（小磁場）インフレポテンシャルの原始パワースペクトルの数値解析
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）で他の測定された観測可能な量を再現しながら、以前の予想に反して、有意な重力波（GW）信号を生成するインフレーションの小さなフィールドモデルを研究します。以前に公開された分析作業を一般的なガイドラインとして使用して、これらを数値的に調査します。最初に、モデル構築を理解するために必要なフレームワークと、その動機のいくつかについて説明します。スローロールパラダイムを確認し、スローロールパラメータを導出し、そのさまざまな定式化について説明します。Lyth境界とその理論上の子孫を確認し、現在の命名法における小/大フィールド分類法とその特性について概説します。次に、モデルと、その構築および調査で採用された方法を示します。MCMCシミュレーションを使用してモデルの尤度を評価し、周縁化のプロセスによって、これらのインフレポテンシャルの最も可能性の高い係数を抽出します。採用されている追加の方法は、係数とオブザーバブルの間の対応を作成する多項近似です。これにより、観測可能な値を直接使用して、最も可能性の高い係数を生成できます。2つの方法の結果を比較し、これらのモデルに必要なチューニングのレベルを評価します。原始パワースペクトル（PPS）の観測量を評価する分析的アプローチと、モデルの正確な数値結果との間の明らかな不一致について説明します。この不一致の原因のいくつかを特定し、精密宇宙論の時代におけるそれらの意味について述べます。最後に、次数5および6の多項式ポテンシャルを持つ最も可能性の高いインフレモデルについて、調査結果を示します。テンソル対スカラー比r=0.03でGWを生成するポテンシャルを生成する能力を示します。これは、近い将来のGW検出感度の現実的な期待です。
5
| Title |
The_mean_free_path_of_ionizing_photons_at_5_ |
| Authors |
George_D._Becker,_Anson_D'Aloisio,_Holly_M._Christenson,_Yongda_Zhu,_G\'abor_Worseck,_James_S._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16610 |
電離光子の平均自由行程$\lambda_{\rmmfp}$は、銀河間媒体（IGM）の光イオン化における重要な要素です。ただし、$z\gtrsim5$では、$\lambda_{\rmmfp}$が十分に短いため、QSOへの測定値がQSO近接効果によってバイアスされる可能性があります。このバイアスに対処し、初めて$z\sim6$まで拡張する$\lambda_{\rmmfp}$の新しい直接測定値を示します。$z\sim5$での測定は、GiantGeminiGMOS調査と低光度QSOの新しいKeckLRIS観測からのデータに基づいています。$z\sim6$では、KeckESIおよびVLTX-ShooterからのQSOスペクトルを使用します。$z=5.1で$\lambda_{\rmmfp}=9.09^{+1.28}_{-1.60}$の適切なMpcと$0.75^{+0.65}_{-0.45}$の適切なMpc（68％の信頼度）を測定しますそれぞれ$と6.0。$z=5.1$での結果は既存の測定値と一致しており、この赤方偏移では近接効果によるバイアスが小さいことを示唆しています。ただし、$z=6.0$では、近接効果を無視すると、結果が2倍以上高くバイアスされることがわかります。$z=6.0$での測定値は、より低い赤方偏移からの外挿をはるかに下回り、$5<z<6$を超える$\lambda_{\rmmfp}$の急速な進化を示しています。この進化は、IGMが$z=6$だけ流体力学的に完全に緩和する時間があったほど早く再電離が終了したモデルを嫌いますが、再電離が$z=6$またはそれよりも大幅に遅れて完了したモデルと質的に一致しています。私たちの平均自由行程の結果は、IGMが$z=6$でまだ20％ニュートラルである後期再電離モデルと最も一致していますが、$z=6.0$での測定値はこれらのモデルが好むよりもさらに低くなっています。
宇宙の加速に取り組むための粘性ガスとチャプルギンガスのハイブリッドモデル
| Title |
A_hybrid_model_of_viscous_and_Chaplygin_gas_to_tackle_the_Universe_acceleration |
| Authors |
A._Hern\'andez-Almada,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_M._A._Rodr\'irgues-Meza,_V._Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16733 |
宇宙の加速を説明するために提案された2つの独創的なモデルに動機付けられて、この論文は、バルク粘度を追加した一般化されたチャプリギンガスによって構築されるハイブリッドモデルの研究に専念しています。このモデルを粘性一般化チャプリギンガス（VGCG）と呼び、その自由パラメーターは、観測ハッブルパラメーター、Ia型超新星、バリオン音響振動、強いレンズシステム、HII銀河、およびジョイントベイズ分析などのいくつかの宇宙論データによって制約されます。さらに、Om診断を実装して、VGCCダイナミクスとその標準的な宇宙論モデルとの違いを分析します。ハイブリッドモデルは、標準的な宇宙論モデルと比較した場合、重要な違いを示しています。最後に、共同分析に基づいて、VGCGは、よく知られているハッブルの一定の緊張を緩和するための興味深い候補である可能性があることがわかりました。
光波長でのFloofyオブジェクトの回転変動の検出
| Title |
Detection_of_Rotational_Variability_in_Floofy_Objects_at_Optical_Wavelengths |
| Authors |
L._C._Mayorga,_E._M._May,_J._Lustig-Yaeger,_and_S._E_Moran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16636 |
惑星体の位相分解観測により、それぞれをユニークにする縦方向と緯度方向の変化を理解することができます。小惑星、褐色矮星、星など、惑星の質量を超えたいくつかのタイプの天体で回転変動が検出されています。この作品で提示されているような予期しない回転の変化は、宇宙が複雑になり、より多くの謎が明らかになる可能性があることを私たちに思い出させます。この研究では、これらのよく理解されていない天体のいくつかのサブタイプ間の観測上の違いを伴って、「ふわふわ」と識別した新しいクラスの天体の証拠を提示します。コミュニティによって提供された光学観測を使用して、これらのふわふわしたオブジェクトのいくつかの回転変動を特定しました。これは、おそらくそれらの表面からの反射率の違いによって引き起こされる、それらの半球間に強い違いがある可能性があることを示唆しています。追加のサブタイプは回転変動を示さず、ふわふわしたオブジェクト上に反射要素が均一に分布していることを示唆しています。ここでの作業は、ふわふわした天体の分類に向けた有望なステップですが、これらの天体の多くの残りの謎をよりよく理解するには、背景光、照明角度、およびコンパニオンオブジェクトの制限をより厳密に定義したさらなる観測が必要です。
ダークワールド：HST WFC3 / UVISを使用した反射光でのWASP-43bの物語
| Title |
The_Dark_World:_A_Tale_of_WASP-43b_in_Reflected_Light_with_HST_WFC3/UVIS |
| Authors |
Jonathan_Fraine,_Laura_C._Mayorga,_Kevin_B._Stevenson,_Nikole_Lewis,_Tiffany_Kataria,_Jacob_Bean,_Giovanni_Bruno,_Jonathan_J._Fortney,_Laura_Kreidberg,_Caroline_V._Morley,_Nelly_Mouawad,_Kamen_O._Todorov,_Vivien_Parmentier,_Hannah_R._Wakeford,_Y._Katherina_Feng,_Brian_M._Kilpatrick,_Michael_R._Line |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16676 |
光学的な反射光の日食観測は、エアロゾルなどからの太陽系外惑星の散乱特性の直接的なプローブを提供します。ここでは、光学帯域全体を網羅するF350LPフィルター（346-822nm）を備えたHSTWFC3/UVIS機器を使用した、WASP-43bの測光反射光観測を紹介します。これは、スキャンモードでUVISを使用した最初の反射光測光日食です。そのため、スキャン抽出および分析パイプラインArctorについてさらに詳しく説明します。WASP-43bのHSTWFC3/UVIS日食光度曲線は、日食の深さで67ppmの3-{\sigma}上限を導き出しました。これは、WASP-43bの昼間の大気が非常に暗いことを意味します。大気モデリングキャンペーンでは、反射光の制約を、WASP-43bのHSTおよびスピッツァー観測でベンチマークされた全球循環および雲モデルからの予測と比較しました。F350LPフィルターを備えたHSTWFC3/UVISによって調査された圧力レベル（P>1bar）内では、昼間の雲は検出されないと推測されます。これは、以前のWASP-43bの観測に基づくGCMの予測と一致しています。HSTおよびスピッツァー観測によるWASP-43bからの昼間の発光分光法の結果は、雲の粒子からの寄与によって大きく影響されない可能性があります。
非常に低質量の星ZZタウIRSの周りの非対称ダストリング
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）のガスと塵の観測を、空間分解能0\farcs25の非常に低質量の星ZZ〜Tau〜IRSの周りの原始惑星系円盤のバンド7（339〜GHz：0.89〜mm）で提示します。。$^{12}$CO〜$J=3\rightarrow2$の位置-速度図は、ZZ〜Tau〜IRSの動的質量が$\sim$0.1--0.3〜$M_{\sun}$であることを示しています。ディスクの総フラックス密度は273.9mJyで、これはダスト中の推定質量24-50〜$M_\oplus$に相当します。ダスト放出マップは、$r=$58〜auにリングを示し、$r=$\jh{45}〜auに位置角135\degrの方位角非対称性を示しています。半径方向の幅、アスペクト比、コントラスト、全フラックスへの寄与などの非対称性の特性は、次のような中間質量星（$\sim$2〜$M_{\sun}$）の周りの非対称性と同様であることがわかりました。MWC〜758およびIRS〜48。これは、ZZ〜Tau〜IRSディスクの非対称性が、星の質量が$\sim$10倍小さいにもかかわらず、他のディスクと同様の起源を共有していることを意味します。私たちの観察はまた、ディスクの内側と外側の部分がずれている可能性があることを示唆しています。全体として、ZZ〜Tau〜IRSディスクは、数Myrで$\sim$10auスケールで巨大惑星形成の証拠を示しています。確認されれば、そのような惑星が非常に低質量の星の周りに形成するのが非常に難しいと予測されている既存のコア降着モデルに挑戦するでしょう。
初期の熱進化と衝突による氷の微惑星の修正：彗星と小さなKBOの形成時間と初期サイズの制約
| Title |
Modification_of_icy_planetesimals_by_early_thermal_evolution_and_collisions:_Constraints_for_formation_time_and_initial_size_of_comets_and_small_KBOs |
| Authors |
Gregor_Golabek_and_Martin_Jutzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16875 |
C/1995O1Hale-Boppのような彗星は、COのような揮発性の高い氷が豊富であるため、彗星と小さなカイパーベルト天体は、太陽系で最も原始的な天体の1つと見なされています。両方のグループの前駆体、いわゆる氷の惑星は、短命の放射性加熱と衝突加熱の両方によって変更されました。ここでは、2D有限差分数値モデルを使用して、これらのオブジェクトの内部熱進化を研究します。ここでは、形成時間、半径、および岩石から氷への質量分率を変化させます。さらに、さまざまな衝突パラメータを使用して3DSPH衝突モデルを実行し、クレーターと壊滅的な破壊イベントの両方を考慮します。両方の数値モデルの結果を組み合わせて、CO、CO2、NH3などの揮発性の高い氷が現在の彗星やカイパーベルトオブジェクト内に保持される可能性があると推定します。我々の結果は、最大の衝突後の残骸に由来する現在の物体では、内部の熱進化が残りの高揮発性氷の量を制御する一方で、結合していない衝突後の材料から形成された物体では、衝撃加熱が支配的であることを示しています。最後に、67P/Churyumov-Gerasimenko、C/1995O1Hale-Bopp、（486958）Arrokothなどの現在の彗星とカイパーベルトオブジェクトに結果を適用します。
RadioLuna：2MHz未満の月の無線科学のための針入度計で展開されたネットワーク
| Title |
RadioLuna:_A_Penetrometer_Deployed_Network_For_Lunar_Radio_Science_Below_2_MHz |
| Authors |
T._Marshall_Eubanks,_W._P._Blase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16957 |
低周波数での月の電波環境、特に月の極域とそこに見られる恒久的に影のある領域（PSR）は、比較的調査が不十分であり、いくつかの新しい機能が含まれている可能性があります。さらに、地球の自然および人工の放射から保護された月のこれらの領域、および太陽や他の惑星の自然の電波放射は、電磁の最後の未踏の領域での電波天文学観測にとってほぼ理想的な場所です。周波数スペクトル。私たちは、スペースイニシアチブの「モート」針入度計を使用して月面に干渉アレイを展開するための低質量RadioLuna無線科学前駆体ミッションを開発しています。現在のRadioLunaのデフォルトのミッションは、クレーターの縁から4km下のPSRのシャクルトンクレーターの床に配置された10〜12個のペネトレーターの配列であり、地上、太陽、惑星のすべての干渉から保護されます。低周波月無線環境の現在の理解レベルでは、技術の進歩と科学の進歩が緊密に結びついており、RadioLunaは月無線科学と月通信技術の両方の改善につながることが期待できます。
木星火山月イオにおけるアセトン、一酸化二硫黄、および一酸化炭素のALMA検出
木星の火山衛星イオの非常に薄い大気は、主に、昇華と火山のアウトガスの組み合わせによって制御される硫黄（S）、ナトリウム（Na）、および酸素（O）分子で構成されています。アセトンの2つの回転輝線（CH$_{3}$COCH$_{3}$）、一酸化二硫黄の1つの輝線（S$_{2}$O）、および高分解能アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）干渉計とバンド7観測を使用した、周波数$\nu$=346.539、346.667、346.543、および345.795GHzでのCOの回転吸収線。すべての分子種は、$\ge$5$\sigma$統計的有意性で検出されます。木星の衛星イオは、太陽系で最も火山活動が活発な物体であり、非常に薄く、空間的に変化する大気を持っています。火山ガスCH$_{3}$COCH$_{3}$、S$_{2}$O、およびCOは、主に火山プルームから発生しています。CH$_{3}$COCH$_{3}$行の統計列密度はN（CH$_{3}$COCH$_{3}$）=6.92$\times$10$^{16}$です。cm$^{-2}$ですが、S$_{2}$OとCOの場合、列密度はN（S$_{2}$O）=2.63$\times$10$^{16}です。$cm$^{-2}$およびN（CO）=5.27$\times$10$^{15}$cm$^{-2}$それぞれ。一酸化炭素ガスは、主に火山ガスであるアセトンの光分解によって生成されます。
最も深いスピッツァー/ IRACデータを使用したz〜10からz〜6までの銀河ステラ質量関数：宇宙時間の最初のGyrにおける銀河のステラ対ハロー質量比の有意な進化はありません
| Title |
