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Wed 17 Mar 21 18:00:00 GMT -- Thu 18 Mar 21 18:00:00 GMT

銀河バイアスへのハイブリッド有効場の理論アプローチを使用したDESY1データからの宇宙論的制約の大幅な強化

Title Hefty_enhancement_of_cosmological_constraints_from_the_DES_Y1_data_using_a_Hybrid_Effective_Field_Theory_approach_to_galaxy_bias
Authors Boryana_Hadzhiyska,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_David_Alonso,_Andrina_Nicola,_An\v{z}e_Slosar
URL https://arxiv.org/abs/2103.09820
弱非線形の銀河と物質の関係をモデル化するためにハイブリッド有効場の理論(HEFT)アプローチを利用して、1年目のダークエネルギーサーベイデータ(DESY1)からのせん断と銀河団のデータの再分析を提示します。スケール、最初はモディらで提案されました。(2020)。これにより、投影された大規模構造解析で通常使用される銀河団のスケール範囲を拡張することによって可能になる宇宙論的制約の強化を探ることができます。私たちの分析は、再計算された調和空間データベクトルと共分散行列に基づいており、モード結合、非ガウス性、ショットノイズのすべての原因を注意深く考慮しているため、堅牢な適合度を提供できます。AbacusSummitシミュレーションスイートを使用して、HEFTモデル予測用のエミュレーターを構築します。このモデルは、波数$k_{\rmmax}\sim0.6\、{\rmMpc}^{-1}$までの銀河団とせん断データを説明できることがわかります。$(S_8、\Omega_m)=(0.782\pm0.018,0.279^{+0.023}_{-0.033})$を基準$k_{\rmmax}\sim0.3\、{\rmMpc}^に制約します。{-1}$、$k_{\rmmax}\sim0.5\、{\で$(S_8、\Omega_m)=(0.784\pm0.016,0.270^{+0.019}_{-0.029})$に改善rmMpc}^{-1}$。これは、縮小されたスケール範囲($k_{\rmmax}\lesssim0.15\、{)で線形バイアス関係を使用して、両方のパラメーターでそれぞれ導出された制約の$\sim10\%$および$\sim30\%$の改善を表します。\rmMpc}^{-1}$)、HEFTモデルに含まれる15の追加パラメーターにもかかわらず。私たちの制約は調査であり、本文で説明されている特定の警告の対象となります。

電離光子の処理の改善は、再電離の半数値シミュレーションにおける自由行程を意味します

Title Improved_treatments_of_the_ionizing_photon_mean_free_path_in_semi-numerical_simulations_of_reionization
Authors Frederick_B._Davies,_Steven_R._Furlanetto
URL https://arxiv.org/abs/2103.09821
宇宙の再電離エポックの効率的で正確なシミュレーションは、21cmのパワースペクトルの測定によって間もなく制約される広大な未知のパラメータ空間を探索するために重要です。これらのパラメータの1つである$R_{\rmmax}$は、イオン化領域内の残留中性ガスによる光子の吸収を特徴づけることを目的としていますが、歴史的には、最大フィルタリングスケールとしてのみ機能する非常に単純な方法で実装されてきました。エクスカーションセット法と電離源からの統合フラックスとの対応を利用して、遠方の源からの寄与をスムーズに減衰させる電離光子の平均自由行程の2つの物理的に動機付けられた処方を定義します。半数値の再イオン化コードでこれらの方法を実装するには、空間フィルタリングが特徴的な吸収距離よりも大きいスケールで実行されるため、わずかな追加の計算作業のみが必要です。スムーズに定義された平均自由行程の規定は、標準の$R_{\rmmax}$アプローチと比較して、半数値の再電離シミュレーションでイオン化フィールドの大規模構造をより効果的に抑制し、平均自由行程の大きさを抑制します。はるかにスムーズな方法でパワースペクトルを変調します。この大規模なパワーの抑制は、今後の21cmのパワースペクトル観測に関連するのに十分重要であることを示します。最後に、私たちのモデルでは、平均自由行程が$R_{\rmmax}$を使用するモデルよりも再電離履歴の調整に大きな役割を果たしていることを示しています。

MACS J1149.5 +2223の遠方の急峻なスペクトルの無線ハローのLOFARおよびJVLAビュー

Title The_LOFAR_and_JVLA_view_of_the_distant_steep_spectrum_radio_halo_in_MACS_J1149.5+2223
Authors L._Bruno,_K._Rajpurohit,_G._Brunetti,_F._Gastaldello,_A._Botteon,_A._Ignesti,_A._Bonafede,_D._Dallacasa,_R._Cassano,_R._J._van_Weeren,_V._Cuciti,_G._Di_Gennaro,_T._Shimwell,_M._Br\"uggen
URL https://arxiv.org/abs/2103.10110
電波ハローと遺物は、銀河団内のMpcスケールの拡散電波源であり、スペクトルインデックスは急勾配$\alpha>1$($S\propto\nu^{-\alpha}$)です。それらは、合併中に銀河団ガス(ICM)に注入された、乱流と弱い衝撃によって引き起こされた粒子加速から生じることが提案されています。MACSJ1149.5+2223(MACSJ1149)は、高赤方偏移($z=0.544$)の銀河団であり、無線ハローと遺物をホストしている可能性があります。クラスターの熱的および非熱的特性を特徴づけるために、144、323、1500MHzでのLOFAR、GMRT、およびJVLA無線データとチャンドラX線データを分析しました。電波ハローのスペクトル特性を調べるために、さまざまな周波数の電波画像を取得しました。チャンドラX線画像を使用して、クラスターの熱特性を制限しました。ハローの急峻なスペクトルを測定しました。144〜1500MHzの間で$\alpha=1.49\pm0.12$です。ハロー全体の電波表面輝度分布は、ICMのX線輝度と相関しており、0.4から0.6の範囲のサブリニアスロープがあります。また、北東と北西の2つの寒冷前線の可能性を報告しますが、上流の放射の特性をしっかりと制限するには、より深いX線観測が必要です。高赤方偏移、急峻な電波スペクトル、およびハローの劣線形電波Xスケーリングの組み合わせにより、ハドロンモデルが除外されることを示します。古い($\sim1$Gyr前)大規模な合併は、相対論的電子の確率的再加速を通じてハローの形成を引き起こした可能性があります。2つの考えられるX線の不連続性は、実際には同じ寒冷前線の一部である可能性があることをお勧めします。この場合、北西に向かって押し出された最も冷たいガスは、大規模な合併に関与するサブクラスターの冷たいコアに関連している可能性があります。南東の遺物の独特の向きは、この情報源の異なる性質を示している可能性があり、さらなる調査が必要です。

基本的な物理学の銀河テストにおける銀河形成効果の較正

Title Calibrating_galaxy_formation_effects_in_galactic_tests_of_fundamental_physics
Authors Deaglan_J._Bartlett,_Harry_Desmond,_Pedro_G._Ferreira
URL https://arxiv.org/abs/2103.10356
銀河スケールテストは、パラメータ空間の以前に十分に調査されていない領域で基本的な物理学を制約する強力なツールであることが証明されています。彼らが調査する天体物理学体制は本質的に複雑であり、これらの制約を作成するために使用される推論方法は、バリオン効果に対してロバストである必要があります。以前の分析では、詳細なキャリブレーションや正当化なしに、天体物理学的ノイズの単純な経験的モデルを想定していました。宇宙論的流体力学的シミュレーションを使用してより高度なバリオンモデルを構築およびテストすることにより、そのような方法の信頼性を評価するためのフレームワークの概要を説明します。ケーススタディとして、Horizo​​n-AGNシミュレーションを使用して、星の円盤のゆがみと、銀河内のガスと星の間のオフセットを調査します。これは、スクリーニングされた第5の力の強力なプローブです。銀河の「U」字型のゆがみの程度はガウスランダムノイズによってうまくモデル化されているが、ガス星オフセットの大きさはホストハローのビリアル半径と相関していることを示します。この相関関係を組み込むことにより、天体物理学的に関連するHu-Sawicki$f(R)$重力を除外する最近の結果を確認し、バリオン物理学による$\sim30\%$の系統的不確実性を特定します。このような分析は、基本的な物理学の将来の銀河系テストのためにケースバイケースで実行する必要があります。

超固体インフレーションにおける原始的な非ガウス

Title Primordial_Non-Gaussianity_in_Supersolid_Inflation
Authors Marco_Celoria,_Denis_Comelli,_Luigi_Pilo,_Rocco_Rollo
URL https://arxiv.org/abs/2103.10402
超固体インフレにおける原始的な非ガウス性を研究します。超固体のダイナミクスは、重力と最小限に結合されたシフト対称作用を持つ4つのスカラー場に基づく有効場の理論の観点から定式化されています。スカラーセクターでは、微分同相写像の完全に自発的な破れから生じる動的混合を伴う2つのフォノンのような励起があります。スクイーズされた構成では、スカラー摂動の$f_{\text{NL}}$は角度に依存し、マルダセナの一貫性関係の鈍い違反を示すスローロールパラメーターに比例しません。堅実なインフレとは対照的に、違反は角度平均の後でも持続し、一般的に非ガウス性の量は重要です。インフレーション中、TSSおよびTTSセクターの非ガウス性は、重力波の二次生成がLISAの感度領域に入るのに十分な大きさであるパラメーター空間の同じ領域で強化され、スカラー$f_{\text{NL}}$はまだ現在の実験限界内にあります。

ハッブルPanCETプログラム:M矮星ホストGJ3470の長期彩層進化とフレア活動

Title The_Hubble_PanCET_program:_Long-term_chromospheric_evolution_and_flaring_activity_of_the_M_dwarf_host_GJ_3470
Authors V._Bourrier,_L._A._dos_Santos,_J._Sanz-Forcada,_A._Garcia_Munoz,_G._W._Henry,_P._Lavvas,_A._Lecavelier,_M._Lopez-Morales,_T._Mikal-Evans,_D._K._Sing,_H._R._Wakeford,_and_D._Ehrenreich
URL https://arxiv.org/abs/2103.09864
海王星サイズの太陽系外惑星は、大気の蒸発に特に敏感であるように思われるため、このメカニズムを駆動する恒星の高エネルギー放射を特徴づけることが不可欠です。これは、UVで光度の大きく変動する部分を放出し、強いフレア挙動を示す可能性があるM矮星では特に重要です。M2ドワーフによってホストされている暖かいネプチューンGJ3470bは、HST/STISで観測された3回の通過のおかげで、巨大な水素外気圏を抱えていることがわかりました。ここでは、HST/COSで取得されたPanCETプログラムからの3つの追加の通過観測について報告します。これらのデータは、恒星のLy-alphaラインにおけるGJ3470bの外気圏からの吸収サインを確認し、経時的な安定性を示しています。他のラインでは惑星の特徴は検出されず、GJ3470bのFUV半径の3シグマ制限がロッシュローブ半径の1.3倍に設定されています。GJ3470から3つのフレアを検出します。それらは異なるスペクトルエネルギー分布を示しますが、遷移領域の中間温度層をトレースするSiIIIラインで一貫してピークに達します。これらの層は、SiIIIよりも低い温度または高い温度で形成される輝線が長期にわたって異なって進化したため、GJ3470の活動において特定の役割を果たしているように見えます。測定された輝線に基づいて、1年間をカバーする6つの観測された静止期と3つのフレアエピソードの合成XUVスペクトルを導き出します。私たちの結果は、GJ3470の静止高エネルギー放射のほとんどがEUVドメインからのものであり、フレアがFUV放射をより強く増幅することを示唆しています。GJ3470bで得られた水素光イオン化の寿命と質量損失は、外気圏の安定性と一致して、エポック全体でほとんど変化を示していません。GJ3470bの大気構造と進化、およびホットネプチューン砂漠の形成における蒸発が果たす役割を理解するには、XUVスペクトルに基づいたシミュレーションが必要です。

太陽系外惑星褐色矮星の地上雷パラメータ化の調査

Title Exploring_terrestrial_lightning_parameterisations_for_exoplanets_and_brown_dwarfs
Authors G._Hodos\'an,_Ch._Helling,_I._Vorgul
URL https://arxiv.org/abs/2103.10155
観測とモデルは、雷を発生させる条件が、雲を形成する太陽系外惑星と褐色矮星の大気に存在する可能性があることを示唆しています。これらの物体の雷が太陽系から知られているものと類似しているか、または非常に異なっているかどうかは、太陽外の物体からの雷がまだ検出されていないため、答えを待っています。地球、木星、土星、太陽系外惑星、褐色矮星の雷放電から放射されるエネルギーと総電波電力を比較するために、地上の雷のパラメータ化を調査します。高温の巨大なガス惑星と褐色矮星の雷は、地球の平均総エネルギーより2〜8桁大きい$10^{11}-10^{17}$Jのオーダーのエネルギーを持っている可能性があることがわかります。稲妻($10^9$J)、これらの大気の間の著しい違いを確認します。太陽系外惑星や褐色矮星の雷は、太陽系で観測されたものよりもエネルギーが高く、より多くの電波電力を放出する可能性があります。このようなエネルギーは、太陽系外惑星からの雷関連の電波放射を検出する可能性を高めます。

惑星が埋め込まれた星周円盤の最初の3Dグリッドベースのガスダストシミュレーション

Title First_3-D_grid-based_gas-dust_simulations_of_circumstellar_disks_with_an_embedded_planet
Authors Fabian_Binkert,_Judit_Szul\'agyi_and_Til_Birnstiel
URL https://arxiv.org/abs/2103.10177
下部構造は、星周円盤の高解像度(サブ)ミリメートルの連続体観測に遍在しています。それらはおそらくディスクに埋め込まれた惑星を形成することによって引き起こされます。観測された下部構造と若い惑星との関係を調査するために、惑星が埋め込まれた星周円盤(海王星、土星、木星、5木星)の新しい3次元2流体(ガス+1mmダスト)流体力学シミュレーションを実行します。質量)星からの異なる軌道距離(5.2AU、30AU、50AU)で。これらのシミュレーションを合成(サブ)ミリメートルのALMA画像に変換します。海王星の質量惑星を除くすべての惑星が、ディスクのガス成分とダスト成分の両方に環状のギャップを開いていることがわかります。ダスト密度分布の時間的変化は、ガスとは明らかに異なることがわかります。たとえば、惑星は、垂直方向の沈降に対抗する星周円盤内の塵のかなりの垂直方向の攪拌を引き起こします。これにより、惑星のないディスクよりも厚いダストディスクが作成されます。この効果は、合成ALMA画像から得られたダストの質量に大きく影響することがわかります。3Dシミュレーションのダストディスクの質量と2DALMA合成画像から得られたものを比較すると、前者は数倍(最大10)大きいことがわかり、実際のディスクは以前よりも大幅に大きくなる可能性があることを示しています。光学的に薄い仮定と方程式を使用したALMA連続画像に基づいて考えました。最後に、合成ALMA画像を分析し、惑星の質量とビームサイズの影響を含むALMA画像のギャップの幅との間の経験的関係を提供します。

CARMENESはM矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。GJ1151の周りの2日間の軌道にあるスーパーアースの証拠はありません。

Title The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs,_No_evidence_for_a_super-Earth_in_a_2-day_orbit_around_GJ_1151
Authors M._Perger,_I._Ribas,_G._Anglada-Escud\'e,_J._C._Morales,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_V._J._S._B\'ejar,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_D._Montes,_E._Pal\'e,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_A._Schweitzer,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister
URL https://arxiv.org/abs/2103.10216
地球のような太陽系外惑星と低質量のホスト星の磁場との間の相互作用は、無線周波数で弱い放射信号を生成すると考えられています。LOFARデータを使用した研究では、地球型惑星の近くから発生する可能性のある中型M型矮星GJ1151からの電波放射の検出が発表されました。最近、HARPS-NおよびHPF機器からの69の視線速度(RV)を使用して、2日間の周期でGJ1151を周回する2.5Meの惑星の存在が主張されました。CARMENESM-矮星調査の枠組みで70の新しい高精度RV測定値を取得し、これらのデータを使用して、主張されている惑星の存在を確認し、GJ1151システムで可能な惑星の仲間に制限を設けています。3つの機器すべてからの結合されたRVデータセットに存在する周期性を分析し、短周期軌道の潜在的な惑星の検出限界を計算します。最近発表された候補惑星を確認することはできず、HARPS-NおよびHPFデータセットの2日間の信号は、おそらく時間サンプリングと長期RV変動の組み合わせによって生成され、後者はおそらく外側の惑星の仲間はまだ制約されていません。RV半振幅で1.50ms-1の99.9%の有意性検出限界を計算します。これにより、公転周期が1日と5日の潜在的な太陽系外惑星の最小質量にそれぞれ0.7Meと1.2Meの上限が設定されます。

