。規則性（コンパクト性の向上と相対的な伸び）と、単純な分析ディスクモデルの存在下で持続する局所性の原理（尖点と非対称性）に関連する特徴的な画像の特徴を特定します。これらは、対応する時空の異なる構造原理のセットに基づいて、通常のブラックホールの異なるクラスの普遍的な特徴として発生すると推測します。
放射線データポータル：航空高度での放射線測定と太陽地球環境観測の統合
| Title |
Radiation_Data_Portal:_Integration_of_Radiation_Measurements_at_the_Aviation_Altitudes_and_Solar-Terrestrial_Environment_Observations |
| Authors |
Viacheslav_M_Sadykov,_Irina_N_Kitiashvili,_W_Kent_Tobiska,_Madhulika_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07604 |
放射線の影響は、地球の大気や宇宙の高高度で劇的に増加します。したがって、放射線環境測定の監視とアクセスは、航空機と宇宙船の乗組員の放射線被ばくリスクと、電子機器に対する宇宙天気障害の影響を推定するために重要です。これらのニーズに対応するには、マルチソース放射線環境データへの便利なアクセスと、視覚化および検索機能の強化が必要です。放射線データポータルは、飛行中の放射線測定値を検索および視覚化するためのインタラクティブなWebベースのアプリケーションを表しています。ポータルは、放射線環境のさまざまな特性の探査機能を強化し、宇宙天気関連の条件に関する情報とともに線量率の測定値を提供します。放射線データポータルバックエンドは、MySQLリレーショナルデータベースであり、航空宇宙安全のための自動放射線測定（ARMAS）デバイスから取得した放射線測定値と、静止運用環境衛星（GOES）からの軟X線およびプロトンフラックス測定値が含まれています。実装されたアプリケーションプログラミングインターフェイス（API）とPythonルーチンにより、ユーザーはWebインターフェイスを操作せずにデータベースレコードを取得できます。放射線データポータルの使用例として、太陽粒子現象（SPE）として知られる太陽粒子（SP）フラックスの強化中のARMAS測定値を調べ、それらをSPの静かな期間中の測定値と比較します。
アクシオンのような粒子宇宙ひも壁ネットワークからの重力波
アクシオン様粒子（ALP）は、暗黒物質（DM）の有力な候補です。それらの生産は、ストリングウォールネットワークの形成に関連しています。このシステムは消滅し、重力波と非相対論的ALPを生成する必要があります。これらの重力波は、100eV未満の温度で生成された場合、DM全体を構成する可能性のある質量が$10^{-16}$から$10^{6}$eVのALPの将来の宇宙論的プローブによって検出できることを示します。。
高温高密度プラズマに存在する電子配置の数
局所的な熱力学的平衡状態にある中間または高Z元素の高温高密度プラズマでは、スペクトルの不透明度や状態方程式などの主要な巨視的量に寄与する電子配置の数が膨大になる可能性があります。この作業では、プラズマ内の相対論的電子配置の数を分析するための体系的な方法を提示します。構成の組み合わせ数は、Z中央の要素の場合でも膨大になる可能性がありますが、無視できない母集団を持つ構成の数ははるかに少なく、温度と密度に強くかつ自明ではありません。実装された構成の数を推定するための2つの便利な方法について説明します。（i）収束スーパートランジションアレイ（STA）計算で、スーパー構成内の構成の合計組み合わせ数の正確な計算を使用する方法と、（ii）を使用する方法です。束縛された殻上の電子集団の確率分布の多次元幅の推定値。これは、電子交換と相関効果を無視すると二項になります。これらの方法を分析し、膨大な数の入力構成につながるメカニズムについて詳しく説明します。包括的な平均原子有限温度密度汎関数理論（DFT）計算は、いくつかの低、中、高Zプラズマの広範囲の温度と密度で実行されます。設定された構成の数に対する温度と密度の影響について説明します。
モジュリ安定化中のモジュリと重力子の生成
