宇宙の夜明けに合体するブラックホール連星からの重力波の背景:上限
Title |
Gravitational_wave_backgrounds_from_coalescing_black_hole_binaries_at_cosmic_dawn:_an_upper_bound |
Authors |
Kohei_Inayoshi,_Kazumi_Kashiyama,_Eli_Visbal_and_Zoltan_Haiman |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12755 |
AdvancedLIGO-Virgoによる連星合併イベントの連続的な発見により、連星ブラックホール(BBH)集団の統計的特性が明らかになりました。確率的重力波バックグラウンド(GWB)は、これらのコンパクトな合併の宇宙論的進化を精査するための便利なツールです。この論文では、BBHの合併によって生成されたGWBの上限を研究します。このGWBの恒星の前駆体は、宇宙の夜明けの再電離プロセスを支配します。これらの前駆体による初期の再電離は、{\itPlanck}の測定値と一致しない宇宙の高い光学的厚さをもたらすため、累積質量密度は$\rho_\star\lesssim10^7〜M_\odot〜{\rmMpcに制限されます。}^{-3}$。この上限があっても、$z$の高いBBH合併によるGWBの振幅は、$\Omega_{\rmgw}\simeq1.48_{-1.27}^{+1.80}\と同じくらい高くなると予想されます。$f\simeq25$Hzで10^{-9}$を掛けますが、現在の合併率は一貫しているか、観測されたGWイベント率よりも低くなっています。このレベルのGWBは、AdvancedLIGO-Virgoの設計感度で検出可能であり、ローカルGWイベントへの高$z$BBH人口の主要な貢献を示します。スペクトルインデックスは、低赤方偏移で質量の小さいBBHによって一般的に生成される$\simeq2/3$の正規値よりも大幅にフラットであると予想されます。さらに、それらの質量関数がローカル宇宙よりもトップヘビーである場合、GWBスペクトルはさらに低い周波数に偏っています。これにより、高赤方偏移でBBHをマージする質量関数に関する情報を抽出できます。
HST See Change Program:I。調査設計、パイプライン、および超新星の発見
Title |
The_HST_See_Change_Program:_I._Survey_Design,_Pipeline,_and_Supernova_Discoveries |
Authors |
Brian_Hayden,_David_Rubin,_Kyle_Boone,_Greg_Aldering,_Jakob_Nordin,_Mark_Brodwin,_Susana_Deustua,_Sam_Dixon,_Parker_Fagrelius,_Andy_Fruchter,_Peter_Eisenhardt,_Anthony_Gonzalez,_Ravi_Gupta,_Isobel_Hook,_Chris_Lidman,_Kyle_Luther,_Adam_Muzzin,_Zachary_Raha,_Pilar_Ruiz-Lapuente,_Clare_Saunders,_Caroline_Sofiatti,_Adam_Stanford,_Nao_Suzuki,_Tracy_Webb,_Steven_C._Williams,_Gillian_Wilson,_Mike_Yen,_Rahman_Amanullah,_Kyle_Barbary,_Hans_Bohringer,_Greta_Chappell,_Carlos_Cunha,_Miles_Currie,_Rene_Fassbender,_Michael_Gladders,_Ariel_Goobar,_Hendrik_Hildenrandt,_Henk_Hoekstra,_Xiaosheng_Huang,_Dragan_Huterer,_M._James_Jee,_Alex_Kim,_Marek_Kowalski,_Eric_Linder,_Joshua_E._Meyers,_Reynald_Pain,_Saul_Perlmutter,_Johan_Richard,_Piero_Rosati,_Eduardo_Rozo,_Eli_Rykoff,_Joana_Santos,_Anthony_Spadafora,_Daniel_Stern,_Risa_Wechsler,_The_Supernova_Cosmology_Project |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13285 |
SeeChange調査は、高赤方偏移のIa型超新星(SNeIa)を効率的に発見し、弱いレンズ効果によってクラスターの質量測定を改善することにより、$z>1$の宇宙論的測定を行うように設計されました。この調査では、ハッブル宇宙望遠鏡が赤方偏移の範囲$z=1.13$から$1.75$に及ぶ12個の銀河団を観測し、$z\sim0.8-2.3$で57個の可能性のあるトランジェントと27個の可能性のあるSNeIaを発見しました。同様の以前の調査(Dawsonetal。2009)と同様に、これはSN観測のためのHSTの非常に効率的な使用であることが証明されました。SeeChange調査では、予想されるクラスターの質量と星形成率に関する詳細な情報が少ない、さらに高い赤方偏移で効率を維持またはさらに向上させる可能性をさらにテストしました。結果として得られる軌道あたりのSNeIaの数は、フィールド検索の場合よりも$\sim8$高く、軌道の45%には、ピークから22休憩フレーム日以内にアクティブなSNIaが含まれ、そのうちの1つがクラスター自体が6つのSNeIaを生成します。調査の設計、パイプライン、およびSNの発見を紹介します。新しい機能には、完全にブラインドされたSN検索、アンダーサンプリングされたIRデータの最初のランダムフォレスト候補分類子(人間の検索者の0.05マグニチュード内で50%の検出しきい値)、候補のリアルタイムフォワードモデリング測光、および半自動測光分類とフォローアップ予測。また、ホスト銀河の赤方偏移の測定に役立つ分光学的フォローアップについても説明します。私たちのサンプルの宇宙論分析は、コンパニオンペーパーで提示されます。
SPIDERバルーン搭載望遠鏡の最初の飛行からの原始的な$ B $モードへの制約
Title |
A_Constraint_on_Primordial_$B$-Modes_from_the_First_Flight_of_the_SPIDER_Balloon-Borne_Telescope |
Authors |
SPIDER_Collaboration:_P._A._R._Ade,_M._Amiri,_S._J._Benton,_A._S._Bergman,_R._Bihary,_J._J._Bock,_J._R._Bond,_J._A._Bonetti,_S._A._Bryan,_H._C._Chiang,_C._R._Contaldi,_O._Dor\'e,_A._J._Duivenvoorden,_H._K._Eriksen,_M._Farhang,_J._P._Filippini,_A._A._Fraisse,_K._Freese,_M._Galloway,_A._E._Gambrel,_N._N._Gandilo,_K._Ganga,_R._Gualtieri,_J._E._Gudmundsson,_M._Halpern,_J._Hartley,_M._Hasselfield,_G._Hilton,_W._Holmes,_V._V._Hristov,_Z._Huang,_K._D._Irwin,_W._C._Jones,_A._Karakci,_C._L._Kuo,_Z._D._Kermish,_J._S.-Y._Leung,_S._Li,_D._S._Y._Mak,_P._V._Mason,_K._Megerian,_L._Moncelsi,_T._A._Morford,_J._M._Nagy,_C._B._Netterfield,_M._Nolta,_R._O'Brient,_B._Osherson,_I._L._Padilla,_B._Racine,_A._S._Rahlin,_C._Reintsema,_J._E._Ruhl,_M._C._Runyan,_T._M._Ruud,_J._A._Shariff,_E._C._Shaw,_C._Shiu,_J._D._Soler,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13334 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏光を度角スケールでマッピングするように設計された実験である、SPIDERの2015年の長時間の気球飛行からの最初の直線偏光測定を提示します。これらの測定の結果には、95GHzと150GHzでの空の4.8%の観測からのマップと角度パワースペクトル、およびこれらのデータの内部整合性テストの結果が含まれます。原始密度摂動による偏極CMB異方性は、この空の領域で支配的な信号ですが、銀河の塵の放出も非常に重要に検出されます。銀河シンクロトロン放射は、SPIDERバンドでは無視できることがわかっています。それぞれによってなされた仮定に対する宇宙論的結果の感度を調査するために、2つの独立した前景除去技術を採用しています。主な方法は、プランクデータから導出されたダストテンプレートを使用して、銀河のダスト信号を差し引きます。調和領域でSPIDERとPlanckデータの共同分析を採用する、2番目のアプローチは、空間形態に制約のないダストのスペクトルエネルギー分布の修正黒体モデルを想定しています。テンプレートの振幅と$r$パラメーター空間を共同でサンプリングする尤度を使用して、フェルドマン-カズンズとベイズの構造から原始テンソル対スカラー比の95%の上限を導き出し、$r<0.11$と$r<0.19を見つけます。それぞれ$。$r$の不確実性の約半分は、テンプレートの減算に関連するノイズに由来します。SPIDERの2回目の飛行からの280GHzでの新しいデータは、プランク偏光マップを補完し、偏光銀河ダスト放出の強力な測定値を提供します。
デススターとの接近遭遇:崩壊した物体と太陽系の間の相互作用
Title |
Close_encounters_with_the_Death_Star:_Interactions_between_collapsed_bodies_and_the_Solar_system |
Authors |
V\'aclav_Pavl\'ik,_Steven_N._Shore |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12745 |
目的:私たちは、高速で巨大な恒星の残骸(ブラックホール(BH)または中性子星(NS))が惑星系に遭遇した場合の結果を調査することを目指しています。方法:少数体のシンプレクティック積分器を使用して、実際の太陽系(SS)と$2\、M_\odot$NSおよび$10\、M_\odot$BHの間の接近遭遇をモデル化します。一連の衝突パラメータ、現在のSS軌道パラメータから導出されたシミュレーションの開始時の軌道位相、遭遇速度、およびSSの平面に対する入射角を使用します。結果:可能な結果の分布を示します。つまり、SSがバインドされたままの場合、部分的または完全な混乱が発生した場合、侵入者は1つ以上の惑星を捕獲でき、BHまたはNS。また、捕獲された惑星系の長期安定性の例も示します。
特異な彗星のCO / H2O比の考えられる説明としての氷で覆われた小石の漂流
Title |
Ice-Coated_Pebble_Drift_as_a_Possible_Explanation_for_Peculiar_Cometary_CO/H2O_Ratios |
Authors |
Ellen_M._Price,_L._Ilsedore_Cleeves,_Dennis_Bodewits,_and_Karin_I._\"Oberg |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12751 |
現在までに、少なくとも3つの彗星(2I/Borisov、C/2016R2(PanSTARRS)、およびC/2009P1(Garradd))は、水と比較して異常に高いCO濃度を持っていることが観察されています。原始惑星系円盤の氷組成に対する漂流固体(氷と塵)物質の影響をモデル化することにより、これらの観測を説明しようとしています。正確なディスクモデルパラメータとは関係なく、時間の経過とともに半径内に広がる強化された氷相CO/H2Oの領域が常に得られることがわかります。このフィーチャーの内側のエッジは、COスノーラインと一致します。ほとんどすべてのモデルが少なくとも1のCO/H2Oを達成し、1つのモデルが10を超えるCO/H2O比に達します。1Myrのシミュレーションを実行した後、ディスク氷の質量の平均40%にH2O氷よりも多くのCOが含まれています。これに照らして、CO氷で強化された微惑星の集団は、一般にディスクの外側の領域で形成される可能性があり、前述のCOに富む彗星は、私たち自身の太陽系と太陽系外惑星の両方でより一般的である可能性があります。以前の予想より。
地球のような構成で超短期間のスーパーアースをホストしている2つの明るいM矮星
Title |
Two_Bright_M_Dwarfs_Hosting_Ultra-Short-Period_Super-Earths_with_Earth-like_Compositions |
Authors |
