弱いレンズ効果散乱変換：暗黒エネルギーとニュートリノ質量感度
弱いレンズ効果の調査が深くなるにつれて、それらは、抽出するためにパワースペクトルを超える統計を必要とする収束場のより多くの非ガウス的側面を明らかにします。チェンらで。（2020）、畳み込みニューラルネットワークから概念を借用する新しい統計量である散乱変換が、宇宙論的パラメーター推定を実行するための強力なツールであることを示しました。ここでは、この分析を拡張して、弱いレンズ効果の調査で暗黒エネルギーとニュートリノの質量パラメーターに対する感度を調査します。最初に画像合成を使用して、散乱変換がパワースペクトルやバイスペクトルと比較してレンズ質量マップを特徴付けるより良い統計語彙を提供することを視覚的に示します。次に、低ノイズ領域でこれら2つの推定量よりも優れていることを示します。ノイズレベルが増加し、非ガウス性が希釈されると、制約はバイスペクトルの制約よりも大幅に厳しくはありませんが、散乱係数はガウス尤度がはるかに高くなります。これは、正確な宇宙論的推論に不可欠です。散乱係数は、制約力と尤度特性の両方を考慮すると、好ましい統計であると主張します。
21cm信号による再電離の時代のX線源の調査
| Title |
Investigating_X-ray_sources_during_the_epoch_of_reionization_with_the_21_cm_signal |
| Authors |
Qing-Bo_Ma,_Benedetta_Ciardi,_Marius_B._Eide,_Philipp_Busch,_Yi_Mao,_Qi-Jun_Zhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09394 |
エネルギー源による中性ガスの加熱は、再電離（EoR）のエポック中の21cm信号の予測にとって重要です。さまざまなソースタイプによって21cm信号の統計に誘発される違いを調査するために、同じ星間UV放射モデルと、X線連星（XRB）などのよりエネルギーの高いソースのさまざまな組み合わせを使用して核を降着させる5つの放射伝達シミュレーションを使用します。ブラックホール（BH）と高温の星間物質放出（ISM）。ISMからの効率的な加熱により、グローバルな平均21cm信号が増加すると同時に、その変動が減少し、パワースペクトルが減少することがわかります。正の値と負の値の間の遷移のスケールとタイミングに関して、バイスペクトルにも明確な影響が見られます。XRBの影響は、ISMの影響と似ていますが、加熱の効率が低いため、時間の遅延と強度の低下が見られます。核BHが不足しているため、21cm統計の存在下での振る舞いは、BHの効果が明らかにある場合の再電離の最新段階を除いて、星のみを考慮した場合の振る舞いと非常に似ています。目に見える。ここで調査したソースシナリオ間の違いは、SKA1の機器ノイズよりも大きいことがわかりました。$z\gtrsim7-8$で低く、将来、に寄与するソースのスペクトルエネルギー分布を制約できる可能性があることを示唆しています。再イオン化プロセス。
最近の宇宙論的データに照らした原始宇宙に対するハッブル張力の意味
初期の暗黒エネルギーなどのハッブル張力の再結合前の解像度では、再結合前の新しい物理学により、関連する宇宙パラメータの値がシフトするため、モデルはCMBおよびBAOの観測に適合し、$\Lambda$CDMにも適合します。この論文では、パラメータシフトが$\deltaH_0$とどのように関連しているかを明らかにします。特に、原始スカラースペクトルインデックススケールのシフトを${\deltan_s}\simeq0.4{\deltaH_0\overH_0}$として見つけます。Planck2018+BAO+Pantheon+R19+KeckArray/BICEPデータセットを使用してモンテカルロマルコフ連鎖解析を実行します。私たちの結果の新しい点は、ローカルで測定された現在の$H_0$が正しい場合、ハッブル張力の完全な解決は、スケール不変のハリソン-ゼルドビッチスペクトル、つまり$H_0\sim73に対して$n_s=1$を指しているように見えることです。$km/s/Mpc。
アリエルのトランジットタイミング機能を活用する
トランジットタイミング変化（TTV）技術は、トランジット光度曲線を分析することによって太陽系外惑星の質量を測定するための強力な動的ツールです。かに座55番星とかすかなK2-24の惑星をホストする星のシミュレートされた光度曲線に基づいて、アリエルファインガイダンスセンサー（FGS1/2）のトランジットタイミング性能を評価しました。マルコフ連鎖モンテカルロ分析により、公称ケイデンス1秒、および比較として30秒と60秒のケイデンスでの通過時間の不確実性を推定しました。名目上のケイデンスで、アリエルは、それぞれ55CncとK2-24の明るさの星について、約12秒と34秒の精度で通過時間を測定できることがわかりました。次に、アリエルのタイミングエラーも含めて動的シミュレーションを実行し、TTVを介したK2-24のような惑星系での約$20-30\％$の惑星質量の測定に改善が見られました。また、アリエルによる10の通過光度曲線を使用して、地球と海王星の間の質量範囲内で仮想の外部摂動体によって誘発されたTTV信号を検出できる条件をシミュレートしました。
原始惑星系円盤の惑星が開いたギャップのエッジを膨らませた。 I.流体力学シミュレーション
| Title |
Puffed_up_Edges_of_Planet-opened_Gaps_in_Protoplanetary_Disks._I._hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Jiaqing_Bi_(UVic,_ASIAA),_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Ruobing_Dong_(UVic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09254 |
塵の隙間とリングは、明るい原始惑星系円盤に遍在しているように見えます。惑星によって引き起こされたギャップの端でのダストトラッピングとディスク惑星の相互作用は1つのもっともらしい説明です。ただし、いくつかの観測されたダストリングの鋭さは、サブmmサイズのダスト粒子が一部のシステムで薄層に沈降したことを示しています。惑星によって開かれたガスギャップの周りのそのような塵が、惑星が埋め込まれた原始惑星系円盤の3次元の塵とガスのシミュレーションを実行することによって、落ち着くことができるかどうかをテストします。ガスギャップを開くのに十分な大きさの惑星が、小さなサブmmサイズのダスト粒子をギャップエッジの高いディスク高さまでかき混ぜ、ダストスケールの高さがガススケールの高さの約70％に達することがあります。このダストの「パフアップ」は、Fung＆Chiangなどによって以前に特定された惑星によって引き起こされた子午線ガスの流れに起因すると考えられます。したがって、大規模な惑星によって開かれたガスギャップの周りのサブmmサイズの粒子の垂直分布を取得するための明示的な3Dシミュレーションの重要性を強調します。明確に定義されたダストリングのガスギャップ開口惑星の解釈は、サイズがmmを超える大きな粒子でのみ自己無撞着であることに注意してください。
N2-O2が優勢な雰囲気が存在する唯一の理由としての生命
| Title |
Life_as_the_Only_Reason_for_the_Existence_of_N2-O2-Dominated_Atmospheres |
| Authors |
Laurenz_Spro{\ss},_Manuel_Scherf,_Valery_I._Shematovich,_Dmitry_Bisikalo,_Helmut_Lammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09264 |
地球のN2が支配的な大気は非常に特別な特徴です。第一に、主なガスとしてのN2は、太陽系内部の地球型惑星で独特であり、構造活動のヒントを与えます。大気中の窒素の起源とその安定性を研究することで、地球の生息地の独自性についての洞察が得られます。第二に、大気中のN2とO2の共存は、太陽系全体で比類のないものです。このような組み合わせは、有酸素生物の存在と強く関連しています。窒素はすべての既知の生物に不可欠であるため、表面、海洋、および大気中の窒素の利用可能性は、地球型惑星の居住性を可能または防止することができます。本研究では、大気中の窒素のさまざまな起源、窒素が支配的な大気の安定性、および初期の地球の大気中のN2の発達について説明します。N2-O2-大気が生命体だけでなく好気性生物のバイオマーカーを構成する理由を示します。これは、地球上でより高度に発達した生命につながった最初の主要なステップでした。
TRAPPIST-1eの水氷雲の変動とマルチエポック透過スペクトル
| Title |
Water_Ice_Cloud_Variability_&_Multi-Epoch_Transmission_Spectra_of_TRAPPIST-1e |
| Authors |
E._M._May,_J._Taylor,_T._D._Komacek,_M._R._Line,_V._Parmentier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09313 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による陸域大気の正確な特性評価は、次の10年における太陽系外惑星の天文学の最大の目標の1つです。JWSTの発売が間近に迫っているため、地上の大気の微妙さを理解する準備ができていることが重要です。特に、計装の制限のために以前は考慮する必要がなかった可能性があります。この研究では、斑状の氷雲の変動が、M-矮星の地球型惑星の上層大気、特に手足に沿って存在することを示しています。ここでは、これらの変動する雲が、大気の存在量を制限するために必要なマルチエポック観測に予期しないバイアスを導入するかどうかをテストします。TRAPPIST-1eの3DExoCAM大循環モデル（GCM）を使用して、pCO$_2$を変化させて5つの異なる気候をシミュレートし、この変動の強さを調査します。これらのモデルは、NASAゴダードの惑星スペクトルジェネレーター（PSG）とPandExoを使用して後処理され、各気候からの365の異なる時間出力でJWSTのNIRSpecPRISMモードでシミュレートされた観測を生成します。分子の特徴を非常に確実に検出するためにTRAPPIST-1eを10回通過する必要があると仮定して、CHIMERAを使用して、シミュレートされた観測のランダムに選択されたいくつかの加重平均を取得し、四肢に沿って雲量が変化するマルチエポック観測の効果を調査します回収された存在量について。可変スペクトルは、TRAPPIST-1eモデルのサンプルで検出可能なレベルで取得された存在量に影響を与えないことがわかります。
スターシェード太陽系外惑星データチャレンジ
| Title |
Starshade_Exoplanet_Data_Challenge |
| Authors |
Renyu_Hu,_Sergi_R._Hildebrandt,_Mario_Damiano,_Stuart_Shaklan,_Stefan_Martin,_Doug_Lisman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09359 |
宇宙望遠鏡で編隊飛行中のスターシェードは、それほど遠くない将来に近くの星を周回する小さな惑星のイメージングとスペクトル特性評価を可能にする急速に成熟する技術です。スターシェード支援の太陽系外惑星イメージングのパフォーマンスモデルが開発され、将来のミッションを設計するために使用されていますが、それらの結果は合成画像の分析から検証されていません。天文学と太陽系外惑星の分野で画像処理機能を評価するためにコミュニティデータの課題を使用した豊富な歴史に続いて、NASA太陽系外惑星探査プログラムによって管理される集中的な技術開発活動であるTRL5（S5）へのスターシェード技術開発はスターシェードを組織して実装しています太陽系外惑星のデータチャレンジ。データチャレンジの目的は、科学から主要な機器性能パラメータへの要件の流れを検証し、合成画像を使用したノイズの多いバックグラウンドキャリブレーションに必要な精度を定量化することです。このデータチャレンジは、（1）近くの星のハビタブルゾーンにある小さな惑星の検出とスペクトル特性評価に焦点を当て、（2）複数のバックグラウンドノイズを同時に含む合成画像を開発するという点で、太陽系外惑星分野での過去の取り組みとは異なります。用語（スターシェードの観測に固有のもの）には、残留スターライト、太陽の輝き、太陽系外惑星の光、検出器のノイズ、スターシェードの動きや望遠鏡のジッターに起因する変動が含まれます。このホワイトペーパーでは、データチャレンジの設計と理論的根拠の概要を説明します。データチャレンジの参加者と協力して、スターシェードランデブーとローマンおよびHabExの両方のコンテキストで、スターシェード支援の太陽系外惑星観測におけるノイズバジェットとバックグラウンドキャリブレーションの理解を深めることを期待しています。
地球のような太陽系外惑星での大気中のCO2の長期的進化における惑星内部の役割
| Title |
The_role_of_planetary_interior_in_the_long-term_evolution_of_atmospheric_CO2_on_Earth-like_exoplanets |
| Authors |
M._Oosterloo,_D._H\"oning,_I._E._E._Kamp,_F._F._S._van_der_Tak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09505 |
文脈：長期の炭酸塩-ケイ酸塩サイクルは、地球の気候の進化において重要な役割を果たしており、したがって、地球のような太陽系外惑星の気候の進化においても重要なメカニズムである可能性があります。目的：大気の部分的な$CO_2$圧力の進化に対する放射性マントルの加熱、コアサイズ、惑星の質量の影響、および大気の$CO_2$を制御するプレートテクトニクスによって駆動される長期炭素循環の能力を調査します。圧力。方法：炭素循環をパラメータ化されたマントル対流に接続するボックスモデルを開発しました。炭素循環は、グローバルレイリー数に依存するプレート速度を介して熱進化と結びついていました。結果：大気中の$CO_2$圧力が時間とともに減少し、10Gyrを超えると1桁も減少することがわかります。放射性同位元素の量が多いほど、$CO_2$の圧力が高くなります。コア質量分率$f_c$が大きい惑星に向かってレイリー数とプレート速度が減少していることがわかります。これにより、大気の$CO_2$圧力が低下します。より大規模な惑星は、より高温の内部のために、より多くの$CO_2$の豊かな大気の開発を支持するかもしれません。結論：プレートテクトニクスのマントル冷却への依存は、大気の$CO_2$圧力の長期的な変化に大きな影響を及ぼします。プレートテクトニクスによって媒介される炭素循環は、広範囲のマントル放射性同位体の存在量、惑星の質量、およびコアサイズの惑星の気候を調整するのに効率的です。トリウムまたはウランのマントルが豊富な惑星でのより効率的な炭素循環は、潜在的に居住可能な太陽系外惑星のホスト星におけるこれらの元素の存在量をマッピングすることの重要性を浮き彫りにします。コア質量分率が大きい（$f_c\gtrsim0.8$）惑星での非効率的な炭素リサイクルは、地球サイズの太陽系外惑星の正確な質量半径測定の重要性を強調しています。
TNGXIIIでのHARPS-Nを使用したHADESRVプログラム。 M矮星GJ720Aの周りのサブ海王星
| Title |
HADES_RV_Programme_with_HARPS-N_at_TNG_XIII._A_sub-Neptune_around_the_M_dwarf_GJ_720_A |
| Authors |
E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_A._Petralia,_G._Micela,_J._Maldonado,_L._Affer,_A._Maggio,_E._Covino,_M._Damasso,_A._F._Lanza,_M._Perger,_M._Pinamonti,_E._Poretti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_A._Bignamini,_P._Giacobbe,_G._Leto,_I._Pagano,_R._Zanmar_S\'anchez,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Rebolo,_I._Ribas,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_and_B._Toledo-Padr\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09643 |