Galaxy_Stellar_Mass_Functions_from_z~10_to_z~6_using_the_Deepest_Spitzer/IRAC_Data:_No_Significant_Evolution_in_the_Stellar-to-Halo_Mass_Ratio_of_Galaxies_in_the_First_Gyr_of_Cosmic_Time |
| Authors |
Mauro_Stefanon,_Rychard_J._Bouwens,_Ivo_Labb\'e,_Garth_D._Illingworth,_Valentino_Gonzalez_and_Pascal_A._Oesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16571 |
新しい恒星質量関数を$z\sim6$、$z\sim7$、$z\sim8$、$z\sim9$で紹介し、初めて$\sim800$Lymanから構築された$z\sim10$を紹介します。-XDF/UDF、パラレル、および5つのCANDELSフィールドで以前に識別されたブレーク銀河。私たちの研究は、（1）スピッツァーのGOODS再電離時代の広域財務省からの$3.6\mu$mおよび$4.5\mu$mでのはるかに深い（$\sim200$時間）広域スピッツァー/IRACイメージングのために特徴的です（GREATS）プログラムと（2）以前のHST+Spitzer研究よりも$3\times$広い領域での$z\sim6-10$ソースの検討。スピッツァー/IRACデータは、銀河の前例のない$50\％$から$\sim10^{8}\mathcal{M}_\odot$までの恒星の質量制限まで、$\ge2\sigma$レストフレーム光学検出を可能にします。すべての赤方偏移。Schechterは私たちの体積密度に適合し、特徴的な質量$\mathcal{M}^*$と正規化係数$\phi^*$が$z\sim6$と$z\sim8$の間で組み合わされて進化することを示唆しています。恒星の質量密度（SMD）は、$z\sim10$と$z\sim6$の間の$\sim500$Myrで$\sim1000\times$増加し、$z\sim10$と$zの間のより急な進化を示しています。\sim8$、以前に報告された星形成率密度の傾向と同様。驚くべきことに、Bolshoi-Planckシミュレーションと一致する存在量は、ハローの質量密度がSMDとほぼ同じ速度で$z\sim10$と$z\sim4$の間で進化していることを示しています。私たちの結果は、星形成効率の代用である恒星とハローの質量比が、$z\sim10$から$z\sim6$に発生した巨大な恒星の質量の蓄積に対して、大幅に変化しないことを示しています。恒星の質量の集合は、宇宙史の最初の$\sim1$Gyrにおけるハロー質量の蓄積を厳密に反映しています。JWSTは、これらの結果を$z\gtrsim10$の「最初の銀河」エポックに拡張する準備ができています。
明らかにされたI：矮星初期型銀河における円盤下部構造の定量化
| Title |
Brought_to_Light_I:_Quantification_of_Disk_Substructure_in_Dwarf_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
Josefina_Michea,_Anna_Pasquali,_Rory_Smith,_Katarina_Kraljic,_Eva_K._Grebel,_Paula_Calder\'on-Castillo,_Thorsten_Lisker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16579 |
ドワーフ初期型銀河（ETG）は、測光、構造、および動的特性に豊富な多様性を示します。この研究では、おとめ座銀河団からの9つの矮星ETGのサンプルを深部イメージングで研究することにより、それらの構造の複雑さに対処します。銀河。これらのドワーフETGに埋め込まれたディスク下部構造を識別して抽出することを目的とした新しい堅牢な方法を紹介します。この方法は、銀河の画像を2つのコンポーネントに徐々に分離する反復手順で構成されています。明るく優勢な拡散成分と、はるかに暗い、下にあるディスク成分。それをドワーフETGサンプルに適用することにより、それらのディスク下部構造を定量化し、銀河の全光に対する相対的な寄与が2つの有効半径内で2.2〜6.4％の範囲にあることを発見しました。この方法の信頼性をテストし、ディスクと全体の光の割合が数パーセントと低い場合でも、模擬銀河画像に導入したディスク下部構造を正確に復元できることを証明します。この方法の潜在的なアプリケーションとして、抽出されたディスク下部構造に対してフーリエ解析を実行し、バーの方向、長さ、強度、およびスパイラルアームのピッチ角と強度を測定します。また、コンパニオンペーパーであるBroughttoLightII：Smithetal。に示されている数値シミュレーションに基づいたシナリオについても簡単に説明します。2021年、このような矮星系の下部構造の起源を調査します。
明るみに出されたII：クラスターパッシブ矮小銀河におけるクロークされたスパイラル特徴の起源の解明
| Title |
Brought_to_Light_II:_Revealing_the_Origins_of_Cloaked_Spiral_Features_in_Cluster_Passive_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Rory_Smith,_Josefina_Michea,_Anna_Pasquali,_Paula_Calder\'on-Castillo,_Katarina_Kraljic,_Sanjaya_Paudel,_Thorsten_Lisker,_Jihye_Shin,_Jongwan_Ko,_Reynier_Peletier,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16585 |
私たちのコンパニオンペーパー（BroughttoLightI：Micheaetal。2021）では、支配的な滑らかな恒星円盤の下に隠された、おとめ座の初期型矮小銀河9個の深部光学イメージングにおける壮大な渦巻銀河のような特徴を明らかにしています。アプローチの新しい組み合わせを使用すると、棒状およびらせん状の特徴が2R$_{\rm{eff}}$内の全フラックスの2.2〜6.4％に寄与することがわかります。この研究では、受動矮小銀河のクラスターハラスメントの高解像度シミュレーションを実施します。クラスターコアの近地点通過に続いて、潮汐トリガーは、観測された特徴に著しく類似した特徴をモデルディスクに生成します。ただし、ディスクは高度に回転サポートされている必要があり（V$_{\rm{peak}}/\sigma_0\sim3$）、通常観察されるよりもはるかに高いことがわかります。いくつかの初期型の矮星は、高温の拡散円盤の光に埋もれ、潮汐の引き金を引いたときにのみ明らかになる、低温の薄い円盤に質量の数パーセントを含む可能性があることを提案します。私たちのサンプルの赤い光学色は、最近の重要な星形成を示しておらず、私たちのシミュレーションは、非常に急降下する近地点通過（r$_{\rm{peri}}<0.25$r$_{\rm{vir}}$）潮汐トリガーに必要です。したがって、急降下軌道が少ない多くのクラスター初期型の矮星は、まだ検出されていない冷たい恒星ディスクコンポーネントをホストしている可能性があります。考えられる起源のシナリオについて説明し、フィールド内の同様の質量の星形成銀河が、クラスターサンプルよりもはるかに薄いディスクが支配的である理由を検討します。
古代の天の川の金属量の少ない金属量分布
| Title |
The_Metal-Poor_Metallicity_Distribution_of_the_Ancient_Milky_Way |
| Authors |
Anirudh_Chiti,_Mohammad_K._Mardini,_Anna_Frebel,_Tatsuya_Daniel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16642 |
SkyMapper調査の2回目のデータリリースからの公開測光に基づいて、$\sim$111,000の巨人と$-3.5\lesssim$[Fe/H]$\lesssim-$0.75で構成される天の川の低金属量マップを提示します。これらの星は太陽の近くから$\sim$7kpcまで伸びており、厚い円盤や内側のハローを含む主要な銀河系の星の種族を覆っています。特に、このマップは[Fe/H]$\sim-3.0$までの金属量を確実に区別できるため、金属が不足している古代の天の川を前例のない形で表示できます。サンプル内のより金属が豊富な星（[Fe/H]$>-2.0$）の中で、ミルキーウェイの厚い円盤コンポーネントにマッピングされるスケールの高さの関数として、平均金属量の減少の明確な空間依存性を回復します。。サンプル内の非常に金属量の少ない星（[Fe/H]$<-$2）のみを考慮すると、スケールの高さ$|Z|\sim7$kpcまで、平均金属量にそのような空間依存性は回復しません。サンプル（$-3.0<$[Fe/H]$<-2.3$）で最も金属量の少ない星の金属量分布関数（MDF）は、傾きが$\の指数プロファイルによく適合していることがわかります。Delta\log（N）/\Delta$[Fe/H]=1.52$\pm$0.05、アカウンティング後に$\Delta\log（N）/\Delta$[Fe/H]=1.53$\pm$0.10にシフトターゲット選択効果用。[Fe/H]$<-2.3$の場合、MDFは$\sim5$kpcまでのスケールハイト$|Z|$にほとんど影響を受けず、非常に非常に金属量の少ない星がすべての銀河系コンポーネントにあることを示しています。
SkyMapper Photometry IIのステラ金属量：天の川の[Fe / H] $ <-0.75 $の$ \ sim $
280,000巨星の正確な測光金属量
| Title |
Stellar_Metallicities_from_SkyMapper_Photometry_II:_Precise_photometric_metallicities_of_$\sim$280,000_giant_stars_with_[Fe/H]_$ |
| Authors |
Anirudh_Chiti,_Anna_Frebel,_Mohammad_K._Mardini,_Tatsuya_W._Daniel,_Xiaowei_Ou,_Anastasiia_V._Uvarova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16660 |
天の川の金属の少ない星は、初期の化学進化と天の川の集合と構造を研究するために使用される近くの古代の物体です。ここでは、2番目のデータリリースからの金属量に敏感な測光を使用して導出された$-3.75\lesssim$[Fe/H]$\lesssim-0.75$から$g=17$までの$\sim280,000$星の信頼できる金属量を示します（スカイマッパー南部調査のDR2）。SkyMapper$v$フィルターを通過するフラックスの、CaIIK吸収機能の強度への依存性を、SkyMapper$u、g、i$測光と組み合わせて使用して、これらの星の測光金属量を導き出します。このようにして得られた金属量は、大規模な分光学的調査で得られた金属量とよく比較され、そのような比較を使用して、位置、赤み、色の関数として系統を較正および定量化します。APOGEE、LAMOST、およびGALAHの調査からの金属量に対する、測光金属量の残差の標準偏差$\sigma\sim0.25$dexに基づいて、これらの調査からの金属量とよく一致しています。また、導出された測光金属量を、多くの高解像度分光研究で提示された金属量と比較して、測光金属量測定の低金属量端（[Fe/H]$<-2.5$）を検証します。このような比較では、カタログの測光[Fe/H]$<-2.5$の星の金属量は、高解像度の作業の場合と比較して、有意なオフセットと$\sigma\sim$0.31dexレベルのばらつきを示さないことがわかります。サンプルのより涼しい星（$gi>0.65$）を考慮します。また、金属の少ない天の川をさらに探索するためのデータテーブルとして、$\sim720,000$星の測光金属量を含む拡張カタログを提示します。
UVIT観測を使用して、近くの渦巻銀河NGC 628、NGC 5457、およびNGC6946の内側と外側の星形成複合体を比較する
| Title |
Comparing_the_Inner_and_Outer_Star_Forming_Complexes_in_the_Nearby_Spiral_Galaxies_NGC_628,_NGC_5457_and_NGC_6946_using_UVIT_Observations |
| Authors |
Jyoti_Yadav,_Mousumi_Das,_Narendra_Nath_Patra,_K._S._Dwarakanath,_P._T._Rahna,_Stacy_S._McGaugh,_James_Schombert,_Jayant_Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16819 |
紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用して、近くの3つの銀河における星形成複合体（SFC）の遠紫外線（FUV）研究を紹介します。銀河は正面に近く、かなりの外側の円盤星形成を示しています。それらのうちの2つは分離されており（NGC628、NGC6946）、1つは遠くの仲間と相互作用しています（NGC5457）。光学半径（R$_{25}$）の内側と外側のSFCの特性を比較しました。サイズ、星形成率（SFR）、金属量、およびSFCのToomreQパラメーターを推定しました。外側のディスクのSFCは、内側のディスクのSFCよりも面積が少なくとも10分の1であることがわかります。両方の領域の単位面積あたりのSFR（$\Sigma_{SFR}$）の平均値は似ていますが、外側のSFCの範囲は$\Sigma_{SFR}$とはるかに小さくなっています。また、内部ディスクSFCと比較して金属が少ないです。FUV放出は、中性水素ガス（\HI）分布とよく相関しており、いくつかの\HI〜ホール内およびその近くで検出されます。2つの孤立した銀河の外側の円盤のQパラメータの推定は、それらの外側の円盤が安定していることを示唆しています（Q$>$1）。しかし、彼らのFUV画像は、これらの地域で進行中の星形成があることを示しています。これは、外側の円盤に非発光の塊または暗黒物質が存在する可能性があることを示唆しています。これにより、円盤の表面密度が増加し、局所的な重力不安定性の形成がサポートされます。相互作用銀河NGC5457では、バリオン面密度は、外側の円盤で局所的な円盤の不安定性を引き起こすのに十分です（Q$<$1）。
SDSS-IVMaNGA調査におけるAGNホスト矮小銀河の放射状星の種族
| Title |
Radial_stellar_populations_of_AGN-host_dwarf_galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA_survey |
| Authors |
Wei_Cai,_Yinghe_Zhao_and_Jin-Ming_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16826 |
MaNGA面分光法（IFU）分光法に基づいて、60個のAGN候補を検索します。これらの候補は、恒星の質量が$M_{\star}\leqslant5\times10^{9}$$M_{\odot}$で、BPTにAGNイオン化シグネチャが表示されます。図。これらのAGN候補について、星の種族合成コードSTARLIGHTを使用して空間的に分解された星の種族を導出し、平均星の年齢と金属量の勾配を測定します。個々のAGNホスト矮星の平均恒星年齢（金属量）の勾配は、0-0.5Re、0.5-1Re、0-1Reで多様であることがわかります。ただし、勾配の中央値がゼロに近いため、平均恒星年齢（金属量）プロファイルの全体的な動作はフラットになる傾向があります。さらに、AGNサンプルの同時追加された放射状プロファイルをプロットすることにより、平均恒星年齢（金属量）の全体的な振る舞いを研究し、同様の恒星質量を持つ対照サンプルと比較します。AGNサンプルの軽量平均恒星年齢の中央値は2Re以内で2〜3〜Gyrであり、対照サンプルの約4〜7倍古いことがわかります。一方、L[OIII]>$10^{39.5}$〜erg〜s$^{-1}$を持つソースは8つしかないため、ほとんどのAGN候補は低レベルAGNです。したがって、矮小銀河のAGNは、ガスの消費を加速することによって銀河の進化を加速し、矮小銀河の全体的な消光をもたらす可能性があり、AGNもガスの不足のために弱くなります。2$Re$内の両方のサンプルの質量加重平均星年齢の中央値は類似しており、約10〜Gyrと同じくらい古いことから、星の質量は主に古い星の種族によってもたらされていることがわかります。両方のサンプルの金属量は負になる傾向がありますが、ゼロに近く、両方のサンプルの同様の平均恒星金属量プロファイルは、ホスト銀河の化学進化がAGNの影響を強く受けていないことを示しています。
