改善された時間遅延レンズモデリングと過渡ソースによる$ H_0 $推論
| Title |
Improved_time-delay_lens_modelling_and_$H_0$_inference_with_transient_sources |
| Authors |
Xuheng_Ding,_Kai_Liao,_Simon_Birrer,_Anowar_J._Shajib,_Tommaso_Treu,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08609 |
超新星、ガンマ線バースト、高速電波バースト、重力波などの強力にレンズ化された爆発性過渡現象は、強力にレンズ化されたクエーサーに加えて、近い将来ハッブル定数（$H_0$）を決定するための非常に有望なツールです。この研究では、点光源の一時的な性質がクエーサーよりも優れていることを示しています。レンズ付きのホスト銀河は、一時的な出現の前後に観察できます。したがって、レンズモデルは、輝点光源からの汚染のない画像から導出できます。点光源がある場合とない場合の同じレンズから得られたレンズモデルの精度を比較することにより、この利点を定量化します。同じレンズパラメータのセットを使用したハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3（WFC3）の観測に基づいて、48個のクエーサーレンズシステム（つまり、銀河の中心にAGNを追加）と48個の銀河の現実的な模擬データセットをシミュレートします-銀河レンズシステム（過渡光源が見えないが、時間遅延と画像位置が測定されている、または測定されると仮定）。次に、画像をモデル化し、レンズモデルパラメータと$H_0$の推論を比較します。レンズ付き点光源のないサンプルでは、レンズモデルの精度（偏向器の質量勾配の観点から）が4.1倍優れており、$H_0$の精度が2.9倍に向上していることがわかります。過渡点光源なしでレンズシステムを観察する機会は、レンズ付きクエーサーよりも時間遅延宇宙誌に追加の利点を提供します。これにより、メインデフレクターの信号対雑音比の高い恒星運動学の決定が容易になり、その質量密度プロファイルが、質量シートの縮退を解消して$H_0$を制約する上で重要な役割を果たします。
私たちの太陽系における511keVの過剰および原始ブラックホール
天の川銀河の中央部から、511keVを超える光子が検出されました。この信号の原因となる陽電子は、原始ブラックホールのホーキング蒸発によって生成される可能性があることが示唆されています。INTEGRAL、COMPTEL、およびVoyager1の制約を評価した後、質量範囲$\sim（1-4）\times10^{16}$gのブラックホールは、それらがわずかな部分を占める場合、この信号を生成する可能性があることがわかりました。総暗黒物質密度の。原始ブラックホールが観測された511keV信号の原因である場合、太陽系内に数百のブラックホールが存在すると予想する必要があります。このクラスのシナリオは、AMIGOやe-ASTROGAMなどの提案されたMeVスケールのガンマ線望遠鏡でテスト可能である必要があります。
線形順序では、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のカールのようなBモードの偏光パターンの唯一の予想されるソースは、原始重力波です。2次では、Bモードも純粋にスカラー、密度、初期条件から生成されます。原始重力波からのBモードとは異なり、これらのBモードは非ガウスであり、温度や勾配のような偏光、Eモード、CMB異方性から独立していないと予想されます。2次Bモードと2つの1次T/Eモードの間の3点関数は、2次Bモードの強力なプローブであり、今後のCMB実験で検出できるはずです。$z>1000$で宇宙に関する新しい情報を提供するため、再結合が終了する前の非線形進化と散乱プロセスから生じる3点関数への寄与に焦点を当てます。この寄与は他の寄与から分離でき、$\sim1\mu$Karcminのノイズレベルと$\ge90\％$のデレンシング効率を使用したCMB実験により、$\sim2.5\sigma$で測定可能であることがわかります。提案されたPICO衛星として。ニュートンゲージで評価されるように、全信号の約半分が非線形に誘発されたベクトルとテンソル計量摂動から生じることを示します。このバイスペクトルは、パワースペクトルへの寄与が抑制されているため、CMBにおけるこれらの摂動のユニークなプローブです。このバイスペクトルの重要な特徴は、デレンシング効率が並行して向上する場合、原始的なBモードがない場合、実験ノイズの減少とともに検出可能性が向上することです。
小規模シアー：重力波による拡散サブハロの剥離
銀河系下のスケール（$M\lesssim10^7M_\odot$または$k\gtrsim10^3\、{\rmMpc}^{-1}$）の暗黒物質（DM）下部構造は、DMの手付かずのテストベッドです。しかし、それらはまだ未踏のままであり、通常、拡散して暗すぎて目に見える信号を誘発できません。最初に、このようなNFWサブハロが、チャープ重力波（GW）の単一画像回折レンズで個別に検出できることを示します。検出率は、BBOでは年間${\calO}（10）$であり、LISAではそれ以下であると予想されます。これは、重いブラックホール連星の小さな合併率と大きな必要なSNR$\gtrsim1/\gamma（r_0）によって制限されます。\sim10^3$。注目すべきことに、弱い回折レンズの一般的な形式を開発することにより、実際に測定可能な効果であるレンズの周波数依存性は、フレネル長$r_F$でのせん断$\gamma$によるものであることがわかります。有用な洞察を提供するだけでなく、質量プロファイルを測定するための新しい方法も提供します。チャープする$r_F\proptof^{-1/2}$は、連続して小さい長さのスケールをプローブします。さらに、強力な回折レンズで形式化を完了することにより、べき乗則プロファイルの推定を一般化し、小規模なせん断によってプロファイルを測定するというアイデアを示します。
この論文では、銀河団の数を数える超軽量アクシオン（ULA）宇宙論の質量と存在量を制約するために、現在および今後の宇宙論調査の可能性を調査します。ULAは、ファジー暗黒物質とも呼ばれ、標準模型を超える多くの理論で動機付けられており、$\Lambda$CDMの小規模な危機を解決できる可能性があります。銀河団の数は、宇宙における構造の形成の強力なプローブを提供します。質量と赤方偏移におけるそれらの分布は、根底にある線形物質の摂動に非常に敏感です。この予測論文では、2つのシナリオを検討します。1つは非アクシオンモデルが与えられた場合のアクシオン質量の除外制限、もう1つはアクシオンモデルの制約です。これにより、$m_a\gtrsim10^{-24}$eVのオーダーのULA質量の下限が得られます。ただし、この結果は、特定の調査で確実に観測できる最小のクラスターの質量に大きく依存します。クラスターカウントは、他の多くの宇宙論的プローブと同様に、プローブの特性に依存する、ULAの質量対存在量パラメーター空間でおおよその縮退を示します。これらの縮退は、他の宇宙論的プローブとは異なります。したがって、銀河団の数は、超軽量アクシオンの特性に関する補完的なウィンドウを提供する可能性があります。
加速度計ベースのネットワークを使用した暗黒物質の検索
| Title |
Dark_matter_searches_using_accelerometer-based_networks |
| Authors |
Nataniel_L._Figueroa_and_Dmitry_Budker_and_Ernst_M._Rasel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08715 |
暗黒物質は、今日の物理学における最大の未解決の質問の1つです。重力によって発光物質と相互作用することが知られているため、加速度計ベースの検索は本質的に興味深いものです。この記事では、地球内に閉じ込められた弱く相互作用する物質、スカラー物質ドメイン壁、アクシオンクォークナゲットなどの暗黒物質候補の最近（および将来）の検索を加速度計ネットワークで示し、新しい原子干渉計ベースの方法の見通しを示します。加速度計ネットワークは暗黒物質の検索をサポートできます。
H0に、またはH0にしない？
この論文は、後期物理学への変更が「ハッブル緊張」を解決できるかどうかを調査します。そのような解決策を支持する文献の主張の多くは、距離ラダー測定が実際にどのように機能するかについての誤解、特に距離ラダーH0事前の不適切な使用によって引き起こされると主張されています。ダイナミクスのない逆距離はしごは、遅い時間の物理学への変更が観測的に強く制約されており、SH0ESデータとプランクから推測されるベースLCDM宇宙論との間の不一致を解決できないことを示しています。
| Title |
Aurora:_A_Generalised_Retrieval_Framework_for_Exoplanetary_Transmission_Spectra |
| Authors |
Luis_Welbanks,_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08600 |
太陽系外惑星の透過スペクトルの大気検索は、昼夜の大気ターミネーターで、化学物質の存在量、雲/煙霧の特性、特徴的な温度などのさまざまな特性に重要な制約を与えます。今日まで、ほとんどのスペクトルは巨大な太陽系外惑星で観測されてきました。そのため、検索では通常、Hが豊富な大気を想定しています。しかし、最近のミニネプチューン/スーパーアースの観測と、JWSTを含む今後の施設の約束により、広範囲の大気組成と関連する複雑さに対処できる新世代の検索が求められています。ここでは、最先端のアーキテクチャに基づいて構築され、次の重要な進歩を組み込んだ次世代の大気検索フレームワークであるAuroraについて報告します。a）Hが豊富な大気とHが少ない大気を可能にする一般化された組成検索、b）a不均一な雲/ヘイズの一般化された処方、c）高次元検索のための複数のベイズ推定アルゴリズム、d）屈折、前方散乱、およびミー散乱のモジュール式の考慮事項、およびe）ノイズモデリング機能。ホットジュピターHD209458b、ミニネプチューンK218b、および岩石の太陽系外惑星TRAPPIST1dの現在および/または合成観測でオーロラを示します。現在のHD209458bスペクトルを使用して、Hが豊富な/Hが少ない大気の仮定に対するフレームワークと雲/ヘイズ処方の堅牢性を示し、以前の処理を改善します。K218bの実際のスペクトルと合成スペクトルを使用して、そのバルク大気組成を自信を持って制約し、正確な存在量の推定値を取得するための不可知論的アプローチを示します。TRAPPIST1dの場合、10回のJWSTNIRSpecトランジットにより、雲のないCO$_2$リッチおよびN$_2$リッチ大気の主要な大気成分の識別、および存在する場合はO$_3$の初期表示を含む微量ガスの存在量の制約を有効にできます拡張レベル（$\sim$10-100x地球レベル）。
エンドウ豆がポッドを飛び回るとき：ステラクラスタリングが多惑星系の惑星特性間の観測された相関にどのように影響するか
| Title |
When_the_Peas_Jump_around_the_Pod:_How_Stellar_Clustering_Affects_the_Observed_Correlations_between_Planet_Properties_in_Multi-Planet_Systems |
| Authors |
M\'elanie_Chevance_(Heidelberg_University),_J._M._Diederik_Kruijssen_(Heidelberg_University),_Steven_N._Longmore_(LJMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08604 |
最近の研究は、惑星系内の隣接する惑星の半径と質量が相関していることを示しています。この「エンドウ豆」現象がどのように発生するのか、それが誕生時に発生するのか、進化が必要なのか、そしてそれが（最初は）隣接する惑星にのみ適用されるのか、システム内のすべての惑星に適用されるのかは不明です。ここでは、惑星系のアーキテクチャが周囲の恒星のクラスタリングに強く依存しているという最近の発見を利用して、これらの質問に対処します。Gaiaの2番目のデータリリースに基づいて、複数の惑星をホストする惑星系のサンプルを、恒星の位置-速度位相空間の過密度とフィールドに存在する惑星系に分割し、それぞれ、外部摂動の程度が高いサンプルと低いサンプルを表します。エンドウ豆の鞘の現象が両方のサンプルで現れることを示し、システム内の惑星の特性の均一性が直接の隣人に制限されておらず、おそらく誕生時にすでに存在していることを示唆しています。半径の均一性は、過密度で大幅に上昇し、惑星系全体に同様の影響を与えるか、同様の惑星の保持に有利な進化的効果によって強化できることを示唆しています。質量の均一性は、同様ですが、依存性が弱い場合があります。最後に、両方のサンプルで、惑星の半径と質量が外側に向かって増加する順序を見つけます。その有病率にもかかわらず、順序付けは過密度ではやや弱く、恒星のクラスター化から生じる外部摂動によって混乱する可能性があることを示唆しています。「エンドウ豆」現象を包括的に理解するには、惑星の形成と進化を大規模な恒星と銀河の環境に関連付ける必要があると結論付けています。
小天体からの破片と噴出物をモデル化するためのN体アプローチ：実装と応用
| Title |
An_N-body_approach_to_modeling_debris_and_ejecta_off_small_bodies:_Implementation_and_application |
| Authors |
Jennifer_N._Larson_and_Gal_Sarid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08751 |
ここでは、小天体（小惑星や彗星）の表面からの粒子雲の進化をモデル化する新しいアプローチを紹介します。放出された粒子の進化に続いて、効率的、正確、モジュール方式でさまざまな時間および空間スケールを処理する必要があります。このような計算の計算効率と精度を向上させるために、ますます人気が高まっている軌道力学のN体積分器リバウンドの拡張としてN体モデリングパッケージを作成しました。私たちのコードは現在、リバウンドコードのスタンドアロンのバリアントであり、他のモデリングアプローチでは見落とされがちな規模で、個々の粒子の軌道、外部強制、および相互作用の包括的な理解を促進することを目的としています。私たちが開発したパッケージ（ReboundEjectaDynamics（RED））は、Pythonベースの実装であり、追加の依存関係はありません。これは、低重力環境での粒子の進化に影響を与えるいくつかの主要なメカニズムを組み込んでおり、複合効果のより簡単なシミュレーションを可能にします。可変サイズと速度分布、太陽放射圧、楕円形の重力ポテンシャル、バイナリまたはトリプル小惑星システム、および粒子間相互作用が含まれます。このホワイトペーパーでは、REDパッケージ機能のサンプルを紹介します。これらは小さな小惑星バイナリシステムに適用されます（NASAのダブル小惑星リダイレクトテストミッションのターゲットであるDidymos/Dimorphosシステムに続いて特徴付けられます）
