| Title |
Evolution_of_the_cluster_of_primordial_black_holes_within_the_Fokker-Planck_approach |
| Authors |
V.D._Stasenko,_A.A._Kirillov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10503 |
ブラックホールへのガス降着を無視したフォッカープランク方程式に基づく原始ブラックホールのクラスターの進化の計算結果が示されています。さらに、クラスターの中心にある巨大なブラックホールがその進化にどのように影響するかを考察します。それはクラスターの中央領域に追加の可能性を生み出し、周囲のブラックホールを捕らえる可能性があるにもかかわらず、中央のブラックホールの無視できる成長率が1Gyrで示されました。さらに、クラスターの大幅な（約10倍）拡張が見られます。
CMBBモード偏光に対する二次効果への統一されたアプローチ
| Title |
Unified_approach_to_secondary_effects_on_the_CMB_B-mode_polarization |
| Authors |
Toshiya_Namikawa,_Atsushi_Naruko,_Ryo_Saito,_Atsushi_Taruya,_Daisuke_Yamauchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10639 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光に対するすべての可能な二次（つまり非原始）非線形効果を推定するための体系的で統一されたアプローチを開発します。これは、カーブオブサイトインテグレーションアプローチと呼ばれます。このアプローチでは、偏光光子のボルツマン方程式は、線形次数CMB計算で使用される背景宇宙の測地線ではなく、摂動宇宙の正確な測地線に沿った見通し内積分で書き直されます。このアプローチは、光子フリーストリーミングレジームの非線形重力効果でボルツマン階層を解く難しさを解決し、CMBレンズの標準的な再マッピングアプローチを非線形衝突効果のボルツマン方程式を解く直接アプローチに統合します。この論文では、次の式を導き出します。（i）すべての非線形効果を含む。（ii）再電離後の寄与などの拡張されたソースを処理できます。それは、再マッピングアプローチによるCMBレンズ効果の標準的な推定において可能な系統学を議論するための強固なフレームワークを提供します。明示的なデモンストレーションとして、すべての前景重力効果（レンズ効果、赤方偏移、時間遅延、放射角度、偏光回転子効果）によって誘発される二次Bモードパワースペクトルを推定します。これらの効果は、効果を見落とすことなく、重複しないように適切に定義されています。次に、これらの効果が、一致$\Lambda$コールドダークマターモデルの標準的なレンズ誘起Bモードパワースペクトルに対して0.001〜0.01％のオーダーの補正のみを与えることを示します。私たちの結果は、テンソル対スカラー比が$r\sim10^{-3}$の原始重力波を検出することを目的とした、今後のCMB実験でリマッピングアプローチを使用することの信頼性を確認しています。
宇宙論の標準的なパラダイムは、一般相対性理論（GR）が、適切にテストされていないスケールでの重力の有効な理論であると想定しています。モデルに力を与えたい場合、またはデータでGRからの逸脱を見つけたい場合は、GRとその代替の新しいテストを開発することが重要です。GRの代替案は通常、非線形方程式によって定義されるため、これらの理論の新しいテストを設計することは、複雑さが増し、シミュレーション手法を改良する必要があることを意味します。宇宙論的シミュレーションの文脈で修正重力（MG）を扱うための既存の技術を要約します。MGの$N$-bodyコードは通常、標準重力コードに基づいています。必要な拡張機能について説明し、モデルを元の動機に従ってではなく、数値論者が直面しなければならない数値上の課題によって分類します。MGモデルは通常、楕円型方程式を生成します。これには、マルチグリッド法が適しています。したがって、このレビューの大部分をこの特定の手法の説明に費やします。マルチグリッド法に関する他のレビューとは異なり、MG方程式を解くために必要な特定の手法に焦点を当て、有用なトリックを説明します。最後に、静的近似を超えてバリオンを処理するための拡張機能について説明します。
非常に低質量の星CIDA1の周りの遷移円盤の明るい内部円盤と構造
| Title |
A_bright_inner_disk_and_structures_in_the_transition_disk_around_the_very_low_mass_star_CIDA_1 |
| Authors |
P._Pinilla,_N._T._Kurtovic,_M._Benisty,_C._F._Manara,_A._Natta,_E._Sanchis,_M._Tazzari,_S._M._Stammler,_L._Ricci,_and_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10465 |
非常に質量の小さい星や褐色矮星の周りの原始惑星系円盤の観測は依然として困難であり、これらの円盤の特性についてはほとんど知られていません。CIDA1の周りのディスク（$\sim$0.1-0.2$M_\odot$）は、非常に質量の小さい星の周りに大きな空洞（半径20auのサイズ）をホストする数少ない既知のディスクの1つです。CIDA1のバンド7（0.9mm）とバンド4（2.1mm）で、$\sim0.05''\times0.034''$の解像度で新しいALMA観測を示します。これらの新しいALMA観測は、非常に明るく未解決の内部ディスク、ダスト放出の浅いスペクトルインデックス（$\sim2$）、および20auにあるリングの複雑な形態を明らかにしています。また、CIDA1の降着率の値が$\dot{M}_{\rmacc}$=1.4$〜\times〜10^{-8}M_であることを確認するX-Shooter（VLT）観測値も示します。\odot$/年。$\dot{M}_{\rmacc}$のこの高い値、観測された内部ディスク、および20auの大きな空洞は、観測された空洞の潜在的な起源としての光蒸発のモデルを除外します。これらの観測結果を、惑星とディスクの相互作用、塵の進化、放射伝達を組み合わせたモデルと比較する場合、0.5$M_{\rm{Jup}}$を超える惑星を、大きな空洞の潜在的な起源として除外します。長寿命で明るいインナーディスクを維持します。この惑星の質量体制においてさえ、粒子が内側に移動するのを止め、百万年のタイムスケールで明るい内側の円盤を維持するために、追加の物理的プロセスが必要になるかもしれません。このようなメカニズムには、非常に接近した余分な惑星またはデッドゾーンの内側の端によって形成されたトラップが含まれます。CIDA1の周りのディスクの低いスペクトル指数は説明するのが難しく、現在のダスト進化モデル、特に圧力バンプ内の粒子の断片化、成長、拡散などのプロセスに挑戦します。
彗星核のガス放出トルクの分類学と結果
彗星からの異方性ガス放出は、核の角運動量を急速に変化させるのに十分なトルクを発揮し、回転の不安定性につながる可能性があります。ここでは、彗星のサンプルのスピン変化の経験的測定を使用して、トルクを特徴付け、単純なモデルからの期待と比較します。データとモデルの両方が、特徴的なスピンアップタイムスケール$\tau_s$が核半径$r_n$の強力な関数であることを示しています。経験的に、彗星のタイムスケール（ほとんどがペリヘリオン1〜2AUおよび離心率$\sim$0.5）は、$\tau_s\sim100r_n^{2}$として変化することがわかります。ここで、$r_n$はキロメートルで表され$\tau_s$は年単位です。アクティブな核表面の割合は、$f_A\sim0.1r_n^{-2}$として変化します。トルクの無次元モーメントアームの中央値は$k_T$=0.007（つまり、逃げる運動量の$\sim$0.7\％が原子核にトルクを与える）であり、弱い（$<$3$\sigma$）証拠があることがわかります。サイズ依存性$k_T\sim10^{-3}r_n^2$。サブキロメートルの原子核は、公転周期に匹敵するスピンアップタイムスケールを持っており、ガス放出トルクが小さな原子核を回転破壊に向けて迅速に駆動できることを確認しています。トルクによって引き起こされる回転の不安定性は、サブキロメートルの短周期彗星核の不足と、サングレーザー彗星の近日点破壊の原因である可能性があります。小さなメインベルト彗星での持続的なガス放出によるトルクは、非常に小さい（$\lesssim$1gs$^{-1}$）質量損失率であっても、YORPトルクに匹敵する可能性があります。最後に、$\tau_s$、$f_A$、および$k_T$の測定された分布における観測バイアスが果たす重要な役割を強調します。
カイパーベルトオブジェクトアロコスの注目に値する明るい首に関するいくつかの新しい結果と展望
| Title |
Some_New_Results_and_Perspectives_Regarding_the_Kuiper_Belt_Object_Arrokoth's_Remarkable,_Bright_Neck |
| Authors |
S._Alan_Stern,_Brian_Keeney,_Kelsi_Singer,_Oliver_White,_Jason_D._Hofgartner,_Will_Grundy,_and_The_New_Horizons_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10780 |
