SIBELIUSプロジェクト：E Pluribus Unum
| Title |
The_SIBELIUS_Project:_E_Pluribus_Unum |
| Authors |
Till_Sawala_(1),_Stuart_McAlpine_(1),_Jens_Jasche_(2),_Guilhem_Lavaux_(3),_Adrian_Jenkins_(4),_Peter_H._Johansson_(1),_Carlos_S._Frenk_(4)_((1)_University_of_Helsinki,_(2)_Stockholm_University,_(3)_CNRS_&_Sorbonne_University,_(4)_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12073 |
局部銀河群と宇宙環境をつなぐ「SimulationsBeyondtheLocalUniverse」（SIBELIUS）をご紹介します。観測によって大規模に制約された密度場に階層的な小規模摂動を導入することは、局部銀河群類似体のサンプル空間を探索する効率的な方法を提供することを示します。60000を超えるシミュレーションから、さまざまなスケールから発生するローカルグループ特性の階層を特定します。総質量、方向、軌道エネルギー、および角運動量は、主に$\lambda$=1.6を超えるモードによって決定されます。原始密度場。小規模な変動は主にMW-M31軌道への摂動として現れ、ローカルグループを説明するために一般的に使用される観測量（MW-M31の分離と視線速度）は一時的であり、0.2までのスケールの指定に依存します。原始密度フィールドのcMpc。さらに、M33/LMCアナログの存在が、MW-M31軌道と小規模摂動に対するその感度に大きく影響することを発見しました。主要な観測量が現在の観測量と正確に一致するローカルグループの形成につながる初期条件を構築します。
原始ブラックホール（PBH）は、宇宙の暗黒物質（DM）の構成要素の1つの自然な候補を表しています。このレビューでは、それらの形成、豊富さ、および署名の基本について説明します。ホーキング蒸発による粒子の放出や周囲の物質の降着、宇宙の進化や構造の形成に影響を与える可能性のある影響など、それらの特徴的な信号のいくつかが調べられます。それらの質量と母集団を制約することができる最も関連性のあるプローブについて説明します。
アクシオンのような超軽量スカラー粒子の場合、暗黒物質は、波長が銀河スケールのオーダーであるコヒーレント古典波とボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）の状態を形成する可能性があります。質量が$m$の振動するスカラー場のコンテキストでは、このBECの記述は、レジーム$m\ggH$のハッブル時間スケール$H^{-1}$にわたる場の振動を積分することになります。複雑なスカラー場に関連付けられた自己相互作用BECの存在下で宇宙論的摂動を研究するためのゲージ不変の一般相対論的フレームワークを提供します。特に、完全流体のSchutz-Sorkin記述として、コールドダークマター、バリオン、および放射を考慮に入れることにより、完全流体とのBECの違いを明示的に示します。また、ハッブル半径の奥深くにある摂動の準静的近似に基づいて、一般的に使用されるニュートン処理の精度を精査します。物質放射の等式の後に振動し始めるスカラー場の場合、BEC形成後、負の自己結合がBEC密度コントラストのラプラシアン不安定性につながることはほとんどないことを示します。これは、ラプラシアン不安定性が、非相対論的BEC記述の有効性の範囲内での自己相互作用の重力不安定性を圧倒しないという事実に起因します。私たちの分析は、BEC形成前の一時的なエポック中に大きなフィールドアラインメントで発生する可能性のあるパラメトリック共振の体制に対応していません。
4Dガウス・ボンネ重力：宇宙論的制約、$ H_0 $張力、大規模構造
| Title |
4D_Gauss-Bonnet_gravity:_cosmological_constraints,_$H_0$_tension_and_large_scale_structure |
| Authors |
Deng_Wang,_David_Mota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12358 |
新しく提案された4Dガウス・ボンネ重力に対して、正確で合理的な宇宙論的制約を実行します。宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星、宇宙クロノメーター、赤方偏移空間歪みからの共同制約を使用して、これまでで最も強い制約$\tilde{\alpha}=（1.2\pm5.2）\timesを取得します。10^{-17}$、つまり$\alpha=（2.69\pm11.67）\times10^{48}$eV$^{-2}$、さまざまな情報チャネルからのさまざまな観測制限の中で、以前よりも厳しい重力波の速度から少なくとも1桁の限界があります。Planck-2018の最終リリースからの宇宙マイクロ波背景放射の温度とレンズ効果の潜在的なパワースペクトルの観測によって、私たちの限界が十分にサポートされていることがわかります。非常に興味深いことに、ハッブル宇宙望遠鏡からのローカル測定と$\Lambda$CDMの仮定の下でのPlanck-2018最終データからのグローバル導出との間の大きな$H_0$の緊張は、$4.4\sigma$から$1.94\sigmaまで大幅に解決できます4Dガウスボンネ重力の$レベル。理論的には、このモデルは一致の問題を部分的に軽減でき、現在の宇宙加速を説明するために宇宙定数の助けを必要とする再スケーリングガウス-ボネ項は、暗黒エネルギーとしてのみ機能することはできません。
SPT-SZおよびPlanckESZクラスターのガス枯渇係数の進化のモデルに依存しないテスト
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A_model-independent_test_of_the_evolution_of_gas_depletion_factor_for_SPT-SZ_and_Planck_ESZ_clusters |
| Authors |
Kamal_Bora,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12695 |
銀河団のガス質量分率は、宇宙論的パラメーターを決定するために広く使用されてきました。この方法は、クラスターガスの質量分率と宇宙バリオンの割合の比率（$\gamma（z）$）が赤方偏移の関数として一定であることを前提としています。この作業では、SPT-SZとPlanckEarlySZ（ESZ）クラスターデータの両方を使用して、モデルに依存しない方法で、$R_{500}$での$\gamma（z）$の時間発展を探します。根底にある宇宙論への明示的な依存。この計算では、宇宙クロノメーターを使用したガウス過程回帰から得られたハッブルパラメーターにノンパラメトリック関数形式を使用します。$\gamma（z）$を次のようにパラメーター化します：$\gamma（z）=\gamma_0（1+\gamma_1z）$は、赤方偏移の進化を制約します。両方のサンプル間で矛盾する結果が見つかりました。SPT-SZの場合、$\gamma（z）$は赤方偏移の関数として減少します（5$\sigma$以上）が、PlanckESZデータでは赤方偏移の正の傾向が見られます（4$\sigma$以上）。）。ただし、同じ赤方偏移間隔の間のSPT-SZクラスターとPlanckESZクラスターのサブセットの$\gamma_1$値は、$1\sigma$内で一致することがわかります。ガス枯渇係数の進化においてハロー質量への依存を考慮に入れると、$4-5\sigma$の不一致は$2\sigma$に減少します。
改良されたルメートル・トルーマンモデルと銀河群の質量とターンアラウンド半径
| Title |
Improved_Lemaitre-Tolman_model_and_the_mass_and_turn-around_radius_in_group_of_galaxies |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo,_Maksym_Deliyergiyev,_Man_Ho_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12714 |
角運動量と力学的摩擦の影響を考慮して、修正されたルメートル・トルーマンモデルを拡張しました。運動方程式にこれらの量を含めると、最初はハッブル流とともに移動する摂動の進化が変更されます。運動方程式を解くと、質量$M$とターンアラウンド半径$R_0$の関係が得られました。$R_0$を知っていると、引用された関係により、調査対象の質量を決定できます。角運動量も考慮された場合の関係は、標準のルメートル・トルーマンモデルよりも質量$\simeq90$\％大きく、この場合、標準のルメートル・トルーマンモデルの値の2倍になります。力学的摩擦も考慮されます。2番目のステップとして、速度$v$と半径$R$の関係を見つけ、それらをローカルグループM81、NGC253、IC342、CenA/M83のデータ、および取得したおとめ座銀河団に適合させました。Ref。[NewAstronomy11（4）：325、A＆A488（3）：845]による。これにより、調査対象の質量とハッブル定数の最適化された値を見つけることができました。近似により、質量の値は$M-R_0$関係法に関して小さくなりますが、いずれの場合も、標準のルメートル・トルーマンモデルから得られる$v-R$関係よりも30〜40\％大きくなります。質量とは異なり、角運動量と力学的摩擦が導入されると、ハッブルパラメータは標準のルメートルトルーマンモデルに比べて小さくなります。これは、宇宙定数を考慮して標準のルメートル・トルーマンモデルを改良した参考文献[NewAstronomy11（4）：325、A＆A488（3）：845]と一致しています。最後に、調査対象のオブジェクトの質量$M$と$R_0$を使用して、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w$に制約を課しました。以前の研究との比較は、$w$に対するさまざまな制約を示しています。
SOARTESSサーベイ。 II：惑星の個体数に対する恒星の仲間の影響
| Title |
SOAR_TESS_Survey._II:_The_impact_of_stellar_companions_on_planetary_populations |
| Authors |
Carl_Ziegler,_Andrei_Tokovinin,_Madelyn_Latiolais,_Cesar_Briceno,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12076 |
私たちは、SOARTESS調査からの太陽系外惑星候補のホストスペックル観測の2年目の結果を提示します。新しく観測された589個のTESS惑星候補ホストのうち89個が、3\arcsec以内にコンパニオンを持っていることがわかりました。その結果、光度曲線が希釈され、考慮されない場合、惑星の半径が過小評価されます。これらの観測を論文Iの観測と組み合わせて、連星が惑星系に与える影響の証拠を探しました。誤検出された惑星の検出として識別された観測対象の4分の1を削除すると、通過する惑星は、以前に報告された抑制のほぼ2倍である近接太陽型バイナリでほぼ7倍抑制されていることがわかります。マグニチュード限定の調査に基づく惑星発生率の結果は、バイナリ抑制が考慮されていない場合、2倍の過大評価です。また、M-矮星系における惑星の同様の密接な連星抑制の暫定的な証拠を見つけます。最後に、以前に報告されたホットジュピターホストへの広く分離されたコンパニオンの高率は、サンプルの偽陽性汚染の結果である可能性が高いことがわかりました。
ずれた周連星円盤における動的ダストトラップ：解析理論と数値シミュレーション
| Title |
Dynamical_dust_traps_in_misaligned_circumbinary_discs:_analytical_theory_and_numerical_simulations |
| Authors |
Cristiano_Longarini,_Giuseppe_Lodato,_Claudia_Toci_and_Hossam_Aly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12084 |
最近の観測では、周連星円盤が2進軌道面に対してずれている可能性があることが示されています。球対称性の欠如は、これらのシステムの非平面形状とともに、歳差運動の差異を引き起こし、ワープの伝播を引き起こす可能性があります。このような環境でのガスのダイナミクスはよく理解されていますが、ほこりっぽいディスクについてはほとんど知られていません。この作業では、ずれた周連星円盤におけるダストトラップ形成の問題を分析的に研究します。パイルアップは、通常のダストトラップのように最大圧力によってではなく、ガスとダストの間の歳差運動速度の違いによって引き起こされる可能性があることがわかります。実際、この違いにより、2つの場所でラジアルドリフトが非効率になり、その位置がシステムパラメータに依存する2つのダストリングが形成されます。この現象は、重力と抗力の両方の影響が大きいため、わずかに結合したダスト粒子$（\text{St}\gtrsim1）$で発生する可能性があります。次に、一連の3次元SPH数値シミュレーションを実行して、結果を理論上の予測と比較します。パラメータ空間、さまざまな恒星の質量比、円盤の厚さ、半径方向の広がりを調べ、分析の期待との一般的な一致を見つけます。このような塵の堆積は、放射状のドリフトを防ぎ、塵の成長を促進し、したがって周連星円盤の惑星形成を促進する可能性があります。
星周円盤内の塵とガスの子午面循環：周惑星円盤領域への固体の供給
| Title |
Meridional_Circulation_of_Dust_and_Gas_in_the_Circumstellar_Disk:_Delivery_of_Solids_onto_the_Circumplanetary_Region |
| Authors |
J._Szul\'agyi,_F._Binkert,_C._Surville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12128 |
形成中の惑星の3Dダスト+ガス放射流体力学シミュレーションを実行しました。海王星、土星、木星、および木星質量の5つの惑星の、星から5.2、30、50AUの距離にあるパラメーターグリッドを調査しました。子午面循環（Szulagyietal。2014、Fung＆Chiang2016）は、ダストに対しても強い垂直方向の流れを駆動するため、mmサイズの粒子であっても、ダストはミッドプレーンに沈降しないことがわかりました。子午面循環は、塵とガスを周惑星円盤領域に垂直に送り、ギャップを効率的に橋渡しします。塵のヒル球降着率は$\sim10^{-8}$から$10^{-10}$$\rm{M_{Jup}/yr}$であり、惑星の質量とともに増加します。ガス成分の場合、ゲインは$10^{-6}$から$10^{-8}$$\rm{M_{Jup}/yr}$です。塵とガスの降着率の差は、惑星の質量が減少するにつれて小さくなります。惑星の近くでは、mm粒子はガスよりも簡単にトラップされる可能性があります。つまり、周惑星円盤は、星周円盤と比較して固体が豊富に含まれている可能性があります。星周円盤のいたるところにある局所的なダスト対ガス比（DTG）を計算し、DTGが1、0.1、0.01、0.001であるミッドプレーン上の高度を特定しました。惑星の質量が大きいほど、mmサイズのダストがより多く供給され、ダストディスクの大部分が惑星によって持ち上げられます。海王星の質量の惑星以下ではmmダストの攪拌はごくわずかですが、土星の質量より上ではかなりの量です。また、ダストリングの形成（ALMA観測と同様）を調べたところ、それらは惑星の渦巻腕の融合によって形成されていることがわかりました。
TransitFit：マルチ望遠鏡データセット用の太陽系外惑星トランジットフィッティングパッケージとそのWASP-127〜b、WASP-91〜b、およびWASP-126〜bへの適用
| Title |
TransitFit:_an_exoplanet_transit_fitting_package_for_multi-telescope_datasets_and_its_application_to_WASP-127~b,_WASP-91~b,_and_WASP-126~b |
| Authors |
J.J.C._Hayes,_E._Kerins,_J.S._Morgan,_A._Humpage,_S._Awiphan,_S._Charles-Mindoza,_I._McDonald,_T._Inyanya,_T._Padjaroen,_P._Munsaket,_P._Chuanraksasat,_S._Komonjinda,_P._Kittara,_V.S._Dhillon,_T.R._Marsh,_D.E._Reichart,_and_S._Poshyachinda_(The_SPEARNET_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12139 |