環境。過去数年間にM-矮星の周りで検出されたハビタブルゾーン（HZ）内の多数のスーパーアースおよび地球のような惑星は、これらの恒星オブジェクトが惑星の視線速度（RV）検索の鍵であることを明らかにしました。目的。HArps-nredDwarfExoplanetSurvey（HADES）内のHARPS-Nスペクトログラフを使用すると、RV技術を使用して、地球質量が少ない小さな惑星を検出するために必要な精度に到達します。メソッド。2013年5月から2020年9月までの間にGJ720Aの138個のHARPS-NRV測定値を取得しました。これは、15.56pcの距離にあるM0.5V星として分類されます。恒星の変動を特徴づけ、ケプラー信号による周期的変動を恒星の活動に関連するものから識別するために、HARPS-N分光活動指標と同時測光観測を分析しました。HARPS-NRVとアクティビティインジケーターを組み合わせて分析することで、周期的な信号の性質に対処できます。最終モデルと軌道惑星パラメータは、ガウス過程回帰を使用し、ベイズ基準に従って、恒星変動とケプラー信号を同時にフィッティングすることによって取得されました。結果。40日と100日前後のHARPS-NRV周期信号には、HARPS-Nアクティビティインジケーターと測光光度曲線に同じ周波数の対応物があります。次に、これらの周期性を、前の期間が恒星の自転に関連している可能性が高い恒星の活動に起因すると考えます。GJ720Aは、19.466$\pm$0.005dで最も重要な信号を示しており、恒星の活動指数に対応するものはありません。したがって、4.72$\pm$0.27m/sの半振幅を持つこのRV信号は、海王星以下の質量惑星の存在に起因すると考えられます。惑星GJ720Abの最小質量は13.64$\pm$0.79M$_{\oplus}$で、親星から0.119$\pm$0.002AUの円軌道上にあり、HZの内側の境界の内側にあります。その親星の周り。
TESSは若い多惑星系TOI-451を再観察します：洗練された天体暦と活動の進化
| Title |
TESS_re-observes_the_young_multi-planet_system_TOI-451:_refined_ephemeris_and_activity_evolution |
| Authors |
Oscar_Barrag\'an,_Suzanne_Aigrain,_Edward_Gillen,_Fernando_Guti\'errez-Canales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09746 |
TESSサイクル3からの新しい観測に照らして、若い惑星をホストする星TOI451の光度曲線の新しい分析を提示します。利用可能なすべてのTESSデータを使用した、3つの惑星すべての通過の共同分析により、改善された結果が得られます。TOI451bおよびTOI451cのエフェメリス。これは、追跡観察の計画に役立ちます。更新された移動中の時間は、$\textrm{BJD}-2,457\、000=$$1410.9896_{-0.0029}^{+0.0032}$、$1411.7982_{-0.0020}^{+0.0022}$、および$1416.63407_{です。-0.00100}^{+0.00096}$（TOI451b、c、およびdの場合）、期間は$1.8587028_{-10e-06}^{+08e-06}$、$9.192453_{-3.3e-05}^{+4.1e-05}$、および$16.364932_{-3.5e-05}^{+3.6e-05}$日。また、準周期的零空間を使用したガウス過程を使用して通過外光度曲線をモデル化し、TESSサイクル1と3の間のTOI451の表面のアクティブ領域のプロパティの変化を推測します。
低質量のコンパクトな楕円銀河：Keck Cosmic WebImagerを使用した空間分解された星の種族と運動学
| Title |
Low-mass_compact_elliptical_galaxies:_spatially-resolved_stellar_populations_and_kinematics_with_the_Keck_Cosmic_Web_Imager |
| Authors |
Anna_Ferre-Mateu,_Mark_Durre,_Duncan_A._Forbes,_Aaron_J._Romanowsky,_Adebusola_Alabi,_Jean_P._Brodie_and_Richard_M._McDermid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09241 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）の分光法を使用して、6つのコンパクトな楕円銀河（cE）のサンプルについて、空間的に分解された2次元マップと星の種族および運動学の放射状の傾向を示します。私たちは彼らの星形成の歴史を回復し、私たちのcEの1つを除いてすべてが古く、金属が豊富で、年齢と金属量の両方がそれらの外半径に向かって減少していることを発見しました。また、1つの有効半径内の統合値を使用して、さまざまなスケーリング関係を調査します。私たちのcEを文献やシミュレーションからの他のものと比較すると、これらの銀河がたどったかもしれない形成チャネルが明らかになります。すべてのcEは高速回転子であり、楕円形が小さいため、回転値は比較的高くなります。一般に、私たちのcEの特性は、より大規模な銀河のコア、特に大規模でコンパクトな銀河に見られるものと非常に似ています。私たちの6つのcEのうち5つは、より質量の大きい（コンパクトまたは拡張された）銀河を取り除いた結果であり、今日見られる低質量でコンパクトな天体として本質的に形成されたものと互換性があるのは1つのcEだけです。これらの結果はさらに、cEが異なる形成チャネルに従って形成できる銀河の混合バッグであることを確認し、コンパクトな銀河の領域内の進化的リンクを初めて報告します（すべての恒星の質量で）。
MOSDEF調査：質量と金属量の関係およびz〜1.5でのFMRの存在
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_The_Mass-Metallicity_relationship_and_the_existence_of_the_FMR_at_z~1.5 |
| Authors |
Michael_W._Topping,_Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_William_R._Freeman,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_C._K._Leung,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_Francesca_M._Fornasini,_Guillermo_Barro,_Jordan_N._Runco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09245 |
MOSDEF調査から引き出されたz〜1.5銀河の残りの光学輝線比を分析します。複合スペクトルに基づいて、z〜1.5での質量-金属量関係（MZR）を調査し、z=0への進化を測定します。N2線比に基づく気相金属量を使用する場合、z〜1.5とz=0でのMZRの差は恒星の質量に依存し、$\Delta\rmlog（\rmO/H）\sim0.25$dexat$M_*<10^{9.75}M_{\odot}$downto$\Delta\rmlog（\rmO/H）\sim0.05$forgalaxieswith$M_*>10^{10.5}M_{\odot}$。対照的に、O3N2ベースのMZRは、すべての質量に対して$\Delta\rmlog（\rmO/H）\sim0.30$の一定のオフセットを示し、独立した金属量指標に基づく以前のMOSDEFの結果と一致しており、O3N2がz〜1.5サンプルに対してより堅牢な金属量キャリブレーションを提供します。平均$M_*$-sSFRと$M_*-\log（\rmO3N2）$の関係について相関散乱を測定することにより、MZRのSFRへの二次依存性を調査しました。$\log（\rmO/H）$とsSFRオフセットの間に反相関があり、重要性は限られていますが、$M_*$-SFR-Z関係が存在することを示しています。さらに、z〜1.5スタックは、固定された$\mu=\log（M_*/M_{\odot}）-0.6\times\log（\rmSFR/M_{\odot}yr^{-1}）$は、z〜1.5スタックがz=0基本金属量関係（FMR）で記述できることを示唆しています。ただし、異なるキャリブレーションを使用すると、ローカルFMRと矛盾するほど金属量がシフトする可能性があります。これは、赤方偏移による金属量の変化を理解するには、キャリブレーションの選択が不可欠であることを示しています。最後に、[NII]/H$\alpha$が銀河の特性にどのように比例するかを理解することは、低を利用する将来の大規模な調査で、赤方偏移とH$\alpha$フラックス測定に対するブレンド[NII]とH$\alpha$の影響を説明するために重要です。-EuclidやRomanSpaceTelescopeなどの解像度スペクトル。
ASTRODEEP-GS43カタログ：CANDELSGOODS-Southフィールドの新しい測光と赤方偏移
| Title |
The_ASTRODEEP-GS43_catalogue:_new_photometry_and_redshifts_for_the_CANDELS_GOODS-South_field |
| Authors |
E._Merlin,_M._Castellano,_P._Santini,_G._Cipolletta,_K._Boutsia,_C.Schreiber,_F._Buitrago,_A._Fontana,_D._Elbaz,_J._Dunlop,_A._Grazian,_R._McLure,_D._McLeod,_M._Nonino,_B.Milvang-Jensen,_S._Derriere,_N._P._Hathi,_L._Pentericci,_F._Fortuni,_and_A._Calabr\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09246 |
GOODS-Southフィールドの新しい多波長測光カタログであるASTRODEEP-GS43を紹介します。これは、以前にリリースされたCANDELSカタログを構築および改良したものです。43の光学および赤外線バンド（25のワイドフィルターと18のミディアムフィルター）の測光フラックスと対応する不確実性、34930CANDELS$H$で検出されたオブジェクトの測光赤方偏移と物理的特性、および178$H$の追加サンプルを提供します。-ドロップアウトソース。そのうち173個が$Ks$で検出され、5個がIRACで検出されています。CANDELS測光を7つのバンド（CTIO$U$、ハッブル宇宙望遠鏡WFC3およびISAAC-$K$）で維持し、他の36（VIMOS、HSTACS、HAWK-I$Ks$、スピッツァー）のフラックスをゼロから測定します。IRAC、およびスバルSuprimeCAMとMagellan-BaadeFourstarの23）は、テンプレートフィッティングの最先端技術を備えています。次に、3つの異なるソフトウェアツールを使用して新しい測光赤方偏移を計算し、中央値を最良の推定値として使用します。最後に、SEDフィッティングからの新しい物理パラメータを評価し、以前に公開されたものと比較します。3931の高品質分光赤方偏移のサンプルと比較すると、新しい写真$z$の場合、外れ値が3.01$\％$（0.011、0.22$\％$）の0.015の正規化された中央絶対偏差（NMAD）が得られます。COSMOSUltraVISTAカタログなど、利用可能な最高の分光赤方偏移のサンプルと同様に、明るい端は$I814$<22.5）です。ASTRODEEP-GS43の結果は、以前に公開されたGOODS-Southフィールドのカタログと定性的に一致しており、特にSEDサンプリングと測光赤方偏移の推定に関して改善されています。カタログは、AstrodeepのWebサイトからダウンロードできます。
MUSEライマン-{\ alpha}放射観測によるz> 3での宇宙UVバックグラウンドの抑制
| Title |
Constraining_the_cosmic_UV_background_at_z>3_with_MUSE_Lyman-{\alpha}_emission_observations |
| Authors |
Sofia_G._Gallego,_Sebastiano_Cantalupo,_Saeed_Sarpas,_Bastien_Duboeuf,_Simon_Lilly,_Gabriele_Pezzulli,_Raffaella_Anna_Marino,_Jorryt_Matthee,_Lutz_Wisotzki,_Joop_Schaye,_Johan_Richard,_Haruka_Kusakabe_and_Valentin_Mauerhofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09250 |
星形成銀河やクエーサーなどの電離光子のすべてのソースから来る宇宙UVバックグラウンド（UVB）の強度は、銀河間媒体（IGM）の熱進化と電離状態を決定するため、宇宙構造形成のモデル。以前の推定値のほとんどは、観測されたライマンαの森とシミュレーションされたライマンαの森の比較に基づいています。自己遮蔽雲によって生成される蛍光ライマン-$\alpha$放出を検索することにより、UVB光イオン化率とライマン限界システム（LLS）のカバー率の積を制約する独立した方法の結果を提示します。予想される表面輝度は直接イメージングの現在の感度限界をはるかに下回っているため、ディープMUSEを使用して2.9<z<6.6の間のライマン-$\alpha$放出銀河（LAE）の周りのIGMの3次元スタッキングに基づく新しい方法を開発しました観察。EAGLEシミュレーションから抽出されたモックキューブから取得されたLLSの一部をカバーすることと結果を組み合わせると、以前の測定と一致するz>3でのUVBに対する新しい独立した制約が得られ、z=3での比較的低いUVB強度が優先されます。、これは、3<z<5の間の赤方偏移の増加に伴う$\Gamma$HIの非単調な減少を示唆しています。これは、いくつかのUVBモデルと現在の観測との間の緊張の可能性を示唆している可能性がありますが、ライマン-$\alpha$の放出と吸収のより深くより広い観測を確認する必要があります。代わりに、現在のモデルからのUVBの値を想定すると、3<z<4.5でのLLSのカバー率は、LAEから150kpc以内で25％未満に制限されます。
赤外線星状線による化学的存在量の測定：HII-Chi-mistry-IR
| Title |
Measuring_Chemical_Abundances_with_Infrared_Nebular_Lines:_HII-Chi-mistry-IR |
| Authors |
J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_E._P\'erez-Montero,_J.M._V\'ilchez,_R._Amor\'in_and_L._Spinoglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09253 |
中赤外線（IR）範囲の星雲線のユニークなスイートに基づいて、重い元素の存在量を導出する新しい方法を提供します。O/HおよびN/Oの存在量の広い範囲をカバーする光イオン化モデルのグリッド、およびイオン化パラメーターを使用して、コードHII-Chi-mistry-IR（HCm-IR）は、絶滅のないおよび温度に影響されないトレーサー、光学診断に勝る2つの重要な利点。コードは、$Spitzer$と$Herschel$で観測された56個の銀河のサンプルを使用してプローブされ、金属量の広い範囲、$7.2\lesssim12+\log（O/H）\lesssim8.9$をカバーしています。得られたIRモデルベースの金属量は、通常IR範囲でかすかな遷移である水素再結合線が利用できない場合、0.03dexの散乱内で堅牢です。直接法、モデルベースの方法、およびストロングラインキャリブレーションで得られた光学的存在量と比較した場合、HCm-IR推定値は、IRと光学的存在量を比較した以前の研究と一致して、約0.2dexの典型的な分散を示しています。$12+\log（O/H）\gtrsim7.6$を超える顕著な体系的な導入。この精度は、[SIV]$_{10.5\mum}$、[SIII]$_{18.7,33.5\mum}$、[NeIII]$_{15.6\mum}$、および[NeII]$_{12.8\mum}$。さらに、HCm-IRは、[OIII]$_{52,88\mum}$および[NIII]$_{57\mum}$遷移が測定されるときに、独立したN/O測定を提供します。したがって、導出された存在量が測定されます。この場合、N/O比の特定の仮定に依存しないでください。太陽のようなN/O比が採用されている場合、大きな不確実性（〜0.4dex）は、太陽以下または太陽以上の金属量での銀河の存在量の決定に影響を与える可能性があります。最後に、コードは$1.8<z<7.5$にある8つの銀河に適用され、サブミリ波の範囲で赤方偏移した遠赤外線線の地上検出が行われ、最近の太陽のようなN/OとO/Hの存在量が明らかになりました。研究。