法に巻き込まれた：大気散逸を観測するためのコア駆動の質量損失予測
| Title |
Caught_in_the_Act:_Core-powered_Mass-loss_Predictions_for_Observing_Atmospheric_Escape |
| Authors |
Akash_Gupta,_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08785 |
過去の研究は、コアパワーの質量損失メカニズムによる大気散逸が、スーパーアースとサブネプチューンの惑星集団を分離する半径の谷に関連する多数の観測を説明できることを示しています。そのような研究を補完するものとして、この研究では、それらの進化が実際に主にコアパワーの質量損失によって決定される場合、今日大気を失う可能性のある惑星の候補リストを提示します。惑星の進化と質量損失モデルでベイズ推定分析を使用して、公開されている質量、半径、ホストスターのプロパティを考慮して、特定の惑星の現在の状態をカプセル化するパラメーターの事後確率を推定します。私たちのモデルは、次の惑星が今日、50\％の信頼レベルで$\gtrsim10^7$g/sの割合で大気を失っている可能性があると予測しています：piMenc、Kepler-60d、Kepler-60b、HD86226c、EPIC249893012b、Kepler-107c、HD219134b、Kepler-80e、Kepler-138dおよびGJ9827d。ベイズ推定分析の副産物として、高分子量の種が豊富な二次大気、氷が豊富な低密度の内部、またはその両方を含む可能性が最も高い惑星を特定することもできました。この2番目のカテゴリに属する惑星は、WASP-47e、Kepler-78b、Kepler-10b、CoRoT-7b、HD80653b、55Cnce、およびKepler-36bです。前述のリストは完全なものではありませんが、ここに提示された候補は、将来の調査のターゲット選択や、個々の惑星系におけるコアパワーによる質量損失の重要性をテストするための有用な入力として役立つと考えています。
エキソ冥王星表面のN2氷片としての1I / 'オウムアムア：I。サイズと組成の制約
星間天体1I/'オウムアムアの起源は説明に反しています。さまざまな異なる氷で構成される物体が経験する非重力加速度の計算を実行し、N2氷で構成される物体が、非重力加速度、サイズ、アルベド、およびCOまたはCO2またはほこりの検出可能な放出。'オウムアムアは小さく、太陽から1.42auで観測したときの寸法は45mx44mx7.5mで、アルベドは0.64と高かった。このアルベドは、冥王星やトリトンのような物体のN2表面と一致しています。オウムアムアは、おそらくペルセウス腕の若い恒星系から約0.4〜0.5Gyr前に放出されたと推定されます。オウムアムアのような天体は、これまで観測されていないタイプのエキソプラネット「エキソプルト」の表面組成を直接調べることができます。コンパニオンペーパー（Desch＆Jackson、2021）で、他の恒星系でカイパーベルトが経験するような動的不安定性が、多数のN2氷片を生成および放出する可能性があることを示しています。「オウムアムアは、私たちにもたらされた太陽系外惑星の最初のサンプルかもしれません。
エキソ冥王星表面のN2氷片としての1I / 'オウムアムア。 II。 N2氷片の生成とオウムアムアの起源
星間天体1I/'オウムアムアの起源は、説明に反しています。コンパニオンペーパー（Jackson＆Desch、2021）では、観測時に軸が45mx44mx7.5mのN2氷体が、そのアルベド、非重力加速度、および観測されたCOの欠如と一致することを示しています。またはCO2またはほこり。ここでは、冥王星のようなカイパーベルトオブジェクト（KBO）の表面への衝撃により、約10^14個の衝突フラグメント（約半分がH2O氷フラグメント、残りの半分がN2氷フラグメント）が生成され、放出されたことを示します。原始カイパーベルトを枯渇させた動的不安定性。これらの数値と、他の恒星系が太陽のような効率でそのような天体を放出する場合、1I/'オウムアムアのような恒星間天体、および2I/ボリソフのようなより彗星のような天体を観測する頻度との一貫性を示します。衝撃によって生成されたフラグメントを放出する分化したKBOと動的不安定性は、太陽系外惑星の間でほぼ普遍的である可能性があると推測します。銀河宇宙線は4.5Gyrを超えるそのような破片を侵食するので、破片は長周期オールト彗星のごく一部（〜0.1％）ですが、C/2016R2がその一例かもしれません。オウムアムアは、ペルセウス腕にあったと推測される若い（〜10^8年）恒星系から、約0.4〜0.5Gyr前に放出されたと推定されます。オウムアムアのような天体は、これまで観測されていないタイプのエキソプラネット「エキソプルト」の表面組成を直接調べることができます。「オウムアムアは、私たちにもたらされた太陽系外惑星の最初のサンプルかもしれません。
木星の極にある深く、密集した、長寿命のサイクロン
木星へのジュノーミッションは、惑星の2つの極で密集したサイクロンを発見しました。これらのサイクロンが非常に限られた空間で共存し、外側の縁がほとんど互いに接触しているが、融合していないという観察は、大きなパズルを引き起こします。この研究では、対流が持続し、密集したサイクロンが、深く回転する対流層の極域で非常に長い時間（数千の惑星の自転周期の間）融合することなく形成され、生き残ることができることを示す数値計算を提示します。軸対称循環の慣性安定性基準の理想的な適用を通じて、極の近くの大きなコリオリパラメータがサイクロンを密に詰めることを可能にする上で重要な役割を果たすことがわかります。
暁から得られた283および365nmの位相曲線を使用した金星のUV吸収剤の調査
| Title |
Investigation_of_UV_absorbers_on_Venus_using_the_283_and_365_nm_phase_curves_obtained_from_Akatsuki |
| Authors |
Y._J._Lee,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_A._Yamazaki,_M._Yamada,_S._Watanabe,_T._Encrenaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09021 |
金星の雲の中のいわゆる未知の吸収体は太陽エネルギーの重要な吸収体ですが、その垂直分布はまだ十分に定量化されていません。暁によって測定されたディスク統合アルベドの283および365nmの位相曲線を分析します。私たちのモデルに基づいて、未知の吸収体は、上部の雲全体にわたって、または薄い層内で十分に混合して存在する可能性があることがわかりました。365nmの位相曲線を説明するために必要な条件は、未知の吸収体が雲頂直下の雲のスケールハイト内で効率的に吸収しなければならないということです。この制約を使用して、283nmの位相曲線からSO$_2$の存在量を抽出しようとします。ただし、SO$_2$および未知の吸収体による吸収を解きほぐすことはできません。中赤外波長での以前のSO$_2$存在量測定を考慮すると、283〜nmでの未知の吸収体の必要な吸収係数は365〜nmでの2倍以上でなければなりません。
巨大惑星の存在下での周連星居住可能ゾーン
| Title |
Circumbinary_habitable_zones_in_the_presence_of_a_giant_planet |
| Authors |
Nikolaos_Georgakarakos,_Siegfried_Eggl,_Dobbs-Dixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09201 |
連星系のハビタブルゾーンを決定することは、摂動された惑星軌道とさまざまな恒星照射条件の組み合わせのために、困難な作業になる可能性があります。それにもかかわらず、「動的に情報を与えられたハビタブルゾーン」の概念により、このような複雑な環境でハビタブルワールドを探す場所を予測することができます。動的に情報を与えられた居住可能ゾーンは、過去に連星システムの星周惑星と巨大惑星を持つシステムの地球のような類似物の居住可能性を調査するために使用されてきました。ここでは、周連星軌道上の潜在的に居住可能な世界に概念を拡張します。システム内に別の巨大惑星が存在する場合でも、ハビタブルゾーンの境界を分析的に見つけることができることを示します。この方法論をKepler-16、Kepler-34、Kepler-35、Kepler-38、Kepler-64、Kepler-413、Kepler-453、Kepler-1647、およびKepler-1661に適用することにより、既知の巨大惑星の存在を実証します。それらのシステムの大部分では、潜在的に居住可能な世界の存在を排除するものではありません。調査されたシステムの中で、Kepler-35、Kepler-38、およびKepler-64は、現在最も良性の環境を提供しているようです。対照的に、Kepler-16とKepler-1647は居住可能な世界をホストする可能性は低いです。
冷却することは維持することです：スーパーアースとサブネプチューンの残留H / He大気
スーパーアースとサブネプチューンは、一般に、原始ガスディスクから、それらの総質量の数パーセントから10パーセントからなる水素/ヘリウムエンベロープを降着させたと考えられています。その後、コア駆動の質量損失および/または光蒸発によって駆動される流体力学的脱出は、これらの原始的なエンベロープの多くを低質量およびより近い惑星から剥ぎ取り、スーパーアース集団を形成した可能性があります。この作業では、コア駆動の質量損失を受けた後、一部のスーパーアースが小さな残留H/Heエンベロープを保持できることを示します。この保持が可能なのは、著しく枯渇した大気の場合、放射対流境界での密度が十分に低下し、冷却時間スケールが質量損失時間スケールよりも小さくなるためです。したがって、残りのエンベロープは収縮することができ、さらなる質量損失を終わらせます。分析計算と数値シミュレーションを使用して、惑星の総質量$f_{ret}$の一部として保持される原始H/Heエンベロープの質量が、惑星の質量$M_{c}$の増加とともに増加し、減少することを示します。平衡温度の上昇に伴い、$T_{eq}$、$f_{ret}\proptoM_{c}^{3/2}T_{eq}^{-1/2}\exp{[M_{c}^{3/4}T_{eq}^{-1}]}$。$f_{ret}$は、一般的なスーパーアースパラメータの場合、$<10^{-8}$から約$10^{-3}$まで変化します。一次的に、残りのH/Heの正確な量は、初期エンベロープ質量、惑星質量、その平衡温度、およびエンベロープの不透明度に依存します。これらの残留水素エンベロープは、純粋な二次大気と比較して大気の平均分子量を減少させます。これは、現在および将来の施設で観察できる特徴です。ただし、これらの残留大気は、多くの場合、光蒸発による長期的な侵食に対して脆弱である可能性があります。残留水素エンベロープは、地質学や地球化学など、スーパーアースの長期的な物理的進化において重要な役割を果たす可能性があります。
Gaia-ASAS-SNの古典的なCepheidsサンプル：I。サンプルの選択
| Title |
The_Gaia-ASAS-SN_classical_Cepheids_sample:_I._Sample_Selection |
| Authors |
L.Inno,_H-W._Rix,_K._Z._Stanek,_T._Jayasinghe,_E._Poggio,_R._Drimmel,_A._Rotundi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08597 |
GaiaDR2（GaiaCollaborationetal。2018）とASAS-SN（Shappeeetal。。2014）。まず、ガイアからの視差と変動性の情報を使用して、M_K<-1の明るい（G<17）セファイド候補を約30,000個選択します。次に、ASAS-SNVバンド光度曲線を分析し、周期を決定し、フーリエパラメーターを使用して光度曲線を分類します。これにより、約1900の銀河系セファイド変光星が生成されます。これは、採用された選択基準内で90％以上完全で純粋であると推定されます。これは、人口モデリングとSDSS-Vで予測される体系的な分光学的フォローアップに必要な、そのような十分に特徴付けられた選択機能を備えた天の川セファイドの最大の全天サンプルです。これらのセファイドのうち約130は、候補としても文献に記載されていません。
恒星の質量とハロの質量の関係における散乱と球状星団からのフィードバックによって駆動される暗黒物質欠損超拡散銀河の出現
| Title |
The_emergence_of_dark_matter-deficient_ultra-diffuse_galaxies_driven_by_scatter_in_the_stellar_mass-halo_mass_relation_and_feedback_from_globular_clusters |
| Authors |
Sebastian_Trujillo-Gomez,_J._M._Diederik_Kruijssen,_and_Marta_Reina-Campos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08610 |