TransitFitは、透過分光法の研究用に太陽系外惑星のトランジット光度曲線に適合するように設計されたオープンソースのPython〜3パッケージです（https://github.com/joshjchayes/TransitFitおよびhttps://github.com/spearnet/TransitFitで入手可能）、https：//transitfit.readthedocs.io/にドキュメントがあります）。TransitFitは、ネストされたサンプリングを使用して、1つまたは複数の望遠鏡から取得したトランジットデータの効率的で堅牢なマルチエポック、マルチ波長フィッティングを提供します。TransitFitを使用すると、ユーザー指定のトレンド除去アルゴリズムの使用を含め、望遠鏡ごとのトレンド除去をパラメーターフィッティングと同時に実行できます。ホストの周縁減光は、フィルターごとに個別に（「非結合」）、またはPHOENIX恒星大気モデルの事前調整を使用して組み合わせ（「結合」）することができます。この場合、TransitFitは、ユーザー提供のフィルタープロファイルを含むフィルタープロファイルとともに、リムダークニングツールキット（LDTk）を使用します。TransitFitのアプリケーションを3つの異なるコンテキストで示します。まず、低密度ホットネプチューンWASP-127〜bのSPEARNET広帯域光学データをモデル化します。データは、0.5m〜2.4mの望遠鏡の世界的に分散したネットワークから取得されました。Chenらによって得られたより高いスペクトル分解能のGTC/OSIRIS透過スペクトルと比較した場合、非結合モードよりも結合モードを使用したブロードバンド結果に明らかな改善が見られます。（2018）。TransitFitを使用して、TESSによる26の通過観測を適合させ、ホットジュピターWASP-91〜bの改良された天体暦と、170〜ppmの精度で決定された通過深度を回復します。最後に、TransitFitを使用して、TESSによって観測された126のトランジットを使用して、WASP-126〜bでのTTVシグネチャの競合する存在の調査を実施し、31のTESSセクターにまたがる観測からのそのようなシグネチャの統計的に有意な証拠はないと結論付けました。
木星の成層圏におけるオーロラジェットと赤道ジェットの最初の直接測定
| Title |
First_direct_measurement_of_auroral_and_equatorial_jets_in_the_stratosphere_of_Jupiter |
| Authors |
T._Cavali\'e,_B._Benmahi,_V._Hue,_R._Moreno,_E._Lellouch,_T._Fouchet,_P._Hartogh,_L._Rezac,_T._K._Greathouse,_G._R._Gladstone,_J._A._Sinclair,_M._Dobrijevic,_F._Billebaud,_C._Jarchow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12208 |
環境。木星の対流圏の風のパターンは、赤道の周りで最大100m/sの典型的な速度を持つ順行と逆行の帯状ジェットが交互に現れることで構成されています。電離層では、はるかに高い高度で、1〜2km/sの速度の強いオーロラジェットが発見されています。惑星の成層圏にはそのような直接的な測定はありません。目的。この論文では、木星の成層圏の風速を直接測定することにより、これらの測定値間の高度のギャップを埋めます。メソッド。木星の成層圏のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayの非常に高いスペクトルおよび角度分解能のイメージングを使用して、スペクトル線上の風によって引き起こされるドップラーシフトをフィッティングすることにより、緯度の関数として風速を取得します。結果。1mbar、つまり木星の準4年周期振動が発生する高度より上にある赤道帯状ジェットを初めて検出します。最も注目に値するのは、主なオーロラ楕円の下の極域で、0.1mbarで300〜400m/sの非帯状風が見られることです。それらは逆回転しており、電離層オーロラ風の数百キロメートル下にあります。それらは電離層オーロラ風の下部尾部であると思われます。結論。木星の成層圏で初めて強風を直接検出します。それらは、低緯度から中緯度では帯状であり、極緯度では非帯状です。極緯度で見られる風力システムは、光化学生成物を大きなエネルギーの電子沈殿の領域に閉じ込めることによって、化学複合化の効率を高めるのに役立つ可能性があります。
（208）ラクリモサ：スリバン州を逃した事件？
コロニス族で最大の小惑星（サイズ$\geq25$km）は、非常に独特な回転状態の特性を持っており、逆行回転と順行回転のオブジェクトは明らかに異なります。最近の観測の電子分析は、以前は逆行回転であると考えられていた小惑星の1つである208〜ラクリモサが実際には順行回転を示していることを示唆していますが、このオブジェクトの他の特性はこのグループの他のメンバーと矛盾しています。Lacrimosaの新しいスピンソリューションが、以前に提案されたKoronisの大きなメンバーのモデルを無効にするのか、それとも、まだ調査されていないものも含めて、長期的な進化経路の可能性を明らかにするだけなのかを理解しようとしています。以前に提案されたLacrimosaの順行回転を確認および実証します。そのスピンベクトルの黄道経度と緯度は$（\lambda、\beta）=（15^\circ\pm2^\circ、67^\circ\pm2^\circ）$で、恒星時の自転周期は$P=14.085734\pm0.000007$時間。熱および掩蔽のデータにより、Lacrimosaの$D=44\pm2$kmの体積相当サイズを較正することができます。観察結果はまた、形状モデルを比較的よく制約します。密度が均一であると仮定すると、動的楕円率は$\Delta=0.35\pm0.05$です。他の大規模な順行回転コロニスメンバーとは異なり、ラクリモサスピンはスリバン状態では捕捉されません。Lacrimosaは、最初はわずかに傾斜角が大きく、自転周期が長いという点で、このグループとは異なることを提案します。これらのパラメーターを使用して、キャプチャーされる代わりにスリバン状態を飛び越え、現在のスピン構成にゆっくりと進化しました。将来的には、慣性空間での軌道面歳差運動の適切な（強制ではなく）モードに対応するスリバン状態でキャプチャされる可能性があります。
スピン軌道相互作用とスピンスピン相互作用による恒久的に変形したバイナリーにおけるカオスの開始
| Title |
The_Onset_of_Chaos_in_Permanently_Deformed_Binaries_from_Spin-Orbit_and_Spin-Spin_Coupling |
| Authors |
Darryl_Seligman_and_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12484 |
バイナリシステムで恒久的に変形したオブジェクトは、スピン軌道相互作用から生じるより微妙なダイナミクスだけでなく、スピン軌道相互作用の広範囲に研究された効果から生じる複雑な回転進化を経験する可能性があります。アスフェロイド形状を維持するオブジェクトの能力は、それが重要な回転動作を示すかどうかを主に決定します。この作業では、重力的に相互作用する一次衛星と衛星のペアの簡略化されたモデルを採用します。このモデルでは、各物体の四重極モーメントが2つの正反対の点質量で近似されます。一次から衛星の正味重力トルク、および関連する運動方程式を計算した後、スピン軌道相互作用および逆行性および順行性のスピン-スピン結合状態の摂動処理を可能にするハミルトン形式を採用します。共鳴を個別におよび集合的に分析することにより、バイナリの軌道および幾何学的特性の関数として、共鳴の重複およびカオスの開始の基準を決定します。2D平面ジオメトリを拡張して傾斜角の進化を計算し、スピン-スピン共鳴の衛星が平面から傾いたときに歳差運動を起こすが、転倒しないことを発見しました。共鳴の重なり基準を接触バイナリシステム（216）クレオパトラに適用し、その衛星であるクレオパトラとアレクセリオスが、スピン軌道相互作用と逆行性スピンスピン共鳴の重なりからカオス的な回転ダイナミクスを示している可能性があることを発見しました。このモデルは構造上任意のバイナリシステムに一般化できますが、太陽系の小天体を研究することは特に有用です。その不規則な形状により、エキゾチックな回転状態の理想的な候補になります。
TESSプライムミッションのTESSオブジェクトオブインタレストカタログ
| Title |
The_TESS_Objects_of_Interest_Catalog_from_the_TESS_Prime_Mission |
| Authors |
Natalia_M._Guerrero,_S._Seager,_Chelsea_X._Huang,_Andrew_Vanderburg,_Aylin_Garcia_Soto,_Ismael_Mireles,_Katharine_Hesse,_William_Fong,_Ana_Glidden,_Avi_Shporer,_David_W._Latham,_Karen_A._Collins,_Samuel_N._Quinn,_Jennifer_Burt,_Diana_Dragomir,_Ian_Crossfield,_Roland_Vanderspek,_Michael_Fausnaugh,_Christopher_J._Burke,_George_Ricker,_Tansu_Daylan,_Zahra_Essack,_Maximilian_N._G\"unther,_Hugh_P._Osborn,_Joshua_Pepper,_Pamela_Rowden,_Lizhou_Sha,_Steven_Villanueva_Jr.,_Daniel_A._Yahalomi,_Liang_Yu,_Sarah_Ballard,_Natalie_M._Batalha,_David_Berardo,_Ashley_Chontos,_Jason_A._Dittmann,_Gilbert_A._Esquerdo,_Thomas_Mikal-Evans,_Rahul_Jayaraman,_Akshata_Krishnamurthy,_Dana_R._Louie,_Nicholas_Mehrle,_Prajwal_Niraula,_Benjamin_V._Rackham,_Joseph_E._Rodriguez,_Stephen_J._L._Rowden,_Clara_Sousa-Silva,_David_Watanabe,_et_al._(57_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12538 |
2年間のプライムミッション中にトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータで特定された2,241個の太陽系外惑星候補を提示します。これらの候補は、TESSによって発見された新しい惑星候補とTESS観測によって回収された既知の惑星の両方を含む、TESSオブジェクトオブインタレスト（TOI）カタログにリストされています。TOIを特定し、新しい惑星候補の特性を調査するために使用されるプロセスについて説明し、いくつかの注目すべきTESS惑星の発見について説明します。TOIカタログには、近くの明るい星の周りに前例のない数の小さな惑星候補が含まれており、詳細な追跡観測に最適です。TOIカタログ、光度曲線、フルフレーム画像、ターゲットピクセルファイルなど、プライムミッション（セクター1〜26）のTESSデータ製品は、宇宙望遠鏡のMikulskiアーカイブで公開されています。
ミリメートル波長での原始惑星系円盤の放出に対するストリーミング不安定性の影響
| Title |
The_effect_of_the_streaming_instability_on_protoplanetary_disc_emission_at_millimetre_wavelengths |
| Authors |
Chiara_E._Scardoni,_Richard_A._Booth,_Cathie_J._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12644 |
この論文では、ストリーミング不安定性による過密度形成が、おおかみ座の星形成領域における最近の多波長ALMA観測と一致しているかどうかを調査します。コードATHENAを使用して2Dでのストリーミング不安定性の局所作用をシミュレートし、光学的厚さの割合$ff$（ALMAバンド6）と2つの観測可能な量に焦点を当てて、結果として生じる塊状ダスト分布のmm波長での放射特性を調べます。スペクトルインデックス$\alpha$（バンド3〜7）。ストリーミング不安定性の作用の前後の$ff-\alpha$平面でのシミュレートされた分布を比較することにより、光学的に厚い塊になる粒子からの放出が抑制されるため、塊の形成によって$ff$が低下することがわかります。。代わりに、$\alpha$は、ストリーミングの不安定性のアクションの後に増加または減少する可能性があります。単純なおもちゃのモデルを使用して、この動作が、光学的に厚い塊に組み込まれることによって放出が抑制される粒子のサイズに依存することを示します。特に、$\alpha$の進化の兆候は、不透明度の最大値の10分の数mmに近い粒子が塊になるかどうかによって異なります。凝集塊形成の前後のシミュレーション分布をデータ分布と比較することにより、ストリーミング不安定性の作用が、データが配置されている平面の領域に向かってシミュレーションを駆動することに注意してください。さらに、不安定性が総mmフラックスに大きく寄与するディスクの領域で機能する場合、この動作が統合ディスクモデルで複製されることを示します。
巨星の数に基づいて銀河の距離を測定する際のIMFによる固有の不確実性：超拡散銀河NGC1052-DF2の場合
| Title |
IMF-induced_intrinsic_uncertainties_on_measuring_galaxy_distances_based_on_the_number_of_giant_stars:_the_case_of_the_ultra-diffuse_galaxy_NGC_1052-DF2 |
| Authors |
Akram_Hasani_Zonoozi,_Hosein_Haghi,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12072 |
表面輝度変動（SBF）技術は、低表面輝度銀河NGC1052-DF2に適用されている距離測定方法の1つであり、約20Mpcの距離をもたらし、暗黒物質が不足している銀河であることを示しています。SBFの大きさを表すために、特定の光度しきい値を超える巨星の数を想定しています。SBFの大きさは距離に依存しますが、これは星形成履歴（SFH）で縮退しています。星の種族合成モデルを使用して、銀河全体の星の初期質量関数（gwIMF）、年齢、金属量、SFHが異なる星の種族の巨星の数を計算します。gwIMFが不変の正規IMFである場合、色の1$\sigma$（3$\sigma$）の不確実性により、12Mpc（8Mpc）の距離が可能になります。代わりに、真の基礎となるgwIMFが統合された銀河全体のIMF（IGIMF）である場合、低質量銀河の距離を過大評価することは自然な結果であり、NGC1052-DF2が1$\sigma$カラー内で11Mpcの距離を持つことを可能にします。不確実性。最後に、SBF距離推定におけるバイアスの存在に関する私たちの主な結論は、巨星を数えるための光度の下限を変更することによってあまり影響を受けないことを示します。
ヒアデス星団の800pcの長い潮汐尾：開いた星団からの候補遊星過密度の発見の可能性
| Title |
The_800pc_long_tidal_tails_of_the_Hyades_star_cluster:_Possible_discovery_of_candidate_epicyclic_overdensities_from_an_open_star_cluster |
| Authors |
Tereza_Jerabkova_(ESA),_Henri_M.J._Boffin_(ESO),_Giacomo_Beccari_(ESO),_Guido_de_Marchi_(ESA),_Jos_H._J._de_Bruijne_(ESA),_Timo_Prusti_(ESA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12080 |
