不確実な時間：宇宙論と星からの赤方偏移と時間の関係
| Title |
Uncertain_Times:_The_Redshift-Time_Relation_from_Cosmology_and_Stars |
| Authors |
Michael_Boylan-Kolchin_and_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15825 |
プランクのデータは、宇宙の年齢の0.17\％の測定値、$t_0=13.797\pm0.023\、{\rmGyr}$など、基本の$\Lambda$CDMモデルを想定した場合に、宇宙論的パラメーターに正確な制約を提供します。ただし、「ハッブルテンション」の持続性は、ベースの$\Lambda$CDMモデルの完全性に疑問を投げかけ、宇宙の想定される拡張履歴を変更するEarlyDarkEnergy（EDE）などのモデルへの関心を高めています。赤方偏移と時間の関係$z\leftrightarrowt$に対するEDEの影響を調査し、ベースの$\Lambda$CDMモデルと少なくとも${\upperx}4\％$だけ異なることがわかりました。$z$。EDEが観測的に実行可能である限り、より高いレベルの精度で引用された推定$t\leftarrowz$または$z\leftarrowt$は、宇宙論の理解の現在の状況を反映していません。この不確実性は、天体物理学的に重要な意味を持っています。再電離エポック（$10>z>6$）は、ベースの$\Lambda$CDMモデルとEDEモデルのばらばらのルックバック期間に対応し、EDE値は$t_0=13.25\pm0.17〜{です。\rmGyr}$は、いくつかの星、星団、および超微弱な矮小銀河の公表された年齢と緊張関係にあります。ただし、公開されているほとんどの恒星の年齢には、$\sim7-10\％$と推定される精度の不確実性（たとえば、不確実な距離や恒星の微物理による）が含まれておらず、恒星の年齢を$t_{0、\と一致させる可能性があります。rmEDE}$。星のビッグデータ時代がどのように非常に正確な年齢（$<1\％$）を提供しているか、そして対流などの恒星の微物理の改善された距離と処理がどのように4-5\％$に匹敵する正確な年齢をもたらすことができるかについて説明します。$t\leftrightarrowz$の現在の精度。このような正確で正確な恒星の年代は、宇宙論モデルとは無関係に、高赤方偏移の宇宙への詳細な洞察を提供することができます。
$ z \ sim $ 4で$ 150万の銀河によって生成されたCMBレンズ信号の最初の識別：高赤方偏移での物質密度変動に対する制約
| Title |
First_Identification_of_a_CMB_Lensing_Signal_Produced_by_$1.5$_Million_Galaxies_at_$z\sim$4:_Constraints_on_Matter_Density_Fluctuations_at_High_Redshift |
| Authors |
Hironao_Miyatake,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Yoshiaki_Ono,_Nanaka_Yamamoto,_Atsushi_J._Nishizawa,_Neta_Bahcall,_Satoshi_Miyazaki,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15862 |
公開されている{\itPlanck}PR3$\kappa$マップを使用した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ測定により、高赤方偏移でのライマンブレーク銀河（LBG）周辺の暗黒物質分布の最初の検出を報告します。LBGサンプルは、赤方偏移の中央値が$z\sim4$の1,473,106個のオブジェクトで構成されており、HyperSuprime-Cam（HSC）戦略的調査プログラム（SSP）調査で観測された総面積305度$^2$で識別されます。前景銀河や宇宙赤外線背景放射（CIB）による汚染などの体系的な不確実性を注意深く調査した後、LBGの2ハローターム信号が支配的な$5.1\sigma$でのCMBレンズ信号の有意な検出が得られました。Navarro-Frenk-White（NFW）プロファイルと線形バイアスモデルで構成される単純なモデルをフィッティングすると、$3.1^{+9.3}_{-2.8}\times10^{11}h^の典型的なハロー質量が得られます。{-1}M_\odot$。CMBレンズ効果と銀河-銀河団の信号を大規模に組み合わせて、$（\Omega_{{\rmm}0}$、$\sigma_8）$を制約する$z\sim4$での最初の宇宙論的分析を示します。$\sigma_8$に対する制約は、{\itPlanck}の最適な宇宙論とほぼ一致しているのに対し、この$\sigma_8$の制約は、$1\sigma$レベルを超える{\itPlanck}宇宙論よりも低いことがわかります。この研究は、CMBと高$z$銀河の組み合わせによって高赤方偏移での宇宙論的パラメーターを制約するための新しいウィンドウを開きます。また、今後のCMBと光学によって、銀河の進化とそのような高赤方偏移での大規模構造との相互作用を研究します。および近赤外線画像調査。
$ \ alpha $-アトラクタモデルにおける原始ブラックホール形成：最適化されたピーク理論を使用した分析
| Title |
Primordial_black_hole_formation_in_$\alpha$-attractor_models:_an_analysis_using_optimized_peaks_theory |
| Authors |
Rafid_Mahbub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15957 |
この論文では、原始ブラックホール（PBH）の形成が、インフレーションの$\alpha$-アトラクターを使用して再調査されています。存在量を計算するために従来のPress-Schechter理論を使用する代わりに、参考文献で開発された最適化されたピーク理論が使用されます。\cite{Yoo：2018kvb、Yoo：2020dkz}。この方法は、曲率摂動が原始ブラックホールの質量を変更する際にどのように作用するかを考慮に入れています。\cite{Mahbub：2019uhl}で提案されたモデルを分析すると、崩壊したハッブルパッチの地平線の質量が通常の計算と比較して$\mathcal{O}（10^2）$大きいことがわかります。さらに、PBHは、曲率パワースペクトル$\mathcal{P}_{\zeta}（k）$から形成でき、数値的に好ましいしきい値の過密度を使用して、より低い値でピークになります。予測される一般的に大きな質量の結果として、パワースペクトルのピークは$k>10^{15}\text{Mpc}^{-1}$に配置できます。これにより、原始パワースペクトルに対する潜在的な将来の制約が発生します。重力波（GW）を回避することができます。
| Title |
Hubble_diagram_at_higher_redshifts:_Model_independent_calibration_of_quasars |
| Authors |
Xiaolei_Li,_Ryan_E._Keeley,_Arman_Shafieloo,_Xiaogang_Zheng,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16032 |
この論文では、最大のクエーサーサンプルを較正するためのモデルに依存しないアプローチを提示します。クエーサーサンプルのキャリブレーションは、基本的に、紫外線（UV）の$\log$とX線の光度の間の線形関係のパラメーターを制約します。このキャリブレーションにより、クエーサーを標準化されたキャンドルとして使用できます。クエーサーの光度関係を特徴付けるパラメーターと、クエーサーを標準化されたキャンドルとして使用することから推測される宇宙論的距離との間には強い相関関係があります。ガウス過程回帰を使用して、最新のIa型超新星観測から宇宙の膨張履歴をモデルに依存せずに再構築することにより、この縮退を解消します。キャリブレーションされたクエーサーデータセットを使用して、$z\sim7.5$の赤方偏移までの拡張履歴をさらに再構築します。最後に、GPハイパーパラメータの事後確率分布に基づいて、キャリブレーションされたクエーサーサンプルと標準の$\rm{\Lambda}CDM$モデルの間の整合性をテストします。私たちの結果は、より高い赤方偏移でわずかに有意な偏差が発生しているにもかかわらず、クエーサーサンプルが超新星の赤方偏移範囲で標準の$\rm{\Lambda}CDM$モデルとよく一致していることを示しています。標準の$\rm{\Lambda}CDM$モデルをキャリブレーションされたクエーサーサンプルに適合させると、物質密度パラメーター$\Omega_m=0.382^{+0.045}_{-0.042}$の高い値が得られます。これは、わずかに一貫しています。他の宇宙論的観測からの制約で。
| Title |
Calibration_of_bias_and_scatter_involved_in_cluster_mass_measurements_using_optical_weak_gravitational_lensing |
| Authors |
Sebastian_Grandis,_Sebastian_Bocquet,_Joseph_J._Mohr,_Matthias_Klein,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16212 |
クラスター数カウントからの宇宙論的推論は、質量キャリブレーションの精度、つまりクラスター選択観測量とハロー質量の間のマッピングの経験的決定によって体系的に制限されます。この作業では、弱レンズ質量キャリブレーションのバイアスと不確かさを定量的に決定する方法を示します。この目的のために、流体力学シミュレーションから投影された物質密度プロファイルのライブラリを抽出します。せん断バイアスとノイズ、測光赤方偏移の不確実性、偏心、クラスターメンバーの汚染、クラスターの形態学的多様性、および視線投影を考慮して、せん断プロファイルのライブラリを作成します。これらのプロファイルに1パラメータモデルを当てはめると、いわゆる\emph{弱いレンズ効果}$M_\text{WL}$が抽出されます。流体力学的シミュレーションと同じ初期条件での重力のみのシミュレーションからの弱いレンズ質量をハロー質量に関連付けることにより、クラスター数カウント実験に対する流体力学的効果の影響を推定することができます。系統学の$\sim$1000の異なる実現のための新しいせん断ライブラリを作成すると、系統分類学の不確実性を反映して、弱いレンズ効果とハロー質量の関係のパラメータの分布が提供されます。この結果は、宇宙論的推論の前兆として使用できます。また、精度に対する内側のフィッティング半径の影響について説明し、隣接する構造から信号を除外するために必要な外側のフィッティング半径を決定します。私たちの方法は現在、さまざまなStage〜IIIレンズ調査に適用されており、Stage〜IVレンズ調査に簡単に拡張できます。
アーベル-ヒッグスストリングネットワークにおけるループ減衰
アーベル-ヒッグスモデルで宇宙ひもループの崩壊を研究します。ランダムフィールドの初期条件から形成された無限の文字列の交差によって形成されたループがすぐに消え、寿命が初期の静止フレームの長さ$\ell_\text{init}$に比例するという以前の結果を確認します。$\ell_\text{init}$から$6000$の逆質量単位までの母集団を調査し、初期の長さに関係なく、比例定数を$0.14\pm0.04$と測定します。最初は静止している文字列から振動する非自己交差ループを構築する新しい方法を提案し、対照的に、これらのループの寿命は、人工的に作成された以前の作業と一致して、およそ$\ell_\text{init}^2$としてスケーリングされることを示します文字列構成。振動する文字列の平均二乗速度は$\bar{v}^2\simeq0.500\pm0.004$であり、南部-後藤の値$1/2$と一致しますが、ネットワークループの速度は$\bar{vです。}^2\simeq0.40\pm0.04$。ネットワークループ崩壊の背後にあるメカニズムが何であれ、それは非線形であり、初期条件を注意深く調整することによってのみ抑制でき、重力放射よりもはるかに強力であると私たちは主張します。つまり、南部-後藤モデルを使用して、場の理論の弦の張力に対するロバストな制約を導き出すことはできません。重力を放射するために生き残った南部-後藤のようなループの割合$f_\text{NG}$として、不確実性をパラメータ化することを提唱します。作成された31の大規模ネットワークループはいずれも、初期の長さの0.25より長く存続しなかったため、$95$％の信頼水準で$f_\text{NG}<0.1$と推定できます。最近報告されたNANOgrav信号が宇宙ひもによるものである場合、宇宙マイクロ波背景放射の境界に違反しないように、$f_\text{NG}$は$10^{-3}$より大きくなければなりません。
原始ブラックホールの合併率は、それらの初期クラスタリングに依存します。短期および大規模を相関させる原始的な非ガウス性がない場合、原始ブラックホールはそれらの形成時にポアソン分布します。ただし、ローカルタイプの原始ブラックホールは、大規模な原始ブラックホールと相関している可能性があります。CMB$\mu$歪みを探す将来の実験では、局所的な非ガウス性によって引き起こされる初期の原始ブラックホールクラスタリングの仮説がテストされることを示します。
| Title |
Hot_Jupiters,_cold_kinematics:_High_phase_space_densities_of_host_stars_reflect_an_age_bias |
| Authors |
Alexander_J._Mustill,_Michiel_Lambrechts,_Melvyn_B._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15823 |
環境。惑星系の誕生環境は、外部の光蒸発と恒星のフライバイを通じて、惑星の形成と軌道の進化に影響を与えると考えられています。最近の研究は、惑星系の特性とホスト星の局所銀河位相空間密度との間の相関の形で、これに対する観測的支持を主張しています。特に、ホットジュピターは、位相空間密度の高い領域の星の周りに圧倒的に見られます。これは、星の密度が高い形成環境を反映している可能性があります。目的。代わりに、高相密度が銀河の運動学的起源を持っているかどうかを調査します。ホットジュピターのホストは、若いために運動学的に冷たい方向に偏っている可能性があります。銀河は同様のタイムスケールで増加します。メソッド。ホットジュピターのホストとその近傍にガイアの6D位置と運動学を使用し、位相空間密度の分布を構築します。星の局所的な位相空間密度と固有速度との相関関係を調べます。結果。局所静止系に関して、位相空間密度とホスト星の固有速度との間に強い反相関があることがわかります。したがって、「高密度」領域のほとんどの星は運動学的に冷たいです。これは、惑星の潮汐破壊の前に若い星の周りのホットジュピターを検出するという前述のバイアスによって引き起こされる可能性があります。結論。ホットジュピターホストのデータには、他の星と比較して位相空間の過密度に優先的に存在するという証拠はなく、したがって、それらが高星密度の誕生環境に由来するという証拠も見つかりません。