超拡散銀河（UDG）は、星の密度が低いことに加えて、暗黒物質（DM）が支配的なシステムから、DMがほとんどない物体まで、さまざまな動的質量光度比を持っています。この多様性の起源を調査するために、平均SMHM関係からの逸脱の関数として、巨大な星団からのフィードバックによって駆動される銀河の構造進化を予測する単純な半経験的モデルを開発します。モデルは、$M_{\rmhalo}=10^{10}M_{\odot}$の平均関係より$\gtrsim0.5$dex上にある銀河が、$\sim10-100$大きい係数をホストすると予測しています。球状星団（GC）の母集団、およびこれらのGCからのフィードバックは、SMHM関係の銀河と比較して、恒星成分の大幅な拡大とDMの損失を引き起こします。この効果は、早期に崩壊し、$z\gtrsim2$で星形成率が向上したハローでより強くなります。これにより、ガス圧、恒星のクラスター化、平均クラスター質量が増加し、銀河風のエネルギー負荷とその影響が大幅に向上します。DMと恒星の軌道。銀河のサイズとDM含有量への影響は、ほぼ普遍的なバリオン画分を含む観測された銀河、NGC1052-DF2とDF4、およびDMをほとんど含まない他の孤立したUDGを説明するのに十分な大きさです。銀河団で観測されたGC固有の頻度で銀河のサイズが増加する傾向も、モデルに自然に現れます。私たちの予測は、矮星とUDGの恒星とGCの個体数の大規模で深い調査でテストすることができます。ステラルーメンは銀河の風の効率を促進するため、銀河の構造進化における支配的な要因である可能性があり、銀河形成モデルの必須成分として含める必要があります。
H2質量密度の宇宙進化と分子ガスの時代
| Title |
Cosmic_evolution_of_the_H2_mass_density_and_the_epoch_of_molecular_gas |
| Authors |
T._K._Garratt,_K._E._K._Coppin,_J._E._Geach,_O._Almaini,_W._G._Hartley,_D._T._Maltby,_C._J._Simpson,_A._Wilkinson,_C._J._Conselice,_M._Franco,_R._J._Ivison,_M._P._Koprowski,_C._C._Lovell,_A._Pope,_D._Scott_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08613 |
水素分子の宇宙論的質量密度である$\rho_{\rmH_2}$の進化に関する新しい経験的制約を$z\upperx2.5$に戻します。赤方偏移の関数として、近赤外線で選択された銀河の観測された平均$850\mu{\rmm}$フラックス密度を測定する統計的アプローチを採用しています。考慮される赤方偏移の範囲は、$850\mu{\rmm}$バンドが、残りのフレームでの熱ダスト放出のレイリージーンズテールをプローブするスパンに対応するため、星間物質の質量の推定値として使用できます。中（ISM）。私たちのサンプルは、近赤外マグニチュード$K_{\rmAB}\leq25$magのUKIDSS-UDSフィールドの${\upperx}150,000$銀河と、深部12バンド測光から導出された対応する確率分布関数を持つ測光レッドシフトで構成されています。以前の作業よりも約2桁大きいサンプルを使用して、$\rho_{\rmH_2}$の統計的不確実性を$z\upperx2.5$に大幅に削減します。私たちの測定値は、ブランクフィールド分子ガス調査からの最近の直接推定とほぼ一致しており、分子ガスのエポックは、$\rho_{\rmH_2}\approx2\times10^7\、{の星形成のピークエポックと一致することがわかりました。\rmM_\odot}\、{\rmMpc^{-3}}$at$z\approx2$。$\rho_{\rmH_2}$は、固定または弱く進化する星形成効率で星形成率密度を反転することにより、広くモデル化できることを示しています。この「一定の効率」モデルは、統計的に導き出された$\rho_{\rmH_2}$と同様の進化を示しており、$z\approx2$でのピーク星形成履歴を駆動する支配的な要因が銀河における分子ガスのより多くの供給であることを示しています個々の銀河内での星形成率の効率の大幅な進化ではなく。
スバルハイパーシュプライムカムサーベイからの$ 0.10 \ leq z \ leq 1.05 $での測光発光赤色銀河のクラスター化のハローモデル分析
| Title |
Halo-model_analysis_of_the_clustering_of_photometric_luminous_red_galaxies_at_$0.10_\leq_z_\leq_1.05$_from_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Survey |
| Authors |
Shogo_Ishikawa,_Teppei_Okumura,_Masamune_Oguri,_and_Sheng-Chieh_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08628 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramWideレイヤーで選択された、広い赤方偏移範囲$0.1\leqz\leq1.05$での測光発光赤銀河（LRG）のクラスタリング分析を示します。CAMIRAアルゴリズムは、恒星の質量と測光赤方偏移の情報を含む$\sim124$deg$^{2}$を超える$615,317$LRGを生成し、LRGのバリオンおよびダークハロー特性の赤方偏移と恒星質量依存性を追跡できるようにします。ハロー占有分布分析は、中央LRGの暗いハロー質量$M_{\rmmin}$と、赤方偏移とは無関係のLRGの数密度との間に密接な相関関係があることを明らかにし、LRGの形成が地球環境に関連していることを示しています。LRGのハロー質量$M_{\rmmin}$は、$M_{\star}\lesssim10^{10.75}h^{-2}M_{の恒星質量$M_{\star}$にわずかに依存します。赤銀河と青銀河の両方を含むすべての銀河の$M_{\rmmin}$-$M_{\star}$関係とは対照的に、\odot}$と$0.3<z<1.05$。これは、暗いハローの質量が、恒星の質量ではなく、LRGの形成の重要なパラメータであることを示しています。私たちの結果は、$\sim10^{12.5\pm0.2}h^{-1}M_{\odot}$のハロー質量が、ハロー環境による効率的なハロー消光の臨界質量であることを示唆しています。観測されたハロー質量と流体力学的シミュレーションを比較すると、$z\sim1$の低質量LRGは、合併や衛星の付加によって、$z=1-0$全体で恒星の質量が1桁増加し、質量の大部分が増加することが示されています。$z<0.9$のLRGは、遷移時間スケールが短い巨大な緑の谷の銀河から進化します。
Abell795のチャンドラ研究-中心にFR0電波銀河があるスロッシングクラスター
| Title |
A_Chandra_study_of_Abell_795_--_a_sloshing_cluster_with_a_FR0_radio_galaxy_at_its_center |
| Authors |
Francesco_Ubertosi,_Myriam_Gitti,_Eleonora_Torresi,_Fabrizio_Brighenti,_Paola_Grandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08682 |
銀河団A795とその最も明るい銀河団でホストされているファナロフ-ライリータイプ0の最初のX線専用研究を紹介します。アーカイブの30ks\textit{Chandra}観測を使用して、銀河団ガスの動的状態と冷却特性を研究し、電波銀河の成長が周囲の環境によって妨げられているかどうかを調査します。A795は弱く冷却されたコアクラスターであり、冷却領域（中央の$\sim$66）で観測された質量堆積率$\lessapprox14\、$M$_{\odot}$yr$^{-1}$であることがわかります。kpc）。内側の$\sim$30kpcで、2つの推定X線空洞を特定し、中心から$\sim$60kpcと$\sim$178kpcに、冷たいICMスパイラルに沿って位置する2つの顕著な寒冷前線の存在を明らかにします。特徴。X線のピークから17.7kpcオフセットされた中央の銀河は、平均密度が$n_{\text{e}}=2.14\times10^{-2}$の多温度ガスに囲まれています。cm$^{-3}$。クラスターを中心とした74〜227MHzでの拡張電波放射が見られ、低周波数で外挿された電波銀河からの予想フラックスを超えています。スロッシングがガスのらせん形態と寒冷前線の形成の原因であり、環境だけでは電波銀河のコンパクトさを説明できないことを提案します。2つの空洞の力とスロッシング運動エネルギーが冷却を減らし、相殺することができると私たちは主張します。拡張無線放射のスペクトルおよび形態学的特性を考慮して、候補無線ミニハローとして分類します。
ドラゴン赤外線暗黒雲におけるコア成長の証拠：大規模な星形成への道
Dragon赤外線暗黒雲（G28.37+0.07またはG28.34+0.06としても知られています）の1.3mm連続コアのサンプルが統計的に分析されます。分子の流出との関連に基づいて、サンプルは原始星と星のないコアに分けられます。統計的検定は、温度と不透明度のバイアスが考慮された後でも、原始星のコアは星のないコアよりも重いことを示唆しています。質量差は、それらの形成以来のコア質量成長を示していることを示唆している。質量成長は、コアの質量成長率によっては、大規模な星形成が大規模な星形成前のコアから始まる必要がない可能性があることを意味します。コアの質量関数と恒星の初期質量関数との関係への影響については、さらに調査する必要があります。
近くの活動銀河における摂食とフィードバックのジェミニNIFS調査-IV。励起
| Title |
Gemini_NIFS_survey_of_feeding_and_feedback_in_nearby_Active_Galaxies_--_IV._Excitation |
| Authors |
Rogemar_A._Riffel,_Marina_Bianchin,_Rogerio_Riffel,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Astor_J._Schonell,_Luis_Gabriel_Dahmer-Hahn,_Natacha_Z._Dametto,_Marlon_R._Diniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08736 |
活動銀河核（AGN）の近赤外スペクトルは、さまざまな原子および分子種の輝線を示します。AGNにおけるこれらの輝線の起源に関与するメカニズムはまだ完全には理解されていません。6つの発光（$43.1<\logL_{\rmbol}/（{\rmergs^{-1}}）<44.4$）セイファート銀河（NGC788、Mrk607、ローカルユニバース（$0.0039<z<0.0136$）のNGC3227、NGC3516、NGC5506、およびNGC5899）は、数十パーセクの空間分解能で銀河の内側100〜300pc半径内のガス励起を調査します。すべての銀河で、H$_2$の放出は、励起温度が2400〜5200Kの範囲の熱プロセスから発生します。H$_2$/Br$\gamma$対[Feの高線比（HLR）領域ではII]/Pa$\beta$診断図には、スパクセルの29％が含まれており、線幅と線比の相関関係によって示されるように、衝撃が主な励起メカニズムです。図のAGN領域（スパクセルの64％）では、H$_2$の放出はAGN放射によるものです。[FeII]放出は、AGN放射による光イオン化と、5つの銀河での衝撃の組み合わせによって生成され、NGC788での光イオン化によって支配されます。[SIX]1.2523$\mu$m冠状輝線はすべての銀河に存在します、およびそのフラックス分布は、銀河核から80から185pcに拡張されています。ただし、NGC5899では、この線は積分スペクトルでのみ検出されます。
ngVLAの観点から見た大質量星の熱くダイナミックな誕生
| Title |
The_Hot_and_Dynamic_Birth_of_Massive_Stars_from_the_ngVLA_Perspective |
| Authors |
Kei_E._I._Tanaka,_Yichen_Zhang,_Kazuhito_Motogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08859 |
次世代超大型アレイ（ngVLA）は、未踏の最も内側の領域での大規模な星形成におけるさまざまな動的および化学的プロセスを明らかにする優れた機能を備えています。ALMA/VLAの最近の観測と理論的予測に基づいて、ngVLAの観点から大規模な星形成におけるいくつかの興味深いトピックを提案します。巨大な原始星の周りの$\lesssim$100auのディスクスケールでは、温度、衝撃、および放射の物理的条件がエンベロープ内のものよりもはるかに強いため、ダスト粒子は破壊/昇華すると予想されます。ホットコア。ngVLAの高感度と高解像度により、ダスト破壊によって放出されるガス状耐火物、たとえば、SiO、NaCl、AlOを検出できます。これらは、ディスクの運動学を追跡し、星形成領域の金属元素に新しい洞察を与えます。アストロミネラロジー。ngVLAによるマルチエポック調査は、固有運動で$\lesssim$10auの間隔で大規模な倍数を形成する人口統計を提供します。耐火性分子線と水素再結合線の観測と組み合わせることで、巨大なプロトバイナリの3次元軌道運動を再現することができます。さらに、ngVLAの1質量分解能は、質量と熱エネルギーの高い降着率によってauスケールに膨れ上がった場合、付着する原始星の光球表面の史上初の写真を撮ることができる可能性があります。
コアラ：I。z= 2.16でのクモの巣プロトクラスターにおけるATCACO（1-0）調査と光度関数
| Title |
COALAS:_I._ATCA_CO(1-0)_survey_and_luminosity_function_in_the_Spiderweb_protocluster_at_z=2.16 |
| Authors |