星団の潮汐尾は、星団の誕生条件とその進化、結合度、銀河団との相互作用を研究するための重要なツールを提供します。AMUSEフレームワーク内で計算された天の川の現実的な3D軌道上で、後方統合された初期条件を持つヒアデス星団のような星団のN体進化を提示します。初めて、我々は、最初のクラスター回転と銀河ポテンシャルの塊の存在が潮汐尾の形成と進化に及ぼす影響を調査します。潮汐の尾がどの座標系でも自然にクラスター化されていないことを示します。初期回転のあるモデルでは、クラスターの質量損失に大きな違いが生じ、さまざまな角運動量の時間発展に従います。クラスターの動きベクトルに対する潮汐尾の方向と現在のクラスターの角運動量は、クラスターの初期回転を制約します。共動グループの検索における収束点（CP）法の使用を強調し、仮定されたモデルに基づいて内部運動学を説明する新しいコンパクトCP（CCP）法を紹介します。CCP法を使用すると、ガイアDR2およびeDR3のヒアデス星団の潮汐尾の候補メンバーを回収して、合計でほぼ1kpcに達することができます。検出された潮汐尾で前述の非対称性を確認します。eDR3データでは、遊星の過密度と運動学的に一致する先頭と末尾の尾の空間的過密度を回復し、したがって、オープンスタークラスターでの最初のそのような検出の候補を提示します。遊星の過密度は、クラスターの特性だけでなく、銀河系のポテンシャルにも制約を与えることができることを示しています。最後に、N体シミュレーションに基づいて、巨大な銀河の塊との接近遭遇は、ヒアデス星団の潮汐尾で観測された非対称性を説明することができます。
狭線セイファート1銀河NGC4051におけるAGN流出の放射駆動
| Title |
Radiative_Driving_of_the_AGN_Outflows_in_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_NGC_4051 |
| Authors |
Beena_Meena,_D._Michael_Crenshaw,_Henrique_R._Schmitt,_Mitchell_Revalski,_Travis_C._Fischer,_Garrett_E._Polack,_Steven_B._Kraemer,_Dzhuliya_Dashtamirova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12081 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とアパッチポイント天文台（APO）のARC3.5m望遠鏡からの分光観測と画像観測を使用して、狭線セイファート1銀河NGC4051の核および核周辺環境におけるイオン化ガスの特性を調査します。活動銀河からの光輝線の未分解の中密度中間幅成分と高密度の広い成分、およびAGNイオン化狭線領域で最大$\sim$1kpcに及ぶ空間分解発光を特定します。（NLR）と恒星のイオン化されたホスト銀河の$\sim$8kpc。HST狭帯域画像は、NEに向かう[OIII]放出の明確な円錐構造を示し、イオン化ガス運動学は、最大2つの青方偏移速度成分を示し、円錐のエッジに沿った流出を示します。輝線画像と運動学に基づいて、視線が円錐の壁を通過するバイコニカル流出の改良モデルを紹介します。これは、NGC4051で見られる多数の流出UV吸収体が吸収中のNLR雲であることを示唆しています。。バイコニカルジオメトリからのデプロジェクション係数を使用して、$\sim$350pcの距離で最大680kms$^{-1}$の真の流出速度を測定します。また、ホスト銀河の大規模な回転をマッピングしますが、原子核からの投影距離$\leq$10$"$（$\sim$800pc）で強い回転成分は見つかりません。最後に、ガスの運動学を比較します。放射重力形式に基づく分析モデルを使用すると、観測されたNLR流出のほとんどが、核の$\sim$0.5pc内で開始され、この低輝度AGNから最大$\sim$1kpcまで移動できることが示されます。
インスパイア：遺物IIの星の種族の調査。最初のデータリリース（DR1）
| Title |
INSPIRE:_INvestigating_Stellar_Population_In_RElics_II._First_Data_Release_(DR1) |
| Authors |
C._Spiniello,_C._Tortora,_G._D'Ago,_L._Coccato,_F._La_Barbera,_A._Ferr\'e-Mateu,_C._Pulsoni,_M._Arnaboldi,_A._Gallazzi,_L._Hunt,_N._R._Napolitano,_M._Radovich,_D._Scognamiglio,_M._Spavone,_and_S._Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12086 |
遺物の星の種族の調査は、X-Shooterスペクトログラフ（XSH）を使用して、0.1<z<0.5の52個の超小型の巨大銀河を対象とした進行中のプロジェクトです。これらのオブジェクトは、「レリック」になるのに最適な候補です。短くて激しい星形成バーストによって高z（z>2）で形成された巨大な赤いナゲットは、現在まで受動的かつ邪魔されずに進化しました。遺物は、高zでの星形成のメカニズムを研究するユニークな機会を提供します。このホワイトペーパーでは、2020年に観測が完了した19のシステムで構成される最初のINSPIREデータリリースを紹介します。INSPIREパイロットですでに紹介した方法を使用しますが、1Dスペクトル抽出を再検討します。これらの19のシステムについて、2つのUVBアームとVISXSHアームを元の解像度で別々にフィッティングして、恒星の速度分散の推定値を取得します。[Mg/Fe]の存在量は、ラインインデックスの強度と、質量で重み付けされた統合された星の年齢と金属量を介して、結合されたスペクトルに完全にスペクトルフィッティングして推定されます。測光と一致して、年齢は一般的に古く、金属量はほとんどの場合超太陽であり、質量と金属量の関係を確認しています。[Mg/Fe]比も、予想通り、大多数の銀河で太陽よりも大きくなっています。10個の天体がビッグバンから3Gyr以内に恒星の質量（M*）の75％以上を形成していることがわかり、それらを遺物として分類しています。その中で、その時までにすでにM*を完全に組み立てていた4つの銀河を特定します。したがって、それらは古代宇宙の「極端な遺物」です。現在までに10個の既知の遺物のINSPIREDR1カタログは、確認された遺物の総数を3.3倍に増やし、赤方偏移ウィンドウも拡大します。したがって、これは公開されている最大のコレクションです。システムの数が多いおかげで、パイロットペーパーですでに示唆されている「遺物の程度」の存在をより正確に定量化することもできます。
IllustrisTNGシミュレーションにおける低赤方偏移での孤立した銀河の構造進化
| Title |
The_Structural_Evolution_of_Isolated_Galaxies_at_Low_Redshift_in_the_IllustrisTNG_Simulation |
| Authors |
Dan_Walters,_Joanna_Woo,_Sara_L._Ellison,_Maan_H._Hani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12098 |
IllustrisTNG100-1流体力学的シミュレーションで、孤立した星形成銀河の構造進化を研究し、合計に対して2kpc（$\Sigma_{*、2kpc}$）内の中心コア密度の成長を調査することに焦点を当てます。z<0.5での恒星の質量（$M_*$）。まず、$\Sigma_{*、2kpc}$-$M_*$平面のいくつかの観測傾向が、AGN、星形成銀河、静止銀河、恒星年齢の放射状プロファイルなど、IllustrisTNGで定性的に再現されていることを示します。、sSFR、および金属量。密度の高いコアを持つ銀河は$\Sigma_{*、2kpc}$-$M_*$の関係と平行に進化するのに対し、拡散コアを持つ銀河は浅い軌道に沿って進化することがわかります。$M_*$と比較して$\Sigma_{*、2kpc}$が急成長する可能性のある要因を調査します。現在のsSFR勾配とBH降着率はどちらも過去のコア成長の指標ですが、将来のコア成長の予測因子ではありません。大規模な合併（サンプルではまれですが、$\sim$10％）は、大量の（$M_*$>$\sim$$10^{10}M_{\odot}$）合併を除いて、より急なコア成長を引き起こします。ほとんど乾燥しています。ToomreQ<2の質量分率で測定されるディスクの不安定性は、コアの急速な成長を予測するものではありません。代わりに、コアが急速に成長すると、ディスクがより安定します。累積的なブラックホールフィードバック履歴は、コア成長の最大速度を設定し、高質量銀河（$M_*$>$\sim$$10^{9.5}M_{\odot}$）の急速な成長を防ぎます。巨大な銀河の場合、降着ガスの総比角運動量は、将来のコア成長の最も重要な予測因子です。我々の結果は、降着ガスの角運動量が、$\Sigma_{*、2kpc}$-$M_*$関係の傾き、幅、およびゼロ点の進化を制御することを示唆しています。
減衰曲線の再検討：NGC3351の場合
| Title |
Revisiting_Attenuation_Curves:_the_Case_of_NGC_3351 |
| Authors |
Daniela_Calzetti_(1),_Andrew_J._Battisti_(2),_Irene_Shivaei_(3,4),_Matteo_Messa_(5,6),_Michele_Cignoni_(7,8),_Angela_Adamo_(6),_Daniel_A._Dale_(9),_John_S._Gallagher_(10),_Kathryn_Grasha_(2),_Eva_K._Grebel_(11),_Robert_C._Kennicutt_(4,12),_Sean_T._Linden_(1),_Goran_Ostlin_(6),_Elena_Sabbi_(13),_Linda_J._Smith_(14),_Monica_Tosi_(8),_Aida_Wofford_(15)_(1_-_University_of_Massachusetts,_Amherst,_2_-_RSSA,_Australian_National_University,_3_-_Hubble_Fellow,_4_-_University_of_Arizona,_5_-_Universite`_de_Geneve,_6_-_Stockholm_University,_7_-_Universita`_degli_Studi_di_Pisa,_8_-_INAF/Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_Bologna,_9_-_University_of_Wyoming,_10_-_University_of_Wisconsin,_Madison,_11_-_Zentrum_fur_Astronomie_der_Universitat_Heidelberg,_12_-_Texas_A&M_University,_13_-_Space_Telescope_Science_Institute,_14_-_ESA/Space_Telescope_Science_Institute,_15_-_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12117 |
farUV（〜0.15ミクロン）から銀河NGC3351の中央領域のサブミリメートルまでの多波長画像を分析して、その星の種族と塵の減衰を抑制します。〜1kpcの核周囲スターバーストリングをホストしているにもかかわらず、NGC3351は、IRX-ベータの関係、つまり他のスターバースト銀河が従う赤外線とUVの光度比とUV連続体の傾き（ベータ）の関係から逸脱しています。偏差の理由を理解するために、アーカイブのnearUVからnearIRのHST画像の高い角度分解能を利用して、リングを約60〜180pcサイズの領域に分割し、それぞれを個別にモデル化します。中央領域の固有の（ほこりのない）星の種族を組み合わせたUV勾配は、若いモデルの種族に予想されるものよりも赤いことがわかります。これは、この地域の複雑な星形成の歴史によるもので、farUVに比べてnearUVの放出を促進します。結果として得られる正味の減衰曲線は、スターバースト減衰曲線（Calzettietal。2000）と小マゼラン雲の減光曲線の間にあるUV勾配を持っています。合計から選択への減衰値R'（V）=4.93は、両方よりも大きくなります。他の星形成銀河で見られるように、NGC3351の恒星の連続体は、イオン化されたガスよりも減衰が少なく、E（B-V）_{star}=0.40E（B-V）_{gas}です。「赤い」固有の星の種族と新しい減衰曲線の組み合わせは、IRX-ベータ図上のNGC3351の中央領域の位置を完全に説明しています。したがって、観測された特性は、核周辺領域における星の種族とダストカラム密度の複雑な混合に起因します。1つのサンプルであるにもかかわらず、これらの調査結果は、中央に集中したスターバーストの領域外で一般的な適用性の減衰曲線を定義することの難しさを浮き彫りにします。
ロムルス宇宙論シミュレーションでは、ハローの中心から物理的にオフセットされたものとして定義される、さまようブラックホールの集団を特徴づけます。現在利用可能な他のほとんどの宇宙論的シミュレーションとは異なり、ブラックホールは局所的なガス特性に基づいてシードされ、ハローの中心に固定されることなく動的に進化することが許可されています。これらのブラックホールを追跡することで、オフセット母集団についてロバストな予測を行うことができます。さまようブラックホールの数は、ハローの質量にほぼ直線的に比例することがわかります。そのため、銀河団のハローには何千ものさまようブラックホールが予想されます。地元では、これらの放浪者は、シードの質量が考慮されると、ローカルのブラックホールの質量予算の約10パーセントを占めます。しかし、より高い赤方偏移（$z\gtrsim4$）の場合、さまようブラックホールは、中央の超大質量ブラックホールを上回り、それを上回ります。私たちが見つけたほとんどのさまようブラックホールは、シードマスの近くにとどまり、以前に破壊された衛星銀河の中心から発生しています。ほとんどは分解された恒星の対応物を保持していませんが、保持しているものはビリアル半径のより大きな部分でより遠くに位置しています。光度が高い放浪者は、優先的に半径が小さく、質量が大きく、ホストの中央平面に近いか、恒星の過密度に関連付けられています。この分析は、超大質量ブラックホールの現在の人口調査が不完全であり、中心から外れた放浪者のかなりの人口が存在する可能性が高いことを示しています。
HETDEX調査：$ z \ sim 2 $での3D-HST輝線銀河からのLy $ \ alpha $エスケープフラクション
| Title |
The_HETDEX_Survey:_The_Ly$\alpha$_Escape_Fraction_from_3D-HST_Emission_Line_Galaxies_at_$z_\sim_2$ |
| Authors |
Laurel_H._Weiss,_William_P._Bowman,_Robin_Ciardullo,_Gregory_R._Zeimann,_Caryl_Gronwall,_Erin_Mentuch_Cooper,_Karl_Gebhardt,_Gary_J._Hill,_Guillermo_A._Blanc,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Eric_Gawiser,_Steven_Janowiecki,_Shardha_Jogee,_Donald_P._Schneider,_and_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12126 |
ハッブル宇宙望遠鏡/WFC3の近赤外グリズムからのスタックスペクトルをホビーエバリー望遠鏡ダークエネルギーからの対応するスタックと比較することにより、$1.9<z<2.35$の間の935[OIII]放出銀河のLy$\alpha$エスケープ率を測定します。実験の内部データリリース2。スタックのH$\beta$とLy$\alpha$の比率を測定することにより、Ly$\alpha$の脱出率を、恒星の質量、星の形成率、内部の赤み、サイズの関数として決定します。および[OIII]/H$\beta$比。Ly$\alpha$の脱出率が、銀河のサイズ、星形成率、星雲の励起など、いくつかのパラメーターと相関していることを示します。ただし、これらの関係のほとんどは間接的であり、Ly$\alpha$の脱出を制御する主要な変数は、おそらく恒星の質量と内部絶滅であることも示しています。全体として、Ly$\alpha$のエスケープは、$\logM/M_{\odot}\lesssim9$の銀河の$\gtrsim18\％$から$\logのシステムの$\lesssim1\％$に減少します。M/M_{\odot}\gtrsim10$、サンプルの平均脱出率は$6.0^{+0.6\％}_{-0.5\％}$です。
局所銀河の渦巻腕の不安定性分析：M51、NGC3627およびNGC628
| Title |
Instability_analysis_for_spiral_arms_of_local_galaxies:_M51,_NGC3627_and_NGC628 |
| Authors |
Shigeki_Inoue,_Toshinobu_Takagi,_Atsushi_Miyazaki,_Erin_Mentuch_Cooper,_Fumi_Egusa,_Hidenobu_Yajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12130 |
