MICEグランドチャレンジ光円錐シミュレーション用の全天統合ザックス・ヴォルフェマップ
| Title |
Full_sky_Integrated_Sachs-Wolfe_maps_for_the_MICE_Grand_Challenge_lightcone_simulation |
| Authors |
Krishna_Naidoo,_Pablo_Fosalba,_Lorne_Whiteway_and_Ofer_Lahav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14654 |
Redshift1.4までのMICEグランドチャレンジ光円錐シミュレーションの統合ザックス・ヴォルフェ効果（ISW）の全天図を示します。マップは、球面ベッセル変換を使用して線形領域で作成されます。この手順を、文献に見られる分析的近似と比較対照します。線形レジームでISWを計算することにより、非線形Rees-Sciama効果の計算に必要な実質的な計算リソースとストレージリソースを削除します。線形ISWは$\DeltaT/T$で$〜10^{2}\times$大きいため、これは作成されたマップにほとんど影響を与えず、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性が支配的なスケールにのみ関連します。。MICEシミュレーション製品は、現在および将来の銀河調査を含む研究に広く使用されています。これらのマップが利用できるようになると、MICEは、将来の銀河とCMBの相互相関研究、ISW再構築研究、およびDES、DESI、ユークリッド、ルービンLSSTなどの銀河調査によって調査されたISWボイドスタッキング研究に使用できるようになります。この調査で開発されたパイプラインは、パブリックPythonパッケージpyGenISWとして提供されます。これは、宇宙論的パラメーターとモデルの膨大なセットを精査する既存および将来のシミュレーションスイートからISWを構築するための将来の研究で使用できます。
最新の宇宙論的データによる粘性暗黒エネルギーモデルの制約
| Title |
Constraining_viscous_dark_energy_models_with_the_latest_cosmological_data |
| Authors |
Deng_Wang,_Yang-Jie_Yan,_Xin-He_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14788 |
体積粘度を有する暗黒エネルギーが宇宙に均一かつ等方的に浸透しているという仮定に基づいて、加速する宇宙を特徴付ける3つの新しい粘性暗黒エネルギー（VDE）モデルを提案します。これらの3つのモデルを最新の宇宙論的観測で制約することにより、標準の宇宙論的モデルからわずかに逸脱し、ハッブル宇宙望遠鏡による局所観測とプランクによる全球測定の間の現在の$H_0$の緊張を効果的に緩和できることがわかります。衛星。興味深いことに、宇宙の曲率を持つVDEモデルの空間的に平坦な宇宙は、現在のデータによって引き続きサポートされており、スケール不変の原始パワースペクトルは、Planckとしての3つのVDEモデルの少なくとも$5.5\sigma$信頼水準で強く除外されていると結論付けます。結果。また、3つのVDEシナリオで、一般的なバルク粘度パラメーター$\eta$の$95\％$上限を示します。
宇宙論的観測を使用したフィンスレリアンモデルに対する最初の包括的な制約
Ia型超新星、バリオン音響振動、宇宙マイクロ波背景放射を使用して、2つのフィンスレリアンモデル、つまり最も単純なフィンスレリアン$\Lambda$CDM（F$\Lambda$）モデルと非フラットF$\Lambda$モデルに対して最初の包括的な制約を実行します。背景とレンズの観察。提供できる最も厳しい制約を使用すると、両方のフィンスラーモデルの制約された典型的なパラメーターはすべて、$2\sigma$信頼水準（C.L.）でゼロと一致していることがわかります。これは、両方のフィンスレリアンモデルが$\Lambda$CDMモデルからわずかに逸脱していることを意味します。これは、2つの幾何学的診断を使用して3つの異なるモデルを互いに区別することによっても検証されます。また、フィンスラー幾何学の枠組みでは、空間的に平坦な宇宙が依然として好まれ、両方のフィスラーモデルの原始パワースペクトルのスペクトルインデックス$n_s$の測定値は、$8\sigma$CLを超えるスケール不変性を除外していることもわかりました。また、現在の$H_0$の張力は、F$\Lambda$モデルと非フラットF$\Lambda$モデルでそれぞれ$3.4\sigma$から$2.9\sigma$と$2.8\sigma$に緩和できます。
宇宙論的な21cm線観測から制約された暗黒物質消滅に対する新しい小規模N体シミュレーションの影響
| Title |
Impacts_of_new_small-scale_N-body_simulations_on_dark_matter_annihilations_constrained_from_cosmological_21cm_line_observations |
| Authors |
Nagisa_Hiroshima,_Kazunori_Kohri,_Toyokazu_Sekiguchi,_Ryuichi_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14810 |
EDGESによって観測されたグローバルな21cmの特徴に基づいて、暗黒物質を全滅させることに関する制約を再検討します。この目的のために、最新の標準によって実行された最新のN体シミュレーションの数値データを使用して、暗黒物質の消滅を促進する高赤方偏移（$z$=10-100）でのブースト係数を推定しました。構造形成の過程で問題。暗黒物質の消滅から注入されたエネルギーのどの部分が暗黒時代の銀河間媒体のイオン化、励起、加熱に寄与するかを考慮に入れることにより、世界の21cmの吸収がどれほど大きくなるかを推定しました。熱凍結シナリオを想定すると、$m_{\rmDM}<15$GeVおよび$m_{\rmDM}<3$GeVが95$\％$C.Lで除外されていることがわかります。それぞれ$b\bar{b}$と$e^+e^-$への消滅モードの場合。
Hyper Suprime-CamSubaru戦略プログラムS19Aデータからの何百もの弱いレンズ効果のせん断選択クラスター
| Title |
Hundreds_of_weak_lensing_shear-selected_clusters_from_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program_S19A_data |
| Authors |
Masamune_Oguri,_Satoshi_Miyazaki,_Xiangchong_Li,_Wentao_Luo,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Hironao_Miyatake,_Surhud_More,_Atsushi_J._Nishizawa,_Nobuhiro_Okabe,_Naomi_Ota,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Yousuke_Utsumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15016 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramS19A形状カタログを使用して、弱いレンズ効果のせん断選択クラスターサンプルを作成します。切り捨てられたガウスフィルターを使用して作成された$\sim510$〜deg$^2$をカバーするアパーチャ質量マップから、信号対雑音比が4.7より大きい質量マップピークに対応する187個のせん断選択クラスターのカタログを作成します。。せん断で選択されたクラスターのほとんどは、光学的に選択されたクラスターに対応するものがあり、カタログの純度は95\％より高いと推定されます。サンプルは、フィルター関数の形状を最適化し、いくつかの異なる背景銀河選択で作成された弱いレンズ効果の質量マップを組み合わせることにより、同じ信号対雑音比でカットされた418のせん断選択クラスターに拡張できます。クラスターメンバー銀河の希釈と不明瞭化の影響は、バックグラウンドソース銀河サンプルを使用し、その内部境界が約$2'$より大きいフィルター関数を採用することで軽減できると主張します。バリオントレーサーに依存せずに選択されたせん断選択クラスターの大規模なサンプルは、クラスターの天体物理学と宇宙論の詳細な研究に役立ちます。
恒星進化に及ぼす結合ジプロトンと増強された核反応速度の影響
重水素は、原子質量数$A=2$の宇宙で唯一の結合同位体を表します。強い力がより強くなる可能性がある他の宇宙の可能性に動機付けられて、この論文は、結合したジプロトンとジニュートロンが星に及ぼす影響を考察します。$A=2$の追加の安定核の存在は、宇宙に比較的穏やかな影響を与えることがわかります。以前の研究は、ビッグバン元素合成（BBN）がより多くの重水素を生成することを示していますが、壊滅的な重元素の生成にはつながりません。この論文は、BBNの考察を再検討し、宇宙が典型的な宇宙論的パラメーターのために水素と他の軽い原子核の十分な供給を残されていることを確認します。$MESA$数値パッケージを使用して、安定した約数を持つ宇宙の恒星進化計算を実行します。核断面積は大きな因子$X$によって強化されます。この作業は$X=10^{15}-10^{18}$に焦点を当てていますが、より広い範囲の$X$=$10^{-3}-10^{18}$を調査しています。与えられた恒星の質量に対して、安定したジプロトンの存在は幾分明るい星につながり、半径と光球の温度は赤色巨星のそれらにほぼ匹敵します。中心温度は、水素燃焼の特性値$T_c\upperx1.5\times10^7$Kから、重水素燃焼の特性値$T_c\upperx10^6$Kに低下します。恒星の寿命は、与えられた質量に対してより短くなりますが、可能な質量範囲が拡張されると、最小の星は数兆年にわたって生き、現在の宇宙時代よりはるかに長くなります。最後に、強化された断面積により、質量$M_\ast=1-10M_J$の小さな部分的に縮退したオブジェクトが、かなりの定常状態の光度を生成し、それによって星として機能することができます。
氷河期のダイナミクスから地球の動的楕円率を制約する
| Title |
Constraining_the_Earth's_Dynamical_Ellipticity_from_Ice_Age_Dynamics |
| Authors |
Mohammad_Farhat_and_Jacques_Laskar_and_Gwena\"el_Bou\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14682 |
惑星の動的楕円率は、球対称性からの質量分布の逸脱を表しています。これは、惑星の歳差運動と章動運動、およびその他の回転ノーマルモードの説明にパラメータとして入力されます。地球の場合、この量の歴史の不確実性は、地球-月システムの過去の進化の解決策に不確実性を生み出します。この歴史を制約することは、その変化が地球物理学的プロセスによって形作られ、その痕跡が地質学的信号に見られる天体測地パラメータを表すため、学際的な取り組みの対象となっています。氷河期の氷河期におけるその変動の古典的な問題を再考します。そこでは、氷河サイクルがジオイドの形状を変化させた変動する表面負荷を及ぼしました。氷河のアイソスタティック調整の枠組みの中で、そして氷の体積の最近の古気候プロキシの助けを借りて、新生代の氷河期にわたる動的楕円率の進化を提示します。表面負荷とパラメータ空間の内部変動に対する主要な感度を特定する完全な一般性で問題をマップします。この制約された進化は、地球の軌道量と日射量の将来の天文学的な計算で使用されることを目的としています。
ABぎょしゃ座：重力の不安定性による惑星形成の可能性のある証拠
| Title |
AB_Aurigae:_Possible_evidence_of_planet_formation_through_the_gravitational_instability |
| Authors |
James_Cadman,_Ken_Rice,_Cassandra_Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14945 |
ABぎょしゃ座を取り巻く原始惑星系円盤の最近の観測により、形成過程に2つの巨大惑星が存在する可能性が明らかになりました。このシステムの1〜4ドルの若い測定年齢により、観測された惑星の形成履歴に厳密な時間制約を課すことができます。したがって、CAの形成タイムスケールは通常Myrsであるのに対し、GIによる形成は最初の$\approx10^4-10^以内に発生するため、コア降着（CA）による形成と重力不安定性（GI）のどちらを使用するかを決定的に区別できる可能性があります。5ドルのディスク進化。$R\upperx30$AUで観測された$4-13$M$_{\rmJup}$惑星に分析の焦点を合わせます。このような巨大な惑星のCA形成のタイムスケールは、通常、システムの年齢を超えていることがわかります。惑星の高い質量と広い軌道は、代わりにGIによる形成を示している可能性があります。平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、断片化のためのシステムの臨界ディスク質量を決定し、$M_{\rmd、crit}=0.3$M$_{\odot}$を見つけます。ディスクの質量履歴の粘性進化モデルは、最近では$M_{\rmd、crit}$を超えるほどの質量であった可能性が高いことを示しています。したがって、若いABぎょしゃ座ディスクが断片化して複数の巨大なガスを形成した可能性があります。原始惑星。ABぎょしゃ座のような円盤のジーンズの質量を計算すると、最初は、観測された惑星と一致する質量$1.6-13.3$M$_{\rmJup}$でフラグメントが形成される可能性があることがわかります。したがって、ABぎょしゃ座を取り巻く円盤内の推定された惑星は、GIによる惑星形成の証拠である可能性があることを提案します。
分光学的位相曲線への新しいアプローチ：HST / WFC3で直角位相で観測されたWASP-12bの発光スペクトル
| Title |
A_new_approach_to_spectroscopic_phase_curves:_The_emission_spectrum_of_WASP-12b_observed_in_quadrature_with_HST/WFC3 |
| Authors |
J._Arcangeli,_J.-M._D\'esert,_V._Parmentier,_S.-M._Tsai,_K._B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15124 |
ハッブル宇宙望遠鏡で3つのエポックにわたって観測された部分位相曲線から、それぞれ日食、直交、および通過をカバーするWASP-12bの発光スペクトルを分析します。1。1日間の位相曲線は、3つのエポックにわたって部分的にしかカバーされていなかったため、惑星フラックスと機器の系統的誤差を抽出する従来の方法では、二次日食から熱放射を回復することはできません。この部分的な位相曲線を分析するために、系統誤差の波長に依存しない成分を補正する新しい方法を紹介します。私たちの新しい方法は、アクロマティック機器と恒星の変動を取り除き、日食で測定された恒星スペクトルを使用して、各フェーズでの波長の相対的な惑星スペクトルを取得します。位相曲線の外側の直角位相での太陽系外惑星の発光スペクトルを初めて抽出することができます。WASP-12bの直交スペクトルを加法定数まで回復します。昼間の発光スペクトルも同様の方法で抽出され、どちらの場合も、精度は大幅に低下しますが、輝度温度を推定することができます。昼間（Tday=3186+-677K）と直交スペクトル（Tquad=2124+-417K）から輝度温度を推定し、それらを組み合わせて惑星のエネルギー収支を制約します。抽出した相対スペクトルを、この惑星の全球循環モデルと比較します。これらのモデルは、一般的によく一致していることがわかります。ただし、モデルと比較して、測定された昼間のスペクトルのスペクトル勾配が急であるという暫定的な証拠が見られます。モデルの光学的不透明度を増やすことによって、この増加した傾斜に合わせることができないことがわかります。また、夜側から移流された水は昼側で急速に解離するため、このスペクトル勾配が非平衡水量によって説明される可能性は低いことがわかります。
原始惑星系円盤のグローバルパッチシミュレーションにおけるストリーミング不安定性