S._Jin,_H._Dannerbauer,_B._Emonts,_P._Serra,_C._D._P._Lagos,_A._P._Thomson,_L._Bassini,_M._Lehnert,_J._R._Allison,_J._B._Champagne,_B._Indermuhle,_R._P._Norris,_N._Seymour,_R._Shimakawa,_C._M._Casey,_C._De_Breuck,_G._Drouart,_N._Hatch,_T._Kodama,_Y._Koyama,_P._Macgregor,_G._Miley,_R._Overzier,_J._M._Perez-Martinez,_J._M._Rodriguez-Espinosa,_H._Rottgering,_M._Sanchez_Portal,_and_B._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08884 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイでの475時間の観測に基づいて、$z=2.16$での銀河プロトクラスターフィールドの詳細なCO（1-0）調査を報告します。21分角$^2$と$\pm6500$km/sの速度範囲の領域をカバーする、13個の個別のポインティングの大きなモザイクを作成しました。$z=2.09-2.22$にまたがる46個のCO（1-0）検出の堅牢なサンプルを取得します。これは、これまでのプロトクラスターにおける分子ガス測定の最大のサンプルを構成します。COエミッターは$z=2.12-2.21$で過密度を示し、銀河のスーパープロトクラスターまたは約120cMpcサイズの大規模フィラメントに接続されたプロトクラスターを示唆しています。90％のCOエミッターは、中心銀河までの距離が$>0'.5-4'$であることがわかります。これは、小面積の調査では、同様の構造のガス貯留層の大部分が見落とされることを示しています。COエミッターの半分は脱出速度よりも大きい速度を持っており、これは重力的にクラスターコアに結合していないように見えます。これらのバインドされていないソースは、中心の周りの$R_{200}$半径内ではほとんど見つかりません。これは、外側の領域がまだ形成されている間にクラスターコアが崩壊している画像と一致しています。他のプロトクラスターと比較して、この構造には比較的多くのCOエミッターが含まれており、線幅が比較的狭く、光度が高く、銀河の合体を示しています。これらのCOエミッターを使用して、過密環境でのCO光度関数と分子ガス密度に最初の制約を課します。CO光度関数の振幅は、$z\sim2$の散在銀河サンプルで観測されたものよりも1.6$\pm$0.5桁高く、半解析的SHARKモデルからの銀河プロトクラスターの予測よりも1桁高くなっています。この構造の高分子ガス密度は$0.6-1.3\times10^{9}$$M_\odot$cMpc$^{-3}$であり、流体力学的DIANOGAからの大規模構造の低温ガス密度の予測と一致しています。シミュレーション。
WISDOMプロジェクト-VII。 NGC7052における超大質量ブラックホール質量の分子ガス測定
| Title |
WISDOM_Project_--_VII._Molecular_gas_measurement_of_the_supermassive_black_hole_mass_in_NGC_7052 |
| Authors |
Mark_D._Smith,_Martin_Bureau,_Timothy_A._Davis,_Michele_Cappellari,_Lijie_Liu,_Kyoko_Onishi,_Satoru_Iguchi,_Eve_V._North,_Marc_Sarzi,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08920 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の質量は、中心ポテンシャルの空間的に分解されたトレーサーに対するSMBHの動的な影響を分解することによって測定できます。最新のロングベースライン干渉計は、そのようなトレーサーとして分子ガスの使用を可能にしました。ここでは、12CO（2-1）線の0.11秒角（37pc）の解像度と1.3mmの連続放射での楕円銀河NGC7052のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測を紹介します。この解像度は、ポテンシャルがSMBHによって支配されている領域を解決するのに十分です。ハッブル宇宙望遠鏡F814W画像のマルチガウス展開と空間的に一定の質量光度比を使用してこれらの観測をフォワードモデル化し、恒星の質量分布をモデル化します。SMBHの質量は$2.5\pm0.3\times10^9\、\mathrm{M_\odot}$であり、恒星のIバンドの質量光度比は$4.6\pm0.2\、\mathrm{M_\odotであると推測されます。/L_{\odot、I}}$（$3\sigma$信頼区間）。このSMBHの質量は、イオン化ガスの運動学を使用して得られた質量よりも大幅に大きくなりますが、分子ガスよりも運動学的に乱れているように見えます。また、中心分子ガスの不足は、中心重力ポテンシャルの強い勾配による分子ガス雲の潮汐破壊の結果である可能性が高いことも示しています。
WISDOMプロジェクト-VIII。最も明るい銀河団NGC0708におけるマルチスケールフィードバックサイクル
| Title |
WISDOM_project_--_VIII._Multi-scale_feedback_cycles_in_the_brightest_cluster_galaxy_NGC_0708 |
| Authors |
Eve_V._North,_Timothy_A._Davis,_Martin_Bureau,_Massimo_Gaspari,_Michele_Cappellari,_Satoru_Iguchi,_Lijie_Liu,_Kyoko_Onishi,_Marc_Sarzi,_Mark_D._Smith_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08988 |
高解像度（合成ビームサイズ0."088x0。"083または25x23pc$^2$）AtacamaLargeMillimetre/submillimetreArray（ALMA）$^{12}$CO（2-1）ラインと236GHz連続体を紹介しますNGC0708の観測、および5GHz拡張マルチエレメント無線リンク干渉計ネットワーク（e-MERLIN）連続観測。低質量銀河団エイベル262の中で最も明るい銀河。線の観測により、銀河の中心部にある分子ガスの乱れた回転円盤と、高速で青方偏移した特徴〜0。"4（〜113pc）その中心から。サブミリメーターの連続体放出は核でピークに達しますが、この異常なCO放出の特徴に向かって伸びます。e-MERLINを使用した5GHzでの同じ空間スケールで対応する伸びは見つかりません。この源で検出された異常な青方偏移放出は、それが混沌とした冷たい付着を介して熱いクラスター内媒体から凝縮する物質の低質量の落下フィラメントである可能性が最も高いと結論付けますが、それは可能性もありますジェット駆動の分子流出。この2つのシナリオでこの構造が持つ物理的特性を推定し、どちらの説明も実行可能であることを示します。積分フィールドスペクトログラフを使用した将来の観測により、このanoの真の原因を特定できることをお勧めします。悪意のある放出、およびこのソースの小規模および大規模の両方での急冷冷却流と機械的フィードバックの間の相互作用のさらなる証拠を提供します。
巨大な原始星からの電波ジェットの銀河系調査
| Title |
A_Galactic_survey_of_radio_jets_from_massive_protostars |
| Authors |
S._J._D._Purser,_S._L._Lumsden,_M._G._Hoare_and_S._Kurtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08990 |
以前の南半球の研究と併せて、大規模な原始星からのジェットのこれまでで最大の電波調査を、大規模な星の2つのサブサンプルに対する高解像度（$\sim0.04^{\prime\prime}$）VLA観測で提示します。-異なる進化状態の形成領域：48個の赤外線で明るい大規模なYSOと、16個の発光（${\rmL_{bol}}>10^3\、{\rmL_\odot}$）コアを含む8個のIRDC。MYSOサンプルの$94\％$について、原始星と一致する熱ラジオ（$\alpha\geq-0.1$、つまり$S_\nu\propto\nu^\alpha$）ソースを検出します。そのうち$84\％$（13ジェットと25の候補）はジェットのようなものです。電波の光度は、すべての質量にわたるジェット生成の共通メカニズムをサポートする低質量の場合と同様に、${\rmL_{bol}}$に比例することがわかります。衝撃を追跡する関連する電波ローブは、ジェットのようなオブジェクトの$52\％$に向かって見られ、感度の制限に起因して、より高い電波およびボロメータの光度のジェットに向かって優先的に検出されます。ボロメータの光度が$\dot{m}_{\rmjet}\propto{\rmL_{bol}}^{0.9\pm0.2}$であるジェット質量損失率のスケールを見つけると、放射性のライン駆動が破棄されます。主要なジェット発射プロセスとしてのメカニズム。計算された運動量は、$p_{\rmjet}>p_{\rmoutflow}$以降、ジェットの大部分が大規模な分子流出現象を機械的に駆動できることを示しています。最後に、それらの物理的範囲から、電波放射が小さくて光学的に厚い\textsc{Hii}領域から発生することはできないことを示します。IRDCコアに向けて、光度対質量$\left（\frac{L}{M}\right）$の増加と赤外線フラックス比の減少のプロキシを使用して、年齢とともに発生率/電波フラックスの増加を観察します$\left（\frac{S_{70\rm\mum}}{S_{24\rm\mum}}\right）$。$\frac{L}{M}<40\、{\rmL_{sol}}{\rmM_{sol}}^{-1}$のコアは、上記では検出されません（$5.8{\rmGHz}$）$\sim1{\rmmJy\、kpc}^2$の電波光度。
ALMA-IRDC：雲からコアスケールまでの高密度ガス質量分布
| Title |
ALMA-IRDC:_Dense_gas_mass_distribution_from_cloud_to_core_scales |
| Authors |
A._T._Barnes,_J._D._Henshaw,_F._Fontani,_J._E._Pineda,_G._Cosentino,_J._C._Tan,_P._Caselli,_I._Jim\'enez-Serra,_C._Y._Law,_A._Avison,_F._Bigiel,_S._Feng,_S._Kong,_S._N._Longmore,_L._Moser,_R._J._Parker,_\'A._S\'anchez-Monge_and_K._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09122 |
赤外線暗黒雲（IRDC）は、高質量星形成（HMSF）のとらえどころのない初期段階の潜在的なホストです。ここでは、天の川銀河内でHMSFを研究するための最良の候補のいくつかとして強調されている、10個のIRDCのサンプルの断片化特性の詳細な分析を行います。そのために、バンド3（または3mm）のALMAでこれらのIRDCをカバーする一連の大きなモザイクを取得しました。これらの観測は、高い角度分解能（〜3arcsecまたは〜0.05pc）、および高い連続体とスペクトル線の感度（N2H+（1-0）遷移で0.1km/sチャネルあたり〜0.15mJy/ビームおよび〜0.2K）を持っています。ダストの連続放出から、重力によって結合され（alpha_vir=0.3から1.3）、B=0.3から1.0の磁場強度を必要とする低質量から高質量（M=3.4から50.9Msun）の範囲の96個のコアを特定します。mGはビリアル平衡にあります。これらの結果を文献コアの均質化されたカタログと組み合わせて、空間スケールで4桁（0.01pcから10pc）にわたってこれらのクラウド内の階層構造を復元します。さらに高い角度分解能での補足観測を使用すると、この階層内の最小のフラグメント（<0.02pc）には、現在、高質量の星を形成するために必要な質量や密度がないことがわかります。それにもかかわらず、この論文で提示された新しいALMA観測は、さらなる断片化なしに>16Msunを保持する19（6つの静止および13の星形成）コアの識別を容易にしました。これらの高質量コアは遷音速の非熱運動を含み、運動学的にサブビリアルであり、崩壊に対するサポートのために適度な磁場強度を必要とします。高質量星形成のこれらの潜在的なサイトの特定は、高質量星およびクラスター形成理論からの予測をテストできるようにするための重要なステップを表しています。
アルマ-IRDCII。赤外暗黒雲コアの大規模なサンプルにおける14N / 15N比の最初の高角度分解能測定
| Title |
ALMA-IRDC_II._First_high-angular_resolution_measurements_of_the_14N/15N_ratio_in_a_large_sample_of_infrared-dark_cloud_cores |
| Authors |
F._Fontani,_A.T._Barnes,_P._Caselli,_J.D._Henshaw,_G._Cosentino,_I._Jim\'enez-Serra,_J.C._Tan,_J.E._Pineda,_C.Y._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09123 |
分子内の14N/15N比は、特にN2H+アイソトポログから測定した場合、星形成領域で大きな変動を示します。ただし、高角度分解能で実行された研究はごくわずかです。アタカマ大型ミリ波アレイで得られたN2H+の14N/15N比の最初の干渉計調査を、さまざまな物理的特性に関連付けられた3mmの連続コアを含む4つの赤外暗黒雲に向けて提示します。ホストクラウドにもよりますが、コアの約20〜40％でN15NH+（1-0）が検出されます。ミリメートルの連続体コアに向かって測定された14N/15Nの値は、最小80から最大400の範囲です。値の広がりは、これまでの高質量星形成領域の単一皿調査で見つかった値よりも狭く、総電力データのみを使用して得られたものよりも。これは、14N/15N比がコアの拡散ガスエンベロープで平均して高いことを示唆しており、IRDCに埋め込まれた高密度コアの14N/15N比を正しく測定するための高角度分解能マップの必要性を強調しています。平均14N/15N比210は、雲のガラクトセントリック距離（300-330）での星間値よりも低いですが、観測の感度では400を超える14N/15N比を明らかにすることはできません。明確ではありません。14N/15N比とコアの物理的特性の間に傾向が見られます。14N/15NとH2カラム密度の間には暫定的な正の傾向しか見られません。ただし、より確実な結論は、より高い感度の測定でのみ引き出すことができます。
尾の物語：H $ \ alpha $ -X線相関
| Title |
Tales_of_tails:_H$\alpha$--X-ray_correlation |
| Authors |
Ming_Sun,_Chong_Ge,_Rongxin_Luo,_Masafumi_Yagi,_Pavel_J\'achym,_Alessandro_Boselli,_Matteo_Fossati,_Paul_E.J._Nulsen,_Michitoshi_Yoshida,_Giuseppe_Gavazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09205 |