VEXAS：補助調査へのVISTA拡張-データリリース2：南半球のソースの機械学習ベースの分類
| Title |
VEXAS:_VISTA_EXtension_to_Auxiliary_Surveys_--_Data_Release_2:_Machine-learning_based_classification_of_sources_in_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
V._Khramtsov,_C._Spiniello,_A._Agnello,_A._Sergeyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09257 |
VISTAEXtensiontoAuxiliarySurveys（VEXAS）の2番目の公開データリリース（DR）を紹介します。ここでは、機械学習アルゴリズムのアンサンブルに基づいて、オブジェクトを星、銀河、クエーサーに分類します。VEXASの目的は、最も幅広い多波長カタログを作成し、多数の科学的用途に参照の大きさ、色、および形態学的情報を提供することです。3つの異なるアルゴリズムと異なるマグニチュードセット、トレーニングサンプル、および3つのVEXASDR1光学+赤外線（IR）テーブルの分類問題に基づいて、32の異なる機械学習モデルのアンサンブルを適用します。テーブルは、DR1クロスマッチングVISTA近赤外データとWISE遠赤外データ、およびダークエネルギーサーベイ（VEXAS-DESW）、スカイマッパーサーベイ（VEXAS-SMW）、およびパンスターズ（VEXAS-PSW）。トレーニングに使用する6つの異なる分光学的調査の組み合わせに基づいて、分光学的に確認されたオブジェクト（415628個の固有のオブジェクト）の大きなテーブルを組み立てます。1つまたは複数のバンドのマグニチュードが欠落しているオブジェクトも分類するために、特徴の代入を開発します。南半球では、合計で約9000万個のオブジェクトを分類しています。これらの中で、〜62.9M（〜52.6M）は「高信頼性」（「安全」）星として分類され、〜920k（〜750k）は「高信頼性」（「安全」）クエーサーとして分類され、〜34.8M（〜34.1M））確率$p_{\rmclass}\ge0.7$（$p_{\rmclass}\ge0.9$）の「高信頼度」（「安全」）銀河として。信頼性の高い銀河系外天体の密度は、調査の深さによって大きく異なります。$p_{\rmclass}\ge0.7$では、VEXAS-DESWフットプリントに111/deg$^2$のクエーサーがあり、103/deg$^です。VEXAS-PSWフットプリントでは2$ですが、VEXAS-SMフットプリントではわずか10.7/deg$^2$です。DESWとPSWでまだカバーされていないSMフットプリントには、midIRの深度と光学およびnearIRのカバレッジを改善する必要があります。
1.2
| Title |
Measuring_Stellar_Masses_of_Emission_Line_Galaxies_at_1.2 |
| Authors |
Gautam_Nagaraj,_Robin_Ciardullo,_Alex_Lawson,_William_Bowman,_Gregory_Zeimann,_Guang_Yang,_Caryl_Gronwall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09270 |
銀河の進化のモデルをより適切に制約するには、広範囲の銀河特性にわたる恒星の質量を正確に測定することが不可欠です。輝線銀河（ELG）は、連続体で選択されたオブジェクトよりも赤方偏移の推定値が優れている傾向があり、恒星の質量を含む広範囲の物理的特性にまたがることが示されています。3D-HST財務プログラムからのデータを使用して、赤方偏移1.16<z<1.90で4350ELGの慎重に精査されたサンプルを作成します。3D-HST輝線フラックスを近赤外測光によって遠紫外線と組み合わせ、MCSEDスペクトルエネルギー分布フィッティングコードを使用して、星形成率（SFR）や恒星質量などの銀河の物理パラメータを制約します。私たちのサンプルは、z〜2の質量-金属量の関係と一致しています。さらに重要なことは、近赤外フィルターの恒星の質量と絶対等級の間に単純だが緊密な相関関係があることを示しています。これは、ユークリッドやナンシーグレースローマンなどの今後のミッションで数百万の銀河の正確な恒星の質量をすばやく計算するのに特に役立ちます。宇宙望遠鏡。
IllustrisTNGを使用したUNIONSにおける銀河の合併後の畳み込みニューラルネットワークの識別
| Title |
Convolutional_neural_network_identification_of_galaxy_post-mergers_in_UNIONS_using_IllustrisTNG |
| Authors |
Robert_W._Bickley,_Connor_Bottrell,_Maan_H._Hani,_Sara_L._Ellison,_Hossen_Teimoorinia,_Kwang_Moo_Yi,_Scott_Wilkinson,_Stephen_Gwyn,_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09367 |
カナダ-フランス画像調査（CFIS）は、空の約5000平方度にわたる深部、高解像度のrバンド画像で構成され、最近合体した銀河を特定する一流の機会を表しています。CFISには多数の銀河があるため、自動化された合併分類のための畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用を調査します。合併後の孤立した銀河画像のトレーニングサンプルは、観測リアリズムコードRealSimで処理されたIllustrisTNGシミュレーションから生成されます。CNNの全体的な分類精度は88％であり、広範囲の固有および環境パラメーターにわたって安定しています。CNNによって特定された合併後のサンプルの予想される純度を調査するために、IllustrisTNGから模擬銀河調査を生成します。トレーニングにおけるCNNの優れたパフォーマンスにもかかわらず、合併後の本質的な希少性により、デフォルトの決定しきい値が使用された場合、サンプルの純度はわずか6％になります。可変の決定しきい値を使用して純度と完全性のトレードオフを調査し、合併によって誘発された星形成率の向上の統計的分布を回復することを発見しました。最後に、CNNのパフォーマンスは、従来の自動化された方法と人間の分類器の両方と比較されます。CNNは、模擬調査データのマージ後のサンプル純度において、Gini-M20および非対称法よりも1桁優れていることが示されています。CNNはサンプルの完全性に関して人間の分類器よりも優れていますが、人間によって識別された合併後のサンプルの純度はしばしば高く、分類へのハイブリッドアプローチが大規模な調査における合併分類の効果的な解決策である可能性があることを示しています。
2
| Title |
Evolution_of_cold_gas_at_2 |
| Authors |
N._Gupta,_R._Srianand,_G._Shukla,_J-.K._Krogager,_P._Noterdaeme,_F._Combes,_R._Dutta,_J._P._U._Fynbo,_M._Hilton,_E._Momjian,_K._Moodley,_and_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09437 |
HI21cmおよびOH18cm吸収線を2<z<5で88AGNに向けて、1.4GHzスペクトル光度27〜29.3W/Hzで分光的にブラインド検索した結果を示します。$z_{abs}$=2.1139でM1540-1453に関連付けられている21cmの吸収体が1つ検出されます。これは、$z>2$での4番目の既知の関連する吸収です。検出率（$1.6^{+3.8}_{-1.4}$％）は、これらの強力なAGNに関連するコールドニュートラルメディア（CNM;T〜100K）のカバーファクターが低いことを示しています。減衰Ly-alphaシステム（DLA）でCNMを検出する感度を備えた、介在するHI21cmおよびOH18cm吸収検索では、共動吸収経路長がそれぞれ$\Delta$X=130.1および167.7になります。これらを使用して、単位共動経路長あたりのHIおよびOH吸収体の数をそれぞれ<0.014および<0.011と推定します。前者はDLAの4.5分の1であり、z>2でH$_2$とCI吸収体を使用して推定されたCNM断面積と一致しています。中赤外色を使用して選択されたサンプルのAGNは、DLAの検索に使用される光学的および無線的に選択されたクエーサーと比較して光学的に暗いです。SALTとNOTを使用して取得した光学スペクトルでは、5つのDLA（赤方偏移パス〜9.3）と2つの近接DLA（AGN赤方偏移の3000km/s以内）を検出します。これは、光学的に選択されたクエーサーに基づく統計と比較してわずかに過剰です。これらのDLAからのHI21cm吸収が検出されなかったことは、z>2の銀河周辺の小さなCNMカバー率を示唆しています。
5つのプランクコールドクランプの化学組成
| Title |
Chemical_compositions_of_five_Planck_cold_clumps |
| Authors |
V._Wakelam,_P._Gratier,_M._Ruaud,_R._Le_Gal,_L._Majumdar,_J.-C._Loison,_and_K._M._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09526 |
目的：星間分子は、星間物質の進化シーケンスの初期に形成され、最終的には星や惑星を形成します。この進化のシーケンスを理解するには、その最初のステップの化学組成を特徴づけることが重要です。方法：この論文では、プランクミッションによって特定された5つの冷たい塊の2mmと3mmの調査の結果を提示します。コア内の物理的条件と分子カラム密度にいくつかの制約を課すために、検出されたラインに対して放射伝達解析を実行しました。また、ガス粒子モデルNautilusを使用して、各ソースで観測された存在量を再現するための化学モデルを実行しました。結果：H2CO、CS、SO、NO、HNO、HCO+、HCN、HNC、CN、CCH、CH3OH、およびCOの12個の分子が検出されました。ここで、CCHは2つのソースで検出された唯一の炭素鎖です。HCN、SO、CS、およびCOの放射伝達解析を実行して、各クラウドの物理的条件を制約しましたが、成功は限られていました。ソースの密度は$10^4$cm$^{-3}$より大きく、温度は15K未満です。派生種のカラム密度は、物理的条件の不確実性にあまり敏感ではなく、2倍以内です。さまざまな情報源は、種の存在量が1桁に広がるという重大な化学的差異を示しているようです。これらの塊の化学組成は、おうし座分子雲1シアノポリインピーク（TMC-1CP）寒冷低気圧の化学組成よりも劣っています。私たちの化学モデルは、私たちの情報源にある種の79〜83\％の観測量と上限を再現しています。私たちの情報源の「最良の」時間はTMC-1のそれよりも小さいように思われます。これは、私たちの情報源があまり進化していない可能性があることを示し、存在量が少なく、検出されないことが多いことを説明しています。また、CSとHCNは常に私たちのモデルによって過大評価されています。
| Title |
The_power_spectrum_and_structure_function_of_the_Gamma_Ray_emission_from_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Daniel_Besserglik_and_Itzhak_Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09531 |
大マゼラン雲（LMC）からの拡散$\gamma$線放出のFermi-LAT観測データを調べて、基礎となる長距離相関の存在をテストしました。データに適用された統計的検定は、データがランダムである確率が$\sim10^{-99}$であることを示しました。したがって、先に進み、カウント数データを使用して、2D空間自己相関、パワースペクトル、および構造関数を計算しました。本研究の最も重要な結果は、大規模な空間的基礎となる相関関係を明確に示していることです。これは、上記の{\bfall}関数で明らかです。2Dパワースペクトルは、大きな空間スケールで-3の対数勾配を持ち、小さな空間スケールで-4の対数勾配を持ちます。構造関数には、大規模および小規模でそれぞれ1および2に等しい対数勾配があります。構造関数の対数勾配とパワースペクトルは一貫しています。これらの結果のもっともらしい解釈は、LMCの全範囲に広がる-4の3D対数勾配を持つ大規模な{\it圧縮性乱流}の存在です。これは、$\gamma$線の放出が、ジェットと衝撃が豊富な星形成領域にあるという事実を反映している可能性があります。パワースペクトルと構造関数の両方が、より小さな空間スケールに対してより急な対数勾配を示します。これは、乱流領域の有効深度が約1.5kpcであることを示していると解釈されます。
通常の吸収選択タイプIクエーサーに関連する分子ガスの著しく高い質量と高速分散
| Title |
Remarkably_high_mass_and_high_velocity_dispersion_of_molecular_gas_associated_with_a_regular,_absorption-selected_type-I_quasar |
| Authors |
P._Noterdaeme,_S._Balashev,_F._Combes,_N._Gupta,_R._Srianand,_J.-K._Krogager,_P._Laursen,_A._Omont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09542 |
z=2.6でのクエーサーJ0015+1842の光学的観測は、最近、活動銀河への視線によって遮られた多相流出風の存在を明らかにしました。ここでは、NOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）を使用したこのシステムの3mmの観測結果を示します。私たちのデータは、ガウスCO（3-2）線を介してトレースされた、非常に大きな速度分散（FWHM=1014+/-120km/s）の分子ガスを示しています。積分された線フラックスは、M_H2〜（3.4-17）x10^10Msunの範囲の総分子量を示し、広がりは想定されるCOからH2への変換係数によって支配されます。3mmの連続放射が熱であると仮定すると、Mdust〜2x10^9Msunのダスト質量が導き出されます。J0015+1842は、主系列銀河とサブミリメートル銀河の主な軌跡と、これまでCO測定の対象となった他のほとんどのAGNの軌跡との間の、IR対CO線の光度図の分子ガスが豊富な領域にあります。CO線の大きな速度分散は、合併後のシステムを示唆していますが、J0015+1842は、そのUV光学スペクトルから、通常の、非常に適度にほこりが赤くなった（Av〜0.3-0.4）タイプIクエーサーであることが観察されています。これは、超大質量ブラックホールの質量がM_BH〜6x10^8Msunの周りにあると推測します。J0015+1842は、銀河の進化段階で観測され、大規模な合併により、核周辺領域で観測者に向かってすでに道を切り開いた、活発に降着する超大質量ブラックホール（クエーサー）に向けて大量のガスがもたらされたことを示唆します。強力な風がありますが、ホストにはまだ大量の塵と高速分散の分子ガスが含まれています。同様のシステムのサンプルの観察は、クエーサーとそのホスト銀河の出現における進化と方向のそれぞれの重要性をよりよく決定するのに役立つはずであり、クエーサー段階の銀河における初期のフィードバックと星形成プロセスを調査する可能性があります。
天体化学は、天文学、化学、および分子物理学の結びつきにあります。正確な実験データに基づいて、200を超える馴染みのあるエキゾチックな分子の豊富なコレクションが星間物質で特定されており、その大部分は独自の回転指紋によって識別されています。この大量の作業にもかかわらず、過去50年間の長年にわたる継続的な努力にもかかわらず、地球上の化学の基本的な構成要素である5員環と6員環の無線帯域にはほとんど証拠がありません。対照的に、独特の構造モチーフである鎖状の配置の高度に不飽和の炭素は、代わりに宇宙で非常に一般的です。暗い分子雲TMC-1で、そしてその後すぐに追加の星前、そしておそらく原始星の源で、最も単純な芳香族ニトリルであるシアノベンゼンの最近の天文学的な検出は、芳香族化学が星形成の初期段階で広まっている可能性が高いことを確立します。その後のTMC-1でのシアノシクロペンタジエンおよびシアノナフスレンの発見は、かなり複雑な有機分子が、高い視覚的消光を伴うが、低温および低圧が著しく低い領域で容易に合成されるというさらなる証拠を提供します。このレビューは、マイクロ波分光法を使用して線形炭素構造と平面炭素構造の間の豊富な遷移領域を理解するために現在進行中の実験室の取り組みに焦点を当てています。現在の検出方法の主な機能、長所、短所、宇宙や実験室で見つかった分子の種類の説明、複雑な混合物中のまったく新しい種を特定するための開発中のアプローチを紹介します。炭化水素のシアン化と非環式前駆体からのベンゼンの形成に焦点を当てた研究が強調されており、同位体研究が環形成への化学的経路を解明する上で果たす可能性のある役割も強調されています。