M51、NGC3627、NGC628の3つの銀河におけるグランドデザイン渦巻銀河の動的状態を調査します。銀河の複数の成分を考慮した線形摂動解析に基づいて、観測データを使用して渦巻腕の不安定性パラメーターを計算し、腕が自己重力によって断片化するかどうかを議論します。私たちの分析では、一酸化炭素（CO）の観測、21センチメートルの輝線放射、およびアーム内の分子ガス、原子ガス、恒星成分のマルチバンド測光画像をそれぞれ利用しています。これらの銀河のグランドデザインアームは、わずかに安定した状態を示しているため、断片化の途上にないことがわかります。これは、渦巻銀河の共通性と、低赤方偏移での断片化された円盤の相対的な希少性と一致していると考えています。分析では、分子ガスが腕の（不安定な）不安定性を決定する主要な要素ですが、原子ガスと星はそれほど重要ではありません。したがって、分析の結果は、想定されるCOからH$_{\rm2}$への変換係数に敏感です。測定値の典型的なばらつきを想定し、基準値のほぼ2倍の変換係数を認めると、分析の結果、渦巻腕の不安定性が予測されます。渦巻腕の（不安定な）不安定性をより正確に分析するには、変換係数のより高度な決定が必要です。
星形成中の化学のモデリング：動的な星形成領域における水の重水素化
| Title |
Modeling_chemistry_during_star_formation:_Water_deuteration_in_dynamic_star-forming_regions |
| Authors |
S._S._Jensen,_J._K._J{\o}rgensen,_K._Furuya,_T._Haugb{\o}lle,_Y._Aikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12135 |
孤立した環境とクラスター化された環境での原始星に対するHDO/H$_2$O比の最近の観測は、孤立したソースがクラスター化された対応物よりも高いD/H比を示す明らかな二分法を示しています。どの物理的および化学的プロセスがこの分化を生み出すかを確立することで、星形成中の水の化学的進化と、星形成プロセス中および若い惑星系における化学的多様性についての洞察を得ることができます。方法：水の進化は、動的な星形成環境の3D物理化学モデルを使用してモデル化されます。原始星崩壊中の物理的進化は、分子雲領域の3DMHDシミュレーションからのトレーサー粒子によって説明されます。各粒子の軌道は、RADMC-3Dを使用して後処理され、温度と放射場が計算されます。化学進化は、三相粒子表面化学モデルを使用してシミュレートされ、結果は、低質量原始星に向けた高温コリノにおけるH$_2$O、HDO、およびD$_2$Oの干渉観測と比較されます。結果：物理化学的モデルは、高温のコリノで観測されたHDO/H$_2$OとD$_2$O/HDOの比率を再現しますが、同様の同一条件の雲環境との相関関係は示していません。水のD/H比で観察された二分法は、初期条件（例えば、星前相の持続時間と温度）の変化を必要とします。高温のコリノで観測されたD/H比を再現するには、崩壊する前に、恒星前の位相持続時間$t\sim$1-3Myrと$T\sim$10-20Kの範囲の温度が必要です。この研究は、クラスター化された原始星と孤立した原始星の間で観察された分化は、分子雲または星前のコア条件の違いに起因し、原始星の崩壊自体の間に生じないことを示しています。
狭い輝線を欠く光学的に静止したクエーサーの候補
| Title |
A_candidate_Optically_Quiescent_Quasar_lacking_narrow_emission_lines |
| Authors |
Claire_Greenwell,_Poshak_Gandhi,_Daniel_Stern,_Peter_Boorman,_Yoshiki_Toba,_George_Lansbury,_Vincenzo_Mainieri,_Christopher_Desira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12154 |
多くの活動銀河核（AGN）調査は、堅牢な光源分類のために輝線シグネチャに依存しています。しかし、そのようなシグニチャを欠いている明るいAGN候補の例があります。これには、古典的な核（トーラス）の不明瞭化の影響を受けにくいと予想される狭い線領域からのものが含まれます。ここでは、AGNのこのサブポピュレーションを、典型的な候補であるSDSSJ075139.06+402810.9で形式化しようとしています。これは、AGNに典型的なIR色、初期のタイプの銀河連続体によって支配される光スペクトル、同様のIRパワーでタイプ2クエーサーの下の約2デックスの[OIII]5007\r{A}制限フラックス、およびk補正された12ミクロンを示しています。$\sim$10$^{45}$ergs$^{-1}$のクエーサーのような光度。これらの特性は、ジェット銀河とホスト銀河の希釈と一致していません。光学系におけるこのAGN静止を説明するための潜在的なシナリオは、AGN電離放射線が逃げることができず、kpcスケールでガスを励起できないような、覆い隠された物質の空を覆う「繭」です。あるいは、最近の不明瞭なAGN活動のトリガーと、それに続く細い線の励起との間の短いフェーズを目撃している可能性があります。このプロトタイプは、新たに出現する候補AGNサブタイプの基本特性を定義する可能性があります。これは、AGNと銀河の進化における興味深い移行段階です。
近くのデュアルAGNMrk739の複雑なガス状およびステラ環境
| Title |
The_Complex_Gaseous_and_Stellar_environments_of_the_nearby_dual_AGN_Mrk_739 |
| Authors |
Dus\'an_Tub\'in,_Ezequiel_Treister,_Giuseppe_D'ago,_Giacomo_Venturi,_Franz_E._Bauer,_George_C._Privon,_Michael_J._Koss,_Federica_Ricci,_Julia_M._Comerford_and_Francisco_M\"uller-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12180 |
マルチユニット分光エクスプローラーで得られた、近くの（$z\sim0.03$）デュアル活動銀河核（AGN）Mrk739の面分光（IFS）観測を示します。その予測核分離は、$\sim$3.4〜kpcです。（MUSE）超大型望遠鏡（VLT）で。銀河には、原子核から最大$\sim20$kpc離れて伸びる、拡張されたAGNイオン化輝線領域があり、星形成領域は2〜3kpc内により集中していることがわかります。円形ディスクプロファイルを使用して、東の原子核を取り巻くイオン化ガスの運動学をモデル化し、距離$で$237^{+26}_{-28}$kms$^{-1}$のピーク速度をもたらします。\sim1.2$kpc。1.2kpc内に含まれる動的質量は、$\logM（M_{\odot}）=10.20\pm0.06$であり、Mrk739Eの推定超大質量ブラックホール（SMBH）質量の1,000倍です。システムの形態とダイナミクスは、衝突の初期段階と一致しており、前景の銀河（Mrk739W）は、背景の仲間（Mrk739E）とともに進行中の最初の通過で若い星形成銀河です。Mrk739WのSMBHは急速に降着している証拠を示さないため、Mrk739Wの北渦巻腕はMrk739Eの核活動によってイオン化されていると主張します。
南部HII領域発見調査。 II。フルカタログ
| Title |
The_Southern_HII_Region_Discovery_Survey._II._The_Full_Catalog |
| Authors |
Trey_V._Wenger,_J._R._Dawson,_John_M._Dickey,_C._H._Jordan,_N._M._McClure-Griffiths,_L._D._Anderson,_W._P._Armentrout,_Dana_S._Balser,_T._M._Bania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12199 |
南HII領域発見調査（SHRDS）は、南天の銀河HII領域と赤外線で識別されたHII領域候補の、900時間のオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ4-10GHz無線連続体および無線再結合線（RRL）調査です。このデータリリースでは、以前に公開されたすべてのSHRDSデータを再処理し、さらに最大450時間の観測を含めます。新しいHII領域の検索は、259度<銀河経度<346度、|銀河緯度|の範囲で完了しました。予測される6GHzの連続ピーク輝度が30mJy/ビームを超えるHII領域候補の場合は<4度。既知の星雲やHII領域の候補を含め、730個のターゲットに向けた電波連続放射を検出します。約18のRRL遷移を平均することにより、206の既知のHII領域と436のHII領域候補へのRRL放出を検出します。北の空の調査を含め、過去10年間で、HII領域発見調査は、既知の銀河HII領域の数を2倍以上に増やしました。銀河系HII領域のWISEカタログにあるHII領域の人口調査は、9GHzの連続フラックス密度が250mJyを超える星雲に対して完了しました。新しく発見されたSHRDS星雲のRRL特性を、以前に知られているすべてのHII領域のRRL特性と比較します。WISEカタログHII領域の母集団全体の最大線幅の半分でのRRL半値全幅の中央値は、23.9km/sであり、銀河の象限間で一貫しています。HII領域の集団で観測された銀河の経度と速度の非対称性は、おそらく天の川の根底にある渦巻き構造を反映しています。
光学的に選択されたマージクラスターHSCJ085024 +001536の大規模寒冷前線の特徴
| Title |
Signatures_of_large-scale_cold_fronts_in_the_optically-selected_merging_cluster_HSC_J085024+001536 |
| Authors |
Keigo_Tanaka,_Ryuichi_Fujimoto,_Nobuhiro_Okabe,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Hiroki_Akamatsu,_Naomi_Ota,_Masamune_Oguri,_and_Atsushi_J._Nishizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12398 |
スバルHSC-SSP調査から、光学的に選択されたマージクラスターHSCJ085024+001536のX線、弱レンズ効果、および光学解析を組み合わせて表現します。メンバー銀河密度と弱いレンズ効果の質量マップの両方が、クラスターが南東と北西の成分で構成されていることを示しています。2次元の弱いレンズ効果分析は、南東成分がメインクラスターであり、サブクラスターとメインクラスターの質量比が$0.32^{+0.75}_{-0.23}$であることを示しています。北西のサブクラスターは、メインクラスターの中心から$\sim700$kpcオフセットされており、それらの相対的な視線速度は、メンバー銀河の分光学的赤方偏移から$\sim1300\、{\rmkms^{-1}}$です。。X線放射はメインクラスターの周りに集中しますが、サブクラスターの半径$1'$の球内のガス質量分率は$f_{\mathrm{gas}}=4.0^{+2.3}_{-3.3のみです。}\％$は、サブクラスターガスがラム圧力によって除去されたことを示します。X線残差画像は3つの弧状の過剰パターンを示しており、そのうち2つはX線形態中心から$\sim550$kpcに対称的に配置され、もう1つはX線コアに近接しています。サブクラスターに近い余分な部分には、高密度の低温ガスと薄い高温のガスが接触する寒冷前線の特徴があります。2つの外側の超過分は、約$\sim450-650$kpcで接線方向に伸びており、クラスターがゼロ以外の衝突パラメーターでマージされていることを示しています。多波長データセットによって明らかにされた全体的な特徴は、クラスターが2回目以降の影響を受けていることを示しています。光学的に定義された合併カタログは、銀河団ガスの合併ブーストに対して偏りがないため、X線追跡観測は、さまざまな段階での合併物理学を理解するための道を開きます。
スターレスコア硫黄工場であるTMC-1：NCS、HCCS、H2CCS、H2CCCS、およびC4Sの発見とC5Sの検出
| Title |
TMC-1,_the_starless_core_sulfur_factory:_Discovery_of_NCS,_HCCS,_H2CCS,_H2CCCS,_and_C4S_and_detection_of_C5S |
| Authors |
J._Cernicharo,_C._Cabezas,_M._Agundez,_B._Tercero,_J._R._Pardo,_N._Marcelino,_J._D._Gallego,_F._Tercero,_J._A._Lopez-Perez,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12431 |
硫黄含有種NCS、HCCS、H2CCS、H2CCCS、およびC4Sの宇宙での初めての検出を報告します。これらの分子は、各種のいくつかの線の観察を通じてTMC-1に向かって発見されました。また、31〜50GHzの範囲で5本の線を観測することにより、冷たい雲の中で初めてC5Sが検出されたことを報告します。導出されたカラム密度は、N（NCS）=（7.8+/-0.6）e11cm-2、N（HCCS）=（6.8+/-0.6）e11cm-2、N（H2CCS）=（7.8+/-0.8）e11cm-2、N（H2CCCS）=（3.7+/-0.4）e11cm-2、N（C4S）=（3.8+/-0.4）e10cm-2、およびN（C5S）=（5.0+/-1.0）e10cm-2。C3SとC4Sの間で観測された存在比は340です。つまり、CCSとC3Sの対応する値よりも約100倍大きくなっています。観測結果は、観測された存在量の再現に部分的にしか成功していない最先端の化学モデルと比較されます。これらの検出は、S含有種を扱う化学ネットワークを改善する必要性を強調しています。
赤外線と光線フラックスの違いによるカシオペアAのダスト質量
| Title |
The_dust_mass_in_Cassiopeia_A_from_infrared_and_optical_line_flux_differences |
| Authors |
Maria_Niculescu-Duvaz,_Michael_J._Barlow,_Antonia_Bevan,_Danny_Milisavljevic,_Ilse_De_Looze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12705 |
多くの高赤方偏移銀河で発見された大量の塵は、コア崩壊超新星（CCSNe）がそれらの塵の主な源であり、局所的なCCSNeによって形成された塵の質量の測定を動機付けたという示唆につながっています。Type〜IIbCCSNの酸素に富む残骸であるCassiopeia〜Aの場合、0.6-1.1〜M$_\odot$のダスト質量は、2つの異なる方法、すなわち（a）遠赤外線スペクトルからすでに決定されています。エネルギー分布および（b）統合された光スペクトルにおける赤青輝線の非対称性の分析から。Cas〜A内に含まれるダストの質量を決定するための3番目の独立した方法を提示します。これは、[O〜{\sciii}]遠赤外線と視覚領域の輝線からの同様の開口部で測定された相対フラックスを比較し、前景のダストの減光を考慮して、対応するダストの質量から内部のダストの光学的厚さを決定します得られます。この方法を使用して、Cas〜A内の少なくとも0.99$^{+0.10}_{-0.09}$〜M$_\odot$のダスト質量を決定します。
運動学はほこりを打ち負かします：天の川の摂動された外側の円盤の入れ子になった下部構造を明らかにします
| Title |
Kinematics_beats_dust:_unveiling_nested_substructure_in_the_perturbed_outer_disc_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Chervin_F._P._Laporte,_Sergey_E._Koposov_and_Vasily_Belokurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12737 |
$Gaia$eDR3データと従来の分光調査を使用して、天の川の円盤下部構造を地動説の距離$d\geq10\、\rm{kpc}$で銀河系反中心に向けてマッピングします。高度に絶滅した領域の外側のディスクに埋め込まれた複数の以前に検出されなかった新しいフィラメントの発見を報告します。これらの過密度の星は、ディスク材料に期待される距離勾配を持ち、$v_{\phi}\sim170-230\、\rm{km\、s^{-1}}$でディスクのような軌道を移動し、小さいことを示しますエネルギーが広がります。そのような形態は、静止状態で成長している銀河の薄い円盤に反対します。これらの構造のいくつかは、衛星の衝撃によって蹴り上げられ、現在位相混合（「羽」）を受けている、励起された外側のディスク材料として解釈されます。外側のディスク領域のタイムスケールが長いため、これらの構造は、数Gyr以上の構成空間で一貫性を保つことができます。それにもかかわらず、これらの構造のいくつかは、太陽の位置からの投影で見られる摂動された円盤の折り目である可能性があることに注意してください。これらの構造の完全な6D位相空間特性評価と年代測定は、2つの可能な形態を区別するのに役立つはずです。