LoTSSDR2の重力レンズ-2つの非常に拡大されたクエーサーからの非常に弱い144MHzの電波放射
| Title |
Gravitational_lensing_in_LoTSS_DR2_--_Extremely_faint_144-MHz_radio_emission_from_two_highly_magnified_quasars |
| Authors |
J._P._McKean,_R._Luichies,_A._Drabent,_G._Gurkan,_P._Hartley,_A._Lafontaine,_I._Prandoni,_H._J._A._Rottgering,_T._W._Shimwell,_H._R._Stacey,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16960 |
LOFARTwoMeterSkySurvey（LoTSS）データリリース2を使用して、2つの重力レンズクエーサーSDSSJ1004+4112（z=1.730）およびSDSSJ2222+2745（z=2.803）からの非常に弱い144MHzの電波放射を報告します。レンズ倍率の場合、2つのオブジェクトの固有フラックス密度はそれぞれ13+/-2および58+/-6uJyであり、144MHzのレストフレーム輝度10^（23.2+/-0.2）および10^に対応します。（24.42+/-0.05）W/Hz、それぞれ。SDSSJ1004+4112の場合、固有のフラックス密度はLoTSSの混乱限界に近く、この電波源はこれまでのところ低周波数で検出されるのが最も弱く、z>0.65で知られている最低の光度になります。すべての電波放射が星形成過程によるものであるという仮定の下で、クエーサーホスト銀河は5.5^（+1.8）_（-1.4）と73^（+34）_（の星形成率を持つと予測されています。-22）それぞれM/年。検出された電波放射のいずれかがクエーサーに関連する弱いジェットによるものであるかどうかを判断するには、より高い角度分解能でのさらなる多波長観測が必要になります。
はくちょう座AのLOFARイメージング-ホットスポット無線スペクトルのターンオーバーの直接検出
| Title |
LOFAR_imaging_of_Cygnus_A_--_Direct_detection_of_a_turnover_in_the_hotspot_radio_spectra |
| Authors |
J._P._McKean,_L._E._H._Godfrey,_S._Vegetti,_M._W._Wise,_R._Morganti,_M._J._Hardcastle,_D._Rafferty,_J._Anderson,_I._M._Avruch,_R._Beck,_M._E._Bell,_I._van_Bemmel,_M._J._Bentum,_G._Bernardi,_P._Best,_R._Blaauw,_A._Bonafede,_F._Breitling,_J._W._Broderick,_M._Bruggen,_L._Cerrigone,_B._Ciardi,_F._de_Gasperin,_A._Deller,_S._Duscha,_D._Engels,_H._Falcke,_R._A._Fallows,_W._Frieswijk,_M._A._Garrett,_J._M._Griessmeier,_M._P._van_Haarlem,_G._Heald,_M._Hoeft,_A._J._van_der_Horst,_M._Iacobelli,_H._Intema,_E._Juette,_A._Karastergiou,_V._I._Kondratiev,_L._V._E._Koopmans,_M._Kuniyoshi,_G._Kuper,_J._van_Leeuwen,_P._Maat,_G._Mann,_S._Markoff,_R._McFadden,_D._McKay-Bukowski,_D._D._Mulcahy,_H._Munk,_A._Nelles,_E._Orru,_H._Paas,_M._Pandey-Pommier,_M._Pietka,_R._Pizzo,_A._G._Polatidis,_W._Reich,_H._J._A._Rottgering,_A._Rowlinson,_A._M._M._Scaife,_M._Serylak,_A._Shulevski,_J._Sluman,_O._Smirnov,_M._Steinmetz,_A._Stewart,_J._Swinbank,_M._Tagger,_S._Thoudam,_M._C._Toribio,_R._Vermeulen,_C._Vocks,_R._J._van_Weeren,_O._Wucknitz,_S._Yatawatta,_P._Zarka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16961 |
強力な電波銀河内のホットスポットの低周波電波スペクトルは、ジェット終端のサイトで動作している物理的プロセスに関する貴重な情報を提供できます。これらのプロセスは、ジェットの運動エネルギーの散逸、粒子の加速、および磁場の生成に関与します。ここでは、109〜183MHzの低周波アレイ（LOFAR）を使用して、約3.5秒角の角度分解能で強力な電波銀河シグナスAの新しい観測結果を報告します。ローブの電波放射は、ソースの中心に向かってスペクトルの急峻化が見られる、複雑なスペクトルインデックス分布を持っていることがわかります。はくちょう座Aの2つの主要なホットスポットの無線スペクトルのターンオーバーが初めて直接観測されました。LOFARイメージングをより高い周波数での超大型アレイからのデータと組み合わせることにより、ホットスポットスペクトルの非常に速いターンオーバーは、以前に示唆されたように、電子エネルギー分布の低エネルギーカットオフでは説明できないことを示します。熱（フリーフリー）吸収またはシンクロトロン自己吸収モデルは、ホットスポットの低周波スペクトル形状を記述することができますが、以前の研究と同様に、暗黙のモデルパラメータはありそうになく、ホットスポットのスペクトルを解釈することがわかります。問題が残っています。
| Title |
Gravitational_Lensing_By_a_Massive_Object_in_a_Dark_Matter_Halo._I._Critical_Curves_and_Caustics |
| Authors |
Michal_Karamazov,_Lukas_Timko,_David_Heyrovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16965 |
暗黒物質ハロー内の巨大な物体の重力レンズ特性を研究し、組み合わされたレンズの臨界曲線とコースティクスに焦点を当てます。球形のNavarro$-$Frenk$-$White密度プロファイルに埋め込まれた点質量による、最も単純な近似でシステムをモデル化します。このようなモデルのパラメーターの数が少ないため、パラメーター空間の体系的な調査が可能になります。ハロー内のポイントのさまざまな質量と位置について、臨界曲線とコースティクスのギャラリーを示します。臨界質量の存在を示します。それを超えると、中心に配置された点の重力の影響が、放射状の臨界曲線とハローの苛性アルカリを排除するのに十分なほど強くなります。点質量パラメータ空間では、臨界曲線遷移と対応する苛性変態が発生する境界を特定します。ポイントの位置の関数としての遷移の数は驚くほど多く、質量が大きい場合は3つ、質量が小さい場合は8つになります。苛性アルカリについては、6種類もの基本的な苛性アルカリ変態の発生を特定します。ハローの中心に位置する臨界質量の異常な非局所変態に現れる単一の放射状臨界曲線と苛性アルカリの特有の特性を説明します。このモデルは、主に銀河団内の個々の銀河のレンズ効果を研究するために構築されましたが、ホスト銀河のハロー内の矮星伴銀河によるレンズ効果や、銀河ハローの一般的な位置。
銀河における放射状の超新星残骸の分布
超新星は銀河の化学的濃縮の主要な源であり、星間物質を加熱して宇宙線を加速するための重要なエネルギー源です。天の川の超新星に関する私たちの知識は、主に銀河系の超新星残骸（SNR）の研究に基づいており、過去約10万年間の超新星活動の（不完全な）記録を提供します。ここでは、銀河系SNRの空間分布の調査について報告します。SNRの数が限られていることを考えると、SNRのガラクトセントリック分布の関数形式を想定するのが一般的です。ただし、動径分布を正当化することなく、過去にいくつかの関数形式が使用されてきました。たとえば、よく使われる関数形式の1つは、銀河中心領域に超新星活動が存在しないことを意味します。しかし、銀河中心の近くにマグネターとSNRが存在することは、銀河中心でSNRがゼロの空間分布が現実的ではないことを示唆しています。これらの懸念に照らして、銀河のSNR分布を再評価します。SNRを見つける際の主な検出バイアスの概要を示し、最も一般的な関数形式の使用が正当化されるかどうか、およびSNR分布の他のモデルと比較する方法を調査します。これは、SNRの縦方向の分布を分析することによって行います。単純な指数分布が、銀河の放射状SNR分布を記述するための最も一貫性があり、最も単純なモデルであることがわかり、大規模な星形成および金属量分布との比較を行います。
AGN磁気圏の加熱について
重力エネルギーを粒子に効果的に「変換」できるラングミュア-ランダウ-遠心ドライブ（LLCD）は、活動銀河核（AGN）によって獲得される極端な熱光度の原因となる駆動メカニズムとして探求されています。この目的のために、AGN磁気圏の加熱プロセスを支配する方程式を検討します。特に、線形近似で運動量方程式、連続の方程式、ポアソン方程式のフーリエ成分を調べ、遠心励起された静電波の成長率とラングミュア崩壊の増分を推定します。エネルギーポンピングのプロセスは3つの段階で構成されていることが示されています。最初の段階では、エネルギーが回転から静電モードに効率的に伝達されます。やがて、エネルギーポンピングがさらに効率的になるときに、2番目の体制であるラングミュア崩壊が発生します。このプロセスは、巨大なエネルギーが熱の形で放出されるときに、ランダウ減衰によって終了します。$10^{45-46}$erg/sのオーダーの光度を持つ超大質量ブラックホールの磁気圏が$10^{6-10}$Kまで加熱できることを示します。
ポッド内の2つのc：兄弟ペアとのIa型超新星の色と光度の関係の宇宙論に依存しない測定
| Title |
Two_c's_in_a_pod:_Cosmology_independent_measurement_of_the_Type_Ia_supernova_colour-luminosity_relation_with_a_sibling_pair |
| Authors |
Rahul_Biswas_(1),_Ariel_Goobar_(1),_Suhail_Dhawan_(1,2),_Steve_Schulze_(1),_Joel_Johansson_(1),_Eric_C._Bellm_(3),_Richard_Dekany_(4),_Andrew_J._Drake_(5),_Dmitry_A._Duev_(5),_Christoffer_Fremling_(5),_Matthew_Graham_(5),_Young-Lo_Kim_(6),_Erik_C._Kool_(7),_Shrinivas_R._Kulkarni_(5),_Ashish_A._Mahabal_(5,8),_Daniel_Perley_(9),_Mickael_Rigault_(6),_Ben_Rusholme_(10),_Jesper_Sollerman_(7),_David_L._Shupe_(10),_Matthew_Smith_(6),_Richard_S._Walters_(4)_((1)_Oskar_Klein_Centre,_Department_of_Physics,_Stockholm_University,_Stockholm,_Sweden_(2)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_University_of_Cambridge,_Cambridge,_UK_(3)_DIRAC_Institute,_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_Seattle,_WA,_USA_(4)_Caltech_Optical_Observatories,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA_(5)_Division_of_Physics,_Mathematics,_and_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA_(6)_Univ_Lyon,_Univ_Claude_Bernard_Lyon_1,_CNRS,_IP2I_Lyon_/_IN2P3,_Villeurbanne,_France_(7)_Department_of_Astronomy,_Oskar_Klein_Centre,_Stockholm_University,_Stockholm,_Sweden_(8)_Center_for_Data_Driven_Discovery,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA_(9)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK_(10)_IPAC,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16978 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）観測を使用して、「兄弟」タイプIa超新星（SNeIa）のペアを識別します。つまり、z=0.0541で同じ銀河によってホストされています。それらは、わずか0.6kpcの投影距離に対応する$0.6^{"}$の間隔で互いに200日以内に爆発しました。SALT2光度曲線を実行すると、griZTF測光に適合し、これらの等しく離れた「標準化可能なキャンドル」について示します。、残りのフレームのBバンドのピークには2つの大きさの違いがあり、暗いSNのSALT2の色はかなり赤い$c=0.57\pm$0.04ですが、2つのSNeのストレッチ値$x_1$は似ています。暗いSNは、ホスト銀河の星間物質の塵によって減衰していることを示唆しています。これらの測定値を使用して、基礎となる宇宙学やマルムクイストバイアスとは無関係に、SALT2の色標準化パラメーター$\beta$=3.5$\pm$0.3を推測します。。色の過剰が完全にほこりによるものであると仮定すると、結果は平均のミルキーウェイの全対選択的消光比と$2\sigma$異なりますが、最新のものから経験的に導き出された色の明るさの補正とよく一致しています。SNIaHubble-Lemaitre図が適合します。したがって、今後数年間でますます発見されるSN「兄弟」を使用して、グローバルマルチからの推論における重要な体系的影響を回避しながら、SNIa宇宙論で使用する色と光度曲線の形状補正の有効性を調べることができることを提案します。パラメータは不均一なデータセットに適合し、SNIa宇宙論における星間塵の役割を制約するのにも役立ちます。
銀河中心のスターバーストSgrB2のサブミリ波イメージング。巨大な星形成コアから遠く離れた暖かい分子、原子、およびイオン化ガス
| Title |
Submillimeter_imaging_of_the_Galactic_Center_starburst_Sgr_B2._Warm_molecular,_atomic,_and_ionized_gas_far_from_massive_star-forming_cores |
| Authors |
M._G._Santa-Maria,_J._R._Goicoechea,_M._Etxaluze,_J._Cernicharo,_S._Cuadrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17177 |