いっかくじゅう座OB4：ガイアDR2の新しい協会
| Title |
Monoceros_OB4:_a_new_association_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
P._S._Teixeira_and_J._Alves_and_A._Sicilia-Aguilar_and_A._Hacar_and_A._Scholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09617 |
GaiaDR2データを使用して、古典的ないっかくじゅう座OB1地域を調査し、クラウドコンプレックスと共動する分散した若い人口の存在を探します。固有運動の分布を分析すると、同じ一般的な視線に沿って、MonOB1複合体の向こう側から約300〜400pc離れた、20〜30Myrの若い星の関連性が明らかになります。新しい協会であるいっかくじゅう座OB4の特徴を明らかにし、標準のIMFを想定して、1400から2500の星が含まれていると推定し、NGC\、2264と同等のサイズにします。内部の固有運動から、MonOB4は束縛されておらず拡大していることがわかります。私たちの結果は、より大きく、より複雑ないっかくじゅう座の星形成領域を明らかにしているようであり、少なくとも300x60pcのように見える細長い配置を示唆しています。
ロックマンホールのサブミリ波銀河の低周波電波スペクトル
| Title |
Low-frequency_radio_spectra_of_submillimetre_galaxies_in_the_Lockman_Hole |
| Authors |
J._Ramasawmy,_J._E._Geach,_M._J._Hardcastle,_P._N._Best,_M._Bonato,_M._Bondi,_G._Calistro_Rivera,_R._K._Cochrane,_J._E._Conway,_K._Coppin,_K.J._Duncan,_J.S._Dunlop,_M._Franco,_C._Garc\'ia-Vergara,_M._J._Jarvis,_R._Kondapally,_I._McCheyne,_I._Prandoni,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._B._Smith,_C._Tasse,_and_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09677 |
低周波アレイからのロックマンホールフィールドの新しい深部低周波無線イメージングを使用して、SCUBA-2宇宙論レガシー調査から850$\mu$mで選択された53のソースのサンプルの無線特性を調査します。これらのデータをGMRTおよびJVLAからの追加の電波観測と組み合わせると、同様に明るいサブミリ波フラックス密度にもかかわらず、サンプル内にさまざまな電波スペクトル形状と光度が見つかります。マルチバンド無線スペクトルインデックスの観点からそれらのスペクトル形状を特徴づけます。ソースの約20％で低周波数で強いスペクトルの平坦化を見つけ、非常にフラットな低周波数スペクトルを持つソースと「通常の」無線スペクトルインデックスを持つソースの違いを調査します。無線スペクトルインデックスによって分割されたサンプルの2つのサブグループ間に他の統計的に有意な差はないため、未解決の画像で観察できる銀河平均特性では差異が検出できず、銀河特性に関連している可能性が高いことをお勧めします。$\lesssim$1kpcのスケールで解決できないこと。ラジオで観測されたスペクトルの平坦化は自由吸収に起因すると考えられ、有意な低周波スペクトルの平坦化を伴うこれらのソースは星形成ガスの塊状の分布を持っていると提案します。電波スペクトルで観測された吸収レベルを生成するために、最大で数百パーセクの吸収材料の平均空間範囲を推定します。この推定値は、星間物質の塊と結び目の証拠を伴う、約100pcのスケールでの不均一な塵の分布の例を見つける文献のサブミリ波銀河の最高解像度の観測と一致しています。さらに、他のすべての波長では検出されない2つの明るい（>6mJy）サブミリ波源が見つかります。これらのオブジェクトは非常に高い赤方偏移ソースである可能性があり、z>4に存在する可能性が高いと推測されます。
恒星質量ブラックホールによる部分的な潮汐破壊現象：流れの重力不安定性と残骸コアからの衝撃
| Title |
Partial_tidal_disruption_events_by_stellar_mass_black_holes:_gravitational_instability_of_stream_and_impact_from_remnant_core |
| Authors |
Yi-Han_Wang,_Rosalba_Perna_and_Philip_J._Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09238 |
球状星団や散開星団などの高密度の星団では、星とブラックホール（BH）の間の動的相互作用が非常に頻繁に発生し、さまざまな天体物理学的過渡現象が発生する可能性があります。星と恒星の質量BHとの接近した遭遇は、星がBHによってきちんと破壊されることを可能にします。BHの質量が比較的小さく、浸透率が高い場合の潮汐破壊現象（TDE）の断面積が小さいため、通常、接近した遭遇によって引き起こされる破壊は部分的な破壊です。恒星の質量BHと比較して、残りの恒星の核とその無視できない質量の存在は、降着プロセスを大幅に変更します。この問題は、コード{\ttPhantom}を使用してSPHシミュレーションで研究し、放射圧を含めます。これは、小質量のBHにとって重要です。さらに、近似に依存しないフォールバック率を計算する新しい、より一般的な方法を開発します。私たちの研究は、フォールバック率のべき乗則の傾きが、恒星の質量BHレジームにおけるBHの質量に強く依存していることを示しています。さらに、この体制では、フォールバックストリームの自己重力と局所的な不安定性がより重要になり、破壊された物質がBHに戻る前に小さな塊に崩壊します。これにより、フォールバック率が急激に増加し、べき乗則から大幅に逸脱する可能性があります。私たちの結果は、密集したクラスター内の恒星質量BHによるTDEの識別に役立ちます。
RX J0529.8-6556：進化する光学周期と位相のずれたX線バーストを伴うBeXRBパルサー
| Title |
RX_J0529.8-6556:_a_BeXRB_pulsar_with_an_evolving_optical_period_and_out_of_phase_X-ray_outbursts |
| Authors |
H._Treiber,_G._Vasilopoulos,_C._D._Bailyn,_F._Haberl,_K._C._Gendreau,_P._S._Ray,_C._Maitra,_P._Maggi,_G._K._Jaisawal,_A._Udalski,_J._Wilms,_I._M._Monageng,_D._A._H._Buckley,_O._K\"onig,_S._Carpano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09248 |
大マゼラン雲におけるBe/X線連星パルサーRXJ0529.8-6556の2020年6月の爆発のeROSITAおよびNICER観測の結果を、このソースからのアーカイブX線および光学データの分析とともに報告します。。システムの動作に2つの異常な機能が見つかりました。まず、最大光度の間にNICERによって観測されたパルスプロファイルは、X線の光度が2桁異なっていたにもかかわらず、2000年にXMM-Newtonによって観測されたものと類似しています。対照的に、2020年の観測での光度のわずかな減少は、パルスプロファイルに大きな変化をもたらしました。第二に、一般的に想定されているように、爆発が周星期の通過によって引き起こされた場合に予想されるように、歴史的な光学的爆発は厳密には周期的ではないことがわかります。光学ピークもX線の爆発と一致していません。この振る舞いは、Be星の円盤と軌道面のずれが原因である可能性があり、歳差運動するにつれて、中性子星が円盤を通過するタイミングが変化する可能性があることを示唆します。ソースの公転周期は不明なままであると結論付けます。
ガスディスクによる等質量偏心バイナリの軌道進化：偏心インスピレーションと円形アウトスパイラル
| Title |
Orbital_Evolution_of_Equal-Mass_Eccentric_Binaries_Due_to_a_Gas_Disk:_Eccentric_Inspirals_and_Circular_Outspirals |
| Authors |
Daniel_J._D'Orazio_and_Paul_C._Duffell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09251 |
偏心した等質量のバイナリに降着する周連星円盤を記述する2次元流体力学の方程式を解きます。$e=0$から$e=0.9$に及ぶ離心率の連続範囲にわたって、バイナリの半主軸$a$と離心率$e$の時間変化率を計算します。初期離心率が$e_0\lesssim0.1$のバイナリは、$e=0$になる傾向があり、バイナリの準主軸が拡張することがわかります。他のすべては$e\upperx0.4$に引き付けられ、そこでバイナリの準主軸が減衰します。$e\upperx0.4$アトラクタは、ディスク応答が、軸方向にロックされたほぼ対称な状態から歳差運動する非対称状態に急速に変化することによって発生します。状態の変化により、時間変化率$\dot{a}$と$\dot{e}$は、同じ臨界離心率で急激に符号を変化させ、$\dot{a}=\dot{eである魅力的な解をもたらします。}=0$。ただし、これによってストールしたエキセントリックなバイナリが発生することはありません。ディスク状態間の遷移時間が有限であるため、バイナリの離心率は引き付けられる離心率を継続的にオーバーシュートし、その結果、準主軸が一定にドリフトします。基準ディスクパラメータの場合、$e_0\gtrsim0.1$のバイナリは、$e\upperx0.4$に向かって進化し、その後、半主軸で着実に縮小する$e\approx0.4$を中心に振動します。不等質量バイナリは優先降着によって等質量に向かって成長するため、私たちの結果は広範囲の初期バイナリ質量比に適用できます。したがって、これらの調査結果は、このディスク移行をさらに調査する価値があります。ディスクパラメータへの依存性を理解することは、周連星ディスクで軌道進化を遂げているバイナリの運命を決定するために不可欠です。
確率的降着円盤の数値モデルによる変動の伝播の理論の調査
| Title |
Investigating_the_Theory_of_Propagating_Fluctuations_with_Numerical_Models_of_Stochastic_Accretion_Discs |
| Authors |
Samuel_G._D._Turner_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09281 |
広範囲のスケールにわたって、降着源は非常に類似した変動パターンを示します。特に、光度分布の対数正規性と線形二乗平均平方根（rms）-フラックスの関係です。これらの結果は、粘度の変動がすべての半径で降着率の摂動を生み出し、内側に伝播し、乗法的に結合する伝播変動の理論を使用して説明されることがよくあります。このアイデアは線形レジームで分析的に広く研究されてきましたが、非線形の振る舞いを調査する数値的研究は比較的少ないです。このホワイトペーパーでは、確率的に駆動される1次元$\alpha$ディスクシミュレーションのスイートを紹介し、これらのディスクの動作を調査します。以前の研究とは対照的に、広範囲のモデルパラメータにわたるすべてのシミュレーションに、同名の伝播変動が存在することがわかりました。モデルパラメータの中で、粘度の変動が発生するタイムスケールが最も重要であることがわかります。物理的には、このタイムスケールは、磁気回転不安定性（MRI）と考えられる根本的な物理的メカニズムに依存します。この変動タイムスケールと光度のパワースペクトル密度（PSD）の遮断周波数との間に密接な関係があることがわかります。これは、MRIダイナモの挙動の観測プローブを可能にする可能性があるという事実です。変動タイムスケール、ディスクの厚さ、および中心物体の質量の関数としての遮断周波数のフィッティング式を報告します。
ブラックホールX線連星MAXIJ1820 +070の多波長高速タイミングによる基本的なジェット特性の測定
| Title |
Measuring_fundamental_jet_properties_with_multi-wavelength_fast_timing_of_the_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
A.J._Tetarenko,_P._Casella,_J.C.A._Miller-Jones,_G.R._Sivakoff,_J.A._Paice,_F.M._Vincentelli,_T.J._Maccarone,_P._Gandhi,_V.S._Dhillon,_T.R._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09318 |
KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）、Atacama大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で撮影された、ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070（ASASSN-18ey）の多波長高速タイミング観測を紹介します。）、超大型望遠鏡（VLT）、新技術望遠鏡（NTT）、中性子星内部構成エクスプローラー（NICER）、およびXMM-Newton。私たちのデータセットは、2018年から2019年の爆発のハード状態の間に、7時間にわたって10の異なる電磁バンド（ラジオ-X線）を同時にサンプリングします。私たちが観察する放出は非常に変動しやすく、複数の急速なフレアエピソードを示しています。データの変動特性を特徴づけるために、相互相関分析とフーリエ解析の組み合わせを実装しました。放射は異なる帯域間で高度に相関しており、X線/光学帯域間の数百ミリ秒から無線/サブmm帯域間の数分までのタイムラグを測定していることがわかります。私たちのフーリエ解析はまた、ブラックホールX線連星で初めて、電磁周波数で進化するパワースペクトル形状を明らかにしました。これらの変動特性をモデル化することにより、MAXIJ1820+070が非常に相対論的（$\Gamma=6.81^{+1.06}_{-1.15}$）で制限された（$\phi=0.45^{+0.13}_{-0.11}$deg）ジェット。これは、システムからかなりの量の電力を運びます（$\sim0.6\、L_{1-100{\rmkeV}}$に相当）。さらに、最も内側のジェットベース領域のジェット組成と磁場強度に制約を課します。全体として、この作業は、時間領域分析がジェット物理学を精査するための強力な診断ツールであり、時間領域測定のみでジェット特性を正確に測定できることを示しています。
SLSNPTF10hgiにおける遅延時間電波放射の変動性
| Title |
Variability_of_Late-time_Radio_Emission_in_SLSN_PTF10hgi |
| Authors |
Bunyo_Hatsukade,_Nozomu_Tominaga,_Tomoki_Morokuma,_Kana_Morokuma-Matsui,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Niinuma,_Masao_Hayashi,_Yuichi_Matsuda,_Kazuhiro_Motogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09374 |