| Title |
The_hydrodynamic_evolution_of_binary_black_holes_embedded_within_the_vertically_stratified_disks_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Nicholas_Kaaz,_Sophie_Lund_Schr{\o}der,_Jeff_J._Andrews,_Andrea_Antoni,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12088 |
恒星質量ブラックホールは、活動銀河核（AGN）のガス状円盤内に埋め込まれる可能性があります。その後、それらの相互作用はそれらのガス状の環境によって媒介されます。この研究では、AGNディスクのスケールハイト$H$が$である環境に焦点を当て、3次元流体力学シミュレーションと分析手法の組み合わせを使用して、AGNディスク内に埋め込まれた恒星質量ブラックホール（BBH）の進化を研究します。\gtrsim$BBHの影響範囲。風洞形式を使用して、埋め込まれたBBHの局所的な環境をモデル化し、風が支配的なものから準球形までの範囲のディスクの局所的な特性に基づいて、さまざまな降着レジームを特徴付けます。シミュレーションを使用して、埋め込まれたBBHの大量降着と抗力の処方箋を作成します。これらの処方箋を、AGNディスクのトゥーム不安定な外側領域を表すことができるAGNディスクモデルとともに使用して、BBHがディスク内を移動する際の長期的な進化を研究します。BBHは通常、$\lesssim5-30\、{\rmMyr}$内でマージされ、その過程で質量が大幅に増加し、BBHが対不安定型超新星の質量ギャップに入る（または交差する）ことができることがわかります。これらのBBHにガスが供給される速度は、エディントン光度の制限を超えることが多く、場合によっては数桁も超えます。ほとんどの組み込みBBHは、ディスク内で大幅に移行する前にマージされると結論付けています。周囲のガスの状態とシステムまでの距離に応じて、LISAは、AGN（$\lesssim$0.1pc）の十分近くに形成されたBBHを刺激するために、ガスが支配的なレジームと重力波が支配的なレジームの間の遷移を検出できます。また、インスピレーション中およびインスピレーション後に発生する可能性のある電磁特性についても説明します。BBHの放射光度がホストAGNの光度を超えることは一般的にはありそうにありませんが、考えられないことではありません。
周連星円盤からの変調降着の質量比と磁束依存性
| Title |
Mass-ratio_and_Magnetic_Flux-Dependence_of_Modulated_Accretion_from_Circumbinary_Disks |
| Authors |
Scott_C._Noble,_Julian_H._Krolik,_Manuela_Campanelli,_Yosef_Zlochower,_Bruno_C._Mundim,_Hiroyuki_Nakano,_Miguel_Zilh\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12100 |
降着する超大質量ブラックホール（SMBBH）は、重力波と電磁（EM）放射の両方を放出するため、マルチメッセンジャー天文学の可能性があります。過去の研究では、それらのEM出力は、しばしば「過密度」または「塊」と呼ばれる、周連星円盤の非対称密度分布によって周期的に変調される可能性があることが示されています。この変調は、ソースをバイナリとして識別するために使用される可能性があります。降着円盤を通るSMBBH質量比と磁束に対する過密度の感度を調査します。過密度の相対振幅とそれに関連するEM周期信号の両方が、質量比の減少とともに低下し、1：2から1：5の間のどこかで完全に消失することがわかります。磁化が大きくなると、光出力の塊や変調も弱まります。しこりの形成が、降着の流入によって活性化されるよりも、しこりの領域でより速く劣化する内部応力からどのように生じるかを説明するモデルを開発し、それを下回るとしこりの形成が発生し、すべてのしこりが形成される特定の内部応力のしきい値を予測します。シミュレーションは満足します。したがって、そのような変調の検出は、降着流を貫通する質量比と磁束の両方に制約を与えるだろう。
銀河系外の過渡現象のアクティブな異常検出のための深層学習アプローチ
| Title |
A_Deep_Learning_Approach_for_Active_Anomaly_Detection_of_Extragalactic_Transients |
| Authors |
V._Ashley_Villar,_Miles_Cranmer,_Edo_Berger,_Gabriella_Contardo,_Shirley_Ho,_Griffin_Hosseinzadeh,_Joshua_Yao-Yu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12102 |
今後のヴェラC.ルービン天文台などの広視野の光学的調査を通じて発見された一時的で変動する天体物理学的イベントの数を考えると、多波長および分光学的フォローアップ機能が不足しています。潜在的な科学ターゲットの干し草の山から、天文学者はリアルタイムで針の選択を研究するために希少なリソースを割り当てる必要があります。ここでは、PLAsTiCCデータセットの1％を使用してオートエンコーダーをトレーニングし、シミュレートされたルービン天文台の銀河系外過渡イベントをエンコードするための変分反復オートエンコーダーニューラルネットワークを紹介します。教師なし手法は、ラベルなし、リアルタイム、多変量、非周期的なデータを独自に処理します。隔離フォレストを使用して推定された異常スコアに基づいて、1,129,184件のイベントをランク付けします。私たちのパイプラインは、よりまれなクラスのトランジェントをより異常なものとして正常にランク付けしていることがわかります。異常スコアと不確実性の単純なカットを使用して、超高輝度超新星と対不安定型超新星を含む、まれな超新星（つまり、タイプIa、タイプII、およびタイプIbc超新星以外の超新星）の純粋な（〜95％純粋な）サンプルを識別します。最後に、私たちのアルゴリズムは、ピークのかなり前にこれらの過渡現象を異常として識別することができ、ルービン天文台の時代のリアルタイムの追跡調査を可能にします。
降着円盤の境界層：音響、渦駆動およびその他のモード
| Title |
Boundary_Layers_of_Accretion_Disks:_Acoustic,_Vortex-Driven_and_Other_Modes |
| Authors |
Matthew_S._B._Coleman,_Roman_R._Rafikov_and_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12119 |
材料表面を有する弱磁化物体へのディスク降着は、いわゆる境界層（BL）を介して進行する必要があります。これは、ディスクの内縁にある領域で、材料の降着速度がケプラーの値から急激に低下します。BLで発生する超音速シアーは、アキュレーターとディスクに伝播する音波の励起を助長し、BLを横切る角運動量と物質移動を可能にすることが知られています。降着円盤の最も内側の部分のモードの形態学的特徴に焦点を当てて、BLの近くで動作するさまざまな波動モードの数値探査を実行します。（BL内の超音速せん断流の）広範囲のマッハ数をカバーするシミュレーションの大規模なスイートを使用して、さまざまなタイプのモードの正確な特性評価を提供し、可能な場合は分析結果に対してそれらの特性を検証します。新しいタイプのモード、特にロスビー波の不安定性の結果としてBLの近くのディスクに形成される渦によって発射されるグローバル渦巻密度波を発見します。この不安定性は、音波の非線形減衰によって引き起こされるその領域での渦の生成によって引き起こされます。私たちが観察する支配的なモードの方位角波数は、実行のマッハ数とともに単調に増加するように見えますが、シミュレーションで見つかったモードの特定の組み合わせは、やや確率的です。私たちの結果は、BLを横切る角運動量と物質移動、および降着物体の放出変動をよりよく理解するための基礎を提供します。
潮汐破壊現象と詐欺師の区別
| Title |
Distinguishing_Tidal_Disruption_Events_from_Impostors |
| Authors |
Ann_Zabludoff,_Iair_Arcavi,_Stephanie_La_Massa,_Hagai_B._Perets,_Benny_Trakhtenbrot,_B._Ashley_Zauderer,_Katie_Auchettl,_Jane_L._Dai,_K._Decker_French,_Tiara_Hung,_Erin_Kara,_Giuseppe_Lodato,_W._Peter_Maksym,_Yujing_Qin,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Nathaniel_Roth,_Jessie_C._Runnoe,_Thomas_Wevers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12150 |
多波長データにおける潮汐破壊現象（TDE）の最近の主張された検出は、銀河の中心にある他の方法では休止状態の超大質量ブラックホール（SMBH）の進化と特性への潜在的な新しい窓を開きました。現在、いくつかのプロパティを共有し、他のプロパティが異なる数十のTDE候補があります。プロパティの範囲は、活動銀河核（AGN）や超新星（SNe）など、TDE分類をあいまいにする可能性のある、他の一時的なタイプと重複するほど広くなっています。さらに複雑なのは、「TDEシグネチャ」が同様の感度で均一に観察されていないか、すべての候補を対象としていないことです。この章では、既存のAGNでのTDEの可能性など、他のTDEと比較しても異常なイベントを確認し、継続的に降着するAGN、強くフレアするAGN、SNe、およびガンマ線バーストと最も区別されると考えられる特性を要約します。（GRB）、および天体衝突、「マイクロTDE」、周連星降着流などの他の潜在的な詐欺師。1つのイベントをTDEとして分類するには、複数のオブザーバブルを使用する必要があると結論付けています。また、TDE候補集団全体を考慮します。これは、一部のホスト銀河またはSMBH特性について、非TDEと統計的に区別できるため、少なくとも一部のTDE候補は実際にはSMBHが破壊された星から発生していることを示唆しています。
ブラックホールトランジェントMAXIJ1348-630：2019/2020爆発中のコンパクトジェットとトランジェントジェットの進化
| Title |
The_black_hole_transient_MAXI_J1348-630:_evolution_of_the_compact_and_transient_jets_during_its_2019/2020_outburst |
| Authors |
F._Carotenuto,_S._Corbel,_E._Tremou,_T._D._Russell,_A._Tzioumis,_R._P._Fender,_P._A._Woudt,_S._E._Motta,_J._C._A._Miller-Jones,_J._Chauhan,_A._J._Tetarenko,_G._R._Sivakoff,_I._Heywood,_A._Horesh,_A._J._van_der_Horst,_E._Koerding,_K._P._Mooley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12190 |
2019年1月に発見された新しいブラックホールX線連星（XRB）であるMAXIJ1348-630の2019/2020爆発の無線およびX線監視キャンペーンを紹介します。ミーアキャットとオーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）を使用した無線帯域、およびMAXIとSwift/XRTを使用したX線でMAXIJ1348-630を$\sim$14か月間観測しました。爆発を通して、私たちはコンパクトで一時的なジェットの進化を検出して追跡しました。主な爆発に続いて、システムは少なくとも4回のハードステートのみの再フレアを受け、その間にコンパクトジェットが再び検出されました。主要な爆発については、コンパクトジェットの上昇、急冷、再活性化、および2か月間隔で発射され、ブラックホールから離れる2つの片面離散噴出物を観察しました。これらの噴出物は、降着するブラックホール連星についてこれまでに測定された中で最も高い固有運動（$\gtrsim$100masday$^{-1}$）を示しました。ジェット運動から、噴出物の傾斜と速度を$\leq$46$^{\circ}$と$\geq$0.69$c$に制限し、最初のコンポーネントの開き角と横方向の膨張速度を$\に制限します。leq$6$^{\circ}$および$\leq$0.05$c$。また、最初の放出は強い電波フレアの前のハードからソフトへの状態遷移で発生し、2番目の放出はソフト状態から中間状態への短いエクスカーション中に開始されたと推測します。一定速度で移動した後、最初のコンポーネントは強力な減速を受けました。これは前例のない詳細で覆われ、MAXIJ1348-630は、XTEJ1550-564およびH1743-322。
ガンマ線、宇宙線、および無線データの最近の研究は、私たちの宇宙の原始ブラックホール（PBH）の割合に厳しい制約を課しています。{\bfこの記事では、クールコアクラスターのX線光度データを使用して、単色、対数正規、べき乗則の質量分布の蒸発PBH率を制限する新しい間接的な方法を提案します。現在の結果は、蒸発するPBHの量が、大きなパラメータ空間の暗黒物質の微量成分を構成するだけであることを示しています。}制約は、他の宇宙線および多波長観測から得られた制約と一致し、それに近いものです。
| Title |
Modelling_the_Sgr_A*_Black_Hole_Immersed_in_a_Dark_Matter_Spike |
| Authors |
Sourabh_Nampalliwar,_Saurabh,_Kimet_Jusufi,_Qiang_Wu,_Mubasher_Jamil,_and_Paolo_Salucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12439 |
この論文では、天の川銀河の中心にあるブラックホール（BH）であるいて座A*の近傍に対する暗黒物質（DM）スパイクの影響を調査します。私たちの主な目標は、SgrA*の現在および将来の天文観測がそのようなDMスパイクの存在を検出できるかどうかを調査することです。最初に、DMスパイクを使用して静的で球対称のBHの周りに時空メトリックを構築し、その後、このソリューションは、Newman-Janis-AzregA\"{i}nouアルゴリズムを使用して回転BHに対して一般化されます。静的BHの場合計量テンソルでは、SgrA*を周回するS2星のデータを使用して、BHを囲むDMハローの密度と最も内側の境界を特徴付ける2つの自由パラメーターの制約を決定および分析します。ミルキーウェイ銀河のDMスパイク密度$\rho_\text{sp}$とDMスパイク半径$R_\text{sp}$のデータでは、SgrA*BHの周りの幾何学的に厚い付加ディスクモデルを検討します。影の半径とBHの画像に対するDM分布の影響は、現実的なDM密度ではかなり弱く、DM密度が$\rho_\text{sp}\sim（10^{-19}-10^{-20}）$g/cm$^3$BHの近く。さらに次の可能性を分析します。天文干渉計でこの効果を観察し、EHTのようなアレイで観察をシミュレートし、近い将来に検出される可能性が低いことを発見します。
SRG天文台に搭載されたART-XC望遠鏡
| Title |
The_ART-XC_telescope_on_board_the_SRG_observatory |
| Authors |