入射星フラックスの大きさが、短周期ガス巨大惑星の昼夜の温度勾配と大気化学を決定する上で唯一の最も重要な要因であることは十分に確立されています。ただし、大気の金属量、C/O比、雲の特性の惑星間の変動などの他の要因も、この惑星の集団で観測された赤外線スペクトルの多様性に寄与する可能性があります。この研究では、5つの通過するガス巨大惑星（HAT-P-5b、HAT-P-38b、WASP-7b、WASP-72b、およびWASP-127b）の新しい3.6および4.5ミクロンの二次日食測定値を示します。5つの惑星すべての少なくとも1つのバンドパスで日食を検出し、ゼロ以外の離心率の証拠を示すWASP-7bを除くすべての惑星の円軌道を確認します。Garhartらの研究に基づいて構築。（2020）、私たちはこれらの新しい惑星を、測定されたスピッツァー二次日食を持つすべての惑星のサンプルと比較することによって、より広い文脈に置きます。入射フラックスは、短周期ガス巨大惑星の大気化学と循環パターンを決定するための唯一の最も重要な要因であることがわかります。表面重力とホスト星の金属量が二次的な役割を果たすことも期待できるかもしれませんが、これら2つの変数のいずれかとの相関関係の証拠は見つかりません。
惑星散乱中の惑星の傾斜
惑星のスピン軸の観測上の制約が最近可能になり、大きなスピン軸のミスアラインメント、低い恒星のスピン軌道相互作用、および高い離心率を支持するシステムが明らかになりました。そのようなシステムの起源を説明するために、我々は、その場での形成とディスク移動の自然な結果である惑星-惑星散乱の間に惑星のスピン軸を傾けることができるメカニズムを提案します。具体的には、散乱過程で短期間スピン軌道相互作用が発生し、惑星のスピン軸のずれを励起する可能性があることを示します。これは通常、大きなスピンのずれと広範囲の奇行と傾斜を持つ惑星につながります。
惑星-惑星散乱における太陽系外巨大惑星のスピンダイナミクス
| Title |
Spin_Dynamics_of_Extrasolar_Giant_Planets_in_Planet-Planet_Scattering |
| Authors |
Yu-Cian_Hong_and_Dong_Lai_and_Jonathan_I._Lunine_and_Philip_D._Nicholson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15902 |
惑星-惑星散乱は、太陽系外惑星の離心率分布を最もよく説明しています。過去の文献は、惑星の軌道が惑星-惑星の散乱のために進化することを示しました。この作品は、2惑星系の惑星-惑星散乱における惑星のスピン進化を研究しています。スピンは、惑星-惑星散乱段階でのスピンと軌道歳差運動の進化によって可能になったスピン軌道相互作用により、劇的に進化する可能性があります。惑星の回転に対するトルクの主な源は恒星のトルクであり、惑星と惑星のトルクの寄与の合計はごくわずかです。スピンの進化の結果として、惑星は、太陽系の惑星のように、かなりの傾斜角（惑星自身の軌道法線とスピン軸の間の角度）で終わる可能性があります。
メタン-エタン系の状態図とタイタンの湖への影響
| Title |
Phase_Diagram_for_the_Methane-Ethane_System_and_its_Implications_for_Titan's_Lakes |
| Authors |
Anna_E._Engle,_Jennifer_Hanley,_Shyanne_Dustrud,_Garrett_Thompson,_Gerrick_E._Lindberg,_William_M._Grundy,_Stephen_C._Tegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15978 |
タイタンでは、メタン（CH4）とエタン（C2H6）が湖や海で見られる主要な種です。この研究では、実験室での作業とモデリングを組み合わせて、低温でのメタン-エタンの二元状態図を改良し、これらの条件で分子がどのように相互作用するかを調べました。液相線には目視検査を、固相線にはラマン分光法を使用しました。これらの方法により、液相線データから、0.644$\pm$0.018メタン-0.356$\pm$0.018エタンモル分率の組成で71.15$\pm$0.5Kの共晶点を決定しました。固相線データを使用して、共晶等温線温度が72.2K、標準偏差が0.4Kであることがわかりました。バイナリシステムのマッピングに加えて、純粋なエタンの固-固転移を調べたところ、冷却すると転移が見られました。固体I-IIIの変化は89.45$\pm$0.2Kで発生しました。温暖化シーケンスは89.85$\pm$0.2Kで発生する固体III-IIと89.65$\pm$0.2Kで発生する固体II-Iの遷移を示しました。理想的な予測は分子動力学シミュレーションにより、メタン-エタンシステムがほぼ理想的に動作し、混合比が共晶組成に近づくにつれて最大の偏差が発生することが明らかになりました。
フォボスに向かう途中の火星衛星探査（MMX）宇宙船の彗星流星ストリームトラバースのモデリング
| Title |
Modelling_cometary_meteoroid_stream_traverses_of_the_Martian_Moons_eXploration_(MMX)_spacecraft_en_route_to_Phobos |
| Authors |
Harald_Kr\"uger,_Masanori_Kobayashi,_Peter_Strub,_Georg-Moragas-Klostermeyer,_Maximilian_Sommer,_Hiroshi_Kimura,_Eberhard_Gr\"un,_Ralf_Srama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16112 |
火星の衛星探査（MMX）宇宙船は、火星とその衛星であるフォボスとデイモスへのJAXAミッションです。MMXは、新しく開発された軽量（$\mathrm{650\、g}$）の大面積（$\mathrm{1\、m^2}$）のダストインパクトであるCircum-MartianDustMonitor（CMDM）を搭載します。検出器。彗星の軌道に沿って、彗星の流星物質の流れ（トレイルとも呼ばれます）が存在し、惑星間塵雲の微細構造を形成しています。流れは主に最大の彗星粒子（約$\mathrm{100\、\mum}$から1〜cmのサイズ）で構成されており、低速で放出され、彗星の軌道に非常に近いままで、太陽。宇宙モデルの惑星間流星環境（IMEX）ダストストリームは、太陽系内部の彗星流星ストリームの新しい、最近公開されたユニバーサルモデルです。IMEXを使用して、2024年から2028年の期間のMMXミッション中にCMDMで彗星ダストストリーム粒子の検出条件を研究します。モデルは、$\mathrm{100\、\mum}のフラックスを持つ12個の彗星流星ストリームのトラバースを予測します。$以上の粒子が少なくとも$\mathrm{10^{-3}\、m^{-2}\、day^{-1}}$で、合計約90日。$\mathrm{0.15\、m^{-2}\、day^{-1}}$の最大フラックスは、2026年10月の114P/ワイズマン-スキフ彗星で予測されています。フォボスに向かう途中の彗星流星の流れを検出することができます。MMXの火星軌道相のシミュレーション結果は、火星の大気中の流星群の発生も予測しています。これは、着陸船またはローバーに搭載されたカメラで火星の表面から観測できる可能性があります。最後に、IMEXモデルを使用して、乗組員の深宇宙ミッションに特に必要となる、大面積の宇宙船構造への流星物質の衝突によって課せられる衝撃の危険性を研究できます。
HD 143006：周連星惑星またはずれた円盤？
| Title |
HD_143006:_circumbinary_planet_or_misaligned_disc? |
| Authors |
G.Ballabio,_R.Nealon,_R.D.Alexander,_N.Cuello,_C.Pinte_and_D.J.Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16213 |
現在、原始惑星系円盤内の不整合が一般的に観察されており、散乱光画像の影などの特徴は、同一平面上の形状からの逸脱を示しています。HD143006周辺のディスクのVLT/SPHERE観測は、大規模な非対称性と、シャドウイングを示す2つの狭い暗いレーンを示しています。ALMAの観測では、大きな半径での明るい弧とともに、ディスク内のリングとギャップの存在も明らかになっています。HD143006の新しい流体力学シミュレーションを提示し、強く傾斜したバイナリと外側の惑星コンパニオンの両方を備えた構成が、観察された形態学的特徴を説明するのに最も妥当であることを示します。シミュレーションから合成観測を計算し、IR散乱光で見られる狭い影と明るさの非対称性の両方をうまく再現します。さらに、CO運動学で検出された10木星質量惑星のために、mm連続体で観測された大きな塵を再現します。私たちのシミュレーションはまた、周惑星円盤の形成を示しています。これは、外側の円盤に対してずれています。内側の円盤によって投げかけられた狭い影と、円盤の運動学における惑星によって引き起こされた「ねじれ」は、両方とも5〜10年の時間スケールで移動すると予想され、モデルの潜在的に観測可能なテストを示します。確認された場合、HD143006は、軌道が大きくずれた周連星惑星の最初の既知の例になります。
ひき逃げ衝突による小惑星4ベスタでのメソシデライト形成
| Title |
Mesosiderite_formation_on_asteroid_4_Vesta_by_a_hit-and-run_collision |
| Authors |
Makiko_K._Haba,_J\"orn-Frederik_Wotzlaw,_Yi-Jen_Lai,_Akira_Yamaguchi,_Maria_Sch\"onb\"achler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16242 |
初期の太陽系における原始惑星系円盤の衝突と破壊のプロセスは、さまざまなタイプの主帯小惑星の起源を理解するための鍵です。メソシデライトは、ホワルダイト-ユークライト-ダイオジェナイトのような地殻と溶融したコア材料の混合によって形成された石鉄隕石であり、分化した小惑星の壊滅的な崩壊へのユニークな洞察を提供します。ただし、謎めいた形成プロセスと金属-ケイ酸塩混合の不十分な制約のタイミングは、潜在的な親体への割り当てを複雑にします。ここでは、同位体希釈熱イオン化質量分析によるメソシデライトジルコンの高精度ウラン鉛年代測定を報告し、4,558.5+/-210万年前の初期地殻形成と、4,525.39+/-85万年での金属ケイ酸塩混合を明らかにします。2つの異なる年齢は、地殻形成のタイミングと、小惑星ベスタである可能性が高いユークライトの親体での大規模な再加熱イベントと一致します。この年代順の一致は、ベスタがメソシデライトケイ酸塩の母体であることを裏付けています。ベスタでのメソシデライトの形成は、4億5,540万年前のヒットアンドラン衝突によって説明できます。これは、NASAのドーンミッションで観測された厚い地殻を引き起こし、メソシデライト、ホワルダイト-ユークライト-ダイオジェナイト隕石、およびベストイドに含まれるかんらん石の欠落を説明しています。
太陽のような星を周回する暖かいおよび冷たい岩石惑星の進化に対する表面$ CO _ {\ mathrm {2}} $凝縮の影響
| Title |
The_influence_of_surface_$CO_{\mathrm{2}}$_condensation_on_the_evolution_of_warm_and_cold_rocky_planets_orbiting_Sun-like_stars |
| Authors |
Irene_Bonati_and_Ramses_M._Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16315 |
ハビタブルゾーンは、惑星の表面で液体の水の立っている物体が安定している可能性がある星の周りの領域です。その幅は、私たちの惑星で何十億年もの間居住可能な表面状態を維持してきた炭酸塩-ケイ酸塩サイクルの効率によって決定されるとしばしば想定されています。このサイクルは、かなりの量の$CO_{\mathrm{2}}$氷の表面凝縮によって抑制される可能性があります。これは、十分に高いレベルの大気$CO_{\mathrm{2}}$を含む遠方の惑星で発生する可能性があります。このようなプロセスは、惑星内に$CO_{\mathrm{2}}$の氷を恒久的に閉じ込め、その長期的な居住性を脅かす可能性があります。最近の研究は、太陽を周回する最初は冷たくて氷のような惑星体のためにこのシナリオをモデル化しました。ここでは、高度なエネルギーバランスモデルを使用して、F-K星を周回する最初は暖かい惑星と冷たい急速に回転する惑星の両方を考慮します。ウォームスタート惑星では、かなりの表面$CO_{\mathrm{2}}$の氷の凝縮が発生する軌道距離の範囲が大幅に減少することを示します。星のタイプはこの結論に影響を与えませんが、表面の$CO_{\mathrm{2}}$の氷は、より高温の星の周りのハビタブルゾーンの大部分に凝縮します。したがって、ウォームスタートシミュレーションは1-Dモデルの予測と一致しており、これらの以前のモデルの古典的なハビタブルゾーンの制限が依然として有効であることを示唆しています。また、コールドスタートシミュレーションは、分析を他の星のタイプに拡張しましたが、以前の太陽の研究の傾向と一致する傾向を示していることもわかりました。