Teruyuki_Hirano,_John_H._Livingston,_Akihiko_Fukui,_Norio_Narita,_Hiroki_Harakawa,_Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Kohei_Miyakawa,_Tadahiro_Kimura,_Akifumi_Nakayama,_Naho_Fujita,_Yasunori_Hori,_Keivan_G._Stassun,_Allyson_Bieryla,_Charles_Cadieux,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Masahiro_Ikoma,_Andrew_Vanderburg,_Thomas_Barclay,_C._E._Brasseur,_Jerome_P._de_Leon,_John_P._Doty,_Ren\'e_Doyon,_Emma_Esparza-Borges,_Gilbert_A._Esquerdo,_Elise_Furlan,_Eric_Gaidos,_Erica_J._Gonzales,_Klaus_Hodapp,_Nobuhiko_Kusakabe,_Masayuki_Kuzuhara,_David_Lafreni\`ere,_David_W._Latham,_Bob_Massey,_Mayuko_Mori,_Felipe_Murgas,_Jun_Nishikawa,_Taku_Nishiumi,_Masashi_Omiya,_Martin_Paegert,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Samuel_N._Quinn,_Steve_B._Howell,_Keisuke_Isogai,_Shane_Jacobson,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Kiyoe_Kawauchi,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12760 |
TESSミッションによって特定された超短周期(USP)惑星候補をホストしている2つの明るいM矮星(TOI-1634およびTOI-1685:$J=9.5-9.6$)の観測を提示します。2つの星は温度、質量、半径が似ており、惑星の候補は両方ともスーパーアースサイズです($1.25\、R_\oplus<R_p<2.0\、R_\oplus$)。どちらのシステムでも、地上測光からの光度曲線は惑星通過を示し、その深さはTESS測光によるものと一致しています。また、地上測光に基づいて通過天体暦を改良し、TOI-1634bとTOI-1685bの軌道周期をそれぞれ$P=0.9893457\pm0.0000034$日と$P=0.6691425\pm0.0000037$日とします。スバル8.2m望遠鏡のIRD分光器を使用した集中視線速度(RV)観測を通じて、TOIの惑星の性質を確認し、それらの質量を測定します:$9.94\pm0.94\、M_\oplus$および$3.84\pm0.96観測されたRVが単一惑星の円軌道モデルに適合している場合、それぞれTOI-1634bおよびTOI-1685bの\、M_\oplus$。それらを$R_p=1.773\pm0.077\、R_\oplus$(TOI-1634b)と$1.463\pm0.065\、R_\oplus$(TOI-1685b)の惑星半径と組み合わせると、両方のUSP惑星が小さなUSP惑星に典型的な、地球のような内部組成と一致する平均密度。TOI-1634bは現在、このカテゴリで最も巨大なUSP惑星であり、半径の谷の近くにあります。これは、USP惑星の形成シナリオをテストするという文脈でベンチマーク惑星になります。TOI-1685のRV残差の過剰な散乱は、RVデータに二次惑星の可能性、または未知の活動/機器ノイズの存在を示唆していますが、これらの可能性を確認するには、さらなる観測が必要です。
GRIT:重力的に相互作用する剛体の構造保存シミュレーション用のパッケージ
Title |
GRIT:_a_package_for_structure-preserving_simulations_of_gravitationally_interacting_rigid-bodies |
Authors |
Renyi_Chen,_Gongjie_Li_and_Molei_Tao |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12767 |
惑星系のスピン軌道相互作用は、惑星のダイナミクスと居住性において重要な役割を果たします。しかし、軌道がスピンに与える影響だけでなく、スピンが軌道に与える影響も正確にシミュレートできるシンプレクティック積分器は、一般的なシステムでは構築されていません。したがって、重力的に相互作用する剛体からなるシステムをシミュレートするために、シンプレクティックリー群積分器を開発します。ユーザーフレンドリーなパッケージ(GRIT)が提供され、潮汐力などの外部強制力も含まれています。デモンストレーションとして、このパッケージはTrappist-Iに適用されます。これは、スピン軌道相互作用によるトランジットタイミング変動の違いが、10年間の測定で数分に達する可能性があり、強い惑星の摂動がTrappist-If、g、hを同期状態から押し出す可能性があることを示しています。
TOI-1634 b:M矮星半径谷の内側に座っている超短周期のキーストーン惑星
Title |
TOI-1634_b:_an_Ultra-Short_Period_Keystone_Planet_Sitting_Inside_the_M_Dwarf_Radius_Valley |
Authors |
R._Cloutier,_D._Charbonneau,_K.G._Stassun,_F._Murgas,_A._Mortier,_R._Massey,_J.J._Lissauer,_D.W._Latham,_J._Irwin,_R.D._Haywood,_P._Guerra,_E._Girardin,_S.A._Giacalone,_P._Bosch-Cabot,_A._Bieryla,_J._Winn,_C.A._Watson,_R._Vanderspek,_S._Udry,_M._Tamura,_A._Sozzetti,_A._Shporer,_D._S\'egransan,_S._Seager,_A.B._Savel,_D._Sasselov,_M._Rose,_G._Ricker,_K._Rice,_E.V._Quintana,_S.N._Quinn,_G._Piotto,_D._Phillips,_F._Pepe,_M._Pedani,_H._Parviainen,_E._Palle,_N._Narita,_E._Molinari,_G._Micela,_S._McDermott,_M._Mayor,_R.A._Matson,_A.F._Martinez_Fiorenzano,_C._Lovis,_M._L\'opez-Morales,_N._Kusakabe,_E.L.N._Jensen,_J.M._Jenkins,_C.X._Huang,_S.B._Howell,_A._Harutyunyan,_G._F\H{u}r\'esz,_A._Fukui,_G.A._Esquerdo,_E._Esparza-Borges,_X._Dumusque,_C.D._Dressing,_L._Di_Fabrizio,_K.A._Collins,_A._Collier_Cameron,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12790 |
M矮星を周回する近接惑星の研究は、M矮星半径の谷が、包まれた地球と、ガスが枯渇した環境で遅い時間に形成される岩石惑星との間の明確な形成タイムスケールによって十分に説明されるかもしれないことを示唆しました。このシナリオは、近くにある岩石の惑星が原始的なガス状のエンベロープで形成され、その後、熱によって駆動される質量損失プロセスによって取り除かれるという図とは相容れません。これらの2つの物理シナリオは、M矮星半径の谷内の惑星の組成を研究することで支配的な物理学を確立できるように、軌道分離に対する岩石/エンベロープ遷移の依存性の独自の予測を行います。ここでは、そのような重要な惑星の1つであるTOI-1634b($P=0.989$日、$F=121F_{\oplus}$、$r_p=1.790^{+0.080})の発見を紹介します。_{-0.081}R_{\oplus}$)近くのM2矮星($K_s=8.7$、$R_s=0.45R_{\odot}$、$M_s=0.50M_{\odot}$)を周回し、そのサイズと公転周期はM矮星半径の谷の中にあります。HARPS-Nからの32の正確な視線速度測定のセットを含む、広範な地上ベースのフォローアップキャンペーンを使用して、TESSで発見された惑星候補を確認します。惑星の質量を$4.91^{+0.68}_{-0.70}M_{\oplus}$と測定します。これにより、TOI-1634bは$5.9\sigma$の地球のような組成と矛盾するため、拡張ガスエンベロープが必要になります。、大きな揮発性物質に富む層、またはその質量と半径を説明するために鉄とケイ酸塩によって支配されていない岩の部分。TOI-1634bのバルク組成が地球のそれと矛盾しているという発見は、$M_s\lesssim0.5M_{\odot}$でM矮星の周りの半径の谷の出現を説明するためにガス枯渇形成メカニズムを支持します。
BD + 45 $ ^ {\ circ} $ 598周辺のエッジオン星周円盤の発見:$ \ beta $
Pictorisムービンググループの新たに特定されたメンバー
Title |
Discovery_of_an_Edge-on_Circumstellar_Debris_Disk_Around_BD+45$^{\circ}$598:_a_Newly_Identifed_Member_of_the_$\beta$_Pictoris_Moving_Group |
Authors |
Sasha_Hinkley,_Elisabeth_C._Matthews,_Charl\`ene_Lefevre,_Jean-Francois_Lestrade,_Grant_Kennedy,_Dimitri_Mawet,_Karl_R._Stapelfeldt,_Shrishmoy_Ray,_Eric_Mamajek,_Brendan_P._Bowler,_David_Wilner,_Jonathan_Williams,_Megan_Ansdell,_Mark_Wyatt,_Alexis_Lau,_Mark_W._Phillips_Jorge_Fernandez_Fernandez,_Jonathan_Gagn\'e,_Emma_Bubb,_Ben_J._Sutlieff,_Thomas_J.G._Wilson,_Brenda_Matthews,_Henry_Ngo,_Danielle_Piskorz,_Justin_R._Crepp,_Erica_Gonzalez,_Andrew_W._Mann,_Gregory_Mace |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12824 |
WM〜Keckで得られた2.2$\mu$mの高コントラストイメージングを使用して、ほぼ真正面から見た、若いK1星BD+45$^{\circ}$598に関連する星周円盤の発見を報告します。天文台。3つのエポックにわたって$\sim$5$\sigma$のピーク有意性を持つ散乱光でディスクを検出し、ディスクの最適なモデルは、傾斜角$のほぼエッジオンの$\sim$70AUリングです。\sim$87$^\circ$。1.3mmで動作するプラトードブレ天文台のNOEMA干渉計を使用すると、2.2$\mu$mの画像に見られるリング構造と一致する分解された連続発光が見つかります。$L_{IR}/L_{tot}$$\simeq6^{+2}_{-1}$$\times$$10^{-4}$の部分的な赤外線光度は、塵円盤よりも高いと推定されます。けんびきょう座の周りのディスク。銀河空間の動き、色と大きさの図での配置、リチウムの強い存在など、BD+45$^{\circ}$598のいくつかの特性はすべて、$\beta$Pictorisムービンググループのメンバーシップと一致しています。23$\pm$3Myrの年齢で。ただし、BD+45$^{\circ}$598の銀河系の位置は、$\beta$のピクトリス移動グループの既知のメンバーとはわずかに異なり、この移動グループのメンバーが少なくとも70pcの距離に拡張されていることを示している可能性があります。。BD+45$^{\circ}$598は、散乱光で画像化できる、新しく識別された若い移動グループのメンバーに関連付けられた若い星周円盤システムの集団からの例のようです。これは、惑星の初期進化をマッピングするための重要なオブジェクトです。$\sim$10-100Myrのシステム。このターゲットは、このシステムに存在する自発光の惑星質量コンパニオンを検索するための北半球の高コントラストイメージングプラットフォームにも理想的です。
ESPRESSOを使用したWASP-19bのスペクトル調査
Title |
A_Spectral_Survey_of_WASP-19b_with_ESPRESSO |
Authors |
Elyar_Sedaghati,_Ryan_J._MacDonald,_N\'uria_Casasayas-Barris,_H._Jens_Hoeijmakers,_Henri_M._J._Boffin,_Florian_Rodler,_Rafael_Brahm,_Mat\'ias_Jones,_Alejandro_S\'anchez-L\'opez,_Ilaria_Carleo,_Pedro_Figueira,_Andrea_Mehner,_Manuel_L\'opez-Puertas |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12858 |
高分解能精密分光法は、太陽系外惑星の大気を探査するための多数の堅牢な技術を提供します。ホットジュピターの太陽系外惑星WASP-19bの複数のVLT/ESPRESSOトランジット観測を、以前に公開されたが低解像度の研究からの論争のある大気の特徴とともに提示します。ロシター-マクラフリン(RM)効果のスペクトル合成とモデリングを通じて、システムの恒星、軌道、および物理パラメーターを計算します。狭帯域分光法からは、H\、I、Fe\、I、Mg\、I、Ca\、I、Na\、I、K\、Iの中性種は検出されず、線のコントラストに上限があります。。大気モデルとの相互相関分析では、Fe\、Iを検出せず、$\log\、(X_{\textrm{Fe}}/X_\odot)\approx-1.83の3$\sigma$上限を設定します。注入と回収からの質量分率の\、\pm\、0.11$。強い吸収帯がなく、S/N比が比較的低いため、既知の存在量でH$_2$Oの存在を検出できないことを示しています。以前に報告された太陽直下の存在量と一致して、TiOの相互相関マップでかろうじて有意なピーク(3.02\、$\pm$\、0.15\、$\sigma$)を検出します。これは単にTiOの存在を示唆するものであり、\textit{not}は確認を構成するものではありません。ただし、以前に観測された青色波長への増強された散乱の存在を、かすんでいる大気を指し示すクロマチックRM測定によって確認します。最後に、この太陽系外惑星の低解像度の透過スペクトルの再分析を提示し、隠されていない恒星黒点だけでは以前に検出された特徴を説明できないと結論付けました。WASP-19bのFORS2スペクトルを再分析すると、$\log\、X_{\textrm{TiO}}\約-7.52\に正確に制約された$\sim$\、100$\times$の太陽直下TiOの存在量が見つかります。pm0.38$、ESPRESSOからのTiOヒントと一致。他の一見矛盾する結果との和解へのもっともらしい道を提示します。