タイプI超高輝度超新星（SLSN）、PTF10hgi、z=0.0987での遅い時間の電波放射の時間変動を報告します。爆発後8。6年と10年のカールG.ヤンスキー超大型アレイ3GHz観測では、両方とも第2エポックでフラックス密度が約40％減少した電波放射が検出されました。これは、SLSNにおける遅い時間の電波光度曲線の有意な変動性に関する最初の報告です。他の2つのエポックでの以前の測定と組み合わせることにより、3年間にわたって電波光度曲線の立ち上がりフェーズと減衰フェーズの両方を制約し、爆発後約8〜9年でピークに達し、ピーク光度はL（3GHz）=2x10^21W/Hz。変動の原因として考えられるシナリオは、ホスト銀河の活動銀河核（AGN）、軸外ジェットと星周円盤との相互作用によって引き起こされる残光、および新しく生まれたマグネターを動力源とする風星雲です。モデルとの比較は、電波光度曲線が残光モデルとマグネター風星雲モデルの両方で再現できることを示しています。以前の研究で得られた1〜15GHzのフラットな無線スペクトルと0.6GHzの上限を考慮すると、もっともらしいシナリオは、低光度のフラットスペクトルAGNまたは浅い注入スペクトルインデックスを持つマグネター風星雲です。
直接遷移の不確実性に対する中性子に富む核異性体の挙動の感度
| Title |
Sensitivity_of_Neutron-Rich_Nuclear_Isomer_Behavior_to_Uncertainties_in_Direct_Transitions |
| Authors |
G._Wendell_Misch,_Trevor_M._Sprouse,_Matthew_R._Mumpower,_Aaron_Couture,_Chris_L._Fryer,_Bradley_S._Meyer,_and_Yang_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09392 |
核異性体は、元素合成の高速中性子捕獲過程（r過程）に存在します。rプロセスは広範囲の温度をカバーする可能性があり、数十GK（数MeV）から始まり、イベントから材料が放出されるときに冷却される可能性があります。rプロセス環境が冷えると、異性体は熱平衡から凍結するか、天体物理学的異性体（アストロマー）として直接存在する可能性があります。アストロマーの2つの重要な振る舞い-基底状態<->異性体遷移速度と熱化温度-は、核状態のペア間の直接遷移速度によって決定されます。アストロマーの振る舞いに対する未知の遷移の影響を制限するために、感度研究を実行します。また、高温環境での潜在的な影響を説明するアストロマーの分類も紹介します。アストロマーの種類、熱化温度、および主要な未測定の遷移率を含む、中性子に富む異性体の表を提供します。
新生児NS磁気圏に侵入するSNフォールバックの必要条件
| Title |
A_necessary_condition_for_SN_fallback_invading_newborn_NS_magnetosphere |
| Authors |
Yici_Zhong,_Kazumi_Kashiyama,_Toshikazu_Shigeyama_and_Shinsuke_Takasao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09461 |
新生中性子星（NS）からの相対論的風に直面する超新星フォールバック降着のダイナミクスを数値的に調査します。半径方向の降着衝撃の時間発展は、基本的に、流れの遭遇半径$r_\mathrm{enc}$と無次元パラメータ$\zeta\equivL/\dotM_\mathrm{fb}c^によって特徴付けられます。2$、ここで$L$はNS風の光度、$\dotM_\mathrm{fb}$はフォールバック質量降着率です。フォールバック物質がNS表面近くに到達するための臨界条件は、風とは無関係に$\zeta<\zeta_\mathrm{min}\upperxGM_*/c^2r_\mathrm{enc}$として簡単に説明できることがわかります。ローレンツ因子。ここで、$M_*$はNS質量です。フォールバック物質がNS地殻の下に表面磁場を埋めるための条件を組み合わせることにより、NSの回転動力パルサー、中央コンパクトオブジェクト（CCO）、およびマグネターへの分岐が超新星フォールバックによって誘発される可能性について議論します。
ほ座超新星のX線放射構造：噴出物の異方性と前駆星の恒星風の残差
| Title |
X-ray_emitting_structures_in_the_Vela_SNR:_ejecta_anisotropies_and_progenitor_stellar_wind_residuals |
| Authors |
Vincenzo_Sapienza,_Marco_Miceli,_Giovanni_Peres,_Fabrizio_Bocchino,_Salvatore_Orlando,_Emanuele_Greco,_Jorge_Ariel_Combi,_Federico_Garc\'ia_and_Manami_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09637 |
ほ座超新星残骸（SNR）は、前方衝撃波（榴散弾）を超えて突き出ているいくつかの噴出物の破片を示しています。最近の研究では、SNR中心に対して反対方向にある2つの榴散弾（AとG）に高いSiが存在することが明らかになっています。これは、Siに富むジェットカウンタージェット構造が存在する可能性を示唆しています。榴散弾Gの後ろにある明るい塊のXMM-Newton観測を分析しました。これは、AとGを結ぶ方向に沿っています。目的は、この塊の物理的および化学的特性を調べて、この推定ジェットの一部であるかどうかを確認することです。構造のように。バックグラウンド補正され、適応的に平滑化されたカウントレート画像と中央値光子エネルギーマップを作成し、空間的に分解されたスペクトル分析を実行しました。物性の異なる2つの構造物を特定しました。最初のものはAとGを結ぶ方向に沿って著しく伸びています。そのX線スペクトルは他の2つの榴散弾よりもはるかに柔らかく、Siの存在量の決定を妨げるほどですが、その物理的および化学的特性は一貫しています。榴散弾AとGのものと一緒に。南東北西方向に沿って走る2番目の構造は、より高い温度を持ち、細いフィラメントのように見えます。ROSATデータを分析することにより、このフィラメントは、シェルの西縁で特定した非常に大きくてコヒーレントな構造の一部であることがわかりました。榴散弾Gの尾の完全な説明を取得しました。さらに、コヒーレントで非常に拡張された特徴を発見しました。これは、残骸とその前駆星の恒星風との初期の相互作用の兆候として解釈されます。風の残骸で見つかった独特のNe/O比は、VelaSNRのWolf-Rayet前駆体を示唆している可能性がありますが、この点に対処するにはさらなる分析が必要です。
GRS 1915 +105の可変コロナ
| Title |
A_variable_corona_for_GRS_1915+105 |
| Authors |
Konstantinos_Karpouzas,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Liang_Zhang,_Diego_Altamirano,_Tomaso_Belloni,_Yuexin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09675 |
低質量X線連星（LMXB）の低周波準周期振動（QPO）のほとんどのモデルは、それらのQPOの動的特性を説明しています。一方、近年、街灯柱の形状を想定した残響モデルは、恒星質量ブラックホールや活動銀河核における広帯域ノイズ成分のエネルギー依存タイムラグの説明に成功しています。最近、Comptonisationが中性子星（NS）LMXBで観測されたキロヘルツ（kHz）QPOのスペクトルタイミング特性を説明できることを示しました。したがって、同じファミリのモデルが低頻度QPOの説明に成功するかどうかを調査する価値があります。この作業では、Comptonisationモデルを使用して、BHLMXBGRS1915+105のタイプCQPOの位相遅れの周波数依存性を調べます。GRS1915+105のQPOの位相遅れは、約1.8HzのQPO周波数でハードからソフトに遷移します。私たちのモデルは、高いQPO周波数では、100〜150R_gの大きなコロナが降着円盤の大部分を覆い、100\％のフィードバックが支配的になるため、ソフトラグが発生することを示しています。観測されたQPO周波数が低下すると、コロナは徐々に約3〜17R_gまで縮小し、1.8Hzではディスクへのフィードバックが非効率になり、ハードラグが発生します。降着形状の変化がタイプCQPOのタイミング特性にどのように影響するかについて説明します。
リアルタイム検定統計量（RTS $ ^ 2 $）法による超新星に関連するニュートリノバーストの識別
この論文は、超新星の後に検出されたものなど、低エネルギーニュートリノバーストを選択するための新しいアプローチを提案します。標準のクラスタリング手法では選択が難しい非常に弱い信号を識別できる「リアルタイム検定統計量」（RTS）を定義することにより、より拡散したバックグラウンドに関して予想される信号の時間的構造を活用します。与えられたバックグラウンドレートに対して、新しい方法（RTS$^2$：超新星のRTS）は、ポアソン分布のバックグラウンドに対して同じ誤警報率を維持しながら、信号効率を向上させます。RTSの定義に空間ペナルティ項を追加することにより、核破砕イベントによるものなど、空間的に相関する背景を拒否することもできます。さらに、RTSは連続するイベントに対して再帰的に計算できるため、この方法はリアルタイム監視システムに簡単に実装できます。また、プロンプトアラートを送信する可能性のあるすべてのスケールの検出器に簡単に適合させることができます。SNEWS2.0ネットワークを介して。
復活したセイファート銀河の内部降着流-1.2AGN Mrk 817
| Title |
The_Inner_Accretion_Flow_in_the_Resurgent_Seyfert-1.2_AGN_Mrk_817 |
| Authors |
J._M._Miller_(1),_Z._Zoghbi_(1),_M._T._Reynolds_(1),_J._Raymond_(2),_D._Barret_(3),_E._Behar_(4),_W._N._Brandt_(5),_L._Brenneman_(2),_P._Draghis_(1),_E._Kammoun_(1,3),_M._J._Koss_(6),_A._Lohfink_(7),_D._K._Stern_(8)_((1)_Univ._of_Michigan,_(2)_SAO,_(3)_IRAP,_Universite_de_Toulouse,_(4)_Technion,_(5)_Penn_State_Univ.,_(6)_Eureka_Scientific,_(7)_Montana_State_University,_(8)_NASA/JPL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09789 |
巨大なブラックホールの周りの降着円盤とコロナは広く研究されており、それらは結合していることが知られています。しかし、30年間にわたって、Mrk817のX線（冠状）フラックスは40倍に増加しましたが、そのUV（ディスク）フラックスは比較的安定したままでした。最近のハイケイデンスモニタリングでは、Mrk817のX線とUVの連続体も数週間と数か月の時間スケールで分離されていることがわかりました。これらの発見には、最も内側の降着流の機械的ビーム、および/またはディスクおよび/またはブロードライン領域（BLR）をX線コロナから保護する吸収体が必要になる可能性があります。ここでは、NuSTARで得られたMrk817の135ksの観測について報告します。これは、NeilGehrelsSwiftObservatoryを介した同時X線カバレッジによって補完されます。X線データは、もっともらしい代替案よりも標準的な相対論的ディスク反射モデルを強く好みます。関連するモデルとの同等の適合により、スピンが0.5<a<1の範囲に収まり、視角が10度の間に収まるように制限されます。<シータ<22度（1シグマの統計エラーとモデル間の違いに関連する小さな系統的エラーを含む）。スペクトルはまた、NGC5548およびNGC3783の不明瞭なイベントと同様ですが、極端ではない可能性が高い、適度にイオン化された吸収の強力な証拠を明らかにします。アーカイブスウィフトのデータは、吸収が変動する可能性があることを示唆しています。特に、この吸収体のカラム密度がディスクの平面に沿って高い場合、Mrk817の中央エンジン、ディスク、およびBLR間の結合を断続的にマスクまたは防止する可能性があります。
太陽系外惑星の直接イメージングは、通常、準静的スペックルによって制限されます。星の点像分布関数（PSF）のこれらの補正されていない収差は、かすかな仲間を覆い隠し、高コントラストのイメージング機器の感度を制限します。角度差分イメージング（ADI）やスペクトル差分イメージング（SDI）などの差分イメージングシーケンスを処理するための現在のアプローチのほとんどは、ノイズを最小限に抑えるために線形最小二乗ソリューションで結合される自己校正データセットを生成します。望遠鏡のPSFの時間的および色彩的進化により、最も相関の良い参照画像は通常、惑星によって最も汚染されており、自己減算を引き起こし、惑星のスループットを低下させます。この論文では、惑星の信号対雑音比（SNR）の非線形方程式を直接最適化するアルゴリズムを提示します。この新しいアルゴリズムでは、隣接する参照画像を拒否する必要がなく、ノイズリダクションと自己減算のバランスが最適に保たれています。次に、このアルゴリズムを複数の画像に同時に適用して、相関ノイズをさらに低減し、最終的な結合画像のSNRを直接最大化する方法を示します。最後に、新しいJuliaベースの信号対雑音分析パイプライン（SNAP）を使用して、HR8799の例示的なシーケンスに関する手法を示します。SNRの最適化により、星の近くとは対照的に最大5ドルの改善が得られることを示します。新しいデータとアーカイブデータの両方に適用できるこの手法により、質量が小さく、コンパニオンに近いものを検出したり、望遠鏡の時間を短縮して同じ感度を実現したりできます。
スターシェード画像での太陽系外惑星の検出
スターシェードは、望遠鏡の画像平面で星の光を1E11倍抑制します。これは、地球のような太陽系外惑星を直接画像化するために重要です。高コントラストの後処理および信号検出方法の最先端技術は、内部コロナグラフシステムで撮影された画像のために特別に開発され、準静的スペックルの除去に重点を置いています。これらの方法は、そのようなスペックルが存在しないスターシェード画像にはあまり役立ちません。この論文は、スターシェード画像で効率的に機能するように調整された信号処理方法を調査することに専念しています。スターシェードミッションの信号検出法である一般化尤度比検定（GLRT）について説明し、3つの重要な問題を調べます。第一に、スターシェードによって提供される光抑制があっても、岩の多い太陽系外惑星は、その絶対的なかすかなため、反射光で検出するのが依然として困難です。GLRTは、これらの薄暗い惑星に正常にフラグを立てることができます。さらに、GLRTは、惑星の位置と強度の推定値、および検出の理論上の誤警報率を提供します。第二に、切り詰められた花びらの先端などの小さな星形の形状エラーは、実際の惑星の信号と区別するのが難しいアーティファクトを引き起こす可能性があります。検出方法は、惑星の信号をそのようなアーティファクトから区別するのに役立ちます。3番目の直接イメージングの問題は、外生動物のほこりが検出性能を低下させることです。画像へのほこりの影響を軽減するために、反復的な一般化尤度比検定を開発します。さらに、検出を行う前に、フォトンカウンティング画像の数を選択して1つの同時追加画像に結合する方法についてのガイダンスを提供します。これにより、観察時間を効率的に活用できます。すべての方法は、現実的なシミュレーション画像で示されています。
ストークスプロファイルの反転を加速するための機械学習の初期化
| Title |
Machine_learning_initialization_to_accelerate_Stokes_profile_inversions |
| Authors |
R._Gafeira,_D._Orozco_Su\'arez,_I._Milic,_C._Quintero_Noda,_B._Ruiz_Cobo,_H._Uitenbroek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09651 |
この作業では、ストークスプロファイルの反転を有利に初期化するためのツールとして畳み込みニューラルネットワーク（CNN）のアプリケーションについて説明します。CNNの有用性を実証するために、このペーパーではLTEストークスプロファイルの反転に焦点を当てます。ひので宇宙船に搭載された分光偏光計で行われた観測をテストベンチマークとして使用します。まず、与えられた初期大気モデルを使用して、SIR反転コードでデータを注意深く分析します。このコードは、観測を再現する一連の大気モデルを提供します。これらのモデルは、CNNのトレーニングに使用されます。その後、同じデータが再びSIRで反転されますが、トレーニングされたCNNを使用して、SIRの初期推定大気モデルが提供されます。CNNを使用すると、初期推定モデルの雰囲気を計算するために使用する場合、反転サイクルの数を大幅に減らすことができ、LTE反転の計算時間を2〜4分の1に短縮できます。CNNだけでも、アシストインバージョンよりもはるかに高速ですが、アシストインバージョンの方が堅牢で正確です。スペクトル線反転の最適な初期大気モデルを推定するための機械学習手法の利点と制限について説明します。最後に、並列反転の簡単なセットアップを可能にするSIRおよびDeSIReコードのPythonラッパーについて説明します。アシスト反転は反転プロセスを高速化できますが、反転結果の効率と精度は、太陽のシーンとCNNトレーニングに使用されるデータに大きく依存します。この方法（支援された反転）は、細心の注意を払って個々のイベントを分析する必要性を取り除くことはありませんが、太陽科学者に大量の反転データをサンプリングするはるかに良い機会を提供し、間違いなく物理的な発見スペースを広げます。