Herschel/SPIRE-FTSで撮影したSgrB2複合体の168arcmin^2スペクトル画像を提示します。CO（J=12-11まで）、H2O、[CI]492、809GHz、および[NII]205umラインからのユビキタス放射を検出します。また、IRAM30m望遠鏡で得られたSiO、N2H+、HCN、およびHCO+放射のマップも示します。クラウド環境は、放出されたFIR（80％）、H2O752GHz（60％）mid-JCO（91％）、および[CI]（93％）の光度を支配します。この領域は、非常に拡張された[NII]放出を示しています（24および70umのダスト放出と空間的に相関しています）。観測されたFIRの光度は、G_0〜10^3を意味します。拡張[CI]放出は、n_H〜10^3cm-3の中性ガスの浸透成分から発生します。強化された宇宙線（CR）フラックスによって生成される高いイオン化率は、ガス加熱をTk〜40-60Kに駆動します。J中期のCO放出は、同様に拡張されたがより加圧されたガス成分から発生します（P_th〜10^7Kcm-3）。強化されたSiO放出と高いCO対FIR強度比（>10^-3）の特定の領域は、ショックモデルと互換性のある中程度のJCO放出を示しています。私たちの銀河の円盤におけるより静止した星形成雲と比較した主な違いは、SgrB2におけるSiOとN2H+放出の拡張された性質です。これは、雲と雲の衝突と恒星のフィードバックによって引き起こされる雲規模の衝撃の存在、および過剰なH3+とN2H+につながるはるかに高いCRイオン化率（>10^-15s-1）によって説明できます。したがって、SgrB2は、銀河円盤の星形成領域よりも極端な環境をホストしています。銀河系外比較の通常のテンプレートとして、SgrB2は、[CI]/FIRおよび[NII]/FIR強度比の「不足」を含む、Arp220などの超高光度赤外線銀河と、そのような純粋なスターバースト銀河よりも多くの類似性を示します。M82として。ただし、望遠鏡が銀河内のそのような拡張領域を解決しない場合に役立つテンプレートとして機能するのは、コアではなく拡張クラウド環境です。
マルチバンドイメージングを使用したレンズ状銀河NGC3115の起源の回復
| Title |
Recovering_the_origins_of_the_lenticular_galaxy_NGC_3115_using_multi-band_imaging |
| Authors |
Maria_Luisa_Buzzo,_Arianna_Cortesi,_Jose_A._Hernandez-Jimenez,_Lodovico_Coccato,_Ariel_Werle,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Marco_Grossi,_Marina_Vika,_Carlos_Eduardo_Barbosa,_Geferson_Lucatelli,_Luidhy_Santana-Silva,_Steven_Bamford,_Victor_P._Debattista,_Duncan_A._Forbes,_Roderik_Overzier,_Aaron_J._Romanowsky,_Fabricio_Ferrari,_Jean_P._Brodie,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17246 |
レンズ状銀河の形態の詳細な研究は、このタイプの銀河がどのように形成され、時間とともに進化するかを理解するための重要な方法です。銀河をその構成要素（ディスク、バルジ、バーなど）に分解することで、各システムに存在する色のグラデーション、星形成の履歴、および組み立ての履歴を復元できます。GALFITMを使用して、最も近いレンズ状銀河であるNGC3115の多波長構造分解を実行し、その恒星の光をいくつかの主要なコンポーネント（バルジ、薄い円盤、厚い円盤、および棒の証拠）に記述します。活動銀河核（AGN）の存在および/または最近の星形成活動のいずれかを示す、銀河周辺の色と比較して、バルジ内の中央の青い星の種族の発見を報告します。スペクトルエネルギー分布の結果から、銀河の光度AGN成分は低いが、核活動の影響を除いても、バルジは銀河の外側の領域よりも青いままであり、最近の星形成のエピソードが明らかになっています。。導出されたすべての特性に基づいて、星形成を再燃させたコンパニオンKK084との最近の遭遇まで、最初のガスリッチな合併、それに続く銀河をクエンチする降着とフィードバックからなるNGC3115の形成のシナリオを提案します。バルジでは、NGC3115でコア変位を引き起こし、らせん状の特徴を生成しました。この結果は、この銀河の以前の研究で提案された2相形成シナリオと一致しています。
NGC1316の球状星団によってホストされている3つの超大光度X線源
| Title |
Three_Ultraluminous_X-ray_Sources_Hosted_by_Globular_Clusters_in_NGC_1316 |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Arunav_Kundu,_Erica_Thygesen,_Arash_Bahramian,_Daryl_Haggard,_Jimmy_A._Irwin,_Thomas_J._Maccarone,_Sneha_Nair,_Mark_B._Peacock,_Jay_Strader,_Stephen_E._Zepf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16576 |
NGC1316の恒星系内の球状星団（GC）によってホストされている3つの超大光度X線源（ULX）を特定しました。これらの発見により、GC内の既知のULXの総数は最大20になります。3つの新しいソースのX線スペクトルは、他の既知のGCULXのスペクトル動作の確立されたパターンから逸脱していないことがわかります。これらの線源のX線スペクトルの振る舞いの一貫性は、これらのまれでユニークな線源の形成と進化のメカニズムの複数の経路を示しています。現在より大きなGCULXのサンプルを使用して、GCULXの既知の母集団全体の光学特性を5つの銀河全体の他のGCと比較し、ULXをホストするクラスターの特性が通常のクラスターとはかなり異なることを確認します。最後に、GCULXが金属に富むクラスターによって優先的にホストされる傾向は、このサンプルではそれほど重要ではありません。
天体物理学源における光ハドロニックニュートリノ生成の統一熱モデル
| Title |
Unified_thermal_model_for_photohadronic_neutrino_production_in_astrophysical_sources |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Arjen_Van_Vliet,_Stefano_Morisi,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16577 |
高エネルギーの天体物理学的ニュートリノフラックスは、多くのアプリケーションで、エネルギーの関数としての単純なべき乗則としてモデル化されています。これは、ハドロ核$pp$源でのニュートリノ生成の場合には合理的ですが、通常、光ハドロニック$p\gamma$源での振る舞いを捉えません。その場合、ニュートリノスペクトルは宇宙のターゲット光子の特性に依存します。光線は、二次パイ中間子およびミューオンに発生する可能性のある磁場効果と衝突します。マルチパイ中間子生成プロセスのおかげで、温度を適切に調整すれば、既知の光ハドロニック源からのニュートリノ生成を熱（黒体）ターゲット光子スペクトルで再現できることを示します。これにより、いくつかのパラメータの観点から、ガンマ線バースト、活動銀河核、潮汐破壊現象など、最もよく知られている$p\gamma$ソースからのニュートリノ生成について議論することができます。この熱モデルを適用して、ニュートリノ望遠鏡のさまざまなクラスの光ハドロニック光源に対する感度を研究します。特定の光源クラスの検出に最適な実験に従ってモデルパラメータ空間を分類し、高密度アレイなどのさまざまな実験クラスを示します。、従来のニュートリノ望遠鏡、または無線検出実験は、パラメータ空間のさまざまな部分をカバーします。モデルはフレーバーとニュートリノ-反ニュートリノ組成も再現できるため、トラックとシャワーの比率とグラショーの共鳴への影響を調べます。
3mmと2mmの銀河中心でパルサーを探す
| Title |
Searching_for_pulsars_in_the_Galactic_Centre_at_3_and_2_mm |
| Authors |
Pablo_Torne,_Gregory_Desvignes,_Ralph_Eatough,_Michael_Kramer,_Ramesh_Karuppusamy,_Kuo_Liu,_Aris_Noutsos,_Robert_Wharton,_Carsten_Kramer,_Santiago_Navarro,_Gabriel_Paubert,_Salvador_Sanchez,_Miguel_Sanchez-Portal,_Karl_Schuster,_Heino_Falcke,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16581 |
銀河中心のパルサーは、重力理論とブラックホール物理学の比類のないテストを可能にし、天の川の複雑な中央領域における星形成の歴史と進化、および星間物質のプローブとして機能することを約束します。何十年もの間、コミュニティは、不可解なパルサーの集団を検出することなく、銀河の最も内側の領域を調査しました。この特定の方向へのパルス信号の強い散乱は、非検出の潜在的な理由として議論されてきました。散乱は観測周波数と強い逆依存性を持っているため、その影響を軽減する効果的な方法は、銀河中心、特に超大質量ブラックホールで座A*の近くでパルサーを調査するときに高い周波数を使用することです。ここでは、銀河中心を対象とした、84〜156GHz（3.57〜1.92mm）のいくつかの周波数帯域を使用した、短いミリメートル波長での最初のパルサー調査を紹介します。観測は、2016年12月から2018年5月までの28エポックにミリ波電波天文学研究所（IRAM）30m望遠鏡で行われました。この調査は、散乱の影響を本質的に受けない最初の調査であり、したがって、低頻度の銀河中心調査の範囲外である可能性のある高速回転パルサーを含め、人口カバレッジに偏りがありません。新しいパルサーは発見されませんでした。その結果、主に、現在の感度と組み合わされた高周波でのパルサーのフラックス密度の低下に関連しています。ただし、これらの非常に高い無線周波数での調査では、新しいパルサーを発見し、シミュレートされた銀河中心のパルサー集団に関する感度限界を分析し、主要な課題と今後同様の調査を改善する方法について説明できることを示します。
一般相対論的SpECコードでのモンテカルロ輸送の実装
| Title |
Implementation_of_Monte-Carlo_transport_in_the_general_relativistic_SpEC_code |
| Authors |
Francois_Foucart,_Matthew_D._Duez,_Francois_Hebert,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16588 |
ニュートリノ輸送とニュートリノ物質相互作用は、中性子星合体とそれらの合体後の残骸の進化において重要な役割を果たすことが知られています。ニュートリノは残骸を冷却し、合併後の風を推進し、相対論的ジェットが最終的に形成される可能性のある低密度の極域にエネルギーを蓄積します。ニュートリノはまた、放出された物質の組成を変更し、合併流出における元素合成の結果と、それらが電力を供給する光学/赤外線過渡現象（キロノバ）の特性に影響を与えます。これまでのところ、合併シミュレーションは、シミュレーションをより手頃な価格にする方法で放射輸送方程式を単純化するニュートリノの近似処理（漏れ、モーメント）に大きく依存してきましたが、結果に定量化できないエラーももたらしました。これらの方法を改善するために、私たちは最近、ニュートリノ放射輸送のための低コストのモンテカルロアルゴリズムを使用した中性子星合体の最初のシミュレーションを公開しました。私たちの輸送コードは、流体の吸収不透明度の値に厳しい上限を設けることにより、光学的に厚い領域のコストを制限しますが、コード内で行われるすべての近似は、無限の数値分解能の限界で消えるように設計されています。ここでは、このアルゴリズム、SpEC合併コードでの実装、および光学的厚さの領域での近似の予想される影響について詳しく説明します。後者は、現在のシミュレーションで達成された精度で、また現在コードに含まれている相互作用の場合、エラーの主な原因であると主張します。また、このコードの最も重要な機能のテストも提供しています。
KMTNet超新星プログラムからの急速に減少するホストレスタイプIa超新星KSP-OT-201509b：過渡的な性質と$ ^ {56}
$ Ni分布と前駆体タイプに対する制約
| Title |
Rapidly-Declining_Hostless_Type_Ia_Supernova_KSP-OT-201509b_from_the_KMTNet_Supernova_Program:_Transitional_Nature_and_Constraint_on_$^{56}$Ni_Distribution_and_Progenitor_Type |
| Authors |
Dae-Sik_Moon,_Yuan_Qi_Ni,_Maria_R._Drout,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Niloufar_Afsariardchi,_Hong_Soo_Park,_Youngdae_Lee,_Sang_Chul_Kim,_John_Antoniadis,_Dong-Jin_Kim,_and_Yongseok_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16663 |
KMTNet超新星プログラムからの急速に衰退するサブチャンドラセカールIa型超新星KSP-OT-201509b（=AT2015cx）の早期発見とマルチカラー（$BVI$）高ケイデンス光度曲線分析を報告します。KSP-OT-201509b（=AT2015cx）のフィリップスパラメーターとカラーストレッチパラメーターは、それぞれ$\Delta$$M_{B、15}$$\simeq$1.62magと$s_{BV}$$\simeq$0.54です。、0.072の推定赤方偏移で。これらは、他の測定されたパラメータ（2次$I$バンドのピークの強度、色、光度など）とともに、91bgよりもブランチノーマルに近い遷移性の急速に低下するタイプIaであるソースを識別します-お気に入り。その初期の光度曲線の進化とボロメータの光度は、放射性崩壊と0.32$\pm$0.01$M_{\odot}$の合成された$^{56}$Ni質量を伴うタイプIaSN爆発によって動力を与えられた同質に拡大する噴出物のものと一致しています、0.84$\pm$0.12$M_{\odot}$のイジェクタ質量と（0.61$\pm$0.14）$\times$10$^{51}$エルグのイジェクタ運動エネルギー。その$BV$と$VI$の色は、他の超新星に見られるように$I$バンドの光度曲線の変化とほぼ同期して進化しますが、-10より前の$VI$にも初期の赤方向の進化の存在が見られます。ピークからの日数。光源のボロメータ光度曲線は、爆発する前駆体の浅い層に拡張された層状の$^{56}$Ni分布と互換性があります。観測された光度曲線とイジェクタとコンパニオンの相互作用から予測された光度曲線を比較すると、大きな分離距離でロッシュローブを埋めるコンパニオンスターが明らかに嫌われ、その起源の二重縮退シナリオがサポートされます。$\sim$28$\rmmag\;arcsec^{-2}$の感度限界に達するディープスタック画像に明らかなホスト銀河がないため、KSP-OT-201509bはホストレスIa型超新星になり、新しい洞察を提供します超新星ホスト銀河環境に。
地上および宇宙からの合成超長基線干渉法データによるブラックホールパラメータの推定
| Title |
Black_hole_parameter_estimation_with_synthetic_Very_Long_Baseline_Interferometry_data_from_the_ground_and_from_space |
| Authors |
Freek_Roelofs,_Christian_M._Fromm,_Yosuke_Mizuno,_Jordy_Davelaar,_Michael_Janssen,_Ziri_Younsi,_Luciano_Rezzolla,_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16736 |