近年、原始惑星系円盤のサブ/mm観測により、ダスト放出における下部構造の信じられないほどの多様性が発見されました。重要な結果は、mmサイズのダスト粒子が非常に薄いダストディスクに埋め込まれているという発見でした。これは、ミッドプレーンのダスト質量分率がガスに匹敵するようになり、そこでの2つのコンポーネント間の相互作用の重要性が増すことを意味します。完全にグローバルな層状ディスクにおけるガスとダストの相互作用を研究するために、数値2.5Dシミュレーションによってこの問題に対処します。この目的のために、PLUTOコードで最近開発されたダストグレインモジュールを採用しています。私たちのモデルは、典型的なTタウリディスクモデルに焦点を当てており、0.9cmのサイズの粒子に対応する$St=0.01$と$St=0.1$の一定のストークス数の粒子を含む10auでのディスクの短いパッチをシミュレートします。特定のディスクモデルで、それぞれ0.9mm。外側の領域に一定の小石フラックスを注入することにより、システムは、ストリーミングの不安定性によって引き起こされる乱流とダスト濃度の準定常状態に到達します。与えられたセットアップとスケールハイトあたり最大2500セルの解像度を使用して、ストリーミングの不安定性を解決し、局所的なほこりの凝集と集中を引き起こします。私たちの結果は、$3.5\times10^{-4}$と$2.5\times10^{-3}M_{\rmEarth}/\の間の定常状態の小石フラックスで、ガス密度の約10-100倍のダスト密度値を示しています。$\mathit{St}=0.01$および$\mathit{St}=0.1$のモデルのmathit{year}$。モデル$\mathit{St}=0.01$の粒子サイズと小石フラックスは、ディスク進化の最初の100万年のダスト進化モデルとよく比較されます。これらの粒子の場合、散乱不透明度がmm波長での吸光係数を支配します。これらのタイプのグローバルなダストとガスのシミュレーションは、原始惑星系円盤の圧力バンプでのガスとダストの進化を研究するための有望なツールです。
若いアデレードの家族：チョウセンアサガオの兄弟の可能性？
非常に若い小惑星族は、最も手付かずの方法でそれらの形成に伴うプロセスを記録するかもしれません。これにより、この特別なクラスの分析が特に興味深いものになります。私たちは、メインベルトの内側で非常に若いアデレードの家族を研究しました。このクラスターは、固有軌道要素の空間で以前から知られているチョウセンアサガオ科に非常に近く、それらの年齢は重複しています。その結果、2つの家族間の因果関係の可能性を調査しました。小惑星の最新のカタログでアデレードの家族を特定しました。それらの固有軌道要素を計算することにより、家族構造を推測しました。選択されたメンバーの後方軌道統合により、家族の年齢を決定することができました。最大の断片（525）アデレードは、サイズが約$10$kmのS型小惑星で、50個のサブキロメートルの断片が付随しています。この家族は、クレーターイベントの典型的な例です。アデレードファミリーの一部は弱い3体共鳴の影響を受けることを認識していますが、準主軸のごくわずかな範囲により、いくつかの重要な平均運動共鳴がそのメンバーのダイナミクスに影響を与える可能性が最小限に抑えられます。弱い混沌は、火星との遠い出会いによっても生み出されます。選択した6人のメンバーの軌道のノードの経度が（525）の軌道に同時に収束すると、アデレードの家族の年齢は$536\pm12$kyrに制限されます（正式な解決策）。チョウセンアサガオ科の年齢と疑わしいほど重複していますが、2つの科の形成イベントが因果関係にある可能性は低いと考えられます。おそらく、彼らの年齢の類似性は単なる偶然です。
| Title |
Artificial_Neural_Network_classification_of_asteroids_in_the_M1:2_mean-motion_resonance_with_Mars |
| Authors |
V._Carruba,_S._Aljbaae,_R._C._Domingos,_W._Barletta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15586 |
人工ニューラルネットワーク（ANN）は、天文画像のパターンを識別するために、過去数年間で成功裏に使用されてきました。しかし、小惑星の力学の分野でのANNの使用は、これまでのところいくらか制限されています。この研究では、火星とのM1：2平均運動共鳴によって影響を受ける小惑星軌道の振る舞いを自動的に識別する目的で初めてANNを使用しました。私たちのモデルは、精度、精度、再現率などの標準的な指標の観点から小惑星の共鳴引数の画像を識別するために85％をはるかに超えるレベルで実行でき、この地域のすべての番号付き小惑星の軌道タイプを識別できました。遺伝的アルゴリズムを使用して最適化された教師あり機械学習手法を使用して、この地域のすべての複数反対の小惑星の軌道状態も予測しました。M1：2共鳴は、主にマルセイユ、ニサ、ベスタの小惑星族の軌道に影響を与えることを確認しました。
GCMによって明らかにされた金星上層大気：II。温度と密度の測定によるモデルの検証
| Title |
Venus_upper_atmosphere_revealed_by_a_GCM:_II._Model_validation_with_temperature_and_density_measurements |
| Authors |
Gabriella_Gilli,_Thomas_Navarro,_Sebastien_Lebonnois,_Diogo_Quirino,_Vasco_Silva,_Aurelien_Stolzenbach,_Franck_Lef\`evre,_Gerald_Schubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15649 |
非地形性重力波（GW）パラメーター化と微調整された非LTEパラメーターを含む、改良された高解像度の地上から熱圏へのバージョンのInstitutPierre-SimonLaplace（IPSL）金星大循環モデル（VGCM）が提示されます。ここに。金星の上部中間圏/下部熱圏で、主にビーナスエクスプレスの実験と調整された地上望遠鏡キャンペーンからのデータのコレクションから構築されたモデルの検証に焦点を当てています。これらのシミュレーションにより、以前のバージョンのVGCMと比較して、90kmを超える温度観測との全体的な一致が向上します。CO2と光種（COとO）の密度も、傾向と大きさの点で観測値に匹敵します。温度構造の系統的偏りは、ターミネーターで約80-100kmと130km以上で見られます。これは、おそらく恒星/太陽掩蔽検索のために作成されたCO2混合比の仮定と、非それぞれLTEパラメータ化。動的トレーサーの日中および緯度方向の分布も分析されます。全体として、私たちのシミュレーションは、弱い西向きの逆行風が約120kmまで存在し、理想的なSS-ASのように、反太陽点に積み重なるのではなく、午前2時間から3時間に向かってCOバルジ変位を生成することを示しています。サーキュレーション。この逆行性の不均衡は、110kmまでの中間圏に衝突する約5日間のケルビン波の摂動（コンパニオンペーパーNavarroetal。2021を参照）と、主に110kmを超えるGW西向き加速度によって生じることが示唆されています。全体として、これらのモデル開発は、既存の観測に光を当てるために、金星の上層大気のGCMに下層大気、高解像度、および微調整されたパラメータ化を含めることの重要性を示しています。
HST PanCETプログラム：暖かい土星サイズの惑星WASP-29bでの大気散逸の非検出
| Title |
HST_PanCET_program:_Non-detection_of_atmospheric_escape_in_the_warm_Saturn-sized_planet_WASP-29_b |
| Authors |
L._A._dos_Santos,_V._Bourrier,_D._Ehrenreich,_J._Sanz-Forcada,_M._L\'opez-Morales,_D._K._Sing,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_G._W._Henry,_P._Lavvas,_A._Lecavelier_des_Etangs,_T._Mikal-Evans,_A._Vidal-Madjar,_H._R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15688 |
（要約）短周期ガス巨大太陽系外惑星は、その大規模な高さと強力な高エネルギー照射のために、激しい大気散逸の影響を受けやすい。このプロセスは至る所で発生すると考えられていますが、これまでのところ、ホットジュピターとウォームネプチューンでの大気散逸の直接的な証拠しか検出されていません。さまざまなレベルの照射での中間の土星サイズの太陽系外惑星のケースの不足は、高温ガス巨人の大気散逸の根底にある物理学の詳細な理解を妨げます。ここでの私たちの目的は、暖かい（$T_\mathrm{eq}=970$K）土星WASP-29bの高エネルギー環境を評価し、大気散逸の兆候を探すことです。ハッブル宇宙望遠鏡からの遠紫外線（FUV）観測を使用して、WASP-29bの通過中のHI、CII、SiIII、SiIV、およびNVのフラックス時系列を分析しました。3$\sigma$の信頼度で、ライマン-$\alpha$の青い翼で92％、赤い翼で19％を超えるHIの輸送中の吸収を除外します。133.45nmの基底状態のCII輝線で、輸送中のフラックスが$39\％^{+12\％}_{-11\％}$減少することがわかりました。しかし、他のC、N、およびSi線には中程度の変動があるため、基底状態のCII信号の惑星または恒星の起源を特定することは困難です。3$\sigma$吸収の上限を、SiIII、SiIV、および励起状態CIIのそれぞれ133.57nmで40％、49％、24％に設定します。低い活動レベルとかすかなX線光度は、WASP-29が古くて不活発な星であることを示唆しています。ホストの再構築されたEUVスペクトルと組み合わされたエネルギー制限近似は、惑星が$4\times10^9$gs$^{-1}$の割合で大気を失っていることを示唆しています。ライマン-$\alpha$での非検出は、逃げる中性水素の割合が低いこと、または再構築された恒星のライマン-$\alpha$線から推測される高速放射ブローアウトの状態によって部分的に説明できます。
惑星候補WD1856 + 534bの透過スペクトルとその質量の下限
| Title |
A_transmission_spectrum_of_the_planet_candidate_WD_1856+534_b_and_a_lower_limit_to_its_mass |
| Authors |
R._Alonso,_P._Rodr\'iguez-Gil,_P._Izquierdo,_H.J._Deeg,_N._Lodieu,_A._Cabrera-Lavers,_M.A._Hollands,_F.M._P\'erez-Toledo,_N._Castro-Rodr\'iguez,_D._Reverte-Pay\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15720 |
クールな白色矮星WD1856+534は、質量が14M$_{\rm{Jup}}$以下の木星サイズの物体によって通過することがわかりました。GTC望遠鏡を使用して、WD1856+534bの6つのトランジットの測光と低解像度分光法を取得および分析し、大気中の粒子のレイリー散乱の最終的な検出に向けて、透過スペクトルの傾きを導き出しました。このような傾斜は、レイリー散乱が支配的な雲のない大気を想定すると、WD1856+534bの質量の推定値に変換できます。ただし、結果として得られる透過スペクトルは基本的にフラットであるため、2-$\sigma$レベルで2.4M$_{\rm{Jup}}$、つまり1.6M$_{\の質量下限を決定することしかできません。rm{Jup}}$at3-$\sigma$。これらの制限は、オブジェクトに対して提案されている形成シナリオのいくつかに影響を及ぼします。木星とタイタンの以前の研究に基づいて、推定で雲と霞の潜在的な影響について詳しく説明します。さらに、ホスト白色矮星の結合スペクトルでH$\alpha$吸収機能を検出しました。これにより、DA分類が割り当てられ、独立した大気パラメーターのセットを導出できます。さらに、5回のトランジットのエポックは、1秒未満の精度で測定されました。これは、$\upperx$5M$_{\rm{Jup}}$よりも大きく、$O（100）$日よりも長い期間の追加オブジェクトを示しています軽い移動時間効果で検出できます
ライマンα放射圧：分析的調査
ライマンα線光子による放射圧を研究し、ガス柱密度の関数として、力乗数$M_F（N_H、Z）=F_\alpha/（L_\alpha/c）$の分析式を取得して調査します。、$N_H$、および金属量、$Z$は、ほこりのないメディアとほこりの多いメディアの両方で、後者の場合はWKBアプローチを採用しています。バルク速度$v$で移動する非静的媒体をエミュレートするための周波数オフセット放射のソリューションも得られています。静的媒体では、Ly$\alpha$圧力が、非常に広いパラメータ範囲（$16<\logN_H<23$;$-4<\log[Z/Z_\odot]<0$）。たとえば、標準的な（低$Z$）星形成雲では、他の2つの力を10（300）倍圧倒します。したがって、以前の研究と一致して、Ly$\alpha$圧力は、光源周辺のガスの初期加速において支配的な役割を果たし、銀河の形成、進化、流出のモデルとシミュレーションで実装する必要があると結論付けています。
NEWFIRM HETDEX調査：SHELAフィールドの17.5 deg ^ 2を超えるz = 3-5での測光カタログと大規模な静止銀河の保守的なサンプル
| Title |
The_NEWFIRM_HETDEX_Survey:_Photometric_Catalog_and_a_Conservative_Sample_of_Massive_Quiescent_Galaxies_at_z=3-5_over_17.5_deg^2_in_the_SHELA_Field |
| Authors |
Matthew_L._Stevans_(UT_Austin),_Steven_L._Finkelstein_(UT_Austin),_Lalitwadee_Kawinwanichakij_(Kavli_IPMU),_Isak_Wold_(NASA_GSFC),_Casey_Papovich_(Texas_A&M),_Rachel_S._Somerville_(CCA),_L._Y._Aaron_Yung_(NASA_GSFC),_Sydney_Sherman_(UT_Austin),_Robin_Ciardullo_(Penn_State),_Romeel_Dave_(Edinburgh),_Jonathan_Florez_(UT_Austin),_Caryl_Gronwall_(Penn_State),_and_Shardha_Jogee_(UT_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14690 |
KPNOMayall4m望遠鏡のNEWFIRM近赤外線（NIR）カメラを使用した、スピッツァー/HETDEX探査大面積（SHELA）フィールドの深いK_sバンド（2.1um）イメージング調査の結果を示します。このNEWFIRMHETDEXサーベイ（NHS）は、5シグマの深さ22.4AB等（直径2"の開口部を合計に補正）に達し、K〜22.65とK〜22.15でそれぞれ約50％と90％完了し、22をカバーします。24deg^2SHELASpitzer/IRACフットプリントのdeg^2（SloanDigitalSkySurveyの「Stripe82」内）。DarkEnergyCameraからのディープウグリズイメージングと3.6を含むK_sバンドで選択されたカタログを提示します。スピッツァー/IRACからの4.5umイメージング、17.5deg^2で170万の光源の強制フォトメトリー。このカタログの大面積と適度な深さにより、高赤方偏移で最も大規模な銀河の研究が可能になり、カウントに関連する不確実性が最小限に抑えられます。統計と宇宙分散デモンストレーションとして、3<z<5の候補銀河の恒星質量（M*）と星形成率（SFR）を導き出し、9つの候補質量（M*>10^）の控えめなサンプルを選択します。11Msol）静止銀河。このrでメインシーケンスを大幅に下回るSFRを測定しました。edshift。5つはM*>10^12の超質量ですが、IRACブレンド、重力レンズ、またはAGN放射の不確実性により、真の質量が低くなる可能性があります。シミュレーションでは、これらの銀河は非常にまれであると予測されているため、モデル内のどの物理プロセスを変更して、このような初期にこのような巨大な静止銀河を形成できるかについて説明します。
散開星団のレッドクランプ星との存在量と年齢の関係
| Title |
Abundance-age_relations_with_red_clump_stars_in_open_clusters |
| Authors |