ニューホライズンズが調査した小さなカイパーベルトオブジェクト（KB）の最も印象的で興味深い特徴の1つであるアロコスは、2つのローブの接合部にある明るい環状のネックです。ここでは、この機能のプロパティに関して過去に報告された調査結果を要約し、その寸法、反射率と色、形状プロファイル、および識別可能なクレーターの欠如に関する新しい調査結果を報告します。この珍しい機能の考えられる起源のシナリオを列挙することによって結論を下します。新しい結果には、8+/-1.5km2の観測された首の面積、32km2の総首表面積、首の周囲と高さの12.5：1の比率、観測された首の通常の反射率ヒストグラム、および重要な（つまり、2シグマを超える）カラーユニットが識別されなかったという事実。つまり、首の色は、最高のカラー画像の1.5km/ピクセルスケールで一般に空間的に均一です。首の明るい素材のいくつかの起源仮説について簡単に説明しますが、現時点で実際の起源メカニズムであると決定的に証明できるものはありません。いくつかの将来のテストが識別されます。
バルジと回転楕円体銀河の起源における二重性
| Title |
A_duality_in_the_origin_of_bulges_and_spheroidal_galaxies |
| Authors |
L._Costantin,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_J._M\'endez-Abreu,_M._Huertas-Company,_P._Dimauro,_B._Alcalde-Pampliega,_F._Buitrago,_D._Ceverino,_E._Daddi,_H._Dom\'inguez-S\'anchez,_N._Espino-Briones,_A._Hern\'an-Caballero,_A._M._Koekemoer,_G._Rodighiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10438 |
巨大な銀河を構築するさまざまな構造要素の分解された星の種族を研究することで、それらの集合の歴史が直接明らかになります。GOODS-Nフィールドの巨大な銀河（$M_{\star}>10^{10}$M$_{\odot}$）のバルジと純粋な回転楕円体の代表的なサンプルの星の種族の特性を特徴づけることを目指しています。SHARDSおよびHSTデータによって提供されるスペクトルおよび空間情報を利用して、銀河光のマルチイメージ分光光度デカップリングを実行します。赤方偏移範囲$0.14<z\leq1$のバルジとディスクについて、スペクトル分解能$R\sim50$でスペクトルエネルギー分布を個別に導出します。これらのSEDを分析すると、バルジ形成の赤方偏移の二峰性分布の証拠が見つかります。それらの33％が古い質量加重年齢を示していることがわかり、中央値の形成赤方偏移$z_{\rm{form}}={6.2}_{-1.7}^{+1.5}$を意味します。それらは円盤銀河に埋め込まれた初期の宇宙の遺物です。数が支配的な第2の波は、赤方偏移の中央値$z_{\rm{form}}={1.3}_{-0.6}^{+0.6}$で形成されたバルジを説明します。最も古い（1$^{\rm{st}}$-wave）バルジは、最も若いものよりもコンパクトです。事実上すべての純粋な回転楕円体（つまり、ディスクのない回転楕円体）は、2$^{\rm{nd}}$波の膨らみと同時であり、形成の中央値の赤方偏移を示します$z_{\rm{form}}={1.1}_{-0.3}^{+0.3}$。バルジ形成の2つの波は、恒星の年齢だけでなく、星形成モードでも区別できます。すべての1$^{\rmst}$波のバルジは、$z\sim6$で急速に形成され、通常のタイムスケールは約200Myrです。2$^{\rm{nd}}$波のバルジのかなりの部分がゆっくりと組み立てられ、星形成のタイムスケールは1Gyrに達します。この研究の結果は、巨大な円盤状の銀河の中心が実際に宇宙で形成された最も古い回転楕円体を宿していることを示唆しています。
超コンパクトな矮小銀河は、モノリシックに形成されますか、それとも結合した星団複合体として形成されますか？
| Title |
Do_ultra_compact_dwarf_galaxies_form_monolithically_or_as_merged_star_cluster_complexes? |
| Authors |
Hamidreza_Mahani,_Akram_Hasani_Zonoozi,_Hosein_Haghi,_Tereza_Jerabkova,_Pavel_Kroupa,_Steffen_Mieske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10439 |
一部の超小型矮小銀河（UCD）は、標準的な初期質量関数を仮定して、星の種族から予想されるものに関して、観測された動的Vバンド質量光度比（$M/L_{\rmV}$）が高くなっています。（IMF）。観測により、いくつかのUCDの中心にコンパクトな暗い物体が存在することも明らかになりました。これは、UCDの現在の恒星の質量の数〜15％の質量を持っています。この中心質量濃度は、通常、超大質量ブラックホールとして解釈されてきましたが、原則として、恒星の残骸のサブクラスターになることもあります。UCDの次の2つの形成シナリオ、i）モノリシック崩壊、およびii）大量の星が破裂する領域で観察される、クラスター複合体における星団の合併を調査します。UCDのさまざまな初期恒星質量とIMFが普遍的であるか、統合銀河IMF（IGIMF）理論に従って金属量と密度で体系的に変化すると仮定して、さまざまな進化段階でのUCDの物理的特性を調査します。IMFが不変で普遍的である場合、UCDの観測された上昇した$M/L_{\rmV}$比は再現できませんが、密度と金属量によって体系的に変化する経験的に導き出されたIMFは観測と一致しています。暗い残骸のUCD質量依存の保持率を組み込むと、この一致が改善されます。さらに、N体シミュレーションの結果を若いUCDに適用し、観測された$M/L_{\rmV}$比を表す同じ初期条件が、半質量半径と現在の観測された関係を再現することを示します。UCDの塊。したがって、この調査結果は、$M/L_{\rmV}$比が高いUCDの大部分は、中央に集中している重要な残留質量成分でモノリシックに形成されている可能性があり、$M/L_V$値が小さいUCDは統合された星団複合体。
近くの円盤銀河全体の$ ^ {12} $ CO（2-1）/（1-0）線比に対する新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_the_$^{12}$CO(2-1)/(1-0)_Line_Ratio_Across_Nearby_Disc_Galaxies |
| Authors |
J._S._den_Brok,_D._Chatzigiannakis,_F._Bigiel,_J._Puschnig,_A._T._Barnes,_A._K._Leroy,_M._J._Jim\'enez-Donaire,_A._Usero,_E._Schinnerer,_E._Rosolowsky,_C._M._Faesi,_K._Grasha,_A._Hughes,_J._M._D._Kruijssen,_D._Liu,_L._Neumann,_J._Pety,_M._Querejeta,_T._Saito,_A._Schruba,_and_S._Stuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10442 |
CO（2-1）とCO（1-0）の両方の線は、銀河内の分子ガスの質量を追跡するために使用されます。異なる線を使用して研究間で分子ガス質量の推定値を変換するには、CO（2-1）とCO（1-0）の比率$R_{21}$の動作を十分に理解する必要があります。IRAM30-mEMPIRE調査からの新しい高品質CO（1-0）データを、HERACLES、PHANGS-ALMA、および新しいIRAM30-mM51大規模プログラムから入手可能な最新のCO（2-1）マップと比較します。これにより、27"（${\sim}1{-}2$kpc）の解像度で、近くにある9つの巨大な星形成渦巻銀河の完全な星形成ディスク全体で$R_{21}$を測定できます。個々の銀河すべての輝度加重平均をとったときの平均$R_{21}=0.64\pm0.09$。この結果は、文献の単一点測定から導き出された円盤銀河の平均比と一致しています。$R_{\rm21、lit}〜=〜0.59^{+0.18}_{-0.09}$。この比率は、データのポイントツーポイントの散乱と比較して弱い放射状の変動を示しています。9つのターゲットのうち6つで銀河全体の平均に関する$R_{21}$の中心的な強化は、$\sim10{-}20\％$のオーダーです。$R_{21}での$\sim$20％の方位方向の散乱を推定します。固定の銀河中心半径で$ですが、この測定は1.5kpcの比較的粗い解像度によって制限されます。$R_{21}$とCO輝度温度、IR強度、70対160$\mu$m比の間に穏やかな相関関係があります。およびIR対CO比。すべての相関関係はその$R_{21}$は、ガスの面密度、星形成率の面密度、および星間放射場とともに増加します。
ブラックホールが銀河全体ではなくバルジ（および中央表面密度）をトレースするのはなぜですか？
| Title |