銀河の進化に対するラム圧力ストリッピング（RPS）の影響は、40年以上にわたって研究されてきました。最近の多波長データは、RPSを受けている銀河の多くの例を明らかにしており、多くの場合、多相の尾を伴っています。多相媒体でのエネルギー移動は天体物理学の未解決の問題であるため、RPS銀河は研究するのに最適な対象です。最近の観測証拠の爆発にもかかわらず、RPSテールの異なる相のガス間の関係はほとんど知られていません。ここでは、X線表面輝度（SB$_{\rmX}$）とH$\alpha$表面輝度（SB$_{\rmH\alpha）の間に強い線形相関があることを初めて報告します。}$）SB$_{\rmX}$/SB$_{\rmH\alpha}\sim$3.6のように、$\sim$10kpcスケールでのRPSテール内の拡散ガスの。この発見は、多相RPSテールの起源として、剥ぎ取られた星間物質（ISM）と高温の銀河団ガス（ICM）の混合をサポートしています。X線クールコアや銀河風のような同様の環境での同様の相関と比較して、剥ぎ取られた尾部で確立された関係は、多相ガスにおけるエネルギー伝達のモデルの重要なテストを提供します。また、ICMの凝集と乱流を理解するためのH$\alpha$データの重要性も示しています。
アクティブ-非アクティブ銀河ペアのXMM-Newton研究
| Title |
An_XMM-Newton_study_of_active-inactive_galaxy_pairs |
| Authors |
Matteo_Guainazzi_(1),_Alessandra_De_Rosa_(2),_Stefano_Bianchi_(3),_Bernd_Husemann_(4),_Tamara_Bogdanovic_(5),_Stefanie_Komossa_(6),_Nora_Loiseau_(7),_Zsolt_Paragi_(8),_Miguel_Perez-Torres_(9),_Enrico_Piconcelli_(10),_Cristian_Vignali_(11)_((1)_ESA/ESTEC,_(2)_IASP/INAF,_(3)_Un._Roma_Tre,_(4)_MPIA,_(5)_Georgia_Institute_of_Technology,_(6)_MPIfR,_(7)_ESA/ESAC,_(8)_Joint_Institute_for_VLBI,_(9)_IAA-CSIC,_(10)_Obs._Roma,_(11)_Un._Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09218 |
理論とシミュレーションは、銀河の合体がブラックホールとそのホスト銀河の降着の宇宙論的進化において重要な役割を果たしていることを示していますが、銀河の活動銀河核（AGN）のサンプルはまだ少ないです。AGNペアのサンプルを増やすために、私たちはアーカイブプロジェクトに着手し、SDSSが選択した32個の銀河ペアのサンプルのX線特性を調査しました。XMM-Newtonによる。光学的に分類された非活動銀河の中で、X線の光度が弱い（$\simeq$5$\times$10$^{41}$ergs$^{-1}$）X線の対応物を1つだけ発見しました。私たちの銀河ペアサンプルのAGNの59％（32のうち19）は、X線の対応物を示し、吸収補正されたX線の明るさの広い範囲をカバーしています（5$\times$10$^{41}$-2$\times$10$^{44}$ergs$^{-1}$）。これらのAGNの79％以上が隠されており（列密度$N_H>$10$^{22}$cm$^{-2}$）、その半分以上（{\itie}、全体の約47％）が隠されていますAGNサンプル）コンプトン厚です。したがって、AGN/no-AGNペアは、孤立したAGNよりも頻繁にX線で隠されます（係数$\simeq$1.5）。{\itbonafide}デュアルAGNの光度と赤方偏移が一致したサンプルと比較すると、AGN/no-AGNペアは、同じ分離範囲（$>$10kpc）で1桁低いX線カラム密度を示します。。サブPC分離のAGN/no-AGNペアの小さなサンプル（4つのオブジェクト）はすべて非常に不明瞭であり、これらのシステムのX線カラム密度と銀河ペア分離の間の正式な反相関を推進しています。これらの発見は、銀河環境が銀河の合体における核活動の誘発に重要な影響を及ぼしていることを示唆しています。
星形成領域における局所宇宙線加速の二重の特徴
| Title |
The_double_signature_of_local_cosmic-ray_acceleration_in_star-forming_regions |
| Authors |
Marco_Padovani_(1),_Alexandre_Marcowith_(2),_Daniele_Galli_(1),_Leslie_K._Hunt_(1),_Francesco_Fontani_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze_-_Italy,_(2)_LUPM-Universit\'e_de_Montpellier_-_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08599 |
最近、原始星の表面または原始星のジェットに沿って位置する衝撃波における低エネルギー宇宙線（CR;<1TeV）の生成の研究への関心が高まっています。これらの局所的に加速されたCRは、これらの発生源の近くで観測された高レベルの非熱放射およびイオン化率$\zeta$の魅力的な説明を提供します。一部の原始星源で観測された高い$\zeta$は、一般に、衝撃によって生成されたUV光子に起因します。この記事の目的は、シンクロトロン放射光と高い$\zeta$が同じ空間領域で測定された場合、局所的に衝撃で加速されたCRフラックスが両方の現象を説明するのに十分であることを示すことです。相対論的粒子が一次フェルミ加速メカニズムに従って加速されると仮定し、$\zeta$とcm波長での非熱放射を計算します。次に、モデルを星形成領域OMC-2FIR3/FIR4に適用します。ベイズ分析を使用して、モデルのパラメーターを制約し、非熱電波放射のスペクトルインデックスを推定します。ローカルCR加速モデルにより、FIR3領域内のHOPS370ジェットに沿った放射光と、FIR4プロトクラスターの近くで観測された$\zeta$を同時に説明できることを示します。私たちのモデルは、磁場強度（〜250-450$〜\mu$G）、その乱流成分（〜20-40$〜\mu$G）、および3つの非HOPS370ジェットの熱源（〜350-1000kms$^{-1}$）。OMC-2FIR3/FIR4システムのモデリングを超えて、cm波長での連続体観測と分子遷移の組み合わせが、星形成領域の分析のための強力な新しいツールである方法を示します。これら2つのタイプの観測は次のようになります。衝撃によって生成されたUV光子に頼る必要なしに、局所的に加速されたCRの存在のみを呼び出すことによって同時に解釈されます。
コヒーレント光源の弱いプラズマレンズ効果における想像上の画像とストークス現象
| Title |
Imaginary_images_and_Stokes_phenomena_in_the_weak_plasma_lensing_of_coherent_sources |
| Authors |
Dylan_L._Jow,_Fang_Xi_Lin,_Emily_Tyhurst,_Ue-Li_Pen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08687 |
極端な散乱イベントの場合などの天体プラズマレンズの研究は、通常、波の影響を無視して、光学の幾何学的限界を使用して実施されてきました。ただし、パルサーや高速電波バースト（FRB）などのコヒーレント光源のレンズ効果では、波の影響が重要な役割を果たす可能性があります。固定位相近似としても知られる、いわゆるアイコナール限界などの漸近法は、一次波効果を含めるために使用されてきました。ただし、これらのメソッドはストークスラインでは失敗します。ストークスラインは、さまざまなレンズモデルの一般的な機能であり、仮想画像がレンズ光源の全体的な強度変調に寄与し始めるパラメータ空間内の領域です。ピカール・レフシェッツ理論の数学的フレームワークを使用して回折積分を計算し、これらの架空の画像には幾何学的な対応物と同じくらい多くの情報が含まれており、データで観察できる可能性があると主張します。したがって、これらの架空の画像が存在する弱いレンズのイベントは、複数の幾何学的な画像が存在する強いレンズのイベントと同じくらいレンズパラメータを推測するのに役立ちます。
変化する外観のブレーザーB21420 + 32
| Title |
The_Changing_Look_Blazar_B2_1420+32 |
| Authors |
Hora_D._Mishra,_Xinyu_Dai,_Ping_Chen,_Jigui_Cheng,_T._Jayasinghe,_Michael_A._Tucker,_Patrick_J._Vallely,_David_Bersier,_Subhash_Bose,_Aaron_Do,_Subo_Dong,_Thomas_W._S._Holoien,_Mark_E._Huber,_Christopher_S._Kochanek,_Enwei_Liang,_Anna_V._Payne,_Jose_Prieto,_Benjamin_J._Shappee,_K.Z._Stanek,_Saloni_Bhatiani,_John_Cox,_Cora_DeFrancesco,_Zhiqiang_Shen,_Todd_A._Thompson,_and_Junfeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08707 |
ブレーザーは活動銀河核であり、相対論的ジェットが観測者の方を向いており、2つの主要なサブクラスであるフラットスペクトル電波クエーサーととかげ座BL星があります。2018-2020年の爆発に焦点を当てて、ブレーザーB21420+32の多波長測光および分光モニタリング観測を提示します。マルチエポックスペクトルは、ブレーザーがその連続体と線放射の両方で大規模なスペクトル変動を示し、週ごとのタイムスケールでそれぞれ最大40倍と15倍の劇的なガンマ線と光学的変動を伴うことを示しています。過去10年間で、ガンマ線と光フラックスはそれぞれ1500倍と100倍に増加しました。B21420+32は、1995年に幅広い輝線を持つFSRQでした。2018年に始まる一連のフレアに続いて、強いFe疑似連続体の出現により、BLLac状態とFSRQ状態の間で複数回遷移しました。2つのスペクトルには、12,000Kと5,200Kの単一温度の黒体としてモデル化できる成分も含まれています。このような「変化する外観」の特徴のコレクションは、これまでブレーザーで観察されたことはありません。ガンマ線光学およびバンド間光学ラグを測定します。これは、それぞれ800および130未満の重力半径の放出領域の分離を意味します。Fe連続体を除くほとんどの輝線フラックス変動は2〜3倍以内であるため、FSRQ分類とBLLac分類の間の遷移は主に連続体変動によって引き起こされます。大きなFe連続フラックスの増加は、中央エンジンでより多くのFeイオンを放出するダスト昇華の発生と、相対論的ジェットから準相対論的放出成分へのエネルギー移動を示唆しています。
周波数分解分光法によって精査されたブラックホール連星MAXIJ1820 +070の降着幾何学
| Title |
Accretion_geometry_of_the_black_hole_binary_MAXI_J1820+070_probed_by_frequency-resolved_spectroscopy |
| Authors |
Magnus_Axelsson_and_Alexandra_Veledina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08795 |
X線連星の硬い状態と硬い中間状態での内部降着流の形状については議論の余地があります。2018年の爆発の上昇期におけるブラックホールX線連星MAXIJ1820+070のNICER観測を使用して、タイミング特性の進化、特に顕著な鉄のK$\alpha$線の特徴的な変動周波数を研究します。周波数分解分光法を使用して、反射が明るいハード状態のコンプトン化領域から遠い距離で発生することを発見します。ハードからソフトへの移行中、変動特性は、反射器がX線源に近づくことを示唆しています。並行して、鉄線のピークは6.5から約7keVにシフトし、ブラックホールの近くに伸びる高度に傾斜したディスクから予想されるものと一致するようになります。さらに、ソースが柔らかくなるにつれて、エネルギーとフーリエ周波数の両方に対する二乗平均平方根（rms）の変動性の依存性に大きな変化が見られます。周波数分解分光法によって追跡された鉄線のrmsエネルギー依存性、線プロファイル、およびタイミング特性の進化はすべて、切り詰められたディスク/内部フロージオメトリの図をサポートします。
| Title |
Testing_the_Weak_Equivalence_Principle_near_black_holes |
| Authors |
Rittick_Roy,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Shafqat_Riaz,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08978 |
今日、地球の重力場における異なる組成の試験体の加速度の比較から、弱い等価原理の違反の可能性について非常に厳しい制約があります。本論文では、ブラックホールの強い重力場における弱い等価原理のテストを提案する。降着円盤のガスの巨大粒子または円盤から放出された光子のいずれかが時空の測地線に従わない可能性がある相対論的反射モデルを構築します。モデルを使用して、ブラックホール連星EXO1846-031のNuSTARスペクトルの反射特性を分析し、質量粒子とX線光子による弱い等価原理の違反の可能性を定量化する2つのパラメーターをそれぞれ制約します。
RXCJ0232.2-4420銀河団の下部構造分析
| Title |
Substructure_analysis_of_the_RXCJ0232.2-4420_galaxy_cluster |
| Authors |
Viral_Parekh_(SARAO/Rhodes_University),_Tatiana_F._Lagan\'a_(N\'ucleo_de_Astrof\'isica,_Universidade_Cidade_de),_and_Ruta_Kale_(NCRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09057 |