L._Casamiquela,_C._Soubiran,_P._Jofr\'e,_C._Chiappini,_N._Lagarde,_Y._Tarricq,_R._Carrera,_C._Jordi,_L._Balaguer-N\'u\~nez,_J._Carbajo-Hijarrubia,_S._Blanco-Cuaresma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14692 |
コンテキスト：信頼できる年齢と相まって正確な化学物質の豊富さは、私たちの銀河の化学の歴史を理解するための重要な要素です。散開星団（OC）は、年齢を正確に提供するため、この目的に役立ちます。目的：この作業の目的は、OCのレッドクランプ（RC）星によって追跡された年齢に対するさまざまな化学物質の存在比の関係を調査することです。方法：利用可能な高分解能分光法を使用して、47のOCで209の信頼できるメンバーの大規模なサンプルを分析します。25の化学種の包括的な化学研究を提供するために、差分行ごとの分析を適用しました。このサンプルは、大気パラメータ、詳細な化学的性質、および年齢の観点から均一に特徴付けられたOCの最大のサンプルの1つです。結果：私たちの金属量範囲（-0.2<[M/H]<+0.2）では、ほとんどのFeピークおよびアルファ元素は年齢とともにフラットな依存性を示しますが、s過程元素は年齢とともに減少傾向を示し、顕著な傾向が見られます。1Gyrで膝。Ba、Ce、Y、Mo、およびZrの場合、若い年齢（<1Gyr）でプラトーが見られます。計算された化学種間のすべての可能な組み合わせの年齢との関係を調査します。[Y/Mg]と[Y/Al]を含む、有意な傾きを持つ19の組み合わせが見つかりました。比率[Ba/alpha]は、最も有意な相関が見つかったものです。結論：ソーラーツインを使用した文献で見つかった[Y/Mg]関係は、ここでソーラー近隣で見つかったものと互換性があることがわかります。年齢と存在量の関係は、特に外側の円盤において、太陽の近隣よりも遠い距離（d>1kpc）のクラスターの方が大きな散乱を示しています。これらの関係は、特に局所泡からの純粋な元素合成の議論に加えて、銀河のダイナミクスによって導入された化学空間の複雑さの観点からも理解する必要があると結論付けています。
カナダ-フランス画像調査におけるハロー白色矮星の質量と年齢分布
| Title |
The_Mass_and_Age_Distribution_of_Halo_White_Dwarfs_in_the_Canada-France_Imaging_Survey |
| Authors |
Nicholas_J._Fantin,_Patrick_C\^ot\'e,_Alan_W._McConnachie,_Pierre_Bergeron,_Jean-Charles_Cuillandre,_Patrick_Dufour,_Stephen_D._J._Gwyn,_Rodrigo_A._Ibata,_and_Guillaume_F._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14721 |
カナダ-フランス画像調査の測光と、ガイアDR2の位置天文学と組み合わせたPan-STARRS1DR13$\pi$調査を使用して特定された18個のハロー白色矮星の光学分光法を紹介します。サンプルには、13個のDA、1個のDZ、2個のDC、および2つの潜在的にエキゾチックなタイプの白色矮星が含まれています。温度と表面重力を取得するために、スペクトルとスペクトルエネルギー分布の両方を適合させます。次に、恒星の等時線と初期から最終の質量の関係を使用して、質量に変換し、次に年齢に変換します。銀河ハローの予想される形成シナリオと一致しない年齢の大きな広がりが見つかりました。最尤法を使用すると、内部ハローの平均年齢は9.03$^{+2.13}_{-2.03}$Gyr、分散は4.21$^{+2.33}_{-1.58}$Gyrであることがわかります。この結果は、地元のハロー集団内での星形成の歴史の延長を示唆しています。
球状星団M28（NGC 6626）の赤外線測光とCaT分光法
| Title |
Infrared_photometry_and_CaT_spectroscopy_of_globular_cluster_M_28_(NGC_6626) |
| Authors |
C._Moni_Bidin,_F._Mauro,_R._Contreras_Ramos,_M._Zoccali,_Y._Reinarz,_M._Moyano,_D._Gonzalez-Diaz,_S._Villanova,_G._Carraro,_J._Borissova,_A.-N._Chene,_R._E._Cohen,_D._Geisler,_R._Kurtev,_D._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14806 |
最近の研究によると、銀河内の領域は本物の膨らんだ球状星団をホストしているだけでなく、ハローの侵入者、原始的なビルディングブロックの複雑な残骸、および主要なマージイベント中に付着した可能性のあるオブジェクトもホストしています。この研究では、現在銀河バルジにある非常に古くて巨大なクラスターであるM28の特性に焦点を当てています。VVV調査、VVV固有運動、およびクラスター領域内の113個のターゲットのカルシウムトリプレット範囲の中間解像度スペクトルによって収集された広視野赤外線測光を分析しました。私たちの結果は、一般的に、文献で利用可能なクラスター特性の以前の推定値を確認します。星団間の金属量の違いの証拠は見当たらず、Delta[Fe/H]<0.08dexの上限を内部の不均一性に設定しています。M28は、銀河バルジ（13-14Gyr）で最も古い天体の1つであることを確認しました。この結果と文献データから、バルジ球状星団間の年齢と金属量の関係が弱いという証拠が見つかりました。これは、形成と化学的濃縮を示唆しています。さらに、広視野密度マップは、M28が潮汐ストレスを受けており、一般的なバルジ場に質量を失っていることを示しています。私たちの研究は、M28が本物のバルジ球状星団であることを示していますが、その非常に古い時代とその質量損失は、このクラスターがより大きな構造、おそらく原始バルジビルディングブロックの残骸である可能性があることを示唆しています。
レッドガイザーのガス速度プロファイルにおける風の特徴の証拠
| Title |
Evidence_of_wind_signatures_in_the_gas_velocity_profiles_of_Red_Geysers |
| Authors |
Namrata_Roy,_Kevin_Bundy,_Rebecca_Nevin,_Francesco_Belfiore,_Renbin_Yan,_Stephanie_Campbell,_Rogemar_A._Riffel,_Rogerio_Riffel,_Matthew_Bershady,_Kyle_Westfall,_Niv_Drory,_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14928 |
SDSS-IVMaNGA調査からの空間分解分光法により、「赤いガイザー」と呼ばれる静止した比較的一般的な初期型銀河のクラスが明らかになりました。これは、大規模な活動銀河核駆動風をホストしている可能性があります。遅い時間に低レベルの星形成を維持することにおけるそれらの潜在的な重要性を考えると、風が赤い間欠泉現象の原因であることを確認する追加の証拠が重要です。この作業では、各銀河の異なる領域をサンプリングするために複数の長いスリット位置を使用して、2つの赤い間欠泉（z$<$0.1）のケック望遠鏡でエシェレット分光器とイメージャー（ESI）による追跡観測を提示します。スペクトル分解能（R）$\sim$8000のESIデータは、MaNGAの分解能を4倍改善し、$\rm\sigma=の機器分解能で推定風円錐に沿ったイオン化ガス速度プロファイルを分解できるようにします。16〜km〜s^{-1}$。H$\alpha$と[NII]$\rm\lambda6584$のラインプロファイルは、銀河の赤方偏移側の青い翼と反対側の赤い翼の位置に体系的に依存する非対称の形状を示しています。。単純な風モデルを作成し、その結果が、視線に向かってある角度で向けられた流出する円錐風による幾何学的投影と一致していることを示します。回転するイオン化ガスディスクの「ビームスミアリング」に非対称パターンを割り当てる対立仮説は、ラインの非対称プロファイルとのマッチングが不十分です。私たちの研究はたった2つの情報源を特徴としていますが、それは赤い間欠泉が銀河規模の風の結果であるという概念をさらに支持します。
GaiaDR2を使用した散開星団Melotte72の調査
星団の主なパラメータの推定は、天体物理学の研究において重要です。ガイアDR2調査を使用する上で最も重要な側面は、均一な測光による星団の位置、視差、固有運動にあり、メンバーシップの確率を高精度で決定します。この点で、ガイアDR2データベースに応じて、オープンスタークラスターメロッテ72の分析がここで行われています。それは1.0+/-0.5Gyrの年齢で2345+/-108pcの距離にあります。半径方向の密度プロファイルを調べると、半径は5.0+/-0.15分角であることがわかります。赤み、光度と質量関数、クラスターの総質量、銀河の幾何学的距離（X_Sun、Y_Sun、Z_Sun）、銀河中心からの距離（R_g）も推定されています。私たちの研究は、メロッテ72の動的緩和挙動を示しています。
LoTSSDR1のヘッドテール電波銀河の新しいカタログ
ヘッドテール（HT）電波銀河の独特の形態は、電波ジェットとそれらの銀河団ガスの間の強い相互作用を示しています。LOFAR2メートルスカイサーベイの最初のデータリリース（LoTSSDR1）から144MHzの周波数でHT電波銀河を体系的に検索します。ここでは、50の新しいHT電波源のカタログを紹介します。そのうち、5つは狭角テールソース（NAT）で、45は広角テールソース（WAT）です。NATは、90度未満の開き角を持つ狭いV字型に曲がったテールが特徴です。WAT電波銀河の場合、ジェット間の開き角は90度を超えており、Cのような広い形態を示します。50個のHTソースのうち31個が既知の銀河団に関連していることがわかりました。これらのHTソースのさまざまな物理的特性と統計的研究もこの論文で提示されています。
GRBホスト銀河の化学的不均一性を調査するための新しいアプローチ：$ Z _ {\ rm abs} -Z _ {\ rm emiss} $関係
| Title |
A_novel_approach_to_investigate_chemical_inhomogeneities_in_GRB_host_galaxies:_The_$Z_{\rm_abs}_-_Z_{\rm_emiss}$_relation |
| Authors |
Benjamin_Metha,_Alex_J._Cameron,_Michele_Trenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15269 |
高赤方偏移銀河における化学物質の濃縮と不均一性のモデルは、観測的に制約するのが困難です。この作業では、GRB残光（視線に沿って環境をプローブする）からの吸収金属量Z_absを比較することにより、長いガンマ線バースト（GRB）ホスト銀河内の化学的不均一性をプローブする新しいアプローチについて説明します。スリット分光法で測定された輝線金属量Z_emiss。IllustrisTNGシミュレーションを使用して、これらの金属量メトリック間の理論的関係を、GRB前駆体の金属量しきい値を変化させながら、さまざまなGRB形成モデルについて調査します。Z_emissが固定されている銀河の場合、Z_absの中央値はGRB前駆体のしきい値の金属量に強く依存し、Z_absは金属量の高いホストのZ_emissよりも大幅に低くなります。逆に、固定Z_absでは、Z_emissの中央値は、主にIllustrisTNGの銀河の金属量分布とそれらの化学的不均一性に依存し、これらのプロセスを観測的に制約するGRBモデルに依存しない方法を提供します。現在、1つのホスト銀河だけが吸収と放出の両方の金属量のデータを持っています（GRB121014A）。発光スペクトルを再分析し、推定された金属量Z_emissをZ_absの最近のベイズ決定と比較して、$\log（Z_{\rmemiss}/Z_{\odot}）=\log（Z_{\rmabs}/を見つけます。Z_{\odot}）+0.35^{+0.14}_{-0.25}$、IllustrisTNGシミュレーションからの予測の約2標準偏差以内。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による将来の観測では、約2時間の観測を使用して、既知のZ_abs値を持つ他の4つのGRBホストのZ_emissを測定できるようになります。サンプルは小さいですが、宇宙論的シミュレーションで化学物質濃縮スキームをテストするために、Z_abs-Z_emiss関係に予備的な制約を提供します。
パルサータイミングに対する銀河軌道の影響
現在受け入れられているパラダイムでは、暗黒物質は、ガラス化された軌道を仮定した銀河の平坦な回転曲線の説明として仮定されています。この仮定を緩和する手段として、銀河系暗黒物質含有量のプローブとしてのミリ秒パルサータイミングの使用が検討されています。周波数導関数$\dot{\nu}$を使用して銀河のポテンシャルを推定する方法が作成され、加速度を直接観測することで、ガラス化された銀河の回転曲線の推定値が得られます。使用されるデータセットには、既知の$\dot{\nu}$と位置天文特性を持つ210個のパルサーが含まれており、そのサブセットも$\ddot{\nu}$を測定しています。原則として、これにより運動学的効果の調査が可能になりますが、実際には、$\ddot{\nu}$値は現在、パルサーの視線速度を適切に制限するには不正確すぎることがわかっています。さらに、表面磁場強度は$\dot{\nu}$から推測され、$\ddot{\nu}$への磁気スピンダウンの寄与が推定されます。いくつかのパルサーの視線速度は既知であり、それに応じて$\ddot{\nu}$への運動学的寄与が推定されます。PSRJ1713+0747および他の連星パルサーの連星軌道周期も、銀河の質量密度モデルを制約するために使用されます。
VMC調査-XLII。こと座RR型変光星の近赤外周期-光度関係と大マゼラン雲の構造
| Title |
The_VMC_Survey_--_XLII._Near-infrared_period-luminosity_relations_for_RR_Lyrae_stars_and_the_structure_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
F._Cusano,_M._I._Moretti,_G._Clementini,_V._Ripepi,_M._Marconi,_M.-R._L._Cioni,_S._Rubele,_A._Garofalo,_R._de_Grijs,_M._A._T._Groenewegen,_J._M._Oliveira,_S._Subramanian,_N.-C._Sun,_J._Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15492 |
大マゼラン雲（LMC）にある$\sim$29,000のこと座RR型変光星の分析結果を示します。これらの天体については、マゼラン雲システム（VMC）のVISTA調査からの近赤外線時系列測光、OGLE（OpticalGravitationalLensingExperiment）IV調査からの光学データ、および確認されたこと座RR型変光星のガイアデータリリース2カタログが悪用された。VMCとOGLEIVの大きさを使用して、利用可能なすべての帯域で周期-光度（PL）、周期-光度-金属量（PLZ）、周期-光度（PW）、周期-光度-金属量（PWZ）の関係を導き出しました。PL関係に関しては明るすぎるように見えるため、約7,000以上のRRLyraeが分析から除外されました。$PL_{K_{\mathrm{s}}}$関係を使用して、$\sim22,000$RRライレ星までの個々の距離を導き出し、LMCの3次元構造を研究しました。LMCRRライレ星の分布は、3軸$S_1$=6.5kpc、$S_2$=4.6kpc、$S_3$=3.7kpcの楕円体であり、傾斜はi=$22\pm4^{\circ}$です。空の平面とノードの線の位置角$\theta=167\pm7^{\circ}$（北から東に測定）。楕円体の北東部分は私たちに近く、特定の関連する下部構造や金属量の勾配は検出されません。
巨大な楕円銀河における球形の降着：マルチトランスノニシティ、衝撃、およびAGNフィードバックへの影響
| Title |
Spherical_accretion_in_giant_elliptical_galaxies:_multi-transonicity,_shocks,_and_implications_on_AGN_feedback |
| Authors |
Sananda_Raychaudhuri,_Shubhrangshu_Ghosh,_Partha_S._Joarder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15508 |