Why_do_Black_Holes_Trace_Bulges_(&_Central_Surface_Densities),_Instead_of_Galaxies_as_a_Whole? |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech),_Sarah_Wellons_(Northwestern),_Daniel_Angles-Alcazar_(UConn),_Claude-Andre_Faucher-Giguere_(Northwestern),_Michael_Y._Grudic_(Northwestern) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10444 |
銀河核のブラックホール（BH）に燃料を供給する以前の研究では、降着は動的であり、流入速度は$\dot{M}\sim\eta\、M_{\rmgas}/t_{\であると主張しています。ガス質量$M_{\rmgas}$、動的時間$t_{\rmdyn}$、およびいくつかの$\eta$の観点からのrmdyn}$。しかし、これらのモデルは一般に、恒星のフィードバックによるガスの放出を無視しているか、放出が非効率的である非常に高密度であると見なされていました。ただし、星形成の研究では、サブkpcスケールで、放出効率$f_{\rmwind}=M_{\rmexclude}/M_{\rmtotal}$が、重力加速度を$（1-f_）としてスケールすることが示されています。{\rmwind}）/f_{\rmwind}\sim\bar{a}_{\rmgrav}/\langle\dot{p}/m_{\ast}\rangle\sim\Sigma_{\rmeff}/\Sigma_{\rmcrit}$where$\bar{a}_{\rmgrav}\equivG\、M_{\rmtot}（<r）/r^{2}$and$\langle\dot{p}/m_{\ast}\rangle$は、若い星からの運動量注入率です。これを恒星フィードバックの最も単純な補正$\eta\rightarrow\eta\、（1-f_{\rmwind}）$として採用し、これが低密度での恒星フィードバックを使用したシミュレーションのより正確な説明を提供することを示します。これは即座に結果をもたらし、例えば$M-\sigma$および$M-M_{\rmbulge}$関係、$L_{\rmAGN}-$SFR関係の傾きと正規化、およびコンパクトEsの外れ値の説明。最も驚くべきことに、星形成シミュレーションは、総質量面密度$M_{\rmtot}/\pi\、r^{2}<\Sigma_{より下で放出が効率的（$f_{\rmwind}\sim1$）であることを示しているためです。\rmcrit}\sim3\times10^{9}\、M_{\odot}\、{\rmkpc^{-2}}$（ここで、$\Sigma_{\rmcrit}=\langle\dot{p}/m_{\ast}\rangle/（\pi\、G）$）、BH質量は、臨界面輝度$\Sigma_{\rmcrit}$（Bバンド$\mu_{\rmB}^{\rmcrit}\sim19\、{\rmmag\、arcsec^{-2}}$）。これは当然、BH質量が「総」銀河特性ではなく、バルジ特性または中心表面密度（$\Sigma_{1\、{\rmkpc}}$）を優先的に反映する理由を説明しています。
z〜4での明るいQSOの光度関数と宇宙電離背景への影響
| Title |
The_Luminosity_Function_of_bright_QSOs_at_z~4_and_implications_for_the_cosmic_ionizing_background |
| Authors |
K.Boutsia,_A.Grazian,_F._Fontanot,_E._Giallongo,_N._Menci,_G._Calderone,_S._Cristiani,_V._D'Odorico,_G._Cupani,_F._Guarneri,_and_A._Omizzolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10446 |
最近の調査結果に基づいて、赤方偏移z>3の明るいクエーサーの数は絶えず上方修正されています。現在のコンセンサスは、明るい光度（$M_{1450}\le-27$）では、そのような光源の数密度が30〜40％過小評価されている可能性があるというものです。QUBRICS調査の枠組みでは、12400$deg^{2}$の領域で、マグニチュード$i_{psf}\le$18の3.6$\lez\le$4.2で58個の明るいQSOを特定しました。私たちの調査の独自性は、サンプリングされた絶対等級の範囲を$M_{1450}=-29.5$まで拡張できるという事実によって強調されています。$\beta=-4.025$の明るい端の傾きと、$<M_{1450}>=-28.75$での空間密度2.61$\times10^{-10}Mpc^{-3}$の共動距離を導き出しました。、私たちの観察の推定された不完全性を考慮した後。暗い調査の結果を考慮すると、$M_{1450}=-23$より明るいAGNは、z$\sim$4で電離放射率の少なくとも半分を生成する可能性があります。QSOおよびAGN母集団の平均脱出率0.7と、$z=3.9$での平均自由行程41.3の適切なMpcを組み合わせて、$Log（\Gamma[s^{-1}]の光イオン化率を導き出します。）=-12.17^{+0.13}_{-0.07}$、M$_{1450}<-18$でAGNによって生成されます。つまり、z〜4で測定された電離バックグラウンドの約100％です。
SDSSの極端なエミッションライン銀河。 I.化学物質の存在量の経験的およびモデルベースのキャリブレーション
| Title |
Extreme_Emission-Line_Galaxies_in_SDSS._I._Empirical_and_model-based_calibrations_of_chemical_abundances |
| Authors |
E._P\'erez-Montero,_R._Amor\'in,_J._S\'anchez_Almeida,_J._M._V\'ilchez,_R._Garc\'ia-Benito,_and_C._Kehrig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10464 |
局所的な星形成銀河は、初期の宇宙の銀河とは異なると考えられている特性を示しています。それらの中で、電離星の種族とガスの幾何学は、輝線星雲から化学物質の存在量を導き出すように設計されたレシピを、ローカルユニバースで較正されたものとは異なるものにします。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から高赤方偏移銀河の局所類似物として選択された赤方偏移0<z<0.49の1969年極度輝線銀河（EELG）のサンプルを使用して、それらの最も顕著な輝線を分析しました。7.7<12+log（O/H）<8.6および-1.8<log（N/O）<-0.8の範囲で、直接法に従って総酸素存在量と窒素対酸素比を導き出します。それらは、新しい経験的に較正されたストロングライン法を取得し、銀河の進化の非常に初期の段階で活発に星を形成する銀河の化学分析に後で使用できる光イオン化モデルに基づいて他のレシピを評価することを可能にします。私たちの新しい関係は、より高い赤方偏移のオブジェクトのより小さなサンプルで見つかった他の関係と一致しています。ローカルユニバースで校正された他の関係と比較すると、使用される強線比がO32やNe3O2などの電離放射線の硬度に依存する場合は異なりますが、主な依存関係が電離パラメータに依存する場合は異なります。S23として。[NII]線に依存する強線比の場合、このサンプルで得られた非常に高いN/O値、とりわけ低金属量領域のために、O/Hの導出は非常に不確実になります。最後に、ベイジアンのようなコードHII-Chi-mistryをこの種の銀河に見られる条件に適合させ、直接法と一致して、O/HとN/Oの両方のエラー内で導出できることを証明します。。
GBT拡散イオン化ガス調査（GDIGS）：調査の概要と最初のデータリリース
| Title |
The_GBT_Diffuse_Ionized_Gas_Survey_(GDIGS):_Survey_Overview_and_First_Data_Release |
| Authors |
L._D._Anderson,_Matteo_Luisi,_Bin_Liu,_Trey_V._Wenger,_Dana._S._Balser,_T._M._Bania,_L._M._Haffner,_Dylan_J._Linville,_and_J._L._Mascoop |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10466 |