RXCJ0232.2-4420は、$z$=0.28で、クラスターのクールコアの周りに無線ハローソースをホストする独特のシステムです。その形成と性質を調査するために、アーカイブ{\itChandra}とXMM-\textit{Newton}X線データを使用して、クラスターの動的状態を研究し、高温ガス内の考えられる下部構造を検出しました。そのX線表面輝度分布は、北東から南西方向への伸びを除いて、明確な混乱を示していません。アンシャープマスキング手法を実行し、形態パラメータ（Gini、$M_{20}$および濃度）を計算して、投影されたX線放射の乱れの程度を特徴付けます。これらの方法は両方とも、南西方向のクラスターコアから$\sim$1$'$に位置する下部構造を明らかにしました。RXCJ0232.2-4420に対して実施された以前のスペクトル分析では、クラスターの中心で冷却時間が短く、エントロピーが低いと結論付けられました。これは、クラスターのコアが冷却されていることを示しています。したがって、RXCJ0232.2-4420は、クラスターのコアが擾乱の兆候を示していないシステムである可能性がありますが、南西の下部構造は、乱流を介して検出された電波ハローにエネルギーを送り込んでいる可能性があります。
降着円盤の線形結晶形態の一般的な特徴
| Title |
General_features_of_the_linear_crystalline_morphology_of_accretion_disks |
| Authors |
Giovanni_Montani,_Brunello_Tirozzi,_Nakia_Carlevaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09061 |
この論文では、小規模なリップルを考慮した場合の、中心物体磁場におけるプラズマディスクの線形逆反応のいわゆるマスター方程式を分析します。この研究により、線形ディスク逆反応の2つの関連する物理的特性を特定することができます。（i）磁束摂動の垂直成長の出現。（ii）局所的なプラズマ不安定性の誘発に重要な一連の磁場O点の出現。最初に、アドレス指定された線形偏微分問題を解くための一般的なフーリエアプローチを分析します。この手法により、一般に、逆反応の垂直方向の勾配が背景の勾配に対してどのように反転するかを示すことができます。代わりに、基本波解は、バックグラウンドと摂動プロファイルの両方が減衰している特定の例外を構成します。次に、一般的な変数分離法の観点から線形偏微分システムを研究します。得られたプロファイルは、ディスクの結晶挙動を表しています。単純な再スケーリングを使用して、支配方程式は2階微分ホイッテーカー方程式に還元されます。半径方向の磁場の零点は、クンマー関数で記述された解を使用して求められます。次に、ジェット形成の観点から、得られたディスク磁気プロファイルの形態の考えられる影響について説明します。
長いGRBにおけるX線残光とジェットGeV放出の形態
| Title |
The_morphology_of_the_X-ray_afterglows_and_of_the_jetted_GeV_emission_in_long_GRBs |
| Authors |
R._Ruffini,_R._Moradi,_J._A._Rueda,_L._Li,_N._Sahakyan,_Y.-C._Chen,_Y._Wang,_Y._Aimuratov,_L._Becerra,_C._L._Bianco,_C._Cherubini,_S._Filippi,_M._Karlica,_G._J._Mathews,_M._Muccino,_G._B._Pisani,_S._S._Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09142 |
長いガンマ線バースト（GRB）にはバイナリ前駆体があるという証拠を思い出し、新しい例を示します。バイナリ駆動極超新星（BdHNe）は、炭素-酸素コア（CO$_{\rmcore}$）と中性子星（NS）コンパニオンで構成されています。バイナリ期間$\sim5$minの場合、CO$_{\rmcore}$の崩壊により、次の特徴を持つサブクラスBdHNが発生します。1）エネルギッシュな超新星（「SN上昇」）。2）SN物質の降着によるNS崩壊から生まれたブラックホール（BH）は、光度$L_{\rmGeV}=A_{\rmGeV}\、t^{-\alpha_{\rmGeV}}$、一部の場合にのみ観察されます。3）SNから生まれた新しいNS（$\nu$NS）は、$L_X=A_{\rmX}\、t^{-\alpha_{\rmX}}$でX線残光を発生させます。すべてのBdHNIで観測されました。$378$の線源を記録し、4つのプロトタイプGRB130427A、160509A、180720B、および190114Cを提示します。1）スペクトル、光度、SN上昇時間。2）$A_X$、$\alpha_X=1.48\pm0.32$、および3）$\nu$NSスピン時間発展。a）$A_{\rmGeV}$、$\alpha_{\rmGeV}=1.19\pm0.04$;を推測します。b）時間分解スペクトル分析、3次元シミュレーション、およびフェルミ-LATボアサイト角度内の54ドルの線源におけるGeV放射の有無からのBdHNI形態。25ドルの線源については、統合された時変GeV放射を示し、29ドルの線源では、GeV放射は検出されず、バイナリ平面に沿って観測された以前に推定されたX/ガンマ線フレアを示します。$25/54$の比率は、GeV放射が、法線平面から軌道面までの半開き角$\約60^{\circ}$の円錐内で放出されることを意味します。BHエネルギー抽出からのGeV放出を説明することにより、BH質量$2.3$-$8.9〜M_\odot$を推定し、$0.27$-$0.87$をスピンし、時間発展によってBH質量エネルギー式を検証します。
GRB180720BのX線およびGeV残光とサブTeV放射
GRB180720B、{\itFermi}-GBMで観測、赤方偏移$z=0.653$、等方性エネルギー$E_{\rmiso}=5.92\times10^{53}$erg、X線残光で観測NeilGehrelsSwift衛星に搭載されたXRTは、ここではバイナリ駆動の極超新星I（BdHNI）として分類されます。BdHNIは、炭素-酸素コア（CO$_{\rmcore}$）と公転周期$\sim5$minの中性子星（NS）コンパニオンで構成されるバイナリ前駆体を持つ長いGRBです。CO$_{\rmcore}$の重力崩壊により、その中心に超新星（SN）と新しいNS（$\nu$NS）が生成されます。コンパニオンNSへのSN超臨界降着は、その重力崩壊を引き起こし、ブラックホール（BH）を形成します。BHの地平線近くの電気力学的プロセスにより、BHの回転エネルギーを動力源として、べき乗則の光度$L_{\rmGeV}\proptot^{-1.19\pm0.04}$の長期的なGeV放出が発生します。これに対応して、BHの質量とスピンを決定します。$\nu$NSは、パルサーのような放射とフォールバック降着を介して、磁化されたSNイジェクタにエネルギーを注入し、シンクロトロン放射を生成します。これは、$\nu$NS回転エネルギーによってエネルギーを与えられた\textit{long-lasting}X線残光とべき乗則の光度$L_X\proptot^{-1.48\pm0.32}$を説明しています。これをGRB180720Bに適用して、$\nu$NSの磁場とスピンを決定します。また、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）によって観測されたGRB180720B放出を、Fermi-GBMトリガー後$100$-$440$GeVエネルギーで$10.1$-$12.1$hで分析します。この\textit{short-term}エネルギーの放射$2.4\times10^{50}$ergと持続時間$\sim10^3$sは、相対論的電子を突然注入する「グリッチ」イベントによって駆動されることを提案します。減速段階中の$\nu$NS磁気圏。
3つのタイプII超新星の光学特性：2014cx、2014cy、2015cz
| Title |
The_optical_properties_of_three_type_II_supernovae:_2014cx,_2014cy_and_2015cz |
| Authors |
R._Dastidar,_K._Misra,_M._Singh,_A._Pastorello,_D._K._Sahu,_X._Wang,_A._Gangopadhyay,_L._Tomasella,_J._Zhang,_S._Bose,_J._Mo,_N._Elias-Rosa,_L._Tartaglia,_S._Yan,_B._Kumar,_G._C._Anupama,_S._B._Pandey,_L._Rui,_T._Zhang,_G._Terreran,_P._Ochner_and_F._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09166 |
2014cx、2014cy、2015czの3つのタイプIISNeの測光および分光分析を紹介します。SN2014cxは、傾斜が浅く（0.2mag/50d）、非定型の短いプラトー（$\sim$86d）を持つ従来のタイプIIPです。SNe2014cyおよび2015czは、標準的なタイプIIP/LSN光度曲線とは異なり、プラトー段階に落ち着く前の早い時期に比較的大きな低下率（それぞれ、0.88および1.64mag/50d）を示します。それらはすべて通常の光度SNIIであり、高原中央部での絶対等級はM$_{V、14cx}^{50}$=$-$16.6$\pm$0.4$\、\rm{mag}$、M$_{V、14cy}^{50}$=$-$16.5$\、\pm\、$0.2$\、\rm{mag}$およびM$_{V、15cz}^{50}$=$-$17.4$\、\pm\、$0.3$\、\rm{mag}$。これらの爆発では、比較的広範囲の$^{56}$Ni質量が放出されます（0.027-0.070M$_\odot$）。スペクトルは、タイプIISNeの古典的な進化を示しており、初期段階では幅の広いH線があり、プラトーではPシグニプロファイルの幅の狭い金属線がある青い連続体が支配的です。高速HIの特徴は、11600kms$^{-1}$でのSN2014cxのプラトースペクトルで識別されます。これは、おそらく噴出物と星周の相互作用の兆候です。SN2014cyのスペクトルは、通常の輝度イベントと同様にHIの強い吸収プロファイルを示しますが、強い金属線は亜発光SNeに似ています。3つのイベントのボロメータ光度曲線の分析モデリングにより、エラー内の3つのオブジェクト（SNe2014cx、2014cy、および2015czでそれぞれ478、507、および608R$_\odot$）と噴出物の質量の範囲（それぞれ478、507、および608R$_\odot$）に対して同様の半径が得られます。SNe2014cx、2014cy、および2015czの場合は15.0、22.2、および18.7M$_\odot$）、および適度な範囲の爆発エネルギー（3.3〜6.0の敵、1つの敵=10$^{51}$erg）。
暗黒時代の21cm宇宙論のための月の向こう側低無線周波数アレイ
| Title |
A_Lunar_Farside_Low_Radio_Frequency_Array_for_Dark_Ages_21-cm_Cosmology |
| Authors |
Jack_Burns,_Gregg_Hallinan,_Tzu-Ching_Chang,_Marin_Anderson,_Judd_Bowman,_Richard_Bradley,_Steven_Furlanetto,_Alex_Hegedus,_Justin_Kasper,_Jonathan_Kocz,_Joseph_Lazio,_Jim_Lux,_Robert_MacDowall,_Jordan_Mirocha,_Issa_Nesnas,_Jonathan_Pober,_Ronald_Polidan,_David_Rapetti,_Andres_Romero-Wolf,_An\v{z}e_Slosar,_Albert_Stebbins,_Lawrence_Teitelbaum,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08623 |
月の向こう側の表面にある低周波ダイポールアンテナのアレイは、暗黒時代と呼ばれる初期の宇宙におけるユニークで未踏の時代を探ります。それは、宇宙マイクロ波背景放射によって最初に明らかにされた、中性水素原子が形成されたときの再結合から始まります。この時代には星や天体物理学がないため、暗黒物質、初期の暗黒エネルギー、ニュートリノ、宇宙ひもなどの高エネルギー素粒子プロセスを調査するのに理想的です。NASAが資金提供した研究では、月面の10kmx10kmの領域に128ペアのアンテナダイポールの着陸船からの機器の設計と展開戦略を調査しました。アンテナノードは、中央データ処理、電力、および中継衛星へのデータ送信のために着陸船につながれています。FARSIDEという名前のアレイは、100kHzから40MHzまでの周波数にまたがる1400チャネルで空全体を画像化する機能を提供し、地上の電波天文学にアクセス可能な帯域より2桁下まで拡張します。月の向こう側は、地上の無線周波数干渉、地球のオーロラキロメートル放射、および太陽風からのプラズマノイズからの分離を同時に提供できます。したがって、それは、サブMHz周波数でスカイノイズ制限観測を実行できる内部太陽系内の唯一の場所です。軌道を回るビーコンと絶妙な前景の特性評価による正確なキャリブレーションを通じて、向こう側のアレイは、赤方偏移z〜35-200で暗黒時代のグローバル21cm信号を測定します。また、ハイダイナミックレンジで前景を注意深く測定することにより、より大きな21cmのパワースペクトル機器のパスファインダーにもなります。
コア崩壊および失敗したコア崩壊超新星ニュートリノに対するRES-NOVAの感度
| Title |
RES-NOVA_sensitivity_to_core-collapse_and_failed_core-collapse_supernova_neutrinos |
| Authors |
L._Pattavina,_N._Ferreiro_Iachellini,_L._Pagnanini,_L._Canonica,_E._Celi,_M._Clemenza,_F._Ferroni,_E._Fiorini,_A._Garai,_L._Gironi,_M._Mancuso,_S._Nisi,_F._Petricca,_S._Pirro,_S._Pozzi,_A._Puiu,_J._Rothe,_S._Schoenert,_L._Shtembari,_R._Strauss_and_V._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08672 |