事象の地平線望遠鏡（EHT）は、M87の超大質量ブラックホールの影を画像化しました。一般相対論的電磁流体力学（GMRHD）モデルのライブラリが観測データに適合し、ブラックホールパラメータに制約を与えました。将来の実験がこれらのパラメーターを現実的に制約し、重力の理論をテストできるかどうかを調査します。2017、2021、および拡張EHTアレイを使用して、M87のGRMHD画像ライブラリから取得した代表的な入力モデルから現実的な合成230GHzデータを生成します。合成データは、EHTが使用するデータ削減パイプラインを介して実行されます。さらに、EventHorizonImager（EHI）SpaceVLBIコンセプトを使用して、230、557、および690GHzでの観測をシミュレートします。EHTパラメーター推定パイプラインの1つを使用して、GRMHDライブラリ画像を合成データに適合させ、ブラックホールパラメーター推定がさまざまな配列と繰り返しの観測によってどのように影響を受けるかを調査します。変化するソース構造が平均化されるため、繰り返しの観測はブラックホールと降着パラメータを制約する上で重要な役割を果たします。EHTの適度な拡張は、すでにより強力なパラメーター制約につながります。宇宙からの高周波観測は、ライブラリ内のGRMHDモデルの約15％を除くすべてを除外し、磁束とブラックホールスピンを強く制約します。ブラックホールの質量に対する1$\sigma$の制約は、現在の地上アレイでの観測と比較して、高周波空間アレイの観測を繰り返すと5倍向上します。ブラックホールのスピン、磁化、および電子の温度分布を個別に制約できる場合、特定のブラックホールの質量のシャドウサイズをEHIで約0.5％までテストできます。これにより、一般相対性理論からの逸脱をテストできます。カー解法の高精度テストは、銀河中心のブラックホール射手座A*の観測から手の届くところにあります。
X線パルサーGX301-2におけるディスクと風の降着
| Title |
Disk_vs_wind_accretion_in_X-ray_pulsar_GX_301-2 |
| Authors |
Jiren_Liu,_Long_Ji,_Peter_A._Jenke,_Victor_Doroshenko,_Zhenxuan_Liao,_Xiaobo_Li,_Shuangnan_Zhang,_Mauro_Orlandini,_Mingyu_Ge,_Shu_Zhang,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16757 |
GX301-2は、同じターゲットでディスクと風の両方の降着を研究するまれな機会を提供します。2019年に発生したGX301-2のスピンアップイベントのInsight-HXMT観測を報告し、風力供給状態の観測と比較します。初期の急速なスピンアップ期間のパルスプロファイルは、1つのメインピークによって支配されますが、後の遅いスピンアップ期間のパルスプロファイルは、風力状態のパルスプロファイルと同様に2つの同様のピークで構成されます。これらの振る舞いはFermi/GBMデータによって確認されています。このデータは、急速なスピンアップ期間中に、メインピークが最大$8\times10^{37}$ergs$^{-1}$まで光度とともに増加することも示していますが、かすかなピークはほぼ一定に保たれます。スピンアップ期間中の吸収カラム密度は$\sim1.5\times10^{23}$cm$^{-2}$であり、同様の光度での風力供給状態の密度（$\sim9\times10）よりもはるかに低くなっています。^{23}$cm$^{-2}$）、スピンアップ期間中にほとんどの材料がディスクに凝縮されるシナリオをサポートします。パルスプロファイルの観測された異なる傾向を説明するかもしれないディスクと風の付着の間の可能な違いについて議論します。
{\ it NuSTAR}によるセイファート1Mrk 335の降着形状の変更：比較研究
2013年から2020年の間に核分光望遠鏡アレイで行われた8つのエポック観測を使用して、狭線セイファート〜1銀河、Markarian〜335の詳細なスペクトル研究を提示します。この期間中、ソースはスペクトルフラックスとフロージオメトリの両方で変動しました。観測期間全体のモデル適合パラメータからコンプトン雲の高さを推定しました。これにより、X線の変動を引き起こす根本的な物理的プロセスを調査することができました。モデルに適合した質量は、$（2.44\pm0.45-3.04\pm0.56）\times10^{7}M_\odot$の間の狭い範囲で変化しますが、エラーバーが大きいため、一定であることに一貫性があります。そして、光学的残響マッピング観測から知られているものと一致しています。ディスクの質量降着率は、2013年6月にエディントン率の最大10\％に達しました。私たちの研究は、システムからの質量流出に光を当て、降着のさまざまな側面をX線連星と比較します。
RSCVnタイプの星GTMusは、2010年代を通じて最もエネルギッシュなX線フレアを示しています
| Title |
The_RS_CVn_type_star_GT_Mus_shows_most_energetic_X-ray_flares_throughout_the_2010s |
| Authors |
Ryo_Sasaki,_Yohko_Tsuboi,_Wataru_Iwakiri,_Satoshi_Nakahira,_Yoshitomo_Maeda,_Keith_C._Gendreau,_Michael_F._Corcoran,_Kenji_Hamaguchi,_Zaven_Arzoumanian,_Craig_Markwardt,_Teruaki_Enoto,_Tatsuki_Sato,_Hiroki_Kawai,_Tatehiro_Mihara,_Megumi_Shidatsu,_Hitoshi_Negoro,_and_Motoko_Serino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16822 |
RSCVnタイプの星GTMus（HR4492、HD101379+HD101380）は、再発するエネルギッシュなフレアの規模の観点から、過去10年間でX線の空で最も活発な星であったことを報告します。2009年8月から2017年8月までの全天X線画像モニター（MAXI）による8年間の観測で、GTMusから11個のフレアが検出されました。検出されたフレアピーク光度は、109.6pcの距離で2.0〜20.0keVバンドで1〜4$\times$10$^{33}$ergs$^{-1}$でした。タイミング分析では、2〜6日の長い期間（$\tau_{\rmr}+\tau_{\rmd}$）と1〜4日の長い減衰時間（$\tau_{\rmd}$）が示されました。。0.1-100keVバンドのフレアの崩壊段階で放出されたエネルギーは、観測された恒星フレアの上端にある1-11$\times$10$^{38}$ergの範囲でした。全期間中に放出されたエネルギーは、同じ帯域で2〜13$\times$10$^{38}$ergの範囲でした。2017年7月18日に中性子星InteriorCompositionExplorer（NICER）を使用して11個のフレアの1つについてX線追跡観測を行ったところ、フレアが準静的に冷却されていることがわかりました。準静的冷却モデルに基づいて、フレアループの長さは4$\times$10$^{12}$cm（または60R$_{\odot}$）になります。電子密度は1$\times$10$^{10}$cm$^{-3}$であると導出されます。これは、太陽と恒星のフレアの典型的な値（10$^{10-13}$）と一致しています。cm$^{-3}$）。放射冷却（$\tau_{\rmrad}$）と伝導冷却（$\tau_{\rmcond}$）の間の冷却タイムスケールの比率は、$\tau_{\rmrad}$$\simと推定されます。温度から$0.1$\tau_{\rmcond}$;したがって、このフレアでは放射冷却が支配的でした。
熱核超新星からの$ ^ {48} $ Vガンマ線の直接検出の見通し
| Title |
Prospects_of_direct_detection_of_$^{48}$V_gamma-rays_from_thermonuclear_supernovae |
| Authors |
Fiona_H._Panther,_Ivo_R._Seitenzahl,_Ashley_J._Ruiter,_Thomas_Siegert,_Stuart_Sim,_Roland_M._Crocker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16840 |
恒星の爆発や爆発で合成された放射性同位元素によって放出されるガンマ線の検出は、超新星などの過渡現象に電力を供給するプロセスへの重要な洞察を与えるだけでなく、宇宙。近くの超新星の観測は、$^{57}$CoがSN1987Aの光度曲線の遅い時間発展を推進したという観測的証拠と、$^{56}$Niとその娘核がIa型超新星の光度曲線に動力を与えるという決定的な証拠をもたらしました。この論文では、$^{48}$Crの娘核である$^{48}$Vの崩壊に関連する核崩壊線を検出するための見通しについて説明します。これは、によって開始される過渡現象で大量に合成されると予想されます。厚いヘリウムシェルの爆発的なヘリウム燃焼（$\alpha$-capture）。質量$0.45\、M_{\odot}$の炭素-酸素白色矮星コアの熱核爆発のシミュレートされた爆発モデルに対して実行された放射伝達シミュレーションからの出現ガンマ線フラックスの結果を使用してこれらの見通しを調査します。質量$0.21\、M_{\odot}$の厚いヘリウム層。将来のガンマ線ミッションAMEGOは、微弱な熱核過渡現象の出生率予測に基づいて、現在計画されている運用寿命中に、このようなイベントからの$^{48}$Vガンマ線を観測する可能性が約5％になることがわかりました。。ガンマ線装置\textit{INTEGRAL}/SPI、COSI、およびAMEGOによる$3\sigma$検出の条件について説明します。
| Title |
Prospects_for_the_Observation_of_Primordial_Black_Hole_evaporation_with_the_Southern_Wide_Field_of_View_Gamma-ray_Observatory |
| Authors |
R._L\'opez-Coto,_M._Doro,_A._de_Angelis,_M._Mariotti,_J._P._Harding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16895 |
原始ブラックホール（PBH）は、初期の宇宙で形成された物体の残骸です。それらの寿命はそれらの質量の増加する関数であるため、適切な質量範囲のPBHは、現在当社の機器で検出できる可能性のある蒸発イベントで寿命を終えることができます。この蒸発により、現世代の超高エネルギー$\gamma$線検出器で検出できる$\gamma$線フラッシュが発生する可能性があります。サザンワイド視野ガンマ線観測所（SWGO）は、これらの機器の次世代の一部となるでしょう。$\sim$50pc$^{-3}$のオーダーの速度に敏感で、地球の周りの半径0.25pcで、0.5〜5秒の積分ウィンドウのPBH蒸発の制限を確立することができます。yr$^{-1}$、現在確立されている最良の制限よりも1桁以上制約があります。
超新星残骸中の噴出物とコンパクト天体のX線分光法
この論文は、超新星残骸（SNR）のX線観測の分析に専念し、X線分光法によって提供される診断の可能性を活用し、多次元流体力学（HD）と磁気からのX線観測量の合成で補完します。-流体力学（MHD）モデル。私は3つの未解決の問題に取り組んでいます。X線スペクトルを通じてSN爆発で放出された恒星の破片の存在量と質量値を正しく回復するためのスペクトルシグネチャの検索。混合形態SNRIC443における異方性と過イオン化プラズマの起源の研究。SN1987Aでのとらえどころのないコンパクトオブジェクトの探求。
XMM-NewtonおよびNuSTAR分光法によって明らかにされたESO362-G18のソフト過剰の性質
| Title |
The_Nature_of_Soft_Excess_in_ESO_362-G18_Revealed_by_XMM-Newton_and_NuSTAR_Spectroscopy |
| Authors |
Yerong_Xu,_Javier_A._Garc\'ia,_Dominic_J._Walton,_Riley_M._T._Connors,_Kristin_Madsen,_Fiona_A._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17002 |
セイファート1.5銀河ESO362-G18の活動銀河核（AGN）のXMM-NewtonとNuSTARの共同観測の詳細なスペクトル分析を提示します。ブロードバンド（$0.3\mbox{-}79$keV）スペクトルは、$2$keV未満のソフト過剰、鉄K$\alpha$放出（$\sim6.4$keV）、およびコンプトンのこぶ（$\sim20$keVでピーク）。ソフト過剰は、2つの異なるシナリオでモデル化できることがわかります。暖かい（$kT_\mathrm{e}\sim0.2$keV）と光学的厚さ（$\tau\sim34$）のコンプトン化コロナです。または、高密度（$\log{[n_\mathrm{e}/\mathrm{cm}^{-3}]}>18.3$）内部ディスクからの相対論的にぼやけた反射を使用します。これらの2つのモデルは、適合統計だけから簡単に区別することはできません。ただし、暖かいコロナシナリオで必要とされる熱いコロナの低温（$kT_\mathrm{e}\sim20$keV）と厚い光学的厚さ（$\tau\sim5$）は、AGNでは一般的ではありません。また、ディスク反射と暖かいコロナの両方を含む「ハイブリッド」モデルも適合します。当然のことながら、これは検討されたモデルの中で最も複雑であるため、これは最適で、より合理的な冠状パラメーターを提供します。この場合、ソフト過剰フラックスの大部分は暖かいコロナ成分で発生します。しかし、暖かいコロナの最近のシミュレーションに基づくと、そのような構造がESO362-G18（$\dot{m}\sim0.015$）に関連する低い降着率で実際に存在できるかどうかは明らかではありません。したがって、これは、ソフト過剰が代わりに相対論的反射によって支配されるシナリオを支持することを主張するかもしれません。このモデルに基づいて、データには、高度に回転する（$a_\star>0.927$）ブラックホールの周りにコンパクトなホットコロナ（$h\sim3\、R_\mathrm{Horizon}$）が必要であることがわかります。
角度の付いたパルサー磁気圏
| Title |
Angled_pulsar_magnetospheres |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue_University),_Praveen_Sharma_(Purdue_University),_Maxim_Barkov_(Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17048 |
内部でねじれた軸対称磁場を持つ回転中性子星の磁気圏構造を考察する。ねじれによって引き起こされたトロイダル磁場と回転によって引き起こされたトロイダル磁場は、異なる半球で整列/逆整列します。分析計算と数値計算（PHAEDRAコードを使用）を使用して、結果として南北の対称性が崩れることを示します。磁気圏と風は円錐形の「角度」になります。磁気圏の角度はスピンダウンに影響を与え（穏やかなねじれの場合は小さくなります）、Y点で戻り電流を不均等に分割し、異方性の風と線形加速度を生成します。これは銀河ポテンシャルの重力加速度を支配し、全体的なキックアップをもたらす可能性があります。$\sim100$km/sに。また、ねじれた磁気圏のY点の構造を分析的に検討し、それを超えると安定した解が存在しない内部ねじれの推定値を提供します。過剰にねじれた磁気圏はプラズマ放出イベントを生成する必要があります。
人工知能を使用してビスケットの星に光を当てる：ジャファケーキ
ブレグジット以前は、英国の家族の間で議論の最大の原因の1つは、ジャファケーキの性質の問題でした。彼らのサイズとホスト環境（ビスケット通路）は彼ら自身の権利で彼らをビスケットにするべきであると主張する人もいます。他の人は、それらの物理的特性（例えば、それらが古くなると柔らかくなるのではなく硬化する）は、それらが実際にケーキであることを示唆していると考えています。この議論を最終的に終わらせるために、一時的なイベントを分類するために使用されたテクノロジーを再利用します。伝統的なケーキとビスケットの100のレシピで、2つの分類器（ランダムフォレストとサポートベクターマシン）をトレーニングします。私たちの分類器はそれぞれ95％と91％の精度を持っています。最後に、2つのジャファケーキレシピをアルゴリズムにフィードし、ジャファケーキが間違いなくケーキであることを確認します。最後に、なぜジャファケーキがビスケットであると信じているのかについての新しい理論を提案します。