グリーンバンク望遠鏡（GBT）の拡散イオン化ガス調査（GDIGS）は、4〜8ドルの無線再結合線（RRL）放射を測定することにより、銀河系ミッドプレーン内のイオン化ガスを追跡します。名目上の調査ゾーンは$32.3^{\circ}>l>-5^{\circ}$、$|b|<0.5^{\circ}$ですが、カバレッジは一部のフィールドで平面の上下に広がり、さらにW47（$l\simeq37.5^{\circ}$）とW49（$l\simeq43^{\circ}$）周辺の領域が含まれます。GDIGSは、22Hn$\alpha$（15使用可能）、25Hn$\beta$（18使用可能）、および8Hn$\gamma$RRL（すべて使用可能）、および複数の分子線遷移（H$を含む）を同時に監視します。_2^{13}$CO、H$_2$CO、およびCH$_3$OH）。ここでは、主にHn$\alpha$データに焦点を当てて、GDIGS調査パラメーターについて説明し、RRLデータを特徴付けます。最初に0.5km/sの一般的なスペクトル解像度とHn$\alpha$の2.65'、Hn$\beta$の2.62'、および2.09'の空間解像度に平滑化した後、使用可能なRRLを平均することによって機密データキューブを生成します。Hn$\gamma$の場合。\hna\データキューブのスパクセルあたりの平均スペクトルノイズは$\sim\！10$mK（$\sim\！5$mJy/ビーム）です。この感度により、GDIGSは内部ギャラクシー全体のプラズマからRRLを検出できます。GDIGSHn$\alpha$データは、放出測定値$EM\gtrsim1100$cm$^{-6}$pcに敏感です。これは、平均電子密度$\langlen_e\rangle\gtrsim30$cm$^{に対応します。-1pcパス長の場合は3}$、1kpcパス長の場合は$\langlen_e\rangle\gtrsim1$cm$^{-3}$。
ディスクスターを逆行運動に駆動する際のバーと塊の相対効率
| Title |
The_relative_efficiencies_of_bars_and_clumps_in_driving_disc_stars_to_retrograde_motion |
| Authors |
Karl_Fiteni,_Joseph_Caruana,_Jo\~ao_A._S._Amarante,_Victor_P._Debattista,_Leandro_Beraldo_e_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10506 |
円盤銀河の逆行軌道に星が存在するのは、通常、直接降着と円盤星の加熱の両方による降着イベントに起因します。最近の研究によると、逆行軌道は、銀河の進化の初期段階にしばしば存在する密集した塊による散乱によっても生成される可能性があります。しかし、これまでのところ、バーなどの他の内部駆動メカニズムも逆行運動を駆動できるかどうかは不明でした。したがって、この論文では、棒と塊が円盤銀河で逆行軌道を生成する効率を調査します。これを行うには、進化的行動の範囲にまたがる孤立した円盤銀河の4つの$N$-body$+$SmoothParticleHydrodynamics（SPH）シミュレーションで、逆行性の割合と逆行性集団の空間分布を比較します。バーと塊の両方が、すべての星の$\sim10\％$のオーダーの重要な逆行性集団を生成できることがわかります。また、塊駆動の逆行性星は大きなガラクトセントリック半径で見つかるかもしれませんが、バー駆動の逆行星は、バーが溶解したとしても、バーの近くにとどまることがわかります。その結果、塊状モデルの太陽近傍の逆行星はもっぱら塊駆動であることがわかりますが、これは微量の集団であり、この地域の全星の種族の$0.01-0.04\％$を構成しています。最後に、モデル内のバー（溶解するものを含む）も凝集塊も、回転支持された逆回転ディスクを生成できないことがわかりました。
分子飛行機雲-分子雲を通る巨大な物体の通過によって引き起こされる収縮
| Title |
Molecular_contrails_--_triggered_contraction_by_passages_of_massive_objects_through_molecular_clouds |
| Authors |
Guang-Xing_Li,_Xun_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10591 |
星、星団、ブラックホールなどのコンパクトオブジェクトが分子雲を通過する効果を研究し、コンパクトオブジェクトと周囲のガスとの重力相互作用が、高密度で作られた薄くてコリメートされた特徴の形成につながる可能性があることを提案します私たちが「分子コントライル」と呼ぶガス。超臨界飛行機雲はさらに崩壊し、星形成を引き起こす可能性があります。分子飛行機雲の幅は、コンパクトオブジェクトの質量と速度、および周囲の分子媒体の速度分散によって決まります。天の川の典型的な条件下では、恒星質量オブジェクトの通過は幅$d\gtrsim0.01\;\rm{parsec}$飛行機雲の形成につながり、星団の通過は$d\gtrsim1の形成につながります。\;\rm{parsec}$飛行機雲。星形成領域のALMA1.3mm連続観測から特定された両方のカテゴリーからのいくつかの分子飛行機雲候補と、銀河リング調査からの$^{13}$CO（1-0）マップをそれぞれ提示します。飛行機雲は、銀河円盤内の星とガスが構造のために相互作用する見落とされたチャネルを表しています。それらはまた、天の川の暗いコンパクトオブジェクトを検出する潜在的な方法を提示します。
オリオン座A巨大分子雲のフィラメント構造の対称性と幅
| Title |
Symmetry_properties_and_widths_of_the_filamentary_structures_in_the_Orion_A_giant_molecular_cloud |
| Authors |
Yuqing_Zheng,_Hongchi_Wang,_Yuehui_Ma,_Chong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10637 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$O（J=1-0）の同時観測を使用して作成されたH$_2$列密度マップから225本のフィラメントを特定します。MWISPプロジェクトの一部として出ています。フィラメントカラム密度プロファイルを分析するために、1.2pcを超える長さの46本の長いフィラメントを選択します。選択したフィラメントを397のセグメントに分割し、各セグメントのカラム密度プロファイルを計算します。プロファイルの対称性が調査されます。本質的に非対称なセグメントの比率は65.3$\％$であり、本質的に対称なセグメントの比率は21.4$\％$です。本質的に対称なフィラメントセグメントの典型的な半値全幅（FWHM）は、プラマーのようなフィッティングで$\sim$0.67pc、ガウスフィッティングで$\sim$0.50pcです。本質的に対称および非対称のプロファイルの2次モーメント法から導出されたFWHM幅の中央値は、それぞれ$\sim$0.44および0.46pcです。この地域のフィラメント構造とYSOの間には密接な関係があります。
高赤方偏移のHD分子：拡散星間物質における宇宙線イオン化率
| Title |
HD_molecules_at_high_redshift:_cosmic-ray_ionization_rate_in_the_diffuse_interstellar_medium |
| Authors |
D._N._Kosenko,_S._A._Balashev,_P._Noterdaeme,_J.-K._Krogager,_R._Srianand,_C._Ledoux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10676 |
クエーサーのスペクトルの吸収で検出された、高赤方偏移での重水素化分子水素（HD）の体系的な研究を提示します。既知の$\rmH_2$を含むDampedLyman-$\alpha$システムに関連付けられたHD回線の4つの新しいIDを示します。さらに、最近特定された12個の$\rmH_2$を含むDLAの$\rmHD$列密度の上限を測定します。新しい$\rmHD$検出は、以前に見つかったものと同様の$N（{\rmHD}）/N（\rmH_2）$比を持ち、Galaxyを介した測定との顕著な違いをさらに強化していることがわかります。これは、ローカルと高赤方偏移の星間物質の間の物理的条件と金属量の違いが原因である可能性があります。測定された$N（{\rmHD}）/N（{\rmH_2}）$比を、$の分析から得られたUVフラックス（$\chi$）および数密度（$n$）の事前評価とともに使用します。\rmH_2$および関連するCIラインでは、新しい$\rmHD$検出および$nより前の8つの既知のHDベアリングシステムの宇宙線イオン化率（CRIR、$\zeta$）を制限できます。$と$\chi$が利用可能です。$\zeta$には、数ドルの$\times10^{-18}$s$^{-1}$から数ドルの$\times10^{-15}$s$^{-1まで、かなりのばらつきがあります。}$。また、$\zeta$は$\chi$と強く相関し、ほぼ2次依存性を示し、$Z$とわずかに相関し、$n$とは相関しません。これは、おそらく宇宙線と星の間の物理的接続を反映しています。形成領域。
天の川銀河とマゼラン雲ケフェイド変光星の幾何学的距離からのレビット法則に対する金属量の影響
| Title |
The_influence_of_metallicity_on_the_Leavitt_Law_from_geometrical_distances_of_Milky_Way_and_Magellanic_Clouds_Cepheids |
| Authors |
Louise_Breuval,_Pierre_Kervella,_Piotr_Wielg\'orski,_Wolfgang_Gieren,_Dariusz_Graczyk,_Boris_Trahin,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Behnam_Javanmardi,_Bartlomiej_Zgirski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10894 |