さまざまな星黒点充填率と星黒点分布を使用して、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって観測されたMおよびKの矮星の惑星外通過光度曲線における星黒点検出率を決定します。トランジットスタースポットモデル\prismを使用して、スポットされた星の周りの惑星トランジットの$3.6\times10^9$シミュレーションを使用しました。シミュレーションは、均一、極バイアス、および中緯度の3つの分布のいずれかを使用して、さまざまな星黒点の充填率をカバーします。恒星円盤と恒星黒点の構築後、恒星黒点のトランジットコードをチェックし、各恒星黒点のフラックスの変化を調べて、恒星黒点の異常が検出されるかどうかを判断しました。次に、結果をTESSの予測された惑星検出と比較しました。結果は、均一な星黒点分布の場合、TESSによって観測された$64\pm9$M矮星と$23\pm4$K矮星通過光度曲線に星黒点異常が含まれることを示しています。これは、極バイアス分布の場合は$37\pm6$M矮星と$12\pm2$K型矮星の光度曲線になり、中緯度分布の場合は$47\pm7$M矮星と$21\pm4$K型矮星の光度曲線になります。現在、TESSから確認された惑星系は17M矮星と10K矮星のみであり、いずれも恒星黒点の異常を示していることが確認されていません。3つの星黒点の分布はすべて、現在の傾向を説明できます。しかし、このようなサンプルが少ないため、現時点では確固たる結論を出すことはできません。より多くのTESSMおよびKの矮星系外惑星系が検出され、特徴付けられた今後数年間で、支配的な星黒点の分布を決定することが可能になるでしょう。
MOSDEF-LRIS調査：Rest-UV分光法を使用したz〜2での星形成銀河のISM / CGM構造の調査
| Title |
The_MOSDEF-LRIS_Survey:_Probing_ISM/CGM_Structure_of_Star-Forming_Galaxies_at_z~2_Using_Rest-UV_Spectroscopy |
| Authors |
Xinnan_Du,_Alice_E._Shapley,_Michael_W._Topping,_Naveen_A._Reddy,_Ryan_L._Sanders,_Alison_L._Coil,_Mariska_Kriek,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15824 |
星形成銀河の星間および銀河周辺媒体（それぞれISMおよびCGM）内のガス、金属、およびダストの複雑な構造は、Ly$\alpha$の放出と吸収、低イオン化星間（LIS）金属吸収によって調べることができます。、およびほこりが赤くなる$E（BV）$。Ly$\alpha$相当幅（EW$_{Ly\alpha}$）、LIS相当幅（EW$_{LIS}$）、および$E（BV）$間の相関の統計分析を示します。$z\sim2.3$にある159個の星形成銀河のサンプル。個々の深い静止UVスペクトルとスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングから得られた測定値を使用すると、EW$_{LIS}$と$E（BV）$の間に最も緊密な相関関係が存在することがわかりますが、3つのパラメーターすべての間の相関関係統計的に有意です。これらの結果は、ダストと金属に富むHIガスとの直接的な関係を示しており、それらはおそらく共空間的であると考えられます。私たちの結果をさまざまなISM/CGMモデルの予測と比較することにより、ダストが中性ガスの塊に存在し、Ly$\alpha$光子が低HI被覆率/カラム密度の塊内媒体を通って逃げる塊状のISM/CGMモデルを支持します。。最後に、金属量、流出運動学、Ly$\alpha$生産効率、スリット損失など、この作業で研究した相関関係の固有のばらつきに寄与する可能性のある要因を調査します。具体的には、EW$_{Ly\alpha}$と$E（BV）$の関係のばらつきが、金属量の関数としての金属とHIの被覆率の変化と流出の影響を反映しているという証拠が見つかりました。ISM/CGMの多孔性について。星形成フィードバックとLy$\alpha$光子の放射伝達を組み込んだ将来のシミュレーションは、ISM/CGM構造内の中性ガスとダストの空間分布に重要な制約を提供します。
SDSS DR16で吸収された銀河の冷たい銀河周囲媒体の存在量、特性、および運動学の特性評価
| Title |
Characterizing_the_abundance,_properties,_and_kinematics_of_the_cool_circumgalactic_medium_of_galaxies_in_absorption_with_SDSS_DR16 |
| Authors |
Abhijeet_Anand,_Dylan_Nelson,_Guinevere_Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15842 |
銀河の銀河系媒体（CGM）を研究するために、クエーサーの光学的連続体を推定し、一致するカーネル畳み込み手法と適応S/N基準を使用して介在する金属吸収線システムを検出する自動パイプラインを開発します。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）の最新のデータリリース16（DR16）で$\sim$100万のクエーサーを処理し、$\sim$160,000MgII吸収体の大規模なサンプルと$\sim$70,000FeIIシステムをコンパイルします。、赤方偏移の範囲$0.35<z_{abs}<2.3$。これらを$\sim1.1$百万の発光赤色銀河（LRG）と$\sim200,000$の輝線銀河（ELG）のSDSSDR16分光法と組み合わせて、$0.5<z<1$での低温ガス吸収の性質を調査します。これらの大きなサンプルにより、MgIIのスケール依存性を以前の作業よりも高い精度で特徴付けることができます。ELGの$\sim50$kpc内でMgII吸収が大幅に強化され、ELGの$0.5r_{\rmvir}$内の被覆率がLRGの場合の2〜5倍であることがわかります。50kpcを超えると、両方の種類の銀河でMgIIが急激に減少し、CGMがダークマターハローと密接に関連している体制への移行を示しています。MgII被覆率は、LRGの恒星質量と強く相関しますが、ELGの場合は弱く相関し、被覆率は星形成率とともに増加します。私たちの分析は、冷たい銀河系ガスは、星形成と静止銀河の物理的起源が異なることを示唆しています。
気体力学的摩擦：現代の流体力学的スキームへの挑戦
| Title |
Gaseous_Dynamical_Friction:_A_Challenge_to_Modern_Hydrodynamical_Schemes |
| Authors |
Ben_Morton,_Sadegh_Khochfar,_Jose_O\~norbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15848 |
力学的摩擦（DF）として知られる、背景媒体を通って移動する巨大な物体からの運動量とエネルギー伝達のプロセスは、多くの天体物理学システムを理解するための鍵です。最先端のマルチフィジックスコードであるGIZMOで、ラグランジュ流体力学ソルバーを使用したガス状DFの一連の高解像度シミュレーションを紹介します。数値設定は、マッハ0.2<M<3の範囲でDFの解析的予測と直接比較できるように選択されています。DF抗力、伴流の半径方向構造、およびそれらの時間発展を詳細に調査します。亜音速力は、M=1に近いマッハ数を除いて、十分に分解されていることが示されています。M=1に近い超音速の場合は、予測された力を大幅に下回ります。0.7<M<2のシナリオでは、予想されるDF力の10％〜50％が欠落していることがわかります。この欠陥の原因は、主に摂動体に近い伴流構造に関連しており、マッハコーン面の密度プロファイルは、時間の経過とともに改善されない有意な平滑化を示しています。媒体の球形の膨張摂動は、水力スキームによってうまく捉えられますが、不一致をもたらすのは、マッハコーンから平均密度への遷移における鋭い密度構造です。しかし、他の研究と一致して、有意差は残っているものの、時間の経過とともに力不足の一般的な改善が見られます。これは、（1）遠方界航跡の構造がうまく再現されていること、および（2）遠方界航跡からの総抗力の割合が時間とともに増加するためです。暗黒物質のサブハローは、典型的な宇宙論的シミュレーションでは、ここでテストされたものと同様のパラメーターを占めており、これらのサブハローが経験するDFが大幅に過小評価されていること、したがってそれらの合併率を示唆しています。力学的摩擦は関連するベンチマークであり、天体物理シミュレーションの標準的な水力試験の1つとして含める必要があります。
Haro11からの電離光子の漏れの原因-ノットA、B、CのHST / COS分光法からの手がかり
| Title |
The_source_of_leaking_ionizing_photons_from_Haro11_--_Clues_from_HST/COS_spectroscopy_of_knots_A,_B_and_C |
| Authors |
G\"oran_\"Ostlin,_T._Emil_Rivera-Thorsen,_Veronica_Menacho,_Matthew_Hayes,_Axel_Runnholm,_Genoveva_Micheva,_M._S._Oey,_Angela_Adamo,_Arjan_Bik,_John_M._Cannon,_Max_Gronke,_Daniel_Kunth,_Peter_Laursen,_Miguel_Mas-Hesse,_Jens_Melinde,_Matteo_Messa,_Mattia_Sirressi,_Linda_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15854 |
銀河からの電離（ライマン連続体）光子の脱出を理解することは、銀河が初期宇宙の再電離にどのように貢献したかを決定するために不可欠です。高赤方偏移銀河からライマン連続体を直接検出することは銀河間媒体のため不可能ですが、低赤方偏移銀河は原則としてこの可能性を提供しますが、宇宙からの観測が必要です。ライマン連続体の脱出が発見された最初の局所銀河は、z=0.02の明るい青色のコンパクト銀河であるHaro11であり、FUSE衛星での観測により脱出率は3.3％でした。しかし、FUSEの開口部は銀河全体を覆っており、ライマンの連続体がどこから漏れているのかは明らかではありません。ここでは、Haro11の3つのノット（A、B、およびC）の波長範囲1100〜1700AでHST/COS分光法を利用して、Ly-$\alpha$放射の存在と介在ガスの特性を研究します。すべての結び目が明るいLy-$\alpha$放射を持っていることがわかります。中性星間物質に由来するUV吸収線、およびイオン化された媒体をプローブする線は、3つのノットすべてで500km/sの青方偏移速度に伸びているのが見られ、流出する多相媒体の存在を示しています。ノットAとBは中性ガスの被覆率が大きく、LyCがこれらの視線に沿って逃げる可能性は低いのに対し、ノットCは被覆率がはるかに低い（$\lesssim50$％）ことがわかります。ノットCは、Ly-$\alpha$のエスケープ率が最も高く、Haro11で検出されたライマン連続体のエスケープの原因である可能性が最も高いと結論付けています。
合併する銀河団Abell3266におけるグローバルな動圧によって誘発された星形成の証拠の欠如
| Title |
A_Lack_of_Evidence_for_Global_Ram-pressure_Induced_Star_Formation_in_the_Merging_Cluster_Abell_3266 |
| Authors |
Mark_J._Henriksen_and_Scott_Dusek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15869 |
マージクラスターのグローバルプロパティとして、ラム圧によって引き起こされる星形成を検索するために、Abell3266を選択しました。Abell3266（z=0.0594）は、高速分散、視線の近くに落下するサブクラスター、および強い衝撃波面を特徴とする高質量クラスターです。これらの現象はすべて、RPSによって引き起こされた星形成の全体的な影響を確認するためにAbell3266を最適なクラスターにすることに貢献するはずです。アーカイブX線観測と公開された光学データを使用して、スターバーストとポストスターバーストをそれぞれ示す光学スペクトル特性（[OII、H$\beta$]）をラム圧力$\rho$v$^と相互相関させます。{2}$、X線および光学データから計算。E+Aとして分類されるスターバースト後の銀河は、かみのけ座銀河団よりもこの合体銀河団でより高い頻度で、中間の赤方偏移銀河団と同等の割合で発生することがわかります。これは、合併による星形成の増加と一致しています。ただし、スターバースト銀河とスターバースト後銀河はどちらも、ラム圧が低い環境または高い環境にある可能性が同じです。この結果から、スターバースト段階の期間は非常に短くなければならないので、（1）いつでも、高ラム圧環境の銀河のごく一部だけがこの効果を示し、（2）ほとんどのスターバースト後銀河は、クラスター内での継続的な軌道運動のために、ラム圧力が低い環境にあります。
近くの銀河の面分光調査で、高赤方偏移のスターバースト後の銀河の局所的な対応物を探す
| Title |
Searching_for_local_counterparts_of_high-redshift_post-starburst_galaxies_in_integral_field_unit_spectroscopic_surveys_of_nearby_galaxies |
| Authors |
Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16070 |
MaNGAIFU調査で検索して、IFU全体にわたって統合されたスペクトルから測定された、強いバルマー吸収線と弱い星雲輝線を持つ9つの銀河を特定します。恒星の光の大部分から測定されたスペクトルの特徴は、これらの銀河を高赤方偏移の分光的に選択されたスターバースト後の銀河の局所的な類似物にします。したがって、プロキシは高赤方偏移でスターバースト後の銀河を生成するメカニズムを理解します。吸収線指数と輝線強度の分布、およびこれらの局所的なスターバースト後の銀河の星の運動学を提示します。ほとんどすべての局所的なスターバースト後の銀河は、中央の$<1$kpcに中央のコンパクトな輝線領域を持っており、そのほとんどは弱い星形成活動によって支えられています。年齢に敏感な吸収線指数EW（H$\delta$）とDn4000は、郊外の星の種族が古いことを示しています。おもちゃの星の種族合成モデルは、銀河全体が星形成の急速な衰退を経験しており、中心に星形成活動が残っていることを示唆しています。これらの特徴は、ほとんどのスターバースト後の銀河が、ガスを中心に追いやり、中央に集中した星形成を引き起こし、そして銀河を急冷する高度に散逸するプロセスの余波であることを要求します。一方、測定可能な場合、スターバースト後の銀河は、最大恒星速度勾配の方向が測光主軸と一致します。これは、主要な合併が主要な駆動メカニズムであることを示唆していますが、ガスが豊富なマイナーな合併はもっともらしいです。高赤方偏移のスターバースト後の銀河の同じ品質の空間分解スペクトルを直接取得することは非常に困難ですが、適切なローカル対応物を見つけることは、遠方の宇宙での消光プロセスを理解するための代替手段を提供します。