孤立した巨大な楕円銀河、またはクールコアクラスターの中心に存在する銀河は、周囲の高温X線放出ガス媒体からの高温ガス降着によって直接動力を供給されていると考えられています。これにより、ホストSMBHへの巨大なボンダイタイプの球形/準球形の降着流が発生し、降着流領域はボンダイ半径をはるかに超えて広がります。この研究では、5成分を考慮して、宇宙定数$\Lambda$の存在下でのホスト銀河の重力ポテンシャル全体の効果を組み込むことにより、これらの大質量楕円のコンテキストでのボンダイ型球形流の詳細な研究を提示します。銀河系（SMBH+恒星+暗黒物質+ホットガス+$\Lambda$）。現在の研究は、問題の宇宙論的側面のみを研究したGhosh\＆Banik（2015）の拡張です。ポテンシャルへの銀河系の寄与により、（断熱）球形の流れは本質的に{\itmulti-transonic}になり、流れのトポロジーと流れの構造は従来のボンダイ解のそれとは大きく異なります。さらに注目すべきことに、銀河の質量光度比の中程度から高い値に対応して、球形の風の流れでランキン・ユゴニオットの衝撃が得られます。銀河系のポテンシャルはボンディ降着流を高めます。私たちの研究は、ボンディ降着が引き起こされない周囲温度の厳密な下限があることを明らかにしています。これは、高温のISMフェーズからのフローの$\sim9\times10^6\、K$と同じ高さであり、高温フェーズがホスト核の燃料供給を厳密に制御していることを示しています。私たちの発見は、特に流出/ジェットダイナミクス、および現代の宇宙におけるこれらの巨大な銀河に関連する無線AGNフィードバックの文脈において、より広い意味を持つ可能性があります。
SS 433：Hアルファのフレア、重力観測、L2放出
要約マイクロクエーサーSS433は、Hアルファ間欠フレアを示し、ドップラーは赤と青の両方にシフトしました。平均は、コンパクトオブジェクトの軌道位相を記憶しています。私は、フレアが降着円盤の断続的な目撃ではないことを示しています。むしろ、プラズマはL2点から放出される必要があります。したがって、プラズマがシステムの向こう側の空間に侵入するときの軌道の位相を記憶します。その空間は、同様のフレアの重力観測でマッピングされており、強い回転成分が明らかになっています。
| Title |
Binary_black_hole_signatures_in_polarized_light_curves |
| Authors |
Massimo_Dotti,_Matteo_Bonetti,_Daniel_J._D'Orazio,_Zoltan_Haiman,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14652 |
周期的な光度曲線を示す可変活動銀河核は、大規模なブラックホール連星（MBHB）の候補として提案されています。このようなシナリオでは、周期性は、放出された光の相対論的ドップラーブーストに起因する可能性があります。この仮説は、散乱偏光のタイミングを通じて検証できます。I型原子核の偏光研究と周連星円盤を持つMBHBの動的研究の結果に続いて、散乱角、ドップラーブーストのレベル、および見通し内の時間遅延。MBHBが存在する場合、偏光度と偏光角の両方に周期的な変調があることがわかります。偏光度の最小値は、散乱リングのサイズに関係なく、光度曲線のピークとほぼ一致します。偏光角は、投影されたMBHB軌道楕円の半短軸を中心に振動します。周波数は、バイナリの軌道周波数（大きな散乱スクリーン半径の場合）またはこの値の2倍（小さな散乱構造の場合）のいずれかに等しくなります。これらの特徴的な機能を使用して、定期的なMBHB候補の性質を調査し、最も有望なサブPCMBHBのカタログをコンパイルできます。重力波で検出されたMBHBでこのような偏光の特徴を特定すると、ソースに関する物理情報の量が大幅に増加し、バイナリコンポーネントの個々の質量の測定、および空のノードの線の方向が可能になります。単色重力波信号。
DES14X2fnaの極端な光度を理解する
| Title |
Understanding_the_extreme_luminosity_of_DES14X2fna |
| Authors |
M._Grayling,_C._P._Guti\'errez,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_M._Vincenzi,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_B._E._Tucker,_L._Galbany,_L._Kelsey,_C._Lidman,_E._Swann,_D._Carollo,_K._Glazebrook,_G._F._Lewis,_A._M\"oller,_S._R._Hinton,_M._Smith,_S._A._Uddin,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_B._Hoyle,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_N._MacCrann,_J._L._Marshall,_P._Martini,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_C._S\'anchez,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_T._N._Varga,_A._R._Walker,_R._D._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14669 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）によって検出された、赤方偏移$z=0.0453$での高光度で急速に低下するII型超新星（SNIIb）であるDES14X2fnaを紹介します。DES14X2fnaはこのクラスの珍しいメンバーであり、爆発の20日後に$M_r\simeq-19.3$magに達する広い明るいピークを示す光度曲線があります。このオブジェクトは、爆発後60日後まで、光度曲線に線形の下降テールを示しません。その後、非常に急速に下降します（$r$バンドで4.38$\pm$0.10mag100d$^{-1}$）。半解析モデルをDES14X2fnaの測光に適合させることにより、その光度曲線は標準の$^{56}$Ni崩壊モデルでは説明できないことがわかります。これは、観測されたピークと急速なテール低下に適合できないためです。周囲の星周物質または急速に回転する中性子星（マグネター）との相互作用を含めると、モデルの適合の質が大幅に向上します。また、DES14X2fnaに類似したオブジェクトが、宇宙論のためのSNeIaの測光サンプルで汚染物質として機能する可能性を調査し、同様のシミュレートされたオブジェクトが、リカレントニューラルネットワーク（RNN）ベースの測光分類器によってSNIaとして誤って分類されることを発見しました。$\sim$1.1-ポジティブ分類に使用される確率しきい値に応じて、DESのケースの2.4パーセント。
| Title |
Binary_black_holes_mergers_from_hierarchical_triples_in_open_clusters |
| Authors |
Dylan_Britt,_Ben_Johanson,_Logan_Wood,_M._Coleman_Miller,_and_Erez_Michaely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14706 |
連星ブラックホールの併合を生み出すための有望なチャネルは、階層的三項系におけるリドフ-コザイ軌道共鳴です。このメカニズムは単独で研究されてきましたが、そのような合併の時間的および星形成環境全体での分布は十分に特徴付けられていません。この作業では、散開星団でのリドフ-コザイによるブラックホールの合併を調査し、半解析的手法とモンテカルロ法を組み合わせて、8つの異なる人口モデルの合併率と遅延時間を計算します。散開星団のLidov-Kozaiチャネルの合併率密度は$\sim$1-10\、Gpc$^{-3}$\、yr$^{-1}$と予測され、すべてのモデルで遅延が発生します-散開星団フェーズ中に、バイナリブラックホールの合併のかなりの部分（たとえば、ベースラインモデルでは$\sim$20\％-50\％）が発生する時間分布。私たちの発見は、階層的トリプルからの合併のかなりの部分が渦巻銀河の星形成領域内で発生することを示唆しています。
SwiftJ183920.1-045350を使用した中間ポーラー激変星母集団の到達範囲の調査
| Title |
Probing_the_reach_of_the_Intermediate_Polar_Cataclysmic_Variable_Population_with_Swift_J183920.1-045350 |
| Authors |
Nicholas_M._Gorgone,_Patrick_A._Woudt,_David_Buckley,_Koji_Mukai,_Chryssa_Kouveliotou,_Ersin_Gogus,_Eric_Bellm,_Justin_D._Linford,_Alexander_J._van_der_Horst,_Matthew_G._Baring,_Dieter_Hartmann,_Paul_Barrett,_Bradley_Cenko,_Melissa_Graham,_Johnathan_Granot,_Fiona_Harrison,_Jamie_Kennea,_Brendan_M._O'Connor,_Stephen_Potter,_Daniel_Stern,_and_Ralph_Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14800 |
Swift/XRT深銀河面調査の発見と、新しい中間極激変星SwiftJ183920.1-045350の多波長追跡観測について報告します。Xmm-NewtonとNuSTARのデータには449.7秒の自転周期があり、5.6時間の公転周期から生成されたシノディックまたはビート周期である可能性が最も高い459.9秒の光学周期が伴います。公転周期は、ZTFとSAAOを使用した独立したロングベースライン光学測光観測で中程度の重要性で見られます。エネルギーの増加に伴い、線源のX線パルスの割合が減少することがわかります。X線スペクトルは、局所吸収と星間吸収の両方を伴うFe輝線複合体の存在と一致しています。光学スペクトルでは、強いH$\alpha{}$、HI、HeI、HeIIの輝線が観察されます。これらはすべて、磁気CVの一般的な特徴です。したがって、ソースプロパティは、2.26$^{+1.93}_{-0.83}$kpcの推定距離を除いて、既知の中間ポーラーに典型的です。これは、典型的なものよりも大きく、銀河系のCV集団の到達範囲を拡張します。。
高周波BLラックにおける磁気リコネクションからのX線偏光の第一原理予測
| Title |
First-Principle_Prediction_of_X-ray_Polarization_from_Magnetic_Reconnection_in_High-Frequency_BL_Lacs |
| Authors |
Haocheng_Zhang_(1_and_2),_Xiaocan_Li_(3),_Dimitrios_Giannios_(1),_Fan_Guo_(4_and_2)_((1)_Purdue_University,_(2)_New_Mexico_Consortium,_(3)_Dartmouth_College,_(4)_Los_Alamos_National_Lab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14914 |
相対論的磁気リコネクションは、高周波BLラック（HBL）の潜在的な粒子加速メカニズムです。2021年に発売が予定されている{\itImagingX-rayPolarimetryExplorer}（{\itIXPE}）には、HBLの磁場の変化を調べ、HBLフレアの磁気リコネクションシナリオを調べる機能があります。この論文では、セル内粒子（PIC）と偏光放射伝達シミュレーションを組み合わせて、相対論的磁気リコネクションから生じるHBLX線偏光シグネチャを自己無撞着に予測する最初の試みを行います。固有の光学偏光度とX線偏光度は平均して類似していますが、X線偏光は偏光度と角度（PDとPA）の両方ではるかに変動しやすいことがわかります。{\itIXPE}の感度を考えると、近くの明るいHBLMrk〜421および501の1つのフレアイベントに対して1〜数個の偏光データポイントを取得できます。ただし、非常に変動するX線偏光を完全に解決できない場合があります。有限期間にわたる可変偏光状態の光子の積分が検出されたPDを低下させる可能性がある一時的な偏光解消のため、測定されたX線PDは光学的対応物よりもかなり低くなるか、検出できないことさえあります。したがって、光学よりも低いX線PDは、相対論的磁気リコネクションの特徴的な特徴である可能性があります。X線偏光が十分に解像されている非常に明るいフレアの場合、相対論的磁気リコネクションは、再結合領域での大きなプラズモイドの融合に起因する滑らかなX線PAスイングを予測します。
球状星団NGC6517でFASTによって発見された3つのパルサーと、信号対雑音比プロットへの分散測定に基づくパルサー候補ふるい分けコード
| Title |
Three_Pulsars_Discovered_by_FAST_in_the_Globular_Cluster_NGC_6517_with_a_Pulsar_Candidate_Sifting_Code_Based_on_Dispersion_Measure_to_Signal-to-Noise_Ratio_Plots |
| Authors |
Zhichen_Pan,_Xiaoyun_Ma,_Lei_Qian,_Lin_Wang,_Zhen_Yan,_Jintao_Luo,_Scott_M._Ransom,_Duncan_R._Lorimer,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14927 |
球状星団（GC）NGC6517で、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で作られた3つの新しいパルサー、つまりNGC6517E、F、Gが発見されたことを報告します。NGC6517E、F、およびGのスピン周期は、それぞれ7.60〜ms、24.89〜ms、および51.59〜msです。それらの分散測定値は、それぞれ183.29、183.713、および185.3〜pc〜cm$^{-3}$であり、すべてこのクラスター内の以前に知られているパルサーの分散測定値よりもわずかに大きくなっています。自転周期の導関数は1$\times$10$^{-18}$〜s〜s$^{-1}$のレベルであり、これらがリサイクルされたパルサーであることを示唆しています。これらの3つの新しいパルサーの発見に加えて、既知の孤立したパルサー、NGC6517A、C、およびDのタイミングソリューションを更新しました。ソリューションは、Lynchetal。のソリューションと一致しています。（2011）そしてより小さなタイミング残差で。タイミングソリューションから、NGC6517A、B（Lynchetal。2011からの位置）、C、E、およびFは空で互いに非常に近く、NGC6517の光コアからわずか数秒角です。公開済みおよび未公開の発見であるNGC6517には、現在9つのパルサーがあり、パルサーが最も多いGCの5$^{th}$にランク付けされています。この発見は、FASTの高感度と、可能な候補信号をチェックおよびフィルタリングするために使用される新しいアルゴリズムを利用しています。
静止ブラックホール連星の磁気的に停止したディスク：形成シナリオ、観測可能なシグネチャ、および潜在的なPeVatron
| Title |
Magnetically_Arrested_Disks_in_Quiescent_Black-Hole_Binaries:_Formation_Scenario,_Observable_Signatures,_and_Potential_PeVatrons |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Takahiro_Sudoh,_Kazumi_Kashiyama,_Norita_Kawanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15029 |