ケフェイド周期-光度（PL）関係は、天文学的距離を測定し、銀河系外の距離スケールを確立するための重要なツールです。特に、ハッブル定数（$H_0$）のローカル値は、Cepheid距離の測定値に強く依存します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からの最近のガイアデータリリースと他の視差測定は、PL関係の傾き（$\alpha$）と切片（$\beta$）の精度を改善することをすでに可能にしました。ただし、この法則の金属量への依存性については、まだ多くの議論が交わされています。この論文では、PLの金属量項（以下$\gamma$）を導出するために、天の川（MW）、大マゼラン雲（LMC）、小マゼラン雲（SMC）の3つのサンプルを組み合わせます。関係。後期型のデタッチドエクリッピング連星系（DEB）に基づく非常に正確なLMCおよびSMC距離の最近の発表は、マゼラン雲の強固なアンカーを提供します。MWでは、3回目のガイアデータリリースの初期からCepheid視差を採用しています。$V$、$I$、$J$、$H$、$K_S$、$W_{VI}$、および$W_{JK}$で金属量効果を導き出します。$K_S$バンドでは、$-0.221\pm0.051$mag/dexの金属量効果を報告します。負の符号は、同じ脈動周期の金属量の少ない対応物よりも金属量の多いセファイドが本質的に明るいことを意味します。
弱い散乱領域と強い散乱領域で有効な宇宙線輸送の一貫した光速低下定式化
| Title |
A_Consistent_Reduced-Speed-of-Light_Formulation_of_Cosmic_Ray_Transport_Valid_in_Weak_and_Strong-Scattering_Regimes |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech),_Jonathan_Squire_(Otago),_Iryna_S._Butsky_(Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10443 |
ジャイロトロピック分布関数（DF）を仮定して、CR-電磁流体力学の一貫したモーメント方程式のセットを導出します。以前の取り組みとは異なり、放射流体力学（RHD）のM1クロージャーに類似したクロージャーを導出します。これは、ほぼ等方性のDFおよび/または強い散乱レジームと任意の異方性DFまたはフリーストリーミングレジームの両方で有効です。、および異方性散乱および輸送/磁場構造を可能にします。CR位相空間分布関数、数密度、総エネルギー、運動エネルギー、およびそれらのフラックス以上のモーメント、およびガスへの適切な結合項を含む、進化した変数のさまざまな選択に対する適切な2モーメントクロージャと方程式を示します。これには、対流/流体運動、異方性CR圧力、ストリーミング、拡散、ジャイロ共振/ストリーミング損失、再加速など、さまざまな用語が自然に含まれ、一般化されることを示します。これが、拡散およびモーメント法や一般的な形式のフォッカープランク方程式を含むCR輸送の以前の処理をどのように拡張するか、およびこれが類似のM1-RHD方程式とどのように異なるかについて説明します。また、タイムステップの制限を減らすために光速の低下（RSOL）を組み込むための2つの異なる方法を示します。どちらの場合も、すべての興味深い制限で正しい動作を回復するためにRSOL（真のcに対して）が表示される場所に注意深く対処し、RSOLを使用したCRの現在の実装では、いくつかの追加用語が無視されています。
| Title |
Binary_black_hole_mergers_from_young_massive_and_open_clusters:_comparison_to_GWTC-2_gravitational_wave_data |
| Authors |
Giacomo_Fragione,_Sambaran_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10447 |
LIGO-Virgoコラボレーションによって重力波（GW）で検出されたブラックホール連星（BBH）の合併の母集団の起源を説明するために、いくつかの天体物理学的シナリオが提案されています。それらの中で、若い大規模で散開星団で動的に組み立てられたBBH合併は、LIGO/Virgoの推定速度と一致する合併速度密度を生み出すことが示されています。私たちは、若い大規模で散開星団の直接の高精度$N$-body進化モデルのスイートの結果を使用し、若い大規模な形成のための宇宙論的に動機付けられたモデルと散開星団とLIGO/Virgoの検出確率。私たちのモデルが、観測された質量、質量比、有効なスピンパラメータ、および2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）の最終スピンとよく一致する動的にペアになったBBHマージを生成することを示します。
高エネルギーおよび超高エネルギー領域でのパルサー放出のモデリング
フェルミ大面積望遠鏡は$\gamma$線パルサー場に革命をもたらし、人口を250以上の検出されたパルサーに増やしました。大部分は、数GeV付近の狭い範囲で指数関数的なカットオフを持つスペクトルを表示します。モデルは最大100GeVのカットオフを予測しました。したがって、パルサーが非常に高エネルギー（$>$100GeV）の領域で見えるとは予想されていませんでした。数十GeVを超える4つのパルサーからのパルス放射の地上望遠鏡によるその後の驚きの発見は、新しい時代の始まりを示し、パルサー磁気圏の電気力学と局所環境についての重要な疑問を提起しました。H.E.S.S.によるベラパルサーの検出（20-120GeV）およびFermiは、湾曲したスペクトルの証拠を提供します。これは、パルサー磁気圏と現在のシートの一次粒子を介した曲率放射に起因すると考えられます。拡張スロットギャップと現在のシートモデルを使用し、運動シミュレーションによって動機付けられた2段階の加速$E$フィールドを呼び出すエネルギー依存の光度曲線を示します。粒子の輸送、予測される光度曲線、およびスペクトルに影響を与える、粒子軌道の曲率半径の洗練された計算を含めます。このモデルは、2番目の光度曲線ピークに対する最初の光度曲線ピークのフラックスの減少、ブリッジ放射の変化、ピークのほぼ一定の位相位置、およびエネルギーの増加に伴うパルスの狭まりを再現します。2番目の$\gamma$線光度曲線のピークが発生する領域の粒子軌道の曲率半径は、最初のピークに関連付けられたものよりも体系的に大きいことがわかったため、これらの傾向の最初のものを基本的に説明できます。2番目のピークのカットオフが大きくなります。$E$フィールドの未知の方位角依存性、および正確な放出ロケールの不確実性により、放出メカニズムの単純な識別が不可能になります。
深部X線および電波観測による近くのタイプIaxSN2014dtのサブPC環境に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_Sub-pc_Environment_of_the_Nearby_Type_Iax_SN_2014dt_from_Deep_X-ray_and_Radio_Observations |
| Authors |
Candice_M._Stauffer,_Raffaella_Margutti,_Justin_D._Linford,_Laura_Chomiuk,_Deanne_L._Coppejans,_Lindsay_Demarchi,_Wynn_Jacobson-Galan,_Joe_Bright,_Ryan_J._Foley,_Assaf_Horesh,_Adriano_Baldeschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10538 |
これまでに最も近いタイプのIax超新星（SN）、SN2014dt（d=12.3-19.3Mpc）のX線および電波観測を提示し、電波およびX線放射に厳しい制約を提供します。周波数7.5GHzで<（1.0-2.4）E25erg/s/Hzの特定の電波光度、および〜38-48日後のX線光度<1.4E38erg/s（0.3-10keV）を推測します。-爆発。これらの制限は、べき乗則分布$N_e（\gamma_e）\propto\gamma_e^{-pで、爆発の前方衝撃で加速された電子集団からの逆コンプトン（IC）放射とシンクロトロン放射のコンテキストで解釈されます。}$、p=3。私たちの分析では、想定される風速v=100km/sでr<=1E16cmの距離で、前駆システムの質量損失率が年間5E-6太陽質量よりも小さくなり、衝撃後のエネルギーの一部がそれぞれepsilon_B=0.01とepsilon_e=0.1の磁場と相対論的電子。この結果は、共生巨星コンパニオンのパラメーター空間の一部を除外しており、Heスターコンパニオンから期待される低い質量損失率と一致しています。私たちの計算はまた、次世代の超大型アレイ（ngVLA）の感度の向上が、白色矮星のバイナリ恒星コンパニオンの主要モデルであるHe星の非常に低密度のメディア特性を調査するために必要であることを示しています。。
BAT AGN分光調査XXVII：不明瞭な活動銀河核における散乱X線放射
| Title |
BAT_AGN_Spectroscopic_Survey_XXVII:_Scattered_X-Ray_Radiation_in_Obscured_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