M.Pavlinsky_(1),_A.Tkachenko_(1),_V._Levin_(1),_N._Alexandrovich_(1),_V._Arefiev_(1),_V._Babyshkin_(2),_O._Batanov_(1),_Yu._Bodnar_(3),_A._Bogomolov_(1),_A._Bubnov_(1),_M._Buntov_(1),_R._Burenin_(1),_I._Chelovekov_(1),_C.-T._Chen_(4),_T._Drozdova_(1),_S._Ehlert_(5),_E._Filippova_(1),_S._Frolov_(3),_D._Gamkov_(1),_S._Garanin_(3),_M._Garin_(3),_A._Glushenko_(1),_A._Gorelov_(3),_S._Grebenev_(1),_S._Grigorovich_(3),_P._Gureev_(2),_E._Gurova_(1),_R._Ilkaev_(3),_I._Katasonov_(1),_A._Krivchenko_(1),_R._Krivonos_(1),_F._Korotkov_(1),_M._Kudelin_(1),_M._Kuznetsova_(1),_V._Lazarchuk_(3),_I._Lomakin_(2),_I._Lapshov_(1),_V._Lipilin_(1),_A._Lutovinov_(1),_I._Mereminskiy_(1),_S._Molkov_(1),_V._Nazarov_(1),_V._Oleinikov_(1),_E._Pikalov_(3),_B._D._Ramsey_(5),_I._Roiz_(3),_A._Rotin_(1),_E._Sankin_(3),_A._Ryadov_(3),_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12479 |
ART-XC（AstronomicalRoentgenTelescope-X-rayConcentrator）は、Spektr-Roentgen-Gamma（SRG）天文台にかすめ入射イメージング光学系を搭載した硬X線装置です。SRG天文台は、ロシア連邦宇宙計画の主力天体物理学ミッションであり、2019年7月13日にバイコヌール宇宙基地からのプロトンロケットで地球-太陽系の第2ラグランジュ点（L2）の周りの軌道に連続して打ち上げられました。ART-XC望遠鏡は、4〜30keVのエネルギー帯域でかすめ入射光学系を使用して実行された初めての真のイメージング全天調査を提供し、4〜12keVのエネルギー範囲で最も深く鮮明な空の地図を取得します。2019年12月12日に開始された、初期のキャリブレーションとパフォーマンス検証フェーズ、および進行中の全天観測中に実行された観測は、ART-XC望遠鏡の飛行中の特性が地上校正の結果。4年間の全天観測が完了すると、ART-XCは約5000のソース（非常に不明瞭なもの、数百の銀河団、約1000の激変星およびその他の銀河ソースを含む約3000の活動銀河核）を検出することが期待されます。そして、4-12keVのエネルギーバンドにおける銀河のバックグラウンド放射の高品質なマップを提供します。ART-XCは、一時的なX線源の発見にも適しています。この論文では、望遠鏡、その地上校正の結果、ミッションの主要な側面、ART-XCの飛行中の性能、および最初の科学的結果について説明します。
LOFAR電波望遠鏡で測定された50PeVから2EeVまでの宇宙線の最大シャワー深度と質量組成
| Title |
Depth_of_shower_maximum_and_mass_composition_of_cosmic_rays_from_50_PeV_to_2_EeV_measured_with_the_LOFAR_radio_telescope |
| Authors |
A._Corstanje,_S._Buitink,_H._Falcke,_B.M._Hare,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_G.K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_A._Nelles,_H._Pandya,_J.P._Rachen,_O._Scholten,_S._ter_Veen,_S._Thoudam,_G._Trinh,_T._Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12549 |
LOFAR電波望遠鏡で測定され、バイアスが最小になるように選択された334個のエアシャワーからのエネルギー範囲$10^{16.8}$から$10^{18.3}$eVでの更新された宇宙線質量組成分析を示します。このエネルギー範囲では、宇宙線の起源は銀河系から銀河系外の源にシフトすると予想されます。分析は、無線測定とエアシャワーシミュレーションから大規模なエアシャワーの最大$X_{\rmmax}$の深さを推測するための改善された方法に基づいています。一次エネルギーに対する$X_{\rmmax}$の平均および標準偏差の結果を示し、宇宙線の質量組成を推定するために分布レベルで$X_{\rmmax}$データセットを分析します。私たちのアプローチは、要素ごとの$X_{\rmmax}$分布の既存のパラメーター化を利用して、ビン化されていない最尤分析を使用します。分析は、ハドロニック相互作用の3つの主要なモデルに対して繰り返されました。結果は、ハドロン相互作用モデルの選択に応じて、$23$から$39$$\％$の陽子とヘリウムに最もよく適合する、有意な軽質量分率と一致しています。中間質量核の割合が支配的です。これにより、LOFARの以前の結果が確認され、$X_{\rmmax}$の体系的な不確実性が7から$9$$\mathrm{g/cm^2}$に低下しました。統計的および体系的な不確実性の範囲内で、ピエールオージェ天文台の結果と比較して質量組成に一致が見られます。ただし、以前のLOFARの結果と一致して、平均$X_{\rmmax}$がわずかに低いことがわかりました。値はピエールオージェ天文台で見つかった値と緊張していますが、北半球に拠点を置く他の宇宙線天文台の結果と一致しています。
降着ミリ秒パルサーIGRJ17062-6143の長期コヒーレントタイミング
| Title |
Long-term_coherent_timing_of_the_accreting_millisecond_pulsar_IGR_J17062-6143 |
| Authors |
Peter_Bult,_Tod_E._Strohmayer,_Christian_Malacaria,_Mason_Ng,_Zorawar_Wadiasingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12556 |
163Hz降着ミリ秒X線パルサーIGRJ17062-6143のコヒーレントタイミング解析について報告します。NeutronStarInteriorCompositionExplorerとXMM-Newtonで収集されたデータを使用して、4年間のパルサーの進化を調査しました。恒星のスピンに対して独自の位相コヒーレントタイミングソリューションを取得し、ソースが$（3.77\pm0.09）\times10^{-15}$Hz/sの速度でスピンアップしていることを発見しました。さらに、$0.4-6$keVのパルスの割合は、$1210\pm40$の日周期の正弦波振動に続いて、0.5％から2.5％の間で徐々に変化することがわかります。最後に、この分析をアーカイブのロッシX線タイミングエクスプローラー観測で補足し、12年にわたるバイナリ軌道の位相コヒーレントモデルを取得して、$（8.4\pm2.0）\times10^の軌道周期微分測定値を生成しました。{-12}$s/s。この大きな公転周期の導関数は、重力波の放出によって支配されるバイナリの進化と矛盾しており、バイナリシステムでの非常に非保存的な物質移動を示唆しています。
マグネターのようなバーストによる高磁場パルサーPSRJ1846--0258の再活性化
| Title |
Reactivation_of_the_high-magnetic_field_pulsar_PSR_J1846--0258_with_magnetar-like_bursts |
| Authors |
Harsha_Blumer,_Samar_Safi-Harb,_Maura_A._McLaughlin,_and_William_Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12557 |
新しいチャンドラとグリーンバンク望遠鏡の観測により、14年間の静止後の高エネルギー高磁場パルサーPSRJ1846-0258とそのパルサー風星雲（PWN）の2020年の再活性化について報告します。J1846-0258からの短期間のバーストの放出は、2006年の最初のバーストエピソード中に観察されたものと同様に、X線持続フラックスの強化と大幅なスペクトル軟化を伴いました。2020年のパルサースペクトルは、次のべき乗則モデルによって記述されます。爆発前のガンマ=1.2\pm0.1と比較した光子指数ガンマ=1.7\pm0.3であり、黒体温度kT=0.7\pm0.1keVの新たな熱成分の証拠を示しています。0.5〜10keVの非吸収フラックスは、静止状態の5.4e〜12erg/cm^2/sから、爆発後の1.3e〜11erg/cm^2/sに増加しました。2GHzでパルサーからの電波放射は検出されず、コヒーレントパルス放射とシングルパルスの上限はそれぞれ7.1uJyと55mJyに設定されています。2020年のPWNスペクトルは、1.92\pm0.04の光子指数と5.8〜kpcの距離で1.2e-35erg/sのX線光度を特徴とし、爆発前に観測されたものと一致しています。パルサーに近い領域の分析は、光子指数が変化しなかった一方で、2000年から2020年までの20年間にわたる小規模な時間変動と明るさの変化を示しています。PSRJ1846-0258の爆発は、地殻効果と磁気圏効果の組み合わせであり、現在の観測に基づくと、そのPWNにバーストによる大きな変動はないと結論付けています。
気球搭載極低温望遠鏡テストベッドミッション：高度40kmでのバルク極低温移動
| Title |
The_Balloon-Borne_Cryogenic_Telescope_Testbed_Mission:_Bulk_Cryogen_Transfer_at_40_km_Altitude |
| Authors |
A._Kogut,_S._Denker,_N._Bellis,_T._Essinger-Hileman,_L._Lowe,_and_P._Mirel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12090 |
Balloon-BorneCryogenicTelescopeTestbed（BOBCAT）は、将来の極低温軌道下天文台の技術を開発するための成層圏のバルーンペイロードです。一連の飛行は、赤外線波長での大型（直径3〜5メートル）の極低温望遠鏡の超軽量デュワー性能と開放開口観測技術を確立することを目的としています。2019年の最初の飛行では、成層圏の高度で液体窒素と液体ヘリウムが大量に移動することが示されました。827kgのペイロードは、高度39.7kmまでの加圧貯蔵デュワーで14リットルの液体窒素（LN2）と268リットルの液体ヘリウム（LHe）を運びました。フロート高度に達すると、液体窒素の移送により、別の加圧されていないバケットデュワーが65Kの温度に冷却され、続いて32リットルの液体ヘリウムが貯蔵デュワーからバケットデュワーに移送されました。熱量測定テストでは、バケットデュワー内のLHeバスへの総熱漏れを測定しました。その後の飛行では、受信バケットデュワーを同様のサイズの超軽量デュワーに置き換えて、超軽量設計の性能を従来の超絶縁デュワーと比較します。
ガウス過程回帰による画像のクリーニング
天文データの削減と分析への多くのアプローチでは、欠測データを許容できません。破損したピクセルには、最初に値を代入する必要があります。このホワイトペーパーでは、ガウス過程回帰（GPR）に基づく堅牢で柔軟な画像代入アルゴリズムであるastrofixについて説明します。最適化プロセスを通じて、astrofixは、画像から自動的に抽出されたトレーニングセットを使用して、各画像に異なる補間カーネルを選択して適用します。不良ピクセルや画像エッジのクラスターを自然に処理し、さまざまな機器や画像タイプに適応します。astrofixの平均絶対誤差は、ガウスカーネルによる中央値の置換と補間の平均絶対誤差の数分の1です。SBIG63030.4m望遠鏡、ラス・クンブレス天文台のFLOYDS分光器、すばる望遠鏡のCHARIS面分光器など、イメージングデータと分光データの両方で優れた性能を発揮します。
フェーズドアレイ望遠鏡のホログラフィックキャリブレーション
電波天文学では、ホログラフィーは、パラボラアンテナの開口部の電界分布の画像を作成するために一般的に使用される手法です。この画像は、反射面の欠陥を検出するために使用されます。同様に、個々のアンテナの受信経路の複雑なゲインを測定するために、ホログラフィーをフェーズドアレイ望遠鏡に適用することができます。この論文では、フェーズドアレイ望遠鏡のデジタルビームフォーマを較正するためのホログラフィック技術が提案されています。この手法の有効性は、SquareKilometerArrayの低周波コンポーネントのプロトタイプステーションの1つであるEngineeringDevelopmentArray2からのデータに適用することで実証されました。キャリブレーション方法は非常に迅速で、必要なリソースはほとんどありません。パラボラアンテナのホログラフィとは対照的に、基準アンテナがなくても機能します。この手法が、ステーションの初期試運転と検証、およびステーションの定期的なキャリブレーションに役立つことを示します。
有害と見なされるソリューション間隔：無線干渉ゲインソリューションの最適性について
| Title |
Solution_intervals_considered_harmful:_on_the_optimality_of_radio_interferometric_gain_solutions |
| Authors |
Ulrich_Armel_Mbou_Sob,_Hertzog_Landman_Bester,_Oleg_M._Smirnov,_Jonathan_Kenyon,_Cyndie_Russeeawon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12508 |
解の間隔は、無線干渉ゲインのキャリブレーション中に信号対雑音比を改善するためによく使用されます。この作業では、ノイズレベル、固有のゲインの変動、モデルの不完全性の程度、無線周波数干渉の存在などの要因が、キャリブレーションのソリューション間隔の選択にどのように影響するかを調査します。さまざまな干渉シミュレーションを実行して、これらの要因がソリューション間隔の選択と組み合わせて、キャリブレーションおよびイメージング出力にどのように影響するかを示し、最適なソリューション間隔を選択するための実用的なガイドラインについて説明します。さらに、キャリブレーション中に適切なソリューション間隔を自動的に選択できるアルゴリズムを紹介します。シミュレーションデータと実際のデータの両方にアルゴリズムを適用することにより、データに不均一なフラグが付けられすぎない限り、固有のゲイン変動のキャプチャとノイズのフィッティングのバランスが取れたソリューション間隔を正常に選択できることを示します。さらに、ソリューション間隔を必要としない正規化されたキャリブレーションアルゴリズムを開発する必要性を強調するいくつかの実用的な側面について詳しく説明します。
NIHTSの科学コミッショニング：ローウェルディスカバリー望遠鏡の近赤外線ハイスループットスペクトログラフ
| Title |
Science_Commissioning_of_NIHTS:_The_Near-infrared_High_Throughput_Spectrograph_on_the_Lowell_Discovery_Telescope |
| Authors |
Annika_Gustafsson,_Nicholas_Moskovitz,_Michael_C._Cushing,_Thomas_A._Bida,_Edward_W._Dunham,_and_Henry_Roe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12722 |
近赤外線ハイスループットスペクトログラフ（NIHTS）は、アリゾナ州ハッピージャックにある4.3mのローウェルディスカバリー望遠鏡（LDT）で運用されています。NIHTSは、0.86〜2.45ミクロンで動作する低解像度の分光器（R〜200）です。NIHTSは、近赤外波長を分光器に反射し、可視光を送信して、独立した可視波長カメラであるラージモノリシックイメージャー（LMI）との同時イメージングを可能にするカスタムダイクロイックミラーによって供給されます。LDTの最高の追跡および取得機能、LMIの数分角の視野、NIHTSの高いスペクトルスループットの組み合わせにより、カイパーベルトオブジェクト、小惑星、彗星、低質量星など、多くの天体物理学および惑星オブジェクトの新しい研究が可能になります。、および太陽系外惑星は星をホストします。NIHTSの運用、試運転、テルル吸収の特徴を修正するための2つのアプローチによるデータ削減手順の概要、およびローウェル天文台、北アリゾナ大学、LDTパートナーが追求する選択された科学事例の概要を示します。
完全に日食する接触連星V811Cepの最初の測光分析
| Title |
The_first_photometric_analysis_of_the_totally_eclipsing_contact_binary_V811_Cep |
| Authors |
Xiang_Gao,_Kai_Li,_Xing_Gao,_Yuan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12295 |