軌道被覆率が小さい直接画像化された太陽系外惑星の軌道フィッティングにおけるバイアス
惑星の軌道の離心率とその軌道面の傾斜は、その形成と歴史に関する重要な情報をエンコードします。ただし、直接イメージングによって検出された太陽系外惑星は、その期間のごく一部でしか観測されないことが多く、制約のない広い事後確率を前提として、信頼できる物理的推論を実行することは困難です。このプロジェクトの目的は、特に直接画像化された外惑星の軌道パラメータの推定におけるバイアス(軌道パラメータの真の値からの後方の中央値とモードの偏差、およびそれらの信頼区間の幅と範囲)を調査することです。それらの偏心、および不確実性のより良い推定を実行するための一般的なガイドラインを定義します。このために、さまざまな軌道を構築し、軌道周期の$\sim0.5\%$にまたがるそれぞれのモックデータを生成しました。OrbitsForTheImpatient(OFTI)アルゴリズムを使用して軌道事後確率を計算し、それらを軌道パラメーターの真の値と比較しました。軌道面の傾きが離心率の推定に最も影響を与えるパラメータであり、軌道が真の値から離れて偏った離心率分布を生成し、多くの場合バイモーダルであることがわかりました。また、離心率と傾斜角の間の縮退により、面向きの離心率軌道とエッジオンの円軌道の事後確率を区別することが困難になっていることも確認しました。太陽系外惑星のイメージングコミュニティのために、軌道適合に関連する実用的な推奨事項、ガイドライン、および警告を提案します。
低密度の若い惑星DSTuc Abの質量と大気組成および進化に対する制約
Title |
Constraints_on_the_mass_and_atmospheric_composition_and_evolution_of_the_low-density_young_planet_DS_Tuc_A_b |
Authors |
S._Benatti,_M._Damasso,_F._Borsa,_D._Locci,_I._Pillitteri,_S._Desidera,_A._Maggio,_G._Micela,_S._Wolk,_R._Claudi,_L._Malavolta,_D._Modirrousta-Galian |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12922 |
TESSによって最初に明らかにされた8。14日の惑星の惑星質量を決定するために、ESO-3.6mでHARPSを使用して40Myrの古い星DSTucAの視線速度(RV)モニタリングを実行しました。また、ロシター-マクラフリン(RM)効果を測定し、惑星の大気を特徴づけるために、ESO-VLTでHARPSとESPRESSOを使用した2つの惑星通過を観測しました。大気蒸発のモデルを調査するために、XMM観測でホストの高エネルギー放出を測定しました。ガウス過程(GP)回帰を使用して、予想されるRV惑星信号の40倍を超える高レベルの恒星活動をモデル化しました。ESPRESSOデータからDSTucAbの透過スペクトルを抽出し、単一行検索と一連の理論テンプレートとの相互相関を実行して、大気中の元素/分子を検索しました。一連のシミュレーションを通じて、強力なXUV恒星照射によって引き起こされた惑星の大気光蒸発のさまざまなシナリオを評価しました。恒星の活動により、RVからの惑星信号の明確な検出を得ることができませんでしたが、DSTucAbに対して14.4M_eのロバストな質量上限を設定しました。また、惑星系がほぼ(完全ではありませんが)整列していることも確認しました。文献に示されている他の研究と一致して、強いレベルの恒星活動は、大気中の化合物の検出を妨げます。モデルのグリッドから予想されるDSTucAbの進化は、光蒸発段階後の惑星の半径がフルトンギャップ内に収まることを示しています。既知の若い通過惑星の利用可能なパラメータとそれらの成熟した対応する惑星の分布との比較は、前者が低密度によって特徴付けられ、DSTucAbがより密度の低いものの1つであることを確認します。
太陽系外惑星系の周期比質量比相関について
Title |
On_the_Period-Ratio-Mass-Ratio_Correlation_of_Extra-Solar_Multi-Planet_Systems |
Authors |
Sridhar_Gajendran,_Li-Chin_Yeh,_Ing-Guey_Jiang_(National_Tsing_Hua_University,_Taiwan) |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12963 |
既知の太陽系外惑星の現在のデータから惑星形成の可能なヒントを得るために、多惑星系の隣接する惑星ペアの周期比と質量比が決定されます。中程度の期間-比率-質量比相関は、99%の信頼区間(0.464、0.672)で相関係数r=0.5779を持っていることがわかります。対照的に、隣接していない惑星ペアの場合、相関係数はr=0.2820で、99%の信頼区間(0.133、0.419)です。私たちの結果は、惑星形成の段階での多惑星系の特定の部分における隣接する惑星ペアの惑星-惑星相互作用の痕跡を明らかにしています。
火山活動によって引き起こされた火星の無酸素大気:過去の環境と生命への影響
Title |
Anoxic_Atmospheres_on_Mars_Driven_by_Volcanism:_Implications_for_Past_Environments_and_Life |
Authors |
Steven_F._Sholes,_Megan_L._Smith,_Mark_W._Claire,_Kevin_J._Zahnle,_David_C._Catling |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13012 |
今日の火星には活発な火山活動がなく、その大気は酸化しており、CO2とH2Oの光化学によって支配されています。一次元の光化学モデルを使用して、もっともらしい火山ガスフラックスが過去の火星大気の酸化還元状態を還元条件に切り替えた可能性があるかどうかを検討します。私たちのモデルでは、火山ガスの総量と比率は、含水量、ガス放出圧力、およびソースメルトの酸素フガシティーに依存します。妥当な溶融パラメータがあれば、過去の火星大気(現在まで約3.5Gyr)は、以前の推定値の範囲内で、適度なレベルの火山活動(>0.14km^3/yr)で、還元および無酸素状態に容易に到達できた可能性があります。直感に反して、酸素フガシティーの低い還元性メルトが多いほど、古大気を酸化性から還元性に切り替えるために、より多くの火山活動が必要になることもわかりました。その理由は、硫黄はそのような溶融物でより安定しており、硫黄含有ガスの絶対フラックスが低いことは、H2とCOの比率の増加を補う以上のものであるためです。これらの結果は、古代火星が無酸素および還元性雰囲気の期間を経験したはずであることを意味します。火山のガス放出が十分なレベルで維持されたときはいつでも、アマゾン中部。無酸素状態を減らすことは、アミノ酸などのプレバイオティクス有機化合物の合成を助長する可能性があり、したがって火星での生命の可能性に関連しています。また、無酸素還元条件は、過去の還元雰囲気の特徴として、表面に形成された、または大気から堆積した鉱物の種類に影響を与えたはずです(元素多硫化物(S8)など)。最後に、私たちのモデルでは、火星の歴史上に堆積した火山源の大気硫酸塩の量、約10^6から10^9Tmolを推定できます。その広がりは、想定されるガス放出率の歴史とマグマ源の条件によって異なります。
ホスト星の質量と活動履歴は、低質量惑星の集団にどのように影響しますか?
低質量および中間質量の惑星の大気の進化は、それらのホスト星の物理的特性に強く関連しています。したがって、惑星をホストする星の種類と過去の活動は、惑星の人口全体に影響を与える可能性があります。この論文では、異なる質量と異なる進化の歴史の星を周回する海王星のような惑星の比較研究を行います。惑星のパラメータと環境の関数として進化した人口の一般的なパターンについて説明します。大気進化のモデルとして、MESAの惑星進化と、水素が支配的な大気の脱出の現実的な処方を組み合わせた独自のフレームワークを採用しています。{最終的な集団は、異なる星の周りの大気の生存という点では質的に類似しているように見えますが、質的には異なり、この違いは、より大きな星を周回する惑星で強調されています。惑星は、MまたはKの矮星と比較して、太陽質量星のハビタブルゾーンに原始大気を維持する可能性が高く、比較的コンパクトなエンベロープで進化を開始するかどうかを示します。}また、初期の不確実性の問題にも対処します。惑星の温度(光度)とは、この問題が極端な大気の質量損失にさらされた惑星にとってのみ特に重要であることを示しています。
木星で3番目に大きく、寿命が長い楕円形:色の変化とダイナミクス
Title |
Jupiter's_third_largest_and_longest-lived_oval:_Color_changes_and_dynamics |
Authors |
N._Barrado-Izagirre,_J._Legarreta,_A._S\'anchez-Lavega,_S._P\'erez-Hoyos,_R._Hueso,_P._I\~nurrigarro,_J._F._Rojas,_I._Mendikoa,_I._Ordo\~nez-Etxeberria_and_the_IOPW_Team |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13168 |
木星の北赤道海流帯(NEBn)と北熱帯帯(NTrZ)の間の遷移地域には、対流性の嵐、低気圧と高気圧のシステム、および大気波があります。2006年に惑星緯度19Nで形成された大きな高気圧は、複雑な動的な歴史の後も存続し、おそらく木星の大赤斑と楕円形のBAに次ぐ地球上で3番目に長寿命の楕円形です。この高気圧は他の楕円形との密接な相互作用を経験しており、2013年2月に別の楕円形と融合しました。また、白から赤への色の変化も経験しています(2013年9月)。楕円形は、2016年10月に発生した近くに位置する北温帯帯擾乱の影響を乗り越え、楕円形を完全に覆い、短時間観測できなくなりました。以前の縦方向の軌道から予想される経度で再び見えるようになると、少なくとも2020年8月に木星の北温帯で新しい対流障害が発生するまで、2017年以降、この色と同じ形態を維持する白い大きな楕円形として再び現れました。ここでは、この楕円形の特性の歴史的な進化について説明します。JunoCamとハッブル宇宙望遠鏡(HST)の画像を使用して、そのサイズと内部回転を測定します。また、HSTとPlanetCam-UPV/EHUの多波長観測を使用して色の変化を特徴付け、Junocam画像を使用して詳細な構造を明らかにしました。色と高度-不透明度の指標は、楕円形がその環境よりも高く、赤い雲を持っているが、GRSのような他の大きな楕円形よりも雲頂が低く、GRSや楕円形のBAよりも赤くないことを示しています。これらすべての年の間に楕円が受けた劇的な環境変化にもかかわらず、その主な特性は時間的に安定しており、したがって、観測可能な雲の甲板の下の大気のダイナミクスに関連している必要があることを示します。
自動惑星防衛L1とL3から発射されたミサイルによるNEOの偏向(地球-月)
地球と月のL1およびL3ラグランジュ点から発射されたミサイルによってNEOを偏向させる、自動の宇宙ベースのシステムの数学的理論を開発します。AsterOFF(=AsteroidsOFF!)と呼ばれる関連コードの特許出願が提出されました。このコードはすでに実装されており、著作権が登録されています。ActaAstronauticaに掲載された論文で、この著者は次の定理を数学的に証明しました。「地球の影響範囲内では、NEOはわずか90度の角度でミサイルに命中する可能性があり、ラグランジュ点から発射されたミサイルでした。地球の表面からではなく、地球と月のシステムのL1またはL3」。結果として、打撃ミサイルは、NEOの入ってくる双曲線によって一意に決定される「共焦点楕円」(地球を中心とする)に沿って移動する必要があります。著者はさらに、この論文で次のことを示しています。1)提案された防御システムは、小さい、つまり直径1km未満のNEOを偏向させるのに理想的です。2)ケプラー軌道の伝統的な理論をうまく適用して、NEO偏向を達成するために要求されるエネルギー運動量の数式の優れた一次近似を得ることができます。ただし、L1とL3から発射されたミサイルに関する多くのエンジニアリングの詳細は、シミュレーションに実装する必要があります。3)1つのミサイルがNEOを完全に偏向させるのに十分ではなかった場合、ここで使用される「共焦点円錐曲線」の大きな利点は、新しいわずかに偏向されたNEOの双曲線が、別のわずかに偏心した楕円ミサイルによって確実にほぼ90度で攻撃されることです。軌道。したがって、十分な数のミサイルが地球と月のラグランジュ点L1とL3から順番に発射される可能性があり、その結果、これらすべての小さく繰り返される偏向の合計により、最終的にNEOが地球との衝突双曲線から外れます。
急速に散逸する円盤内の巨大な衝撃による大きな金属塊と金属画分を持つ巨大惑星の形成
Title |
Formation_of_giant_planets_with_large_metal_masses_and_metal_fractions_via_giant_impacts_in_a_rapidly_dissipating_disk |
Authors |
Masahiro_Ogihara,_Yasunori_Hori,_Masanobu_Kunitomo,_Kenji_Kurosaki |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13366 |