K._K._Gupta,_C._Ricci,_A._Tortosa,_Y._Ueda,_T._Kawamuro,_M._Koss,_B._Trakhtenbrot,_K._Oh,_F._E._Bauer,_F._Ricci,_G._C._Privon,_L._Zappacosta,_D._Stern,_D._Kakkad,_E._Piconcelli,_S._Veilleux,_R._Mushotzky,_T._Caglar,_K._Ichikawa,_A._Elagali,_M._C._Powell,_C._M._Urry,_and_F._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10543 |
活動銀河核（AGN）としても知られる超大質量ブラックホール（SMBH）の降着は、一般に大量のガスと塵に囲まれています。この周囲の物質は、SMBHの近くで生成された一次X線放射を再処理し、トムソン散乱放射線に関連する可能性のあるべき乗則を含む、AGNの広帯域X線スペクトルにいくつかの成分を生じさせます。この作業では、70か月のSwift/BATカタログからの386個の硬X線で選択された近く（$z\sim0.03$）の不明瞭なAGNのサンプルについて、この散乱成分の特性を調べます。トムソン散乱放射線の割合が、見通し内カラム密度、X線輝度、ブラックホール質量、エディントン比など、AGNのさまざまな物理的特性とどのように相関するかを調査します。散乱率とカラム密度の間に有意な負の相関が見られます。多数のスペクトルシミュレーションに基づいて、この反相関がパラメータ間の縮退に起因する可能性を排除します。さまざまな範囲の光度、ブラックホールの質量、およびエディントン比を考慮した場合にも、負の相関関係が持続します。この相関関係が、トムソン断面の角度依存性、またはトーラスのカバー率が高い、より不明瞭なソースに起因する可能性があることについて説明します。また、散乱率と[OIII]$\lambda$5007のX線光度に対する比率との間に正の相関関係があることもわかりました。この結果は以前の研究と一致しており、トムソン散乱成分が狭線領域に関連していることを示唆しています。
パルサースピンダウンの真空遅延双極子モデルの詳細な導出
パルサーは、高度に磁化された中性子星を急速に回転させています。それらの自転周期は時間とともに減少することが観察されています。このプロセスの初期の分析モデルは、ドイツの1955年の論文「真空中の剛体回転における理想化された星の電磁場」（D55）の真空遅延双極子（VRD）でした。このモデルは理想化された星を想定しており、エネルギーが電磁場によって放射されていることがわかります。このモデルは、中性子星の周囲のような非真空を説明する、より現実的な数値シミュレーションに取って代わられました。ただし、VRDは依然として妥当な近似値を提供し、定性的な理解を提供できる有用な限定的なケースです。VRDのスピンダウンおよび関連する場の方程式の詳細な導出を提供します。また、D55の一般的な場の方程式で見つかったタイプミスを修正します。
LAMOST Iによるブレーザーの光学的概要：変化する外観のブレーザーの狩猟と新しいレッドシフトの推定
| Title |
An_optical_overview_of_blazars_with_LAMOST_I:_Hunting_changing-look_blazars_and_new_redshift_estimates |
| Authors |
Harold_A._Pe\~na-Herazo,_Francesco_Massaro,_Minfeng_Gu,_Alessandro_Paggi,_Marco_Landoni,_Raffaele_D'Abrusco,_Federica_Ricci,_Nicola_Masetti,_Vahram_Chavushyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10861 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）によって観測された銀河系外の$\gamma$線の空は、ブレーザーによって支配されています。Fermi-LATポイントソースカタログ（4FGL）の4番目のリリースでは、ブレーザーと同様の多周波動作を示すソースですが、不確実なタイプのブレーザー候補（BCU）として知られるその性質の光学分光学的確認が欠けています。私たちは、BCUのブレーザーの性質を確認し、新しい光学分光観測がスペクトルの特徴を明らかにできるかどうかをテストし、既知のBLLacオブジェクトの赤方偏移の推定値を取得できるようにすることを目指しています。また、外観が変化するブレーザー（つまり、異なるエポックで異なる分類を示すブレーザー）を検索して発見することも目的としています。大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）データリリース5（DR5）アーカイブで利用可能な光学スペクトルの広範な検索を実行しました。4FGLカタログ、未確認または関連のない$\gamma$線源のフォローアップ分光キャンペーンからのターゲットのリスト、およびブレーザーの多周波カタログであるRoma-BZCATからソースを選択しました。合計392個のスペクトルを選択しました。また、LAMOSTスペクトルのいくつかを文献で入手可能なものと比較します。ブレーザーのような性質を確認する20のBCUを分類しました。次に、既知のブレーザーについて15の新しいレッドシフト推定値を取得しました。分類を変更した26の過渡的（つまり、外観が変化する）ブレーザーを発見しました。最後に、6つのBLLac候補のブレーザーのような性質を確認することができました。分析された残りのすべてのソースは、以前の分類と一致しています。BLラック天体は確かに$\gamma$線銀河系外の空で最もとらえどころのないタイプのブレーザーです。
X線/$\ガンマ$線源の2つのクラス、軟ガンマ線リピーターと異常X線パルサーは、孤立したゆっくりと回転するマグネター、その放出が非常に強い磁場からエネルギーを引き出す中性子星で識別されています（$\sim10^{15}-10^{16}$G）。マグネターはミリ秒の自転周期で形成され、若い中性子星の全集団の重要な部分を表すと考えられています。生まれたばかりのマグネターは、強い磁場と速いスピンのおかげで、回転エネルギーを電磁波や重力波に非常にすばやく変換できます。この章では、ミリ秒マグネターが重要な役割を果たすと考えられている天体物理学的問題とシナリオの概要を説明します。これらには、ガンマ線バースト、超新星、重力波イベント、高速電波バーストが含まれます。
VIIRSデータを使用したトルコの光害の時間的分析
| Title |
The_Temporal_Analysis_of_Light_Pollution_in_Turkey_using_VIIRS_data |
| Authors |
S.K._Yerli_and_N._Aksaker_and_M._Bayazit_and_Z._Kurt_and_A._Aktay_and_M.A._Erdo\u{g}an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10456 |
2012年から2020年までのトルコおよびトルコの天文台における人工光害（AL）は、VisibleInfraredImagingRadiometerSuite（VIIRS）機器のアーカイブデータを使用して調査されました。astroGISデータベースは、データの処理に使用されています（\href{https://www.astrogis.org}{astrogis.org}）\cite{2020MNRAS.493.1204A}。トルコから宇宙に放出された総エネルギーは、2012年と比較して2019年に80\％増加しました。データセットのスパンでは、国のすべての都市で着実かつ継続的な増加が観察されています。一方、星空保護区の場所、アナトリア東部と南東部の地域、および都市周辺のほとんどの農村地域では、ALレベルが一定に保たれていました。4つの人口統計パラメータが調査され、ALと非常によく相関していることがわかりました。人口（$R\simeq0.90$）;GDP（$R\simeq0.87$）;総消費電力（$R\simeq0.66$）と屋外照明（$R\simeq0.67$）。ALの増加を防ぐために行動している国とは対照的に、トルコはALが全国で算術的に増加し、膨大な量のエネルギーが絶えず宇宙に逃げて無駄になる時代の始まりのようです。したがって、特にTURAG、TUG、DAG、\c{C}AAMなど、それぞれがSQM値のために真に暗い場所として数えられる貴重な天文学的場所の場所については、予防法を制定する必要があります。近い将来。
X線格子分光法に応用されたナノファブリケーション