SOFIAによる大気可降水量の調査、パートI、FIFI-LSによる水蒸気表土の測定
| Title |
Probing_the_atmospheric_precipitable_water_vapor_with_SOFIA,_Part_I,_Measurements_of_the_water_vapor_overburden_with_FIFI-LS |
| Authors |
C._Fischer_(1),_C._Iserlohe_(1),_W._Vacca_(2),_D._Fadda_(2),_S._Colditz_(1),_N._Fischer_(1),_A._Krabbe_(1)_((1)_Deutsches_SOFIA_Institut,_University_of_Stuttgart,_Pfaffenwaldring_29,_D-70569_Stuttgart,_Germany,_(2)_USRA_SOFIA,_NASA_Ames_Research_Center,_MS_N232-12,_Moffett_Field,_CA_94035-1000,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16616 |
SOFIAでFIFI-LS装置を使用して行われた地電流の測定について報告します。2018年11月以降、FIFI-LSは、各科学飛行で同じ測定設定を使用して、飛行全体で約10個のデータポイントを使用して水蒸気の過負荷を測定しました。これにより、さまざまな場所、飛行高度、季節で469回の測定値の大規模なサンプルが作成されました。このホワイトペーパーでは、測定原理について詳しく説明し、3つのパラメータに関するいくつかの傾向分析を提供します。これは、現場観測に基づくSOFIAによる最初の体系的な分析を示しています。
プラネタリーエフェメリスプログラム：機能、比較、およびオープンソースの可用性
| Title |
The_Planetary_Ephemeris_Program:_Capability,_Comparison,_and_Open_Source_Availability |
| Authors |
John_F._Chandler,_James_B._R._Battat,_Thomas_W._Murphy,_Jr.,_Daniel_Reardon,_Robert_D._Reasenberg,_Irwin_I._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16745 |
オープンソースの汎用位置天文データ分析プログラムであるPlanetaryEphemerisProgram（PEP）について、科学文献で初めて説明します。特に、より多くのオプションを処理するために最近PEPでアップグレードされたパルサータイミング解析の実装について説明します。この実装は、他のパルサープログラムとは独立して行われましたが、ここで説明する小さな例外があります。PEPとTempo2の両方による到着時間観測の分析からの適合後の残差を比較することにより、この機能の実装を説明します。比較は実質的な一致を示しています：バイナリシステム、PSRJ1909-3744（パルス周期2.947108ms;パルスの半値全幅43$\mu）のミリ秒パルサーの1,065パルス到着時間測定値の22nsrms差$s）2002年12月から2011年2月までの期間のエポック。
明るい星の合成RGB測光：標準測光システムの定義と分光光度スペクトルのUCMライブラリ
| Title |
Synthetic_RGB_photometry_of_bright_stars:_definition_of_the_standard_photometric_system_and_UCM_library_of_spectrophotometric_spectra |
| Authors |
Nicol\'as_Cardiel,_Jaime_Zamorano,_Salvador_Bar\'a,_Alejandro_S\'anchez_de_Miguel,_Cristina_Cabello,_Jes\'us_Gallego,_Luc\'ia_Garc\'ia,_Rafael_Gonz\'alez,_Jaime_Izquierdo,_Sergio_Pascual,_Jos\'e_Robles,_Ainhoa_S\'anchez,_Carlos_Tapia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17009 |
バイエルのようなカラーフィルターシステムを備えた高品質で安価なデジタルカメラの出現により、RGB測光の使用は過去数十年で爆発的に増加しましたが、驚くべきことに、キャリブレーション目的で使用できる輝星のカタログはありません。明るすぎるため、現代の大型望遠鏡では通常、明るい星の十分に正確な分光測光測定を実行できないため、非常に信頼性の高い光電子増倍管で収集された過去の13色の中狭帯域測光データを使用して1346のスペクトルに適合させました。恒星大気モデルを使用した明るい星。これは、天球、分光光度スペクトルのUCMライブラリに広く普及している明るい分光光度標準の有用な編集を構成するだけでなく、典型的なランダムな不確実性$\sim0.01$magで参照RGBマグニチュードのカタログの生成を可能にします。その目的のために、標準のRGB測光システムを確立するために使用できる、文献からの28セットの経験的感度曲線の中央値として計算された新しいスペクトル感度曲線のセットを定義しました。これらの経験的RGB曲線のセットのいずれかで計算されたRGBマグニチュードと、新しい標準測光システムで決定されたRGBマグニチュードとの間の変換が提供されます。単一のカメラからの特定のRGB測定が非常に正確な測光データを提供することは期待されていませんが、観測の再現性と多様性により、光害とその影響の詳細な監視など、多くの天文分野で利用可能な大量のデータにアクセスできます。夜空の明るさ、または流星、太陽系小天体、変光星、および一時的なオブジェクトの研究について。さらに、ここに示されているRGBの大きさは、カメラ自体のキャリブレーションのために空をアクセス可能で無料の実験室にします。
宇宙オブジェクトの急増は、人工的な夜空の明るさの急速に増加している源です
| Title |
The_proliferation_of_space_objects_is_a_rapidly_increasing_source_of_artificial_night_sky_brightness |
| Authors |
Miroslav_Kocifaj,_Frantisek_Kundracik,_John_C._Barentine,_Salvador_Bar\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17125 |
地球を周回する人工衛星とスペースデブリの人口は、宇宙運用と地上の光学天文学および電波天文学の両方に無視できない制約を課しています。2020年代に進行中のいくつかの衛星「メガコンステレーション」の展開は、重大な懸念を引き起こす追加の脅威を表しています。科学画像に現れる衛星縞による電波干渉や情報損失など、その望ましくない結果の予想される重大度はまだ調査中です。このレターでは、宇宙オブジェクトによって生成される新しいスカイグロー効果を報告します。肉眼または低角度分解能で観察したときに直接放射輝度が拡散成分である多数の軌道体によって反射および散乱された太陽光によって引き起こされる夜空の明るさの増加測光機器。予備的な見積もりによると、この追加の光害源の天頂輝度はすでに$\sim$20$\mu$cdm$^{-2}$に達している可能性があります。これは、自然光源によって決定される夜空。これは、1979年に国際天文学連合によって採用された、天文台のサイトでの光害レベルを超えないための重要な制限です。
紅炎の部分的にイオン化された細い糸のアルヴェーン波加熱
| Title |
Alfven_wave_heating_in_partially_ionized_thin_threads_of_solar_prominences |
| Authors |
Llorenc_Melis,_Roberto_Soler,_and_Jose_Luis_Ballester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16599 |
紅炎の糸に広範囲の周波数を持つ小振幅の横電磁流体力学（MHD）波が存在するという観測的証拠があります。波は光球で駆動され、コロナに浮遊する隆起まで磁力線に沿って伝播すると考えられています。部分的にイオン化されたプロミネンスプラズマにおけるMHD波エネルギーの散逸は、その関連性を調査する必要がある加熱メカニズムです。ここでは、不均一な細い糸の単純な1Dモデルを検討し、アルフベン波の散逸に関連する加熱を調査します。モデルは、アドホック密度プロファイルと均一な圧力を想定していますが、温度とイオン化度は、水素イオン化のLTEまたは非LTE近似を考慮して自己無撞着に計算されます。アルフベン波のブロードバンドドライバーは、磁力線の一端に配置され、光球の励起を表します。スレッドに沿ったアルヴェーン摂動は、単一流体近似で部分的にイオン化されたプラズマの線形化されたMHD方程式を解くことによって得られます。スレッドの部分的にイオン化された部分での波動加熱は、放射によるエネルギー損失を補償するのに十分重要であることがわかります。冷却。LTEの場合、コアプロミネンス温度のイオン化度が非LTE近似のイオン化度よりも低いため、より多くの加熱が見られます。これにより、LTEの場合の両極性拡散により、より高いレベルの散逸が発生します。逆に、モデルの高温の冠状部分では、プラズマは完全にイオン化されており、波の加熱は無視できます。この単純なモデルの結果は、MHD波の加熱がプロミネンスのエネルギーバランスに関連している可能性があることを示唆しています。より精巧なモデルに基づくさらなる研究が必要です。
チャンドラヤーン2号XSMによる過去1世紀の最も深い太陽極小期の静かな太陽の観測-静かなコロナの元素の存在量
| Title |
Observations_of_the_Quiet_Sun_During_the_Deepest_Solar_Minimum_of_the_Past_Century_with_Chandrayaan-2_XSM_--_Elemental_Abundances_in_the_Quiescent_Corona |
| Authors |
Santosh_V._Vadawale,_Biswajit_Mondal,_N._P._S._Mithun,_Aveek_Sarkar,_P._Janardhan,_Bhuwan_Joshi,_Anil_Bhardwaj,_M._Shanmugam,_Arpit_R._Patel,_Hitesh_Kumar_L._Adalja,_Shiv_Kumar_Goyal,_Tinkal_Ladiya,_Neeraj_Kumar_Tiwari,_Nishant_Singh,_Sushil_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16643 |
最初のイオン化ポテンシャル（FIP）が低い元素は、光球よりも太陽コロナの活性領域ループに3〜4倍豊富であることが知られています。この観測された「FIPバイアス」は太陽コロナの他の部分で異なる可能性があることを示唆する観測があり、したがって、そのような観測は根本的なメカニズムを理解する上で重要です。Chandrayaan-2ミッションに搭載された太陽X線モニター（XSM）は、過去1世紀で最も静かな太陽極小期と考えられている2019-20太陽極小期に、軟X線で太陽の分光観測を実行しました。これらの観測は、活動領域がない状態で静止太陽コロナの軟X線スペクトルを研究するユニークな機会を提供しました。XSMからの高解像度ブロードバンドX線スペクトルをモデル化することにより、太陽X線強度がおそらく最も低い期間の温度と放射測定値を推定します。導出されたパラメータは、約2MKの温度で時間の経過とともにほぼ一定のままであることがわかります。これは、放射がX線輝点（XBP）によって支配されていることを示唆しています。また、Hに対するMg、Al、およびSiの存在量を取得し、FIPバイアスが約2であり、アクティブ領域で観察された値よりも低いことを確認します。
チャンドラヤーン2号XSMによる過去1世紀の最も深い太陽極小期の静かな太陽の観測-活動領域外のサブAクラスのマイクロフレア
| Title |
Observations_of_the_Quiet_Sun_During_the_Deepest_Solar_Minimum_of_the_Past_Century_with_Chandrayaan-2_XSM_--_Sub-A_Class_Microflares_Outside_Active_Regions |
| Authors |
Santosh_V._Vadawale,_N._P._S._Mithun,_Biswajit_Mondal,_Aveek_Sarkar,_P._Janardhan,_Bhuwan_Joshi,_Anil_Bhardwaj,_M._Shanmugam,_Arpit_R._Patel,_Hitesh_Kumar_L._Adalja,_Shiv_Kumar_Goyal,_Tinkal_Ladiya,_Neeraj_Kumar_Tiwari,_Nishant_Singh,_Sushil_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16644 |
エネルギーが数桁を超える太陽フレアは、コロナでの磁気リコネクションによるエネルギーの衝動的な放出に起因します。一握りを除いて、X線で観察されたほとんどすべてのマイクロフレアは太陽活動領域に関連しています。ここでは、2019-20太陽極小期にチャンドラヤーン2号ミッションに搭載されたソーラーX線モニター（XSM）によって軟X線で観測された静かな太陽マイクロフレアの大規模なサンプルの包括的な分析を初めて提示します。。XSMは、76日間にわたる観測中に、ピークフラックスがGOESAレベルを下回る合計98個のマイクロフレアを観測しました。ソーラーダイナミクス天文台/大気イメージングアセンブリ（SDO/AIA）を使用したEUVでの同時イメージング観測からの体積推定値とともに、XSMスペクトルをフィッティングすることによって得られたこれらのイベントの導出されたプラズマ温度と放出測定値を使用することにより、3e26から6e27ergの範囲。エネルギーを伴う静かな太陽マイクロフレアの頻度分布を提示し、コロナ加熱における活動領域外の小規模磁気リコネクションイベントのこれらの観測の意味を議論します。
彼I10830 {\ AA}太陽フレア中の調光、I：非熱衝突イオン化の重要な役割
| Title |
He_I_10830{\AA}_Dimming_During_Solar_Flares,_I:_The_Crucial_Role_of_Non-Thermal_Collisional_Ionisations |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Yan_Xu,_Joel_C._Allred,_Vanessa_Polito,_Viacheslav_M._Sadykov,_Nengyi_Huang_and_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16686 |
太陽フレアは主に太陽放射出力の強力な広帯域増強によって特徴付けられますが、特定のスペクトル線と連続体は、理論的には、フレアによって引き起こされる調光を示します。オルトヘリウムHeI$\lambda\lambda10830${\AA}とHeID3線の遷移の観察は、そのような調光の証拠を示しており、通常は放出が強化されています。電子ビームによるヘリウムの非熱的衝突イオン化とそれに続くオルトヘリウムへの再結合が、これらのレベルの過密の原因であり、より強い吸収につながることが示唆されています。しかし、フレアコロナからのEUV放射照度とそれに続く再結合によるHeIの光イオン化の強化により、オルソヘリウムが過密になる可能性を観察的に排除することはできませんでした。ここでは、（1）ヘリウムの非熱衝突イオン化と冠状放射照度の両方が含まれ、（2）冠状放射照度のみが含まれる非熱電子ビーム駆動フレアの放射流体力学シミュレーションを示します。電子ビームによって蓄積された全エネルギーの範囲、および非熱電子ビームの低エネルギーカットオフ値の範囲をカバーするシミュレーションのグリッドがシミュレートされました。HeI10830{\AA}線のフレア誘起調光を得るためには、非熱衝突イオン化が存在する必要がありました。この効果は、低エネルギーカットオフ値が大きいフレアでより顕著であり、より弱いフレアおよびより緩やかなエネルギー蓄積タイムスケールのフレアで長生きしました。これらの結果は、フレアエネルギー輸送の診断としてのオルソヘリウム線放出の有用性を示しています。