高密度のCO2 + H2大気下で、広範囲の地表水インベントリーに対する火星の初期気候の3Dグローバルモデリング

Title 3-D_Global_modelling_of_the_early_martian_climate_under_a_dense_CO2+H2_atmosphere_and_for_a_wide_range_of_surface_water_inventories
Authors Martin_Turbet_and_Fran\c{c}ois_Forget
URL https://arxiv.org/abs/2103.10301
CO2+H2温室効果ガスの温暖化は、谷のネットワークと湖の形成を可能にするために火星の初期の表面を十分に暖めるための有望なシナリオとして最近浮上しました。ここでは、高密度のCO2+H2大気を想定して実行した初期火星気候の数値3Dグローバル気候シミュレーションを示します。Forgetらによる以前の研究から導き出された私たちの気候モデル。(2013)およびワーズワースら。(2013)は、火星の氷河と湖の長期的な進化の非同期モデルに結合されています。シミュレーションは、(i)含水量と(ii)H2含有量(1または2バールのCO2に追加)が火星初期の気候と水循環をどのように形成できるかを調査するために、40{\deg}傾斜角で実行されました。寒冷気候(いわゆる「氷高地シナリオ」)で南部高地に氷堆積物の蓄積をもたらす断熱冷却メカニズム(Wordsworthetal。2013)は、温暖気候でも機能し、衝突クレーター湖が作用することを示します。主な貯水池として。これにより、主に火星南部の高地に限局した降雨が発生します。(i)CO2とH2の量、(ii)貯水池のサイズと場所、および(iii)古代の地形(つまり、タルシスを除去することによる)、表面流出の空間パターン(降雨または融雪による)を調整すると、)シミュレーションでは、いくつかの例外を除いて、谷のネットワークと衝突クレーター湖の観測された分布を一致させることができます。私たちの結果は、H2が豊富なCO2が優勢な大気で得られたものですが、火星初期の強力な長寿命温室効果ガスの組み合わせの影響を評価するためにも適用する必要があります。

NGTS 15b、16b、17b、および18b:次世代トランジットサーベイからの4つのホットジュピター

Title NGTS_15b,_16b,_17b_and_18b:_four_hot_Jupiters_from_the_Next_Generation_Transit_Survey
Authors Rosanna_H._Tilbrook,_Matthew_R._Burleigh,_Jean_C._Costes,_Samuel_Gill,_Louise_D._Nielsen,_Jos\'e_I._Vines,_Didier_Queloz,_Simon_T._Hodgkin,_Hannah_L._Worters,_Michael_R._Goad,_Jack_S._Acton,_Beth_A._Henderson,_David_J._Armstrong,_David_R._Anderson,_Daniel_Bayliss,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Joshua_T._Briegal,_Edward_M._Bryant,_Sarah_L._Casewell,_Alexander_Chaushev,_Benjamin_F._Cooke,_Philipp_Eigm\"uller,_Edward_Gillen,_Maximilian_N._G\"unther,_Aleisha_Hogan,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Liam_Raynard,_Alexis_M._S._Smith,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley,_Hannes_Breytenbach,_Ramotholo_R._Sefako,_Jessymol_K._Thomas,_Douglas_R._Alves
URL https://arxiv.org/abs/2103.10302
次世代トランジットサーベイ(NGTS)で、4つの新しいホットジュピターの発見を報告します。NGTS-15b、NGTS-16b、NGTS-17b、およびNGTS-18bは、G型主系列星を周回する短周期($P<5$d)惑星であり、半径と質量は$1.10-1.30$$R_J$と$0.41-0.76$$M_J$。ホスト星の光度と惑星の小さな軌道分離($0.039-0.052$AU)を考慮することにより、4つのホットジュピターすべてが高度に照射され、したがって惑星の膨張メカニズムが有効になるパラメーター空間の領域を占めることがわかります。統計的研究との比較および惑星の高い入射フラックスの考察は、NGTS-16b、NGTS-17b、およびNGTS-18bが実際に膨張している可能性が高いことを明らかにしていますが、現在のベイズインフレーションモデルでの分析でいくつかの格差が生じます。ただし、半径のインフレを支配する根本的な関係はよくわかっていないままです。重い元素の割合などの潜在的要因を説明するための追加のハイパーパラメータの追加、およびホットジュピターの更新されたカタログの追加は、インフレーションモデルを洗練し、したがって、膨張した惑星を引き起こす物理的プロセスの理解を深めると仮定します。。

火星磁気圏の熱電子の分布に及ぼす磁場トポロジーと配向の影響

Title The_Influence_of_Magnetic_Field_Topology_and_Orientation_on_the_Distribution_of_Thermal_Electrons_in_the_Martian_Magnetotail
Authors Murti_Nauth,_Christopher_M._Fowler,_Laila_Andersson,_Gina_A._DiBraccio,_Shaosui_Xu,_Tristan_Weber,_and_David_Mitchell
URL https://arxiv.org/abs/2103.10384
火星大気および揮発性進化(MAVEN)ラングミュアプローブアンドウェーブ(LPW)機器から得られた熱(<1eV)電子密度測定は、火星磁気圏の熱電子集団の最初の統計的研究を作成するために分析されます。局所磁場の同時測定は、火星の近くで、磁場がフレアするときに中央尾部領域から約1.1火星半径(RM)の円筒距離で熱電子集団が観測される可能性が最も高いことを示すために使用されます磁場が中央尾部から外側に向かってフレアするときの約1.3RMと比較して、中央尾部に向かって内側に向かっています。同様のパターンが磁気圏のさらに下で観察され、変動が大きくなっています。熱電子密度は磁気圏全体で大きく変動します。平均密度は通常、火星の光学シャドウ内で約20〜50/ccであり、光学シャドウのすぐ外側で約100/ccでピークに達する可能性があります。テール全体で測定された平均密度では、100%の標準偏差が観察されます。局所磁場トポロジーの分析は、火星の光学的影の中で観測された熱電子が夜側の電離層から供給されている可能性が高いのに対し、光学的影のすぐ外側で観測された電子は昼側の電離層から供給されている可能性が高いことを示唆しています。最後に、火星の光学的影の中の熱電子は、最も強い地殻磁場が太陽に向かっているときよりも太陽に向かっているときに観測される可能性が最大20%高くなります。

TNGXXXでのGAPSプログラム。 KELT-20bの大気ロシター-マクラフリン効果と大気ダイナミクス

Title The_GAPS_programme_at_TNG_XXX._Atmospheric_Rossiter-McLaughlin_effect_and_atmospheric_dynamics_of_KELT-20b
Authors M._Rainer,_F._Borsa,_L._Pino,_G._Frustagli,_M._Brogi,_K._Biazzo,_A.S._Bonomo,_I._Carleo,_R._Claudi,_R._Gratton,_A.F._Lanza,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_N._Buchschacher,_R._Cosentino,_E._Covino,_A._Ghedina,_M._Gonzalez,_G._Leto,_M._Lodi,_A.F._Martinez_Fiorenzano,_E._Molinari,_M._Molinaro,_D._Nardiello,_E._Oliva,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti
URL https://arxiv.org/abs/2103.10395
トランジット超高温木星は、特に高解像度、高信号対雑音比スペクトルによって、太陽系外惑星の大気とそのダイナミクスを研究するための理想的な候補です。そのような天体の1つがKELT-20bで、高速回転するA2型星KELT-20を周回しています。多くの原子種がすでにその大気中に発見されており、昼から夜の横風の存在を示唆する青方偏移した信号があります。超高温の木星KELT-20bでの大気ロシター・マクラフリン効果を観測し、通過中の大気信号の変動を研究することを目的としました。この目的のために、KELT-20bの5つのトランジットをカバーするHARPS-Nスペクトルの5夜を分析しました。最小二乗デコンボリューションを使用してスペクトルの平均線プロファイルを計算し、視線速度の時系列を取得するために、それらを回転広がりプロファイルにフィッティングすることによって星の視線速度を抽出しました。惑星の大気信号とその変動を分析するために、平均ラインプロファイル残差トモグラフィーを使用しました。また、相互相関法を使用して、FeI惑星信号の既知のダブルピーク機能を研究しました。視線速度の時系列で、古典的効果と大気ロシター・マクラフリン効果の両方を観測しました。後者は、私たちの研究で使用された恒星マスクと相関する惑星大気の半径の推定値を与えました:R(p+atmo)/Rp=1.13+/-0.02)。トモグラフィーで惑星大気トレースを分離したところ、通過中の惑星大気信号の視線速度の変動が約10km/sであり、信号の深さのわずかな変動があり、全体としてはそれほど重要ではありませんでした。最大値の半分の幅(FWHM)。また、さまざまなトランジットでFeI信号の構造と位置に変化が生じる可能性があることもわかりました。

太陽系外惑星褐色矮星の雷:電磁スペクトル全体の雷サインのモデリングと検出

Title Lightning_on_exoplanets_and_brown_dwarfs:_Modelling_and_detection_of_lightning_signatures_throughout_the_electromagnetic_spectrum
Authors Gabriella_Hodos\'an
URL https://arxiv.org/abs/2103.10398
雷は重要な電気現象であり、いくつかの太陽系の惑星に存在することが知られています。それは対流と雲の形成に関する情報を運び、プレバイオティクス化学にとって重要かもしれません。太陽系外惑星と褐色矮星は、雷放電の開始に適した環境をホストすることが示されています。このPhDプロジェクトでは、太陽系外惑星や褐色矮星の雷が太陽系の惑星から知られているよりもエネルギッシュであるかどうか、探すべき最も有望な兆候は何か、そしてこれらの「太陽系外惑星」の兆候が可能かどうかを判断することを目指しています。地球から検出されました。この論文は、3つの主要なトピックに焦点を当てています。最初に、地球、木星、土星、金星の雷気候学の研究について説明します。太陽系外惑星と褐色矮星での雷の発生に関する最初の推定値を与えるために、得られた雷統計を太陽系外惑星に適用します。次に、以前の電波観測に基づいて、太陽系外惑星HAT-P-11bの潜在的な雷活動の簡単な研究を紹介します。これに関連して、私は光学デンマーク望遠鏡を使って、褐色矮星からの雷の可観測性の最初の推定について議論します。私のプロジェクトの最後の部分は、雷の無線モデルに焦点を当てています。これは、高温の巨大ガス惑星および褐色矮星の大気中の雷放電から放出されるエネルギーと無線電力を研究するために適用されます。放出されたエネルギーは、署名の可観測性を決定し、雷がオブジェクトの局所的な雰囲気に与える影響を決定します。この作品は、惑星科学と地球科学から得られた知識を組み合わせ、それを使用して太陽系外惑星についてさらに学びます。私の主な結果は、太陽系外惑星での雷が太陽系よりもエネルギーが高い可能性があることを示しており、太陽系外惑星での雷活動の将来の観測と検出の可能性を裏付けています。私の仕事は、「エキソライトニング」の将来の無線、光学、および赤外線検索の基盤を提供します。

郊外の行方不明の問題はありますか?超新星フィードバックの高感度プローブとしてのStellarHaloes

Title Is_There_a_Missing_Outskirts_Problem?_Stellar_Haloes_as_a_Sensitive_Probe_of_Supernova_Feedback
Authors B.W._Keller
URL https://arxiv.org/abs/2103.09833
シミュレートされた天の川銀河の恒星ハローと同様の天体の観測との間の最近の比較により、シミュレートされた恒星ハローと観測された恒星ハローの質量の間に有意な緊張が確認されました。シミュレートされた恒星のハローは、観測された銀河よりも1〜2デックス高い総質量と表面密度プロファイルの両方を持っているように見えます。この論文では、それぞれが同じ初期条件から引き出され、同じ流体力学的コードでシミュレートされた、15個のシミュレートされた天の川のような銀河の2つのスイートを比較しますが、超新星からのフィードバックのための2つの異なるモデルを使用します。フィードバックに古い「遅延冷却」モデルを使用するMUGSシミュレーションは、文献で調べた他のシミュレーションと同じ問題に悩まされており、表面密度の中央値は観測上の制約をはるかに上回っています。代わりに、恒星のフィードバックに新しい物理的に動機付けられたスーパーバブルモデルを使用するMUGS2シミュレーションは、恒星のハローの質量と表面密度を大幅に削減し(MUGSの恒星のハローと比較して平均で約25分の1)、一般に表面密度の中央値の両方に一致します観測された恒星のハローに見られる構造の多様性と同様に。高赤方偏移の合併によってディスクから散乱したin-situ星と、付着したハローから剥ぎ取られたex-situ星の両方を通じて、フィードバックが恒星ハローの集合にどのように違いをもたらすかを調べます。超新星フィードバックが恒星ハローの前駆環境での星形成を効率的に制御できるようにモデル化されている限り、宇宙論的シミュレーションには「周辺の欠落」の問題はないと結論付けます。

超微弱な矮小銀河:最初の星の最小質量を明らかにする

Title Ultra-faint_dwarf_galaxies:_unveiling_the_minimum_mass_of_the_first_stars
Authors Martina_Rossi,_Stefania_Salvadori,_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir
URL https://arxiv.org/abs/2103.09834
超微弱矮小銀河(UFD)でのゼロ金属量星の非検出は、利用可能なデータと化学物質からの予測との統計的比較によって、最初の(PopIII)星の初期質量関数(IMF)を制約するために使用できます。進化モデル。この目的のために、分離されたUFDの形成に続くモデルを開発し、最もよく研​​究されたシステムで利用可能なデータを最もよく再現するように調整します。Bo\"otesI.統計的アプローチは、UFDがPopIIIIMFでのゼロ金属量星の持続的な非検出、つまりその形状、最小質量($m_{min}$)、および特徴的な質量($m_{ch}$)。IMFの不完全なサンプリングは、非効率的な星形成UFDで長寿命のPopIII星の予想数を計算するために不可欠です。Bo\"otesIの色の大きさの図をシミュレートすることにより、観測された質量範囲を考慮に入れます。星の場合、$m_{min}$に対してさらに厳しい制約を得ることができます。モデルで表されるUFDで測定された金属量($\rmi<19$)を持つ96個の星を利用することにより、次のことを示します。$m_{ch}>1\rmM_{\odot}$または$m_{min}>0.8\rmM_{\odot}$、$99\%$信頼水準。これは、現在のPopIII星のIMFがモデルから除外されており、トップヘビーなPopIIIIMFが強く支持されていることを意味します。4つのUFDBo\"otesI、Hercules、LeoIV、EridanusIIをELTなどの次世代機器でターゲットにすることにより、PopIIIIMFの形状に関係なく$m_{min}>0.8\rmM_{\odot}$を制限できます。/MOSAIC($\rmi<25$)、>10\、000個の星のサンプルを提供できます。