畳み込みニューラルネットワークを使用したスターダスト星間集塵機からのAlフォイル上の衝突クレーターの自動検出
| Title |
Automatic_detection_of_impact_craters_on_Al_foils_from_the_Stardust_interstellar_dust_collector_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Logan_Jaeger,_Anna_L._Butterworth,_Zack_Gainsforth,_Robert_Lettieri,_Augusto_Ardizzone,_Michael_Capraro,_Mark_Burchell,_Penny_Wozniakiewicz,_Ryan_C._Ogliore,_Bradley_T._De_Gregorio,_Rhonda_M._Stroud,_Andrew_J._Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09673 |
NASAのスターダストミッションでは、エアロゲルとアルミホイルで構成されるサンプルコレクターを利用して、彗星と星間粒子を地球に戻しました。アルミホイルの分析は、彗星や星間塵の超高速衝突によって生成されたクレーターの位置を特定することから始まります。星間ダストクレーターは、通常、サイズが1マイクロメートル未満で、まばらに分布しているため、見つけるのが困難です。この論文では、スターダスト星間コレクターフォイル内の衝突クレーターの位置を特定する際に高い特異性と感度を実現するVGG16アーキテクチャに基づく畳み込みニューラルネットワークについて説明します。Stardustサンプルの現在および将来の分析に対するその影響を評価します。
SeeingGAN：銀河の形態分類を改善するためのディープラーニングによる銀河画像のぼけ除去
| Title |
SeeingGAN:_Galactic_image_deblurring_with_deep_learning_for_better_morphological_classification_of_galaxies |
| Authors |
Fang_Kai_Gan,_Kenji_Bekki_and_Hosein_Hashemizadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09711 |
銀河の形態の分類は銀河天文学の重要なタスクであり、銀河の微細構造（渦巻腕、棒、塊など）を特定することはそのような分類タスクの重要な要素です。ただし、効果を確認すると、取得した画像がぼやけて見える可能性があり、天文学者が銀河、特に遠方の銀河の物理的特性を導き出すことが困難になります。ここでは、地上のすばる望遠鏡で得られたぼやけた画像を、機械学習によって準ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像に変換する方法を紹介します。生成的敵対的ネットワーク（GAN）と呼ばれる既存の深層学習手法を使用すると、視覚効果を排除でき、HSTで撮影された画像と同様の画像を効果的に生成できます。複数のすばる望遠鏡画像とHST望遠鏡画像のペアを使用して、私たちのモデルが、より良く、より正確な銀河の分類を支援するために、ぼやけた画像に存在する微細構造を増強できることを示します。宇宙画像で初めての機械学習ベースのブレ除去技術を使用すると、スバル-HSTペアとSeeingGAN-HSTペアを比較すると、CW-SSIM（複素ウェーブレット構造類似性インデックス）スコアで最大18％の改善が得られます。このモデルを使用すると、比較的能力の低い望遠鏡からHSTのような画像を生成できるため、より広い天文学コミュニティが宇宙探査にアクセスしやすくなります。さらに、このモデルは、銀河の専門的な形態分類研究だけでなく、銀河分類のためのすべての市民科学で使用できます。
冥王星のフォローオンミッション：背景、理論的根拠、および新しいミッションの推奨事項
| Title |
Pluto_Follow_On_Missions:_Background,_Rationale,_and_New_Mission_Recommendations |
| Authors |
Stuart_J._Robbins,_S._Alan_Stern,_Richard_Binzel,_Will_Grundy,_Doug_Hamilton,_Rosaly_Lopes,_Bill_McKinnon,_Cathy_Olkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1808.07446 |
冥王星の最初の探査は、（i）この体、その大気、およびその巨大な衝撃の二重惑星形成の多くの興味深い側面によって動機付けられました。（ii）カイパーベルトで新たに発見された準惑星の集団の偵察を開始したいという科学的欲求。その探査は単一の宇宙船フライバイの形で行われ、この世界とその衛星の理解を変え、カイパーベルトの準惑星集団の刺激的な性質に目を開かせた、印象的な一連の刺激的な結果をもたらしました。。冥王星の5つのオブジェクトの衛星システムから、炭化水素のヘイズを含んだ大気、表面の揮発性物質の多様な分布、広範な氷河作用や氷の火山の疑いを含むさまざまな地質学的表現、さらに冥王星の食欲をそそる可能性までシステムは火星のようなより大きな地球の物体と同じくらい複雑であることが証明されており、将来の探査を求めています。冥王星の高い赤道傾斜角（したがって、現在の時代の南半球の極冬の暗闇）とニューホライズンズフライバイの単一の宇宙船の性質のために、冥王星とそのバイナリ衛星であるチャロンの約40％だけが高ピクセルスケールでマッピングできました（10km/pixより良い）。さらに、最も接近したニューホライズンズからの距離のため、冥王星の小さな衛星はどれもフライバイ中に高解像度で研究することができませんでした。さらに、大気、地質、および地表と大気の相互作用の時間変動の研究は、追加のフライバイによって実際に行うことはできず、地球ベースの観測から行うこともできません。これらの制限は、冥王星の多くの重要でオープンな科学的質問と組み合わされて、冥王星システムがオービターミッションをフォローすることを強く動機付けていることがわかります。
結合するブラックホール連星の形成における物質移動と共通外層の進化の役割
| Title |
The_role_of_mass_transfer_and_common_envelope_evolution_in_the_formation_of_merging_binary_black_holes |
| Authors |
Pablo_Marchant,_Kaliro\"e_M._W._Pappas,_Monica_Gallegos-Garcia,_Christopher_P._L._Berry,_Ronald_E._Taam,_Vicky_Kalogera_and_Philipp_Podsiadlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09243 |
観測されたマージバイナリブラックホール（BH）の数が増えるにつれて、複数の形成チャネルを解きほぐすために正確なモデルが必要になります。バイナリが分離されたモデルでは、物質移動（MT）と共通外層（CE）の進化の安定性に関して重要な不確実性が残っています。これらの不確実性のいくつかを研究するために、BHコンパニオンを備えた$30M_\odot$、低金属量（$Z_\odot/10$）星のMESAを使用してシミュレーションを計算しました。ラグランジュ点の外側からの流出の可能性を含むMT率を計算するための処方箋と、CE進化の場合にコアとエンベロープの境界を自己無撞着に決定する方法を開発しました。バイナリは、深い対流エンベロープの形成後に不安定なMTが発生し、エンベロープ放出の期間が狭い範囲（0.2dex）になる場合にのみ、CEを生き残ることがわかります。相互作用が放射エンベロープで開始されるすべてのケースは、大きな結合エネルギー（$\sim10^{50}$erg）を持ち、エンベロープのすべての内部エネルギーと再結合エネルギー、およびインスピレーションからのエネルギーは、排出に使用されます。これは、ドナーのコアヘリウム点火とは無関係であり、さまざまな急速集団合成計算で排出が成功すると想定される条件です。さらに、不安定性の臨界質量比は、$\sim1〜1000$日の期間で、安定したMTを介してバイナリBHのマージを形成できることを発見しました。これらのシステムの大部分は、L$_2$の等電位をオーバーフローします。この場合、安定したMTは、質量と角運動量の流出の極端な仮定の下でも、マージバイナリBHを生成します。私たちの結論は1つのドナー星の研究に限定されていますが、人口合成計算はCE進化によって生成されたバイナリBHのマージの形成率を過大評価しており、安定したMTが孤立したバイナリからの率を支配する可能性があることを示唆しています。
新しいX線反射モデルのV1223Sagittariiへの適用
中間ポーラー（IP）では、白色矮星（WD）からの固有の熱放出が通常研究されてきました。WDからのX線反射を分析した報告はほとんどありません。最近、精巧なIP反射スペクトルモデルを開発しました。ここでは、IP熱モデルを使用した反射モデルの最初の適用を、すざく衛星とNuSTAR衛星によって観測された最も明るい典型的なIPV1223Sagittariiのスペクトルに報告します。モデルは、5〜78keVの範囲内のスペクトルを合理的に再現し、WD質量を0.92$\pm$0.02$M_\odot$と推定します。提案されたモデルによって推定されたWD質量は、活動銀河核反射モデルと部分被覆吸収モデルを使用して測定されたものと一致しています。ただし、不適切なフィッティングエネルギーバンドや不適切な金属存在量などの不適切なパラメータ値を選択すると、WDに系統的なエラー（たとえば、WD質量で$<\sim$0.2$M_\odot$）が発生することがわかりました。質量測定。私たちのスピン位相分解分析は、蛍光鉄K$_{\alpha}$線の相当幅の変調、および衝撃後の降着柱と視線の間の角度（視野角）に関する発見をもたらしました。。視角はX線束とほぼ反相関し、平均値と半振幅値はそれぞれ55$^\circ$と7$^\circ$であり、線から2つのWDスピン軸角度を指します。それぞれ55$^\circ$と7$^\circ$の見通し内。両方の推定スピン軸角度は、報告されている24$^\circ$のシステム傾斜とは異なります。
| Title |
Sunspot_Catalogue_of_the_Observatory_of_the_University_of_Coimbra_(1929-1941) |
| Authors |
V.M.S._Carrasco,_J.M._Vaquero,_M.C._Gallego,_A._Louren\c{c}o,_T._Barata,_J.M._Fernandes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09275 |
黒点カタログは、コインブラ大学の地球物理学および天文台と呼ばれるコインブラ天文台（ポルトガル）によって、1929-1941年に発行されました。そのカタログに含まれるデータをデジタル化し、機械可読バージョンを提供します。このカタログによる（全および半球の）黒点数指数と黒点面積の再構成を、黒点数指数（バージョン2）および黒点面積シリーズ（Balmacedaetal。、J.Geophys。Res。114、A07104、2009）。さらに、コインブラのカタログをグリニッジ天文台で作成された記録と比較しました。この結果は、コインブラ天文台によって編集された履歴カタログに信頼できる黒点データが含まれているため、太陽活動に関する研究を検討できることを示しています。
Novaのような変数のディスクのスペクトルの改良されたモデル
新星のような変数の円盤から生じるスペクトルは、恒星の大気で見られる特徴の多くを示しています。それらは通常、適切に重み付けされた恒星大気のセットからモデル化されるか、エネルギーを伴うディスク大気がディスク平面の近くで散逸し、定常状態の降着円盤から有効な温度分布が期待されます。ただし、これらのモデルは一般に、バルマージャンプの深さと紫外線のスペクトルの傾きを過大に予測します。この問題は、恒星で観察されるよりも平坦な垂直温度プロファイルを生成する、ディスク大気でのエネルギー散逸が原因である可能性があります。ここでは、深さの関数としてのエネルギー散逸のパラメトリック処方を使用して恒星大気コードTLUSTYを使用して生成されたスペクトルの形式でこの仮説の検証を提供し、波長範囲1150-にわたる新星のようなIXVelのスペクトルと厳密に一致します。6000\AA。
アルヴェーン波が太陽風にどのようにエネルギーを与えるか：熱と仕事
| Title |
How_Alfv\'en_waves_energize_the_solar_wind:_heat_vs_work |
| Authors |
Jean_C._Perez,_Benjamin_D._G._Chandran,_Kristopher_G._Klein,_and_Mihailo_M._Martinovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09365 |
増え続ける証拠は、太陽風が大部分がAlfv\'en-wave（AW）エネルギーフラックスによって電力を供給されていることを示唆しています。AWは、暖房と仕事の2つのメカニズムを介して太陽風にエネルギーを供給します。コロナホールから発生する高速太陽風流における反射駆動AW乱流（RDAWT）の高解像度直接数値シミュレーションを使用して、両方のメカニズムを調査します。特に、コロナルベースと地動説の距離$r$の間の加熱によって太陽風粒子に伝達される、コロナルベースでのAWパワーの割合（$P_{\rmAWb}$）を計算します。これを$と表記します。\chi_{\rmH}（r）$、および作業を介して転送される分数。これを$\chi_{\rmW}（r）$と表記します。$\chi_{\rmW}（r_{\rmA}）$の範囲は0.15から0.3であることがわかります。ここで、$r_{\rmA}$はAlfv\'enの臨界点です。Alfv\'en速度$v_{\rmA}$が$r<r_{\rmA}$で流出速度$U$を超えるため、この値は1に比べて小さいため、AWはプラズマを通過します。多くの仕事をしています。$r>r_{\rmA}$（$v_{\rmA}<U$）では、AWはおおよその意味で「プラズマに付着」しており、プラズマが膨張するときに圧力をかけるのに役立ちます。ただし、AWの電力の多くはAWが$r=r_{\rmA}$に達するまでに消費されているため、AWが$r>r_{\rmA}$でプラズマに作用する合計レートは次のようになります。$P_{\rmAWb}$の適度な割合。$r<r_{\rmA}$での作業よりも加熱の方が効果的であり、$\chi_{\rmH}（r_{\rmA}）$の範囲は0.5から0.7であることがわかります。シミュレーションで$\chi_{\rmH}\geq0.5$となる理由は、ローカルAW電力のかなりの部分が、RDAWTの各Alfv\'en-speedスケールハイト内で消費され、Alfv\'がいくつかあるためです。コロナルベースと$r_{\rmA}$の間のスケールハイトを高速化します。
光学および赤外光度曲線からの銀河RRライレの金属量：I。基本モードRRライレの周期-フーリエ-金属量関係
| Title |
Metallicity_of_Galactic_RR_Lyrae_from_Optical_and_Infrared_Light_Curves:_I._Period-Fourier-Metallicity_Relations_for_Fundamental_Mode_RR_Lyrae |
| Authors |