RES-NOVAは、考古学的なPbベースの極低温検出器を使用して天体物理学的ニュートリノ源を調査するために提案された新しい実験です。RES-NOVAは、検出チャネルとしてコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱（CE$\nu$NS）を利用するため、超新星（SNe）によって生成されるすべてのニュートリノフレーバーに等しく敏感になります。総有効体積が（60cm）$^3$で、エネルギーしきい値が1keVのRES-NOVAは、天の川銀河全体を調べて、$>3\sigma$の検出有意性を持つ（失敗した）コア崩壊SNeを探します。高い検出器モジュール性により、RES-NOVAは、高いニュートリノ相互作用率によって検出器の性能を低下させることなく、近くで発生するSNeの主要なパラメータ（平均ニュートリノエネルギー、星結合エネルギーなど）を再構築するのにも理想的です。過去のすべての既知の銀河SNeが発生した距離と同様に、初めて距離$<3$kpcを調査できます。RES-NOVAの可能性について説明し、対象領域の検出器の形状、モジュール性、バックグラウンドレベルを考慮して、現実的なセットアップを説明します。RES-NOVAバックグラウンドモデルと、ニュートリノが移動した距離の関数としてのSNニュートリノに対する感度について報告します。
硬X線イメージング検出器の特定用途向け集積回路（ASIC）におけるシリコン貫通ビア（TSV）の概念実証
| Title |
Proof_of_Concept_for_Through_Silicon_Vias_(TSVs)_in_Application_Specific_Integrated_Circuits_(ASICs)_for_Hard_X-ray_Imaging_Detectors |
| Authors |
Jaesub_Hong,_Jonathan_Grindlay,_Branden_Allen,_Daniel_P._Violette,_Hiromasa_Miyasaka,_Dean_Malta,_Jennifer_Ovental,_David_Bordelon,_Daniel_Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08749 |
特定用途向け集積回路（ASIC）は、宇宙のセンサーや検出器からの信号を効率的に処理するために一般的に使用されます。ワイヤボンディングは、ASICとその基板パッケージボードを相互接続して、ASICの電源、制御、および読み出しを行う、スペースに適した手法です。ワイヤーボンディングは、現代の宇宙プログラムではほぼ遍在していますが、露出したワイヤーは、組み立て中に損傷を受けやすく、操作中に電気的干渉を受ける可能性があります。ワイヤボンディングに必要なASICの周囲の追加スペースも、検出器の大規模アレイの効率的なパッケージングを妨げます。ここでは、ワイヤボンドを置き換えてその欠点を排除するシリコン貫通ビア（TSV）テクノロジを紹介します。核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）スモールエクスプローラーミッションでX線イメージングCdZnTe検出器からのX線信号を処理するために開発された既存のASICウェーハ（別名ビアラストプロセス）にTSVを実装する可能性を実証しました。TSVは半導体業界では一般的ですが、これは（私たちの知る限りでは）天体物理学イメージング機器の最初の成功したアプリケーションです。TSVテクノロジーにより、検出器の組み立てが簡素化され、大面積のCdZnTe検出器の組み立てにおける大幅なコストとスケジュールの節約が可能になると期待しています。
相関共変量を伴う非同時回帰からのバイアス：超新星宇宙論からの事例研究
| Title |
Biases_from_Non-Simultaneous_Regression_with_Correlated_Covariates:_A_Case_Study_from_Supernova_Cosmology |
| Authors |
Samantha_Dixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09195 |
いくつかのIa型超新星解析では、観測された超新星とホスト銀河の特性および超新星の光度の間の非同時回帰を利用します。最初に超新星の大きさを光度曲線の形状と色で補正し、次にホスト銀河の質量で個別に補正します。この2ステップの回帰方法では、各補正ステップで回帰された変数間に相関関係がない場合、バイアスは発生しません。ただし、これらの共変量間の相関は、補正のサイズの推定値、および最終的な残差の分散の推定値にバイアスをかけます。この作業では、相関共変量を使用した非同時回帰の一般的なケースを分析して、これらのバイアスの関数形式を導き出します。また、文献からのデータに対するこの影響をシミュレートして、調査したデータセットからこれらのバイアスを取り除くための修正を提供します。ここで検討したバイアスは、同時回帰手法を使用することで完全に回避できます。
コロナ加熱問題への微物理的アプローチ
恒星の光球の対流が、ゼルドビッチの超放射に似た不可逆的なプロセスによってプラズマ波を生成することを示します。太陽の下では、このメカニズムは1ガウス程度の磁場がある静かな地域で最も効率的です。エネルギーの大部分は、メガヘルツ周波数のアルヴェーン波によって運ばれ、モード変換によって散逸する高さに達するまで上向きに移動します。パワーフラックスの推定値は、このメカニズムが、エネルギーがより冷たい光球からより熱いコロナに持続的に輸送される方法のもっともらしい説明を提供することを示しています。
風の不安定性による高温星の確率的光変動：測光特性の発見とTESSデータに対するテスト
| Title |
Stochastic_light_variations_in_hot_stars_from_wind_instability:_Finding_photometric_signatures_and_testing_against_the_TESS_data |
| Authors |
Jiri_Krticka,_Achim_Feldmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08755 |
ライン駆動の風の不安定性は、小規模な風の不均一性、X線放射、および風のラインプロファイルの変動を引き起こすと予想されます。確率論的な乱流運動のために光球の近くで開始された場合、不安定性はすでに音波点の周りに発生する可能性があります。このような場合、風のブランケットの結果として、光度曲線にその痕跡が残る可能性があります。ライン駆動の風の不安定性の測光特性を研究します。ライン駆動の風の不安定性シミュレーションを使用して、星に近い風の変動を決定しました。2種類の境界摂動を適用しました。不安定性の発生を詳細に研究できる正弦波と、より現実的な境界摂動を提供するランジュバンプロセスによって与えられる確率論的摂動です。結果として生じる質量流束の変動から測光変動を推定しました。風が多数の独立した円錐形の風セクターで構成されていると仮定して、変動性をシミュレートしました。シミュレートされた光度曲線を、確率的変動を示すOB星のTESS光度曲線と比較しました。測光データには、ライン駆動の風の不安定性の2つの典型的な兆候があります。それは、大規模構造による小規模構造の巻き込みによって現れるマグニチュード変動のパワースペクトルの膝と、変動分布の負の歪度です。希薄化された領域の空間的優位性の結果です。これらの機能は、独立した風力セクターからの光度曲線を組み合わせた場合でも持続します。OB星の確率的測光変動は、線駆動の風の不安定性の特定の兆候を示しています。観測された測光データの分布関数は負の歪度を示し、光度曲線の一部のパワースペクトルは膝を示します。これは、確率論的ベース摂動によって引き起こされたライン駆動の風の不安定性の結果として説明することができます。
バイナリ相互作用の産物である、覆われた大規模なバイナリNaSt1（WR 122）からの300日の期間の発見
| Title |
Discovery_of_a_300-day_Period_from_the_Enshrouded_Massive_Binary_NaSt1_(WR_122),_a_Product_of_Binary_Interaction |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_Samaporn_Tinyanont,_Matthew_J._Hankins,_Michael_C._B._Ashley,_Kishalay_De,_Alexei_V._Filippenko,_Lynne_A._Hillenbrand,_Mansi_M._Kasliwal,_Jon_C._Mauerhan,_Anthony_F._J._Moffat,_Anna_M._Moore,_Nathan_Smith,_Jamie_Soon,_Roberto_Soria,_Tony_Travouillon,_Karel_A._van_der_Hucht,_Peredur_M._Williams,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08771 |
PalomarGattini-IR（PGIR）、ZwickyTransientFacility（ZTF）、KatzmanAutomaticImagingTelescope（KAIT）、および超新星の全天自動捜索（ASAS-SN）。光学およびIR光度曲線は2014年7月から2020年10月までの範囲であり、$P=305.2\pm1.0$d周期のNaSt1からの周期的な正弦波変動を示しています。また、1983年7月から1989年5月の間に撮影された過去のIR光度曲線も示します。これは、NaSt1が$\sim$decadesのタイムスケールで長期のIR変動を示すことも示しています。最近の光学およびIR光度曲線への固定周期正弦波適合は、NaSt1の変動の振幅が異なる波長で異なることを示し、ZTF$r$とPGIR$J$光度曲線の間の$\sim18$dの有意な位相オフセットも明らかにします。観測された変動の$\sim300$d周期は、NaSt1のバイナリシステムの軌道周期として解釈されます。円軌道を仮定し、NaSt1で20〜100M$_\odot$の範囲の結合された恒星質量値の範囲を採用すると、$\sim2$-4auの軌道分離を推定します。NaSt1の正弦波測光変動は、衝突する風の塵の形成により、軌道全体の星周光学/IR放射領域に向かう見通し内光学的厚さの変動から生じる可能性があることを示唆します。NaSt1の性質についての解釈を提供し、物質移動プロセスがOfpe/WN9星の噴火段階の間にロッシュローブオーバーフロー（RLOF）によって引き起こされた可能性があると推測します。最後に、NaSt1が1年前にRLOFの物質移動を$\lesssim3400$停止したと主張します。
ディープラーニングを使用した太陽極紫外線放射のプロキシベースの予測
| Title |
Proxy-Based_Prediction_of_Solar_Extreme_Ultraviolet_Emission_using_Deep_Learning |
| Authors |
Anthony_L._Pineci_and_Peter_Sadowski_and_Eric_Gaidos_and_Xudong_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08887 |
太陽からの高エネルギー放射は地球の上層大気の振る舞いを支配し、惑星をホストしている星からのそのような放射は惑星大気の長期的な進化を推進することができます。しかし、この放射の多くは、地球の大気と星間物質による吸収のために観測できません。これは、地上から容易に観察できるプロキシの識別を動機付けます。ここでは、太陽からのHeIIの30.4nmラインとFeIXの17.1nmラインでの極紫外線（EUV）放射の代用として、中性オルトヘリウムの近赤外線1083nmトリプレットラインでの吸収を評価します。ディープラーニングを適用して非線形関係をモデル化し、地上のSOLIS天文台によってトリプレットHeIラインで、NASAソーラーダイナミクス天文台によってEUVで取得されたソーラーディスクの過去の同時画像でモデルをトレーニングおよび検証します。。このモデルは、空間情報を組み込み、球形の太陽の2次元画像への投影を説明する完全畳み込みニューラルネットワーク（FCN）です。正規化されたターゲット値を使用すると、結果は、保持されたテストセットでのピクセル単位の相対誤差の中央値が20％、ディスク積分フラックス誤差の平均が7％であることを示しています。定性的に、モデルは、HeI吸収とEUV放射の間の複雑な空間相関が、ピクセルごとのモデルよりも優れた予測能力を持っていることを学習します。また、EUV放射を引き起こさない高吸収フィラメントからアクティブ領域を区別することもできます。
太陽の特徴の時間的特徴を対応する太陽風の流出に一致させる
| Title |
Matching_temporal_signatures_of_solar_features_to_their_corresponding_solar_wind_outflows |
| Authors |
Diego_de_Pablos,_David_M._Long,_Christopher_J._Owen,_Gherardo_Valori,_Georgios_Nicolaou,_Louise_K._Harra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09077 |
太陽風の生成と加熱における小規模な冠状噴火現象の役割は、未解決の問題のままです。ここでは、EUV強度の噴射に関連する時間的変動が、流出する太陽風プラズマで識別できるかどうかをテストすることにより、太陽風の形成においてコロナルジェットが果たす役割を調査します。このタイプの比較は、太陽圏全体の移動時間と太陽風の進化だけでなく、ソースのリモートセンシング観測と流出プラズマのその場観測との間の固有の違いのために困難です。これらを克服するために、信号フィルタリング、2段階の太陽風弾道バックマッピング、ウィンドウシフト、および経験的モード分解を組み合わせた新しいアルゴリズムを提案します。ソーラーダイナミクス天文台と風力宇宙船からの測定に適用する前に、まず合成データを使用してメソッドを検証します。このアルゴリズムにより、コロナの噴火現象のリモートセンシング観測と、太陽風パラメータのその場測定との直接比較が可能になります。これらのデータセットに適用した後、コロナで見つかったダイナミクスのシグネチャが太陽風の流れに埋め込まれているいくつかの時間枠が見つかりました。これは、単純な弾道バックマッピングから予想されるよりも大幅に早い時間で、最もパフォーマンスの高い現場パラメータは太陽風です質量流束。