JCMTビストロ調査：OMC-1地域に向けた磁場強度の分布
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_The_Distribution_of_Magnetic_Field_Strengths_towards_the_OMC-1_Region |
| Authors |
Jihye_Hwang,_Jongsoo_Kim,_Kate_Pattle,_Woojin_Kwon,_Sarah_Sadavoy,_Patrick_M._Koch,_Charles_L._H._Hull,_Doug_Johnstone,_Ray_S._Furuya,_Chang_Won_Lee,_Doris_Arzoumanian,_Mehrnoosh_Tahani,_Chakali_Eswaraiah,_Tie_Liu,_Florian_Kirchschlager,_Kee-Tae_Kim,_Mothohide_Tamura,_Jungmi_Kwon,_A-Ran_Lyo,_Archana_Soam,_Ji-hyun_Kang,_Tyler_L._Bourke,_Masafumi_Matsumura,_Steve_Mairs,_Gwanjeong_Kim,_Geumsook_Park,_Fumitaka_Nakamura,_Takashi_Onaka,_Xindi_Tang,_Hong-Li_Liu,_Derek_Ward-Thompson,_Di_Li,_Thiem_Hoang,_Tetsuo_Hasegawa,_Keping_Qiu,_Shih-Ping_Lai_and_Pierre_Bastien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16144 |
分子雲内の磁場強度の測定は、重力崩壊に対する磁気支持の重要性を決定するために不可欠です。この論文では、JCMTBISTRO調査の一環として、OMC-1領域の磁場強度の分布を推定するためのDavis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法の新しいアプリケーションを提案します。450$\mu$mと850$\mu$mでのダスト偏光放出の観測と、JCMTで得られたC$^{18}$O（3-2）スペクトル線データを使用します。OMC-1領域上を移動するボックス、40$''$$\times$40$''$（5$\times$5ピクセル）内の体積密度、速度分散、および偏光角分散を推定します。各ボックスの3つの量をDCF法に置き換えることにより、OMC-1領域全体の磁場強度が得られます。このホワイトペーパーで詳細に説明しているように、推定される電界強度には非常に大きな不確実性があることに注意してください。電界強度は0.8から26.4mGまで変化し、それらの平均値は約6mGです。さらに、臨界値とAlfv$\acute{e}$nマッハ数の単位での質量対フラックス比のマップを取得します。OMC-1領域のBN-KLと南（S）の塊の中央部分は磁気的に超臨界であるため、磁場は重力崩壊に対して塊を支えることができません。ただし、この領域の外側の部分は磁気的に未臨界です。平均Alfv$\acute{e}$nマッハ数は、領域全体で約0.4です。これは、磁気圧力がOMC1領域の乱流圧力を超えていることを意味します。
| Title |
Resolving_the_Complex_Evolution_of_a_Supermassive_Black_Hole_Triplet_in_a_Cosmological_Simulation |
| Authors |
Matias_Mannerkoski,_Peter_H._Johansson,_Antti_Rantala,_Thorsten_Naab_and_Shihong_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16254 |
ここでは、複雑な複数の銀河の合体で形成されるトリプル超大質量ブラックホール（SMBH）システムの自己無撞着な宇宙論的ズームインシミュレーションを紹介します。シミュレーションは、コードKETJUの更新バージョンを使用して実行されます。このコードは、SMBHの動きを追跡して、数十のシュワルツシルト半径の分離まで追跡すると同時に、ガス冷却、星などの周囲の銀河における大規模な天体物理学的プロセスをモデル化できます。形成、および恒星とAGNフィードバック。私たちのシミュレーションでは、最初に、3番目のSMBHの到着が遅れることによって硬化プロセスが中断されるSMBHバイナリシステムが生成されます。KETJUコードは、このようなトリプルSMBHシステムで発生する複雑な振る舞いを正確にモデル化できます。これには、強力な3体相互作用による銀河のキロパーセクスケールの軌道への1つのSMBHの放出や、SMBHが階層構成にある場合の相対論的歳差運動。SMBHの1つのペアは、最初の銀河の合体後に$\sim3\、\mathrm{Gyr}$を合体しますが、シミュレーションが赤方偏移$z=0$で終了すると、残りのバイナリはパーセクスケールの間隔になります。また、KETJUが、周囲の星の種族に対するSMBHバイナリとトリプレットの影響をキャプチャできることも示しています。これは、システム内の星の密度が進化するにつれて、バイナリマージのタイムスケールに影響を与える可能性があります。私たちの結果は、銀河の合体における複数のSMBHの複雑な振る舞いを動的に解決することの重要性を示しています。そのようなシステムは、単純化された半解析モデルを使用して簡単にモデル化できないためです。
$ H_0 $の銀河レンズの決定：楕円+せん断モデリングの仮定の効果
| Title |
Galaxy-lens_determination_of_$H_0$:_the_effect_of_the_ellipse+shear_modeling_assumption |
| Authors |
Matthew_R._Gomer_and_Liliya_L._R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16359 |
銀河レンズは、二次銀河と視線銀河を説明するために、外部のせん断球と等温球を持つ楕円形の質量分布としてモデル化されることがよくあります。観測されたクワッドの一部がこれらの仮定と矛盾しており、光に関して質量への双極子のような寄与を必要とするという統計的証拠があります。質量分布の形状に関する仮定を単純化すると、$H_0$などのパラメーターの誤った回復につながる可能性があります。楕円形からの偏差が異なる合成クワッド母集団のいくつかのテストを作成し、それらを楕円+せん断モデルに適合させ、$H_0$の回復値を測定します。キネマティック拘束は含まれていません。2種類のフィッティングを実行します。1つは単一のポイントソースを使用し、もう1つは拡張ソースをエミュレートするソースの配列を使用します。模擬大腿四頭筋と観察された母集団の間で、モデルを使用しない2つの比較を実行します。これらの比較の結果の1つは、文献にまだ記載されていない統計的不一致です。観察されたクワッドのレンズ中心に対する画像距離比は、合成またはシミュレートされたクワッドよりもはるかに広い範囲に及ぶようです。この不一致を念頭に置いて、私たちの模擬集団は$H_0$$\sim10\％$にバイアスをかける可能性があります。
超大質量連星ブラックホールの解釈をテストするための光学/ UV周期性を持つQSOからの幅広い輝線の変化
| Title |
Variation_of_Broad_Emission_Lines_from_QSOs_with_Optical/UV_Periodicity_to_Test_the_Interpretation_of_Supermassive_Binary_Black_Holes |
| Authors |
Xiang_Ji,_Youjun_Lu,_Junqiang_Ge,_Changshuo_Yan,_and_Zihao_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16448 |
周期的クエーサーは、その中心に超大質量ブラックホール（BBH）をホストすることが示唆されており、それらの光学/UV周期性は、二次ブラックホールの周りのディスクからの連続放出のドップラーブースト（DB）効果によって引き起こされると解釈されます（BH）または固有の降着率の変動。しかし、そのようなBBHの解釈を確認する他の決定的な証拠は見つかりませんでした。この論文では、2つのBBHシナリオの下で、これらのクエーサーの連続体の変動に対する幅広い輝線（BEL）の応答を調査し、それらが互いに区別できるかどうか、および単一のBHシステムの応答と区別できるかどうかを確認します。BLR雲の標準的な$\Gamma$分布を使用して、BLRサイズの推定値と互換性のある単純な周連星ブロードライン領域（BLR）モデルを想定しています。BBHシナリオでは、（1）セカンダリBHの位置の変動、および（2）DB効果（有意な場合）、および/または固有の変動（の場合とは大幅に異なる）により、BELが大幅かつ定期的に変化する可能性があることがわかります。単一のBHシステム。2つのBBHシナリオでは、DB効果または固有のレート変動によって引き起こされる（見かけの）連続体変動に対するBELの応答も、主にDB効果がの運動方向に沿って優先方向を持っているため、互いに大幅に異なります。二次BHは、固有の変動によるものではありません。異なるシナリオからのBELの応答におけるそのような違いは、周期クエーサーの異なる解釈を区別し、もしあれば、これらのシステムでBBHを識別するための強力な方法を提供するかもしれません。
エキセントリックなインスピレーションバイナリの効率的な信号対雑音比
| Title |
An_Efficient_Signal_to_Noise_Approximation_for_Eccentric_Inspiraling_Binaries |
| Authors |
Lisa_Randall,_Alexandra_Shelest,_Zhong-Zhi_Xianyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16030 |
離心率は、ブラックホール連星の合併の起源を特定するのに役立つ可能性のある有用なツールとして浮上しています。ただし、偏心信号の振幅を計算するために必要な高調波の数が多いため、偏心テンプレートは計算コストが非常に高くなる可能性があり、さまざまな形成チャネルからの分布を区別するための統計分析が非常に困難になります。この論文では、LISAやDECIGOで提案されているような低周波数でのインスピレーションバイナリの信号対雑音比を推定する方法の概要を説明します。私たちの近似は、あらゆる準周期的なソースに対してより一般的に役立つ可能性があります。驚くべきことに、（パワーの）ピーク周波数またはその近くで評価された信号対ノイズ比は、実際にはノイズひずみにべき乗則依存性がある場合でも、一定のノイズ曲線を使用することで十分に近似されると主張します。さらに、この初期推定を以前の計算よりも改善して、ノイズの周波数依存性を考慮し、近似が適用される離心率と周波数の範囲を拡大します。この方法を適用して、予測される観測可能な周波数範囲のほぼ全体にわたって2倍以内の正確な答えを得る方法を示します。この方法は、詳細な信号処理に代わるものではないことを強調します。有用性は、主に、異なる母集団間で理論的に有用な弁別子を識別し、それらがどの程度うまく機能するかについてかなり正確な推定値を提供することにあります。この近似はさらに、イベントが観察されたときに計算上経済的な方法でパラメータ範囲を絞り込むのに役立ちます。さらに、高周波端での素朴な期待に比べて信号が増強される、非常に高い離心率のイベントを識別する独特の方法を示します。
超発光X線パルサーの磁場について
これまでにかなりの数の超大光度X線（ULX）パルサーが発見されています。この作業では、観測されたスピンアップ変動と光度に基づいて8つのULXパルサーの双極子磁場を推定するために、スーパーエディントンの磁気降着円盤モデルを構築します。双極子磁場解の2つの分岐を取得します。それらは$B\sim（0.16-64.5）\times10^{10}\、{\rmG}$と$\sim（0.275-79.0）\times10^{13}\、{の範囲で配布されます。\rmG}$は、それぞれ低$B$ソリューションと高$B$ソリューションに対応します。低磁場解は、中性子星がスピン平衡から遠く離れている状態に対応し、高磁場解はスピン平衡に近い。Be型ULXパルサーに由来する超強力な磁場は、Be型ULXパルサーの降着モードが、永続的なULXパルサーよりも複雑である可能性があり、磁化降着円盤モデルでは説明できない可能性があることを意味します。サイクロトロン共鳴散乱機能の検出に加えて、アキュレーターとプロペラのレジーム間の遷移を使用して、低$B$磁場ソリューションと高$B$磁場ソリューションを区別することをお勧めします。
LIGO / Virgoブラックホールの合併はAGNフレアを生成しますか？ GW190521の事例と自信を持って協会に到達するための見通し
| Title |
Do_LIGO/Virgo_black_hole_mergers_produce_AGN_flares?_The_case_of_GW190521_and_prospects_for_reaching_a_confident_association |
| Authors |
Antonella_Palmese,_Maya_Fishbach,_Colin_J._Burke,_James_T._Annis,_Xin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16069 |
重力波（GW）連星ブラックホール（BBH）の合併GW190521と活動銀河核（AGN）J124942.3+344929のフレアとの関連に関する最近の報告は、途方もない興奮を生み出しました。ただし、GW190521は、これまでに検出されたすべてのGWイベントの中で最大のローカリゼーションボリュームの1つです。90\％のローカリゼーションボリュームには、$g\leq20.5$ABmagよりも明るい$7,400$の隠されていないAGNが含まれている可能性があり、GWイベントと一致するAGNフレアの偶然一致の確率は$\gtrsim70\％$になります。専用のフォローアップ観測でBBHイベントの母集団を分析することにより、AGN関連の信頼度を推定するベイズ形式を提示します。AGNから生じるBBHの割合に応じて、$\mathcal{O}（1）-\mathcal{O}（100）$GWイベントの対応する検索は、信頼できる関連付けを確立するために必要であり、桁違いに多くなります。フォローアップなしの検索（つまり、AGNとGWイベントの場所のみを使用）。残りのフレームの総質量が$\ge50〜M_\odot$のBBHイベントの上位$\sim5\％$（ボリュームのローカリゼーションとバイナリ質量に基づく）のフォローアップキャンペーンは、次の期間中に信頼できる関連付けを確立することが期待されますAGNフレアを引き起こすBBHの割合の真の値が$>0.1$である限り、LIGO/Virgo/KAGRA観測実行（O4）。私たちの形式主義は、偶然の偶然のフレアを含むBBHイベントのサンプルから宇宙論的パラメーターを共同で推測することを可能にします。AGNの関連性の信頼が確立されるまで、天体物理学的および宇宙論的制約の偏りを避けるために、偶然の一致の確率を考慮に入れる必要があります。