V811Cepの最初の測光分析が実行されました。V、R、Iバンドの最初の完全な光度曲線が示されています。分析はWilson-Devinney（W-D）プログラムによって実行され、結果はV811Cepが質量比0.285の中央値接触連星（$f=33.9（\pm4.9）\％$）であることを示しています。これはWサブタイプの接触連星です。つまり、質量の小さいコンポーネントは質量の大きいコンポーネントよりも高温であり、光度曲線は非対称です（オコンネル効果）。これは、ホットスポットの存在によって説明できます。質量の少ないコンポーネントに。軌道傾斜角は$i=88.3^{\circ}$であり、完全に食変光星であることを示しているため、得られたパラメータは信頼できます。OC分析により、公転周期は$\dot{P}=-3.90（\pm0.06）\times10^{-7}d\cdotyr^{-1}$の割合で減少することがわかります。、これは、物質移動がより質量の大きいコンポーネントからより質量の小さいコンポーネントに発生することを示します。
中性子星の表面近くには、暖かい中性子星の内部を実質的に断熱し、星の内部温度をその有効表面温度に関連付ける薄い熱ブランケットエンベロープがあります。ブランケットエンベロープの物理的プロセスはかなり明確ですが、化学組成は明確ではありません。後者の状況は、星の熱表面放射の観測から恒星内部の物質の物理的パラメータを推測することを複雑にし、ブランケットエンベロープのモデルを詳しく説明するように促します。これらのエンベロープの物理的特性、特に状態方程式、熱伝導、イオン拡散などの概要を説明します。異なる元素の別々の層で構成されている、または拡散平衡の内外に拡散性の二元イオン混合物を含むなど、ヒートブランケットのさまざまなモデルがレビューされます。エンベロープ内の強い磁場の影響と、エンベロープ自体に強いニュートリノ放出を誘発する高温の影響について概説します。最後に、ヒートブランケットの特性が中性子星の熱進化にどのように影響するか、そして観測から中性子星の内部構造に関する重要な情報を推測する能力について議論します。
原始中性子星対流の重力波サイン：I。MHD数値シミュレーション
| Title |
Gravitational_wave_signature_of_proto-neutron_star_convection:_I._MHD_numerical_simulations |
| Authors |
Rapha\"el_Raynaud_(CEA_Saclay),_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an_(Universitat_de_Val\`encia),_J\'er\^ome_Guilet_(CEA_Saclay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12445 |
重力波は、コア崩壊超新星の間に原始中性子星の内部のダイナミクスを制約するユニークで強力な機会を提供します。対流運動は、中性子星の磁場を生成する上で重要な役割を果たします。これは、高速回転の存在下でのマグネター形成を説明する可能性があります。非弾性近似で対流層に限定されたモデルの3次元MHDシミュレーションを後処理することにより、陽子中性子星の対流とそれに関連するダイナモからの重力波放出を計算します。初期（対流層を伴う）と後期（星がほぼ完全に対流である）を表す2つの異なるプロト中性子星構造を検討します。低速回転領域では、重力波の放出は、ターンオーバー周波数の約3倍でピークに達する広いスペクトルに従います。このレジームでは、磁場を含めると、磁化されていないシミュレーションと比較して、スペクトルを大幅に変更することなく振幅がわずかに減少します。高速回転は、振幅とスペクトルの両方を劇的に変化させます。振幅は最大数千倍に増加します。スペクトルは、慣性モードに関連するいくつかのピークによって特徴付けられ、その周波数は回転周波数に比例します。単純な物理的引数を使用して、これらの数値結果のいくつかの側面を定量的に再現するスケーリングを導き出します。また、強い軸対称トロイダル磁場を特徴とする強磁場ダイナモへの遷移時に現れる過剰な低周波重力波も観測されます。ダイナモ作用のこの特徴は、将来の重力波検出で原始中性子星のダイナモ効率を制約するために使用される可能性があります。
ペネロペ：ハッブルUVレガシーライブラリーオブヤングスターズ（ULLYSES）を補完するESOデータレガシープログラムI.オリオンOB1と$
\ sigma $の調査プレゼンテーションと付加特性-オリオン座
| Title |
PENELLOPE:_the_ESO_data_legacy_program_to_complement_the_Hubble_UV_Legacy_Library_of_Young_Stars_(ULLYSES)_I._Survey_presentation_and_accretion_properties_of_Orion_OB1_and_$\sigma$-Orionis |
| Authors |
C.F._Manara,_A._Frasca,_L._Venuti,_M._Siwak,_G.J._Herczeg,_N._Calvet,_J._Hernandez,_{\L}._Tychoniec,_M._Gangi,_J.M._Alcal\'a,_H._M._J._Boffin,_B._Nisini,_M._Robberto,_C._Briceno,_J._Campbell-White,_A._Sicilia-Aguilar,_P._McGinnis,_D._Fedele,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_J._Alonso-Santiago,_S._Antoniucci,_N._Arulanantham,_F._Bacciotti,_A._Banzatti,_G._Beccari,_M._Benisty,_K._Biazzo,_J._Bouvier,_S._Cabrit,_A._Caratti_o_Garatti,_D._Coffey,_E._Covino,_C._Dougados,_J._Eisl\"offel,_B._Ercolano,_C._C._Espaillat,_J._Erkal,_S._Facchini,_M._Fang,_E._Fiorellino,_W.J._Fischer,_K._France,_J.F._Gameiro,_R._Garcia_Lopez,_T._Giannini,_C._Ginski,_K._Grankin,_H.M._G\"unther,_L._Hartmann,_L.A._Hillenbrand,_G.A.J._Hussain,_M.M._James,_M._Koutoulaki,_G._Lodato,_K._Mauc\'o,_I._Mendigut\'ia,_R._Mentel,_A._Miotello,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12446 |
若い星と円盤の進化は、いくつかのプロセス、特に物質の降着と放出の相互作用によって推進されています。惑星形成の状態を正しく説明するために重要であるこれらのプロセスは、分光学的に最もよく調べられます。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の約500軌道は、2020年から2022年にかけて、UV波長で約70個の低質量（M<2Msun）の若い（年齢<10Myr）星を対象としたULLYSES公開調査に充てられています。ここでは、ESO超大型望遠鏡（VLT）で実行されているPENELLOPEラージプログラムを紹介します。これは、HSTと同時に、放出ガスの運動学を調査するための光学ESPRESSO/UVES高解像度スペクトル、およびUVからNIRX-Shooterの中解像度フラックス校正スペクトルは、HSTデータだけでは提供できない基本的なパラメーター（絶滅や恒星の特性など）を提供します。PENELLOPEによって取得されたデータには独自の時間がなく、完全に縮小されたスペクトルがコミュニティ全体で利用可能になります。ここでは、2020年11月から12月に観測されたオリオンOB1アソシエーションとオリオン座シグマクラスターにある13個のターゲットのサンプルの降着特性のデータと最初の科学的分析について説明します。同様に若い星形成領域で以前に観測されたものと一致し、3日未満のタイムスケールで変動します。X-ShooterスペクトルとHST/STISスペクトルのスラブモデルで得られた連続体過剰放射への適合の比較は、X-Shooter推定値の10％未満の欠点を示しており、想定される不確実性の範囲内です。その起源は、間違ったUV消光曲線であるか、このモデリングの単純さによるものである可能性があり、PENELLOPEプログラムの過程で調査されます。ULLYSESとPENELLOPEのデータを組み合わせることで、若い星の降着/放出メカニズムをよりよく理解することができます。
Mg、Si、Ca、Ti、Cr、およびNiの存在量を測定するための赤色巨星の0.91〜1.33 $ \ mu $ mスペクトルの吸収線
| Title |
Absorption_Lines_in_the_0.91-1.33_$\mu$m_Spectra_of_Red_Giants_for_Measuring_Abundances_of_Mg,_Si,_Ca,_Ti,_Cr,_and_Ni |
| Authors |
K._Fukue,_N._Matsunaga,_S._Kondo,_D._Taniguchi,_Y._Ikeda,_N._Kobayashi,_H._Sameshima,_S._Hamano,_A._Arai,_H._Kawakita,_C._Yasui,_M._Mizumoto,_S._Otsubo,_K._Takenaka,_T._Yoshikawa,_T._Tsujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12478 |
赤色巨星は、光学波長と近赤外波長の両方で多数の吸収線を示します。それでも、異なる波の通過帯域のラインの特性は必ずしも同じではありません。正確な存在量に役立つ、z'、Y、およびJバンド（0.91-1.33$\mu$m）のMgI、SiI、CaI、TiI、CrI、およびNiIのラインを検索しました。分析は、2つの異なる行の編集、つまり、ViennaAtomicLineDatabase（VALD3）の3番目のリリースと、1999年にMelendez＆Barbuyによって発行されたカタログ（MB99）からのものです。厳しくブレンドされていない十分に強いラインを選択し、6つの要素の合計で191ライン（それぞれ、VALD3とMB99から165ラインと141ライン）になりました。ラインリストを、WINEREDスペクトログラフで取得した高分解能（R=28,000）および高信号対雑音比（500以上）のスペクトルと組み合わせて、2つのプロトタイプ赤色巨星のFeIに加えて6つの元素の存在量を測定しました。つまり、ArcturusとmuLeoです。結果として得られる存在量は、$\sim$0.2dex以内の文献値と合理的な一致を示し、2つのラインリストに基づく存在量は0.1〜0.2dexの系統的な違いを示していますが、利用可能な振動子強度は許容できることを示しています。さらに、精度を向上させるには、古典的な静水圧大気モデルを分析に使用する限り、微視的乱流（または微視的乱流が要素ごとに異なる場合は微視的乱流）の確実な推定が必要です。
OB星の金属量に依存する風パラメータの予測
| Title |
Metallicity-dependent_wind_parameter_predictions_for_OB_stars |
| Authors |
Jorick_S._Vink,_Andreas_A.C._Sander_(Armagh_Observatory_and_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12736 |
質量損失率と終末風速は、大質量星の運動エネルギーと運動量を決定する重要なパラメーターです。さらに、正確な質量損失率は、質量星の質量と回転速度の変化、および金属量（Z）の関数としての中性子星とブラックホールとしてのそれらの運命を決定します。ここでは、モンテカルロ質量損失レシピを、Zの関数としての終末風速の新しい動的に一貫した計算で更新します。これらの予測は、HSTULLYSESプロジェクトが青シフトしたPシグニ線で紫外線スペクトルを観測するため、特にタイムリーです低Zの大小のマゼラン雲とサブSMC金属性ホストの何百もの巨大な星の。約35000Kで、弱風の「ディップ」を発見し、ULLYSESおよびX-Shooterデータを使用してその物理を調査するための診断を提示します。ディップが風を駆動する物理学に関する重要な情報をどのように提供するか、そしてこれがOB星の質量損失率の新しいゴールドスタンダードを見つけるためにどのように重要な関連性があるかについて説明します。FeIVからIIIの双安定ジャンプより下のB超巨星の場合、終端速度はZとMに依存しないことがわかりますが、質量損失率は$\dot{M}\proptoZ^{0.85}$として変化します。。双安定ジャンプより上のO型星の場合、$v_{\infty}\proptoZ^{0.19}$の終端速度依存性が見つかり、質量損失率のZ依存性は浅いことがわかります。$\dot{M}\proptoZ^{0.42}$として、LIGO/VIRGOから「重い」ブラックホールを再現するために、「低いZ」要件が以前に予想されていたよりもさらに厳しくなることを意味します。
対数正規確率過程としての進化と大量絶滅
この著者は、最近の一連の論文と本の中で、地球外知的生命体（SETI）、ダーウィン進化論、人類の歴史の探索を、簡潔にEvo-SETIと呼ばれる単一の統一された統計図に組み込むことができる数学モデルを提案しました。。関連する数学的ツールは次のとおりです。（1）幾何ブラウン運動（GBM）、過去35億年にわたって地球上に生息する種の数の確率的増加として進化を表す確率過程。このGBMは、金融の数学（ブラックショールズモデル）でよく知られています。（2）b-lognormalsとして知られる確率分布、つまり、原点ではなく、特定の正の瞬間b>0で始まるlognormals。ダーウィン進化論の枠組みの中で、結果として生じる数学的構造は、進化生物学者が分岐学と呼ぶものであることが示されました。（3）そのようなb-lognormalsの（シャノン）エントロピーは、歴史的な人間の文明のように、各生物または各大きな生物のセットが到達する「進歩の程度」を表すように見えます。（4）これらの結果はすべて、統計ドレイク方程式（統計を含む通常のドレイク方程式の一般化）が、銀河系に存在する地球外文明の数の確率分布として対数正規分布につながるという点でも、SETIと一致します。（5）木村の中立進化説で示されているように、よく知られている「分子時計」、すなわち「分子レベルでの一定の進化速度」は、Evo-SETIモデルのエントロピーの成長速度と一致します。（6）さらに、Evo-SETIモデルをGBM以外の対数正規確率過程に適用します。たとえば、過去に発生した大量絶滅の2つのモデルを提供します。（7）最後に、ダーウィン進化論のマルコフ＆コロタイエフモデルがEvo-SETIモデルと同一であることを示します。
ファズボールの影：微細構造からの創発的な地平線
| Title |
Fuzzball_Shadows:_Emergent_Horizons_from_Microstructure |
| Authors |
Fabio_Bacchini,_Daniel_R._Mayerson,_Bart_Ripperda,_Jordy_Davelaar,_H\'ector_Olivares,_Thomas_Hertog,_Bert_Vercnocke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12075 |
影を画像化することにより、4次元、ストリング理論、地平線のない「ファズボール」ジオメトリの物理的特性を研究します。それらの微細構造は、長寿命で高度に赤方偏移した混沌とした軌道上で、将来の地平線の近くに迷い込む光線をトラップします。スケーリング限界に十分近いファズボールでは、これにより、事象の地平線に関連するパラドックスを回避しながら、ブラックホールのような影が作成されます。影のサイズと残留グローを観察すると、スケーリングの限界から離れたファズボールと、黒いコンパクトオブジェクトの代替モデルを区別できる可能性があります。
電磁場におけるアクシオン星からの双極子放射とその先
| Title |
Dipole_Radiation_and_Beyond_from_Axion_Stars_in_Electromagnetic_Fields |
| Authors |
Mustafa_A._Amin,_Andrew_J._Long,_Zong-Gang_Mou,_Paul_Saffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12082 |