惑星内部モデルによると、いくつかの巨大な惑星は、大きな金属質量分率を持つ大きな金属質量を含んでいます。HD149026bとTOI-849bは、これらの巨大惑星の特徴的な例です。巨大な衝突の間のエンベロープの質量損失は、そのような巨大な惑星の形成において重要な役割を果たすことが示唆されています。本書簡の目的は、そのような巨大惑星の起源を説明できるメカニズムを提案することです。ペブル集積を考慮したN体シミュレーションを使用して、急速に散逸する円盤における巨大惑星の形成を調査します。結果は、小石の隔離質量がいくつかの巨大な惑星の金属質量(>30地球質量)よりも小さいが、内部の金属質量は、隔離質量を持つ惑星間の巨大な衝撃によって増加する可能性があることを示しています。金属部分に関しては、コアは、光蒸発なしで進化するディスク内の1〜10Myrのディスク散逸段階中に、暴走ガス降着によって大量のエンベロープを降着します。エンベロープの大部分は巨大な衝撃の間に失われる可能性がありますが、惑星はゆっくりと散逸するディスクに衝突した後、エンベロープを再付着させることができます。ここでは、急速に散逸するディスクでの光蒸発によって、暴走したガスの降着が中央で急冷され、大きな金属質量分率を持つ巨大な惑星が形成されることを示します。金属質量分率が大きいことを特徴とするHD149026bとTOI-849bの起源は、光蒸発とともに進化するディスクを考慮したモデルによって自然に説明できます。
ダストに覆われたAGNは、ホスト銀河規模のコールドダスト放出を支配する可能性があります
Title |
Dust-Enshrouded_AGN_can_Dominate_Host-Galaxy-Scale_Cold-Dust_Emission |
Authors |
Jed_McKinney,_Christopher_C._Hayward,_Lee_J._Rosenthal,_Juan_Rafael_Martinez-Galarza,_Alexandra_Pope,_Anna_Sajina,_Howard_A._Smith |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12747 |
冷たい塵(T〜20-40K)からの長波長赤外線(IR)放射は、明るい活動銀河核(AGN)が存在する場合でも、星形成の信頼できるトレーサーであると広く考えられています。塊状のAGNトーラスの放射伝達(RT)モデルに基づくと、トーラスからの高温の塵の放出は、$\lambda>60\、\mu$mでの銀河スペクトルエネルギー分布(SED)にほとんど寄与しません。ただし、これらのモデルには、ホスト銀河スケールの拡散ダストのAGN加熱は含まれていません。これは、星によって加熱された冷たい拡散ダストに匹敵する遠赤外線(FIR)の色を持っている可能性があります。ホスト銀河規模の冷たい塵の放出に対するAGN加熱の寄与を定量化するために、ホストする明るいAGNを含む、または含まない、シミュレートされた銀河の合体でダストRT計算を実行します。他の点では同一であるAGNを使用した場合と使用しない場合のRT計算によって生成されたSEDを区別することにより、再処理されたAGN光子のみから発生するFIRコールドダスト放出を定量化します。極端な場合、AGNで加熱されたホスト銀河スケールの塵は、銀河に統合されたFIRフラックス密度を2〜4倍増加させる可能性があります。AGNの寄与がないと仮定して、FIRの光度から計算された星形成率は、同等の要因によって真の値を過大評価する可能性があります。このようなシステムのFIRの色は、純粋な星形成銀河の色に似ており、トーラスモデルよりも赤いため、広帯域SED分解は、ほとんどのIR高光度銀河における星と重度の塵に覆われたAGNの寄与を解きほぐすには不十分な場合があります。分光学的および/またはX線検出法が利用できない場合に、kpcスケールの分解された観測を使用して、ほこりに覆われたAGNをクールなFIRカラーで識別する方法を示します。
$ z \ simeq 3.78 $でのライマンアルファ線の特性とその環境依存性:大規模なプロトクラスターに関するケーススタディ
Title |
Lyman_Alpha_line_properties_at_$z_\simeq_3.78$_and_their_environmental_dependence:_a_case_study_around_a_massive_proto-cluster |
Authors |
Nicola_Malavasi,_Kyoung-Soo_Lee,_Arjun_Dey,_Rui_Xue,_Yun_Huang,_Ke_Shi |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12750 |
Ly$\alpha$を放出する銀河(LAE)は、高赤方偏移の宇宙で簡単に検出でき、観測された特性が環境に強く依存しない限り、初期の時代に大規模構造の効率的なトレーサーになる可能性があります。赤方偏移$z\simeq3.78$でのプロトクラスターの過密フィールドにおけるLAEの光度と相当幅関数を調査します。LAEの大規模なサンプル(多くは分光学的に確認されています)を使用すると、Ly$\alpha$の光度分布は、$\log(L^{\ast}/{\rmerg)を使用したSchechter(1976)関数によってよく表されていることがわかります。s^{-1}})=43.26^{+0.20}_{-0.22}$および$\log(\phi^{\ast}/{\rmMpc^{-3}})=-3.40^{+0.03}_{-0.04}$、$\alpha=-1.5$。相当幅の分布を指数関数として当てはめると、スケール係数$\omega=79^{+15}_{-15}\:\mathring{A}$が見つかります。また、プロトクラスターの最も密度の高いコア内にあるLAEのサブセットを使用して、Ly$\alpha$の光度と相当幅の関数を測定し、$L^*$と$\omega$の同様の値を見つけました。したがって、一般的なフィールドの平均過密度が2$\times$を超えているにもかかわらず、プロトクラスター領域のLy$\alpha$光度関数の形状と同等の幅分布は、フィールドLAE母集団で測定されたものに匹敵します。同様の赤方偏移での他の研究。観測されたLy$\alpha$の光度と同等の幅は、このLAEサンプルのUV連続光度との相関関係を示していますが、これらは選択バイアスによる可能性が高く、サンプル内の固有の相関関係がないことと一致しています。このプロトクラスターサンプルは、Ly$\alpha$エスケープフラクションで観察された強力な進化傾向をサポートしており、赤方偏移の低いLAEは、赤方偏移の高い対応するLAEよりも平均して大幅にほこりが多いことを示しています。
LEGA-C調査の基本平面:$ z \ sim0.8 $での巨大な星形成銀河と静止銀河の$ M / L $バリエーションの解明
Title |
The_Fundamental_Plane_in_the_LEGA-C_Survey:_unraveling_the_$M/L$_variations_of_massive_star-forming_and_quiescent_galaxies_at_$z\sim0.8$ |
Authors |
Anna_de_Graaff,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Arjen_van_der_Wel,_Bradford_Holden,_Jesse_van_de_Sande,_Eric_F._Bell,_Francesco_D'Eugenio,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Caroline_M.S._Straatman,_Po-Feng_Wu |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12753 |
基本平面(FP)を使用して、$0.6<z<1.0$の巨大な銀河の運動学、構造、星の種族の間の関係を調べます。大規模初期銀河天体物理学センサス(LEGA-C)調査からの恒星運動データを、ハッブル宇宙望遠鏡の深部イメージングから測定された構造パラメーターと組み合わせて、1419個の大規模なサンプルを取得します($\log(M_*/M_\odot)>10.5$)形態、星形成活動、環境の広い範囲にまたがる銀河。したがって、$z\sim0.8$の巨大な銀河集団を代表しています。静止銀河と星形成銀河は、$g$バンドFPのパラメーター空間を異なる方法で占有しているため、動的質量光度比($M_{\rmdyn}/L_g$)の分布が大きく異なることがわかります。恒星の年齢と最近の星形成の歴史の違い、そして程度は少ないが、塵の減衰の影響による。対照的に、星形成銀河と静止銀河の両方が$z\sim0.8$の同じ質量FPにあり、平面の周りに同程度のレベルの固有散乱があることを示します。質量FPの厚さによる$M_{\rmdyn}/M_*$の変動を調べ、星の種族の特性、S\'ersicインデックス、または銀河の過密度との有意な残差相関を見つけません。私たちの結果は、固定サイズと速度分散で、巨大な銀河の$M_{\rmdyn}/L_g$の変動は、$M_*/L_g$の変動と暗黒物質の割合の変動のほぼ等しい寄与を反映していることを示唆しています。または初期質量関数。
z〜2までの星形成銀河の恒星、ガス、および塵の放出
Title |
Stellar,_Gas,_and_Dust_Emission_of_Star_Forming_Galaxies_out_to_z~2 |
Authors |
Gautam_Nagaraj,_Robin_Ciardullo,_William_Bowman,_Caryl_Gronwall |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12772 |
塵は銀河の進化の主要なプレーヤーですが、初期の宇宙におけるガスや恒星の放射との関係はまだよく理解されていません。1.2<z<1.9の669個の輝線銀河(ELG)のサンプルで、3D-HST輝線フラックスと遠紫外線測光による遠紫外線を組み合わせ、MCSEDスペクトルエネルギー分布フィッティングコードを使用して銀河の物理を制約します。星形成率(SFR)、恒星の質量、塵の質量などのパラメータ。多くの場合、ダストの減衰と放出の間のエネルギーバランスの仮定は不合理である可能性が高いことがわかります。正確な形はまだ不明ですが、質量固有の星形成率(sSFR)、恒星の質量、および塵の質量の間の関係を強調します。最後に、H$\alpha$とH$\beta$のフラックスの積み重ねは、星雲の減衰がIR明るいELGの恒星の質量とSFRとともに増加することを示しています。
明るいX線ハローを伴う巨大な局所渦巻銀河における分子ガスと低い星形成効率に関するジェット駆動AGNフィードバック
Title |
Jet-driven_AGN_feedback_on_molecular_gas_and_low_star-formation_efficiency_in_a_massive_local_spiral_galaxy_with_bright_X-ray_halo |
Authors |
N._P._H._Nesvadba,_A._Y._Wagner,_D._Mukherjee,_A._Mandal,_R._M._J._Janssen,_H._Zovaro,_N._Neumayer,_J._Bagchi,_G._Bicknell |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12816 |
強力な電波源が、ホスト銀河の分子ガスから星が形成される効率を低下させる可能性があると長い間疑われてきましたが、これまでのところ、特にホスト銀河の巨大なバルジにおける恒星の質量分布に関連する代替メカニズムは、除外されていません。近く(z=0.0755)、大規模(M_stellar=4x10^11M_sun)、孤立した後期型渦巻銀河2MASSXJ23453269-044925での冷たい分子ガスの新しいALMACO(1-0)干渉法を紹介します。2対の強力で巨大なラジオジェットと明るいX線ハローを持っています。分子ガスは、巨大な(M_gas=2x10^10M_sun)、幅24kpcの高速回転リングにあり、内側の恒星円盤に関連付けられています。電波源に関連する複雑なプロファイルを持つ幅の広い(FWHM=70-180kms^-1)線がリングの広い領域に見られます。これは、ガス速度が十分に高いため、他の方法ではわずかに安定しているガスが断片化するのを防ぐことができることを示しています。重力によって束縛された星形成雲。これらの運動に動力を供給するために、ジェット運動エネルギーの約1〜2%が必要です。解決された星形成率の表面密度は、星形成銀河のケニカット-シュミットの法則からの予想よりも50〜75倍低く、ジェットフィードバックによって星形成の兆候が低下したガスが豊富な初期型銀河に近い。私たちは、ラジオAGNフィードバックが、この銀河の低い星形成率を説明する唯一のもっともらしいメカニズムであると主張します。以前の著者は、J2345-0449のX線ハローが、銀河にとって非常に高い宇宙平均に近いバリオンの割合を暗示していることをすでに指摘しています。この発見を、顕著な電波源のない他の同じように巨大なバリオンに富む渦巻銀河と対比させます。これらの銀河のバリオンのほとんどは、ハローではなく星にあります。また、大規模な銀河におけるAGNフィードバックの一般的な理解に対する結果の影響についても説明します。
NGC3783とMrk509の分光偏光測定:セイファート1銀河における強力な核風の証拠
Title |
Spectropolarimetry_of_NGC3783_and_Mrk509:_Evidence_for_powerful_nuclear_winds_in_Seyfert_1_Galaxies |
Authors |
P._Lira,_M._Kishimoto,_R._W._Goosmann,_R._Campos,_D._Axon,_M._Elvis,_A._Lawrence,_B._M._Peterson,_A._Robinson |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12884 |