Joseph_P._Mullen_(1),_Massimo_Marengo_(1),_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez_(2),_Jillian_R._Neeley_(3),_Giuseppe_Bono_(4_and_5),_Massimo_Dall'Ora_(6),_Brian_Chaboyer_(7),_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin_(8),_Vittorio_F._Braga_(5_and_9),_Juliana_Crestani_(4,_5,_and_10),_Michele_Fabrizio_(5_and_9),_Giuliana_Fiorentino_(5),_Christina_K._Gilligan_(7),_Matteo_Monelli_(11_and_12),_Peter_B._Stetson_(13)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(2)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(3)_Department_of_Physics,_Florida_Atlantic_University,_Boca_Raton,_FL,_USA,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(6)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_USA,_(8)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(9)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(10)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Porto_Alegre,_Brazil,_(11)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(12)_Departmento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(13)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09372 |
新たに較正された周期-$\phi_{31}$-[Fe/H]の関係を、光学および初めて中赤外線の基本モードRRLyrae星について示します。この作品のキャリブレーションデータセットは、$-3<\textrm{[Fe/H]}<0.4$の均一な金属量と、1980ASAS-SN（$V$）から導出された正確なフーリエパラメーターを備えた、これまでで最大かつ最も包括的なパラメーター空間のスパンを提供します。-バンド）および1083WISE（NEOWISE拡張、$W1$および$W2$バンド）RRLyrae星、十分にサンプリングされた光度曲線。光学周期-$\phi_{31}$-[Fe/H]を文献で入手可能なものと比較し、私たちの関係が金属量の下限と上限の系統的な傾向を最小限に抑えることを示しています。さらに、直接比較すると、私たちの光学測光金属量は、高分解能分光法と球状星団の両方からのものと一致しており、私たちの関係の良好なパフォーマンスをサポートしていることがわかります。広い金属量範囲をカバーする大規模なキャリブレーションデータセットを利用することにより、測光金属量（$V$バンドで0.41dex、赤外線で0.50dex）に固有の散乱が見つかりました。この散乱は、光学バンドと赤外線バンドを一緒に使用すると小さくなります（0.37dex）。全体として、この作業で得られた関係には、赤外線のJWSTや光学のLSSTを使用した大面積測光調査など、多くの潜在的な用途があります。
Eric Strach：40年間の詳細な総観太陽観測（1969-2008）
| Title |
Eric_Strach:_four_decades_of_detailed_synoptic_solar_observations_(1969-2008) |
| Authors |
V.M.S._Carrasco,_J.M._Vaquero,_V.M._Olmo-Mateos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09490 |
EricH.Strach（1914-2011）はプラハ大学で医学を学び、1938年に卒業しました。Strachは彼の人生の大部分を天文学に捧げ、一貫した細心の注意を払ったオブザーバーになりました。彼は1960年代にリバプール天文学協会と英国天文学協会に参加し、太陽物理学における彼の偉大な業績の証拠として2つの認識を獲得しました。1999年のBAAのマーリンメダルとギフトと10年後のウォルターグッダークルメダルとギフトです。Strachは、1950年代後半から観測を開始しましたが、40年間（1969〜2008年）の体系的な太陽記録を観測ノートに記録しました。この作業では、40年間の太陽記録を取得するためにStrachが行った貴重な努力と、宇宙天気と気候の研究におけるこの種の長い観測シリーズの重要性を文書化します。StrachのデータとStrachによって記録されたプロミネンスの長い観測シリーズに従って黒点グループ番号シリーズを提示します。
1618〜1626年のチャールズマラパートによる黒点観測：マウンダー極小期以前の太陽活動を理解するための重要なデータセット
| Title |
Sunspot_observations_by_Charles_Malapert_during_the_period_1618-1626:_a_key_dataset_to_understand_solar_activity_before_the_Maunder_minimum |
| Authors |
V.M.S._Carrasco,_M.C._Gallego,_J._Villalba_\'Alvarez,_J.M._Vaquero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09493 |
チャールズ・マラパートが1618年から1626年に行った黒点観測の改訂版が提示され、それらの観測を含むいくつかのドキュメンタリーソースが研究されています。その期間にマラパートによって記録されたグループ番号の改訂された会計は、現在の黒点グループデータベースで利用できない新しい情報を示しています。マラパートのこれらの改訂された記録から計算された平均太陽活動レベルは、現在のグループデータベースに含まれている彼の記録から計算されたものよりもほぼ3分の1大きい。太陽円盤上の記録されたグループの数と太陽黒点の位置に関して、マラパートと当時の他の天文学者によって行われた太陽黒点の観測の比較は、良い一致を示しています。マラパートは、オーストリアカ・シデラ・ヘリオサイクリア（マラパートが作成した黒点の記録のほとんどを含むドキュメンタリーソース）で提示された各黒点の図に1つの黒点グループのみを記録したと報告しましたが、いくつかのグループを観察することもありました。したがって、マラパートの太陽黒点観測に関するこの現在の研究で得られた太陽黒点数は、それらの記録に対応する太陽活動レベルの下限を表しています。
| Title |
Sunspot_characteristics_at_the_onset_of_the_Maunder_Minimum_based_on_the_observations_of_Hevelius |
| Authors |
V.M.S._Carrasco,_J.M._Vaquero,_M.C._Gallego,_A._Mu\~noz-Jaramillo,_G._de_Toma,_P._Galaviz,_R._Arlt,_V._Senthamizh_Pavai,_F._S\'anchez-Bajo,_J._Villalba_\'Alvarez,_J.M._G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09495 |
1642-1645年にヘベリウスによって行われた黒点観測の分析が提示されます。これらの記録は、マウンダー極小期の直前の唯一の体系的な黒点観測です。私たちは、元のラテン語のテキストを翻訳した後、ヘベリウスによって綿密に記録されたさまざまな現象を研究しました。この期間中のヘベリウスによる黒点グループの観測を再評価し、現在のグループデータベースで与えられた彼の観測から計算された平均値よりも7％大きい平均値を取得します。さらに、マウンダー極小期以前のヘベリウスの記録からこの研究で得られた活動日の割合の平均は、マウンダー極小期に行われたヘベリウスの黒点観測から得られた太陽活動レベルよりも大幅に大きい（70％対30％）。また、ヘベリウスが1642年から1645年に記録した黒点の位置から得られた蝶の図を示します。マウンダー極小期とは対照的に、この間隔の間に半球の非対称性が存在しないことがわかります。ヘベリウスは、1645年初頭に黒点が不足しているように見えた約3か月の期間が、差し迫ったマウンダー極小期の最初のヒントを与えたと述べました。最近の研究によると、マウンダー極小期は、アリストテレスの考えにより、当時の天文学者が観測したすべての黒点を記録しなかったため、太陽活動レベルを過小評価していると推測する壮大な最小期間ではなかったとのことです。しかし、ヘベリウスによって作成された黒点記録の質の高さは、彼の黒点の報告が観測に忠実であることを示しています。
古典的な新星爆発中のヘリウム濃縮
ノヴァの爆発は銀河の化学進化において重要な役割を果たし、特にそれらは合成$^{13}\rmC$、$^{15}\rmN$、$^{17}\rmO$の主な発生源です。そして、$^{22}\rmNa$や$^{26}\rmAl$のようないくつかの放射性同位体。新星噴出物中のHeの濃縮は、付着した物質がHeシェルと混合する可能性があることを示しています（He混合）。この作業の目的は、He混合が新星の爆発にどのように影響するかを体系的に調査することです。一連の降着WDモデルを進化させたところ、新星噴出物中のHとHeの質量分率は、さまざまなHe混合率の影響を大きく受ける可能性があることがわかりました。また、He混合フラクションとともに新星サイクル持続時間と放出質量の両方が増加することもわかりました。一方、$p$-$p$チェーンからの原子力エネルギー生産は、新星爆発中のHe混合率とともに減少しますが、CNOサイクルは増加します。現在の研究は、GQMus、ASASSN-18fv、HRDel、TAur、V443Sctなどのいくつかの新星の噴出物中の化学物質の存在量を再現することができます。これは、新星の爆発を研究するときに、He混合プロセスを無視できないことを意味します。この研究では、古典的な新星システムのHe混合率を推定するために使用できるHe混合メーター（つまり、$\rmHe/H$）も開発しています。
電子を加速するCME駆動衝撃波のセクションを明らかにするタイプII電波バーストの画像化とスペクトル観測
| Title |
Imaging_and_Spectral_Observations_of_a_Type-II_Radio_Burst_Revealing_the_Section_of_the_CME-Driven_Shock_that_Accelerates_Electrons |
| Authors |
Satabdwa_Majumdar,_Srikar_Paavan_Tadepalli,_Samriddhi_Sankar_Maity,_Ketaki_Deshpande,_Anshu_Kumari,_Ritesh_Patel_and_Nat_Gopalswamy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09536 |
コロナ質量放出（CME）とタイプII電波バーストを含む、2014年1月26日の太陽噴火の多波長分析について報告します。これは、さまざまな宇宙および地上の機器からのデータを組み合わせて実行されます。高さとともに増加するスタンドオフ距離は、強い衝撃の存在を示します。これは、デカメートル-ヘクトメートル（DH）ドメインへのメートル法のタイプIIバーストの継続にさらに現れます。速度対位置角（PA）のプロットは、さまざまな速度で移動したCMEリーディングエッジ上のさまざまなポイントを示しています。タイプIIバーストと白色光データの開始周波数から、タイプIIバーストを生成する衝撃サインはCMEの側面から来ている可能性があることがわかります。CME側面の速度を測定すると、南側の側面は北側の側面よりも高速であることがわかります。さらに、タイプIIイメージングデータからの電波等高線は、バーストソースがCMEの南側から来ていることを示しました。CMEノーズでのスタンドオフ距離から、ローカルのアルフベン速度が白色光の衝撃速度に近いため、マッハ数が小さくなっていることがわかります。また、南側の側面の近くにストリーマーが存在することで、衝撃に関連する電波放射の生成にさらに有利な条件が提供されたようです。これらの結果は、タイプIIの放出がCMEの側面から発生する可能性があるという決定的な証拠を提供します。これは、私たちの研究ではCMEの南側面からのものです。
関連するフレアを伴うシグモイド活性領域の熱力学的進化
| Title |
Thermodynamic_evolution_of_a_sigmoidal_active_region_with_associated_flares |
| Authors |
Sargam_M._Mulay,_Durgesh_Tripathi,_and_Helen_Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09561 |
活動領域は、シグモイドと呼ばれるコロナのS字型構造を示すことがよくあります。これらは、極性反転線に沿って形成された高度にせん断されたねじれたループです。それらは、CMEにとって最良の噴火前の特徴の1つであると考えられています。ここでは、2015年12月24〜28日に観測されたオンディスクシグモイドの熱力学的進化を調査します。この目的のために、大気イメージングアセンブリ（AIA）によって記録された観測に放出測定（EM）とフィルター比技術を採用しました。）Hinodeに搭載されたSolarDynamicsObservatory（SDO）およびX-rayTelescope（XRT）に搭載されています。EM分析は、シグモイドに沿ったマルチサーマルプラズマを示し、観測されたすべてのフレアに対して10〜12.5MKのピーク温度を提供しました。シグモイド構造は、AIA94および131{\AA}チャネルでそれぞれFeXVIII（93.93{\AA}）およびFeXXI128.75{\AA}）ラインからの発光を示しました。私たちの結果は、高温プラズマがしばしば非常に高温のストランドに限定されることを示しています。EM分析から得られた温度は、XRT、AIA、およびGOESフィルター比法を使用して得られた温度とよく一致していることがわかりました。これらの結果は、アクティブ領域のコアのシグモイド構造の熱力学的モデリングに重要な制約を提供します。さらに、この研究では、太陽コロナ構造の温度推定に利用できるさまざまな手法のベンチマークも行っています。
アリエルによる補助科学：若い恒星状天体観測の実現可能性と科学的可能性
| Title |
Ancillary_science_with_Ariel:_Feasibility_and_scientific_potential_of_young_stellar_object_observations |
| Authors |
Boldizs\'ar_I._Gy\H{u}r\H{u}s,_Csaba_Kiss,_Juan_Carlos_Morales,_Navid_Nakhjiri,_G\'abor_Marton,_P\'eter_\'Abrah\'am,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Attila_Mo\'or,_Gyula_M._Szab\'o,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09601 |
ESAのアリエルミッションによる補助的なターゲット観測の実現可能性を調査するために、潜在的に興味深い若い星のリストをまとめました：FUors、極端な破片ディスクを収容するシステム、および強い近/中赤外線超過を示す若い恒星状天体のより大きなサンプル。これらのオブジェクトは、スケジュールされた太陽系外惑星の通過と掩蔽観測の間の待機時間内の追加のターゲットとして観測できます。Arielのスケジュールを分析した後、各ギャップで観察される最適なターゲットを見つけるためのアルゴリズムが構築されました。選択は主に、選択したYSOを観察するために必要なスルーと安定化時間に基づいていましたが、ターゲットの科学的重要性と、ターゲットがすでに十分に測定されているかどうかも組み込まれています。シミュレーションデータの十分に大きなサンプルを取得した後、利用可能なギャップの約99.2％（少なくとも1時間の長さ）を効果的に使用できると結論付けられました。スケジュールされた太陽系外惑星の通過と補助的なターゲットの間の平均旋回および安定化時間は約16.7分であり、これは追加の$2881\pm56$時間のアクティブなデータ収集に相当します。この追加の時間を使用して、選択した200の補助ターゲットを観察すると、Arielがカバーするスペクトルウィンドウ全体に沿って、通常の信号対雑音比$\sim$10$^4$を達成できます。
NGC 6611 601：遠心磁気圏ホスト星を含むホットプレメインシーケンス分光連星
| Title |
NGC_6611_601:_A_hot_pre-main_sequence_spectroscopic_binary_containing_a_centrifugal_magnetosphere_host_star |
| Authors |