外部電磁場の存在下で、コヒーレントに振動し、空間的に局在化したアクシオン場（オシロンとアクシオン星）の塊からの光子の生成を調査します。アクシオン-光子結合から構築された有効な無次元結合パラメーター、およびアクシオン星の場の振幅、振動周波数、半径の観点から、光子の明るさのさまざまな定性的な振る舞いを描写します。この無次元結合の値が小さい場合は、構成の半径への強い依存性を含め、双極子放射場と立体角あたりの光子光度の一般的な分析式を提供します。中程度から大規模な結合については、外部磁場の存在下での結合強度による光度の非単調な振る舞いについて報告します。結合強度とともに光度が最初に上昇した後、適度に大きな結合で抑制が見られます（双極子放射近似と比較して1桁以上）。十分に大きな結合では、パラメトリック共鳴による光度の指数関数的成長のレジームへの移行が見られます。必要に応じて、パラメトリック共鳴の非摂動効果や逆反応効果を含む、大小の結合で、アクシオン電気力学の3+1次元格子シミュレーションを実行します。また、共鳴アクシオンから光子への変換につながる媒体（プラズマ）効果、ソリトンのコヒーレンスの関連性、および天体物理学と宇宙論の設定における結果の影響についても説明します。
| Title |
Detecting_the_radiative_decay_of_the_cosmic_neutrino_background_with_line-intensity_mapping |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Andrea_Caputo,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12099 |
宇宙ニュートリノ背景のニュートリノの放射性崩壊から光子を探すために線強度マッピング（LIM）を使用する可能性を研究します。これらの崩壊率の標準模型の予測は非常に小さいですが、新しい物理学がニュートリノの電磁モーメントを増加させる場合、それは強化される可能性があります。崩壊光子は、天体物理学的スペクトル線の侵入者として現れます。ニュートリノ崩壊線は、LIMクラスタリングの異方性とボクセル強度分布で識別できることを提案します。進行中および将来のLIM実験では、ニュートリノの階層、遷移、および考慮される実験に応じて、有効な電磁遷移モーメントに対する感度が高くなります$\sim10^{-12}\、-\、10^{-8}\、（m_ic^2/{0.1\rmeV}）^{3/2}\mu_{\rmB}$、ここで$m_i$は崩壊するニュートリノの質量であり、$\mu_{\rmB}$はボーア磁子。これは、宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みよりもはるかに感度が高く、恒星冷却研究と競合します。副産物として、シンボリック回帰を使用したQuijoteシミュレーションから得られた、ニュートリノ密度変動の1点確率分布関数の解析形式も報告します。
検出器の特性評価、市民科学、機械学習を通じて重力波データの特徴を発見する
| Title |
Discovering_features_in_gravitational-wave_data_through_detector_characterization,_citizen_science_and_machine_learning |
| Authors |
S_Soni,_C_P_L_Berry,_S_B_Coughlin,_M_Harandi,_C_B_Jackson,_K_Crowston,_C_{\O}sterlund,_O_Patane,_A_K_Katsaggelos,_L_Trouille,_V-G_Baranowski,_W_F_Domainko,_K_Kaminski,_M_A_Lobato_Rodriguez,_U_Marciniak,_P_Nauta,_G_Niklasch,_R_R_Rote,_B_T\'egl\'as,_C_Unsworth_and_C_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12104 |
重力波の観測は、一時的なノイズ（グリッチ）の存在によって妨げられます。AdvancedLIGO検出器の3回目の観測実行からのデータを調査し、新しいグリッチクラスを特定します。検出器の状態の監視と市民科学のボランティアによって組み立てられたトレーニングセットを使用して、グリッチ分類のためのGravitySpy機械学習アルゴリズムを更新します。検出器サイトでの地動にリンクされた新しいグリッチクラスが特に普及していることを発見し、異なるタイプの地動にリンクされたこの2つのサブクラスを識別します。更新されたモデルに基づいてデータを再分類すると、LIGOリビングストンのすべての過渡ノイズの27％が新しいグリッチクラスに属し、そのサイトで最も頻繁な過渡ノイズの発生源になっていることがわかります。私たちの結果は、グリッチ分類が重力波検出器の潜在的な改善をどのように明らかにできるか、そして適切なフレームワークが与えられれば、市民科学のボランティアが大規模なデータセットで発見を行う方法の両方を示しています。
6トン年のDEAP-3600データによる液体アルゴン中の低エネルギーAr-39ベータ崩壊に対するパルス形状の識別
| Title |
Pulseshape_discrimination_against_low-energy_Ar-39_beta_decays_in_liquid_argon_with_six_tonne-years_of_DEAP-3600_data |
| Authors |
The_DEAP_Collaboration:_P._Adhikari,_R._Ajaj,_M._Alp\'izar-Venegas,_P.-A._Amaudruz,_D._J._Auty,_M._Batygov,_B._Beltran,_H._Benmansour,_C._E._Bina,_J._Bonatt,_W._Bonivento,_M._G._Boulay,_J._F._Bueno,_P._M._Burghardt,_A._Butcher,_M._Cadeddu,_B._Cai,_M._C\'ardenas-Montes,_S._Cavuoti,_M._Chen,_Y._Chen,_B._T._Cleveland,_J._M._Corning,_D._Cranshaw,_S._Daugherty,_P._DelGobbo,_K._Dering,_J._DiGioseffo,_P._Di_Stefano,_L._Doria,_F._A._Duncan,_M._Dunford,_E._Ellingwood,_A._Erlandson,_S._S._Farahani,_N._Fatemighomi,_G._Fiorillo,_S._Florian,_T._Flower,_R._J._Ford,_R._Gagnon,_D._Gallacher,_P._Garc\'ia_Abia,_S._Garg,_P._Giampa,_D._Goeldi,_V._Golovko,_P._Gorel,_K._Graham,_D._R._Grant,_A._Grobov,_A._L._Hallin,_M._Hamstra,_P._J._Harvey,_C._Hearns,_T._Hugues,_A._Ilyasov,_A._Joy,_B._Jigmeddorj,_C._J._Jillings,_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12202 |
DEAP-3600検出器は、3.3トンの液体アルゴンターゲット上で散乱する暗黒物質粒子からのシンチレーション信号を検索します。最大のバックグラウンドは$^{39}$Arベータ崩壊に由来し、パルス形状弁別（PSD）を使用して抑制されます。2種類のPSDアルゴリズムを使用します。イベントピーク周辺の狭い時間ウィンドウと広い時間ウィンドウでシンチレーション信号の割合を考慮するプロンプトフラクションと、観測された光子到着時間を比較する対数尤度比です。信号と背景モデル。さらに、2つのアルゴリズムを使用して、特定の時間に検出された光子の数を決定します。（1）各PMTパルスの電荷を単一の光電子の電荷で除算するだけです。シンチレーションパルス形状および光検出器のアフターパルスのモデルに基づいた、特定の時間における特定の数の光子。光子検出時間が検出器の効果によってバイアスされていない場合、プロンプトフラクションは対数尤度比PSDアルゴリズムとほぼ同じように機能します。シンチレーション光子によって運ばれる情報のモデルを使用して、それらが検出された時間の関数としてこの結果を説明します。
一般相対性理論における明示的なシンプレクティック積分器の構築。 III。 Reissner-Nordstrom-（anti）-deSitterブラックホール
| Title |
Construction_of_explicit_symplectic_integrators_in_general_relativity._III._Reissner-Nordstrom-(anti)-de_Sitter_black_holes |
| Authors |
Ying_Wang,_Wei_Sun,_Fuyao_Liu,_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12272 |
ライスナー・ノルドストローム（反）・ジッターブラックホールの周りを外部磁場で移動する荷電粒子を説明するために、ハミルトニアンに可能な分割方法を示します。このハミルトニアンは、6つの解析的に解ける部分に分けることができ、その解は固有時の明示的な関数です。この場合、2次および4次の明示的なシンプレクティック積分器を簡単に利用できます。適切なステップサイズが選択されている場合、順序付けられた軌道や無秩序な軌道に関係なく、ハミルトニアンエラーの境界を維持する上で優れた長期的な動作を示します。ある状況下では、正の宇宙定数の増加は、グローバルな位相空間からのカオスの範囲を強化することを引き起こします。つまり、荷電粒子のカオスは、宇宙の加速膨張のために簡単に発生します。しかし、負の宇宙定数の大きさの増加はそうではありません。宇宙定数がライスナー・ノルドストローム・ド・ジッターブラックホールでは反発力として作用するが、ライスナー・ノルドストローム・反ド・ジッターブラックホールでは引力として作用するため、カオスへのさまざまな寄与があります。
| Title |
Bayesian_inference_for_gravitational_waves_from_binary_neutron_star_mergers_in_third-generation_observatories |
| Authors |
Rory_Smith,_Ssohrab_Borhanian,_Bangalore_Sathyaprakash,_Francisco_Hernandez_Vivanco,_Scott_Field,_Paul_Lasky,_Ilya_Mandel,_Soichiro_Morisaki,_David_Ottaway,_Bram_Slagmolen,_Eric_Thrane,_Daniel_T\"oyr\"a,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12274 |
第3世代（3G）重力波検出器は、前例のない忠実度で何千もの合体する中性子星バイナリを観測します。これらの信号から最高精度の科学を抽出することは、高い信号対雑音比と長時間の信号の両方のために困難であると予想されます。現在のベイズ推定パラダイムは、計算バンクを壊すことなく、連星中性子星信号の分析に拡張できることを示しています。$\sim90\、\mathrm{minute}$の長い重力波信号の低次元モデルを構築し、観測帯域（$5-2048\、\mathrm{Hz}$）をカバーし、推論を$の係数で高速化します。\sim1.3\times10^4$は、低次元モデルを使用しない場合の計算時間と比較されます。低次元モデルには、潮汐変形能、地球の自転による振幅変調、スピンによる軌道歳差運動などの重要な物理学が組み込まれています。低次モデリングが複数の重複する重力波信号を含むデータの推論をどのように加速できるかを示し、重複する信号の数の関数としてスピードアップを決定します。したがって、ベイジアン推論は、3G観測所に存在する、長寿命で重複する高信号対雑音比のイベントに対して計算上扱いやすいと結論付けます。
ブラックホールとブレーン上のエキゾチックなコンパクトオブジェクトの潮汐加熱
連星系のインスパイラルの初期段階では、その伴星によるコンパクトオブジェクトの潮汐加熱が、連星の軌道進化の決定に重要な役割を果たします。この現象は、「髪の毛」とコンパクトオブジェクトの性質に大きく依存します。余分な次元の存在は、ブレーンワールドのブラックホールに余分な潮汐電荷を組み込むことによって、また量子効果を導入することによって、これらの両方の特性に影響を及ぼし、エキゾチックなコンパクトオブジェクトの存在の可能性につながることがわかります。重力波波形の潮汐加熱からの位相情報は、余分な次元から継承された潮汐電荷を、これまでで最も厳しい制約である値$\sim10^{-6}$に制約する可能性があることがわかりました。さらに、エキゾチックなコンパクトオブジェクトの潮汐加熱における二次効果も、固有の特徴を持つスピンに関する振動挙動を明らかにします。
せん断流における平均場ダイナモ作用。 II：平均値がゼロの変動する動的ヘリシティ
ここでは、バックグラウンド線形せん断流の存在下での大規模磁場の生成における運動ヘリシティの時間的変動の役割を探ります。ここに含まれる主要な手法は、せん断波を使用したリノベーションフローベースのモデルを使用した以前の作業\citep[][以降、paper〜I]{JS20}と同じです。速度フィールドとヘリシティフィールドはどちらも、それぞれ有限の相関時間$\tau$と$\tau_h$を持つ確率変数として扱われます。$\tau_h>\tau$の場合、$m=\tau_h/\tau$で特徴付けられるこの時間スケールの分離が、乱流拡散を負に変えるためのしきい値を下回ったままであっても、成長する解が得られます。乱流拡散が正のままで、$\tau$が渦ターンオーバー時間$T$のオーダーであるレジームでは、軸対称モードはせん断速度$S$で非単調な振る舞いを示します。両方とも成長速度$\gamma$と最も速く成長するモードに対応する波数$k_\ast$は、最初に増加し、最大に達し、次に$|S|$で減少します。$k_\ast$は常に渦波数よりも小さいため、磁場の成長が促進されます。大きな長さのスケールで。成長するダイナモ波のサイクル周期$P_{\rmcyc}$は、paper〜Iの固定運動ヘリシティの場合とまったく同じように、小さなせん断で$|S|$に反比例します。この依存性は、せん断が大きくなると浅くなります。興味深いことに、$m$のさまざまな選択に対応するさまざまな曲線は、$|S|$を使用した$mP_{\rmcyc}$のプロットで互いに重なり合っています。
プラズマクエット流れに見られる不安定性によって駆動されるイオン加熱と流れ
| Title |
Ion_heating_and_flow_driven_by_an_Instability_found_in_Plasma_Couette_Flow |
| Authors |
J._Milhone,_K._Flanagan,_J._Egedal,_D._Endrizzi,_J._Olson,_E.E._Peterson,_J.C._Wright,_C.B._Forest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12657 |
ホール領域での弱く磁化された、圧力が支配的なプラズマクエット流れの不安定性の最初の観測を提示します。強いホール電流は、高$\beta$（$>1$）圧力プロファイルによって駆動される低周波電磁モードに結合します。分光測定は、共鳴ランダウ減衰プロセスを介した、磁化されていない冷たいイオンの加熱（係数3）を示しています。この不安定性の線形理論が導き出され、有限の$\beta$での正の成長率を予測し、観察結果に沿って、非常に大きな$\beta$の安定化効果を示します。
コンパクト星の逆カメレオンメカニズムと質量制限
よく知られているように、コンパクト星にはさまざまな質量制限があります。たとえば、回転しない白色矮星の最大質量は、有名なチャンドラセカール限界である約$1.4M_\odot$（太陽質量）によって与えられます。中性子星の質量制限はこれまでそれほど明確ではありませんが、広く受け入れられている値の1つは約$2.1M_\odot\、$です。最近、これらの質量制限への挑戦が現れました。質量が最大$2.4\sim2.8M_\odot\、$の超チャンドラセカール質量白色矮星と、質量ギャップ内のコンパクトオブジェクト（おそらく中性子星）（$2.5M_\odot$または$3M_\odot$から3回目の観測（O3）でLIGO/Virgoによって検出された重力波から推測される、$5M_\odot$）、本研究ではコンパクト星の質量限界を再考します。強い磁場やエキゾチックな状態方程式（EOS）を呼び出さずに、修正重力理論でコンパクト星の質量制限を引き上げようとします。この研究では、逆カメレオンメカニズムを提案し、スカラー場によって媒介される第5の力が、太陽系や宇宙における地球上の厳しいテストを回避できるが、白色矮星や中性子星などのコンパクト星に現れることを示します。。逆カメレオンメカニズムのコンパクト星の質量制限は、$3M_\odot\、$、$5M_\odot$またはそれ以上に簡単に増やすことができます。逆カメレオンメカニズムは、コンパクト星（白色矮星や中性子星など）を周回する太陽系外惑星の観測と、バイナリコンパクト星合体の最終段階からの重力波によって制約される可能性があると主張します。