3500-7000Aの範囲でセイファート1銀河NGC783とMrk509の高信号対雑音比の光学分光偏光観測からの結果を提示します。両方のオブジェクトの偏光放出に複雑な構造が見られます。特に、バルマー系列全体の位置角(PA)の変化は、これまでこの詳細では観察されなかった独特の「M」字型のプロファイルを示していますが、セイファート1銀河に共通の特徴を表している可能性があります。実際、この形状はNGC3783のすべてのバルマー系列で観察されますが、Mrk509はより高い遷移線の「M」字型のPAプロファイルに遷移します。STOKES放射伝達コードを使用し、散乱領域がBLRと共空間であり、流出していると仮定して、観測されたプロファイルをモデル化しました。この結果は、これら2つのセイファート1銀河に核風が存在するという説得力のある新しい証拠を示しています。
AFGL333-Ridgeの形成に関する多波長研究
AFGL333-Ridgeの多波長研究を紹介しました。分子線データは、AFGL333-Ridgeが-50.5km/sと-48.0km/sに2つの独立した速度成分を持っていることを示しています。位置-速度図では、ブリッジ機能は、空間的に相関しているが速度が分離されている2つの部分に接続しています。これらの観測証拠は、2つの速度成分が衝突して1つの分子雲に融合したというシナリオを裏付けています。クラスIYSOの大部分は衝突領域内に分布しており、雲と雲の衝突が尾根でのYSOの形成を引き起こしたことを示唆しています。500メートル球面電波望遠鏡(FAST)によって取得された無線再結合線(RRL)データを使用すると、3つのHII領域のRRL速度はAFGL333-Ridgeの速度と一致します。3つのHII領域の動的年齢を、2つのコンポーネントの衝突タイムスケールと比較することにより、3つのHII領域の影響により、2つの雲が融合しない可能性があると結論付けます。AFGL333-Ridgeの形成は、おそらく巨大なHII領域W4の拡大によるものです。
26個の赤外暗黒雲に向けたTMRTKバンド観測:NH $ _ {3} $、CCS、およびHC $ _ {3} $ N
Title |
The_TMRT_K_Band_Observations_towards_26_Infrared_Dark_Clouds:_NH$_{3}$,_CCS,_and_HC$_{3}$N |
Authors |
Jinjin_Xie,_Gary_A._Fuller,_Di_Li,_Longfei_Chen,_Zhiyuan_Ren,_Jingwen_Wu,_Yan_Duan,_Junzhi_Wang,_Juan_Li,_Nicolas_Peretto,_Tie_Liu,_and_Zhiqiang_Shen |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12985 |
26の赤外暗黒雲(IRDC)のサンプルに向けた、最初の上海天馬電波望遠鏡(TMRT)Kバンド観測の1つを紹介します。NH$_{3}$とCCS(2$_{1}$-1$)の(1,1)、(2,2)、(3,3)、および(4,4)遷移を観察しました。_{0}$)とHC$_{3}$N$J\、$=2-1を同時に。この調査により、既存のCCSで検出されたIRDCサンプルが8から23に劇的に増加し、IRDC内の炭素鎖分子(CCM)とN含有分子の比率のより良い統計的研究が可能になります。NH$_{3}$反転ラインをフィッティングする新しく開発された超微細グループ比(HFGR)法では、ガス温度が10〜18Kであることがわかりました。CCSとNH$_{3}$のカラム密度比ほとんどのIRDCは10$^{-2}$未満であり、IRDCを低質量の星形成領域と区別しています。三相化学モデルNAUTILUSに基づいて化学進化シミュレーションを実施しました。CCMとNH$_{3}$の間のカラム密度比の測定値は、モデルの$\lesssim$10$^{5}$年の化学進化年齢と一致しています。データと化学モデルの比較は、CCS、HC$_{3}$N、およびNH$_{3}$が発生源の化学的進化段階に敏感であることを示唆しています。
LIGO-Virgo重力波(GW)観測により、以前に信じられていた質量範囲($\sim8M_\odot$)。この論文では、天の川(MW)バルジ領域の星のマイクロレンズ観測の能力を研究し、パラメーター$\pi_{\rmE}\によって特徴付けられるマイクロレンズパララックスを考慮に入れて、GW質量スケールのBHを識別します。プロプトM^{-1/2}$($M$はレンズの質量)。これは、天体単位と投影されたアインシュタイン半径の比率によって定義される無次元量です。まず、BHが標準のMWモデルで予測されたものと同じ星の空間分布と速度分布に従うと仮定すると、長い光度曲線のタイムスケールを持つマイクロレンズイベント$t_{\rmE}\gtrsim100〜{\rmdays}$、および小さな視差効果$\pi_{\rmE}\sim10^{-2}$は、恒星質量レンズと比較してBHレンズによって支配されています。次に、シミュレートされた光度曲線のマルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用して、視差効果が検出された場合、または$\pi_{\のパーセントレベルの精度に十分に制約されている場合、BHレンズ候補が個別に安全に識別されることを示します。rmE}$。また、$\sim1000M_\odot$の中間質量BHのマイクロレンズイベントが発生した場合、それが恒星質量BHと区別できる方法で識別できることについても説明します。
中央分子ゾーンの異方性密度構造の定量化-2D相関関数アプローチ
Title |
Quantifying_the_anisotropic_density_structure_of_the_Central_Molecular_Zone_--_a_2D_correlation_function_approach |
Authors |
Xiuyu_Cai,_Guangxing_Li_and_Lei_Qian |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13048 |
中央分子ゾーン(CMZ)は、天の川の中心にあるリング状の構造です。APEXTelescopeLargeAreaSurveyoftheGalaxy(ATLASGAL)の870$\mu$m連続体マップを使用して、2D相関関数を使用して中央分子ゾーン(CMZ)のガスの密度構造の異方性を調べます。空間異方性を定量化するために、臨界角$\theta_{\rmhalf}$と、異方性パラメーター$A\equiv\frac{\pi}{4\theta_{\rmhalf}}-1$を定義します。。密度構造は大規模(〜100pc)で強く異方性であり、空間異方性の程度はスケールの減少とともに減少することがわかります。〜10pcのスケールでは、構造はまだ穏やかに異方性です。私たちの分析では、CMZ内のガスの異方性密度構造の定量的記述を提供し、形式をさまざまな領域に適用して、それらの違いを研究することができます。
UNITSIM-銀河:輝線銀河のデータリリースとクラスタリング
Title |
UNITSIM-Galaxies:_data_release_and_clustering_of_emission-line_galaxies |
Authors |
Alexander_Knebe,_Daniel_Lopez-Cano,_Santiago_Avila,_Ginevra_Favole,_Adam_R.H._Stevens,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Guillermo_Reyes-Peraza,_Gustavo_Yepes,_Chia-Hsun_Chuang,_Francisco-Shu_Kitaura |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13088 |
ESAのユークリッドミッションやNASAのナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡などの新しい調査では、数千万の銀河の3D位置を測定することにより、宇宙の大規模構造を前例のない精度でマッピングすることが計画されています。期待される性能を推定し、これらの調査の分析戦略を最適化するために、理論的にモデル化された銀河カタログを開発する必要があります。銀河形成のSAGE半解析モデルを使用し、光イオン化モデルGET_EMLINESと組み合わせて、Halpha放出を推定することにより、UNITプロジェクトからの1(Gpc/h)$^3$ボリューム暗黒物質のみのシミュレーションの2つのペアに銀河を投入します。。これらのカタログは、銀河形成の物理学を含むユニークなスイートを表しており、使用されている固定ペア手法のおかげで、有効量は〜(5Gpc/h)$^3$で、ユークリッドの調査の数倍です。これらのモデルの星形成Halpha輝線銀河(ELG)の存在量とクラスター化を研究します。〜5Mpc/hを超えるスケールの場合、ELGの場合、範囲b$\in$[1,4.5]の値を持つスケールに依存しないバイアスが見つかり、間隔z$\in$[0.5、2]。輝線フラックスを含むモデル銀河の特性は公開されています。
Title |
Mapping_the_Galactic_centre's_dark_cluster_via_Resonant_Relaxation |
Authors |
Kerwann_Tep_and_Jean-Baptiste_Fouvry_and_Christophe_Pichon_and_Gernot_Hei{\ss}el_and_Thibaut_Paumard_and_Guy_Perrin_and_Frederic_Vincent |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13148 |
銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、周囲の星団の重力ポテンシャルを支配しています。これらの密集した環境では、星はほぼケプラーの軌道をたどります。これは、星団自体によって生成される潜在的な変動の結果として、ゆっくりと歪んでいきます。特に、星は、共鳴過程と非共鳴過程の両方を通じて、離心率の急速な緩和を受けます。共鳴拡散係数の効率的な実装により、星団の特性を説明するパラメーター空間の詳細かつ体系的な調査が可能になります。SgrA*を周回するSクラスターの最近の観測と併せて、このフレームワークを使用して、未解決の古い背景の星団の分布と推定上の暗い星団の特性を共同で制約することができます。具体的には、これを使用して、観測されたSクラスターの奇行の分布の緩和状態と一致する中間質量ブラックホールの典型的な質量とカスピド指数を推定する方法を示します。これは、超大質量ブラックホール形成シナリオを制約するのに役立つはずです。
雲スケールのガス密度構造の構成:近くの銀河における高解像度CO対3.6 $ \ mu $ mの明るさのコントラスト
Title |
The_organization_of_cloud-scale_gas_density_structure:_high_resolution_CO_vs._3.6_$\mu$m_brightness_contrasts_in_nearby_galaxies |
Authors |
Sharon_E._Meidt,_Adam_K._Leroy,_Miguel_Querejeta,_Eva_Schinnerer,_Jiayi_Sun,_Arjen_van_der_Wel,_Eric_Emsellem,_Jonathan_Henshaw,_Annie_Hughes,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Erik_Rosolowsky,_Andreas_Schruba,_Ashley_Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Melanie_Chevance,_Yixian_Cao,_Daniel_A._Dale,_Christopher_Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Cinthya_Herrera,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Daizhong_Liu,_Hsi-An_Pan,_Jerome_Pety,_Toshiki_Saito,_Antonio_Usero,_Elizabeth_Watkins_and_Thomas_G._Williams |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13247 |
この論文では、PHANGS-ALMACO(2-1)調査で、形態学的に多様な67個の星形成銀河全体で150pcスケールの分子ガス表面密度の分布を形成する要因を調べます。各銀河を放射状のビンに分割して、分子ガスの面密度のコントラストを測定します。ここでは、CO分布の固定された高パーセンタイルと、各ビンの固定された参照レベルとの比率として定義されます。この参照レベルは、明るいフィラメント状の特徴の間に広がるかすかなCOフロアのレベルをキャプチャし、高いパーセンタイルの強度レベルは、スパイラルアーム、バー、フィラメントなどの明るく高密度のISM機能に視覚的に関連付けられた構造をプローブします。これらのコントラストを、スピッツァー/IRACイメージングを使用して測定された3.6$\mu$m放射の一致するパーセンタイルベースの測定値と比較します。これは、基礎となる恒星の質量密度を追跡します。150pcスケールでのCOコントラストの対数は、3.6$\mu$mコントラストの対数よりも3〜4倍大きく、正の相関関係があることがわかります。これは、滑らかな非軸対称の恒星バーとスパイラル構造を調べます。相関は線形よりも急勾配であり、弱いまたは羊毛状渦巻腕が存在する場合でも、大規模な星状構造に応答して超音速で流れるガスの圧縮と一致しています。恒星の動的特徴は、私たちの銀河の雲スケールのガス密度を設定する上で重要な役割を果たしているように見えます。ガスの自己重力は、ガス密度の150pcスケールの分布を設定する上でおそらく弱い役割を果たしています。
Seyfert 2 AGN NGC1068内のX線エミッションライン領域の光イオン化モデリング
Title |
Photoionisation_Modelling_of_the_X-ray_Emission_Line_Regions_within_the_Seyfert_2_AGN_NGC_1068 |