多波長放射の起源として静止ブラックホール（BH）バイナリの磁気停止ディスク（MAD）を提案し、このクラスの光源が膝の周りの宇宙線スペクトルを支配する可能性があると主張します。静止状態の銀河系BHバイナリのX線光度は、エディントン光度をはるかに下回っているため、内部領域に放射効率の悪い降着流（RIAF）が形成されます。RIAFの強い熱圧力と乱流圧力によって流出が発生し、大規模なポロイダル磁場が発生する可能性があります。これらのフィールドは、急速な流入運動によってBHの近くに運ばれ、MADを形成します。MADの内部では、非熱陽子と電子は、磁気リコネクションまたは乱流による確率的加速によって自然に加速されます。熱電子と非熱電子の両方がシンクロトロン放射を介して広帯域光子を放出します。これは、静止状態のBHX線連星の光学データとX線データとほぼ一致しています。さらに、陽子はPeVエネルギーまで加速され、これらのMADから拡散的に逃げます。これは、膝のエネルギーの周りの宇宙線強度を説明することができます。
GW170817およびNICERPSR J0030 +0451データからのクォークコアを持つ中性子星の最大質量に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_maximum_mass_of_neutron_stars_with_a_quark_core_from_GW170817_and_NICER_PSR_J0030+0451_data |
| Authors |
Ang_Li,_Zhiqiang_Miao,_Sophia_Han,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15119 |
クォークコアを備えた中性子星の最大質量$M_{\rmTOV}$のベイジアン解析を実行し、LIGO/Virgoによって検出されたGW170817連星中性子星合体の潮汐変形性と質量および半径からの観測データを組み込みます。\nicerによって検出されたPSRJ0030+0451の。分析は、ハドロン-クォーク相転移が一次であるという仮定の下で実行されます。ここで、ソフトQMFまたはスティッフDD2状態方程式（EOS）によって統一された方法で記述された低密度ハドロン物質が高-一般的な「定音速」（CSS）パラメータ化によってモデル化されたクォーク物質の密度相。$2.14\、{\rmM}_{\odot}$パルサー、MSPJ0740+6620で測定された質量分布は、$M_{\rmTOV}$の下限として使用されます。ハイブリッド星の最大質量の最も可能性の高い値は、$M_{\rmTOV}=2.36^{+0.49}_{-0.26}\、{\rmM}_{\odot}$（$2.39^{+QMF（DD2）の場合は0.47}_{-0.28}\、{\rmM}_{\odot}$）、絶対上限は$2.85\、{\rmM}_{\odot}$前後です。$90\％$事後の信頼できるレベル。このような結果は、ハドロンEOSの不確実性に関して堅固に見えます。また、特にGW170817の合併後の積、短いガンマ線バースト、および他の可能性のある連星中性子星合体について、この結果の天体物理学的意味についても説明します。
VLAFIRST調査からのヘッドテール電波源
ヘッドテール（HT）電波銀河の研究は、関連する銀河団の情報を追跡します。1.4GHzでのVLAFIRST調査の助けを借りて、607個の新しいHT電波源を検出しました。そのうち、398個が広角テール（WAT）で、216個が狭角テール（NAT）ソースです。NATソースは一般に、開口角が90度未満の「V」字型構造を持ち、WATソースの場合、ジェット間の開口角は90度を超えます。私たちの情報源のほぼ80％が既知の銀河団に関連していることがわかりました。これらのHTソースのさまざまな有用な物理的特性について説明しました。新たに発見されたHTソースの大規模なサンプルを利用して、さまざまな統計的研究が行われてきました。現在の論文で提示されている光源の光度範囲は$10^{39}$$\leq$$L_{1.4GHz}$$\leq$$10^{43}$ergsec$^{-1}$です。193WATおよび104NATソースの光学的対応物を特定しました。ソースはredshift2.08まで見つかります。
キロノバスペクトルにおけるr過程要素の特徴
連星中性子星（NS）の合併は、r過程元素を合成し、キロノバと呼ばれる放射性放射能を放出することが期待されています。r過程元素合成はGW170817/AT2017gfoの観測によって確認されましたが、ストロンチウムを除いて個々の元素の痕跡は確認されていません。この論文では、キロノバスペクトルの元素同定に向けて、NSマージエジェクタにおける境界-境界遷移の線強度の体系的な計算と放射伝達シミュレーションを実行します。SrIIトリプレットラインがランタニドの少ないモデルのスペクトルに現れることがわかります。これは、GW170817/AT2017gfoで観察された吸収特性と一致しています。合成スペクトルは、強力なCaIIトリプレットラインも示しています。CaとSrは比較的高い電子分率の材料で共生成され、それらのイオンは最外殻に1つのs電子しかない同様の原子構造を持っているため、これは自然なことです。ただし、線の強さは、噴出物の存在量の分布と温度に大きく依存します。ランタニドに富むモデルの場合、スペクトルは、Ce、Tb、Thなどの二重イオン化された重元素の特徴を示しています。我々の結果は、GW170817/AT2017gfoの線形成領域がランタニドに乏しいことを示唆している。SrIIおよびCaII線は、NS合体噴出物の物理的条件のプローブとして使用できることを示します。GW170817/AT2017gfoにCaIIライン機能がないことは、Ca/Sr比が質量分率で<0.002であることを意味します。これは、電子分率>=0.40および核子あたりのエントロピー（ボルツマン定数の単位）>=25の元素合成と一致します。。
高速電波バーストの宇宙論的伝搬による光子質量の境界
| Title |
Bounding_the_photon_mass_with_cosmological_propagation_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Huimei_Wang,_Xueli_Miao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15299 |
光子は電磁場の基本的な量子であり、その質量$m_{\gamma}$は、マクスウェルの理論では厳密にゼロである必要があります。しかし、すべての理論がこの仮説を採用しているわけではありません。光子の残りの質量がゼロでない場合、異なる周波数の光子が一定の距離を移動した後、それらの間に追加の時間遅延が発生します。時間遅延を分析することにより、光子の質量を測定または制約することができます。高速電波バースト（FRB）（ミリ秒の持続時間と宇宙論的伝播を特徴とする一時的な電波バースト）は、$m_{\gamma}$を制約する優れた天体物理学研究所です。この作業では、ベイジアンフレームワークで129個のFRBのカタログを使用して、$m_{\gamma}$を制約します。その結果、光子の質量に新しい境界$m_{\gamma}\leq3.1\times10^{-51}\rm\、kg\simeq1.7\times10^{-15}\、eVが得られます。/c^2$（$m_{\gamma}\leq3.9\times10^{-51}\rm\、kg\simeq2.2\times10^{-15}\、eV/c^2$）$68\％$$（95\％$）信頼水準。結果は、純粋に光伝搬の運動学的分析からの最良の限界を表しています。近い将来、FRBの数が増え、FRBの赤方偏移がより正確に測定され、分散測定（DM）の起源に関する知識が洗練されるため、光子の質量の限界は厳しくなります。
| Title |
Prevalence_of_Extra_Power-Law_Spectral_Components_in_Short_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Qing-Wen_Tang,_Kai_Wang,_Liang_Li,_Ruo-Yu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15355 |
迅速な追加のべき乗則（PL）スペクトル成分は、いくつかの明るいガンマ線バースト（GRB）で発見されます。これは通常、数十keV未満または$\sim$10MeVを超えるスペクトルエネルギー分布を支配します。しかし、その起源はまだ不明です。この手紙では、2020年8月現在の13個の\textit{Fermi}ショートGRBの体系的な分析を示し、迅速な放出段階で重要なkeV--MeVおよびGeVが検出されています。余分なPLコンポーネントは、短いGRBのユビキタススペクトル機能であり、分析された13のGRBすべてに表示されます。PL指数は、ほとんどが$-$2.0よりも硬く、これは、超相対論的陽子または即発放出段階で加速された電子によって誘発される電磁カスケードを考慮することで十分に再現できます。これらの余分なPL成分の平均フラックスは、主要なスペクトル成分の平均フラックスと正の相関があります。これは、それらが同じ物理的起源を共有している可能性があることを意味します。
タイプIaSNRG272.2-3.2からのGeVガンマ線放出のFermi-LAT検出
目的：超新星残骸（SNR）G272.2-3.2からのGeV$\gamma$線放出を検索し、そのGeV$\gamma$線放出の特徴を分析します。メソッド。フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）からの12。4年の観測でFermitoolsを使用して、SNRG272.2-3.2の領域からのGeV$\gamma$線放射の特徴を分析しました。これらの機能には、$\gamma$線の空間分布、スペクトルエネルギー分布（SED）、および光度曲線（LC）が含まれます。結果。SNRG272.2-3.2の領域から約5$\sigma$有意水準の有意な$\gamma$線の新しい線源が見つかりました。その$\gamma$線の空間分布は拡張機能として存在しません。スペクトルインデックスが2.56$\pm$0.01のソフトスペクトルを持っています。そのLCの有意な変動は見られません。X線バンドとGeVバンドの空間位置はよく重なります。新しい$\gamma$線源は、SNRG272.2-3.2に対応する可能性が高いことをお勧めします。
| Title |
Evidence_for_an_intermediate-mass_black_hole_from_a_gravitationally_lensed_gamma-ray_burst |
| Authors |
James_Paynter,_Rachel_Webster,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15414 |
ガンマ線バーストが宇宙論的な距離にある場合、それらは時折重力レンズを使わなければなりません。ミリ秒から秒の時間遅延を伴うレンズ画像の検出は、観測が困難であった中間質量ブラックホールの証拠を提供します。いくつかの研究は、ガンマ線バースト光度曲線のこれらの遅延を検索しました。これは、重力レンズが介在していることを示しています。観測された$\sim10^4$ガンマ線バーストの中で、少数の主張されたレンズ検出がありましたが、統計的に頑健なものはありませんでした。ここでは、GRB950830の光度曲線で重力レンズを特定するベイズ分析を示します。推定されるレンズの質量は、未知のレンズの赤方偏移$z_l$に依存し、$（1+z_l）M_l=5.5^{+1.7}_{-0.9}\times10^4$M$_\odot$（90％の信頼性）、これは中間質量ブラックホールの証拠として解釈されます。レンズの赤方偏移$z_l\sim1$とガンマ線バーストの赤方偏移$z_s\sim2$を使用した最も可能性の高い構成では、現在の数密度は$n_\text{imbh}\approx2.3^{+4.9になります。}_{-1.6}\times10^{3}\text{Mpc}^{-3}$（90％の信頼性）、無次元のエネルギー密度$\Omega_\text{imbh}\約4.6^{+9.8}_{-3.3}\times10^{-4}$。この検出の誤警報確率は、試行係数を使用すると$\sim0.6\％$です。GRB950830が球状星団によってレンズ化された可能性はありますが、球状星団の予測と矛盾する宇宙密度を推測しているため、可能性は低いです。％信頼性。かなりの中間質量ブラックホールの集団が存在する場合、それは初期の宇宙における超大質量ブラックホールの成長の種を提供する可能性があります。
GRB160203A：ゴツゴツした空間の探索
| Title |
GRB160203A:_an_exploration_of_lumpy_space |
| Authors |
H._Crisp_(UWA-OzGrav),_B._Gendre_(UWA-OzGrav),_E._J._Howell_(UWA-OzGrav),_D._Coward_(UWA-OzGrav) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15431 |
GRB160203Aは、高赤方偏移の長いガンマ線バーストであり、残光の光度曲線に異常な特徴のコレクションを示します。その光学およびX線データを研究します。このイベントは、残光の最初の部分で一定密度の媒体内で発生することがわかります。ただし、13ks後、光学およびX線の光度曲線にいくつかのフレア活動が見られます。これらのフレアは、周囲の媒体の密度の変動によって説明されます。マグネターからのエネルギー注入や微物理パラメータの変化などの他のシナリオは、データではサポートされていません。これらの変動を、天の川に似たガス密度と、ウォルフ・ライエ星に似た恒星の前駆体の周りの物質の密な繭を持つ、異常なホスト銀河に暫定的に関連付けます。終了ショックシナリオの可能性は低いことがわかりました。
TDEのX線特性
潮汐破壊現象（TDE）の観測天文学は、1990年から1991年のROSAT全天調査中に静止銀河からのX線フレアを検出することから始まりました。フレアは理論上の期待に準拠し、高いピーク光度（$L_{\rmx}$から$\ge4\times10^{44}$erg/sまで）、$kT\sim$some$\の熱スペクトルを持っていました。倍10^5$K、そして数ヶ月から数年のタイムスケールの減少は、質量$10^{6-8}$の太陽質量のブラックホールへの恒星の破片の収穫逓減と一致しています。これらの測定は、静止銀河の核が超大質量ブラックホールによって習慣的に占められているという確かな証拠を与えました。2000年以降、XMM-Newton、Chandra、およびSwiftは、複数の波長で綿密に監視されているTDEをさらに発見しました。最初はエディントンに近い降着で、高度にイオン化された物質の流出に力を与え、フラックスが単調に減衰するより穏やかなサブエディントン相に道を譲り、最後に、より硬いX線で低い降着率の相の全体像が浮かび上がってきました。ディスクコロナの形成を示すスペクトル。この規則には例外がありますが、現時点では十分に理解されていません。いくつかの明るいX線TDEが光学調査で発見されましたが、一般にX線TDEは、少なくともX線フレアと一致して、光学帯域でほとんど過剰な放射を示しません。X線TDEは、最後の安定した軌道までの降着物理学の強力な新しいプローブであり、ジェットと風を発射するために必要な条件を明らかにします。最後に、比較的高温および/または高速のTDEフレアに基づく核および非核の中間質量ブラックホールの証拠が増えていることがわかります。
ANTARES望遠鏡で潮汐破壊現象AT2019dsgおよびAT2019fdrからニュートリノを検索します
| Title |
Search_for_neutrinos_from_the_tidal_disruption_events_AT2019dsg_and_AT2019fdr_with_the_ANTARES_telescope |
| Authors |
ANTARES_Collaboration:_A._Albert,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_B._Caiffi,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_T._van_Eeden,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_R._Garc\'ia,_Y._Gatelet,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15526 |
2019年10月1日、IceCubeコラボレーションは、天体物理学的起源である可能性が高いミューオントラックニュートリノIC191001Aを検出しました。数時間後、ツビッキートランジェントファシリティ（ZTF）によって観測された潮汐破壊現象（TDE）AT2019dsgが、IceCubeトラックの最も可能性の高い対応物として示されました。最近では、ZTFによるIceCubeアラートのフォローアップキャンペーンで、2020年5月30日に検出された別のIceCubeミューオントラック候補IC200530Aの有望な対応物として2番目のTDE、AT2019fdrが提案されました。これらは天体物理学間の2番目と3番目の関連です。ブレーザーTXS0506+056の説得力のある識別後のソースと高エネルギーニュートリノ。ここでは、時間積分アプローチを使用したAT2019dsgおよびAT2019fdrの方向からのANTARESニュートリノの検索を示します。ANTARESデータには空間クラスタリングの有意な証拠が見つからないため、1フレーバーのニュートリノフラックスとフルエンスの上限が設定されています。