進化した星の内部構造に対する地震の制約：高光度RGBからAGB星まで
| Title |
Seismic_constraints_on_the_internal_structure_of_evolved_stars:_From_high-luminosity_RGB_to_AGB_stars |
| Authors |
G._Dr\'eau,_B._Mosser,_Y._Lebreton,_C._Gehan,_T._Kallinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16718 |
宇宙でのミッションであるCoRoTとKeplerは、比類のない高精度の測光データで恒星の内部を探査することにより、恒星の進化をよりよく理解するための新しい機会を開きました。ケプラーは4年間恒星の振動を観測しており、進化した赤色巨星分枝と漸近巨星分枝の振動スペクトルを解読できる優れた周波数分解能にアクセスできました。赤と漸近巨星分枝の上部にある星の内部構造はあまり制約されていないため、赤と漸近巨星の区別が難しくなっています。これらの星の内部の物理的状態に対処し、それらを区別するために、徹底的な地震解析を実行します。赤色巨星の漸近圧力モードパターンによって記述されたモデルで、約2.000個の進化した巨星の振動モード特性を研究しました。これには、ヘリウムの第2イオン化ゾーンの特徴が含まれています。次数l=3までのモード特性を抽出し、それらの恒星の質量、金属量、および進化の状態への依存性を調査しました。赤と漸近巨星の間のヘリウム二次イオン化ゾーンの特徴の明らかな違いを特定します。また、コア-He燃焼段階の後、l=1モードのエネルギーの明らかな不足を検出します。さらに、漸近巨星分枝で観測されたモード減衰は、赤色巨星分枝で観測されたものと類似していることに注意してください。ヘリウムの二次イオン化ゾーンの特徴は、恒星進化によって変化することを強調します。これは、赤色巨星分枝星と漸近巨星分枝を区別するための物理的基礎を提供します。ここでは、恒星振動の調査により、漸近巨星分枝バンプを含む漸近巨星分枝に沿った上昇に重点を置いて、恒星進化の進行段階で発生する物理的プロセスと主要なイベントを制約することができます。
静かな太陽コロナの衝動的な加熱について
太陽コロナは、100万度のケルビンプラズマで構成されています。この現象を完全に理解するには、QuietSun（QS）地域の研究が必要です。この作業では、経験的な組み合わせにより、太陽力学観測所（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）の171{\AA}、193{\AA}、および211{\AA}通過帯域のQS領域を調査します。Pauluhn＆Solanki（2007）のインパルス加熱フォワードモデルと、不確実性の定量化を可能にする機械学習反転モデル。1分あたり{\approx}2〜3の衝動的なイベントがあり、寿命は約10〜20分であることがわかります。さらに、3つの通過帯域すべてについて、べき乗則の傾き{\alpha}の分布は2を超えてピークになります。衝撃イベントの頻度とそのタイムスケールおよびピークエネルギーの間の相関関係の調査は、伝導損失が放射冷却損失よりも支配的であることを示唆しています。これらすべての発見は、衝撃加熱がQSコロナで実行可能な加熱メカニズムであることを示唆しています。
主成分分析を使用したaa-indexのソーラーおよびヘイルサイクル関連コンポーネントへの分離
| Title |
Separating_aa-index_into_Solar_and_Hale_Cycle_Related_Components_Using_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Jouni_Takalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16862 |
主成分分析（PCA）を使用して、サイクル10〜23の月次aa-indexを分解します。最初の成分（PC1）が太陽周期に関連しており、データの分散の41.5％を占めていることを示します。2番目のコンポーネント（PC2）は、22年のヘイルサイクルに関連しており、データの分散の23.6％を説明しています。サイクル10〜23のPC1時系列には、10。95年の周期でパワースペクトルにピークが1つだけあります。これは、SC10〜SC23の間隔の平均太陽周期です。同じサイクルのPC2時系列には、期間21.90（ヘイルサイクル）に明確なピークがあり、その期間の3/4に小さなピークがあります。また、サイクル10〜23の黒点数（SSN）の主成分を調査し、aa-index分析とSSNPCA分析のPC2コンポーネントの相互動作を比較します。太陽周期15および20以外のすべての周期で同じ位相にあることに注意してください。aa周期20は、特に下降相の異常に高いピークにおいて、その形状が他のaa周期とも異なります。aa-indexとsunspotnumberのPC2時系列フェーズには一貫性がありますが、この効果は小さすぎて、偶数と奇数のaaサイクルの形状のすべての違いを引き起こすことはできません。aa-indexのPC2コンポーネントの形状の30％は黒点数によるものであり、残りは太陽/太陽風の他の再発イベントによるものと推定されます。黒点の最大値の間のaaデータの最初の最大値（通常から奇数サイクル）は、コロナ質量放出（CME）に関連していることが示されていますが、サイクルの減少段階の2番目の最大値（通常から偶数サイクル）は次のとおりです。おそらく高速ストリーム（HSS）に関連しています。最後のイベントは、偶数-奇数サイクルペア間の最小値が後続の奇数-偶数サイクルペア間の最小値より常に高くなるようにアクティビティレベルを増加させます。
青色はぐれ星の青春の秘薬の秘密
ガイアEDR3を使用して、プトレマイオスの最も壮観でフォトジェニックなクラスターを研究します。メンバーシップを導き出した後、色と等級の図で、よろめいて青い服を着ることを決定的に決定した星を特定します。FARCE望遠鏡でさらに分析することで、光度曲線の中でその若返りの秘密を発見することができます。これをこの論文で喜んで共有します。この研究は、DJFormatが公言する天文学の究極の目標を達成するための重要な貢献です。
最先端の観測を使用した太陽対流の疑似リアプノフ指数の分析
| Title |
Analysis_of_Pseudo-Lyapunov_Exponents_of_Solar_Convection_Using_State-of-the-Art_Observations |
| Authors |
Giorgio_Viavattene,_Mariarita_Murabito,_Salvatore_L._Guglielmino,_Ilaria_Ermolli,_Giuseppe_Consolini,_Fabrizio_Giorgi,_Shahin_Jafarzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16980 |
太陽の光球と太陽の内部の外層は、混沌とした乱流の特徴を示す対流運動によって特徴付けられます。この研究では、太陽の表面で観測されたオーバーシュート対流運動の疑似リアプノフ指数を、それらの指数を推定するために文献で採用されている方法と、それらの定義から推定される別の手法を使用して評価しました。地上および宇宙ベースの望遠鏡で最先端の機器を使用して行われた観測を分析しました。特に、干渉計2次元分光計、クリスプイメージング分光偏光計、およびヘリオセミズムおよび磁気イメージャーで取得された分光偏光データから恩恵を受けました。。文献の以前の研究に続いて、各観測における太陽プラズマの物理的特性を表す4つの量のマップを計算し、マップ内の任意のポイントで計算された量の値の間の残差から疑似リアプノフ指数を推定しました。マップ全体の値の平均。文献で報告された以前の結果とは対照的に、計算された指数は、観測から得られたすべての量について、散逸レジームに典型的な負の値を保持していることがわかりました。推定された指数の値は、データの空間分解能とともに増加し、磁場の小さな濃度による影響をほとんど受けません。最後に、異なる時間に行われた観測から得られたマップの各ポイントの値間の残差から指数を推定することによっても、同様の結果が得られることを示しました。後者の推定手法は、以前の研究で採用された方法よりも、これらの指数の定義をよりよく説明しています。
VLTI / MATISSEで解決された長周期CepheidlCarinaeの中赤外線星周放射
| Title |
Mid-infrared_circumstellar_emission_of_the_long-period_Cepheid_l_Carinae_resolved_with_VLTI/MATISSE |
| Authors |
V._Hocd\'e,_N._Nardetto,_A._Matter,_E._Lagadec,_A._M\'erand,_P._Cruzal\`ebes,_A._Meilland,_F._Millour,_B._Lopez,_P._Berio,_G._Weigelt,_R._Petrov,_J._W._Isbell,_W._Jaffe,_P._Kervella,_A._Glindemann,_M._Sch\"oller,_F._Allouche,_A._Gallenne,_A._Domiciano_de_Souza,_G._Niccolini,_E._Kokoulina,_J._Varga,_S._Lagarde,_J.-C._Augereau,_R._van_Boekel,_P._Bristow,_Th._Henning,_K.-H._Hofmann,_G._Zins,_W.-C._Danchi,_M._Delbo,_C._Dominik,_V._G\'amez_Rosas,_L._Klarmann,_J._Hron,_M.R._Hogerheijde,_K._Meisenheimer,_E._Pantin,_C._Paladini,_S.Robbe-Dubois,_D._Schertl,_P._Stee,_R._Waters,_M._Lehmitz,_F._Bettonvil,_M._Heininger,_P._Bristow,_J._Woillez,_S._Wolf,_G._Yoffe,_L._Szabados,_A._Chiavassa,_S._Borgniet,_L._Breuval,_B._Javanmardi,_P._\'Abrah\'am,_S._Abadie,_R._Abuter,_M._Accardo,_T._Adler,_T._Ag\'ocs,_J._Alonso,_et_al._(91_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17014 |
ケフェイド変光星の周りの星周エンベロープ（CSE）の性質は、まだ議論の余地があります。それらの赤外線（IR）過剰の物理的起源は、イオン化ガスのシェル、またはダストエンベロープ、あるいはその両方である可能性があります。この研究は、その物理的性質を理解するために、中赤外波長での長周期セファイド$\ell$車（P=35。5日）の形状と環境のIR過剰を制約することを目的としています。まず、さまざまな帯域での測光観測とスピッツァー宇宙望遠鏡分光法を使用して、$\ell$CarのIR超過を抑制します。次に、Lバンドの星の環境のフラックスの寄与、サイズ、および形状を決定するために、観測の特定のフェーズでのVLTI/MATISSE測定値を分析します。最後に、IR過剰をモデル化するために、イオン化ガスのシェルの仮説をテストします。FWHMで約1.7$R_\star$であり、このバンドで約7.0\％を超える、lCar周辺の中心対称拡張放射のLバンドでの最初の検出を報告します。Nバンドでは、VLTI/MATISSE相関フラックスとスピッツァーデータからのダスト放出の明確な証拠はありません。一方、イオン化ガスのモデル化されたシェルは、よりコンパクトなCSE（$1.13\pm0.02\、R_\star$）とより暗い（Lバンドで1\％を超えるIR）を意味します。$\ell$CarのコンパクトなCSEの新しい証拠を提供し、CSEの一般的なプロパティを決定するためのVLTI/MATISSEの機能を示します。$\ell$CarのコンパクトなCSEはおそらくガス状ですが、イオン化ガスのシェルのテスト済みモデルでは、IR過剰と干渉計の観測を同時に再現することはできません。CSEの特性を決定するには、VLTI/MATISEによる銀河系セファイド変光星の観測がさらに必要です。これは、脈動周期と星の進化状態の両方に依存する可能性もあります。
2つのZZセティ星の脈動特性を探る
環境。コンコリー天文台でのZZセティ星の季節観測を行い、地上観測プロジェクトを継続しました。現在のターゲットは、新しく発見されたPMJ22299+3024と、既知のLP119-10変数です。LP119-10は、TESS（トランジット系外惑星探査衛星）宇宙望遠鏡でも120秒のケイデンスモードで観測されました。メソッド。毎週の観測値のさまざまな組み合わせのテストデータとともに、毎日、毎週、およびデータセット全体の標準的なフーリエ解析を実行しました。次に、観測および計算された脈動周期を利用して星震学的適合を実行しました。近似に必要なモデルグリッドの計算には、2018バージョンの白色矮星進化コードを適用しました。結果。PMJ22299+3024では6つの可能な脈動モードを導き出し、LP119-10では5つプラス2つのTESS脈動周波数を導き出しました。データセットにはさらに脈動周波数が存在する可能性がありますが、それらの検出があいまいであることがわかったため、最終的な周波数リストからそれらを省略したことに注意してください。PMJ22299+3024の星震学的適合により、有効温度と恒星質量に対して11400Kと0.46Msunが得られます。モデル星の質量は以前に分光法によって導き出されたものとまったく同じですが、温度は約800K高くなっています。LP〜119-10のモデル適合により、有効温度は11800〜11900Kの範囲になります。これは、分光学的11290K値よりも高い値ですが、最良のモデルソリューションでは、このためにM*=0.70Msun質量が得られますPMJ22299+3024の場合と同様に、0.65Msunの分光値に近いターゲット。私たちの最適なモデル星の地震距離は、誤差の範囲内でPMJ22299+3024とLP119-10のガイア位置天文距離と一致し、モデルの結果を検証します。
ソーラーオービターによって検出された強力なステルスCMEの太陽起源
| Title |
Solar_origins_of_a_strong_stealth_CME_detected_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
Jennifer_O'Kane,_Lucie_M._Green,_Emma_E._Davies,_Christian_M\"ostl,_J\"urgen_Hinterreiter,_Johan_L._Freiherr_von_Forstner,_Andreas_J._Weiss,_David_M._Long,_and_Tanja_Amerstorfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17225 |
目的：ソーラーオービターに搭載されたMAG機器によってその場で検出されたステルスコロナ質量放出（CME）の起源を特定し、太陽で観測されたCMEとその場で測定された惑星間CME（ICME）を接続することを目指しています。メソッド。リモートセンシングデータは、ステルスCMEのソース領域を特定するために高度な画像処理技術を使用して分析され、噴火時のグローバル磁場は、ポテンシャルフィールドソースサーフェス（PFSS）モデルを使用して調べられます。太陽でのステルスCMEの観測は、ソーラーオービター宇宙船によって測定された磁場、およびウィンド宇宙船によって測定されたプラズマ特性と比較されます。結果。CMEの発生源は、北半球の静かな太陽の空洞であることがわかっています。ステルスCMEは、磁場が非常に弱い静かな太陽領域から発生しているにもかかわらず、その場で強い磁場を持っていることがわかります。結論。ICMEとその周囲の環境との相互作用は、その場で測定されたより高い磁場強度の原因である可能性があります。ステルスCMEは、ソース領域を確実に特定するために多波長および多視点の観測を必要としますが、それらのとらえどころのないシグニチャは、宇宙天気予報に依然として多くの問題を引き起こします。この調査結果は、ステルスCMEを捕捉するように設計されたEUIなどの機器を使用してソーラーオービターがシーケンスを観測することに影響を及ぼします。