共同調査処理I:COSMOSフィールドのコンパクトオッドボール-z> 6の低光度クエーサー

Title Joint_Survey_Processing_I:_Compact_oddballs_in_the_COSMOS_field_--_low-luminosity_Quasars_at_z_>_6?
Authors Andreas_L._Faisst,_Ranga_Ram_Chary,_Sergio_Fajardo-Acosta,_Roberta_Paladini,_Benjamin_Rusholme,_Nathaniel_Stickley,_George_Helou,_John_R._Weaver,_Anton_M._Koekemoer,_Hironao_Miyatake
URL https://arxiv.org/abs/2103.09836
z〜6でのクエーサー光度関数のかすかな端の傾きと、初期の銀河間媒体の再イオン化におけるクエーサーの役割へのその影響は、しばらくの間、顕著な問題でした。光度が1e44.5erg/s未満のかすかな高赤方偏移クエーサーの特定は困難です。それらはまれであり(1平方度あたり数個)、これらの未解決のクエーサーを後期型の星やコンパクト星形成銀河から分離することは、地上での観測だけでは困難です。さらに、ソースの混乱は25等を超えると顕著になり、シーイング解像度が約0.7インチの場合、ソースの約30%が前景オブジェクトによって汚染されます。これらの問題は、地上と宇宙のピクセルレベルの共同処理を実行することで軽減されます。スバル/HSCおよびHST/ACSからのデータに基づいています。2つのデータセット間の空間的に変化するPSFと天体測定の違いを考慮した後、COSMOSフィールドの1.64平方度にわたって混乱のないカタログを作成します。12の低輝度(M_UV〜-21等)z>6のクエーサー候補(i)ACS/F814WとHSC/iバンドの間で測定された赤色、および(ii)宇宙ベースのデータでのコンパクトさ。後期型の星が寄与している可能性があると推定z〜6.4でのクエーサー輝度関数のかすかな端に対する制約は、星を形成する銀河集団と比較して、再イオン化への寄与が無視できるほど小さいことを示唆しています。候補の確認と数密度の進化赤方偏移を使用すると、宇宙時代の最初の10億年で超大質量銀河がどのように成長したかについてのより良い洞察を得ることができます。

天の川銀河における恒星の移動と化学的濃縮:ハイブリッドモデル

Title Stellar_Migration_and_Chemical_Enrichment_in_the_Milky_Way_Disc:_A_Hybrid_Model
Authors James_W._Johnson,_David_H._Weinberg,_Fiorenzo_Vincenzo,_Jonathan_C._Bird,_Sarah_R._Loebman,_Alyson_M._Brooks,_Thomas_R._Quinn,_Charlotte_R._Christensen,_Emily_J._Griffith
URL https://arxiv.org/abs/2103.09838
化学濃縮のマルチリング計算と、宇宙の流体力学的円盤銀河シミュレーションによって通知された星の移動と星の種族の垂直分布の処方を組み合わせた銀河化学進化のハイブリッドモデルを開発します。私たちの基準モデルは、観測された金属量勾配を再現するように調整された流出質量負荷の勾配を使用して、経験的に動機付けられた形式の星形成法則と星形成履歴を採用しています。このアプローチにより、モデルは天の川銀河ディスクの存在量構造の印象的な定性的特徴の多くを再現します。(i)[O/Fe]-[Fe/H]分布の半径$R_\text{gal}$への依存性天の川の距離$|z|$;(ii)$R_\text{gal}$および$|z|$を使用した[O/H]および[Fe/H]分布の形状の変化。(iii)サブソーラー金属量での[O/Fe]の広範な分布、および$R_\text{gal}$、$|z|$、および[Fe/H]による[O/Fe]分布の変化。(iv)[O/Fe]と[O/Fe]$>$0.1の恒星年齢との間の密接な相関。(v)Ia型超新星率の移動によって引き起こされた変動によって引き起こされた若年および中年の$\alpha$で強化された星の集団。(vi)非単調な年齢-[O/H]と年齢-[Fe/H]の関係、大きな散乱と太陽の金属量に近い$\sim$4Gyrの年齢の中央値。星形成率が$\sim$2Gyr前に強化された観測的に動機付けられたモデルは、観測された年齢-[Fe/H]および年齢-[O/H]の関係との一致を改善しますが、観測された年齢-[O/Fe]との一致を悪化させます。関係。私たちのモデルはどれも、観測で見られる明確な二峰性を伴う[O/Fe]分布を予測しておらず、より劇的な進化経路が必要であることを示唆しています。モデルに使用されているすべてのコードとテーブルは、VersatileIntegratorforChemicalEvolution(VICE;https://pypi.org/project/vice)から公開されています。

最も明るい銀河団を取り巻くクラスター内フィラメントの励起メカニズム

Title Excitation_mechanisms_in_the_intracluster_filaments_surrounding_Brightest_Cluster_Galaxies
Authors F._L._Polles,_P._Salom\'e,_P._Guillard,_B._Godard,_G._Pineau_des_For\^ets,_V._Olivares,_R._S._Beckmann,_R._E._A._Canning,_F._Combes,_Y._Dubois,_A._C._Edge,_A._C._Fabian,_G._J._Ferland,_S._L._Hamer,_and_M._D._Lehnert
URL https://arxiv.org/abs/2103.09842
クールコアクラスター、別名BCG(最も明るいクラスター銀河)の中心にある巨大な楕円銀河を取り巻くフィラメント状ガス構造の励起は、活動銀河核フィードバック、および星に対する環境および局所効果の影響を理解するための鍵です。形成。フィラメントの励起に対するBCGを取り巻く冷却流からの熱放射の寄与を調査します。光および赤外線ラインに対する、少量の過熱(乱流)および金属量の影響を調査します。曇ったコードを使用して、光学的厚さAV{\leq}30magのガスのスラブの光イオン化と光解離を一定の圧力でモデル化し、イオン化ガスから分子ガスまでのすべての気相を自己無撞着に計算します。電離源は、冷却ガスから放出されるEUVおよび軟X線放射です。これらのモデルをテストして、それらの予測を、光学からサブミリ波までの豊富な多波長観測と比較します。これらのモデルは、LINERのような光学診断だけでなく、BCGを取り巻く星雲で観測された多波長スペクトルのほとんどを再現します。[Oiii]{\lambda}5007{\AA}/H\b{eta}、[Nii]{\lambda}6583{\AA}/H{\alpha}および([Sii]{\lambda}6716{\AA}+[Sii]{\lambda}6731{\AA})/H{\alpha}だけでなく、原子ガスからの赤外線輝線。モデル化されたro-vibH2線も観測結果と一致します。これは、近赤外および中赤外のH2線が、X線と低温ガスの相互作用によって雲の内部で自然に生成されるH2分子と二次電子の衝突によって主に励起されることを示しています。フィラメント。ただし、イオン化されたトレーサーと分子ライントレーサー(つまりCO)の間にはまだある程度の緊張があり、雲の構造と分子ゾーンの密度を最適化する必要があります。

環状銀河の断片化と塊状銀河への変換

Title Fragmentation_of_ring_galaxies_and_transformation_to_clumpy_galaxies
Authors Shigeki_Inoue,_Naoki_Yoshida,_Lars_Hernquist
URL https://arxiv.org/abs/2103.09873
重力不安定性の物理的条件を計算する線形摂動解析を使用して、衝突する環状銀河(CRG)の断片化を研究します。この分析をCRGシミュレーションに採用し、圧力とコリオリの力に対する自己重力のバランスによって決定される安定性と断片化の開始を正確に特徴づけることを示しています。さらに、正統的な「密度波」モデルはこのような自己重力リングには適用できないため、物質波として伝播するリングを記述する単純なモデルを考案します。おもちゃのモデルは、シミュレーションで指輪の動作を予測できることがわかりました。また、不安定性分析を、高赤方偏移$z=2.19$で発見されたCRGに適用します。リングの安定性には非常に高速の分散が必要であるため、CRGはリングの断片化に対して不安定になる可能性があることがわかります。高赤方偏移でCRGが観測されることはめったにありません。これは、CRGが通常薄すぎることが原因である可能性があります。断片化は活発な星形成を引き起こし、観測するのに十分な明るさ​​のリングを作ることができるので、不安定性は希少性を説明するかもしれません。断片化したCRGは、塊の間の領域で表面密度が低い塊状の銀河に進化します。

スペクトル整合フィルタリングによる2つの星間多環芳香族炭化水素の検出

Title Detection_of_Two_Interstellar_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_via_Spectral_Matched_Filtering
Authors Brett_A._McGuire,_Ryan_A._Loomis,_Andrew_M._Burkhardt,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Christopher_N._Shingledecker,_Steven_B._Charnely,_Ilsa_R._Cooke,_Martin_A._Cordiner,_Eric_Herbst,_Sergei_Kalenskii,_Mark_A._Siebert,_Eric_R._Willis,_Ci_Xue,_Anthony_J._Remijan,_Michael_C._McCarthy
URL https://arxiv.org/abs/2103.09984
ユビキタスな未確認の赤外線放射バンドは、多くの天文学的な情報源で見られます。これらのバンドは、多環芳香族炭化水素からの集団放出に全会一致ではないにしても広く起因していますが、このクラスの単一種は宇宙で検出されていません。スペクトル整合フィルタリングによって支援された星間物質中の2つの-CN官能化多環芳香族炭化水素、1-および2-シアノナフタレンの発見を提示します。グリーンバンク望遠鏡による電波観測を用いて、分子雲TMC-1の両方の二環式環分子を観測します。より小さな有機前駆体分子からの潜在的なinsitu気相形成経路について説明します。

マゼラン雲の若い星団における化学的存在量の変動の検索:NGC 411、NGC 1718、NGC 2213

Title Searching_for_chemical_abundance_variations_in_young_star_clusters_in_the_Magellanic_Clouds:_NGC_411,_NGC_1718_and_NGC_2213
Authors Shalmalee_Kapse,_Richard_de_Grijs,_Daniel_B._Zucker
URL https://arxiv.org/abs/2103.10034
「単純な星の種族」(SSP)として知られている、同時代の、化学的に均質で、人口の多い星団の従来の写真は、過去の見方です。測光および分光学的研究により、天の川銀河とその隣接する銀河のほぼすべての古代の球状星団が、通常「複数の集団」(MP)として知られる星から星への軽元素の存在量の変動を示すことが明らかになりました。ここでは、3つの若い($<$2Gyr-old)大小マゼラン雲クラスターNGC411、NGC1718、NGC2213の測光$\itHubble$$\itSpace$$\itTelescope$観測を分析します。赤色巨星の枝(RGB)の幅。NGC411の場合、MPの証拠についてRGBを評価するために、疑似色-マグニチュード図(pseudo-CMD)も使用します。クラスターのRGBの形態を人工的に生成されたSSPと比較します。それらのRGBは、固有の測光散乱を超えた有意な広がりの証拠を示さないと結論し、サンプルクラスターに有意な化学的存在量の変動がないことを示唆しています。具体的には、NGC411、NGC1718、およびNGC2213の場合、delta_Y=0.003$\pm$0.001Y=0.300)、0.002$\pm$0.001(Y=0.350)、および0.004$\pm$0.002(Y=0.300)、それぞれ。$\Delta$[N/Fe]=0.3dexのNGC411窒素存在量変動の上限を決定しました。他のクラスターで利用可能なデータでは、有用な上限を決定できません。したがって、SSPからMPへの移行は約2Gyrの年齢で発生するようであり、年齢がこの移行において重要な役割を果たす可能性があることを意味します。これは、これが実際に国会議員の形成のための基本的な最低年齢制限であるかどうかについての疑問を提起します。

銀河中心の分子スーパーバブル候補の新しい見方

Title New_Look_at_the_Molecular_Superbubble_Candidate_in_the_Galactic_Center
Authors Shiho_Tsujimoto,_Tomoharu_Oka,_Shunya_Takekawa,_Yuhei_Iwata,_Asaka_Uruno,_Hiroki_Yokozuka,_Ryosuke_Nakagawara,_Yuto_Watanabe,_Akira_Kawakami,_Sonomi_Nishiyama,_Miyuki_Kaneko,_Shoko_Kanno,_and_Takuma_Ogawa
URL https://arxiv.org/abs/2103.10085
銀河中心の$l\!=\!+1。\!\!^\circ3$領域は、複数の殻のような構造とそれらの非常に広い速度幅によって特徴付けられます。CO{\itJ}=1--0、$^{13}$CO{\itJ}=1--0、H$^{の高解像度マップに基づいて、この領域の分子スーパーバブル仮説を再検討します。13}$CN{\itJ}=1--0、H$^{13}$CO$^{+}${\itJ}=1--0、SiO{\itJ}=2-1、およびCS{\itJ}=2--1線は野辺山電波観測所45m望遠鏡から取得され、CO{\itJ}=3--2マップはジェームズクラークマクスウェル望遠鏡から取得されました。総運動エネルギーと典型的な膨張時間$E_{\rmkin}\!\sim\!を持つ11個の膨張シェルを特定しました。10^{51.9}$ergおよび$t_{\rmexp}\!\sim\!それぞれ10^{4.9}$年。さらに、$l\!=\!+1。\!\!^\circ3$領域は高いSiO{\itJ}=2--1/H$^{13}$CN{\itJ}を示しました=1--0およびSiO{\itJ}=2--1/H$^{13}$CO$^{+}${\itJ}=1--0強度比、この領域が過去に解離ショックを経験した。これらの新しい発見は、$l\!=\!+1。\!\!^\circ3$領域の分子スーパーバブル仮説を裏付けています。10$^5$年以内に20〜70回の超新星爆発をもたらした可能性のある埋め込まれた星団の性質について説明します。この研究はまた、深刻な星間減光と星の汚染の背後に隠された局所的なエネルギー源を探す際のコンパクトな広い速度幅の特徴の重要性を示しています。

球状星団の共鳴および非共鳴緩和

Title Resonant_and_non-resonant_relaxation_of_globular_clusters
Authors Jean-Baptiste_Fouvry_and_Chris_Hamilton_and_Simon_Rozier_and_Christophe_Pichon
URL https://arxiv.org/abs/2103.10165
球状星団には有限数の星が含まれています。その結果、それらは必然的に経年進化(「緩和」)を受け、平均分布関数(DF)が長い時間スケールで進化します。一方では、この長期的な進化は、各星の平均場軌道に沿った局所的な偏向の蓄積、いわゆる「非共鳴緩和」によって駆動されると解釈される可能性があります。他方、それは、「共鳴緩和」と呼ばれるプロセスである、恒星軌道間の非局所的で集合的に服を着た共鳴結合によって駆動されると考えることができます。この論文では、球形の等方性等方性DFで表される球状星団のモデルを検討し、共鳴および非共鳴緩和理論の両方の予測を、調整された直接$N$体シミュレーションと詳細に比較します。軌道作用(すなわち、半径方向の作用と全角運動量)の空間では、非共鳴理論は振幅を過大評価しているものの、共鳴理論と非共鳴理論の両方がクラスターのDFの経年変化の正しい形態を予測することがわかります。緩和率の係数${\sim2}$による。強い${\ell=1}$減衰モードが存在するにもかかわらず、高温の等方性球状クラスターの経年緩和は、集合的に増幅された大規模なポテンシャル変動によって支配されていないと結論付けます。代わりに、集団増幅は、最大規模でもわずかにしか緩和に影響を与えません。小規模な変動からの緩和への予測される寄与は、共鳴理論と非共鳴理論から本質的に同じです。

$ z \ sim2 $の激しく赤くなったクエーサーとそのコンパニオン銀河のディスクと合併をALMAで解決する

Title Resolving_Disks_&_Mergers_in_$z\sim2$_Heavily_Reddened_Quasars_and_their_Companion_Galaxies_with_ALMA
Authors Manda_Banerji,_Gareth_C._Jones,_Stefano_Carniani,_Colin_DeGraf,_Jeff_Wagg
URL https://arxiv.org/abs/2103.10174
2つの$z\sim2.5$の重度に赤くなったクエーサー(HRQ)(ULASJ1234+0907とULASJ2315+0143)とそれらのコンパニオン銀河におけるCO(3-2)放出のサブ秒分解能ALMAイメージングを提示します。分解された速度場の動的モデリングにより、分子ガスの形態とホスト銀河の質量を制約することができます。新しいデータと広範な多波長観測を組み合わせることで、さまざまな分子輝線の相対的な運動学、分子ガスの割合、およびM$_{\rm{BH}}$-M上のクエーサーの位置を研究することができます。$_{\rm{gal}}$関係。同様のブラックホール特性を持っているにもかかわらず、2つのHRQは著しく異なるホスト銀河特性とローカル環境を表示します。J1234には、非常に大規模なホストM$_{\rm{dyn}}\sim5\times10^{11}$M$_\odot$と、クエーサーから200kpc以内にある同様に大規模な2つのコンパニオン銀河があります。分子ガスの割合が低い($\sim$6%)。ホスト銀河で進行中の重要な星形成は、静止フレームのUVおよび光学波長で完全に隠されています。J2315は、質量比$\sim$1:2の密接に分離されたメジャーマージャー($\Delta$r=15kpc;$\Delta$v=170km/s)に解決されます。総動的質量は$\lesssim$10$^{11}$M$_\odot$と推定され、分子ガスの割合は高くなります($>$45%)。銀河の新しいHSC画像は、合併での冷たい分子ガスの拡張された貯留層と一致する、不明瞭でないUV-発光星形成領域を示しています。Illustrisシミュレーションからの出力を使用して、$z\sim6$から現在までのこのような巨大なブラックホールの成長を追跡します。J1234はシミュレートされた$z\sim2$の関係と一致していますが、J2315には、ホスト銀河に比べて大きすぎるブラックホールがあります。