中央エンジンを使用した高速光過渡SN2019bkc / ATLAS19dqrのモデリングとその起源への影響
| Title |
Modeling_the_fast_optical_transient_SN_2019bkc/ATLAS19dqr_with_a_central_engine_and_implication_for_its_origin |
| Authors |
Jian-He_Zheng_and_Yun-Wei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15576 |
現代の広視野高ケイデンス調査は、光度とタイムスケール分布における光学的過渡現象の有意な多様性を明らかにし、それがいくつかの神秘的な高速光学的過渡現象（FOT）の発見につながりました。これらのFOTは通常、数日から数週間のタイムスケールで著しく上昇および下降する可能性があり、通常の超新星よりも明らかにはるかに高速です。SN2019bkc/ATLAS19dqrは、これまでで最も速く検出されたFOTの1つであり、その間、ホスト銀河とは関連がないことがわかりました。これらの発見は、FOTの考えられる起源を探求する良い機会を提供します。そこで、SN2019bkcの光度曲線を詳細にモデル化します。SN2019bkcは、長持ちする中央エンジンを動力源とする爆発エジェクタの熱放射によって十分に説明できることがわかります。エンジンは、スピンダウンミリ秒マグネターまたはコンパクトオブジェクトへのフォールバック降着である可能性があります。エンジンの特性、噴出物の質量、およびSN2019bkcのホストレス性を組み合わせると、このFOTは白色矮星と中性子星の合併に起因する可能性が高いことが示唆されます。
X線スペクトル分析における畳み込みモデルのいくつかの不一致に関する注記
畳み込みモデルは、その幅広い適用性により、スペクトルおよび画像分析の多くの分野で強力なツールであり、X線天体物理スペクトル分析も例外ではありません。Xspec内とXspecなしの両方で、多くの畳み込みモデルを通じて得られた相対論的に広がったFeK$\alpha$ラインプロファイルは、非畳み込みの対応物によって生成されたプロファイルからの偏差を示すことがわかりました。これらの不一致は、考慮されるエネルギーグリッドと、カーネルと基礎となるスペクトルの両方の形状に依存しますが、特定のエネルギービンではフラックスの10％に達する可能性があります。これらのモデルが相対強度の低いスペクトル特性を研究するために使用される頻度を考慮すると、この影響は心配であると考えており、それらを使用する際には十分な裁量をお勧めします。
AARTFAAC-12アパーチャアレイの特性評価：42MHzおよび61MHzでの電波源カウント
| Title |
Characterization_of_the_AARTFAAC-12_aperture_array:_radio_source_counts_at_42_and_61_MHz |
| Authors |
A._Shulevski,_T._M._O._Franzen,_W._L._Williams,_T._Vernstrom,_B._K._Gehlot,_M._Kuiack,_R._A._M._J._Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15160 |
高密度アパーチャアレイは、現代の天体物理学研究において重要な利点を提供します。それらは柔軟性があり、安価な受信機を採用し、最適な使用に必要な信号処理の複雑さに対処するために、これまで以上に洗練されたコンピューティングバックエンドに依存しています。それらの利点は、非常に広い視野を提供し、他のすべてのものが同等であるため、任意のサイズに容易に拡張できることです。それらは「ソフトウェア望遠鏡」を表すため、これらのアレイを適用できる科学的な事例は非常に広範囲です。ここでは、LOFARアレイの中央に配置された12のステーションで構成されるAARTFAAC-12機器のキャリブレーションとパフォーマンスについて説明します。データ収集と前処理の詳細について説明し、新しく開発されたキャリブレーションパイプラインと、結果の画像のノイズパラメータについて説明します。また、41.7MHzと61MHzで得られた電波源の数も示します。
畳み込みニューラルネットワークを使用した無線画像の過渡ソースのリアルタイム検出パイプライン
| Title |
A_Real-Time_Detection_Pipeline_for_Transient_Sources_in_Radio_Images_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
David_Ruhe,_Mark_Kuiack,_Antonia_Rowlinson,_Ralph_Wijers,_Patrick_Forr\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15418 |
近年、調査施設は一過性の天文学に驚くべき新しい機会を提供し始めています。これは、前例のない視野と調査されていない波長領域での高感度を組み合わせることによって可能になります。この組み合わせの結果、分析対象のデータが非常に大量になります。この作業では、画像データストリームのリアルタイム自動分析への道を開きました。複数の周波数での無線画像の分析のために、完全に自動化されたGPUベースの機械学習に裏打ちされたパイプラインを紹介します。これは、品質管理、ソース検出、関連付け、フラックス測定、および物理パラメータの推測という4つの連続したステップで構成されています。パイプラインの最後に、重要な検出のアラートを送信でき、さらに調査するためにデータが保存されます。現在の実装では、パイプライン全体がAARTFAAC（AmsterdamAstronRadioTransientsFacilityAndAnalysisCentre）からの画像を$16\times1024\times1024$ピクセル以上のサイズで分析します。AARTFAACは、オランダに拠点を置き、ヨーロッパ中にステーションを持つ干渉計であるLow-FrequencyArrayに基づく過渡検出器です。最初の結果は、追跡分析を実行できる分散信号が見つかったことを示しています。過渡現象の特定と対応はAARTFAACの主要な科学目標であり、現在の作業により、それを達成するための一歩が近づいています。
分光測光調査のための相対的な飛行中のフラックス自己校正の提案
| Title |
A_proposal_for_relative_in-flight_flux_self-calibrations_for_spectro-photometric_surveys |
| Authors |
S._Davini_(1),_I._Risso_(1_and_2),_M._Scodeggio_(3),_L._Paganin_(1_and_2),_S._Caprioli_(1),_M._Bonici_(1_and_2),_A._Caminata_(1),_S._Di_Domizio_(1_and_2),_G._Testera_(1),_S._Tosi_(1_and_2),_B._Valerio_(1_and_2),_M._Fumana_(3),_P._Franzetti_(3)_((1)_INFN_Sezione_di_Genova,_(2)_Universit\`a_degli_Studi_di_Genova,_(3)_INAF-IASF_Milano) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15512 |
分光光度計機器の飛行中の相対フラックス自己校正の方法を紹介します。これは、衛星での今後の銀河調査に適用するのに十分な一般的な方法です。検出器のセグメンテーションによる不連続効果に加えて、望遠鏡の光学系による滑らかな連続変化を説明する機器応答関数は、$\chi^2$統計で推測されます。この方法は、高いカウント率の限界において、ソースカウント率および再構築された相対応答関数の不偏推論を提供します。機器の応答を正しく再構築するためのソースの数と露出の相対的な重要性を定量化する目的で、ソースとカウント率の現実的な分布を使用して、単純化された一連の観測をシミュレートします。もっともらしいシナリオで、期待されるパフォーマンスを定量化するための性能指数の定義とともに、メソッドの検証を提示します。
TMT用の赤外線イメージングスペクトログラフ（IRIS）：非アイソプラナティックPSFの測光特性評価とAIROPAによるPSF再構成のテスト
| Title |
The_InfraRed_Imaging_Spectrograph_(IRIS)_for_TMT:_photometric_characterization_of_anisoplanatic_PSFs_and_testing_of_PSF-Reconstruction_via_AIROPA |
| Authors |
Nils_Rundquist,_Shelley_A._Wright,_Matthias_Schoeck,_Arun_Surya,_Jessica_Lu,_Paolo_Turri,_Edward_L._Chapin,_Eric_Chisholm,_Tuan_Dod,_Jennifer_Dunn,_Andrea_Ghez,_Yutaka_Hayano,_Chris_Johnson,_James_E._Larkin,_Reed_L._Riddle,_Ji_Man_Sohn,_Ryuji_Suzuki,_Gregory_Walth,_Andrea_Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15779 |
赤外線イメージング分光器（IRIS）は、30メートル望遠鏡（TMT）の最初の光の機器であり、近赤外線（NFIRAOS）による補正された適応光学フィールドを近赤外線（NFIRAOS）でサンプリングするために使用されます。0.8-2.4$\mu$m）イメージングカメラと面分光器。IRISの科学仕様をよりよく理解するために、IRISデータシミュレーターを使用して、IRISイメージングカメラの34"x34"の視野全体の相対的な測光精度と精度を特徴付けます。点像分布関数（PSF）は異方性の影響により変化するため、AO用軸外PSFの異方性および機器再構成（AIROPA）ソフトウェアパッケージを使用して、PSFの変化に応じてPSFフィッティングを使用してシミュレートされたフレームの測光測定を実行します。シングルソース、バイナリ、および混雑したフィールドのユースケース。暗電流や読み取りノイズなどの機器ノイズ特性の関数として、イメージングカメラの測光性能を報告します。同じ方法を使用して、IRIS/TMTの現在のPSF再構成アルゴリズムの信憑性をテストするために、再構成されたPSFと測光性能の比較を行います。
無線光学基準フレームタイの汎関数主成分分析
Gaia光学座標系は、グローバルな方向とスピンに関して本質的に定義されていないため、参照された準慣性天球座標系を提供するには、無線ベースの国際天球座標系（ICRF）に固定する必要があります。2つの基本的なフレーム間のリンクは、離れた銀河系外天体の2つのサンプル、主にAGNとクエーサーによって実現されますが、相互の向きを決定するために利用できるのは、光学的対応物を備えた電波大音量のICRFソースの小さいサンプルだけです。このリンクの堅牢性は、共通オブジェクトの天体位置の違いを表す一連のベクトル球面調和関数を使用して、汎関数主成分分析のフレームワークで数学的に定式化できます。リンクの最大の欠陥を表す最も弱い固有ベクトルが計算されます。不十分または不十分に決定された項は、ICRFを参照してガイアを使用した絶対位置天文学の最大の誤差を運ぶ球上の特定のベクトル場です。この分析は、天球全体にわたるリンクの精度を最大化するICRFの将来の開発へのガイドラインを提供します。線形モデルのフィッティング問題に適用できる最小二乗解のロバスト性の尺度が導入され、さまざまな次数の参照フレームタイモデルを区別するのに役立ちます。
活動領域の遷移領域における非熱速度とその中心から四肢への変動
| Title |
Non-thermal_Velocity_in_the_Transition_Region_of_Active_Regions_and_its_Centre-to-Limb_Variation |
| Authors |
Avyarthana_Ghosh,_Durgesh_Tripathi,_James_A._Klimchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15081 |
InterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）で観測された\ion{Si}{4}〜1393.78〜{\AA}線を使用して、アクティブ領域の遷移領域の非熱速度（NTV）を導き出し、それらをと比較します。太陽力学観測所（SDO）に搭載された日震磁気イメージャ（HMI）によって得られた見通し内光球磁場。活性領域は、極性が反対の2つの強電界領域で構成され、弱電界コリドーによって分離されており、活性領域が進化するにつれて広がります。強磁場領域（弱磁場回廊）でのNTV分布の平均は、NTVであるにもかかわらず、$\sim$18{-}20（16{-}18）〜km〜s$^{-1}$の範囲です。マップははるかに広い範囲を示しています。さらに、NTVが大幅に低下した廊下の中央にある狭い車線を特定します。NTVは、ディスクの中心付近で値がいくらか大きくなりますが、中心から四肢への強い変動は示しません。NTVは、赤方偏移や線の強度とよく相関しています。ここで得られた結果とドップラーシフトに関するコンパニオンペーパーで提示された結果は、\ion{Si}{4}で放出する活性領域のプラズマの2つの集団を示唆しています。最初の個体群は強磁場領域に存在し、それらの間の弱磁場回廊に途中まで広がっています。このプラズマは、$\sim$0.1MKに加熱されたスピキュール（タイプIIスピキュールと呼ばれることが多い）に起因すると考えられます。それらは垂直に対してある範囲の傾斜を持っています。2番目の個体群は廊下の中央に存在し、比較的弱く、速度が小さく、おそらく水平です。これらの結果は、遷移領域の加熱に関するさらなる洞察を提供します。
年間14Cデータから再構築された過去1千年にわたる太陽周期活動
| Title |
Solar_cyclic_activity_over_the_last_millennium_reconstructed_from_annual_14C_data |
| Authors |
I.G._Usoskin,_S.K._Solanki,_N._Krivova,_B._Hofer,_G.A._Kovaltsov,_L._Wacker,_N._Brehm_and_B._Kromer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15112 |
11年の太陽周期は、太陽の振動ダイナモメカニズムを反映する太陽活動の支配的なパターンです。太陽周期は1700年以来直接観測されましたが、間接プロキシははるかに長い期間にわたってそれらの存在を示唆していますが、一般的に個々の周期とその連続性を解決することはありません。ここでは、最近の14Cデータと最先端のモデルを使用して、過去1千年の個々のサイクルを再構築します。年輪の放射性炭素含有量のこれまでで最も正確な測定から決定された14C生成率から始めて、太陽活動は3つの物理ベースのステップで再構築されます。（1）変化する地磁気に対する14C生成率の補正。（2）開放太陽磁束の計算;（3）極小値外の黒点数への変換。太陽活動は971年から1900年の期間（85の個々のサイクル）再構築されます。これは、直接の太陽観測から知られている太陽周期の数を2倍以上にします。極小値の外側の明確に定義されたサイクルの長さと強さは、1750年以降の直接黒点観測から得られたものと一致していることがわかりました。Waldmeierルールの有効性は非常に有意なレベルで確認されています。太陽活動は、約250年間、太陽黒点形成のしきい値をほとんど下回っているときに、非常に最小値になっていることがわかります。したがって、14Cにはかなりの周期的変動が見られますが、個々の太陽周期はその中で確実に解決することはできません。3つの潜在的な太陽粒子イベント、およそ。994、1052、1279ADが示されています。不確実性を完全に評価した年間（疑似）太陽黒点数の形で、新しい約1000年の太陽活動の再構築が、2倍以上の新しい高精度14C測定と最先端のモデルに基づいて提示されます。個別に解決された太陽周期の数。
2つの接触連星の最初の測光調査と分光分析：ASAS J124343 +1531.7とLINEAR2323566
| Title |
The_first_photometric_investigation_and_spectroscopic_analysis_of_two_contact_binaries:_ASAS_J124343+1531.7_and_LINEAR_2323566 |