Authors |
S._Grafton-Waters,_G._Branduardi-Raymont,_M._Mehdipour,_M._Page,_S._Bianchi,_E._Behar,_and_M._Symeonidis |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13374 |
セイファート2銀河NGC1068内の光イオン化X線輝線領域(ELR)を調査して、14年間隔で行われた観測の間に特徴的な変化があるかどうかを判断します。2000年と2014年に収集されたXMM-Newton観測を比較し、反射格子分光計(RGS)と各エポックのEPIC-pnスペクトルを、SPEXの光イオン化モデルPIONと初めてフィッティングします。$\log\xi=1-4$、$\logN_H>26m^{-2}$、およびNGC1068のスペクトルの輝線の大部分に適合するには、4つのPIONコンポーネントが必要であることがわかります。両方のエポックで$v_{out}=-100$から$-600kms^{-1}$。コンポーネントのイオン化状態を比較すると、2つのエポックの間にほとんど違いはありませんが、カラム全体の密度は増加しています。中央のブラックホールからこれらのプラズマ領域の位置を推定するために、観測間にスペクトルの変化がないため、変動性の議論を除いて、距離法を比較します。方法は距離を制限することはできませんが、位置は狭い線領域と一致しており、より高いイオン化成分が広い線領域の一部である可能性がありますが、これを確実に結論付けることはできません。さらに、衝突イオン化プラズマからの放出の証拠が見つかりましたが、以前の分析では、衝突プラズマ放出は起こりそうにないことが示唆されていました。ただし、PIONは15および17\AAのFeXVII輝線を説明できませんが、光励起がこれらの輝線を生成するための有効なプロセスであることを排除するものではありません。NGC1068は、観測されたスペクトルの観点からも、モデリングからも、観測間の14年の期間内で変化していません。これは、ELRが観測間の14年の時間枠に対してかなり静的であるか、ブラックホールの変動に劇的な変化がないことを示唆しています。
ダスト形成の超新星爆発への依存性
Title |
Dependence_of_Dust_Formation_on_the_Supernova_Explosion |
Authors |
Ezra_S._Brooker,_Sarah_M._Stangl,_Christopher_M._Mauney,_and_Christopher_L._Fryer |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12781 |
前駆体の質量、爆発エネルギー、エンジンの種類を変えて、コア崩壊超新星(CCSNe)の多様なセットについて、ダストの形成と成長の特性、組成、およびダイナミクスを調査します。これらの爆発は、1次元ラグランジアン流体力学コードを使用して数百日まで進化し、膨張および冷却する際の噴出物をモデル化します。マルチグレインダストの核形成と成長モデルがこれらの結果に適用されます。より高い爆発エネルギーは、より早いダスト形成の開始、より小さな粒子サイズ、およびより大きなケイ酸塩の存在量につながることがわかります。さらに、爆発中の核燃焼がケイ酸塩ダストの形成の促進につながることがわかります。最後に、スイートから複合モデルを構築して、金属量の関数としてCCSNeダスト生成の効率を予測します。
NICERで観測されたX線連星SwiftJ1858.6-0814の日食と日食
Title |
Dips_and_eclipses_in_the_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814_observed_with_NICER |
Authors |
D._J._K._Buisson,_D._Altamirano,_M._Armas_Padilla,_Z._Arzoumanian,_P._Bult,_N._Castro_Segura,_P._A._Charles,_N._Degenaar,_M._D\'iaz_Trigo,_J._van_den_Eijnden,_F._Fogantini,_P._Gandhi,_K._Gendreau,_J._Hare,_J._Homan,_C._Knigge,_C._Malacaria,_M._Mendez,_T._Mu\~noz_Darias,_M._Ng,_M._\"Ozbey_Arabac{\i},_R._Remillard,_T._E._Strohmayer,_F._Tombesi,_J._A._Tomsick,_F._Vincentelli_and_D._J._Walton |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12787 |
X線連星SwiftJ1858.6-0814のX線光度曲線における日食の発見を紹介します。これらから、$P=76841.3_{-1.4}^{+1.3}$s($\upperx21.3$時間)の公転周期と$t_{\rmec}=4098_{-の日食期間が見つかります。18}^{+17}$秒($\約1.14$時間)。また、日食前の段階でいくつかの吸収の低下が見られます。日食の持続時間と公転周期の比率から、バイナリ軌道の傾きは$i>70^\circ$に制限されます。コンパニオンマスの最も可能性の高い範囲は、傾斜が$90^\circ$よりもこの値に近い可能性が高いことを示唆しています。日食はまた、強い変動性(「フレア」)と長い軌道周期が周期または日食の明確な検出を妨げる以前のデータと一致しています。また、明るいフレアは軌道の食後の段階で優先的に発生したこともわかりました。これはおそらく、降着円盤と降着の流れの境界面の厚みが増し、食前の段階でフレアが見えなくなったためです。これは、変数の不明瞭化がSwiftJ1858.6-0814の異常に強い変動の原因であるという概念をサポートします。
Radio-BrightAGNからの高エネルギーニュートリノ放出の検索
ラジオブライト活動銀河核(AGN)がIceCubeによって検出されたTeV--PeVニュートリノの原因である可能性を調査します。ビン化されていない最大尤度比法、10年間のIceCubeミューオントラックデータ、およびRadioFundamentalCatalogから選択された3388ラジオブライトAGNを使用します。カタログ内のどのAGNも、グローバルに大きな意味を持っていません。2つの最も重要なソースには、$\simeq$1.5$\sigma$と0.8$\sigma$のグローバルな重要性がありますが、4.1$\sigma$と3.8$\sigma$のローカルな重要性があります。私たちのスタッキング分析は、カタログ全体とIceCubeニュートリノの間に有意な相関関係を示していません。ヌル検索から、このカタログは、IceCubeによって測定された拡散天体物理ニュートリノフラックスの最大30\%(95\%CL)を占めることができると推測されます。さらに、私たちの結果は、このカタログのソースからのニュートリノの4.1$\sigma$検出を主張した最近の研究と一致せず、違いの理由について説明します。
2019かにパルサーグリッチのゆっくりとした上昇と回復
Title |
The_slow_rise_and_recovery_of_the_2019_Crab_pulsar_glitch |
Authors |
B._Shaw,_M._J._Keith,_A._G._Lyne,_M._B._Mickaliger,_B._W._Stappers,_J._D._Turner,_P._Weltevrede |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13180 |
$\sim$5か月にわたるパルス到着時間のデータセットを使用して、2019年7月23日のかにパルサーグリッチの更新された測定値を提示します。MJD58687で、パルサーはこれまでに観測された7番目に大きなグリッチを経験し、$\sim$1$\mu$Hzの瞬間的なスピンアップを特徴としました。グリッチに続いて、パルサーの回転周波数は約1週間のタイムスケールでグリッチ前の値に向かって指数関数的に緩和し、$\sim$0.5$\mu$Hzの永続的な周波数増分をもたらしました。かにパルサーの半連続モニタリングにより、スピンアップ全体の一部を部分的に解決することができました。この遅延スピンアップは、$\sim$18時間のタイムスケールで指数関数的に発生しました。これは、最初の上昇の一部が時間内に解決された4番目のかにパルサーグリッチであり、この現象は他のグリッチパルサーでは観察されておらず、中性子星内部と地殻の間の相互作用を支配する微物理的プロセスを研究するユニークな機会を提供します。
eROSITAを使用して、銀河ハローからステライルニュートリノと軸索様粒子を検索します
Title |
Searches_for_sterile_neutrinos_and_axionlike_particles_from_the_Galactic_halo_with_eROSITA |
Authors |
Ariane_Dekker,_Ebo_Peerbooms,_Fabian_Zimmer,_Kenny_C._Y._Ng,_Shin'ichiro_Ando |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13241 |
暗黒物質は、keV質量範囲のステライルニュートリノなどの「暖かい」粒子でできている可能性があります。これは、混合によって光子に崩壊する可能性があり、その結果、X線望遠鏡で検出できます。軸状粒子(ALP)は、標準モデル粒子と結合してkeV範囲の光子に崩壊すると、X線望遠鏡でも検出できます。両方の粒子が未確認の3.5keV線を説明でき、興味深いことに、XENON1Tは2〜3keVで最も顕著な過剰な電子反跳イベントを観測しました。1つの説明は、ALPの起源である可能性があります。これは、光子の生成が抑制されている異常のない対称モデルのX線制約によってまだ除外されていません。銀河ハローからの拡散放射を研究し、eROSITAが実行した全天X線調査の感度を計算して、ステライルニュートリノまたはALP暗黒物質を特定します。ステライルニュートリノの混合角とALPの結合強度の限界を推定します。eROSITAによる4年間のデータ取得後、厳しい制約を設定することが期待されます。特に、混合角度$\sin^2(2\theta)$を、最適値より2桁近く下までしっかりとプローブすることが期待されます。未確認の3.5keVラインを説明するための値。さらに、eROSITAを使用すると、光子と電子への結合のALPパラメーター空間をプローブし、XENON1T過剰のALP起源を確認できる可能性があります。
矮小楕円体銀河における暗黒物質の崩壊:X線およびガンマ線望遠鏡の展望
Title |
Decaying_dark_matter_in_dwarf_spheroidal_galaxies:_Prospects_for_X-ray_and_gamma-ray_telescopes |
Authors |
Shin'ichiro_Ando,_Suvendu_K._Barik,_Zhuoran_Feng,_Marco_Finetti,_Andreas_Guerra_Chaves,_Sahaja_Kanuri,_Jorinde_Kleverlaan,_Yixuan_Ma,_Nicolo_Maresca_Di_Serracapriola,_Matthew_S._P._Meinema,_Imanol_Navarro_Martinez,_Kenny_C._Y._Ng,_Ebo_Peerbooms,_Casper_A._van_Veen,_Fabian_Zimmer |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13242 |
矮小楕円体銀河は暗黒物質が支配的な系であるため、間接的な暗黒物質の探索に理想的です。暗黒物質が矮小銀河で高エネルギーの光子に崩壊する場合、それらは現在および将来の世代のX線およびガンマ線望遠鏡の良い標的となるでしょう。天の川銀河の矮小銀河の密度プロファイルの最新の推定値を採用することにより、矮小銀河の暗黒物質崩壊率の推定値を修正します。私たちの結果はより堅牢ですが、以前の見積もりよりも弱いです。これらの結果を応用して、X線およびeROSITA、XRISM、Athena、HAWC、CTAなどの超高エネルギーガンマ線望遠鏡を使用して暗黒物質の崩壊の検出可能性を研究します。私たちの予測は、これらのX線望遠鏡のすべてが、積み重ねられた銀河団と近くの銀河からの7keVのステライルニュートリノ崩壊の主張を批判的に評価できることを示しています。TeVで崩壊する暗黒物質の場合、その寿命を$\sim$10$^{27}$-10$^{28}$秒より長く制限できます。また、VeraRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeで新たに発見される将来の矮小銀河の予測も行います。これにより、keVとPeVの両方の質量範囲で暗黒物質の崩壊に対する予想される感度がさらに向上します。
1054年7月4日のヨーロッパ上空の広告1054の超新星のヨーロッパの歴史的証拠
Title |
European_Historical_Evidence_Of_The_Supernova_Of_Ad_1054_Sky_Above_Europe_On_4th_July_1054 |
Authors |
Miroslav_D._Filipovi\'c,_Jeffrey_L._Payne,_Thomas_Jarrett,_Nick_F._H._Tothill,_Dejan_Uro\v{s}evi\'c,_Patrick_J._Kavanagh,_Giuseppe_Longo,_Evan_J._Crawford,_Jordan_D._Collier_and_Miro_Ili\'c |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13290 |