恒星コロナの加熱エピソードとしての新たな調光
新たな調光は、磁束の出現の初期段階で孤立した太陽活動領域（AR）で発生します。AtmosphericImagingAssemblyで観測されたこの画像は、171\r{A}チャネル画像での極紫外線（EUV）放射の急激な減少と、211\r{A}画像での同時増加を特徴としています。ここでは、冠状動脈の熱力学的および磁気的特性を分析して、その物理的起源を調べます。2010年から2012年までの18のイベントのサンプルについて、時間依存の差分排出量を計算します。温度範囲$5.7\le\log_{10}T\le5.9$での排出量（EM）の減少は、EMとよく相関しています。$6.2\le\log_{10}T\le6.4$が8桁以上増加します。これは、コロナプラズマが静かな太陽のサブMK温度から1〜2MKに加熱されていることを示唆しています。これは、ARでより一般的です。潜在的な場の外挿は、局所的な磁気接続の重要な変化を示しています。調光領域は、より長いループを介して新しく出現したフラックスにリンクされています。我々は、新たな調光は、新たな磁場と周囲の磁場との間の再接続によって動力を与えられた、冠状動脈の加熱エピソードによって引き起こされる可能性が高いと結論付けています。
近接バイナリーにおける潮汐循環の温度と距離依存性：TESS衛星によって観測された南半球の食変光星のカタログ
| Title |
Temperature_and_Distance_Dependence_of_Tidal_Circularization_in_Close_Binaries:_A_Catalog_of_Eclipsing_Binaries_in_the_Southern_Hemisphere_Observed_by_the_TESS_Satellite |
| Authors |
Anders_B._Justesen_and_Simon_Albrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09216 |
潮汐力は、連星とコンパクトな太陽系外惑星がどのように形成され進化するかを理解するために重要です。ただし、潮汐をモデル化することは困難であり、潮汐の強さについては重大な不確実性が存在します。ここでは、よく特徴付けられた食システムの大規模なサンプルを使用して、近接バイナリでの潮汐循環を調査します。南半球からのTESS測光で、食変光星を検索しました。光度曲線とスペクトルエネルギー分布を共同でモデル化することにより、最適な軌道パラメータと恒星パラメータを導き出します。広範囲の恒星温度（$3\、000-50\、000\、$K）と軌道分離$a/R_1$（$2-300$）にわたる食変光星の離心率分布を決定するために、新しく得られたものを組み合わせます地上およびケプラーミッションによって観測された食変光星を含むTESSサンプル。近いバイナリの離心率には、恒星の温度と軌道分離の明確な依存性が見られます。観測結果を平衡潮汐と動的潮汐の予測と比較します。クールなバイナリは平衡潮汐の予測と一致しますが、温度が$6\、250\、$Kから$10\、000\、$Kで、軌道分離が$a/R_1\simのバイナリの大部分が4$と$10$は、動的潮汐の予測に反して円軌道上に見られます。これは、放射エンベロープを持つ一部のバイナリが、通常想定されているよりも大幅に効率的に潮汐循環する可能性があることを示唆しています。軌道循環に関する我々の発見は、高温と低温のホスト星の間で観測されたスピン軌道相互作用の違いを説明するために潮汐が引き起こされたホットジュピターの文脈でも重要な意味を持っています。
勤勉の利点：相転移のあるモデルで予測される重力波スペクトルはどの程度正確ですか？
| Title |
The_Benefits_of_Diligence:_How_Precise_are_Predicted_Gravitational_Wave_Spectra_in_Models_with_Phase_Transitions? |
| Authors |
Huai-Ke_Guo,_Kuver_Sinha,_Daniel_Vagie,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.06933 |
相転移を特徴とする素粒子物理学のモデルは、通常、将来の検出器で確率的重力波信号の予測を提供し、そのような予測は、制約される可能性のあるモデルパラメータ空間の部分を描写するために使用されます。問題は、そのような予測はどれほど正確かということです。不確実性は、巨視的な熱パラメータと相転移自体のダイナミクスの計算に入力されます。相転移ダイナミクスの処理における高度化のレベルが上がるにつれて、このような不確実性を計算します。現在、最高レベルの勤勉さは、発生源の寿命の注意深い治療に対応しています。平均気泡分離;流体力学方程式を解き、近似を使用するのではなく、これらの方程式から流体のエネルギーの割合を明示的に計算する際に、バッグモデルの近似を超えます。渦度モードと再加熱効果によって失われるエネルギーへの適合を含みます。最低レベルの勤勉さは、これらの効果のどれも取り入れていません。パーコレーション温度と核形成温度、平均気泡分離、流体速度、そして最終的には、SMEFT、ダークセクターヒッグスモデル、および実際の一重項拡張標準の3つの明示的な例の最高の勤勉さのレベルに対応する重力波スペクトルを計算します。モデル（xSM）。各モデルで、計算におけるさまざまなレベルの勤勉さを対比し、最終的な予測信号の違いが数桁になる可能性があることを発見しました。私たちの結果は、素粒子物理学モデルの重力波スペクトルを計算し、そのようなモデルのパラメーター空間の正確な制約を推定することは、非常に進行中の作業であり、注意が必要であることを示しています。
強いCP問題と小さなインスタントンを伴うアクシオン暗黒物質
QCDが高エネルギーで強く結合すると、アクシオンの質量は小さなインスタントンから大きな補正を受けます。小さなインスタントンがUV物理学に敏感であるという事実によって引き起こされる新しいCP対称性の破れの相の大きさについて議論します。また、宇宙のアクシオンの存在量に対する質量補正の影響についても説明します。小さなインスタントンの寄与を考慮に入れて、アクシオンの減衰定数が$10^{15\text{-}16}$GeVと同じ大きさであるアクシオン暗黒物質の自然なシナリオを提案します。このシナリオは、大規模なインフレモデルで機能します。
一般化された$ CPT $からのステライルニュートリノ暗黒物質-対称初期宇宙宇宙論
放射線が支配的な$CPT$対称宇宙での重力粒子の生成を非標準に一般化しますが、$CPT$対称の初期宇宙宇宙論にも一般化します。宇宙論的な暗黒物質であるために必要な右巻きの「ステライル」ニュートリノの質量を計算します。一般的にステライルニュートリノは標準模型のアクティブニュートリノと混合するため、最先端のツールを使用して、超重度のステライルニュートリノ暗黒物質の崩壊から予想されるガンマ線と高エネルギーアクティブニュートリノのスペクトルを計算します。我々は、ステライルニュートリノが初期の宇宙では決して熱平衡にないことを示しています。非常に高エネルギーのチェレンコフ望遠鏡が最大約10$^{27}$sのステライルニュートリノ寿命の信号を検出する可能性があるのに対し、IceCubeなどの高エネルギーニュートリノ望遠鏡の信号は最大10$の寿命で検出可能であることを示します。^{30}$s、可能性のある大衆の広大な風景全体で検出される可能性が高くなります。
dNNsolve：効率的なNNベースのPDEソルバー
| Title |
dNNsolve:_an_efficient_NN-based_PDE_solver |
| Authors |
Veronica_Guidetti,_Francesco_Muia,_Yvette_Welling_and_Alexander_Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08662 |
ニューラルネットワーク（NN）は、質問を最適化問題として再定義することにより、常微分方程式と偏微分方程式（ODEおよびPDE）を解くために使用できます。最適化される目的関数は、解かれる偏微分方程式の2乗と初期/境界条件の合計です。フィードフォワードNNは、問題が定義されているドメインからサンプリングされた選点のセットで評価されるこの損失関数を最小化するようにトレーニングされます。次に、トレーニングされたNNの重みのみに依存するコンパクトでスムーズなソリューションが得られます。このアプローチは、PhysicsInformedNeuralNetwork〜\cite{raissi2017physics_1、raissi2017physics_2}からPINNと呼ばれることがよくあります。さまざまなクラスのPDEを解く際のPINNアプローチの成功にもかかわらず、ネットワークのハイパーパラメータを微調整する必要なしに、高精度で大規模なクラスのODEおよびPDEを解くことができるこのアイデアの実装は利用できません。まだ。このホワイトペーパーでは、デュアルニューラルネットワークを利用してODE/PDEを解く、この概念の新しい実装（dNNsolveと呼ばれる）を紹介します。これらには次のものが含まれます。i）正弦波およびシグモイド活性化関数。これらは、ソリューションの経年パターンと周期パターンの両方をキャプチャするためのより効率的な基盤を提供します。ii）新しく設計されたアーキテクチャ。これにより、NNは、上記の基底関数を使用して解を簡単に近似できます。dNNsolveは、ハイパーパラメータの微調整を必要とせずに、1、2、および3の時空次元で広範囲のODE/PDEを解くことができることを示します。
最小に拡張された左右対称モデルにおけるマヨラナフェルミオン暗黒物質
| Title |
Majorana_Fermion_Dark_Matter_in_Minimally_Extended_Left-Right_Symmetric_Model |
| Authors |
M._J._Neves,_Nobuchika_Okada,_Satomi_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.08873 |
ゲージ群$SU（3）_{c}\timesSU（2）_{L}\timesSU（2）_{R}\timesU（1）_{BL}\timesU（1）_{X}$、ここで、ベクトルのようなフェルミオンペア（$\zeta_L$と$\zeta_R$）は$U（1）_{BL}\の下で充電されますU（1）_X$対称性が導入された回数。ゲージグループ$SU（2）_{R}\timesU（1）_{BL}\timesU（1）_{X}$の対称性の破れに関連して標準モデル（SM）のハイパーチャージ$U（1）_Y$、$\zeta_{L、R}$のマヨラナ質量が生成され、新しい中性ゲージを介したSM粒子との通信により、最も軽い質量の固有状態が宇宙の暗黒物質（DM）の役割を果たします。ボソン「$X$」。観測されたDM遺物密度、狭い共振の探索からのLHCRun-2制約、プランクスケールより下のゲージ結合の摂動性など、このDMシナリオのさまざまな現象論的制約を検討します。すべての制約を組み合わせて、非常に狭いことが判明した許容パラメーター領域を特定します。現在許可されているパラメータ領域のかなりの部分が、高光度LHC実験によってテストされます。
Olbert-Fermiおよび-Boseの分布
フェルミ粒子に適用可能なオルバート分布の量子バージョンが得られます。その構築は簡単ですが、フェルミモメンタによって分離された状態の性質の違いを認識する必要があります。その補足である、オルバート分布のボソンバージョンも示されています。
惑星条件での超イオン水の相挙動の予測
| Title |
Predicting_the_phase_behaviors_of_superionic_water_at_planetary_conditions |
| Authors |
Bingqing_Cheng,_Mandy_Bethkenhagen,_Chris_J._Pickard,_Sebastien_Hamel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09035 |
宇宙のほとんどの水は超イオン性である可能性があり、その熱力学的および輸送特性は惑星科学にとって重要ですが、実験的または理論的に調査することは困難です。機械学習と自由エネルギー法を使用して、量子力学的シミュレーションの制限を克服し、水素拡散、超イオン転移、および極端な条件での水の相挙動を特徴付けます。混合スタッキングを備えた最密超イオン相は、広い温度と圧力範囲で安定しているのに対し、体心立方相は小さなウィンドウで熱力学的に安定しているだけで、速度論的に有利であると予測します。私たちの相境界は、既存の（わずかではありますが）実験的観測と一致しており、天王星型惑星内の絶縁氷、さまざまな超イオン相、および液体の水の割合を解決するのに役立ちます。
集中した月の資源：ガバナンスと正義への差し迫った影響
| Title |
Concentrated_Lunar_Resources:_Imminent_Implications_for_Governance_and_Justice |
| Authors |
Martin_Elvis,_Alanna_Krolikowski,_Tony_Milligan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09045 |
次の10年間に計画されている多数のミッションは、月の表面にある少数の小さな関心のあるサイトをターゲットにする可能性があり、これらの場所で混雑や干渉のリスクを生み出します。月は、希少な地形や特別な価値のある資源の集中を伴う、有限で希少な地域を示しています。科学、特に天文学に関心のある場所には、永遠の陽射しの峰、最も冷たいコールドトラップ、向こう側の滑らかな領域などがあります。物理的資源が最も豊富な地域も、定住と商業に独自に適している可能性があります。そのような関心のあるサイトは、少数であり、小規模です。通常、各タイプの主要なサイトは10未満であり、各サイトは数キロメートルにわたっています。さまざまな種類の使命の影響を調査し、これらのサイトで不可解な目的を追求する多様なアクターがすぐに混雑して互いに干渉し、ほとんどすべてのアクターを悪化させる可能性があることを発見しました。これらの結果を防ぐための積極的な対策がなければ、月の関係者は機会を大幅に失う可能性があります。法的、ポリシー、および倫理的影響を強調します。地球上の同等の場所での研究からの洞察は、倫理的かつ実用的な短期的な考慮に基づいた月の混雑と干渉を管理するための道を示しています。この記事は、ディスカッションミーティングの問題「月からの天文学：次の数十年」の一部です。