| Authors |
Qiqi_Xia,_Raul_Michel,_Kai_Li,_Jesus_Higuera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15322 |
ASASJ124343+1531.7およびLINEAR2323566のマルチカラー通過帯域CCD光度曲線は、最初に0.84mRitchey-Chr\'{e}tien望遠鏡によって取得され、WIYN0.90mカセグレン望遠鏡による追跡観測が行われました。ASASJ124343+1531.7の$Transiting\quadExoplanet\quadSurvey\quadSatellite\quad（TESS）$からのデータも、その後の分析に適用されました。W-Dプログラムを介してデータを分析することにより、それらの質量比と充填率は、それぞれ3.758、1.438、31.8$\％$、14.9$\％$と決定されました。ASASJ124343+1531.7はWサブタイプの中央接触連星であり、LINEAR2323566はWサブタイプの浅い接触連星であり、非対称の光度曲線は、両方がオコンネル効果を持っていることを証明しています。H$_\alpha$線の相当幅（EW）が計算されました。これは、それらが確かに磁気活動を持っていることを示しています。さらに、LINEAR2323566はより強い磁気活動を持っています。公転周期の変化の分析は、ASASJ124343+1531.7が経年周期の増加の傾向を持っていることを示しています。これは、一般に、質量の小さい星から質量の大きい星への物質移動によって説明されます。推定された絶対パラメータに従って、それらの進化状態が議論されます。ASASJ124343+1531.7の2つのコンポーネントは、どちらも主系列星です。LINEAR2323566の場合、質量の大きい星は主系列星ですが、質量の小さい星は主系列星から進化しており、光度が高く、サイズが大きすぎます。
ステラルーメン対銀河系：進化する地球と太陽のような星の周りの若い太陽系外惑星での宇宙線の強度
| Title |
Stellar_versus_Galactic:_The_intensity_of_cosmic_rays_at_the_evolving_Earth_and_young_exoplanets_around_Sun-like_stars |
| Authors |
D._Rodgers-Lee,_A._M._Taylor,_A._A._Vidotto_and_T._P._Downes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15460 |
活発な星（若い太陽のような）によって高められた速度で生成された恒星宇宙線のようなエネルギー粒子は、地球や他の太陽系外惑星の生命の起源にとって重要だったかもしれません。ここでは、恒星の自転速度（$\Omega$）の関数として、エネルギー粒子の2つの異なる集団からの寄与を比較します。衝動的なフレアイベントによって加速された恒星宇宙線と銀河宇宙線です。1.5D恒星風モデルと空間1D宇宙線輸送モデルを組み合わせて使用します。恒星の自転の関数として、恒星の宇宙線スペクトルの進化を定式化します。最大の恒星宇宙線エネルギーは、回転の増加とともに、つまり、より活発な/より若い星に向かって増加します。考慮されたすべての恒星年齢（$t_*=0.6-2.9\、$Gyr）で、パイ中間子のしきい値エネルギーで、ハビタブルゾーンの銀河宇宙線よりも恒星宇宙線が支配的であることがわかります。ただし、最年少の$t_*=0.6\、$Gyrでも、$\gtrsim\、80$MeVの恒星宇宙線フラックスは時間的に一時的である可能性があると推定されます。生命が地球に出現したと考えられる$\sim1\、$Gyrで、フレアイベント中に$\sim$4$\、$GeVエネルギーまで恒星宇宙線が銀河宇宙線を支配することを示します。$t_*=0.6\、$Gyr（$\Omega=4\Omega_\odot$）の結果は、$\lesssim$GeVの恒星宇宙線が星から1$\、$auに移流され、影響を受けることを示しています。この地域の断熱損失。したがって、パーカーソーラープローブとソーラーオービターによって現在調査されている内部太陽風の特性は、若い太陽のような星の周りの恒星宇宙線を正確に計算するために重要です。
| Title |
Solar_Orbiter_Observations_of_the_Kelvin-Helmholtz_Instability_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
R._Kieokaew_(1),_B._Lavraud_(1,2),_Y._Yang_(3),_W._H._Matthaeus_(4),_D._Ruffolo_(5),_J._E._Stawarz_(6),_S._Aizawa_(1),_C._Foullon_(7),_V._G\'enot_(1),_R._F._Pinto_(1,8),_N._Fargette_(1),_P._Louarn_(1),_A._Rouillard_(1),_A._Fedorov_(1),_E._Penou_(1),_C.J._Owen_(9),_T._Horbury_(6),_H._O'Brien_(6),_V._Evans_(6),_and_V._Angelini_(6) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15489 |
ケルビン・ヘルムホルツ不安定性（KHI）は、プラズマ内のせん断流間の界面で発生する非線形せん断駆動不安定性です。KHIはさまざまな天体プラズマで推定されており、太陽系惑星の磁気圏境界でその場で観測され、コロナ質量放出の境界でリモートセンシングによって観測されています。プラズマの混合と太陽風の変動の誘発に重要な役割を果たすと仮定されていたが、太陽風におけるその直接的で明白な観測はまだ欠けていた。巡航段階でソーラーオービターを使用して、太陽風で進行中のKHIのその場観測を報告します。KHIは、太陽圏電流シートのすぐ近くの遅い太陽風のせん断層に見られ、その発達の線形理論を満たす特性を備えています。KHIのローカル構成を導出するために分析が実行されます。せん断層の安定性をテストするために、経験値を使用して2DMHDシミュレーションも設定されます。さらに、KHIイベントの磁気スペクトルが分析されます。観測された条件は線形理論解析からKHI開始基準を満たしていることがわかり、その展開はシミュレーションによってさらに確認されます。現在のシート形状分析は、KHIの開発と一致していることがわかりました。さらに、KHI間隔内の圧縮電流シートでの磁気リコネクションと一致するイオンジェットの観測を報告します。KHIは、慣性範囲と散逸範囲でそれぞれ$k^{-5/3}$と$k^{-2.8}$に従うべき乗則スケーリングを使用して、磁気と速度の変動を励起することがわかっています。これらの観測は、太陽風におけるKHIの発達の確固たる証拠を提供します。これは、KHIによって媒介されるせん断駆動乱流のプロセスに新たな光を当て、太陽風変動の駆動に影響を与えます。
太陽の開放磁束と全磁束の進化のモデリング
| Title |
Modelling_the_evolution_of_the_Sun's_open_and_total_magnetic_flux |
| Authors |
N._A._Krivova,_S._K._Solanki,_B._Hofer,_C.-J._Wu,_I._G._Usoskin,_and_R._Cameron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15603 |
そのさまざまな症状のすべてにおける太陽活動は、磁場によって駆動されます。多くの目的で特に重要なのは、太陽の黒点数の記録からモデルを使用して計算できる、太陽の全磁束と開放磁束の2つのグローバルな量です。ただし、このような黒点駆動モデルでは、マウンダー極小期などのグランドミニマム中の磁束の存在は考慮されていません。ここでは、広く使用されている単純なモデルのメジャーアップデートを紹介します。これは、太陽上のすべての磁気的特徴の分布が単一のべき乗則に従うという観測を考慮に入れています。べき法則の指数は、太陽周期によって変化します。これにより、太陽黒点が数十年にわたって存在しない場合でも小規模な磁束の出現が可能になり、マウンダー極小期などの最も深いグランドミニマムでもゼロ以外の全磁束と開放磁束が発生するため、以前のモデル。更新されたモデルの結果は、太陽の全磁束と開放磁束の利用可能な観測と再構成とよく比較されます。これは、宇宙線生成同位体生成率の時系列からの黒点数の改善された再構成の可能性を開きます。
太陽風はどのように進化して今日のようになりましたか？このレビューでは、太陽風に密接に関連している観測された特性の進化を含む、太陽風の長期的な進化について説明します：回転、磁気、活動。40億年前の太陽風からのデータにアクセスできないことを考えると、このレビューは、太陽と太陽風を恒星のコンテキストにより適切に配置するために、恒星のデータに依存しています。太陽風のような星の風のいくつかの巧妙な検出方法を概説し、これらから観測された太陽風の質量損失率の進化的シーケンスを導き出します。次に、これらの観測特性（回転、磁気、活動など）を恒星風モデルと関連付けます。次に、進化する地球や他の太陽系の惑星における太陽風の進化の影響について議論することによって、このレビューを締めくくります。私は、太陽系外惑星のシステムを研究することで、太陽風の進化についての理解を深めるための新しい道を開くことができると主張します。
ブラックホールの地平線を使った宇宙定数、情報、思考実験
| Title |
Cosmological_constant,_information_and_gedanken_experiments_with_black_hole_horizons |
| Authors |
V.G._Gurzadyan,_A._Stepanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14555 |
宇宙定数は、基本定数と見なされた場合、宇宙定数とブラックホールの両方の重力問題の情報処理を提供します。そのアプローチの効率は、Schwarzschild-deSitterおよびKerr-deSitterメトリックの地平線の情報動作に関する思考実験によって示されます。ベッケンシュタイン境界にもリンクされている、任意のオブザーバーおよびすべての可能な非極値ブラックホール解に関するエントロピーの概念が提案されています。提案された情報アプローチは、裸の特異点の存在を禁じています。
| Title |
Circular_polarisation_of_gamma_rays_as_a_probe_of_dark_matter_interactions_with_cosmic_ray_electrons |
| Authors |
Marina_Cerme\~no,_C\'eline_Degrande,_Luca_Mantani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14658 |
従来の間接暗黒物質（DM）検索では、既知の天体物理学的ソースに起因するものではない、空からの電磁放射の過剰を探します。ここでは、光子の偏光が新しい物理的相互作用を理解するための重要な機能であり、DMに対する感度を向上させるために利用できると主張します。特に、円偏光は、標準模型を超える相互作用がパリティに違反し、相互作用に関与する粒子の数に非対称性がある場合に生成される可能性があります。この作業では、フェルミ粒子（マヨラナ）DMの簡略化されたモデルを検討し、DMでの宇宙線電子の散乱から10GeV未満の円偏光ガンマ線を研究します。銀河中心からの正および負の偏光光子の微分フラックスを計算し、円偏光の程度が最大90％に達する可能性があることを示します。最後に、コライダーとDMの制約を考慮した後、この信号を検出するために将来の実験から必要な感度を推定します。光子フラックススペクトルには特徴的なピークが存在しますが、近い将来の観測はありそうにありません。ただし、この作業で考慮されていないさまざまなソースまたはモデルは、より高い強度のフラックスを提供する可能性があり、e-ASTROGAMによる検出の可能性につながります。発見された場合、偏光率は新しいセクターの貴重な特性評価機能であると主張します。
暗闇の中での宇宙論：重力波宇宙論のためのソース母集団モデルの重要性について
| Title |
Cosmology_in_the_dark:_On_the_importance_of_source_population_models_for_gravitational-wave_cosmology |
| Authors |
S._Mastrogiovanni,_K._Leyde,_C._Karathanasis,_E._Chassande-Mottin,_D._A._Steer,_J._Gair,_A._Ghosh,_R._Gray,_S._Mukherjee,_S._Rinaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14663 |
コンパクト星の質量スペクトルの形状に関する知識は、重力波（GW）源の質量と赤方偏移の間の縮退を解消するのに役立ち、電磁観測から得られた赤方偏移測定がない場合に宇宙論的パラメーターを推測するために使用できます。この論文では、このアプローチの達成可能な精度と限界を研究します。パラメトリックコンパクトバイナリ人口モデルを想定して、GWデータから宇宙論的推論を実行します。質量スペクトルの2つの代表的なモデル、つまり、最小質量と最大質量での2つのハードカットオフ間のべき乗則モデルと、ガウスピークと組み合わせた同様のモデルを検討します。どちらのモデルも、ソースのレッドシフトの間接的な推定を可能にする特徴的なスケールを示しています。現在および将来の感度を備えたLIGO-Virgo検出器ネットワークの場合、ソース母集団と宇宙パラメータを共同で適合させる階層ベイズスキームを使用して、シミュレートされたデータの広範なセットの分析を実行します。また、LIGO-VirgoO2データを再分析します。これらの分析はすべて、ソース母集団と宇宙論的パラメーターの間の緊密な相互作用、および一方または他方に定式化された初期仮定の影響を証明しています。$（i）$上部の質量カットオフとガウスピークの位置は、宇宙論的パラメーターとの最大の相関関係を示しています。$（ii）$の誤った人口モデルは、ハッブル定数の推定値に40％のバイアスをかける可能性があります。または、$\Omega_{m、0}$の値が正しくないと、$H_0$に大きなバイアスがかかる可能性があります。$（iii）$推定値は、漸近正規性と$N\sim200$GWイベントからの$1/\sqrt{N}$エラー減衰を伴う大規模なサンプルレジームに入ります。全体として、私たちの結果は、ソース母集団と宇宙論的パラメーターに関する推論は、これまでのほとんどの研究のように個別にではなく、\textit{jointly}に対処する必要があることを示唆しています。
最近観測されたXENON1T電子反跳（ER）データに照らして、一般的なフェルミオンウォームダークマター（WDM）のパラメーター空間を制約し、標準モデル（SM）ニュートリノと光子に崩壊する可能性を調査します。崩壊生成物としての光子は、XENON1Tチャンバー内で生成されると、キセノン（Xe）原子の電子と相互作用し、観測されたERデータに寄与します。この暗黒物質（DM）誘導信号を、4つの異なる背景（一度に1つずつ取得）に追加し、XENON1Tデータに対して単一のパラメーター$\chi^2$フィットを実行して、DM減衰幅の最適値を取得します。DM質量に関連する95$\％$信頼水準（CL）バンドは、$2〜18$keVの範囲で変化しました。XENON1Tデータをフィッティングすることによって得られた制約を、さまざまな既存の天体物理学および宇宙論的観測から生じる上限と比較することにより、DMパラメーター空間のかなりの量が$95\％$CLで許可されていることがわかります。考慮される背景モデル。
ハドロン-クォークの閉じ込め解除遷移に対する強磁場の影響
| Title |
Effects_of_Strong_Magnetic_Fields_on_the_Hadron-Quark_Deconfinement_Transition |
| Authors |
Bet\^ania_C._T._Backes_and_Kauan_D._Marquez_and_D\'ebora_P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14733 |
本研究の目的は、ゼロ温度でのハドロン-クォーク相転移点に対する強磁場の影響を調査することです。ハドロン相を記述するために、相対論的平均場（RMF）モデルが使用され、クォーク相を記述するために、密度依存クォーク質量モデル（DDQM）が使用されます。非磁化物質で得られた結果と比較して、遷移点がより高い圧力に向かって、そして一般的にはより高い化学ポテンシャルに向かってシフトすることが観察されます。ハイブリッド星を維持できる相転移の調査も行われます。