LAMOSTA型星からの局所運動星団とオールト定数

Title Local_Stellar_Kinematics_and_Oort_Constants_from_the_LAMOST_A-type_Stars
Authors F._Wang,_H.-W._Zhang,_Y._Huang,_B.-Q._Chen,_H.-F._Wang_and_C._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2103.10232
LAMOST調査から選択された$d<0.6\、\rmkpc$および$|z|<0.1\、\rmkpc$の5,627個のA型星のサンプルを使用して、太陽固有速度とオールト定数を推定します。これらのA型星の半径方向および接線方向の速度は、非軸対称モデルを使用して適合されます。最適な結果は、太陽特有の速度$(U_\odot、V_\odot、W_\odot)=(11.69\pm0.68、10.16\pm0.51、7.67\pm0.10)\、\rmkm\を生成します。、s^{-1}$およびオールト定数$A=16.31\pm0.89\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$、$B=-11.99\pm0。79\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$、$C=-3.10\pm0.48\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$、$K=-1.25\pm1.04\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$、それぞれ。$|K+C|>4\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$は、拡張ローカルディスクに視線速度勾配があることを意味し、ローカルディスクが非対称ポテンシャル。導出されたオールト定数を使用して、局所角速度$\Omega\、{\approx}\、AB=28.30\pm1.19\、\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}$。さまざまな体積のA型星のサンプルを使用して、太陽の動きとオールト定数の制約に対する$R$-$V_{\phi}$平面の尾根パターンの影響をさらに評価しようとします。ボリュームが反中心方向に向かって大きくなると、$A$と$B$の値が大きくなり(ローカル回転曲線の傾斜が急になることを意味します)、$V_\odot$の値はおそらく尾根構造とその信号は距離とともに増加します。

尼僧の道:伴銀河の進化と急冷

Title The_Nun_Path:_The_Evolution_and_Quenching_of_Satellite_Galaxies
Authors Tomer_Nussbaum
URL https://arxiv.org/abs/2103.10258
銀河が星の形成を停止する銀河消光プロセスは、銀河の生命の重要な段階です。消光には2つのメカニズムが考えられます。中央銀河のハロー質量消光と伴銀河の環境消光です。この論文では、伴銀河(SG)の消光過程とその主な原因について説明します。分析には、特定のSGマージツリーアルゴリズムによって識別された、Vela宇宙論的シミュレーション内の118個のSGの大規模なサンプルの研究が含まれています。クエンチングは、特定の星形成(sSFR)と内部の星の表面密度($\Sigma_{\star、0.5\textrmkpc}$)の図の典型的なパスを介して進化し、内部の表面密度は次のように定義されます。SGの重心から0.5kpc以内の密度。3つの離散相がこの経路を特徴づけます:1。SGが星を形成し続けるので、高いsSFRでSG圧縮を伴うガス降着を停止します2.ガス除去とホストハロー内の軌道の中心付近でのsSFRの急速な低下3.ステラ加熱とストリッピングは、ハロー中心、超拡散銀河(UDG)、コンパクトな楕円銀河(eCg)、または球状クラスター(GC)との合体につながる可能性があります。SGの進化の主な推進力は、飢餓、ガス降着の抑制に助けられた、初期段階でのラム圧力ストリッピングと最終段階での潮汐力であることがわかります。星形成によるガスの枯渇や恒星のフィードバックなどの他のプロセスが二次的であることを示します。さらに、システムエラーを解決するシミュレーションでマージツリーを構築するための革新的な方法を紹介します。ここに示されている2つの新しい重要な結果:a。SGの恒星成分からの暗黒物質の分離。b。コンパクトな楕円形のSG形成。これらの結果およびその他の結果の集合は、高速で堅牢なカタログに表示されます。

銀河のガスダイナミクス:総質量分布とバーパターン速度

Title Gas_Dynamics_in_the_Galaxy:_Total_Mass_Distribution_and_the_Bar_Pattern_Speed
Authors Zhi_Li_(TDLI,_SJTU),_Juntai_Shen_(SJTU),_Ortwin_Gerhard_(MPE),_Jonathan_P._Clarke_(MPE)
URL https://arxiv.org/abs/2103.10342
天の川のガスの形態と運動学には、私たちの銀河の形成と進化を理解するための重要な情報が含まれています。最近の観測によって制約された現実的な禁止された天の川のポテンシャルに基づく高解像度の流体力学的シミュレーションを提示します。私たちのモデルは、中央分子ゾーン、近遠3kpcアーム、分子リング、スパイラルアーム接線など、観測された経度-速度図のほとんどの特徴を再現できます。また、最近のBeSSeL2調査で得られたメーザーの非円運動についても説明できます。中央のガス運動学は、$6.9\times10^8\の質量と一致しています。核恒星ディスクの{\rmM}_{\odot}$。私たちのモデルは、3kpcアーム、Normaアーム、およびバーとスパイラルの境界面で構成される、バーを囲む楕円形のガス状リングの形成を予測します。このリングは、箱型/ピーナッツ型の膨らみを持ついくつかの天の川の類似物の「内側の」リングに似ています。太陽の近くのガスの運動学は、4つの主要な星の渦巻腕によって引き起こされるローカルアームによって支配されています。ガスモデルによって制約されるバーパターンの速度は$37.5-40\です。{\rmkm}\;{\rms}^{-1}\;{\rmkpc}^{-1}$、共回転半径$R_{\rmCR}=6.0-6.4\;に対応{\rmkpc}$。モデルの回転曲線は、中央の$\sim5\;{\rmkpc}$内で緩やかに上昇します。これは、Aurigaなどの最新のズームイン宇宙論シミュレーションで予測されたものよりも大幅に緩やかです。

いて座B2周辺の拡張領域における複雑な有機分子の化学モデリング

Title Chemical_modeling_of_the_complex_organic_molecules_in_the_extended_region_around_Sagittarius_B2
Authors Yao_Wang,_Fujun_Du,_Dmitry_Semenov,_Hongchi_Wang,_Juan_Li
URL https://arxiv.org/abs/2103.10376
SgrB2周辺の拡張領域で7つのCOMの化学的分化が観察されています:CH$_2$OHCHO、CH$_3$OCHO、t-HCOOH、C$_2$H$_5$OH、およびCH$_3$NH$_2$は、拡張領域とホットコアSgrB2(N)およびSgrB2(M)の近くの両方で検出されましたが、CH$_3$OCH$_3$およびC$_2$H$_5$CNはホットコア。拡張領域の密度と温度は比較的低いです。寒冷地域で観測されたCOMを説明するために、さまざまな脱離メカニズムが提案されていますが、CH$_3$OCH$_3$とC$_2$H$_5$CNの不足を説明することはできません。化学シミュレーションがどのような物理的条件下で観察に適合できるかを調査し、これらの種のさまざまな空間分布を説明しました。モンテカルロ法を使用して、詳細なパラメーター空間の調査を実行しました。さまざまなメカニズムが結果にどのように影響するかを調査しました。静的物理学に基づくすべてのガス粒子化学モデルは、観測に適合しません。進化する物理的条件に基づく結果は、$T\sim30-60$Kの場合に6つのCOMに適合しますが、最適な温度は、観測されたダスト温度である20Kよりも高いままです。$T\sim27$Kでの最良の一致は次のとおりです。$\zeta_{\mathrm{CR}}=1.3\times10^{-13}$s$^{-1}$の場合、短期間の$\sim10^2$yrX線バーストを考慮することで達成されます。温度は20Kです。反応性脱離は、これらのCOMを生成し、CH$_3$OCH$_3$とC$_2$H$_5$CNの存在量を減らすための重要なメカニズムです。Sgr〜B2の周りの拡張領域の進化は、コールドの$T\le10$Kフェーズで始まり、その後にウォームアップフェーズが続く可能性があります。その温度が$T\sim20$Kに達すると、100年以内の短い期間のSgrA*からのX線フレアが取得され、SgrB2の化学的性質に強く影響しました。観測されたCOMは、そのようなフレアからわずか数百年後に観測された存在量を保持します。これは、そのような短期間のX線フレアが比較的頻繁に発生することを意味します。

宇宙線拡散の理解に対するリチウムから酸素へのAMS-02スペクトルの意味

Title Implications_of_Lithium_to_Oxygen_AMS-02_spectra_on_our_understanding_of_cosmic-ray_diffusion
Authors Michael_Korsmeier_and_Alessandro_Cuoco
URL https://arxiv.org/abs/2103.09824
リチウム、ベリリウム、ホウ素、炭素、窒素、酸素の最近のAMS-02宇宙線測定を分析します。分析の重点は、伝播と核断面積に関連する体系的な不確実性にあります。伝播シナリオの不確実性を調査するために、いくつかのGVでの拡散ブレークの包含、再加速の存在、およびプライマリの注入スペクトルのブレークの存在に関して異なる5つの異なるフレームワークを検討します。フレームワークごとに、宇宙線の拡散方程式を適合させ、モンテカルロ法を使用してパラメーター空間を探索します。同時に、二次原子力発電の断面積の不確実性の影響が明確に考慮され、妨害パラメータの使用を通じて適合に含まれます。検討されているすべてのフレームワークが適切に適合していることがわかります。特に、2つの競合するシナリオ、1つは拡散の中断を含むが再加速を含まないシナリオ、もう1つは再加速を伴うが拡散の中断を含まないシナリオの両方が許可されます。ただし、断面の不確実性を含めることは、この結果にとって非常に重要です。したがって、現時点では、これらの不確実性は、CR伝播の特性のより深い理解を妨げる基本的な体系を表しています。それにもかかわらず、中間剛性での拡散の勾配は、対流のないモデルでは$\delta\simeq0.45-0.5$の範囲で、対流がフィット感。さらに、AMS-02ベリリウムデータを使用すると、銀河伝搬ハローの垂直サイズの下限が$z_\mathrm{h}\gtrsim3$kpcになることがわかります。

二重線重力波源としての超小型X線連星

Title Ultra-compact_X-ray_binaries_as_dual-line_gravitational-wave_sources
Authors Arthur_G._Suvorov
URL https://arxiv.org/abs/2103.09858
1時間未満の公転周期のおかげで、超小型X線連星は、宇宙搭載重力波干渉計LISA、Taiji、およびTianQinの有望なソースです。これらのシステムのいくつかは、中性子星一次を含み、そのスピン周期は、パルスタイミングを介して直接、またはバースト現象の回転変調を介して間接的に測定することができます。ここで指摘されているのは、スピン周波数が数百Hzの活発に降着する星は、降着によって構築された山、トロイダル磁場、および/または$r$モードの振動の存在により、かなりの重力波を継続的に放出する可能性があるためです。このようなバイナリは、地上ベースの干渉計のソース候補でもあります。2つの銀河系(4U1728-34と4U1820-30)は、LISAとaLIGOの両方で同時に検出できる可能性があると識別されています。この種の二重線検出は、質量、半径、および内部磁気にパーセントレベルの制約を与える可能性があります。中性子星の磁場強度。アインシュタイン望遠鏡を使用すると、既知の超小型バイナリのうち少なくとも4つが二重線で見えるようになることがわかります。

PSRJ1452-6036のグリッチ後の広帯域放射変化に対する制約

Title Constraints_on_wide-band_radiative_changes_after_a_glitch_in_PSR_J1452-6036
Authors F._Jankowski_(1),_E._F._Keane_(2_and_3_and_1),_B._W._Stappers_(1)_((1)_The_University_of_Manchester,_(2)_National_University_of_Ireland_Galway,_(3)_SKA_Organisation)
URL https://arxiv.org/abs/2103.09869
2019年4月27日にグリッチが発生する前と直後に、複数のエポックで撮影された、若年から中年の電波パルサーJ1452-6036の高感度広帯域観測(704〜4032MHz)を示します。Parkes無線望遠鏡の新しい超広帯域低周波(UWL)受信機を使用したデータ、およびマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用してグリッチパラメーターをロバストに推定しました。3回目の観測セッションのデータは、最適なグリッチエポックの3時間後に開始され、4分以内に制限されました。グリッチは中程度のサイズで、スピン周波数のわずかな変化は$270.52(3)\times10^{-9}$でした。スピンダウン率の有意な変化は測定せず、急速に減衰するグリッチコンポーネントの証拠は見つかりませんでした。グリッチがパルサーの放射パラメータに影響を与えるかどうかを体系的に調査し、そのスペクトルインデックス、スペクトル形状、偏光率、および回転測定値が、グリッチエポック全体の不確実性の範囲内で一定に保たれていることを発見しました。ただし、そのパルス平均フラックス密度は、グリッチ後のエポックで約10%大幅に増加し、1日後の4回目の観測の前にわずかに減衰しました。キャリブレーションの問題が原因で増加した可能性は低いことを示しています。それが屈折星間シンチレーションによるものであることを排除することはできませんが、屈折効果と調和させることは困難です。磁束密度が増加し、グリッチイベントが発生する可能性は低いです。最後に、バンド全体でのパルサーのパルスプロファイルの進化を示します。その偏光パルスプロファイルの形態は、2%を超える精度で影響を受けませんでした。

マグネター駆動の衝撃ブレイクアウトの再検討とダブルピーク型I超高輝度超新星への影響

Title Magnetar-Driven_Shock_Breakout_Revisited_and_Implications_for_Double-Peaked_Type_I_Superluminous_Supernovae
Authors Liang-Duan_Liu,_He_Gao,_Xiao-Feng_Wang,_Sheng_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2103.09971
メインピークの前にいくつかのタイプI超高輝度超新星(SLSNe-I)で初期の隆起が発見されたことは、それらのエネルギー源メカニズムへの重要な手がかりを提供します。この論文では、ダブルピークSLSNe-Iのマルチバンド光度曲線をフィッティングするための分析用マグネター駆動モデルを更新しました。初期のバンプはマグネター駆動のショックブレイクアウト熱放射によって駆動され、メインピークは標準のマグネター駆動モデルと同様に、SNエジェクタを介した放射拡散。一般に、拡散光度は初期のショックブレイクアウト光度よりも大きいため、通常、ショックブレイクアウトバンプは観察されたようにはっきりとは見えません。明確な二重ピークの光度曲線を得るには、初期の非効率的なマグネター加熱が必要です。このモデルは、よく観察されている3つのダブルピークSLSNe-I(SN2006oz、LSQ14bdq、およびDES14Xtaz)に適用されます。$M_{\mathrm{ej}}\simeq10.2-18.1M_{\odot}$の比較的大きなSNイジェクタとSNイジェクタ$E_{\mathrm{sn}}\simeq(3.8-6.5)\times10^{51}$ergが必要であり、マグネター加熱の熱化効率は$t_{\mathrm{delay}}$の前に抑制されます。これは$\simeq15-43$の範囲です。日々。このモデルは、初期のバンプとメインピークの両方について、合理的で類似した一連の物理パラメータを使用して、観測された光度曲線を十分に再現でき、マグネター駆動モデルのサポートを強化します。将来的には、初期の衝突の前により多くのイベントが発見されるため、ダブルピークSLSNe-Iのモデリングがより実現可能になります。