標準模型を超える理論、特に超弦理論のような余分な空間次元を持つ理論では、低エネルギーの有効作用に現れるスカラー場が多数あります。これらのモジュラスフィールドは安定化する必要があります。多くの場合、弾性率の安定化には、弾性率が基底状態の値についてコヒーレントに振動する段階が含まれます。ここでは、バックグラウンドモジュラスフィールドが振動している期間中のモジュラスと重力子の生成を、この期間が放射フェーズで発生すると仮定して調査します。モジュラス変動の共鳴生成、および長波長重力波の生成に対するタキオン不安定性を発見しました。結果として、モジュラス安定化の期間はハッブル時間スケールで短いです。
平均太陽時が最初に採用されたのはどこですか？
通常、文献では、ジュネーブが1780年に平均太陽時を採用した最初の都市であり、1792年にロンドン（またはイングランド全体）、1810年にベルリン、1816年にパリが続いたと述べられています。この短いメモで部分的に改訂します。この声明は、利用可能な場合は主要な参照を使用し、他のいくつかのヨーロッパの都市の日付を提供します。平均時間の最初の公的使用の正確な日付は見つかりませんでしたが、優位性はイギリスに属しているようです。1778-79年のジュネーブ（時計学者向け）、1810年のベルリン、1821年のジュネーブ（公的時計用）、1823年、1826年にパリ、1847年にローマ、1849年にウィーン、1860年にミラノ、ボローニャ、フィレンツェ。
この研究では、$E$モデルの宇宙論的アトラクターのサブクラス、すなわち$a$-アトラクターが、流体力学的に安定したゆっくりと回転する中性子星に与える影響を研究します。具体的には、$a$-アトラクターのヨルダンフレーム理論を提示し、等角変換を使用してアインシュタインフレーム理論を導き出します。最新の宇宙マイクロ波背景放射ベースのプランク2018データに基づいて、モデルの自由パラメーターの許容値の範囲を指定するために、$a$-アトラクターのインフレコンテキストについて説明します。したがって、理論的な天体物理学の文脈で頻繁に使用される表記法と物理単位を使用して、アインシュタインのフレームでトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を導出します。区分的ポリトロープ状態方程式を想定し、その最低密度部分をWFF1、APR、またはSLyEoSとして選択し、PythonベースのダブルシューティングPythonベースの「LSODA」数値を使用してトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を数値的に解きます。コード。結果の画像は、$a$-アトラクタを特徴付けるパラメータ$a$の値によって異なります。私たちが示すように、実行可能なインフレ時代を生み出さない大きな値の$a$の場合、$M-R$グラフは一般相対論的結果とほぼ同じであり、これら2つは大きな中心密度値で識別されます。また、$a$値が大きい場合、GW170817の制約により、WFF1の状態方程式は除外されます。さらに、小さな$a$の場合は、一般相対論的な場合と比較して、より大きな質量と半径を生成し、中性子星の半径に対するGW170817の制約と互換性があります。私たちの結果は、スカラーテンソル理論における非最小インフレーションアトラクターと中性子星現象学との間の深く、まだ完全には理解されていない関係を示しています。
原始宇宙におけるミューオンの存在量
原始宇宙の性質に関するいくつかの基本的な質問を理解するには、ミューオンの豊富さが必要です。この論文では、温度の関数として宇宙プラズマ中のミューオンの生成と崩壊率を評価します。これにより、ミューオンの存在量がいつ消えるかを正確に判断できます。宇宙が温度$kT_\mathrm{disappear}\approx4.195$MeV未満に冷えると、ミューオンの崩壊率が生産率を圧倒し、ミューオンはほぼ瞬時に宇宙から消滅します。興味深いことに、$T_\mathrm{disappear}$では、ミューオンのペア数が測定誤差範囲内のバリオンの存在量に等しいことを示しています。
S-デュアルインフレとストリングスワンプランド
| Title |
S-dual_Inflation_and_the_String_Swampland |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Dieter_Lust,_and_Jorge_F._Soriano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.07982 |