ヨーロッパに1054年の超新星の歴史的記録がない理由として考えられるものを調査します。同時に、新しい証拠も検索します。私たちは、イブン・ブトラーンから以前に称賛された「アラビア語」の記録がヨーロッパに由来することを確立します。その時代の最も著名な科学者の一人として、彼は超新星の時にコンスタンティノープルにいて、大分裂として知られている中世の教会の確執に積極的に参加しました。次に、イベントの時点でヨーロッパの空を再構築し、「新しい星」(SN1054)が西にあり、惑星金星が空の反対側(東)にあり、太陽が配置されていることを確認します。東アジアの記録に記録されているように、これら2つの同じように明るい天体の間で直接。
PolarLightX線旋光計におけるバックグラウンドイベントの識別
Title |
Discrimination_of_background_events_in_the_PolarLight_X-ray_polarimeter |
Authors |
Jiahuan_Zhu,_Hong_Li,_Hua_Feng,_Jiahui_Huang,_Xiangyun_Long,_Qiong_Wu,_Weichun_Jiang,_Massimo_Minuti,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Dongxin_Yang,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12962 |
PolarLightは、電離箱内の電子追跡を介してX線偏光を測定する宇宙搭載X線偏光計です。これはコリメートされた機器であるため、検出器面全体のバックグラウンドの影響を受けます。バックグラウンドイベントの大部分は、高エネルギー荷電粒子によって引き起こされ、対象のX線によって生成されるものとは異なるイオン化形態を示します。オンソースとオフソースの観測値を比較すると、2つのデータセットが画像プロパティに異なる分布を表示していることがわかります。ソース分布とバックグラウンド分布の間の境界が取得され、バックグラウンドの識別に使用できます。このような手段により、PolarLightで測定されたバックグラウンドイベントの70%以上を除去できます。これは、除去可能なバックグラウンドフラクションの理論上の上限に近づき、その有効性を正当化します。かに星雲での観測では、識別後にバックグラウンド汚染が25%から8%に減少し、PolarLightの偏光感度が約0.2カニであることを示しています。この作品はまた、将来のX線偏光望遠鏡への洞察を提供します。
高解像度での天体画像のための光増幅
ハイゼンベルクの不確定性原理は、望遠鏡の口径を横切る光子の位置とその運動量を同時に決定することは不可能であることを示しています。超解像イメージング技術は、観察されたサンプルの修正、または光子の絡み合いに依存しています。天文学では、オブジェクトにアクセスすることはできませんが、光増幅によって解像度が向上する可能性があります。残念ながら、自然放出はノイズの原因となり、誘導放出による利益の可能性を打ち消します。光子統計を考慮することにより、刺激された光子の重みを増加させることが可能であり、解像度の改善を観察できることを示します。最も重要なことは、すべてのイメージング目的に適用できる方法を示すことです。
温度をStrangSplit反応と統合することの実際的な効果
Title |
Practical_Effects_of_Integrating_Temperature_with_Strang_Split_Reactions |
Authors |
M._Zingale,_M._P._Katz,_D._E._Willcox,_A._Harpole |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13193 |
天体物理学的な反応流の場合、流体力学と反応を結合するために演算子分割が一般的に使用されます。各プロセスは互いに独立して動作しますが、対称的な方法で更新をずらすことにより(Strang分割を介して)、時間の2次精度を達成できます。ただし、温度を化学種と統合するかどうかの選択など、反応システムの近似が行われることがよくあります。ここでは、簡単な収束テストを通じて、エネルギー方程式を反応と統合すると、Strang分割を使用して反応性フローをモデル化するときに最良の収束が達成されることを示します。さらに、2次収束は、エネルギーまたは温度の方程式を積分せずに達成することはできません。
低次ダイナモシステムの直接統計シミュレーション
この論文では、ダイナモ作用の2つの低次モデルに対する直接統計シミュレーション(DSS)の有効性を調査します。太陽と恒星のダイナモ作用の単純なモデルである最初のモデルは3次であり、3次非線形性を持ち、2番目のモデルは2次非線形性のみを持ち、対流と非周期的に反転する磁場の相互作用を記述します。キュムラント階層を2次または3次で切り捨てることにより、確率的項の存在下と非存在下の両方で、DSSを使用してこれらの連立方程式の統計を解く方法を示します。統計を解くための2つの異なる手法、タイムステッピングを比較します。これは、統計の方程式の安定した解のみを見つけることができ、固定小数点を直接検出することができます。キュムラント展開における低次動的システムを支配する統計方程式を導出するために、Pythonで完全な方法論とシンボリックパッケージを開発します。固定小数点の直接検出は、2次で切り捨てられたDSSに対して効率的かつ正確ですが、高次の項を追加すると、反復法による固定小数点の直接検出によって検出される可能性のある多くの不安定な固定小数点が含まれることを示します。。そのような場合、タイムステッピングは、DSSの意味のあるソリューションを見つけるためのより堅牢なプロトコルです。
赤色巨星の長い二次周期の起源としての二値性
Title |
Binarity_as_the_Origin_of_Long_Secondary_Periods_in_Red_Giant_Stars |
Authors |
I._Soszy\'nski,_A._Olechowska,_M._Ratajczak,_P._Iwanek,_D._M._Skowron,_P._Mr\'oz,_P._Pietrukowicz,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_J._Skowron,_M._Gromadzki,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_M._Wrona,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12748 |
脈動する赤色巨星の3分の1で観測される長い二次周期(LSP)は、現時点で知られている唯一の原因不明の大振幅恒星変動です。ここでは、この現象が赤色巨星を周回する亜恒星または恒星の伴星の現れであることを示します。私たちの調査は、天の川とマゼラン雲の長期OGLE測光データベースで検出された約16,000の明確に定義されたLSP変数のサンプルと、NEOWISE-Rアーカイブから抽出された中赤外線データに基づいています。このコレクションから、安定した大振幅の十分にサンプリングされた赤外光度曲線を持つ約700個のオブジェクトを選択し、それらの約半分が二次食を示すことを発見しました。したがって、LSPの原因となる物理的メカニズムが二値性であるという重要な証拠を示しています。つまり、LSPの光の変化は、赤色巨星を伴星と一緒に周回し、軌道ごとに1回星を覆い隠す塵の雲の存在によるものです。赤外線波長でのみ見える二次日食は、雲が巨人の後ろに隠れているときに発生します。このシナリオでは、低質量のコンパニオンは、ホスト星のエンベロープからかなりの量の質量を蓄積し、褐色矮星に成長した元の惑星です。
金属に乏しい星の紫外線スペクトルにおけるAlIIの検出:NLTEアルミニウム存在量計算の経験的LTEテスト
Title |
Detection_of_Al_II_in_the_Ultraviolet_Spectra_of_Metal-Poor_Stars:_An_Empirical_LTE_Test_of_NLTE_Aluminum_Abundance_Calculations |
Authors |
Ian_U._Roederer_and_James_E._Lawler |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12764 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙望遠鏡イメージング分光器で得られた紫外線スペクトルを使用して、11個の金属量の少ない星の2669.155オングストロームでのAlII線の検出を報告します。局所的な熱力学的平衡(LTE)を想定して、標準的なアバンダンス分析を使用して、このラインからAlアバンダンスを導き出します。平均[Al/Fe]比は-3.9<[Fe/H]<-1.3、または[Al/Fe]=-0.10+/-0.04にまたがるこれらの11個の星の-0.06+/-0.04(シグマ=0.22)です。(シグマ=0.18)2つの炭素強化星を除外した場合、-3.0<[Fe/H]<-1.3にまたがる9つの星の場合。これらのアバンダンスを使用して、3961オングストロームで一般的に使用される光学AlIラインを含む、AlIの共鳴ラインに対して予測される非LTE(NLTE)アバンダンス補正の経験的テストを実行します。AlIIラインはLTEで形成され、このラインから得られる存在比は、NLTE補正が最小限であると予測される高励起AlIラインから得られる存在比と一致します。AlIIラインから得られたアバンダンスとAlI共鳴ラインから得られたLTEアバンダンスの差は+0.4〜+0.9dexであり、AlI共鳴ラインの予測NLTE補正と一致します。NLTEアバンダンスの計算はほぼ正しく、AlIラインから導出されたLTEアバンダンスに適用する必要があると結論付けています。
GaiaDR2に基づく1743散開星団の更新されたパラメーター
Title |
Updated_parameters_of_1743_open_clusters_based_on_Gaia_DR2 |
Authors |
Wilton_S._Dias,_H\'ektor_Monteiro,_Aandr\'e_Moitinho,_J\'acques_R._D._L\'epine,_Giovanni_Carraro,_Ernst_Paunzen,_Bruno_Alessi_and_L\'azaro_Villela |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12829 |
この研究では、最近の論文(Monteiroetal。2020)をフォローアップし、完全にGaiaDR2データに基づいて、Galaxyの散開星団の基本的なパラメーターの均一なサンプルを示します。ガイアDR2データから導出された星の公開されたメンバーシップ確率を使用し、モンテイロらのように更新された等時線フィッティングコードを適用しました。(2020)、メンバースターのGBおよびGRガイアDR2データへ。これを行う際に、データの名目上の誤差を考慮に入れて、各クラスターの距離、年齢、および絶滅を導き出します。したがって、この作業は1743の散開星団のパラメーターを提供し、副産物として、物理的ではないか疑わしい散開星団のリストも将来の調査のために提供されます。さらに、ガイアDR2カタログからの恒星の視線速度を使用して、831個のクラスター(そのうち198個は新しく、これまでに公開されていない)の平均視線速度を推定することができました。等時線フィッティングから得られた散開星団の距離を、個々のメンバーの視差の最尤推定から得られた距離と比較することにより、$(-0.05\pm0.04)$masの体系的なオフセットが見つかりました。
超大規模白色矮星冷却異常の解決策としての$ ^ {22} $ Ne相分離
Title |
$^{22}$Ne_Phase_Separation_As_A_Solution_To_The_Ultramassive_White_Dwarf_Cooling_Anomaly |
Authors |
Simon_Blouin,_Jerome_Daligault,_Didier_Saumon |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12892 |
ガイアデータリリース2の正確な位置天文測定は、白色矮星冷却モデルの予測の詳細なテストへの扉を開きました。理論と観測の間の重大な矛盾が確認されており、最も顕著な影響を与えるのは超大規模な白色矮星です。チェンら。(2019)いわゆるQブランチ上の白色矮星のごく一部が、現在のモデルでは予測されていない$\sim8\、$Gyrの追加の冷却遅延を経験しなければならないことを発見しました。結晶化するC/O白色矮星での$^{22}$Ne相分離は、$^{22}$Neをその中心に向かって効率的に輸送する蒸留プロセスにつながる可能性があり、それによってかなりの量の重力エネルギーを放出します。最先端のモンテカルロシミュレーションを使用して、遅延集団が平均以上の$^{22}$Neの存在量を持つ白色矮星で構成されている場合、このメカニズムが超大規模な冷却異常を大幅に解決できることを示します。また、$^{22}$Ne相分離は、より標準的な組成の白色矮星のモデルでは現在欠落している、より小さな冷却遅延を説明できると主張します。
セフェウスOB3協会の前主系列星の長期$ V(RI)_ {c} $ CCD測光
Title |
Long-term_$V(RI)_{c}$_CCD_photometry_of_pre-main-sequence_stars_in_the_association_Cepheus_OB3 |
Authors |
Sunay_Ibryamov,_Gabriela_Zidarova,_Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13207 |
2007年2月から2020年11月までの期間に収集された13個の前主系列星の光学CCD測光観測の結果が示されています。これらの星は、若い星V733Cepheiの分野のCepheusOB3協会にあります。特に星の長期変動に関する測光観測は、文献に欠けています。13年間にわたる最初の長期$V(RI)_{c}$モニタリングを紹介します。私たちの研究の結果は、調査されたすべての星が強い測光変動を示していることを示しています。提示された論文は、活発な星形成領域にあるPMS星の測光研究のための私たちのプログラムの一部です。
近赤外スペクトルと多波長光度曲線による噴火YSOの物理的プロセスの分析
Title |