活動銀河核の軟X線吸収分光法による銀河ハローと銀河間媒体の拡散した高度にイオン化されたバリオン含有量の測定は、LynxX線天文台ミッションコンセプトの主な科学的目的であり、次のミッションでのみ達成できます。ジェネレーショングレーティングスペクトロメータ。反射型回折格子技術を使用してこのような機器を実現するには、Wolter-I望遠鏡で焦点が合う放射線を遮断するために、それぞれが高い回折効率で動作する何千ものカスタムブレーズド回折格子を製造および位置合わせする必要があります。この論文の目的は、スペクトル感度を特徴づけるためのビームライン回折効率試験に重点を置いて、このタスクのためにナノファブリケーションで最近開発された2つの技術を実装することです。特に、熱活性化選択的トポグラフィー平衡（ＴＡＳＴＥ）は、マスターグレーティングを製造するための手段として追求され、それは、限定されない非平行溝レイアウト上で、ブレーズド溝ファセットをポリマー電子ビームレジストでパターン化することを可能にするという重要な利点を有する。基板の結晶構造による。さらに、基板コンフォーマルインプリントリソグラフィー（SCIL）は、他のナノインプリント技術での大面積パターニングに関連する多くの不利益を回避しながら、シリカゾルゲルレジストで高忠実度の格子レプリカを大量生産する方法として研究されています。金でコーティングされたサブミクロングレーティングプロトタイプの回折効率テストは、TASTEがスペクトル感度のLynx要件を満たすことができ、小さな溝周期で改善の余地があること、およびSCILがLynxグレーティング製造の有望な手段を提供する一方で、インプリントが損なわれることを示していますレジスト収縮によるわずかなブレーズ角の減少。この論文には、X線スペクトル線、X線光学系、および回折格子の物理学の基礎を概説する付録が付属しています。
天体物理学的バーストの時間クラスタリングの識別
高速電波バーストや一部のガンマ線イベントなどの天体物理学的バーストイベントは、定期的に、明確なパターンなしで、時間的にクラスター化されて、または周期的なウィンドウで発生するアクティビティとともに繰り返される可能性があります。ここでは、周期的なウィンドウ化された動作に焦点を当て、それを識別して特性化する方法を示します。活動の予測可能性は、他の波長での対応する放射を観察し、バースト天体物理学について学ぶ機会を提供します。重要な側面は、「夜間の犬の奇妙な事件」を説明することです-バーストの欠如は情報を運びます。実例として、軟ガンマ線リピーターSGR1935+2154からの6年間のデータを分析し、231日の期間と55\％のデューティサイクルを導き出します。
FAST望遠鏡用の超低ノイズLバンド極低温天文受信機
| Title |
Ultra-Low_Noise_L-Band_Cryogenic_Astronomical_Receiver_for_FAST_Telescope |
| Authors |
Hong-Fei_Liu,_Chuan_He,_Jin_Wang,_Peng_Jiang,_Sheng-Wang_Wang,_Yang_Wu,_Hang_Zhang,_Jin-You_Song,_Xiang-Wei_Shi_and_Ming-Lei_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10677 |
この論文は、FAST望遠鏡用の超低ノイズLバンド電波天文極低温受信機を紹介します。Coupling-LNAとコニカルクアッドリッジOMTの主要な低ノイズマイクロ波部品の開発と合理的なシステム統合により、受信機の卓越した性能が実現されます。1.2GHz〜1.8GHzの周波数範囲をカバーします。提案された受信機用に、低ノイズ、大きな反射減衰量、高ダイナミックレンジ、およびカップリング校正信号の機能を備えた新しい極低温カップリング-LNAが開発されています。増幅およびカップリング機能回路は、4Kの全雑音温度を持つ単一のカップリング-LNAとして統合されています。15Kの物理温度で。反射減衰量は18dB以上で、出力1dBの圧縮電力は+5dBmです。極低温デュワーは、OMTとCoupling-LNAにそれぞれ55Kと15Kの極低温環境を提供するように製造されています。受信機のシステム雑音温度は、フィード開口面を基準にして9K未満です。最適な設計と正確な機械的処理の恩恵を受けて、OMTの優れた散乱性能とホーンの均一化された放射パターンが75％を超えるアンテナ効率で達成されます。
Wilhelm IV、Landgraf vonHessen-Kasselの星表
16世紀の終わり近くにウィルヘルム4世、ランドグラフフォンヘッセンカッセルは、主に占星術やカレンダーの目的で使用するために恒星の位置の精度を高めることを主な目的として天文台を設置しました。新しい星表は、星間の高度と角度の測定値から編集され、星の位置の赤道座標と黄道座標だけでなく、測定値をリストした印刷可能なバージョンが作成されました。残念ながら、このカタログは、ブラーエのカタログが広まったずっと後の1666年以前に印刷されていませんでした。原稿に記載されているデータを使用して、測定と計算の精度を分析することができます。機器メーカーで数学者のJostB\"urgiのおかげで、測定と計算は非常に正確です。星表は、後のTychoBraheのカタログよりも2倍正確です。
OGLE-IVから銀河バルジに向かって10000以上のデルタ型スクーティ星
| Title |
Over_10_000_Delta_Scuti_Stars_toward_the_Galactic_Bulge_from_OGLE-IV |
| Authors |
P._Pietrukowicz,_I._Soszynski,_H._Netzel,_M._Wrona,_A._Udalski,_M.K._Szymanski,_R._Poleski,_S._Kozlowski,_J._Skowron,_K._Ulaczyk,_D.M._Skowron,_P._Mroz,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10436 |
OGLE-IV銀河バルジフィールドで検出された10個の111個の本物のデルタSct型脈動変光星のコレクションを紹介します。このサンプルでは、9835個の変数が新しい発見です。ほとんどの星の測光データは、2010〜2019年の10年間をカバーしています。デルタSct変数の多種多様な光度曲線の形状を示します。長期間の観測により、明らかな周期、振幅、平均輝度の変動がある物体を見つけることができました。私たちの分析によると、星の約28％がシングルモードパルセータです。14個のたて座デルタ星は、追加の食または楕円体のバイナリ変調を示しています。6つのソースで脈動信号の大幅な減衰または消失さえ報告します。変数のセット全体は、銀河バルジからの星の大部分で、さまざまな天の川の人口を表すオブジェクトの混合物です。いて座矮小楕円銀河の代表もいます。新たに検出された変数のいくつかは、球状星団に存在するSXPheタイプの星である可能性があります。完全なVバンドおよびIバンドの時系列データを含むコレクションは、OGLEオンラインデータアーカイブから天文学コミュニティに提供されています。
球状星団NGC4833の複数の星の種族におけるカリウムの存在量
| Title |
Potassium_abundances_in_multiple_stellar_populations_of_the_globular_cluster_NGC_4833 |
| Authors |
Eugenio_Carretta_(INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10441 |
NGC4833は、金属の少ない銀河系球状星団（GC）であり、その複数の星の種族は極端な化学組成を示します。Na-Oの反相関はかなり拡張されており、これは青い水平分枝の長い尾と一致しており、[Mg/Fe]比の大きな星間変動は0.5dexを超えています。最近、同様の金属量のフィールドスターに関してCaとScのかなりの過剰が発見され、このクラスターの第1世代の汚染物質で非常に高温でH燃焼で鍛造された種の生成を示しています。これらの条件下でもカリウムの増強が期待されるため、7698.98AのKI共鳴線を含む59個の星団の中間分解能スペクトルを分析することによってこのシナリオをテストしました。MgとOに反相関する、Kの存在量が広範囲に及ぶことがわかりました。以前にNGC2808でも観察されたように、存在量。Kの存在量は、Na、Ca、およびScの存在量と相関していることがわかります。全体として、この化学的パターンは、NGC4833が比較的少数のGCの1つであり、陽子捕獲反応がKやおそらくCaなどのより重い種まで進行できるほどの高温で第1世代の汚染物質からの自己濃縮が発生したことを確認します。GCで観測されたKの広がりは、GCの複数の星の種族の他の化学的特徴と同様に、クラスターの総輝度と金属量の線形結合の関数であるように見えます。
2M06464003 + 0109157の軌道および恒星パラメータ：斑点のある太陽直下双子の二重線食変光星
| Title |
Orbital_and_stellar_parameters_for_2M06464003+0109157:_a_double-lined_eclipsing_binary_of_spotted,_sub-solar_twins |
| Authors |
Annaliese_Miller,_Marina_Kounkel,_Chase_Boggio,_Kevin_Covey,_Adrian_M._Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10488 |
2M06464003+0109157、1。06日食の二重線分光連星の物理的および軌道特性を計算しました。システムのASAS-SNおよびTESS光度曲線をモデル化し、各コンポーネントのシステムの傾斜と半径を測定しました。6つのSDSS/APOGEEスペクトルから各コンポーネントの視線速度を抽出し、システムの質量比を測定して、完全な軌道フィットを実行しました。私たちの分析によると、2M06464003+0109157には、ほぼ等しい質量（$m_1/m_2=0.99\pm0.01$;$M_1{_、}{_2}=0.57\pm0.015$M$_\odot$）と同等の半径のコンポーネントがあります。（$R_1=0.66\pm0.05$R$_\odot$、$R_2=0.57\pm0.06$R$_\odot$）。このソリューションでは、光度曲線に見られる日食外の変動を組み込むために2つの星黒点が必要でした。このシステムの完全な特性評価と、EBの正確な物理的および軌道特性を測定するための調査データを使用した同様の分析の見通しを報告します。