宇宙マイクロ波背景放射の観測から導き出されたテンソル対スカラー比$r$の上限と組み合わされたスワンプランド・ド・シッター予想は、スローロール単一場インフレーションのパラダイムを危険にさらします。この予想は、2つの${\calO}（1）$定数$c$と$c'$に関して、インフレポテンシャルの1次および2次導関数を制約します。これらの制限を考慮して、初期条件のありそうもない問題を改善する$S$-二重対称性を持つ単一フィールドのインフレポテンシャルを再検討します。$S$-デュアルポテンシャルの最も一般的な形式のスローロールパラメーターで、先頭に次ぐ順序で$r$を計算し、モデル予測をドジッター予想によって課せられた制約に直面させます。$c\sim{\calO}（10^{-1}）$および$c'\sim{\calO}（10^{-2}）$は、95\％CLの上限に対応できることがわかります。$r$で。ターゲット空間ジオメトリの距離として測定した場合に、フィールド変位${\calO}（1）$でのみ有効な有効場の理論の説明を使用して、少なくとも50$e$倍のインフレーションを課すことにより、$cをさらに制限します。\sim{\calO}（10^{-2}）$、$c'$の制約は変更されません。$c$と$c'$の必要な小さな値に対応する方法についてコメントします。
$ \ beta $面電磁流体力学的乱流におけるクロスヘリシティの役割について
| Title |
On_the_role_of_cross-helicity_in_$\beta$-plane_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
R._A._Heinonen,_P._H._Diamond,_M._F._D._Katz,_and_G._E._Ronimo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08091 |
太陽タコクラインの単純なモデルとして機能するシステムである、面内平均場を持つ$\beta$平面上の電磁流体力学（MHD）乱流を分析的および計算的に調査します。このシステムでの二乗磁場ポテンシャルの保存は、クロスヘリシティのグローバルな増加につながることを示します。クロスヘリシティは、純粋なMHD（ロスビーパラメーター$\beta$がゼロ）で保存されます。弱い乱流理論を使用してクロージャを実行し、クロスヘリシティスペクトルが運動量輸送を完全に決定することを示します。また、小さなロスビーパラメータの摂動理論は、共鳴相互作用が発生する表面のトポロジーを変更するため、弱い乱流では不可能であることに注意してください。数値シミュレーションで結果をサポートします。これは、クロスヘリシティがロスビーとアルフベニック乱流の間の移行レジームで最も重要であることを明確に示しています。
暗黒物質支配によって引き起こされる宇宙複屈折
再結合後にアクシオン様粒子（ALP）が移動すると、宇宙複屈折が予測されます。これは、ALPが暗黒物質密度に結合されている場合に自然に発生することを示しています。これは、ALPが物質放射の等式の後に大きな有効質量を獲得するためです。私たちのシナリオは、現在のハッブル定数よりもさらに小さい、広範囲のALP質量$m_\phi\lesssim10^{-28}$eVに適用されます。暗黒物質が隠れた単極子でできているこのシナリオを実現するための簡単なモデルを示します。これにより、ウィッテン効果によってALPに非常に大きな有効質量が与えられます。このメカニズムは、ALP減衰定数が、初期のミスアライメント角度を微調整せずにGUTスケールのオーダーである場合に機能します。減衰定数が小さい場合、隠れたモノポールは暗黒物質の一部になる可能性があります。また、QCDアクシオンへの影響を研究し、磁壁問題が有効質量によって解決できることを示します。
SSUSIから導出されたイオン化率と電子密度の検証
| Title |
Validation_of_SSUSI_derived_ionization_rates_and_electron_densities |
| Authors |
Stefan_Bender,_Patrick_J._Espy,_Larry_J._Paxton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08254 |