| Title |
Asymptotics_of_linear_differential_systems_and_application_to_quasi-normal_modes_of_nonrotating_black_holes |
| Authors |
David_Langlois,_Karim_Noui,_Hugo_Roussille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14744 |
一般相対性理論における非回転ブラックホールの摂動に対する従来のアプローチでは、運動方程式を放射状の2次シュロディンガーのような方程式に再定式化します。この方程式の漸近解は基本的です。空間無限大およびその近くで特定の境界条件を課します。地平線は、特に、ブラックホールの準法線モードを定義します。たとえば、さまざまな背景解や追加の自由度を持つ修正重力モデルで遭遇するような、より複雑な運動方程式の場合、このような便利なSchr\"odinger-一般相対性理論の形式でさえ、再定式化のように利用できないかもしれません。このような場合に取り組むために、元の形式で一次微分システムを直接分析し、摂動の漸近的振る舞いを抽出する新しいアプローチを提示します。教育学的な説明として、この処理をシュワルツシルトブラックホールの摂動に適用し、この一次システムをスペクトル法で解くことにより、標準的な準ノーマルモードが数値的に得られることを示します。この新しいアプローチは、ブラックホール摂動の漸近的振る舞いの一般的な取り扱いと修正ニュートン力学における準ノーマルモードの同定への道を開きます。
摂動の漸近的振る舞い（空間的無限大および地平線近く）を最初の-から直接抽出する体系的なアプローチを使用して、縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論のコンテキストで非回転ブラックホールに関する線形摂動を研究します。これらの摂動を支配する次数ラジアル微分システム。アキシャル（奇数パリティ）モードの場合、これは、有効ポテンシャルを持つ2次のSchr\"odingerのような方程式に基づく従来のアプローチの代替手段を提供します。これについても完全性について説明します。対照的に、極（偶数-DHOST理論に追加の自由度を含むパリティ）モードでは、同様の一般化された2次Schr\"odingerのような行列システムは一般に利用できないようであり、4次元の直接処理のオプションのみが残ります。一次微分システム。2つの特定のタイプのブラックホールソリューションで私たちの研究を説明します。自明ではないスカラーヘアを持つ「ステルス」シュワルツシルトブラックホールと、メトリックがシュワルツシルトとは異なるクラスの非ステルスブラックホールです。非ステルス解について明示的に示すように、摂動の漸近的振る舞いの知識により、数値的に準ノーマルモードを計算することができます。最後に、モードの漸近形式は、ここで検討したステルスおよび非ステルスソリューションのいくつかの病状も示します。
重なり合う重力波信号がパラメータ推定に与える影響：宇宙論的背景の探索に向けて
| Title |
Impacts_of_overlapping_gravitational-wave_signals_on_the_parameter_estimation:_Toward_the_search_for_cosmological_backgrounds |
| Authors |
Yoshiaki_Himemoto,_Atsushi_Nishizawa,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14816 |
EinsteinTelescopeやCosmicExplorerなどの第3世代重力波検出器は、中性子星とブラックホール連星システムの合体から発生して、より高い赤方偏移である$z\sim5-に至る一連の重力波（GW）信号を検出します。10ドル。高い統計的有意性で検出されたGW信号の一部が最終的に互いに重複するという潜在的な懸念があり、そのような重複システムのパラメーター推定は、単一のイベントから予想されるものとは異なる可能性があります。また、重複するイベントの1つが信号対雑音比が低く、明確に検出できない重複システムも確かに存在します。これらのシステムは、単一のGWイベントで誤認される可能性があり、バイナリGWの推定パラメーターにバイアスがかかる可能性があります。本論文では、これらの重複イベントの発生率を推定し、フィッシャー行列分析に基づいてパラメータ推定に対するそれらの統計的影響を研究します。私たちの発見は、2つの重なり合うGWの合体時間と赤方偏移したチャープ質量が互いに非常に近くない限り、重なり合う信号は大きな統計誤差もバイナリシステムのパラメータに対する深刻な系統的バイアスも生成しないということです。このような密接に重複するイベントの発生率は、第3世代の検出器では非常に小さいことが示されています。
アルゴンの奇妙な事件
宇宙の他の場所での生命の現代的な探求において、私たちは広く次のものを探しています：地球に似た惑星-居住性の物理的指標、そして生命の現れ-生物学的特徴。バイオシグネチャーは、大気中のガス種またはいくつかの表面の特徴のいずれかである生物によって引き起こされる可能性が高い測定パラメーターです。したがって、検索の焦点は、生物システムによって生成される製品または現象にあります。これらは、たとえばメタンのように地球上で最も豊富であるため、主に微生物によって生成されます。ただし、「バイオシグネチャー」と「バイオインジケーター」という用語を区別する必要がある場合があります。生命存在指標は、生物が生成するもの、つまり生物製品ですが、生物指標は、水や岩石の惑星など、私たちが知っているように生命に必要なものであれば何でもかまいません。この場合の酸素は二重のバイオマーカーです。第一に、それは酸素光合成の副産物であり、第二に、複雑で高度に組織化された生命は高レベルの酸素を必要とするため、複雑な生命の特徴です。他のそのような生物指標がある可能性があります。たとえば、太陽系（タイタンを含む）の地球型惑星の大気組成では、アルゴンが主成分の1つであり、さらに最近、特に低酸素下で器官保護および神経保護特性を示す「生物学的」活性ガスであることが認められました。条件。ここでは、岩石の惑星の大気中のアルゴンは、惑星がすでに潜在的に居住可能であると見なされている場合、高度に組織化された生命の生物指標であることを提案します：水、大気、および複雑な生命の進化を可能にする特定の年齢。また、可能な検出方法についても説明します。
この論文では、高速ニュートリノフレーバー不安定性の存在とニュートリノフレーバーレプトン数（NFLN）交差の存在との間の同等性を示します。この命題の信憑性は不確かであり、高密度ニュートリノのフレーバー進化に不可欠であるにもかかわらず、時には物議を醸しています。この研究は、速い不安定性が発生する条件を明らかにし、集団ニュートリノ振動の解明に貢献します。
$ f（P）$重力におけるバリオン数生成
この作業では、$f（P）$重力のフレームワークで重力バリオン数生成を調査し、宇宙のバリオン非対称性に対処する際のこのクラスの修正重力の適用可能性を理解します。分析のために、$f（P）=\alphaP$を設定します。ここで、$\alpha$はモデルパラメーターです。$f（P）$重力では、CP違反の相互作用は、Ricciスカラー$R$に加えて、非トポロジー3次項$P$を追加し、baryon-to-の数式を追加することで修正を取得することがわかりました。エントロピー比は、$R$の時間微分だけでなく、$P$の時間微分にも依存します。さらに、宇宙のバリオン非対称性に対処する際に、$P$ではなく$f（P）$に比例するより完全で一般化されたCP対称性の破れの相互作用の結果も調査します。このタイプの相互作用では、バリオンとエントロピーの比率が$\dot{R}$、$\dot{P}$、および$f^{'}（P）$に比例することを報告します。これらの両方の場合について、$\alpha$と$\chi$の有理値が、観測値と互換性のある許容可能なバリオン対エントロピー比を生成することを報告します。
強く磁化された高密度クォーク物質の電気伝導率-量子ホール効果の可能性
| Title |
Electrical_conductivity_of_strongly_magnetized_dense_quark_matter_--_possibility_of_quantum_hall_effect |
| Authors |
Jayanta_Dey,_Aritra_Bandyopadhyay,_Akash_Gupta,_Naman_Pujari_and_Sabyasachi_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15364 |
高密度のコンパクト星の内部で予想される、縮退した強く磁化されたクォーク物質における量子ホール効果または輸送の量子パターンの可能性を指摘しました。古典的な場合と量子の場合の電気伝導率と抵抗率テンソルの異方性パターンは、それぞれサイクロトロン運動とランダウ準位を考慮することによって調査されます。磁場の増加に伴い、古典的な遷移から量子への遷移は、ジャンプパターンによる抵抗率/導電率の向上/低下によって実現されます。10fmのQCD緩和時間スケールを考慮すると、$eB\approx（1-4）m_\pi^2$は、クォーク化学ポテンシャル$\mu\appendGeV。これらの磁場のしきい値範囲を超えると、クォークの垂直運動が停止し、3$\rightarrow$1次元簡約伝導像が確立される可能性があります。
ダークエネルギーは、現在の宇宙が非常に豊富に存在する構成要素であり、宇宙の加速膨張の原因となっています。したがって、暗黒エネルギーがコンパクトな天体物理学的オブジェクト内で相互作用する可能性があることはもっともらしいです。参考文献の著者。[物理学。Rev.D83、127501（2011）]は、シュワルツシルト内部解として知られる定密度星（CDS）から、通常の物質とファントム場からなる正確な星解を構築します。星はダークエネルギー星（DES）を示します。著者は、ファントムフィールドが星内の暗黒エネルギーを表していると主張しています。これまでのところ、DESの暗黒エネルギーとしてのファントムフィールドの役割はまだ体系的に研究されていません。この問題に関連して、DESのエネルギー状態を分析します。DESは、特定の条件の強エネルギー条件（SEC）に違反することが予想されます。コンパクトさがBuchdahlの限界に達した場合にのみ、SECに完全に違反していることがわかります。さらに、対流運動と重力亀裂による原因条件と安定性についても調査します。また、これらの条件に違反していることもわかりました。これらの結果は、DESが物理的に安定していないことを示しています。ただし、DESは、重力波のエコー時間とエコー周波数を計算し、CDSのものと比較できる超コンパクトなオブジェクトと見なすことができます。ファントムフィールドの寄与が重力波エコーを遅らせることがわかります。摂動されたDESの有効ポテンシャルも研究されています。ポテンシャルもCDSのようなポテンシャルを享受しますが、より深い井戸があります。また、$C=1$の場合、DESがグラバスターを形成する可能性についても調査します。DESから生成されたグラバスターは、内部にdSのような相を持つ特異性を持たないことがわかります。これらの結果は、主にコンパクトな天体物理学の天体から、近い将来、暗黒エネルギーの観測研究のためのより多くの機会を開く可能性があります。
コンパクトなアモルファス固体水からの真空UV光脱離：光子エネルギー、同位体および温度の影響
| Title |
Vacuum-UV_photodesorption_from_compact_Amorphous_Solid_Water_:_photon_energy,_isotopic_and_temperature_effects |
| Authors |
Jean-Hugues_Fillion,_R\'emi_Dupuy,_G\'eraldine_F\'eraud,_Claire_Romanzin,_Laurent_Philippe,_Thomas_Putaud,_Vincent_Baglin,_Roberto_Cimino,_Patrick_Marie-Jeanne,_Pascal_Jeseck,_Xavier_Michaut_and_Mathieu_Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15435 |
星間粒子をコーティングしている水に富む氷のマントルからの真空UV（VUV）光脱離は、星や惑星を形成する領域のガス対氷の比率に重要な役割を果たすことが知られています。水氷からの定量的な光脱離収率は、宇宙化学モデルにとって非常に重要です。私たちは、VUVの水氷からの最初の定量的な光子エネルギー依存の光脱離収量を提供することを目指しています。この情報は、光脱離メカニズムを理解し、星間照射条件下での収量の変動を説明するために重要です。実験は、SPICES（SurfaceProcessesandICES）セットアップを使用して、調整可能なVUV光を提供するSOLEILシンクロトロンのDESIRSビームラインで実行されました。コンパクトなアモルファス固体水氷（H$_2$OおよびD$_2$O）は、7〜13.5eVで照射されています。定量的収率は、15Kから100Kの範囲のサンプル温度の質量分析による気相での検出によって得られました。H$_2$O（D$_2$O）、OH（OD）、H$_2の光脱離スペクトル$（D$_2$）とO$_2$は、9〜10eV付近でピークに達し、より高いエネルギーで減少します。15Kでの無傷の水の平均光脱離収率は、H$_2$Oの場合は5$\times$10$^{-4}$分子/光子、H$_2$Oの場合は5$\times$10$^{-5}$分子/光子です。7-13.5eVの範囲でD$_2$O。強い同位体効果は、OH（OD）とH（D）の光フラグメント間の化学再結合の違いによって説明できます。これは、直接的な水の光分解時にOHフォトフラグメントに利用できる低い運動エネルギーに由来するため、および/または電子緩和プロセスによって説明できます。分子雲内の氷粒マントルの構築中の水の分別に寄与し、原始惑星系円盤の彗星形成領域におけるOHに乏しい化学環境に有利に働くことが期待されています。OH（OD）を除くすべての検出された種の収量は、（70$\pm$10）Kを超えると向上し、この温度での氷の再構築を示唆しています。
任意の偏光を持つ重力波（GW）の影響下でのニュートリノの伝搬とフレーバー振動を調べます。摂動アプローチを使用して、3つのニュートリノフレーバーのシステムに対して有効なハミルトニアンを再導出します。次に、この結果を使用して、確率的GWにおけるニュートリノフレーバーの進化を一般的なエネルギー密度スペクトルで検討します。ニュートリノフレーバーの密度行列の方程式を取得し、分析的に解きます。アプリケーションとして、超新星II型超新星爆発で放出されたニュートリノビームのフレーバー含有量を研究します。ニュートリノフラックスへのGWの寄与と、フラックスの漸近値への減衰を表す減衰減少の分析式を取得します。ニュートリノフラックスの進化に対する確率的GWのさまざまなソースの影響を定性的に評価することができます。主な貢献は、超大質量ブラックホールの融合によって放出されたGWによるものであることを証明します。ニュートリノ望遠鏡による天体物理学的ニュートリノの測定のために得られた結果の意味が議論されています。
パラティーニのボソン星$ f（\ mathcal {R}）$重力
| Title |
Boson_stars_in_Palatini_$f(\mathcal{R})$_gravity |
| Authors |
Andreu_Mas\'o-Ferrando,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Jos\'e_A._Font,_Gonzalo_J._Olmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15705 |
$f（\mathcal{R}）$重力のパラティーニ定式化における球対称ボソン星の平衡解を調べます。スカラー物質による修正重力と修正スカラー物質による一般相対性理論との間に最近確立された対応を使用することにより、重力セクターに導入された修正を説明します。二次理論$f（\mathcal{R}）=R+\xiR^2$に焦点を当て、その解を一般相対性理論で見られる解と比較し、結合パラメーター$\xi$の正の値と負の値の両方を調べます。物質源として、自己相互作用項がある場合とない場合の複雑で大規模なスカラー場が考慮されます。私たちの結果は、パラティーニ$f（\mathcal{R}）$重力におけるボソン星の存在曲線が一般相対性理論で見られるものとかなり類似していることを示しています。結合パラメータの負の値には大きな違いが見られ、その結果、十分に高いスカラー場密度分布に対して反発重力成分が生じます。自己相互作用を追加すると、$f（\mathcal{R}）$と一般相対性理論の間の縮退がさらに顕著になり、2つの理論を観察的に区別する余地がほとんどなくなります。