10年間のフェルミ大面積望遠鏡ガンマ線源カタログからの太陽系近傍のアンチスター部分に対する制約

Title Constraints_on_the_antistar_fraction_in_the_Solar_system_neighborhood_from_the_10-years_Fermi_Large_Area_Telescope_gamma-ray_source_catalog
Authors Simon_Dupourqu\'e_(IRAP),_Luigi_Tibaldo_(IRAP),_Peter_von_Ballmoos_(IRAP)
URL https://arxiv.org/abs/2103.10073
私たちの宇宙には反物質の物体や領域がないことは一般的に当然のことと考えられています。この確実性は、AMS-02による反ヘリウム核の検出の可能性によって最近挑戦されました。観測が確認されれば、近くのアンチスターの存在は、アンチ核の起源を説明するためのもっともらしい仮説を立てるでしょう。この論文では、10年間の\F大面積望遠鏡(LAT)ガンマ線源カタログを使用して、太陽の周りのアンチスターの存在量に制約を設定します。カタログでは、確立されたガンマ線源クラスに属するオブジェクトに関連付けられておらず、バリオン-アンチバリオン消滅と互換性のあるスペクトルに関連付けられていない14個のアンチスター候補を特定しています。これらをアンチスターに対するLAT感度の推定値と一緒に使用して、通常のスターに対するローカルアンチスターフラクション$f_{\bar{\ast}}$の上限を設定します。最も近いアンチスターの質量、速度、および周囲の物質密度の関数としてパラメトリック限界を提供します。また、新しいモンテカルロ法を使用して、アンチスター集団に関するいくつかの仮説の制限を設定します。銀河円盤に集中している通常の星と同等の特性を持つ母集団の場合、95\%の信頼水準で$f_{\bar{\ast}}<2.5\times10^{-6}$が得られます。これは、20倍です。以前に利用可能だった制限よりも制約があります。銀河ハローに分布するアンチスターの原始集団について、$f_{\bar{\ast}}<0.2$からアンチスター質量$M$の関数として減少する新しい局所上限を$の95\%信頼水準で取得します。M=1\;M_\odot$から$f_{\bar{\ast}}<1.6\times10^{-4}$、95\%信頼水準で$M=10\;M_\odot$。これらの制限をマゼラン雲内のより軽い天体に対する既存のマイクロレンズ制約と組み合わせることにより、ハローアンチスターの原始集団は$\mathcal{O}(10^{-5}\;\text{pc}^{-3})$から$\mathcal{O}(10^{-2}\;\text{pc}^{-3})$は、質量に応じて異なります。私たちの限界は、宇宙線における反核の起源と伝播のモデルを制約する可能性があります。

中性子星ダイナミクスに関する超流動の展望

Title A_superfluid_perspective_on_neutron_star_dynamics
Authors N._Andersson
URL https://arxiv.org/abs/2103.10218
成熟した中性子星は(関連する温度スケールで)冷たいので、内部の物質の状態を注意深く考慮する必要があります。星の流体コアが混合された超流動/超伝導体を含む間、外側のキロメートルかそこらは凍結して、ますます中性子に富む核の弾性クラストを形成し、超流動中性子成分と共存すると予想されます。星のダイナミクスは、さまざまなフェーズに関連するパラメーターに大きく依存します。超流動の存在は、新しい自由度をもたらします-本質的に、私たちは複雑な多流体システムを扱っています-そして追加の機能:バルク回転は、相互摩擦による散逸を導入する量子化された渦の密な配列によってサポートされます、そして超流動の動きは、いわゆるエントレインメント効果の影響を受けます。この簡単な調査では、これらの動的な側面の概要と、現在の理解についての解説を提供し、エントレインメントの役割に特に注意を払い、超流動が中性子星の地震学に与える影響について概説します。

カラーノイズの存在下での高速電波バースト検出

Title Fast_radio_burst_detection_in_the_presence_of_coloured_noise
Authors C._F._Zhang,_J.W._Xu,_Y._P._Men,_X._H._Deng,_Heng_Xu,_J._C.Jiang,_B._J.Wang,_K._J._Lee,_J.Li,_J._P._Yuan,_Z._Y._Liu,_Y._X.Huang,_Y._H.Xu,_Z._X.Li,_L._F.Hao,_J._T._Luo,_S.Dai,_R._Luo,_Hassan_Zakie,_Z._Y._Ma
URL https://arxiv.org/abs/2103.10233
この論文では、相関ノイズが高速電波バースト(FRB)検索に与える影響を調査します。1)相関ノイズが誤警報の確率を大幅に増加させることがわかりました。2)誤検知の信号対雑音比(S/N)が高くなります。3)相関ノイズは、誤検知のパルス幅分布にも影響を与え、パルス幅が広いほど誤検知が多くなります。南山26m電波望遠鏡で行われたM82銀河の55時間の観測を使用して、相関ノイズモデリングの適用を示します。候補の数と誤検出のパラメータ分布は、相関ノイズのモデリングで再現できます。また、観測で検出された低S/N候補についても説明し、相関ノイズが存在する場合の誤警報確率を評価する方法を示します。候補の考えられる原因について説明します。ここでは、2つの可能な画像、M82-隠された巨大パルスと宇宙論的FRBは両方とも観測と互換性があります。

恒星質量超大光度X線源へのスーパーエディントン降着NGC4190 ULX1

Title Super-Eddington_accretion_onto_a_stellar_mass_ultraluminous_X-ray_source_NGC_4190_ULX1
Authors Tanuman_Ghosh_and_Vikram_Rana
URL https://arxiv.org/abs/2103.10265
銀河NGC4190でのULXの高品質XMM-NEWTON観測の結果を示します。NGC4190ULX1スペクトルでのスペクトルカットオフの検出は、ULXが標準の低/ハード正準降着状態にあるとの解釈を除外します。高品質のEPICスペクトルは、スリムディスクなどの幅広い熱成分によってより適切に記述できることを報告します。さらに、いくつかのXMM-NEWTONおよびSwiftデータを使用して、ソースのスペクトルとフラックスの長期変動を発見しました。フラックスとべき乗則の光子指数の間の明確な反相関が見られ、ULXの異常なスペクトル状態の進化をさらに確認します。ULXのスペクトル特性は、光源が拡張されたディスク状態にあり、光度($\approx(3-10)\times10^{39}$ergss$^{-1}$)が超光度領域にあることを示しています。正の輝度-温度関係はさらに、マルチカラーディスクモデルが一定領域からの黒体ディスク放出に期待される$L\proptoT^4$関係に従い、スリムディスクモデルが$L\proptoを支持するように見えることを示唆しています。移流が支配的なディスク放出と一致するT^2$関係。このような光度でのスペクトルの特徴のような広がった円盤から、内側の円盤半径から中央のコンパクトオブジェクトの質量の上限を推定し、ULXが恒星質量ブラックホールをホストしていることを発見しました。

均一な球形ヤギ(問題):時間における相同崩壊の放射状進化の明示的な解

Title A_Uniform_Spherical_Goat_(Problem):_Explicit_Solution_for_Homologous_Collapse's_Radial_Evolution_in_Time
Authors Zachary_Slepian,_Oliver_H._E._Philcox
URL https://arxiv.org/abs/2103.09823
自己重力下での均一密度球の残りの部分からの相同崩壊は、星から銀河に至るまでの天体の形成ダイナミクスのよく知られたおもちゃのモデルです。同様によく知られているのは、微分方程式の解の超越的な性質のために、時間の経過に伴う半径の変化を明示的に取得できないことです。むしろ、半径と時間の両方が、展開角度$\theta$に関してパラメトリックに記述されます。ここでは、数学的に類似した「幾何学的ヤギ問題」に最近適用された複雑な分析からの方法を利用して、時間の関数としての半径の明示的な積分解を提示します。私たちのソリューションは、高速フーリエ変換を使用して効率的に評価でき、任意のサンプリングを実現するために数値求根アルゴリズムを使用するよりも$\sim$$100\times$高速な単純なPython実装で時間内の任意のサンプリングを可能にします。私たちの明示的な解決策は、最初に$\theta$で均一なグリッドを生成する通常のアプローチに比べて有利です。後者の場合、放射状または時間のサンプリングが不均一になり、サブグリッド物理モデルの生成などのアプリケーションにはあまり役立ちません。

異方性ガウス過程によるHyperSuprime-Camの位置天文解の改善

Title Improving_the_astrometric_solution_of_the_Hyper_Suprime-Cam_with_anisotropic_Gaussian_processes
Authors P.-F._L\'eget,_P._Astier,_N._Regnault,_M._Jarvis,_P._Antilogus,_A._Roodman,_D._Rubin,_C._Saunders
URL https://arxiv.org/abs/2103.09881
HyperSuprime-Cam画像の同時フィットから位置天文残差を研究します。私たちは、これらの残差を特徴づけ、それらが明るい光源に対する大気の寄与によって支配される程度を研究することを目指しています。データから測定された相関関数(カーネル)を使用したガウス過程補間を使用して、観測された位置天文残差フィールドを平滑化および修正します。vonK\'arm\'anカーネルを使用したガウス過程補間により、近くのソースの位置天文残差の共分散を30mas$^2$から3mas$^2$に約1桁減らすことができます。〜1分角の角度スケールで、rmsを半分にする残余。ガウス過程補間を使用したこれらの削減は、DarkEnergySurveyデータセットで公開された最近の結果と同様です。次に、HyperSuprime-Camセンサーの効果による小さな静的な位置天文の残差を検出できます。位置天文残差のガウス過程補間が銀河の形状測定にどのように影響するかについて、特にルービン天文台の時空レガシー調査での宇宙せん断解析のコンテキストで説明します。

測量レベルの学部生のためのロボット望遠鏡ラボ

Title Robotic_Telescope_Labs_for_Survey-Level_Undergraduates
Authors Daniel_E._Reichart
URL https://arxiv.org/abs/2103.09895
過去12年間、UNC-ChapelHillは、主に学部生を対象とした独自の調査レベルの天文学カリキュラムを開発してきました。これは、全国規模でSTEMの登録を大幅に増やし、学生の技術および研究スキルを高めることを目的としています。。「OurPlaceInSpace!」、またはOPIS!と呼ばれるこのカリキュラムは、「Skynet」を活用しています。これは、世界最高の観測サイトのいくつかに配備された、完全に自動化された、またはロボットによるプロ仕様の望遠鏡のグローバルネットワークです。。カリキュラムは現在、約20の教育機関で採用されており、参加インストラクターへの資金提供により、NSFのIUSEプログラムから185万ドルを受け取って全国に拡大しています。カリキュラムは、オンラインでも対面でも同様に機能します。

補償光学における最小分散積分制御のための相関ロック適応フィルタリング技術

Title A_correlation-locking_adaptive_filtering_technique_for_minimum_variance_integral_control_in_adaptive_optics
Authors Vincent_Deo,_\'Eric_Gendron,_Fabrice_Vidal,_Milan_Rozel,_Arnaud_Sevin,_Florian_Ferreira,_Damien_Gratadour,_Nicolas_Galland,_G\'erard_Rousset
URL https://arxiv.org/abs/2103.09921
積分器で制御される補償光学(AO)システム用のリアルタイム適応フィルタリング技術である相関ロック最適化SchEme(CLOSE)を提案します。CLOSEは、コントローラーテレメトリのモーダル信号の時間的自己相関を活用し、閉じたサーボループで積分コマンド法則のゲインを駆動します。この監視ループは、いくつかのスカラーパラメーターのみを使用して構成され、伝達関数に厳密に一致するようにモーダルゲインを自動的に制御して、最小分散制御を実現します。この最適化は、AOシステムに関連するノイズと視界条件の範囲全体で機能することが証明されています。この技術は、超大型望遠鏡用の高次AOシステムを準備する際に設計されました。特に、ピラミッド波面の顕著な問題である光学ゲイン(OG)現象(空の残差によって引き起こされる感度の低下)に取り組むために設計されました。センサー(PWFS)。CLOSEは、高次PWFSシステムでAO補正を大幅に改善することが以前に実証された、OGへの線形モーダル補償アプローチに従います。CLOSEは、乗法増分によるモーダルゲインで動作し、AOループ全体で発生する原因不明の感度係数の問題を自然に補正します。MICADO機器の単一共役AOのエンドツーエンドのシミュレーションを提示して、CLOSEのパフォーマンスと機能を示します。単一の構成で、OG補償を考慮しながら、モーダル積分器の効率的で用途の広い最適化を提供し、PWFS感度に影響を与える一時的な影響に対して大幅な堅牢性を提供することを示します。

$ 21 \、\ textrm {cm} $宇宙論における遅延パワースペクトルの誤差推定の方法

Title Methods_of_Error_Estimation_for_Delay_Power_Spectra_in_$21\,\textrm{cm}$_Cosmology
Authors Jianrong_Tan,_Adrian_Liu,_Nicholas_S._Kern,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Christopher_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Joshua_S._Dillon,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steve_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Telalo_Lekalake,_David_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Matthys_Maree,_Zachary_E._Martinot,_Eunice_Matsetela,_Andrei_Mesinger,_Mathakane_Molewa,_Miguel_F._Morales,_Tshegofalang_Mosiane,_Steven_G._Murray,_Abraham_R._Neben,_Bojan_Nikolic,_Chuneeta_D._Nunhokee,_Aaron_R._Parsons,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Jonathan_C._Pober,_Nima_Razavi-Ghods,_Jon_Ringuette,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Peter_Sims,_Saurabh_Singh,_Craig_Smith,_Angelo_Syce,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Peter_K._G._Williams,_Haoxuan_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2103.09941
21cmのパワースペクトルの正確な測定は、水素の再イオン化の物理的プロセスを理解するために重要です。現在、このプローブは低周波無線干渉計アレイによって追跡されています。これらの実験が信号の最初の検出に近づくにつれて、エラー推定はロバストな測定を設定する上でますます重要な役割を果たします。遅延パワースペクトルアプローチを使用して、パワースペクトルのエラーバーを推定できるさまざまな方法の批判的な検討を行いました。これは、分析作業の統合、おもちゃのモデルのシミュレーション、および少量の実際のデータのテストを通じて行います。独立して計算されたものの、異なるエラーバーの方法論は、パワースペクトルのノイズが支配的な領域で互いによく一致していることがわかります。私たちの好ましい方法論では、予測された確率分布関数は、シミュレーションデータと実際のデータの両方からの経験的なノイズパワー分布と一致しています。この診断は、主に次のHERA上限をサポートするものであり、より一般的に適用できると予想されます。

アクロマティックフォーカルプレーンマスクと調整可能な内部作業角度を備えたEvWaCoテストベッドを使用した深いコントラストとコンパニオンの検出

Title Deep_Contrast_and_Companion_Detection_Using_the_EvWaCo_Testbed_Equipped_with_an_Achromatic_Focal_Plane_Mask_and_an_Adjustable_Inner_Working_Angle
Authors M.A._Alagao_(1_and_2),_A._Kawinkij_(1),_C._Buisset_(1),_A._Prasit_(1),_T._L\'epine_(3_and_4),_Y._Rabbia_(5),_A._Berdeu_(1_and_6),_E._Thi\'ebaut_(7),_M._Langlois_(7),_M._Tallon_(7),_S._Awiphan_(1),_E._Semenko_(1),_P._Rittipruk_(1),_D._Mkrtichian_(1),_A._Leckngam_(1),_G._Thuammasorn_(1),_P._Kaewsamoeta_(1),_A._Inpan_(1),_T._Kuha_(1),_A._Laoyang_(1),_W._Somboonchai_(1),_S._Kanthum_(1),_S._Poshyachinda_(1),_B._Soonthornthum_(1)_((1)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_(2)_Department_of_Physics_and_Materials_Science,_Chiang_Mai_University,_(3)_Institut_d'Optique_Graduate_School,_(4)_Hubert_Curien_Laboratory,_(5)_Universit\'e_Cote_d'Azur,_(6)_Department_of_Physics,_Chulalongkorn_University,_(7)_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon)
URL https://arxiv.org/abs/2103.10044
エバネッセント波コロナグラフは、フラストレーション全反射(FTIR)の原理を使用して、星からの光を抑制し、その近くの環境を研究します。その焦点面マスクは、コロナグラフ効果を生み出すために互いに接触して配置されたレンズとプリズムで構成されています。この論文では、エバネッセント波コロナグラフ(EvWaCo)のアップグレードされた焦点面マスクを使用して得られた実験結果を示します。これらの実験結果は、シミュレーションによって得られたコロナグラフの理論的性能とも比較されます。実験的に、完全なIバンド({\lambda}_c=800nm、{\Delta}{\)にわたって3{\lambda}/Dに等しい距離で数10{-4}に等しい生のコントラストに到達します。ラムダ}/{\lambda}\約20\%)で、Rバンド全体で4{\lambda}/Dに等しい({\lambda}_c=650nm、{\Delta}{\lambda}/{\ラムダ}\約23\%)無偏光で。ただし、シミュレーションでは、同じ距離にある完全なIバンドとRバンドで10^{-4}に近い生のコントラストが示されているため、コロナグラフの理論的な無彩色の利点が確認されます。また、8か月間の一連のコントラスト測定を通じて、マスクの安定性を検証します。さらに、焦点面マスクの横方向および縦方向のミスアライメント、およびLyotストップの横方向のミスアライメントに対するコロナグラフの感度を測定します。