M53の軽元素の存在量と複数の集団
| Title |
Light_Element_Abundances_and_Multiple_Populations_in_M53 |
| Authors |
Jeffrey_M._Gerber,_Eileen_D._Friel,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10527 |
球状星団M53の94個の赤色巨星の研究からの結果を提示します。低解像度スペクトルを使用して、CNおよびCHフィーチャの強度をそれぞれ$\sim$3800および4300\r{A}で測定します。これらの特徴の強みは、星をCN強化およびCN正規分布に分類し、94個の星すべてのCおよびNの存在量を測定するために使用されます。赤色巨星分枝は、識別された2つの集団間で均等に分割されていることがわかり、漸近巨星分枝にCNで強化された星が存在することを観察します。さらに、CNおよびCHバンドの特徴の強さ、およびCHバンド内のP分岐の存在に基づいて、5つのCHスター候補を特定します。複数の母集団の識別を、HSTUV測光におけるNa-O反相関および疑似カラーインデックスに基づくものと比較し、3つの方法すべての間に一般的な一致を見つけます。サンプルサイズが大きいため、各母集団の動径分布を調べることもでき、CNで強化された母集団がより中央に集中していることがわかります。CとNの測定値を使用して、これらの元素の進化的変化を2つの集団間の大きさの関数として比較し、両方の集団がCとNの表面存在量に対して同様の進化的変化を経験することを示します。最後に、C+Nを計算します。各集団の+O存在量を、M10で行われた同様の測定値と比較します。両方のクラスターで、CNで強化された星はわずかに強化されたC+N+O（$\Delta$（C+N+O）$\sim$0.2dex）を持っていることがわかります。
ガイアデータを使用した質量速度分散関係とその短期間のマイクロレンズイベントの解釈への影響
| Title |
Mass-velocity_dispersion_relation_using_Gaia_data_and_its_effect_on_interpreting_short-duration_microlensing_events |
| Authors |
Sedighe_Sajadian,_Sohrab_Rahvar,_Fatemeh_Kazemian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10593 |
Gaiaのアーカイブされたデータのおかげで、年齢範囲全体で平均化することにより、星のタイプ（平均質量が異なる）と分散速度のマクスウェル-ボルツマン（MB）分布のスケールパラメーターとの間に相関関係が見つかります。予想通り、後期型の星と褐色矮星は、初期型のものよりも大きなスケールパラメータでより広い速度（MB）分布を持っています。この相関関係によれば、褐色矮星の分散速度は、スケールパラメータ$a\simeq111.9〜\rm{km/s}$のMBプロファイルを持つ必要があると結論付けています。この質量-速度分散関係は、既知の年齢-速度関係を確認し、さらに、与えられた平均年齢における質量への恒星の分散速度の依存性を明らかにします。この相関関係と褐色矮星の個体数を考慮することにより、MOA-IIによって、その観測中に集中的に観測された銀河バルジフィールドgb5およびgb9に向けて検出可能なマイクロレンズイベントをシミュレートします。このシミュレーションから、イベントの期間の平均値は$18.72$と$18.68〜$daysであり、観測量に近い、つまり$17.4$と$22.2〜$daysです。シミュレーションでは、余分な浮遊太陽系外惑星の個体数は考慮していません。補正された分散速度プロファイルを持つスピーディーな褐色矮星の集団は、MOA-IIの観測結果を生成し、浮遊する太陽系外惑星を含める必要はありません。
| Title |
Stellar_Superflares_Observed_Simultaneously_with_Kepler_and_XMM-Newton |
| Authors |
Alexey_A._Kuznetsov_and_Dmitrii_Y._Kolotkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10866 |
太陽と恒星のフレアは、電磁スペクトル全体に強い放射を生成する強力なイベントです。フレアに関連するさまざまなプロセスがさまざまなスペクトル範囲で現れるため、多波長観測はフレアの性質を理解するために非常に重要です。恒星フレアの熱過程と非熱過程の相関関係を研究するために、Kepler（光学観測）とXMM-Newton（軟X線）のデータベースで、両方の機器で同時に観測されたフレアを検索しました。（K-Mスペクトルクラスの）3つの星で9つの特徴的なフレア（エネルギーが$10^{33}$ergを超える）が見つかりました。光学およびX線スペクトル範囲のフレアパラメータを分析および比較しました。また、得られた結果を太陽フレアの同様の観測と比較しました。研究された太陽フレアのほとんどは、X線よりも光学範囲でより多くのエネルギーを放出しました。あるフレアでは、X線放射が強く支配されていました。これは、高エネルギー電子のソフトスペクトルまたはこのフレアの四肢近くの位置のいずれかによって引き起こされる可能性があります。X線フレアは通常、光学的フレアに対して遅延し、光学的フレアよりも短く、これはNeupert効果と部分的に一致しています。磁気リコネクション理論に基づくスケーリング則を使用して、恒星の活動領域の特徴的な磁場強度とこれらの活動領域のサイズを約$25-70$Gと$250\、000-500\、000$kmと推定しました。、それぞれ。観測された恒星のスーパーフレアは、太陽フレアのスケールアップバージョンであるように見えます。基本的なメカニズムは似ており、特徴的な磁場値はほぼ同じですが、アクティブ領域のサイズがはるかに大きくなっています。
グラビティーノ沼地予想
沼地を、量子重力と矛盾する有効場の理論（EFT）から量子超重力と矛盾するEFTに拡張します。これにより、沼地が拡大され、グラビティーノが量子化されたときに一貫性がなくなるEFTが含まれます。グラビティーノスワンプランド予想を提案します。グラビティーノ音速は、量子超重力の低エネルギー限界であるすべてのEFTで消失してはなりません。この一見単純なステートメントは、理論と観察の両方に重要な結果をもたらします。この推測は、弦理論におけるモジュラス安定化のKKLTおよびLVSシナリオと一致しており、サポートされています。
強いたわみ限界における重力レンズ方程式の反復解
| Title |
Iterative_solutions_for_the_gravitational_lens_equation_in_the_strong_deflection_limit |
| Authors |
Keita_Takizawa,_Hideki_Asada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10649 |
最近、2つの正確なレンズ方程式が互いに同等であることが示されました。これは、光源から観測者への光の重力偏向角と一致しており、どちらもレンズオブジェクトから有限距離内にある可能性があります[Phys。Rev.D102、064060（2020）]。強いたわみ限界における重力レンズ方程式の反復解法を検討します。以前の出版物では、小さなオフセット角度に関して強いたわみ限界の近似解を得るための既知の方法によって収束級数展開を提供できるかどうかはこれまで不明でした。レンズの質量とレンズの距離の比率を使用して、反復解法と収束の動作についてわずかに異なる方法について説明します。有限距離効果は、反復法の3次で始まります。強いたわみ限界の反復解は、Sgr$A^{*}$とM87に適用されます。これらの結果は、線形次数の解のみが現在の観測に関連する可能性があることを示唆していますが、3次での有限距離の影響は、これらの天体のシュワルツシルトレンズモデルでは無視できる可能性があります。
サイクリックオゾンホールは宇宙線駆動メカニズムを証明します
オゾンホールを形成するための宇宙線駆動電子誘起反応（CRE）メカニズムが提案されてから20年になります。成層圏の等価塩素レベルとCR強度を2つの変数のみとして導出されたCRE方程式は、過去40年間の成層圏のO3と温度のすべての観測データを十分に再現しています。南極のO3ホールの11年間の周期的変動とそれに関連する成層圏冷却のCRE予測も十分に確認されています。O3の測定された高度プロファイルと南極のO3穴の温度は、CREメカニズムの説得力のある指紋を提供します。定量的推定は、観測されたデータと一致して、CREによって生成されたCl原子が、CRピーク極成層圏領域のO3を完全に枯渇させるか、過剰に殺す可能性があることを示しています。これらの結果は、CREメカニズムの強力な証拠を提供しています。
ポルトガルの目撃者は1582年の素晴らしい宇宙天気イベントについて説明しています
この作品では、1582年3月に観測された大オーロラについて新たに発見された説明が示されています。これらの記録は、リスボンのポルトガル人オブザーバーによって作成されました。どちらの記録も、オーロラが空の北部での大火のようであると説明しています。ある情報筋によると、それは3夜連続で観察された。したがって、1582年3月に目撃されたオーロラを研究した他の作品を補完するために、これらのオーロラ記録の議論を提示します。