Swiftデータを使用した長いガンマ線バーストジェットの角度非定常性の統計的検索
| Title |
Statistical_search_for_angular_non-stationarities_of_long_gamma-ray_burst_jets_using_Swift_data |
| Authors |
Andor_Budai,_Peter_Raffai,_Balint_Borgulya,_Brian_Albert_Dawes,_Gabor_Szeifert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16209 |
ブダイらで。（2020）ガンマ線バースト（GRB）ジェットの角度の非定常性は、ジェットの中断時間から推定される角度値とプロンプト光度曲線の変動性との間に統計的な関係をもたらす可能性があると主張しました。ジェットの光度密度がべき乗則または均一なプロファイルに従う場合、接続は反相関であり、ガウスプロファイルがある場合は相関である必要があります。このフォローアップペーパーでは、Swift衛星によって観測された19個の長いGRBのサンプルで、スピアマンの順位相関係数を測定することにより、接続を検索します。明確に定義された角度測定値を持つ16個のGRBを使用すると、$\rho=-0.20_{-0.09}^{+0.09}$および$p=0.46_{-0.19}^{+0.23}$が見つかります。サンプルにさらに3つのGRBを追加すると、それぞれが同じように可能な角度値のペアを持ち、$\rho=-0.31_{-0.08}^{+0.07}$および$p=0.19_{-への反相関を強化できます。0.09}^{+0.14}$。これらの結果は、ガウスプロファイルを持つ非定常ジェットと互換性がなく、$3\sigma$との角度変動の反相関の潜在的な存在を確認するには、残光が観測された$\gtrsim\！100$GRBが必要であることを示します。意義。接続が実際の場合、残光の観測を必要とせずに、GRBジェット角度は迅速なガンマ光度曲線から制約されます。
| Title |
A_Comprehensive_Study_of_Luminosity_Functions_and_Event_Rate_Densities_of_Long_Gamma-Ray_Bursts_with_Non-Parametric_Method |
| Authors |
X._F._Dong,_Z._B._Zhang,_X._L._Zhang_and_X._J._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16347 |
特に低赤方偏移での異なる方法またはサンプルに基づく長いガンマ線バーストの現在のイベントレート推定は、主に議論されており、サンプル選択の基準に対する異なるバーストサンプルの光度関数とイベントレートの依存性を再研究する動機付けになりますこの手紙の閾値効果。サンプルの完全性を可能な限り確保するために、既知の赤方偏移と2.6phcm$^{-2}$s$^{-1}$を超えるピークフラックスを持つ88および118の長い明るいバーストを含む2つのサンプルを選択しました。赤方偏移による光度の変化は、$L\propto（1+z）^k$で表すことができ、多様な$k$はサンプルの選択に依存していることがわかります。興味深いことに、非進化光度または赤方偏移の累積分布も、機器の感度ではなくサンプルの選択によって決定されることがわかります。それにもかかわらず、サンプルの非進化光度は、$L_0\sim10^{51}$ergs$^{-1}$の同等のブレーク光度で同様に分布しています。重要なのは、KSテストで、2つのバーストサンプルのイベントレートの3つのケースが同様に赤方偏移とともに進化することを確認することです。単調な減少の代わりにガウスプロファイルの。最も重要なことは、低赤方偏移のバーストイベント率が星形成率に違反している一方で、多くの著者が以前に発見したように、高赤方偏移領域では両方が互いによく一致していることがわかります。したがって、星形成と一致するかどうかに基づいて、2種類の長いガンマ線バーストが予想されると予測します。
中性子星連星合併GW170817からの重力波の最初の検出は、すべての期待を上回りました。イベントは比較的近くにあり、これは比較的高い合併率を示している可能性があります。核の状態方程式を制約する重力波信号から有限サイズの効果を抽出することが可能でした。また、電磁対応物がラジオからガンマ線までの多くの波長帯で検出され、重力波を含む新しいマルチメッセンジャー時代の始まりを示しています。GW170817のマルチメッセンジャー観測を使用して、核の状態方程式を制約する方法について説明します。発光からの情報と重力波による質量測定を組み合わせることで、中性子星の半径の下限が導き出されます。最小限の仮定を用いたこの保守的な分析によれば、典型的な質量を持つ中性子星の半径は約10.7〜kmより大きくなければなりません。これは、約210の潮汐変形能の下限を意味しますが、GW170817のデータでは、はるかに強い下限はサポートされていません。GW170817のマルチメッセンジャーの解釈は、非常に柔らかい核物質を除外し、合併前の段階での有限サイズ効果の測定から導き出されたNS半径の上限を補完します。マルチメッセンジャー天文学と核状態方程式を制約するための合併後の段階のGW測定の将来の可能性を強調します。最後に、将来のマルチメッセンジャー天文学の科学的収量を最大化するための観測戦略を提案します。
銀河における宇宙線伝搬と相互作用のプローブとしてのガンマ線
| Title |
Gamma_rays_as_probes_of_cosmic-ray_propagation_and_interactions_in_galaxies |
| Authors |
Luigi_Tibaldo_(1),_Daniele_Gaggero_(2),_Pierrick_Martin_(1)_((1)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNRS,_UPS,_CNES,_(2)_Instituto_de_F\'isica_T\'eorica_UAM-CSIC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16423 |
宇宙線と星間物質および放射場との相互作用によって生成される連続ガンマ線放出は、銀河内の非熱粒子集団のプローブです。実験技術の数十年にわたる継続的な改善と、絶えず増加する空とエネルギーの範囲の後、ガンマ線観測は、銀河宇宙線の特性を前例のない詳細で明らかにします。現在、太陽の近くや宇宙線加速器の近くの局所的な星間物質から、銀河系全体に至るまで、さまざまなスケールや環境にアクセスでき、ガンマ線を放出する星の数が増えています。銀河を形成します。ガンマ線観測は、銀河における宇宙線のライフサイクルの理解を促進し、関連する領域の進歩と相まって、この分野の標準的な仮定に挑戦し、モデリングアプローチとデータ分析方法の新しい開発に拍車をかけています。主題の状況のレビューを提供し、将来の進歩についての展望を議論します。
TXS 1206 + 549：新しい$ \ gamma $線が赤方偏移1.34で狭線セイファート1銀河を検出しましたか？
| Title |
TXS_1206+549:_a_new_$\gamma$-ray_detected_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_at_redshift_1.34? |
| Authors |
Suvendu_Rakshit,_Malte_Schramm,_C._S._Stalin,_I._Tanaka,_Vaidehi_S._Paliya,_Jari_Kotilainen,_Jaejin_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16521 |
ラジオと$\gamma$線の大音量の細い線のセイファート1銀河（NLS1）は、降着率が高く、それとは反対に質量の小さいブラックホールを動力源としているため、相対論的ジェットの形成と進化を研究するためのユニークなオブジェクトです。ブレーザーで知られています。ただし、これまでに知られているのは約12個の$\gamma$線で検出されたNLS1（$\gamma$-NLS1）のみであり、それらはすべて$z\le1$にあります。ここでは、$z=1.344$で新しい$\gamma$線を放出するNLS1TXS1206+549の識別を報告します。スバル望遠鏡で撮影された近赤外線スペクトルは、FWHMが$1194\pm77$kms$^{-1}$のH$\beta$輝線と弱い[OIII]輝線を示しましたが、光学的FeII線はありませんでした。限られた波長範囲と不十分な信号対雑音比に。ただし、UVFeIIラインはSDSS光スペクトルに存在します。ソースは非常に大音量で、未解決で、フラットな無線スペクトルを持っています。ソースのブロードバンドSEDは、ブレーザーやその他の$\gamma$-NLS1で示される典型的な2つのこぶ構造を持っています。線源は、光学、赤外線、$\gamma$線帯など、すべての波長で強い変動を示します。これらすべての観測された特性は、TXS1206+549がこれまでに知られている中で最も遠い$\gamma$-NLS1であることを示しています。
| Title |
Calibration_of_residual_aberrations_in_exoplanet_imagers_with_large_numbers_of_degrees_of_freedom |
| Authors |
Rapha\"el_Pourcelot,_Arthur_Vigan,_Kjetil_Dohlen,_Bastien_Rouz\'e,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Mona_El_Morsy,_Maxime_Lopez,_Mamadou_N'Diaye,_Amandine_Caillat,_\'Elodie_Choquet,_Gilles_P._P._L._Otten,_Alain_Abbinanti,_Philippe_Balard,_Marcel_Carbillet,_Philippe_Blanchard,_J\'er\'emy_Hulin,_\'Emilie_Robert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15844 |
太陽系外惑星や円盤など、近くの星の周りのかすかな物体のイメージングは、ホストの星の画像が望遠鏡の回折パターンによって支配されているため、非常に困難です。コロナグラフの使用は、回折を除去するための効率的なソリューションですが、スターライトの除去を最大化するには、高品質の入射波面が必要です。地上では、最先端の太陽系外惑星イメージャは、多数のアクチュエータを備えた変形可能ミラー（DM）に基づく極端な補償光学（ExAO）システムを使用して、高次収差を効率的に補正し、回折限界の画像を提供します。現在、約1500個のアクチュエータを使用するDMを備えたいくつかの太陽系外惑星イメージャが、ガス巨大惑星を観測するために大型望遠鏡で日常的に動作していますが、将来のシステムでは、岩石惑星を探すために自由度の数を10倍に増やす必要があります。この論文では、一次ExAOシステムでは補正されない非常に多くの自由度を制御する二次補償光学システムを使用した波面補正について説明します。MarseilleImagingTestbedforHighContrast（MITHiC）を使用して、ZELDA、ゼルニケ波面センサー、および空間光変調器（SLM）を備えた補償光学の第2ステージを実装し、補償光学からのベンチ下流残留収差の位相収差を補正します。。瞳孔の単純な歪みキャリブレーションと適度な波面ローパスフィルタリングがあれば、瞳孔あたり最大137サイクルのナノメートル精度の補正が可能であることを示します。また、ZELDAを使用してExAO残差を高速に補正し、近くの星の周りの岩石惑星を観測するための第2段階の補正としての有望な実装を示しています。最後に、MITHiCで古典的なLyotコロナグラフを使用して画像を提示し、キャリブレーションを使用して理論上のパフォーマンスに到達する能力を検証します。
改善されたノイズおよびクロストークモデルを使用したSPT-3Gデジタル周波数領域多重読み出しシステムの性能と特性評価
| Title |
Performance_and_characterization_of_the_SPT-3G_digital_frequency-domain_multiplexed_readout_system_using_an_improved_noise_and_crosstalk_model |
| Authors |
J._Montgomery,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_E._Anderes,_A._J._Anderson,_M._Archipley,_J._S._Avva,_K._Aylor,_L._Balkenhol,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_H.-M._Cho,_T.-L._Chou,_J.-F._Cliche,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_E._V._Denison,_K._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_D._Dutcher,_T._Elleflot,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_A._Foster,_J._Fu,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_N._Goeckner-Wald,_J._C._Groh,_R._Gualtieri,_S._Guns,_N._Gupta,_R._Guyser,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_E._Hivon,_W._L._Holzapfel,_J._C._Hood,_D._Howe,_N._Huang,_et_al._(59_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16017 |