大気と宇宙環境の結合は、大気化学とダイナミクスの重要な推進力として認識されるようになりました。大気への粒子降水の影響を定量化するためには、粒子降水の変動に見合った空間スケールでの信頼できるグローバルエネルギー入力が必要です。そのために、EISCAT電子密度プロファイルと比較することにより、特殊センサー紫外線分光画像装置（SSUSI）製品の平均電子エネルギーと電子エネルギーフラックスを検証しました。この比較は、SSUSIFUV観測を使用して、オーロラ領域全体のイオン化率プロファイルを提供できることを示しています。防衛気象衛星計画（DMSP）ブロック5D3衛星に搭載されているSSUSIは、オーロラ放射のほぼ1時間ごとの高解像度UVスナップショットを提供します。ここでは、SSUSIから導出されたエネルギーとフラックスを使用して、標準のパラメーター化を駆動し、E領域（90〜150km）でイオン化率と電子密度のプロファイルを取得し、EISCATの地上ベースの電子密度と比較します。測定。2つの衛星、DMSPF17とF18からのデータを、トロムス{\o}UHFレーダープロファイルと比較します。磁気現地時間（MLT）の朝（3〜11時間）と夕方（15〜23時間）を区別することで、地上のデータに最適であることがわかります。データは、マクスウェル電子スペクトルを使用したMLT朝のセクターでよく一致しますが、ガウススペクトルを使用し、バウンス電子を考慮した夕方のセクターでは、EISCATとの最適な一致が達成されました。衛星とMLTに応じて、差の中央値は105km（F17）を超えると0〜20％、100km（F18）を超えると$\pm$15％の間で変化します。これらの高度より下の勾配が大きいため、絶対差を実質的に増加させることなく相対差が大きくなり、1シグマレベルで統計的に有意な差は実質的にありません。
天琴重力波観測所の宇宙船間レーザー測距に及ぼす宇宙プラズマ密度振動の影響
| Title |
Effects_of_the_space_plasma_density_oscillation_on_the_inter-spacecraft_laser_ranging_for_TianQin_gravitational_wave_observatory |
| Authors |
Ling-Feng_Lu,_Wei_Su,_Xuefeng_Zhang,_Zhao-Guo_He,_Hui-Zong_Duan,_Yuan-Ze_Jiang,_Hsien-Chi_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08326 |
天琴宇宙重力波（GW）天文台には、ミリヘルツ周波数帯でGWを検出するために、軌道半径が10^5kmの3つの地球中心の円形軌道宇宙船が含まれます。宇宙船の各ペアは、太陽風と磁気圏プラズマに浸された長さ1.7*10^5kmのレーザー干渉計を確立して、GWによって引き起こされる位相偏差を測定します。GW検出には、レーザー位相の高精度測定が必要です。長距離の累積効果とプラズマ密度の周期的振動は、追加の位相ノイズを引き起こす可能性があります。この論文は、現実的な軌道シミュレータと宇宙天気モデリングフレームワーク（SWMF）モデルを使用して、宇宙船間レーザー信号のプラズマ誘起位相偏差をモデル化することを目的としています。予備的な結果は、プラズマ密度の振動がミリヘルツ周波数帯域で2*10^-6rad/Hz^1/2または0.3pm/Hz^1/2に近い位相偏差を引き起こす可能性があり、誤差の範囲内であることを示しています。干渉計の変位ノイズに割り当てられたバジェット。軌道面が太陽-地球線に平行であるとき、または磁気嵐の間に、3つのアームに沿った位相の振幅スペクトル密度はより分離されます。最後に、位相偏差の軌道半径への依存性を調べます。
磁気的に誘発されたホログラフィック複合インフレーションと観測との対峙
| Title |
Confronting_the_Magnetically-Induced_Holographic_Composite_Inflation_with_Observation |
| Authors |
M._Ahmadvand,_A._Ashoorioon,_and_K._Bitaghsir_Fadafan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08362 |