M._E._Shultz,_E._Alecian,_V._Petit,_S._Bagnulo,_T._B\"ohm,_C._P._Folsom,_G._A._Wade_and_the_MiMeS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09670 |
W601（NGC6611601）は、数少ない既知の磁気ハービッグAe/Be星の1つです。高解像度分光偏光測定の大規模なデータセットの分析を報告します。星は、これまでに報告されていない分光連星であり、質量比1.8、質量12M$_\odot$および6.2$M_\odot$の2つのB2星で構成され、偏心した110日間の軌道にあります。磁場は二次的なW601Bに属します。H$\alpha$の放出は、W601Bの遠心磁気圏の起源と一致しています。したがって、その放出が降着円盤で形成されないという意味で、この星は古典的なハービッグBe星ではありません。ただし、分光分析によって決定された$\log{g}=3.8$の低い値、および若いNGC6611クラスターの星のメンバーシップは、前主系列星にあることと最も一致しています。H$\alpha$線と縦磁場$\langleB_z\rangle$の変動から推測される自転周期は1.13dです。ストークス$V$と$\langleB_z\rangle$のモデリングは、6〜$11$kGの表面双極子磁場$B_{\rmd}$を示します。W601Bは、その強い放射、急速な回転、および強い表面磁場により、H$\alpha$-$\sigma$OriEなどの明るい磁気B型星の前兆である可能性があります。対照的に、主系列星は明らかに非磁性（$B_{\rmd}<300$G）の前主系列星の初期のB型星。磁気ブレーキからの期待に従って、非磁気一次は明らかに磁気星よりも速く回転しています。
GG Carinae：B [e]超巨星バイナリーにおける軌道位相依存の1。583日周期性の発見
| Title |
GG_Carinae:_Discovery_of_orbital_phase_dependent_1.583-day_periodicities_in_the_B[e]_supergiant_binary |
| Authors |
Augustus_Porter,_Katherine_Blundell,_Philipp_Podsiadlowski,_Steven_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09725 |
GGCarinaeは、主要コンポーネントが\sgBeであるバイナリです。TESS、ASAS、OMC、およびASAS-SNからの測光データ、およびGlobalJetWatchからの分光データを使用して、可視のHe\、I、Fe\、IIおよびSi\、II輝線を研究し、短周期変動を調査します。GGカーに展示されています。これまで無視されてきた$1.583156\pm0.0002$\の周期性が、確立された$\sim$31日の公転周期での変動とともに、測光と輝線の視線速度の両方に存在することがわかります。測光といくつかの輝線の両方の短周期変動の振幅は、バイナリがペリアストロンにあるときに短周期変動が最大の振幅を持つように、バイナリの軌道位相によって変調されることがわかります。公転周期にわたる短周期変動の位相に大きな変化はありません。1。583日の変動の潜在的な原因を調査し、観測された期間が、その質量と半径を考慮して、プライマリの$l=2$fモードの予想期間とよく一致することを発見しました。コンポーネントがバイナリの離心率（$e=0.5$）でペリアストロンに近く、プライマリがロッシュローブをほぼ満たすときに、プライマリが四重極潮汐力によって静水圧平衡から定期的に引き出されることを提案します。これにより、$l=2$fモード周波数で発振が発生し、コンポーネント間の距離が大きくなると減衰します。
太陽近傍の薄い円盤と厚い円盤の星における中性子捕獲元素の存在量
| Title |
Abundances_of_neutron-capture_elements_in_thin-_and_thick-disc_stars_in_the_solar_neighbourhood |
| Authors |
Gra\v{z}ina_Tautvai\v{s}ien\.e,_Carlos_Viscasillas_V\'azquez,_\v{S}ar\=unas_Mikolaitis,_Edita_Stonkut\.e,_Renata_Minkevi\v{c}i\=ut\.e,_Arnas_Drazdauskas,_and_Vilius_Bagdonas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09778 |
この作業の目的は、北の日食極近くのいくつかの空のフィールドで、薄い円盤と厚い円盤のF、G、およびK星の中性子捕獲元素の存在量を決定し、その結果を銀河の化学進化モデルと比較することです。恒星の年齢、平均銀河中心距離、銀河面からの最大高さに応じて元素勾配を調べます。観測データは、モレタイ天文台の1.65m望遠鏡とファイバーフィード高分解能分光器で取得されました。元素の存在量は、MARCS恒星モデルの大気を用いた微分スペクトル合成を使用して決定され、超微細構造の影響を考慮しています。424個の薄いディスクと82個の厚いディスクの星について、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Sm、およびEuの存在量を決定しました。厚い円盤の星のサンプルは、薄い円盤の星と比較して[Fe/H]の増加に伴い、[Eu/Mg]の明確な減少を示しており、これら2つの銀河成分の化学進化が異なることを示す証拠が多くなっています。調査された薄い円盤の星の年齢勾配との存在量の相関は、sプロセスが支配的な要素の大部分でわずかに負であり、rプロセスが支配的な要素は正の相関があります。0.1から9Gyrsの範囲の年齢の薄い円盤の星のサンプルは、[Y/Mg]=0.022（$\pm$0.015）-0.027（$\pm$0.003）*age[Gyr]の関係を与えます。厚い円盤の星については、他の研究からのデータも考慮に入れると、[Y/Mg]は年齢の指標として機能できないことがわかりました。薄いディスクの半径方向の[El/Fe]勾配は、sプロセスが支配的な要素では無視でき、rプロセスが支配的な要素では正になります。垂直方向の勾配は、軽いsプロセスが支配的な要素では負になり、rプロセスが支配的な要素では正になります。厚い円盤では、半径方向の[El/Fe]勾配は無視でき、垂直方向の勾配は主に負です。
局所性とユニタリー性から宇宙論的相関関係者へ
インフレ予測を導き出すための標準的なアプローチでは、与えられたモデルのルールに従って、時間内に真空状態を進化させます。観測量は相関器の将来の値のみであり、時間発展ではないため、これにより大きな縮退が発生します。膨大な数の異なるモデルが同じ分数の観測量にマッピングされます。さらに、時間変換の不変性がないため、ツリーレベルの計算でさえ、すぐに扱いにくくなるネストされた積分の数を増やす必要があります。ここでは、最終的なオブザーバブルのどれだけを、局所性、統一性、対称性から直接「ブートストラップ」できるかを尋ねます。この目的のために、宇宙論的相関器/波動関数を効率的に計算するための2つの新しいブートストラップツールを導入します。1つ目は、明らかに局所的な理論から生じる場合、質量のないスカラーまたは重力子の$n$ポイント（波動）関数が満たさなければならないマニフェストローカルテスト（MLT）です。最近提案されたブートストラップルールのサブセットと組み合わせると、これにより、単一のスカラーの導関数のすべての次数に対するすべてのバイスペクトルを明示的に計算できます。ソフト定理を呼び出さないので、これはマルチフィールドインフレにも拡張できます。2つ目は、交換相関関係子を計算できるようにする部分的なエネルギー漸化式です。部分エネルギーの特注の複雑なシフトをコーシーの積分定理および宇宙論的光学定理と組み合わせて、交換相関器を境界項まで固定します。後者は、ユニタリー性とマニフェストの局所性を使用して、接触の相互作用まで決定できます。例として、これらのツールを使用して、重力子交換とインフラトンの自己相互作用によるスカラーインフレーショントリスペクトルをブートストラップします。
ワープファクターと重力波スペクトル
コンパクトな余分な寸法の明確な特徴は、重力波のカルツァクライン塔です。この見通しに動機付けられて、歪んだトロイダル背景で対応するスペクトルを計算します。特に、ワープファクターがスペクトルに与える影響を評価します。そのために、Dブレーンとオリエンティフォルドによって生成された標準的な弦のコンパクト化の完全なワープファクターHを使用して、弦のドジッター構造に関する最近の研究に接続します。H<0であるオリエンティフォルドに近い問題のある領域は、スペクトルに非物理的なタキオンモードをもたらします。この困難を克服し、タキオンのないスペクトルにつながるツールを開発します。特に、ワープ係数が最初のカルツァクライン質量を少なくとも69％低下させる可能性があることを示します。
インフレにおける摂動論を超えて
インフレ摂動はほぼガウス分布であり、ガウス分布からの偏差は通常、インイン摂動理論を使用して計算されます。ただし、この方法は、確率分布の裾にあるありそうもないイベントでは失敗します。この体制では、非ガウス性が重要であり、摂動論は$|\zeta|で分解されます\gtrsim|f_{\rm\scriptscriptstyleNL}|^{-1}$。この論文では、この体制が半古典的扱い、$\hbar\to0$に適していることを示しています。この制限では、宇宙の波動関数は、すべてのツリーレベルのウィッテン図の再開に対応する鞍点で計算できます。サドルは、規定の境界条件を使用して、古典的な（ユークリッド）非線形運動方程式を数値的に解くことによって見つけることができます。これらのアイデアを、インフラトンの自己相互作用$\propto\lambda\dot\zeta^4$を持つモデルに適用します。数値的および分析的方法は、$\zeta$の確率分布の裾が$\exp（-\lambda^{-1/4}\zeta^{3/2}）$のようになり、明らかに非摂動的であることを示しています。カップリングへの依存。私たちの結果は、原始ブラックホールの存在量の計算に関連しています。
大規模な星とIa型超新星モデルの新しい実験的な$ ^ {23} $ Na（$ \ alpha、p $）$ ^ {26} $ Mg反応速度
| Title |
New_experimental_$^{23}$Na($\alpha,p$)$^{26}$Mg_Reaction_Rate_for_Massive_Star_and_Type-Ia_Supernova_models |
| Authors |
N._J._Hubbard,_C._Aa._Diget,_S._P._Fox,_H._O._U._Fynbo,_A._M._Howard,_O._S._Kirsebom,_A._M._Laird,_M._Munch,_A._Parikh,_M._Pignatari_and_J._R._Tomlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09315 |
$^{23}$Na（$\alpha、p$）$^{26}$Mg反応は、Ia型超新星のNeとTiの間のいくつかの核の元素合成に大きな影響を与えることが確認されています。巨大な星の$^{23}$Naと$^{26}$Al。この反応は、初期の実験データと反応速度の編集に使用された統計ハウザー-フェシュバッハモデルの高い不確実性に動機付けられて、最近新たな実験的関心にさらされています。初期の実験は、ターゲットの劣化の問題と定量化できない不確実性の影響を受けました。代わりに、3つの新しい独立した測定が、これを解決するためにインバースキネマティクスとラザフォード散乱モニタリングを利用しています。この作業では、放出された陽子の直接測定された角度分布を提示して、最近の反応速度測定で行われた仮定の不一致を排除します。これにより、断面積が3倍異なります。$^{23}$Na（$\alpha、p$）$^{26}$Mg反応、関連する温度での合計不確実性は30％。新しい$^{23}$Na（$\alpha、p$）$^{26}$Mgレートを使用すると、$^{26}$Alと$^{23}$Naの生産の不確実性が8以内に減少します。％。比較すると、レートコンパイルSTARLIBによって以前に推奨された10倍の不確実性を使用すると、$^{26}$Alと$^{23}$Naの生成は2倍以上変化していました。Ia型超新星条件では$^{23}$Naの生産への影響は15％以内に制限されています。
小さな質量比のバイナリブラックホールの進化に適応したゲージ
| Title |
Adapted_gauge_to_small_mass_ratio_binary_black_hole_evolutions |
| Authors |
Nicole_Rosato,_James_Healy,_and_Carlos_O._Lousto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09326 |
移動パンク定式化における小さな質量比のブラックホール連星の進化に対する適応ゲージの利点を探ります。経過とシフトの遅い時間の振る舞い$（\alpha_0、\beta_0）$を近似する式を見つけ、それらを進化の初期値として使用します。また、シフトの展開では、位置とブラックホールの質量に依存する減衰項$\eta[\vec{x}_1（t）、\vec{x}_2（t）、m_1、m_2]$を使用します。一定または共形因子に依存する選択。これにより、数値積分の開始時のノイズ生成が大幅に減少し、数値グリッドが両方のブラックホールの周囲で安定し、低解像度でより高い精度が得られることがわかりました。質量比が7：1のバイナリのケーススタディでこのゲージの選択を詳細にテストし、収束の調査に15：1と32：1のバイナリを使用します。最後に、新しいゲージを64：1バイナリと128：1バイナリに適用して、同等の小さな質量比レジームを十分にカバーします。
粒子群最適化と交差検定を使用したLISAデータの銀河バイナリの解決
| Title |
Resolving_Galactic_binaries_in_LISA_data_using_particle_swarm_optimization_and_cross-validation |
| Authors |
Xuehao_Zhang,_Soumya_D._Mohanty,_Xiaobo_Zou,_Yuxiao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09391 |
宇宙ベースの重力波（GW）検出器LISAは、天の川で、主に白色矮星で構成されるコンパクトオブジェクトバイナリの大集団からの信号を観測することが期待されています。自己生成された混乱ノイズに対してこの母集団からの個々のソースを解決することは、主要なデータ分析の問題を引き起こします。粒子群最適化（PSO）の使用に基づいて、この問題に対処するための反復ソース推定および減算法を提示します。PSOに加えて、このメソッドの新しい機能は、異なる信号パラメータ検索範囲を使用して同じデータから推定されたソースの相互検証です。これは、スプリアスソースによる汚染を大幅に削減することがわかっており、マルチソース解決方法への有用な追加となる可能性があります。最近の模擬データチャレンジに適用すると、このメソッドは、$[0.1,15]$mHzの信号周波数範囲にわたって$O（10^4）$銀河バイナリを見つけることができ、周波数$\gtrsim4$mHzの場合は推定信号を機器のノイズレベルまで差し引いた後の残差データを減らします。
連邦科学の果てしないフロンティアを拡大すべきか？
| Title |
Should_the_Endless_Frontier_of_Federal_Science_be_Expanded? |
| Authors |
David_Baltimore,_Robert_Conn,_William_H_Press,_Thomas_Rosenbaum,_David_N_Spergel,_Shirley_M_Tilghman,_and_Harold_Varmus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.09614 |
エンドレスフロンティア法と題された立法案が法制化されれば、米国の科学研究は連邦資金の大幅な増加（5年間で最大1,000億ドル）を受ける可能性があります。この超党派および二カメラ法案は、2020年5月にチャックシューマー上院議員（D-NY）とトッドヤング（R-IN）、下院議員のローカンナ（D-CA）とマイクギャラガー（R-WI）によって導入されました。NationalScienceFoundation（NSF）で物理科学、工学、および技術に資金を提供し、使用に触発された研究に焦点を当てた新しい技術局を設立します。NSFの現在の任務を保護するための規定に加えて、新たに割り当てられた資金の最低15\％が、NSFの基礎科学ポートフォリオを強化するために使用されます。エンドレスフロンティア法は、アメリカの研究企業の幅と財政的支援を強化するためのまれな機会を提供します。このエッセイでは、提案された法案のメリットとデメリットを検討し、法案をさらに強化する変更を推奨します。