LcTools II:NASA宇宙ミッションからの光度曲線で信号と関連するTTVを見つけるためのQuickFindメソッド

Title LcTools_II:_The_QuickFind_Method_for_Finding_Signals_and_Associated_TTVs_in_Light_Curves_from_NASA_Space_Missions
Authors Allan_Schmitt,_Andrew_Vanderburg_(University_of_Wisconsin-Madison)
URL https://arxiv.org/abs/2103.10285
このホワイトペーパーでは、NASAの宇宙ミッションからの光度曲線で信号と関連するTTV(トランジットタイミング変化)を見つけるためのLcToolsの新しいQuickFindメソッドについて説明します。QuickFindは、中規模から大規模の信号(通常、S/N比が15を超える信号)を非常に高速に検出することに長けており、BLS検出方法と比較して、光度曲線の全体的な処理時間を大幅に短縮します。たとえば、筆頭著者のコンピューターでは、QuickFindは星10937029の両方のKOI信号を約2秒で1、459日の14クォーターケプラー光度曲線で検出できましたが、BLSは両方の信号を見つけるのに約155秒かかりました。BLSより77倍高速です。このホワイトペーパーでは、LcToolsのQuickFindメソッドのユーザーインターフェイス、データ処理アルゴリズム、およびパフォーマンステストに焦点を当てています。

SPEEDテストベッドPIAACMCコンポーネントの計測学的特性

Title A_metrological_characterization_of_the_SPEED_test-bed_PIAACMC_components
Authors K._Barjot,_P._Martinez,_M._Beaulieu,_C._Gouvret,_A._Marcotto,_O._Guyon,_M._Belhadi,_A._Caillat,_T._Behaghel,_J.M._Le_Duigou,_K._Dohlen,_A._Vigan
URL https://arxiv.org/abs/2103.10303
太陽系外惑星検出(SPEED)施設のセグメント化された瞳孔実験は、これから登場する超大型望遠鏡(ELT)の前例のない高角度分解能と複雑さに適応した高コントラストのイメージング機器を準備するために必要なさまざまな分野に関する知識と洞察を向上させることを目的としています。SPEEDは、ELTシミュレーター、コフェージング光学系、波面制御および成形と、マルチ変形可能ミラー(DM)システム、および最適化された小さな内部作動角(IWA)コロナグラフを組み合わせたものです。SPEEDセットアップの基本的な目的は、後期型の星の周りのハビタブルゾーンでの太陽系外惑星の狩猟に適応した、小さな視野と非常に小さなIWAに最適化された暗い穴に深いコントラストを示すことです。SPEEDは、最適化された小さなIWAコロナグラフ(位相誘起振幅アポダイゼーション複合マスクコロナグラフ(PIAACMC))を実装するように設計されています。PIAACMCは、マルチゾーン位相シフトフォーカルプレーンマスク(FPM)と2つのアポダイゼーションミラー(PIAA-M1およびPIAA-M2)で構成されており、強力な製造仕様を備えています。最近、SPEED施設用に最適化されたPIAACMCの第1世代プロトタイプが設計および製造されました。製造部品は、仕様を満たす高い光学品質を示します。この論文では、これらのコンポーネントが計測機器、干渉顕微鏡によってどのように特徴付けられているかを示し、次にFPMとミラーのこの特徴付けから何が得られるかを示します。最終的に、SPEEDセットアップでのPIAACMCコンポーネントの実装の結果と展望について説明します。

宇宙で迷子になりましたか?位置天文星表を使用した相対論的恒星間航行

Title Lost_in_space?_Relativistic_interstellar_navigation_using_an_astrometric_star_catalogue
Authors Coryn_A.L._Bailer-Jones_(Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg)
URL https://arxiv.org/abs/2103.10389
星間空間の探査には、地球からの追跡に依存しない自律航法システムが必要になります。ここでは、星表を使って深宇宙の宇宙船の3D位置と3D速度を決定する方法を開発します。宇宙船が太陽から遠ざかるにつれて、視差、収差、およびドップラー効果により、観測された星の位置と速度は、地球ベースのカタログにあるものと比較して変化します。星のペア間の角距離だけを測定し、それらをカタログと比較することにより、反復フォワードモデリングプロセスを介して宇宙船の座標を推測することができます。私は既存の星表でシミュレーションを実行して、方法を示し、そのパフォーマンスを計算します。20個の星と1"の適度な角距離測定精度を使用して、宇宙船の位置と速度をそれぞれ3auと2km/s以内に決定できます。1masの測定精度が達成可能な場合、ナビゲーション精度は次のように向上します。1000倍。より多くの星を使用するか、星の半径方向の速度のオンボード測定も含めると、精度がさらに向上します。

人口平均超新星収量に対するブラックホール形成の影響

Title The_Impact_of_Black_Hole_Formation_on_Population_Averaged_Supernova_Yields
Authors Emily_J._Griffith,_Tuguldur_Sukhbold,_David_H._Weinberg,_Jennifer_A._Johnson,_James_W._Johnson,_Fiorenzo_Vincenzo
URL https://arxiv.org/abs/2103.09837
巨大な星がコア崩壊超新星(CCSN)として爆発し、BHに内破するブラックホール(BH)形成の風景は、星の種族のIMF平均元素合成収量に大きく影響します。Sukhboldらの研究に基づいて構築。(2016)、広範なBH形成を伴うニュートリノ駆動エンジンモデル、BH形成の単純な質量しきい値を備えたモデル、およびすべての星が8ドルからのモデルを含む、幅広い仮定について、太陽金属量でのIMF平均収量を計算します。-120\text{M}_{\odot}$が爆発します。もっともらしい選択の場合、$\alpha$要素の全体的な利回りは3倍に及びますが、相対的な利回りの変化はより微妙で、通常は$0.05-0.2$dexです。BH形成の全体的なレベルを制約するために、OまたはMgに対するCおよびNの比率は有望な診断です。複雑で理論的に動機付けられた景観を単純な質量しきい値から区別するために、MnまたはNiを含む存在比は、CCSN前駆体のコア構造に対する感度のために有望です。予測されたO/Mg収量比と観測的に推定された値との間に実質的な(係数$2.5-4$)不一致があるという以前の発見を確認します。観察された存在比との全面的な一致を達成する景観の選択はありません。不一致は、モデルからまだ欠落している大規模な星の進化または爆発の物理学の側面への経験的な手がかりを提供します。Limongi&Chieffi(2018)の大量の星の収量を使用して、質的に類似した結果が見つかりました。いくつかのランドスケープシナリオのIMF統合利回りの表を提供し、より柔軟なユーザー設計モデルは、公開されている$\texttt{化学進化のための多用途インテグレーター}$($\texttt{VICE}$;https://pypi.org/project/vice/)。

検出されていない連星は、さそり座上部で観測された質量依存の年齢勾配を引き起こします

Title Undetected_Binary_Stars_Cause_an_Observed_Mass_Dependent_Age_Gradient_in_Upper_Scorpius
Authors Kendall_Sullivan_and_Adam_Kraus
URL https://arxiv.org/abs/2103.09840
若い星のアソシエーションは、星形成の研究にとって重要な場所ですが、観測結果を恒星進化のモデルと正確に比較するには、アソシエーションの年齢を決定する必要があります。さそり座上部地域は、さそり-ケンタウルスOB協会の最年少セクションであり、近くの若い低質量星の最大のコレクションです。さそり座上部の真の年齢は明確ではなく、さそり座上部や他の星形成領域で観測された質量依存の年齢勾配は、年齢測定を複雑にします。年齢勾配は、真の天体物理学的特徴を示している場合もあれば、恒星の年齢測定における認識されていない体系的な影響のアーティファクトである場合もあります。星の種族の年齢測定に対する未解決の連星(質量に依存する人口統計を持つ)の影響を調査するために、さそり座上部の星形成領域にシミュレートされたアナログの合成赤色光学低解像度分光調査を実施しました。さそり座上部で観測された質量依存の年齢勾配は、検出されていない連星の集団によって説明できることがわかります。10(RMS=2)Myrの年齢のシミュレートされた母集団について、F星の場合は10.5(RMS=3.5)Myr、M星の場合は7.5(RMS=5.8)Myrの年齢を測定します。この不一致は、質量に依存する質量比の分布と、質量光度関係の急峻さの変化によって引き起こされます。私たちの結果は、さそり座上部について以前に提案された10Myrの年齢を裏付けており、固有の年齢の広がりはわずかです。

ブラックホール候補マイクロレンズイベントにおける恒星レンズの可能性についてMACHO-96-BLG-5およびMACHO-98-BLG-6

Title On_the_Possibility_of_Stellar_Lenses_in_the_Black_Hole_Candidate_Microlensing_Events_MACHO-96-BLG-5_and_MACHO-98-BLG-6
Authors Fatima_N._Abdurrahman,_Haynes_F._Stephens,_Jessica_R._Lu
URL https://arxiv.org/abs/2103.09923
天の川銀河(N=10^8-10^9)には恒星質量ブラックホール(BH)が豊富にある可能性がありますが、これまでに検出されたのは約20個だけで、すべて降着連星系です(Casares2006)。重力マイクロレンズ法は、これまで検出されていない孤立したBHを検索するために提案された手法です。2つのマイクロレンズイベント、MACHO-1996-BLG-5(M96-B5)とMACHO-1998-BLG-6(M98-B6)は、それぞれ1996年と1998年にレンズ光源の最小角距離の近くで最初に観測され、長いアインシュタインを持っています交差時間(>300日)、レンズをブラックホールの候補として識別します。これらの各イベントのレンズ光源の接近から20年が経過しました。これは、レンズと光源の両方が発光し、それらの相対的な固有運動が十分に大きい場合、2つの成分が空間的に分解可能であることを示しています。これらのイベントで恒星レンズの可能性を排除するために、次のことを試みます。(1)Keck近赤外補償光学画像を使用して、現在解決されている可能性のある発光レンズを検索します。(2)光源のマルチバンド測光を調べて、未解決の可能性のある発光レンズからのフラックスの寄与を検索します。NIRC2画像からの検出限界を光度曲線データと組み合わせて、M96-B5では0.81mas/yr、M98-B6では2.48mas/yrを超える相対的なレンズ光源固有運動のすべての非BHレンズを排除します。さらに、WFPC2ブロードバンド画像を使用して、固有運動での恒星レンズの可能性を排除します。さまざまな分析によって許容される非BHの可能性の狭い範囲を提示します。最後に、この作業で開発された方法で残りのパラメーター空間を制約する将来の観察を提案します。

AT2020caa:事前の爆発または統計的フルークを伴うIa型超新星

Title AT2020caa:_A_Type_Ia_Supernova_with_a_Prior_Outburst_or_a_Statistical_Fluke?
Authors Monika_Soraisam,_Thomas_Matheson,_Chien-Hsiu_Lee
URL https://arxiv.org/abs/2103.09937
最近、コミュニティアラートブローカーANTARESを使用して、銀河系外の過渡現象AT2020caaを発見しました。この一時的なものは、1年の期間(2020年から2021年の間)に2回の爆発を示したようです。候補となるホスト銀河の10年にわたる歴史的な光度曲線に基づいて、これらの爆発を説明するために銀河核からの活動を除外します。測定されたピークの大きさ(候補となるホスト銀河の既知の分光学的赤方偏移を想定)は、AT2020caaを熱核超新星(SNe)または発光コア崩壊SNeの領域に置きました。後者のほんの一握りは、大質量星の質量損失に関連していると考えられている以前の爆発(PO)を示すことが知られています。Gemini/GMOSを使用して、Ia型超新星(SNIa)であることを示す現在の爆発のスペクトルを取得しました。AT2020caaのPOの性質を調べ、同じ銀河内の別個のSNである可能性が高いと結論付けます。

機械学習による3D太陽コロナループの再構築

Title 3D_solar_coronal_loop_reconstructions_with_machine_learning
Authors Iulia_Chifu_and_Ricardo_Gafeira
URL https://arxiv.org/abs/2103.09960
磁場は、コロナのさまざまな太陽現象の開始と進化に重要な役割を果たします。3D冠状磁場の構造と進化はまだあまりよく知られていません。コロナ磁場の3D構造を取得する方法は、光球からコロナへの磁場外挿を実行することです。以前の研究では、3D再構成ループの形状を規定することにより、磁場外挿により、モデル化されたフィールドと再構成ループの間でより良い一致を示す解が見つかることが示されました。また、フィールド外挿の品質が向上します。立体視は、3Dコロナループ再構成を実行するための古典的な方法を表しています。少なくとも2つの視線方向を使用します。コロナルループの見晴らしの良い場所が1つしかない場合は、他の3D再構成方法を適用する必要があります。この作業では、機械学習に基づく3Dループ再構築の方法を紹介します。この方法を開発するための私たちの目的は、コロナ磁場のモデリングのために、空間と時間で観測されたコロナループをできるだけ多く使用することです。私たちの結果は、投影情報のみに基づいて3Dループを取得できる機械学習モデルを構築できることを示しています。最終的に、ニューラルネットワークモデルは、EUV画像から識別、トレース、抽出されたコロナルループの2D情報のみを使用して、3Dジオメトリを計算できるようになります。

熱い星の周りの円盤と風:多波長分光法と干渉法からの新しい洞察

Title Disks_and_winds_around_hot_stars:_new_insights_from_multi-wavelength_spectroscopy_and_interferometry
Authors E._S._G._de_Almeida
URL https://arxiv.org/abs/2103.09968
熱い星は、星間物質のイオン化と重元素によるその濃縮の主な原因です。これらの星がどのように進化し、銀河の進化に与える影響を理解するには、環境の物理的条件を制約することが重要です。私の論文の目的は、マルチバンド分光または分光干渉計観測と洗練された非LTE放射伝達コードに直面している巨大なホットスターの光球と星周環境の物理的特性を調査することでした。私の仕事は2つの主要な研究ラインに焦点を合わせていました。1つ目は、放射状の線駆動風に関するものです。UVおよび可視分光データと放射伝達コードCMFGENを使用して、9つの銀河系O型星のサンプルの弱風現象を調査しました。この研究は、もともとO矮星に見られた弱風現象が、より進化したO星にも存在し、将来の研究では、大質量星の進化への影響を評価する必要があることを初めて示しています。私の他の研究は、非縮退星の中で最速の回転子であり、回転する赤道円盤に囲まれている古典的なBe星の研究に関するものです。私は、H$\alpha$(CHARA/VEGA)とBr$\gamma$(VLTI/AMBER)の分光干渉観測、放射伝達コードHDUSTを使用して、Bestar$\omicron$Aquariiを研究し、より良い新しい自動手順を開発しました。ディスクの運動学を制約します。このマルチバンド研究により、このオブジェクトとその環境の最も詳細な画像を描画し、現世代の放射伝達モデルの限界をテストし、VEGAで観測されたBe星の大規模なサンプルに関する将来の作業への道を開くことができました。、AMBER、および新しく利用可能なVLTI中赤外線コンバイナーMATISSE。