第3世代の南極点望遠鏡カメラ（SPT-3G）は、その前身（SPTpol）を、焦点面上の検出器が1桁増加することで改良されています。これらの検出器の読み取りと制御に使用されるテクノロジーであるデジタル周波数ドメイン多重化（DfMUX）は、概念的にはSPTpolに使用されるものと同じですが、より多くの検出器に対応できるように拡張されています。読み出し動作帯域幅のほぼ5倍の拡張により、この大きな焦点面の使用が可能になり、SPT-3Gのパフォーマンスはその科学目的に関連する予測目標を満たしています。ただし、高帯域幅の読み出しの電気的ダイナミクスは、SPTpolシステムのモデルに基づく予測とは異なります。これに対処するために、高帯域幅のDfMUXシステムにおける電気的クロストークの更新された導出を提示し、読み出しノイズに対するこれまで特徴付けられていなかった2つの寄与を特定します。更新されたクロストークおよびノイズモデルは、SPT-3Gの測定されたクロストークおよび読み出しノイズ性能を正常に記述し、LiteBIRD宇宙望遠鏡などのDfMUXを使用した将来の実験のための読み出しシステムの改善を提案します。
暗黒物質の直接検出における小規模実験の役割
銀河系暗黒物質の直接検出では、極低温固体検出器または高貴な液体を使用した実験が長年にわたって非常に重要な役割を果たし、ターゲットの質量が増加し、検出システムがますます複雑になっています。しかし、新しい技術に続く非常に感度の高い高度な検出器に基づく小規模なプロジェクトは、提案されているさまざまな暗黒物質シナリオの調査にも役立つ可能性があります。相互作用率や信号の方向性の年次変調など、暗黒物質の特徴的な特徴の観察に焦点を当てた実験があります。他のものは、特に低質量の暗黒物質候補または特定の相互作用を調査することを目的としています。この種の小規模な暗黒物質実験については、物理学の事例について議論し、選択したプロジェクトについて説明し、それらの検出方法の基本を要約し、それらの現状、最近の結果、および展望を提示します。
インテリジェントライフの画期的なリッスン検索：MeerKATターゲットの選択
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_MeerKAT_Target_Selection |
| Authors |
Daniel_Czech,_Howard_Isaacson,_Logan_Pearce,_Tyler_Cox,_Sofia_Sheikh,_Bryan_Brzycki,_Sarah_Buchner,_Steve_Croft,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_Vishal_Gajjar,_Brian_Lacki,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Cherry_Ng,_Imke_de_Pater,_Danny_C._Price,_Andrew_P._V._Siemion,_Ruby_Van_Rooyen,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16250 |
新しい電波望遠鏡アレイは、大規模な共生SETI調査のためのユニークな機会を提供します。イーサネットベースのアーキテクチャでは、マルチキャストイーサネットサブスクリプションを使用して、複数のユーザーが望遠鏡データに同時にアクセスできます。ブレイクスルーリッスンは、南アフリカのMeerKAT電波望遠鏡で共生SETI調査を実施することにより、これを利用します。ブレイクスルー・リッスンは、生の電圧データストリームをサブスクライブすることにより、一次科学観測中に視野内のどこにでも共生的にビームフォーミングできるようになります。調査は、64個のコヒーレントビームを同時に形成および処理することにより、これまでにない速度で実施され、数年以内に数百万個の物体を観測することができます。コヒーレントとインコヒーレントの両方の観測モードが計画されています。観測に必要な情報源のリストを提示し、これらの情報源がガイアDR2カタログからどのように選択されたかを説明します。MeerKATの主要な望遠鏡ユーザーによって計画された観測を前提として、共生調査への影響について議論し、それに応じて共生観測戦略を提案します。最後に、100万個の近くの星を観測するために提案されたアプローチの概要を説明し、今後数年間に予想される観測の進捗状況を分析します。
天体物理学における新しい確率分布：V。切り捨てられたワイブル分布
特定の天体物理学的分布が切り捨てられたワイブル分布でモデル化できることを示します。これにより、いくつかの洞察が得られます。特に、平均値、$r$thモーメント、分散、中央値、最頻値、乱数、および最尤推定量を使用した2つのパラメーターの評価。ワイブル分布の最初の適用は、星の初期質量関数です。ワイブル分布のマグニチュードバージョンは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）銀河の光度関数と、2MASS赤方偏移サーベイ（2MRS）銀河の測光最大値に適用されます。切り捨てられたワイブル光度関数を使用すると、2MRS銀河の赤方偏移の関数として絶対等級の平均値をモデル化できます。
| Title |
Infrared_variable_stars_in_the_compact_elliptical_galaxy_M32 |
| Authors |
O._C._Jones,_C._Nally,_M._J._Sharp,_I._McDonald,_M._L._Boyer,_M._Meixner,_F._Kemper,_A._M._N._Ferguson,_S._R._Goldman,_R._M._Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15857 |
コンパクトな楕円銀河M32の変光星は、スピッツァー宇宙望遠鏡からの測光の3つのエポックを使用して、32〜381日間隔で3.6および4.5$\mu$mで識別されます。3.6と4.5$\mu$mの両方で複数のエポックで検出されたソースの忠実度の高いカタログを提示します。これは、同時確率誤差加重フラックス差を使用して恒星の変動を分析しました。これらのうち、83個の星が候補の大振幅、長周期変光星として識別され、28個が信頼性の高い変数と見なされます。変光星の大部分は、色と大きさの図を使用して漸近巨星分枝候補として分類されます。私たちのM32分野では、より若い、赤外線で明るい星の種族を支持する証拠は見つかりません。
後期O型星の弱風問題の解決策としての衝撃加熱放射駆動流出
| Title |
Shock-heated_radiation-driven_outflows_as_a_solution_to_the_weak-wind_problem_of_late_O-type_stars |
| Authors |
C._Lagae,_F._A._Driessen,_L._Hennicker,_N._D._Kee,_J._O._Sundqvist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15904 |
環境。放射線による質量損失は、大質量星の進化を理解する上で重要です。ただし、低光度のO型星の場合、理論的に予測された質量損失率と経験的に導き出された質量損失率の間に大きな不一致があります（弱風問題と呼ばれます）。目的。典型的な弱風星の放射線駆動風モデルを計算して、その温度構造とそれに対応する紫外線（UV）線形成への影響を決定します。メソッド。銀河の弱風星のラインデシャドウ不安定性（LDI）の流体力学シミュレーションを実行しました。続いて、このLDIモデルを短い特性の放射伝達コードの入力として使用して、合成UVラインプロファイルを計算しました。結果。ライン駆動の弱い風は、高温に著しく衝撃加熱され、効率的に冷却できないことがわかります。これにより、風量の半分以上が恒星の有効温度よりも大幅に高い温度を持つ複雑な温度構造が生じます。したがって、弱い風のかなりの部分がよりイオン化され、UVラインの不透明度が低下するため、特定の質量損失率に対してラインプロファイルが弱くなります。これを定量化すると、分光分析で高温ガスが適切に考慮されていない場合、不飽和UV線に由来する弱風の質量損失率が10〜100倍過小評価される可能性があることがわかります。これは、弱風問題の暫定的な基本的な説明を提供します。ライン駆動の弱風は、理論的に予想されるよりも実際には弱くはありませんが、風量の大部分は恒星の有効温度よりもはるかに高温です。
惑星ホストケプラー30の恒星活動と自転のマルチスケール挙動について
| Title |
On_the_multiscale_behaviour_of_stellar_activity_and_rotation_of_the_planet_host_Kepler-30 |
| Authors |
D._B._de_Freitas,_A._F._Lanza,_F._O._da_Silva_Gomes,_and_M._L._Das_Chagas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15921 |
ケプラー30は、コンパクトな惑星系を伴う若い太陽のような星の恒星の活動と回転を研究するためのユニークなターゲットです。ケプラーミッションで収集された約4年間の高精度測光を使用して、光球の対流、恒星の自転、星黒点の進化によって引き起こされる変動をタイムスケールの関数として調査します。私たちの主な目標は、時系列の分析方法を適用して、光の変化に影響を与える現象のタイムスケールを見つけることです。これらのタイムスケールを、星や惑星系の周期性と相関させます。スポットモデリングを使用してアクティブ領域によって誘発されるフラックス回転変調をモデル化し、MFDMAを標準バージョンとマルチスケールバージョンで適用して、恒星の対流と以下の範囲のタイムスケールでの磁場の進化に関連する可能性のある変動と光変動の挙動を分析します1日から約35日まで。恒星の活動によって生成される光の変動は、それらの持続性の尺度を提供するマルチフラクタルハースト指数によって説明することができます。スポットモデリングは、$\Delta\Omega/\Omega\sim0.02\pm0.01$の相対的な表面差動回転の下限を示し、$\sim34$の周期で恒星黒点領域の短期的な周期的変動を示唆しています。日、惑星ケプラー-30bの35。2日のシノディック期間に事実上近い。SAPとPDCKeplerパイプラインの2つの時系列を差し引くことにより、回転変調を減らし、Kepler-30cのシノディック期間に近い23。1日の期間を見つけます。この期間は、スポットモデリングによって確認された、ケプラー30のアクティブ領域の特徴的な進化タイムスケールに関連する変動関数のクロスオーバーとしてマルチフラクタル分析にも表示されます。これらの手順と方法は、現在のTESSおよび将来のPLATOデータを分析するのに非常に役立つ可能性があります。
内側のVVVバルジで短期間のバイナリを発表
| Title |
Unveiling_short_period_binaries_in_the_inner_VVV_bulge |
| Authors |
E._Botan,_R._K._Saito,_D._Minniti,_A._Kanaan,_R._Contreras_Ramos,_T._S._Ferreira,_L._V._Gramajo,_M._G._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16023 |
天の川の構造に関する私たちの知識のほとんどは、変光星の研究から来ています。脈動する星の周期的な変化を模倣する変数の中には、食変光星があります。これらの星は、コンポーネントの半径と質量、およびシステムまでの距離を直接測定できるため、天体物理学で重要です。したがって、脈動するRRLyraeとCepheidsとともに、銀河構造の研究に役立ちます。それらの光度曲線の際立った特徴を使用して、半自動化されたプロセスを使用してそれらを識別することができます。この作業では、13.4平方度の領域にわたって内側のVVVバルジで日食変数を検索するための戦略を提示します。$1.68^{\rmo}<l<7.53^{\rmo}$および$-3.73^{\rmo}<b<-1.44^{\rmo}$以内、VVVタイルb293からb296に対応およびb307からb310。6つの非常に赤くなった連星を含む、これまで知られていなかった212個の食変光星を正確に分類します。予備的な分析は、これらの食変光星が前景の円盤と銀河の膨らみの最も隠された領域に位置していることを示唆しています。したがって、この検索は、光波長で実行される他の変光星検索を補完します。
おおぐま座W星型食変光星に基づくガイアEDR3視差ゼロ点オフセット
| Title |
Gaia_EDR3_Parallax_Zero-point_Offset_based_on_W_Ursae_Majoris-type_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Fangzhou_Ren,_Xiaodian_Chen,_Huawei_Zhang,_Richard_de_Grijs,_Licai_Deng,_Yang_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16096 |
おおぐま座W星（EW）型の食連星系に基づいて、ガイア初期データリリース3（EDR3）視差のゼロ点オフセットを独自に決定します。EWはほぼ全天をカバーし、光度と色が比較的完全にカバーされているのが特徴です。それらは銀河系の主系列星の優れた代理です。距離精度が$7.4\％$の$W1$バンドの周期-光度関係を導出します。これを使用して、ガイア視差のゼロ点を固定します。最終的なグローバル視差オフセットは、$-28.6\pm0.6$$\mu$asおよび$-25.4\pm4.0$$\mu$as（修正前）および$4.2\pm0.5$$\mu$asです。5パラメータソリューションと6パラメータソリューションの場合、それぞれ$4.6\pm3.7$$\mu$as（補正後）。体系的な不確実性の合計は$1.8$$\mu$asです。視差オフセットの空間分布は、修正されたガイアEDR3視差のバイアスが空の$40\％$全体で10$\mu$未満であることを示しています。空の$15\％$のみが、30$\mu$asを超える視差オフセットによって特徴付けられます。したがって、ガイアチームによって提供された視差ゼロ点補正が一般的なバイアスを大幅に低減するという独立した証拠を提供しました。文献データと組み合わせると、銀河系の星の全体的なガイアEDR3視差オフセットは、補正の前後で、それぞれ$[-20、-30]$$\mu$asと4-10$\mu$asであることがわかります。特定の地域では、約10$\mu$asの追加の偏差が見つかります。
インターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）からのソーラーインターフェース領域の新しいビュー
| Title |
A_new_view_of_the_solar_interface_region_from_the_Interface_Region_Imaging_Spectrograph_(IRIS) |
| Authors |
B._De_Pontieu,_V._Polito,_V._Hansteen,_P._Testa,_K.K._Reeves,_P._Antolin,_D._Nobrega-Siverio,_A._Kowalski,_J._Martinez-Sykora,_M._Carlsson,_S.W._McIntosh,_W._Liu,_A._Daw,_C.C._Kankelborg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16109 |
インターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）は、2013年7月以来、近紫外線および遠紫外線の画像と太陽大気のスペクトルを取得しています。近紫外線と遠紫外線のスペクトルと、サブアーク秒の解像度と高ケイデンスの画像の独自の組み合わせにより、太陽表面とコロナまたは太陽風の間の重要な境界面を通る質量とエネルギー。IRISは、イオン中性相互作用、磁気リコネクション、さまざまな種類の波の生成、伝播、散逸、非熱粒子の加速など、低太陽大気で役割を果たすと考えられている基本的な物理プロセスの研究を可能にしました。そして様々な小規模の不安定性。これらの新しい発見は、冠状ナノフレアにおける非熱粒子の発見、スピキュールや他のジェットの形成と衝撃、アルヴェーン波の共鳴吸収と散逸、の編組に関連するエネルギー放出を含む幅広い現象への新しい洞察を提供するのに役立ちました。磁力線、彩層-コロナ質量およびエネルギーサイクルの熱不安定性、フレアおよびUVバーストなどの小規模イベント中のエネルギー沈着における波、乱流、および非熱粒子の寄与、およびフラックスの役割CMEをトリガーするロープおよびその他のメカニズム。IRISの観測では、太陽物理学と恒星物理学の関係についての研究も進んでいます。数値モデリング、反転コード、機械学習技術の進歩は、これらの新しい洞察を推進する上で重要な役割を果たしてきました。地上（DKIST、ALMAなど）と宇宙ベース（パーカーソーラープローブ、ソーラーオービターなど）の両方でエキサイティングな新しい機器が登場したことで、IRISの観測または関連するモデリングに基づいて新しい洞察を確認し、いくつかを強調することを目指しています。前面に出された未解決の課題の。
皆既日食WD-BD激変星SDSSJ1433 +1011の2020年のスーパーバーストを逃した
P=0.054241d（78.1分）の激変星SDSSJ143317.78+101123.3は、亜恒星ドナーを伴うWZSgeタイプの矮新星の可能性があると疑われましたが、これまでのところ爆発は検出されていません。ATLAS調査から新たに入手可能なデータをチェックすると、2020年9月に少なくとも6マグニチュードの爆発が明らかになり、褐色矮星の二次星でこの天体の矮新星の性質が確認されました。他のプロジェクトや個々のオブザーバーは、爆発の数日前にこのターゲットの監視を停止しました。この発見は、プロの調査やアマチュアがトワイライトゾーンを観察することの価値を高めています。
フラックスキャンセルによって駆動される再結合による彩層および冠状の加熱とジェット加速。 II。不等磁束の2つの磁気極性のキャンセル
| Title |
Chromospheric_and_coronal_heating_and_jet_acceleration_due_to_reconnection_driven_by_flux_cancellation._II._Cancellation_of_two_magnetic_polarities_of_unequal_flux |
| Authors |
Syntelis_P._and_Priest_E._R |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16184 |
環境。最近の観測では、磁束のキャンセルが以前に考えられていたよりも頻繁に光球で発生することが示されています。目的。磁束キャンセルによって駆動される再接続によるエネルギー放出を理解するために、以前に、等しい磁束の2つのキャンセル極性の単純なモデルを研究しました。ここでは、2つのキャンセル極性が等しくない磁束を持ち、多くの新しい機能が明らかになる、より一般的なセットアップを実現するために、分析をさらに発展させます。メソッド。我々は、互いに接近し、上にある水平磁場に位置する、等しくない反対のフラックスの2つの磁気フラグメントのキャンセルの分析研究を実施しました。結果。マイクロフレアとナノフレアとしてのエネルギー放出は、2つの主要な段階で発生します。フェーズ1aの間に、セパレーターが形成され、セパレーターが最大の高さまで上昇し、次に光球に戻ってプラズマを加熱し、その過程でプラズマジェットを加速するときに、セパレーターで再接続が駆動されます。フェーズ1bの間に、セパレータが光球に戻ると、2つのヌルポイントに分岐します。再接続はセパレーターで駆動されなくなり、2つの極性を接続する孤立した磁区が形成されます。フェーズ2では、磁束が光球の下に沈み、光球とプラズマジェットの上下で再結合が発生し、ミニフィラメントの噴火が発生すると、極性が光球で相殺されます。
ソーラーオービター、ベピコロンボ、ウィンドのデータを組み合わせたコロナ質量放出フラックスロープの多点分析
| Title |
Multi_point_analysis_of_coronal_mass_ejection_flux_ropes_using_combined_data_from_Solar_Orbiter,_BepiColombo_and_Wind |
| Authors |
A._J._Weiss,_C._Moestl,_E._E._Davies,_T._Amerstorfer,_M._Bauer,_J._Hinterreiter,_M._Reiss,_R._L._Bailey,_T._S._Horbury,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini,_D._Heiner,_I._Richter,_H-U._Auster,_W._Magnes,_D._Fischer,_W._Baumjohann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16187 |
ソーラーオービターとベピコロンボの最近の打ち上げは、これら2つの宇宙船が星座に配置された短いウィンドウを開き、地球に向けられたCMEの詳細なサンプリングを可能にしました。幸い、2020年4月19日と5月28日にソーラーオービターがICMEをその場で検出したことで、このような2つのイベントが発生しました。その後、これら2つのイベントは、約1日後にBepiColomboとWindによってその場で観測されました。経験的な磁束ロープモデルを使用して、3つの宇宙船すべてで観測されたその場磁場測定値を同時に再構築しようとします。これにより、フラックスロープモデルの有効性をより大規模かつグローバルなスケールでテストでき、さまざまな宇宙船の組み合わせによる分析の相互検証が可能になります。最後に、その場でのモデリングの結果を、STEREO-A太陽圏イメージャから得られた遠隔観測と比較することもできます。ICMEの進化をシミュレートするために、3D冠状ロープ排出モデルを利用します。以前に開発したABC-SMCフィッティングアルゴリズムを、マルチポイントシナリオへのアプリケーションに適合させます。フラックスロープフィッティングアルゴリズムと組み合わせたモデルを使用して、3つの異なる宇宙船の位置でフラックスロープのシグネチャを同時に再構築できることを示します。4月19日の行儀の良いICMEにとって、私たちのアプローチは非常にうまく機能します。一方、5月28日のICMEは、私たちのアプローチの限界を示しています。残念ながら、これらのイベントに多点観測を使用しても、宇宙船の位置の特定の配置による磁場のねじれやフラックスロープのアスペクト比の推定などの固有の問題は解決されないようです。私たちの一般的なアプローチは、早送りシミュレーションベースのモデルに使用できるため、より高度なICMEモデルを使用した将来の研究の青写真を示します。
M矮星のコロナからの惑星誘導電波放射：ProxCenとAUMicの場合
| Title |
Planet-induced_radio_emission_from_the_coronae_of_M_dwarfs:_the_case_of_Prox_Cen_and_AU_Mic |
| Authors |
Robert_D._Kavanagh,_Aline_A._Vidotto,_Baptiste_Klein,_Moira_M._Jardine,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_D\'ualta_\'O_Fionnag\'ain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16318 |
最近、低質量の星からの電波放射が検出されており、そのいくつかは星と惑星の相互作用を示しています。これらのエキサイティングな新しい結果に動機付けられて、この論文では、2つのアクティブな惑星をホストするM矮星ProxCenとAUMicのAlfv\'en波駆動恒星風モデルを提示します。私たちのモデルは、ゼーマン-ドップラーイメージング法を使用して再構築された大規模な光球磁場マップを組み込んでいます。ProxCenの風に対して$0.25〜\dot{M}_{\odot}$の質量損失率が得られます。若い矮星AUマイクについては、質量損失率が低い場合と高い場合の2つのケースを調査します。風モデルでコロナを加熱するアルヴェーン波の特性に応じて、AUマイクの質量損失率は$27$と$590〜\dot{M}_{\odot}$になります。恒星風モデルを使用して、サブアルフベニック木星-イオ相互作用に類似したメカニズムを通じて、両方のシステムでの電子サイクロトロンメーザー不安定放出の生成を評価します。ProxCenの場合、惑星が超Alfv\'enic体制で星から遠すぎる軌道を回っているため、惑星が星のコロナで電波放射を誘発する可能性のあるシナリオは見つかりません。ただし、けんびきょうが恒星風の質量損失率が$27〜\dot{M}_{\odot}$の場合、システム内の惑星bとcの両方が$\sim10からの電波放射を誘発する可能性があることがわかります。軌道の大部分でホスト星のコロナで$MHz〜3GHz、ピークフラックス密度は$\sim10$mJy。このような電波放射を検出することで、星の質量損失率に上限を設けることができます。
おうし座T星V2129Ophにおける星と円盤の相互作用：進化する付加放出構造
| Title |
Star-disk_interaction_in_the_T_Tauri_star_V2129_Oph:_An_evolving_accretion-ejection_structure |
| Authors |
A._P._Sousa,_J._Bouvier,_S._H._P._Alencar,_J.-F._Donati,_E._Alecian,_J._Roquette,_K._Perraut,_C._Dougados,_A._Carmona,_S._Covino,_D._Fugazza,_E._Molinari,_C._Moutou,_A._Santerne,_K._Grankin,_\'E._Artigau,_X._Delfosse,_G._Hebrard_and_the_SPIRou_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16383 |
古典的なおうし座T星は、まだディスクから物質を降着させている若い低質量システムです。これらのシステムは、数時間から数年のタイムスケールで動的です。観測された変動は、星周環境で発生する物理的プロセスを推測するのに役立ちます。私たちは、若い恒星状天体における星と内部降着円盤の間の磁気相互作用のダイナミクスを理解することを目指しています。おうし座T星として有名な若い恒星系V2129Ophの事例を紹介します。CFHT/ESPaDOnS、ESO/HARPS、CFHT/SPIRouからの光学および赤外線波長での高解像度分光データを使用して、この星の時系列分析を実行しました。新しいデータセットにより、このシステムの降着-排出構造を特徴付け、以前の観測データとの比較を通じて、10年のタイムスケールでのその進化を調査することができました。視線速度の変動を測定し、6.53dの恒星の自転周期を回復します。ただし、光学系のH$\alpha$とH$\beta$、赤外線のHeI1083nmとPa$\beta$など、さまざまな星周線の変動の恒星の自転周期は回復しません。代わりに、光学および赤外線のラインプロファイルの変動が、恒星の自転周期よりも短い約6.0dの周期で変動を示す磁気圏降着シナリオと一致していることを示します。さらに、H$\alpha$とH$\beta$の線に8.5dの周期があります。これは、おそらく共回転半径を超えて、0.09auの距離にある構造が原因です。これが、風の成分、ねじれたまたは複数の降着漏斗の流れ、または内部ディスクの外乱によって説明できるかどうかを調査します。降着-放出プロセスのダイナミクスは、おそらく恒星表面で進化する磁場トポロジーを反映して、わずか数年のタイムスケールで大幅に変化する可能性があると結論付けています。
リンド1641の原始惑星系円盤のALMA調査
| Title |
An_ALMA_Survey_of_Protoplanetary_Disks_in_Lynds_1641 |
| Authors |
Sierra_L._Grant,_Catherine_C._Espaillat,_John_Wendeborn,_John_J._Tobin,_Enrique_Mac\'ias,_Anneliese_Rilinger,_\'Alvaro_Ribas,_S._Thomas_Megeath,_William_J._Fischer,_Nuria_Calvet,_Kyoung_Hee_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16453 |