現象論的AdS/QCDに触発されたモデルの観測予測を研究します。このモデルでは、インフラトン場が4次元の強結合ゲージ理論で出現し、カイラル対称性の破れがクォーク凝縮の形成を通じて発生します。$N_c$D3ブレーンのバックグラウンドでD7ブレーンを使用する、AdS/QCDのトップダウンアプローチに基づいて、ヒッグス真空期待値の生成による磁場でのカイラル対称性の破れがこのシナリオが十分な量のインフレーションにつながる可能性があるかどうかは疑われていましたが、2次相遷移。反復法を使用して、D7ブレーンの埋め込み関数や拡大する背景のハッブルパラメーターなど、時間に依存するパラメーターを一貫して解決します。$N_c\sim10^7$と$g_{\rm{}_{UV}}\sim{\rmsome}\times0.1$を使用すると、インフレモデルの予測は最も厳しい制約と一致することを示します。プランク2018によってインフレーションモデルに配置されました。モデルは大量の重力波$r\simeq0.01$を生成できますが、標準的な質量次元の変位は、プランク質量に違反して、1つのスカラー場の下に残ります。リスバウンド。
$ f（P）$重力でのエネルギー条件
$f（P）$重力は、ECGの新しい拡張であり、アクションのRicciスカラーが、3次次数\cite{p}でのリーマンテンソルの収縮を表す曲率不変量$P$の関数に置き換えられます。。現在の作業は、$f（P）$の関数形式が\textbf{a）}$f（P）=\alphaとして表されるエネルギー条件の概念を使用して、いくつかの$f（P）$重力モデルを制限することに集中しています。\sqrt{P}$、および\textbf{b）}$f（P）=\alpha\exp（P）$、ここで$\alpha$は唯一のモデルパラメーターです。エネルギー条件は、圧力と密度の間の興味深い線形関係であり、アインシュタインの重力で興味深い結果を導き出すために広く採用されており、宇宙論モデルに制約を課すための優れたツールでもあります。境界を設定するには、エネルギー密度を正のままにし、圧力を負のままにし、EoSパラメーターを$-1$に近い値にして、境界が宇宙の加速膨張を尊重し、また、最新の観測データと調和しています。両方のモデルについて、前述の条件を満たす適切なパラメーター空間が存在するため、$f（P）$重力理論が有望な修正重力理論であると仮定することを報告します。
| Title |
Graviton_Self-Energy_from_Gravitons_in_Cosmology |
| Authors |
L._Tan_(Florida),_N._C._Tsamis_(Crete)_and_R._P._Woodard_(Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08547 |
重力子の自己エネルギーへの物質の寄与$-i[\mbox{}^{\mu\nu}\Sigma^{\rho\sigma}]（x;x'）$は、$x^{で個別に保存する必要がありますが\mu}$と${x'}^{\mu}$の場合、重力子の寄与は、両方の座標での発散を伴うウォードアイデンティティの弱い制約に従います。一般的に均質で等方性の背景では、これは物質の寄与に対しては4つの構造関数だけになりますが、重力子の寄与に対しては9つの構造関数になります。これらの9つの構造関数の便利なパラメーター化を提案します。また、形式主義を、ド・ジッター背景での$-i[\mbox{}^{\mu\nu}\Sigma^{\rho\sigma}]（x;x'）$の明示的な1ループ計算に適用します。質量のない最小結合スカラーからの寄与と、最も単純なゲージの重力子からの寄与に対する他の寄与。また、線形化された量子補正されたアインシュタイン方程式を、重力子モード関数と点質量に対する重力応答に特化します。
宇宙全体のような閉鎖系の量子力学の基本的な定式化では、閉鎖系の代替の時間履歴の確率を予測するために、3つの形式の情報が必要です。これらは、素粒子の作用関数、宇宙の量子状態、そして私たちの特定の歴史の説明です。身近な経験の「準古典的領域」の起源とハミルトニアンの量子力学について、そのような量子宇宙論の定式化における好ましい時期について説明します。宇宙のこれらの特徴は量子論の一般的な性質ではなく、閉鎖系の量子状態とダイナミクスの理論の結果としてプランク時間の後に出現するおおよその特徴であると主張されています。