深みのある低質量比の接触連星CSSJ022914.4 + 044340と、発光する追加のコンパニオン

Title The_Deep_and_Low-Mass-Ratio_Contact_Binary_CSS_J022914.4+044340_with_A_Luminous_Additional_Companion
Authors Liang_Liu,_and_Xu-Zhi_Li
URL https://arxiv.org/abs/2103.10109
CSSJ022914.4+044340の最初のB、V、Rc、およびIcバンドの光度曲線が表示され、分析されます。CSSJ022914.4+044340は低質量比(0.198+-0.005)の深さ(63.7+-7.9%)の接触連星であることがわかり、磁化による潮汐ロック進化の進化段階の終わりにすでにあることを示しています風。完全に日食の性質があるため、測光ソリューションは信頼性があります。温度と金属量は、分光データからそれぞれT=5855+-15Kと[Fe/H]=-0.842+-0.031として決定されます。GaiaEDR3の視差に基づいて、CSSJ022914.4+044340の物理パラメータは、M1=1.44(+0.25、-0.22)太陽質量、M2=0.29(+0.05、-0.05)太陽質量、R1=1.26と推定されます。(+0.08、-0.06)太陽半径、R2=0.65(+0.03、-0.04)太陽半径、L1=1.718(+0.186、-0.191)太陽光度、L2=0.416(+0.039、-0.050)太陽光度。測光ソリューションを介して第3の物体に照らした割合(54%)を組み合わせると、第3の物体の光度は2.705太陽光度と推定されます。3番目の体は準巨星として推測されるかもしれません。このように、CSSJ022914.4+044340の主成分が類似のシステムの中で質量が大きい理由と、その金属量が非常に悪い理由が説明されています。

大規模なバイナリでの超新星後の膨張したコンパニオンスターの可観測性

Title The_observability_of_inflated_companion_stars_after_supernovae_in_massive_binaries
Authors Misa_Ogata,_Ryosuke_Hirai,_Kotaro_Hijikawa
URL https://arxiv.org/abs/2103.10111
超新星噴出物の影響を受けた後の大規模なバイナリのコンパニオンスターの応答の体系的な研究を実施します。合計720個の1D恒星進化計算が実行され、エネルギー注入に応じた星の膨張と収縮、およびそれがさまざまなパラメーターにどのように依存するかを追跡します。膨張期に達成される最大光度は恒星の質量にのみ依存することがわかり、その関係を説明するための分析式を導き出します。膨張の持続時間と交差するエネルギーの間にも密接な相関関係があります。これらの相関関係は、膨張したコンパニオンの将来の検出から超新星以前のバイナリパラメータを制約するのに役立ちます。また、コンパニオンインフレを考慮した場合のバイナリシステムの考えられる結果についても説明します。単純なバイナリ母集団合成に基づいて、剥ぎ取られたエンベロープの超新星の$\sim$1-3%が観測可能な膨張したコンパニオンを持っている可能性があると推定します。最後に、SN2006jcの観測されたコンパニオンにモデルを適用し、可能な超新星前のバイナリパラメータに強い制約を課します。

APOGEEデータリリース16スペクトル線リスト

Title The_APOGEE_Data_Release_16_Spectral_Line_List
Authors Verne_V._Smith,_Dmitry_Bizyaev,_Katia_Cunha,_Matthew_D._Shetrone,_Diogo_Souto,_Carlos_Allende_Prieto,_Thomas_Masseron,_Szabolcs_Meszaros,_Henrik_Jonsson,_Sten_Hasselquist,_Yeisson_Osorio,_D._A._Garcia-Hernandez,_Bertrand_Plez,_Rachael_L._Beaton,_Jon_Holtzman,_Steven_R._Majewski,_Guy_S._Stringfellow,_and_Jennifer_Sobeck
URL https://arxiv.org/abs/2103.10112
SDSSIVデータリリース16(DR16)のアパッチポイント天文台銀河進化実験(APOGEE)によって採用された更新されたHバンドスペクトル線リスト(\lambda15,000〜17,000\AA)をここに示します。APOGEEラインリストは、原子および分子ラインと、実験室、理論、および天体物理学のソースからのデータを組み合わせたものです。振動子強度と減衰定数は、「標準星」としての太陽とアルファブー(アークトゥルス)の高信号対雑音比の高解像度スペクトルを使用して調整されます。以前のDR14バージョンと比較した場合のDR16ラインリストの更新には、分子H_2OおよびFeHラインが含まれているほか、非常に大きな(〜4倍)原子ラインリストが含まれています。これには、超微細構造による遷移が大幅に多く含まれています。分割。重要な分子であるCOとOH、およびC_2とSiHについては、より最近の参考文献とラインリストが使用されました。DR14とは対照的に、DR16には、重中性子捕獲元素であるセリウム(CeIIとして)、ネオジム(NdIIとして)、イッテルビウム(YbIIとして)からの測定可能な線と、ルビジウム(RbIとして)からの1本の線が含まれています。、それはAPOGEE赤色巨星のごく一部で検出できる可能性があります。

おうし座の分野の古い引越しグループ

Title The_old_moving_groups_in_the_field_of_Taurus
Authors Jiaming_Liu,_Min_Fang,_Hao_Tian,_Chao_Liu,_Chengqun_Yang_and_Xiangxiang_Xue
URL https://arxiv.org/abs/2103.10154
この作業では、ガイアDR2からのデータにDBSCANアルゴリズムを適用することにより、おうし座フィールドの恒星グループの体系的な検索を提示します。2〜4Myrの年齢で距離が約130〜170pcの8つの若いグループ(グループ1〜8)、8〜49Myrの年齢で距離が約110の14の古いグループ(グループ9〜22)からなる22のグループが見つかります。-210pc。グループメンバーのディスク特性を特徴づけ、19個の新しいディスクベアリング星を見つけました。そのうち8個は若いグループに属し、他の11個は8〜11Myrの比較的古いグループに属しています。LAMOSTスペクトルのH$\alpha$輝線でグループメンバーの降着特性を特徴付け、10Myrの年齢でグループ10の1つのソースを発見します。これはまだ降着活動を示しています。古いグループ間の運動学的関係を調査し、グループ9が既知の牡牛座のメンバーと運動学的に関連していることを発見し、グループ10〜22と既知の牡牛座のメンバー間の運動学的関係を除外します。

ダスト粒子中の超常磁性介在物のサイズ制限と原始惑星系円盤中の磁気粒子整列の難しさ

Title Size_limit_of_superparamagnetic_inclusions_in_dust_grains_and_difficulty_of_magnetic_grain_alignment_in_protoplanetary_disks
Authors Haifeng_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2103.10243
非球形粒子と磁場との整列は、分極したダストの熱放出による磁場のプロービングの基礎を築くため、重要な問題です。この論文では、原始惑星系円盤(PPD)における磁気整列の実現可能性を調査します。ラーモア歳差運動は減衰タイムスケールと比較して高速である必要があるアライメント条件を使用します。最初に、ラーモア歳差運動のタイムスケールが、PPDに典型的な条件下で、ミリメートルサイズの粒子の減衰時間よりも約3桁長く、磁気整列が起こりそうにないことを示します。歳差運動時間は超常磁性介在物(SPI)によって短縮できますが、減少係数はSPIクラスターのサイズに強く依存します。これはいわゆる「N\'{e}elの緩和プロセス」によって制限されます。特に、SPIのサイズ制限は、SPI材料のいわゆる「異方性エネルギー定数」によって設定されます。これは、SPIの磁気モーメントの方向を変更するために必要なエネルギー障壁を表します。最も一般的な鉄含有材料の場合、ラーモア歳差運動のタイムスケールの減少係数$10^3$に対応する最大SPIサイズが見つかります。また、この最大削減係数に達するには、SPIサイズを微調整する必要があることもわかりました。最後に、単純なディスクモデルを使用して、ダスト粒子の磁気整列に対するSPIサイズ制限の影響を説明し、100$\mu$m以上のオーダーの比較的大きな粒子が磁場と整列する可能性は低いと結論付けます。SPIでも。

Soonspot:エリアとサンスポットの位置を決定するソフトウェア

Title Soonspot:_Software_to_Determine_Areas_and_Sunspot_Positions
Authors P._Galaviz,_V.M.S._Carrasco,_F._S\'anchez-Bajo,_M.C._Gallego,_J.M._Vaquero
URL https://arxiv.org/abs/2103.10295
太陽画像から太陽黒点のヘリオグラフィック座標と面積を決定するための新しいソフトウェア(Soonspot)が提示されます。このプログラムは非常にユーザーフレンドリーであり、その結果の正確さは、デブレツェンフォトヘリオグラフィックデータ(DPD)によって提供される太陽画像を使用してチェックされています。歴史的な太陽観測の研究に適用できるため、このプログラムは、17世紀にヘベリウスによって実行された太陽の描画を分析するために使用されてきました。

ガリレオ-シャイナー論争からの黒点グループの数の再検討

Title Number_of_Sunspot_Groups_from_the_Galileo-Scheiner_controversy_revisited
Authors V.M.S._Carrasco,_M.C._Gallego,_J.M._Vaquero
URL https://arxiv.org/abs/2103.10296
ガリレオ・ガリレイとクリストフ・シャイナーによる黒点の性質に関する論争の文脈で行われた黒点の観測を改訂します。黒点グループ番号を計算するための基礎として使用される、現在の黒点グループデータベースに含まれていないそれらの黒点レコードが分析されます。この作品で参照されたドキュメンタリーソースの中で、私たちは、仮名アペレスの下でマーカスウェルサーに送られた手紙に含まれているシェイナーによる黒点観測とガリレオによって行われた最初の黒点観測を強調することができます。これらの黒点観測は、これら2人の観測者の時間的範囲を拡大し、利用可能なデータがまばらである最も早い期間に現在のグループデータベースのいくつかのギャップを埋めます。さらに、ガリレオとシェーナーが一連の観測で作成した黒点の描画の品質に、2人の観測者が記録したグループの数に影響を与える変化が検出されました。また、これらの記録を、当時の他の天文学者によって行われた黒点観測と比較します。この比較によると、同じ観測日に関して、Scheinerは一般に、より多くの黒点グループを報告した天文学者でしたが、Harriot、Cigoli、およびGalileoは同様の数のグループを記録しました。これらの違いは、主に観測者が使用した観測方法によるものであると結論付けています。

ダルトン極小期直後のアントニオ・コラによる黒点記録

Title Sunspot_Records_by_Antonio_Colla_just_after_the_Dalton_Minimum
Authors V.M.S._Carrasco,_C._Bertolin,_F._Dom\'inguez-Castro,_L._de_Ferri,_M.C._Gallego,_J.M._Vaquero
URL https://arxiv.org/abs/2103.10297
アントニオ・コラは、パルマ大学(イタリア)の気象観測所でサンスポット観測を行った気象学者および天文学者でした。彼はダルトン極小期の直後の1830年から1843年まで黒点の記録を実行しました。このオブザーバーの観測日数は71日回復しました。残念ながら、これらの記録の多くは定性的であり、25回の観測から黒点グループおよび/または単一の黒点の数しか取得できませんでした。ただし、コラは黒点グループデータベースに観測者として含まれておらず、したがって黒点観測も含まれていないため、これらの記録の重要性を強調します。グループの数によると、コラによって行われた黒点の観測は、彼の時代のいくつかの観測者と似ています。一般的な観察日では、スタークだけがコラよりも多くのグループを有意に記録しました。さらに、コラの黒点図から太陽黒点の面積と位置を計算し、この観測者が記録した面積と位置の両方が非現実的であると結論付けました。したがって、コラの図面は、グループの数に関する信頼できる情報を含むスケッチのように解釈できますが、黒点の領域と位置に関する情報を科学的な目的で使用するべきではありません。

太陽周期9の振幅の再考:W.C。による黒点観測の事例つなぐ

Title Revisiting_the_Amplitude_of_Solar_Cycle_9:_The_Case_of_Sunspot_Observations_by_W.C._Bond
Authors V.M.S._Carrasco,_M.C._Gallego,_R._Arlt,_J.M._Vaquero
URL https://arxiv.org/abs/2103.10298
19世紀半ばにハーバード大学天文台の所長であったウィリアムクランチボンドは、1847年から1849年の間に詳細な黒点観測を実施しました。現在の黒点グループデータベースによると、ボンドは1848年12月26日に18グループを記録した太陽周期9で観測された太陽黒点グループの1日あたりの数が最も多い観測者であったことを強調します。ただし、太陽の図面の代わりに黒点の位置表を使用しているため、これらのカウントに重大な誤りが検出されました。そのため、ボンドによる黒点観測を再検討し、新しいグループカウントを確立しました。ボンドの図面からの黒点グループの新しいカウントは、太陽活動が以前は過大評価されていたことを示しています。さらに、この新しいカウントの後、ボンドは太陽周期9で最高の日次グループ番号を記録した天文学者ではなく、1849年2月14日に16グループのシュミットになります。太陽活動レベルの大まかな指標として使用される「最も明るい星」法で適用された値を修正するための期間1847-1849。さらに、ボンドの黒点記録とシュワベとウルフによって行われた黒点観測との比較が示されています。WolfとBondの統計は、グループ数に関して類似していると結論付けます。さらに、シュワベはボンドよりも小さなグループを観察することができました。

ガイアのディッパーのような変動性は若い星V555オリに警告しました

Title Dipper-like_variability_of_the_Gaia_alerted_young_star_V555_Ori
Authors Zs\'ofia_Nagy,_Elza_Szegedi-Elek,_P\'eter_\'Abrah\'am,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Attila_B\'odi,_J\'er\^ome_Bouvier,_M\'aria_Kun,_Attila_Mo\'or,_Borb\'ala_Cseh,_Anik\'o_Farkas-Tak\'acs,_Ott\'o_Hanyecz,_Simon_Hodgkin,_Bernadett_Ign\'acz,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_Levente_Kriskovics,_G\'abor_Marton,_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros,_Andr\'as_Ordasi,_Andr\'as_P\'al,_Paula_Sarkis,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_\'Ad\'am_S\'odor,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_R\'obert_Szak\'ats,_D\'ora_Tarczay-Neh\'ez,_Kriszti\'an_Vida,_Gabriella_Zsidi
URL https://arxiv.org/abs/2103.10313
V555Oriはおうし座T星で、2017年にガイアサイエンスアラートとして1.5等の増光が発表されました。光の変化を理解するために、光学および近赤外測光、光学分光観測を行いました。光度曲線は、V555Oriが2017年以前にかすかになり、約1年間高い状態になり、2018年半ばまでにかすかな状態に戻ったことを示しています。長期的なフラックスの進化に加えて、準周期的な明るさの振動も明らかであり、その周期は約5日でした。光の波長では、長期的変動と短期的変動の両方が無色の変化を示しましたが、近赤外では、それらは消滅の変化と一致していました。消光の変化による明るさの変化について説明します。物体の降着率は低く、その変化自体では磁束の変化を再現するには不十分です。この振る舞いにより、V555Oriは、前主系列星AATauに似たものになります。この場合、光の変化は、回転する内側の円盤のゆがみによる星の周期的な日食として解釈されます。V555Oriの最大輝度は適度に不明瞭($A_V$=2.3等)状態でしたが、低状態での消光は$A_V$=6.4等でした。Gaiaアラートが降着バーストを示唆しているのに対し、V555OriはプロトタイプのAATauと同様の標準的なディッパーであることがわかりました。ただし、AAタウとは異なり、周期的な振る舞いは微弱な段階でも検出可能であり、システムの高状態と低状態の両方で内側のディスクワープが安定したままであることを意味します。