オリオン分子雲Aの星形成領域リンズ1641内の101個の原始惑星系円盤のALMA観測を提示します。観測には、1.33mmの連続発光と$^{12}$COのJ=2-1遷移をカバーするスペクトルウィンドウが含まれます。$^{13}$CO、およびC$^{18}$O。ダスト連続体で89個の原始惑星系円盤を4$\sigma$レベル（$\sim$88％の検出率）で検出し、31個を$^{12}$COで、13個を$^{13}$COで、4個をC$^{18}$O。サンプルには23個の遷移ディスクが含まれており、そのうち20個が連続体で検出されています。赤外線で明るいクラスIIオブジェクトをターゲットにします。これにより、サンプルが大容量のディスクに偏ります。サンプル内のすべてのソースのダスト質量または上限を決定し、サンプルをこの地域の原始星と比較します。進化の状態とともにダスト量の減少が見られます。また、このサンプルを（サブ）ミリメートルで調査した他の地域と比較すると、Lynds1641は、同じ年齢の地域と比較して比較的大量のダストディスク人口を持ち、ダスト質量の中央値は11.1$^{+32.9}であることがわかります。_{-4.6}$$M_\oplus$および27％で、ダスト質量は最小太陽星雲ダスト質量値$\sim$30$M_\oplus$以上です。このサンプルのディスクの質量降着率の関係を分析すると、粘性ディスクの寿命は地域の年齢と似ていますが、広がりが大きいことがわかります。1つのオブジェクト[MGM2012]512は、ダスト連続体と3つのガスラインの両方で大規模（$>$5000AU）構造を示しています。大きなダスト粒子を伴う降着ストリーマーを含む、この放出の潜在的な起源について議論します。
AYペグ、大振幅のアルゴル型星
本論文は、1985年から2018年の間にGEOSのメンバーによって視覚的におよびccdで実行された最小の新しい時間、および利用可能なデータのASAS-SNセットに基づいて、EA変光星AYペグの光変動の新しい要素を提供します。一方では、可能な二次項を使用して新しいエフェメリスを確立できます。他方では、一次最小値の振幅は、GCVSで指定されたものよりもはるかに深く見えます。AYペグはその主な日食で13.1から15.6の大きさの間で変化します。
多次元時空におけるレフシェッツ指ぬきの任意の分散関係の時空間線形不安定性解析
| Title |
Spatio-temporal_linear_instability_analysis_for_arbitrary_dispersion_relations_on_the_Lefschetz_thimble_in_multidimensional_spacetime |
| Authors |
Taiki_Morinaga_and_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1912.11177 |
偏微分方程式で記述された場の量の線形安定性解析では、空間次元が1より大きい場合、均一な背景であっても、確立された古典理論を具体的な問題全体に適用することはほとんど不可能です。Lefschetzシンブル法では、線形摂動の漸近的振る舞いに明示的な表現を与えるための新しい形式を開発します。これは、以前の理論よりも数学的に厳密であるだけでなく、現実的な問題への応用にも実用的であり、物理学の幅広い主題に影響を与えます。
（A）dS運動量空間における色と運動学の二重性について
運動量空間におけるツリーレベルのAdS/CFT相関関係子の色運動学的二重性を調査します。実例として、ツリーレベルでAdSの随伴スカラーを研究することから始めます。これに続いて、ヤンミルズ理論における色と運動学的双対の2つの形式を調査します。1つはAdS$_4$の統合相関器、2つ目は一般的なAdS$_{d+1}$の被積分関数です。統合された相関器の場合、カラーキネマティクスは$n$ポイントの色順相関器間の追加の関係を生成しないことがわかります。AdS$_{d+1}$ヤンミルズ被積分関数のカラーキネマティクスを研究するために、バルクからバルクへのプロパゲーターのスペクトル表現を使用して、AdSダイアグラムの構造がフラットスペースの対応するものと類似するようにします。最後に、統合相関器のカラーKLT関係と、AdS被積分関数のダブルコピー関係を調べます。AdSのダブルコピーは、AdS$_{d+3}$の随伴理論をAdS$_{d+1}$のヤンミルズに自然に関連付けることがわかります。また、AdS$_{d+1}$のYang-MillsとAdS$_{d-1}$の重力の間の3点で二重コピーの関係が見つかり、より高い点の一般化についてコメントしています。解析接続により、AdS/CFT相関関係子に関するこれらの結果は、ド・ジッターの宇宙の波動関数に関するステートメントに変換できます。
ケプラーのヤギ飼い：楕円軌道進化の正確な解決策
| Title |
Kepler's_Goat_Herd:_An_Exact_Solution_for_Elliptical_Orbit_Evolution |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Jeremy_Goodman,_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15829 |
天体力学の基本的な関係はケプラー方程式であり、軌道の平均近点角をその離心率異常と離心率に結び付けます。超越的であるため、従来の治療法では離心近点角の方程式を直接解くことはできません。近似法に多くの作業が費やされてきました。ここでは、「幾何学的ヤギ問題」と球形崩壊のダイナミクスに最近適用された方法を利用して、明示的な積分解を与えます。解は、周回積分の比率として与えられます。これらは、任意の偏心の数値積分を介して効率的に計算できます。この方法は実際には非常に正確であり、C++の実装は従来の求根アルゴリズムや系列アプローチを2倍以上上回っています。
ダークエネルギーの直接検出：XENON1Tの過剰と将来の見通し
| Title |
Direct_detection_of_dark_energy:_the_XENON1T_excess_and_future_prospects |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi,_Luca_Visinelli,_Philippe_Brax,_Anne-Christine_Davis,_Jeremy_Sakstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15834 |
現在および今後の地上暗黒物質直接検出実験による暗黒エネルギーの直接検出の見通しを探ります。暗黒エネルギーが物質と光子に結合された新しい光の自由度によって駆動される場合、暗黒エネルギー量子は太陽で生成されると予測されます。これらの量子は地球に向かって自由に流れ、直接検出実験の検出チャンバー内の標準模型粒子と相互作用することができ、これらの実験が暗黒エネルギーのテストに使用できる可能性を示しています。新しい光粒子に関連する第5の力を抑制し、多くの暗黒エネルギーモデルに必要な機能であるスクリーニングメカニズムは、赤色巨星、水平分枝、および白色矮星。代わりに、暗黒エネルギーの光子への結合は、プリマコフプロセスに類似したメカニズムを介して太陽タコクラインの強い磁場での生成につながります。これにより、新しい光粒子の恒星プローブから通常生じる強い制約を回避しながら、地球上で検出可能な信号が可能になります。例として、XENON1Tコラボレーションによって最近報告された電子反跳過剰が、カメレオンでスクリーニングされた暗黒エネルギーによって説明できるかどうかを調べ、そのようなモデルが$2.0\sigma$レベルでのバックグラウンドのみの仮説よりも好ましいことを発見します。恒星（または他の）プローブによって除外されない広範囲のパラメーター空間。これは、XENON1Tがダークエネルギーの最初の直接検出を達成したかもしれないという興味をそそる可能性を高めます。最後に、XENONnT、PandaX-4T、LUX-ZEPLINなどの計画された将来の検出器を使用して、このシナリオを確認するための見通しを調査します。
独特のジーンズの長さ
大規模なバルクフローは宇宙では当たり前のことです。これは、私たちの天の川のような典型的な銀河に住む観測者は、平均的な普遍的な膨張に従わないが、それに比べて固有の速度を持っていることを意味します。相対論的線形宇宙論的摂動理論を使用して、バルク固有運動が特徴的な長さスケールを導入することを示します。後者はおなじみのジーンズの長さに類似しており、バルクフロー内に住む観察者に見られるように、それを下回ると直線運動学が相対運動効果によって支配されるしきい値を示します。これらのスケールでは、相対運動効果のみのために、宇宙論的測定値は、バルクフローの静止フレームとスムーズなハッブル膨張の静止フレームの間で大幅に異なる可能性があります。この作業では、減速パラメータの測定値を調べて比較します。関連する「独特のジーンズの長さ」は、数百Mpcのオーダーの典型的なサイズであることがわかります。小さなスケールでは、バルクフローオブザーバーによって測定された減速パラメーターは、ハッブルフレームの対応物よりもかなり大きく（または小さく）なる可能性があります。これは、次に、固有の運動が背景の普遍的な膨張に対してわずかに膨張（または収縮）しているかどうかに依存します。次に、膨張と収縮のバルクフローがランダムに分布していると仮定すると、宇宙の観測者のほぼ半数が、宇宙が過度に減速していると誤解される可能性があります。一方、残りの人々は、宇宙が減速していない、または場合によっては加速していると信じるようになるかもしれません。
| Title |
General_Relativistic_Decoherence_with_Applications_to_Dark_Matter_Phenomenology |
| Authors |
Itamar_J._Allali,_Mark_P._Hertzberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.15892 |
量子力学は巨視的な重ね合わせの状態を可能にしますが、それらは通常、環境との相互作用のために急速なデコヒーレンスを受けます。暗黒物質（DM）の配置など、重力によってのみ相互作用するシステムは、遅いデコヒーレンスを示す場合があります。この手紙では、一般相対性理論における量子オブジェクトのデコヒーレンス率を計算します。フィールドの位相の重ね合わせのアクシオンDMの場合、天の川のDMはデコヒーレンスに対してロバストであるのに対し、空間の重ね合わせはそうではないことがわかります。この新しい相挙動は、直接検出実験に関連している可能性があります。
BO 2.0：偏光計算が強化されたプラズマ波と不安定性の分析
| Title |
BO_2.0:_Plasma_Wave_and_Instability_Analysis_with_Enhanced_Polarization_Calculations |
| Authors |
Hua-sheng_Xie_and_Richard_Denton_and_Jin-song_Zhao_and_Wen_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16014 |
波数ベクトル$\bmk$と複素周波数$\omega$の関係に加えて、波の偏光はプラズマ波の特性を特徴づけるのに役立ちます。電磁界の分極$\delta\bmE$および$\delta\bmB$は、プラズマ物理学の研究で広く使用されています。ここでは、種の電流密度との関係を使用して、電磁運動プラズマ分散関係にある各種の密度と速度の摂動、それぞれ$\deltan_s$と$\delta{\bmv}_s$の方程式を導き出します。摂動$\delta{\bmJ}_s$。次に、結果を別の一般的に使用されるプラズマ分散コード（WHAMP）の結果、および多流体プラズマ分散関係の結果と比較します。また、磁気楕円、磁気楕円の主軸の向き、磁場エネルギーと運動エネルギーのさまざまな比率、種の圧縮性、平行位相比、Alfv\'en-ratioなどのいくつかの有用な分極量を要約します。、プラズマ物理学の研究、特に宇宙プラズマ研究に役立ちます。この作品は、BO電磁分散コードの拡張を表しています[H.S.Xie、Comput。物理学通信。244（2019）343-371]分極の計算を強化し、電磁磁化された多流体プラズマ分散関係を解く機能を含める。
第2世代干渉計における重複する連星ブラックホールイベントからのパラメータ推定バイアス
| Title |
Parameter_Estimation_Bias_From_Overlapping_Binary_Black_Hole_Events_In_Second_Generation_Interferometers |
| Authors |
Philip_Relton,_Vivien_Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16225 |
2015年に重力波が最初に検出されて以来、LIGO-Virgo-KAGRAのコラボレーションによって50の候補イベントが報告されています。現世代の検出器が設計感度に向かって移動するにつれて、これらの検出率は増加します。次世代の検出器は、複数のマージバイナリが同時に表示されるほど十分に高い感度を備えている可能性があります。この論文では、LIGO-Voyager検出器への移行により、これが10年の終わりまでに発生する可能性が高いことを示しています。これらの検出器で重複する連星-ブラックホール連星の状況を調査します。現在のパラメータ推定手法では、マージ時間が$\sim0.1$秒以上離れている場合、および信号対雑音比が小さい場合に、大きなバイアスなしに、2つのマージBBHイベントの大きい方を区別できることがわかります。システムの比率は不均一です。重なり合うパラメータ空間のこの領域は、信号の空の位置と、それらの位置と検出器間の光の移動時間との関係に依存します。また、2つの信号が非常に重なっている場合、復元されたパラメータのセットは歳差運動の強力な証拠を示すことがよくあります。最後に、バイアスの原因となる信号が検出しきい値を下回っている場合でも、バイアスが発生する可能性があることを示します。
部分的に記録されたデータは、多くのアプリケーションで頻繁に発生します。実際には、このようなデータセットは通常、欠測値のある不完全なケースや特徴を削除するか、欠測値を代入してクラスター化され、その後、変更されたデータセットにクラスタリングアルゴリズムが適用されます。ここでは、多変量$t$分布の有限混合モデルを使用して、観測値の周辺密度を使用したモデルベースのアプローチを通じてクラスタリング手法を開発します。アルゴリズムを、不完全なデータセットの欠測値を考慮し、欠測ランダム（MAR）の仮定、およびケースの削除と代入を行う、対応する完全な期待値最大化（EM）アプローチと比較します。観測値のみが使用されるため、私たちのアプローチは、代入または完全なEMよりも計算効率が高くなります。シミュレーション研究は、私たちのアプローチが、さまざまな欠落メカニズムの下でのケースの削除と代入と比較して、真のクラスターパーティションの良好な回復を持ち、観測値を使用してそれらに通知しないため、完全なEMアプローチよりも極端なMAR違反に対してより堅牢であることを示しています行方不明です。私たちの方法論は、ガンマ線バーストのクラスタリングの問題について示され、https：//github.com/emilygoren/MixtClustRパッケージに実装されています。