Analysis_of_physical_processes_in_eruptive_YSOs_with_near_infrared_spectra_and_multi-wavelength_light_curves |
Authors |
Zhen_Guo,_P._W._Lucas,_C._Contreras_Pe\~na,_L._C._Smith,_C._Morris,_R._G._Kurtev,_J._Borissova,_J._Alonso-Garc\'ia,_D._Minniti,_A.-N._Chen\'e,_M._S._N._Kumar,_A._Caratti_o_Garatti,_and_D._Froebrich |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13335 |
ViaLactea(VVV)調査での10年にわたるVista変数は、多数の非常に変化しやすい若い恒星状天体(YSO)を検出しました。マゼランとVLTからの近赤外スペクトルをVVVとNEOWISEの光度曲線と組み合わせて、噴火イベントの背後にある物理的メカニズムを調査する、61の非常に可変的なVVVYSO($\DeltaK_s=1$-5〜mag)の研究を紹介します。ほとんどの発生源は、分光学的に噴火変数(通常はクラスIYSO)として確認されていますが、変数の絶滅も見られます。それらの中で、H{\sci}再結合放出(通常はCO放出を伴う)によって識別される磁気的に制御された降着が46のYSOで観察されます。CO倍音とH$_2$O吸収によって識別されるFU〜Oriのような爆発に関連する境界層の降着は、より長い期間のイベント($\ge$5〜yrの合計期間)でのみ観察されます。ただし、長時間のイベントでも、磁気的に制御された降着モードが優勢であり、振幅は境界層モードと同様です。より短い(100-700日)噴火イベントは通常、振幅が小さく、これらのイベントは通常、周期的な付加物または複数のタイムスケールイベントのいずれかであり、大きな測光変化が数週間および数年のタイムスケールで発生します。$K_s$と$W2$の振幅の比率により、可変降着と可変消滅を区別できることがわかります。いくつかのYSOは、周期的または準周期的な変数です。いくつかのケースを分類するためにより多くのデータが必要ですが、周期的な付加物とそれらの間の絶滅による周期性(最大5年までの周期)の例を特定します。データは、コンパニオンとの動的相互作用が、噴火システムのかなりの割合で降着率を制御する可能性があることを示唆していますが、スターディスク相互作用も考慮する必要があります。
中間質量前主系列星のX線放射の特徴づけ
Title |
Characterizing_the_X-ray_Emission_of_Intermediate-Mass_Pre-Main-Sequence_Stars |
Authors |
Evan_H._Nu\~nez,_Matthew_S._Povich,_Breanna_A._Binder,_Leisa_K._Townsley,_and_Patrick_S._Broos |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13376 |
X線と赤外線の観測を使用して、カリーナ星雲の3つのクラスの若い星の特性を研究します。中間質量(2〜8M$_\odot$)の前主系列星(IMPS、つまり中間質量Tおうし座T型星)、ゼロエイジ主系列星(AB)の後半BおよびA型星、および低質量Tおうし座T型星(TTS)。ソースをこれらの3つのサブ分類に分割し、IR(1〜8$\mu$m)スペクトルエネルギー分布モデリングを使用して、ディスクを含む若い恒星状天体と、検出可能な赤外線(IR)過剰放射のないディスクレスソースをさらに識別します。次に、X線スペクトルフィッティングを実行して、水素吸収カラム密度($N_{\rmH}$)、吸収補正されたX線光度($L_{\rmX}$)、および冠状血漿温度($各ソースのkT$)。IMPSとTTSの両方のX線スペクトルは、同様の$kT$と$N_{\rmH}$、および平均して$L_{\rmX}$/$L_{\rmbol}\によって特徴付けられることがわかります。sim4\times10^{-4}$。IMPSは、X線で他のすべての下位分類よりも体系的に明るく($\sim$0.3dex)、中央値$L_{\rmX}=2.5\times10^{31}$ergs$^{-1}$、同様の質量のAB星は、TTSコンパニオンと一致するX線放射を持っています。これらの証拠は、TTS放出メカニズムのスケールアップバージョンであるIMPSX線放出の磁気冠状フレア源に収束します。したがって、IMPSは、大規模な星の種族の進化における最初の$\sim$10Myrの等時性年齢の強力なプローブを提供します。これは、それらの固有の冠状X線放射が、放射トラックに沿って進化し始めた後、急速に減衰するためです。最も明るい(X線とIRの両方で)IMPSを使用して、中間質量の恒星の誕生線の位置に経験的な制約を課すことができることをお勧めします。
高速ペアワイズニュートリノ変換における3つのフレーバー革命
密度の高い環境でのニュートリノの高速フレーバー進化のモデリングは、単純化のために2つのフレーバー近似に依存することによって伝統的に実行されてきました。さらに、真空混合はごくわずかであると見なされています。初めて、3つのフレーバーでの速いフレーバーの進化が、2つのフレーバーの近似で得られたものと本質的に異なることを強調します。これは、ハミルトニアンの真空項によって生成された$e$-$\mu$および$e$-$\tau$セクターでのフレーバー混合の指数関数的成長によるものです。その結果、3つのフレーバーでかなり大きなフレーバー混合が見られます。私たちの調査結果は、非電子型ニュートリノの角度分布が最初は同じであっても、2つのフレーバー近似が高速ペアワイズ変換に正当化されないことを強調しています。
火星の昼間のイオノポーズにおける太陽風の相互作用と圧力バランス
Title |
Solar_Wind_Interaction_and_Pressure_Balance_at_the_Dayside_Ionopause_of_Mars |
Authors |
F._Chu,_F._Duru,_Z._Girazian,_R._Ramstad,_J._Halekas,_D._A._Gurnett,_D._D._Morgan,_Xin_Cao,_and_A._J._Kopf |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12785 |
電離層の熱圧力が低く、火星の地殻磁気が存在するため、火星の電離層は金星の電離層とは異なる振る舞いをすることが予想されます。火星の電離層での太陽風の相互作用と圧力バランスを、MARSIS(火星の地下および電離層探査用高度レーダー)機器からの現場および遠隔探査測定の両方を使用して研究します。火星のイオノポーズでは、通常、磁気圧力が熱圧を支配して太陽風を阻止し、11年間で13\%の非磁化イオノポーズしか観測されないことを示しています。また、太陽風動圧の法線成分が増加するにつれて、イオノポーズ高度が低下することもわかりました。さらに、我々の結果は、火星でのイオン休止の厚さが主にイオンジャイロ運動によって決定され、約5.7イオンジャイロ半径に相当することを示しています。
等角メトリックアフィン幾何学に照らして最小の$ k $-インフレ
Title |
Minimal_$k$-inflation_in_light_of_the_conformal_metric-affine_geometry |
Authors |
Yusuke_Mikura,_Yuichiro_Tada,_Shuichiro_Yokoyama |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13045 |
ローカル共形対称性と壊れたグローバル$\mathrm{SO}(1,1)$対称性をメトリックアフィン幾何学に組み込むことにより、スローロール$k$インフレーションの最小限の実現を動機付けます。メトリックとアフィン接続の両方が独立変数として扱われるメトリック-アフィン幾何学を使用すると、局所的な共形対称性をラグランジアンの各項で保持できるため、スカラー場の高次導関数を共形不変量で簡単に追加できます。仕方。この最小のスローロール$k$-インフレ、$n_\mathrm{s}\sim0.96$、$r\sim0.005$、および$c_\mathrm{s}\sim0.03$の予測は、現在の観測データだけでなく、今後の観測によってテストされる可能性もあります。
平衡に近い磁場誘起ニュートリノキラル輸送
最近定式化された左巻きニュートリノのカイラル放射輸送理論に基づいて、コア崩壊超新星の熱平衡に近いニュートリノのカイラル輸送を研究します。最初に、緩和時間近似の下でキラル放射輸送方程式のほぼ平衡解を計算します。ここで、緩和時間は弱い相互作用の有効場の理論から直接導出されます。このような解法を用いて、核子のニュートリノ吸収を介して磁場によって誘導されるニュートリノエネルギー運動量テンソルとニュートリノ数電流の非平衡補正の解析式を体系的に導き出します。特に、磁場に比例する非平衡ニュートリノエネルギー電流を見つけます。また、パルサーキックとの関係の可能性など、その現象論的影響についても説明します。
らせん磁気効果
流体ヘリシティ$\boldsymbol{v}\cdot\boldsymbol{\omega}$が存在する場合、磁場は$\boldsymbol{j}=C_{\rmHME}(\boldsymbol{v}\cdot\boldsymbol{\omega})\boldsymbol{B}$。これがらせん磁気効果(HME)です。電荷$e=1$の質量のないディラックフェルミオンの場合、輸送係数$C_{\rmHME}$はカイラルアノマリー係数$C=1/(2\pi^2)$によって$C_{として固定されることを示します。\rmHME}=C/2$は、相互作用とは無関係です。局所ベクトル電荷の磁気渦度結合の係数$n=C_{B\omega}\boldsymbol{B}\cdot\boldsymbol{\omega}$がカイラルアノマリー係数に関連しているという推測を示します。$C_{B\omega}=C/2$として。また、HMEに起因するヘリカルプラズマ不安定性の出現の条件についても説明します。
Title |
Axion_Cloud_Decay_due_to_the_Axion-photon_Conversion_with_Background_Magnetic_Fields |
Authors |
Chul-Moon_Yoo,_Atsushi_Naruko,_Yusuke_Sakurai,_Keitaro_Takahashi,_Yohsuke_Takamori,_Daisuke_Yamauchi |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13227 |
バックグラウンド磁場のあるブラックホールの周りのアクシオン雲を考えます。アクシオン-光子結合に関連するアクシオン-光子変換によるアクシオン雲の崩壊率を計算します。簡単にするために、アクシオン構成が水素原子と同等の固有値方程式の解によって支配されている状況を考えます。結合項は、逐次摂動法によって評価できます。単極背景の場合、アクシオン雲の減衰率は$\simq^2\kappa^2(GM)^5\mu^8$で与えられます。ここで、$\mu$、$M$、$G$、$\kappa$、および$q$は、それぞれアクシオン質量、ブラックホール質量、重力定数、アクシオン-光子結合の結合定数、および単極電荷です。均一な背景磁場の場合、アクシオン雲の減衰率$\simB_0^2\kappa^2(GM)^7\mu^6$を取得します。ここで、$B_0$は磁場の強さです。私たちの公式を銀河の中央のブラックホールに適用すると、均一な磁場の場合の崩壊率の値は、$\kappa\sim10^{-11の超放射不安定性の成長率に匹敵することがわかります。}{\rmGeV^{-1}}$、$B_0\sim10^2{\rmG}$、$\mu\sim10^{-18}{\rmeV}$。パラメータの値が同じである単極磁場の場合、比率は$10^5$倍大きくなります。
異方性プラズマ乱流のセル内粒子シミュレーションにおける3次元磁気リコネクション
Title |
Three-dimensional_magnetic_reconnection_in_particle-in-cell_simulations_of_anisotropic_plasma_turbulence |
Authors |
Jeffersson_A._Agudelo_Rueda,_Daniel_Verscharen,_Robert_T._Wicks,_Christopher_J._Owen,_Georgios_Nicolaou,_Andrew_P._Walsh,_Ioannis_Zouganelis,_Kai_Germaschewski_and_Santiago_Vargas_Dom\'inguez |
URL |
https://arxiv.org/abs/2103.13232 |
3Dの完全に動的なパーティクルインセルシミュレーションを使用して、臨界バランス理論と一致する異方性の逆伝播低周波アルフベン波によって作成された減衰乱流のシミュレーションで磁気リコネクションの発生を研究します。電流フィラメントや電流シートなどの小規模な電流密度構造の形成と、乱流カスケードの一部としての磁束ロープの形成を観察します。シミュレーション領域に存在する大きな磁気構造は初期異方性を保持しますが、乱流カスケードによって生成される小規模構造は異方性が低くなります。シミュレーションドメインでの再接続の発生を定量化するために、強度しきい値に基づいて新しい一連のインジケーターを開発し、3Dパーティクルインセルシミュレーションでイオンと電子の両方が加熱および加速される再接続イベントを特定します。これらの指標の適用に応じて、シミュレーションドメインでの再接続イベントの発生を特定し、これらのイベントの1つを詳細に分析します。このイベントは2本のフラックスロープの再接続に関連しており、関連するイオンと電子の排気は複雑な3次元構造を示します。再接続領域の近くを通過する人工宇宙船の軌道に沿って記録されたプラズマと磁場の変動のプロファイルを研究します。我々の結果は、太陽風の異方性Alfv\'enic乱流カスケードによって生成された磁束ロープ内の小規模な再結合イベントに関連する粒子の加熱と加速の存在を示唆しています。これらのイベントは、サイズが数イオン慣性長のオーダーの現在の構造に関連しています。