放射電磁流体力学シミュレーションにおけるEUV波の性質の調査

Title Exploring_the_Nature_of_EUV_Waves_in_a_Radiative_Magnetohydrodynamic_Simulation
Authors Can_Wang,_Feng_Chen,_Mingde_Ding
URL https://arxiv.org/abs/2103.10326
コロナ極紫外線(EUV)波は、コロナ内を伝播する大規模な擾乱であり、その物理的性質と起源は何十年にもわたって議論されてきました。コロナルEUV波とそれに伴う準周期波列の最初の3次元(3D)放射電磁流体力学(RMHD)シミュレーションを報告します。数値実験はMURaMコードを使用して行われ、対流層からコロナへの磁束の出現による太陽活動領域の形成をシミュレートします。コロナルEUV波は、磁束ロープの噴火によって駆動され、Cクラスのフレアも発生します。それは、約550〜700kms$^{-1}$の範囲の初速度で半円形に伝播します。これは、約1.2の平均マッハ数(高速磁気音響波と比較して)に対応します。さらに、波面でのプラズマ密度、圧力、および接線磁場の急激な増加は、冠状EUV波の高速モード衝撃の性質を確認します。周期が約30秒の準周期的な波面は、先行する波面の後ろと噴出する磁束ロープの前を伝搬する複数の二次波面として見られます。また、3D空間の真の波面は非常に不均一である可能性がありますが、EUV放射の見通し内統合により、3Dの鋭い構造が大幅に滑らかになり、波面がより拡散します。

誤って非対称の暗黒物質

Title Accidentally_Asymmetric_Dark_Matter
Authors Pouya_Asadi,_Eric_David_Kramer,_Eric_Kuflik,_Gregory_W._Ridgway,_Tracy_R._Slatyer,_Juri_Smirnov
URL https://arxiv.org/abs/2103.09822
重い暗いクォークを持つ閉じ込められた$SU(N)$暗いセクターにおける一次相転移の影響を研究します。このセクターのバリオンは暗黒物質の候補です。閉じ込め相転移の間、重いクォークは、閉じ込められていない相の孤立した収縮ポケットの中に閉じ込められ、暗いクォークの存在量を劇的に抑制する消滅の第2段階を引き起こします。生き残った存在量は、各ポケットの局所的な偶発的な非対称性によって決定されます。正しい暗黒物質の存在量は、通常のユニタリー性の限界を超えて、$\mathcal{O}(1-100)$PeVダーククォークに対して得られます。

暗黒物質の熱スクイーズアウト

Title Thermal_Squeezeout_of_Dark_Matter
Authors Pouya_Asadi,_Eric_David_Kramer,_Eric_Kuflik,_Gregory_W._Ridgway,_Tracy_R._Slatyer,_Juri_Smirnov
URL https://arxiv.org/abs/2103.09827
$SU(N)$ゲージ群と単一世代の暗黒クォークを用いて、暗黒セクターにおける閉じ込め相転移の詳細な研究を実施します。相転移の前にその存在量が凍結し、相転移が一次になるように、十分に重いクォークに焦点を合わせます。この相転移の間に、クォークは閉じ込められていない相の収縮ポケットの中に閉じ込められ、かなりの速度で相互作用するのに十分に圧縮され、結果として生じる暗黒物質の存在量を劇的に変えることができる消滅の第2段階を引き起こすことがわかります。その結果、暗黒物質は、よく引用されるユニタリー性の限界である$\sim100〜$TeVよりも重くなる可能性があります。私たちの調査結果は、ダークセクターと標準模型の間のポータルの詳細とはほぼ完全に独立しています。そのようなセクターの考えられるシグナルについて簡単にコメントします。私たちの主な調査結果はコンパニオンレターに要約されていますが、ここでは計算のさまざまな部分についてさらに詳しく説明します。

FIMPがニュートリノに崩壊するとき:$ N_ \ mathrm {eff} $ストーリー

Title When_FIMPs_Decay_into_Neutrinos:_The_$N_\mathrm{eff}$_Story
Authors Alexey_Boyarsky,_Maksym_Ovchynnikov,_Nashwan_Sabti_and_Vsevolod_Syvolap
URL https://arxiv.org/abs/2103.09831
弱く相互作用する巨大粒子(FIMP)の存在は、初期の宇宙における相対論的種$N_\mathrm{eff}$の有効数に重大な影響を与える可能性があります。この研究では、ニュートリノに崩壊する可能性のある短命のFIMPが$N_\mathrm{eff}$にどのように影響するかを詳細に調査し、その進化を支配する関連する影響を強調します。不安定なFIMPがエネルギーの大部分をニュートリノに注入したとしても、$N_{\mathrm{eff}}$を減少させ、ニュートリノのスペクトル歪みをこの効果の背後にある駆動力として特定する可能性があることを示します。ケーススタディとして、ヘビーニュートラルレプトン(HNL)を検討し、それらのパラメーター空間のどの領域が$N_{\mathrm{eff}}$を増加または減少させるかを示します。さらに、宇宙マイクロ波背景放射からHNLの寿命の限界を導き出し、ハッブルの緊張を緩和する上でHNLが果たす可能性のある役割についてコメントします。

強磁場下の中性子星物質のデルタバリオン

Title Delta_Baryons_in_Neutron-Star_Matter_under_Strong_Magnetic_Fields
Authors Veronica_Dexheimer,_Kauan_D._Marquez,_D\'ebora_P._Menezes
URL https://arxiv.org/abs/2103.09855
この研究では、バリオンオクテットと追加のより重いスピン3/2バリオン($\Delta$)を含む中性子星物質に対する磁場の影響を研究します。中間子の追加のベクトル-アイソベクトル自己相互作用を含む2つの異なる相対論的ハドロンモデルを利用します。1つのバージョンの相対論的平均場(RMF)モデルとキラル平均場(CMF)モデルです。追加の相互作用と強い磁場の両方が、ハイペロンの相対密度を減少させながら、高密度物質の$\Delta$バリオン集団を強化することを発見しました。ベクトル-アイソベクトル中間子相互作用が中性子星の質量をほとんど変更しない($<0.1〜M_\odot$)と同時に、それらの半径を大幅に減少させ、両方のモデルが観測とよりよく一致することを可能にします。一緒に、これらの特徴は、磁気中性子星がそれらの内部に$\Delta$バリオンを含む可能性が高いことを示しています

アインシュタイン-ディラトンガウス-ボンネ重力における回転ブラックホールの準ノーマルモード:回転の1次

Title Quasi-normal_modes_of_rotating_black_holes_in_Einstein-dilaton_Gauss-Bonnet_gravity:_the_first_order_in_rotation
Authors Lorenzo_Pierini,_Leonardo_Gualtieri
URL https://arxiv.org/abs/2103.09870
重力分光法(ブラックホール連星のリングダウン信号からのブラックホールの準ノーマルモードの測定)は、強磁場、大曲率領域で重力をテストするための最も有望なツールの1つですが、修正された重力理論の特定の場合におけるブラックホール準ノーマルモードの知識、一般相対性理論のヌルテストのみが可能です。より具体的には、典型的なコンパクトなバイナリマージは大きなスピンを持つブラックホールにつながるため、ブラックホールの回転モードを知る必要があります。この記事では、修正ニュートン力学でブラックホールを回転させる重力準法線モードを、スピンの1次まで初めて計算します。アインシュタイン-ディラトンガウス-ボンネ重力は、大曲率領域における一般相対性理論の最も単純な修正の1つであると考えています。一般相対性理論の修正によるモード周波数と減衰時間のシフトは、回転によって大幅に拡大されることがわかります。

不等質量の回転するコンパクトオブジェクトバイナリの初期データの新しい公開コード

Title A_new_public_code_for_initial_data_of_unequal-mass,_spinning_compact-object_binaries
Authors L._Jens_Papenfort,_Samuel_D._Tootle,_Philippe_Grandcl\'ement,_Elias_R._Most_and_Luciano_Rezzolla
URL https://arxiv.org/abs/2103.09911
制約を満たす初期データの構築は、コンパクトオブジェクトバイナリのダイナミクスの数値的調査に不可欠な要素です。2つのブラックホール、2つの中性子星、またはブラックホールと中性子星のいずれかを含むバイナリの一般的な準平衡構成を計算するために、長年にわたっていくつかのコードが開発されてきましたが、これらのコードは公開されていないか、バイナリ内のコンポーネントの質量比とスピンに関して制限された機能。ここでは、バイナリブラックホール(BBH)、バイナリ中性子星(BNS)、およびブラックホールと中性子星(BHNS)の混合バイナリの主要なパラメータ空間を探索できるスペクトル楕円ソルバーの新しいオープンソースコレクションを紹介します。特に重要なのは、非回転であるか、軌道に平行な固有のスピン角運動量を持つ中性子星を処理するスペクトルソルバーライブラリの機能です。ゼロまたは有限温度での解析的状態方程式と表形式の状態方程式の両方をサポートすることにより、新しいインフラストラクチャは、BHNSおよびBNSバイナリの構築を可能にすることを特に目的としています。後者の場合、新しいソルバーが、極端な質量比やスピンの非対称性など、物理的にもっともらしいパラメーター空間の最も極端なコーナーに到達できることを示します。これにより、これまでに計算された最も極端なBNSを表します。体系的な一連の例を通じて、ソルバーがBBH、BNS、およびBHNSの準平衡および離心率が低減された初期データを構築し、すべての場合にスペクトル収束を達成できることを示します。さらに、このような初期データを使用して、これらのシステムのインスピレーションから合併後までの進化を実行し、偏心$\lesssim10^{-4}-10^{-3}$と、正確な重力波形を備えた進化を取得しました。

分子二原子分光データ

Title Molecular_diatomic_spectroscopy_data
Authors Laura_K._McKemmish
URL https://arxiv.org/abs/2103.09995
正確で包括的な二原子分子分光データは、天体物理学、工業、その他のガス環境を測定および監視するためのさまざまなアプリケーションで長い間重要でした。これらのデータは、量子化学や量子コンピューターからの応用のベンチマーク、超低温化学、標準模型を超える物理の探索にも広く使用されています。有用なデータは、ラインリストのように非常に詳細であるか、分子定数のように合計であり、理論、実験、または組み合わせから取得できます。利用可能なデータは豊富にありますが(まだ十分ではありません)、これらのデータは散在していることがよくあります。たとえば、分子定数は、既存の編集がまだ年間200回以上引用されているにもかかわらず、1979年以降編集されていません。さらに、データは相互接続されていますが、あるタイプのデータの更新は、相互接続されたデータを更新するためにまだ定期的に適用されていません。特に、新しい実験データとab-initioデータは、分子上の他のデータと定期的に統合されていません。このペーパーでは、データプロデューサー(ab-initio電子構造理論家や実験分光学者など)、データモデラー(ラインリスト作成者など、分子の1つの側面に関するデータを完全なエネルギーおよび分光法に接続するその他のデータ作成者)間の接続を強化するための情報と戦略を提供します。説明)およびデータユーザー(天文学者、化学物理学者など)。ソース、使用法、コンパイル、相互接続性など、すべての主要なデータ型について説明します。適切な帰属を伴う新しいデータの最適な使用を促進するために、理論的および実験的なデータプロデューサー、データモデラー、およびデータユーザーに明示的なアドバイスが提供されます。

原始量子ゆらぎのスペクトル指数のモデルに依存しない予測

Title Model_Independent_Prediction_of_the_Spectral_Index_of_Primordial_Quantum_Fluctuations
Authors Cesar_Gomez,_Raul_Jimenez
URL https://arxiv.org/abs/2103.10144
インフレーション宇宙論の最も重要な成果の1つは、スカラー曲率宇宙論的変動のパワースペクトルのスケール不変性からの逸脱を予測することです。この傾きは、インフレのダークエネルギーが支配的な時代を説明する準ドジッター古典的な状態方程式の結果として理解されます。ここでは、前の作業に続いて、スカラー量子スペクテイターモードのドジッター真空に関連付けられた量子フィッシャー情報のスケール不変性の逸脱を見つけます。これは、エネルギースケールへの明確な依存性を伴う純粋に量子宇宙論的な傾きを引き起こします。この量子傾斜は、観客モードのスケールに依存するエネルギーの不確実性に刻印されています。このモデルの独立したエネルギーの不確実性の有効な準ドジッター記述は、すべてのエネルギースケールで有効な準ドジッターパラメーターを一意に設定します。特に、ほぼ一定の$\epsilon$を特徴とするスローロールレジームでは、スペクトルインデックスの量子フィッシャー(モデルに依存しない)予測は$(1-n_s)=0.0328$($n_s=0.9672$)です。。さらに、量子宇宙論的傾斜のエネルギースケール依存性は、傾斜が赤から青に変わるCMBスケールよりも高いエネルギーでの宇宙論的相転移の存在を意味します。これは、有効なスカラロンが通常の相対論的物質としてスペクトル指数に寄与し、パワースペクトルの対応する成長が小さな質量の原始ブラックホールの形で暗黒物質をもたらす可能性があるインフレ前の段階の存在を強く示唆しています。これらの予測につながる量子宇宙論的傾斜の原因と特徴は、ド・ジッター真空状態のエンタングルメント特徴によって決定されます。

物質と超新星ニュートリノの振動のコヒーレンス

Title Coherence_of_oscillations_in_matter_and_supernova_neutrinos
Authors Yago_P._Porto-Silva,_Alexei_Yu._Smirnov
URL https://arxiv.org/abs/2103.10149
密度プロファイルの異なる媒体におけるニュートリノ振動の伝搬コヒーレンスを研究します。各プロファイルについて、コヒーレンス長$L_{coh}$のニュートリノエネルギーへの依存性を見つけ、距離とエネルギーと運動量の表現における結果の対応の問題に対処します。問題の重要な新機能は、$L_{coh}\rightarrow\infty$である「無限コヒーレンス」のエネルギー$E_0$の周りのコヒーレンスが強化されたエネルギー範囲の存在です。配位空間では、無限のコヒーレンスは、固有状態の(有効な)群速度の同等性に対応します。一定密度の媒体には、固有の$E_0$があります。これは、質量状態の振動のMSW共鳴エネルギーと一致し、フレーバー状態のMSW共鳴エネルギーに近いものです。質量のないニュートリノまたは非常に密度の高い媒体中のごくわずかな質量の場合、コヒーレンスは継続的に持続します。断熱の場合、周期的な密度変化に対して無限のコヒーレンスが実現されます。断熱性違反は、波束(WP)の形状係数を変更し、それらの拡散につながります。密度が急激に変化する媒体(ジャンプ)では、各ジャンプの交差時に固有状態の分割が発生します。単一ジャンプと周期的密度ジャンプでのコヒーレンス長の増加を研究します-城壁(CW)プロファイル。CWプロファイルの場合、パラメトリック共振に対応するいくつかの$E_0$があります。超新星ニュートリノの結果の応用について概説しました。特に、2つの衝撃波面間のコヒーレンスが観測可能な振動効果につながることを示し、我々の分析は、デコヒーレンスが崩壊する星の中心部分のフレーバー変換とは無関係である可能性があることを示唆しています。

アイソスピンフレーバーの非対称性を持つQuarkyonic星

Title Quarkyonic_stars_with_isospin-flavor_asymmetry
Authors J._Margueron,_H._Hansen,_P._Proust_and_G._Chanfray
URL https://arxiv.org/abs/2103.10209
McLerranとReddyのquarkyonicモデルのアイソスピン非対称物質への拡張を提案します。この拡張により、クォーク、核子、レプトンの間の$\beta$平衡を構築することができます。クォーク物質の概念は、核子がフェルミ面近くの正しい自由度である多数の色の限界に由来します-閉じ込め力を反映して-フェルミ海のクォークの奥深くに自然に現れます。アイソスピン非対称物質では、この新しい概念は、核子とクォークセクターを区別するシェルギャップ間のグローバルなアイソスカラー関係内で実装できることを提案します。さらに、核子相とクォーク相のアイソスピンフレーバーの非対称性の保存を課します。このモデル内では、核子セクターのSLy4モデルの上にいくつかの四重星が構築され、音速にバンプが生じます。これは、四重星が体系的に大きく、関連する中性子星よりも最大質量が大きいことを意味します。彼らはまた、$\beta$平衡での陽子の割合が低いことを予測しており、これは巨大なコンパクト星の急速な冷却を潜在的に抑制します。