不確実性の定量化を伴うSDO / HMIストークス反転の高速で正確なエミュレーション
| Title |
Fast_and_Accurate_Emulation_of_the_SDO/HMI_Stokes_Inversion_with_Uncertainty_Quantification |
| Authors |
Richard_E.L._Higgins,_David_F._Fouhey,_Dichang_Zhang,_Spiro_K._Antiochos,_Graham_Barnes,_Todd_Hoeksema,_KD_Leka,_Yang_Liu_Peter_W._Schuck,_Tamas_I._Gombosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17273 |
NASAのソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載されている日震学および磁気イメージャー（HMI）は、多くの宇宙天気モデリングおよび予測システムへの重要な入力である光球磁場の推定値を生成します。HMIとその分析パイプラインによって生成されたマグネトグラム製品は、太陽大気パラメーターを推定し、合成されたストークスベクトルと観測されたストークスベクトルの間の不一致を最小限に抑えるピクセルごとの最適化の結果です。このホワイトペーパーでは、既存のHMIパイプラインの結果を現在のパイプラインアルゴリズムよりも2桁速くエミュレートできるディープラーニングベースのアプローチを紹介します。私たちのシステムは、入力ストークスベクトルとそれに付随する最適化ベースのVFISV反転でトレーニングされたU-Netです。私たちのシステムは、一度訓練されると、意味のある信頼区間を生成しながら、磁場と運動学的および熱力学的パラメーターの高忠実度の推定値を生成できることを示しています。さらに、ピクセルごとの損失項のみにペナルティを課すにもかかわらず、パイプラインによって生成されたフルディスク統計で既知の系統的振動を忠実に再現できることを示します。このエミュレーションシステムは、完全なストークス反転の初期化として、または超高速プロキシ反転として機能する可能性があります。この作品は、ミシガン大学のNASA太陽物理学ドライブサイエンスセンター（SOLSTICE）の一部であり、NASA80NSSC20K0600Eの助成を受けており、オープンソース化されています。
宇宙論的カッティングルール
私たちの宇宙の原始摂動は量子起源であると信じられており、宇宙の波動関数（または同等に宇宙論的相関器）によって説明することができます。したがって、これらの観測量は、量子力学の創設原理であるユニタリ時間発展の痕跡を持っている必要があります。確かに、最近、ユニタリー性は、宇宙論的光学定理と呼ばれる、ツリーレベルの波動関数係数間の無限の関係のセットを意味することが発見されました。ここでは、ユニタリー性が、任意の数のフィールドと任意のループ順序の波動関数係数を制約する「宇宙論的カッティングルール」の体系的なセットにつながることを示します。これらのルールは、下位ループ図に関するnループ図の不連続性と、外部フィールドが少ないツリーレベル図に関するツリーレベル図の不連続性を修正します。私たちの結果は、驚くべき一般性、つまり、非常に一般的なクラスのFLRW時空の周りのバンチデイビス真空との任意の質量および任意のスピンのフィールドの任意の相互作用に適用されます。アプリケーションとして、インフレの有効場の理論の1ループ補正がツリーレベルの計算によってどのように固定されるかを示し、関連する摂動ユニタリー性の限界について説明します。これらの発見は、ユニタリー性を使用して宇宙論的観測量をブートストラップし、湾曲した時空で一貫した有効場の理論の空間を制限する可能性を大幅に拡大します。
| Title |
Testing_general_relativity_with_gravitational-wave_catalogs:_the_insidious_nature_of_waveform_systematics |
| Authors |
Christopher_J._Moore,_Eliot_Finch,_Riccardo_Buscicchio,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16486 |
ブラックホール連星の重力波観測により、一般相対性理論の新しいテストを強力で動的な重力場で実行することができます。これらのテストでは、重力波信号の正確な波形モデルが必要です。そうでない場合、波形エラーが誤って新しい物理学の証拠を示唆する可能性があります。既存の波形は一般に現在の観測に対して十分に正確であると考えられており、これまでに観測された各イベントは一般相対性理論と個別に一致しているように見えます。近い将来、より大きな重力波カタログで、多数のイベントを一緒に分析することによって、より厳密な重力テストを実行することが可能になるでしょう。ただし、波形エラーがイベント間で蓄積する危険性があります。波形モデルが個々のイベントに対して十分に正確であっても、大規模なカタログに適用すると、新しい物理学の誤った証拠が得られる可能性があります。このホワイトペーパーでは、フィッシャー行列計算のスタイルで単純な線形化された分析を示します。これは、カタログサイズが大きくなるにつれて、波形エラーによる新しい物理の明らかな証拠が増える条件を明らかにします。最悪のシナリオでは、一般相対性理論からの逸脱の証拠が、信号対雑音比20を超えるわずか10〜30のイベントを含むカタログを使用した一部のテストで表示される可能性があると推定します。これは現在のカタログのサイズであり、これらの種類の実験を実行する際の注意の必要性を強調しています。
暗黒物質粒子$\chi$が熱浴粒子$\psi$を変換（「感染」）できるという考えに基づいて、暗黒物質の新しい熱生成メカニズムを提案します：$\chi\psi\rightarrow\chi\chi$。$\chi$の初期の存在量が少ない場合、これは暗黒物質の数密度の指数関数的成長を引き起こし、最初の発生後の拡大する病原体の流行曲線によく似ています。この関係を定量化するために、暗黒物質の数密度のボルツマン方程式と感染症の蔓延の疫学モデルとの間に鋭い双対性を示します。最後に、$\chi$が熱浴で熱化する前に、指数関数的成長が自然に停止することを示します。これは、観測された暗黒物質の存在量と一致する勝利の「曲線の平坦化」に対応します。
スワンプランド予想予想
私は、予想自体が必要とするエントロピーを宇宙論的地平線のベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーと比較することによって、可能な沼地予想の数の上限を推測します。予想ごとに100キロビットのエントロピーのオーダーを想定すると、これは予想の数に$10^{117}$のオーダーの上限を設定します。沼地予想の生成率は、タイトルまたは要約に「沼地」という単語が含まれるINSPIREにリストされている論文の数から推定します。これは、2014年以降、ほぼ指数関数的な成長を示しています。現在の成長率では、エントロピーは沼地の予想の数は、$10^{-8}H_0^{-1}$のオーダーのタイムスケールで飽和すると予測できます。SwamplandConjectureBoundConjecture（SCBC）の上限を、弦風景の真空の推定数と比較します。ホログラフィック状態の量子の複雑さとWheeler-Dewitt時空パッチのボリュームの間でAdS/CFTによって提案された二重性を使用して、$\mathcal{N}_H>10^{263}$の控えめな下限を設定します。推測的な方法で弦風景を完全に探索するために熱的死に追いやられなければならない多元宇宙のハッブルボリュームの数。
私はあなたが問題を抱えていることを知っていました：テイラー・スウィフトのレパートリーの感情的な傾向
現代のミュージシャンおよび文化的アイコンとして、テイラー・スウィフトは、主に個人的および対人的経験の複雑なダイナミクスを利用する作品を通じて、世界的に高い評価を得ています。ここでは、スウィフトの叙情的で旋律的な構造が、$\tau\sim14$年のタイムスケールで感情の表現においてどのように進化したかを初めて示します。このトピックに関するこれまでの進歩は、関連するディスコグラフィーの膨大な量に基づいて挑戦的であり、仮想の感情状態を最適に説明する曲を一意に識別することは、多次元で複雑なタスクを表します。歌の感情的な状態を定量化するために、歌詞とコードトーンに基づいて、基準を楽観的なレベル（$H$）と関係へのコミットメントの強さ（$R$）に分けます。これらの基準を、ほぼすべてのレパートリーにまたがる149個のセットに適用します。$R=0.642^{+0.086}_{-0.053}H-1.74^{+0.39}_{-0.29}$の最適な線形関係で、より強い関係でポジティブな感情への全体的な傾向が見られます。時間の経過とともに、個々のアルバム内の平均幸福度（$H$）に有意な傾向は見られません。平均関係スコア（$R$）は、年齢と世界的大流行が原因である可能性があると私たちが推測する傾向を示しています。青い目や評判の悪いパートナーは全体的にポジティブな感情を低下させる可能性があり、緑色または藍色の目を持つパートナーはよりポジティブな感情とより強い関係を生み出す可能性があることを暫定的に示します。ただし、これらの傾向は小さなサンプルサイズに基づいており、検証するにはより多くのデータが必要であることを強調します。最後に、特定の気分に応じて曲の選択を最適化するために使用できるtaylorswiftpythonパッケージを紹介します。
水星の動的磁気圏のレビュー：メッセンジャー後の時代と比較磁気圏
| Title |
Review_of_Mercury's_Dynamic_Magnetosphere:_Post-MESSENGER_Era_and_Comparative_Magnetospheres |
| Authors |
Weijie_Sun,_Ryan_M._Dewey,_Sae_Aizawa,_Jia_Huang,_James_A._Slavin,_Suiyan_Fu,_Yong_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16778 |
このレビューは、ポストメッセンジャー時代の水星の磁気圏の研究を要約し、そのダイナミクスを他の惑星磁気圏、特に地球の磁気圏のものと比較します。このレビューは、惑星間環境、磁気圏、外気圏、伝導コアを含む水星を紹介することから始まります。磁束伝達イベント「シャワー」によって表される、昼間の磁気圏境界面での頻繁で強い磁気リコネクションは、それらが磁気圏境界面のプラズマベータと磁気圏境界面全体の磁気せん断角にどのように依存するかについてレビューされ、次にそれらが磁束循環にどのように寄与するか磁気圏-表面-外気圏結合。次に、昼側磁気圏でのコア誘導と再結合侵食、夜側磁気圏の応答を含む、極端な太陽イベントの下での水星の磁気圏の進行をレビューします。次に、イオンの特徴、現在のシートの構造、磁気リコネクションのダイナミクスなど、プラズマシートの夜明けと夕暮れの特性を要約します。最後のトピックでは、水星の磁気圏における粒子のエネルギー化について概説します。これには、磁気圏境界面でのケルビン・ヘルムホルツ波のエネルギー化、再結合によって生成された磁気構造、およびクロステール電場が含まれます。各章の最後のセクションでは、シミュレーションと将来の宇宙船ミッションで検討できる、各トピックに関連する未解決の質問について説明します。最後に、ESAとJAXAの共同ミッションであり、水星に向かう途中のBepiColomboの将来の機会を要約します。
隔離されたメディエーターへの暗黒物質消滅に対する太陽ガンマ線の制約
| Title |
Solar_Gamma_Ray_Constraints_on_Dark_Matter_Annihilation_to_Secluded_Mediators |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_James_B._Dent_and_Isaac_W._Sanderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16794 |
私たちは、太陽に捕らえられ、その後、長寿命の暗黒物質を全滅させる暗黒物質の間接的な検出を検討します。これらのメディエーターが崩壊する前に太陽から逃げる場合、メディエーターが直接光子に崩壊するか、制動放射とメディエーター崩壊生成物のハドロン化を介して、印象的なガンマ線信号を生成する可能性があります。HAWC天文台からの最近の測定値を使用して、スピン依存散乱とスピン非依存散乱の両方について、直接検出実験よりも桁違いに強力な、重い暗黒物質のモデルに依存しない限界を決定します。また、フェルミオン暗黒物質が暗黒光子に消滅する、やる気のあるモデルについても検討します。このような現実的なシナリオでは、暗黒物質の捕獲断面積とメディエーターの寿命が関連しているため、理想的な場合と比較して、太陽ガンマ線の制約の強さが低下します。それにもかかわらず、太陽ガンマ線の制約により、以前は制約されていなかった暗い光子パラメータ空間の領域を除外することができます。
$ f（R）$重力におけるカオスソリューションとブラックホールシャドウ
| Title |
Chaotic_Solutions_and_Black_Hole_Shadow_in_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Andrea_Addazi,_Salvatore_Capozziello,_and_Sergei_D._Odintsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16856 |
$f（R）$重力の文脈で、ブラックホールの影と光子球の出現について説明します。影は、いくつかの$f（R）$ソリューションから生じるメトリックの線形不安定性に指数関数的に敏感であることが示されています。したがって、ブラックホールの光子球を区切る光子の円形軌道の不安定性は、二重指数化されます。具体的には、バタフライ効果の一種として、測地線軌道の2つの異なるカオス源に関連する1つだけではなく、2つのリアプノフ指数を個別化します。このような結果は、マルダセナ、シェンカー、スタンフォードが一般相対性理論のために提案したブラックホールのカオス限界に違反しています。また、$f（R）$重力におけるブラックホール計量の不安定性が準ノーマルモードに与える影響についても調べます。拡張重力理論の枠組みの中で、私たちの分析は、ブラックホールの影とリングダウン段階で融合するブラックホールから来る重力波の観測に対処するための新しいパラダイムを示唆しています。
大規模チェレンコフ検出器の確率的損失を利用したミューオントラック再構成
| Title |
A_muon-track_reconstruction_exploiting_stochastic_losses_for_large-scale_Cherenkov_detectors |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_et_al._(300_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.16931 |
IceCubeは、南極点で動作する立方キロメートルのチェレンコフ望遠鏡です。IceCubeの主な目標は、天体物理学的ニュートリノの検出とその発生源の特定です。高エネルギーミューニュートリノは、氷中の原子核との電荷電流相互作用で生成された二次ミューオンを介して観測されます。現在、最高のパフォーマンスを発揮するミューオントラックの方向再構成は、実験の光電子増倍管によって登録されたチェレンコフ光子の到着時間分布を使用した最尤法に基づいています。一般的な方法の既知の体系的な欠点は、ミューオントラックに沿った連続的なエネルギー損失を想定することです。ただし、エネルギー$>1$TeVでは、ミューオンからの光収量は確率論的シャワーによって支配されます。この論文では、予想される到着時間の分布が確率的ミューオンエネルギー損失パターンによってパラメータ化される一般化された仮説について説明します。損失プロファイルのこのより現実的なパラメータ化により、既存のアルゴリズムよりも、通過するトラックで最大$20\％$、開始トラックで最大2倍のミューオン角度分解能が向上します。さらに、方向再構成の不確実性を推定する手順が改善され、数値エラーに対してより堅牢になりました。
星からのチェレンコフ放射は、ハイブリッドMOND-暗黒物質モデルを制約します
暗黒物質の代替モデルを観測で制約する新しい方法を提案します。具体的には、宇宙論的スケールでのコールドダークマター（CDM）現象と銀河系スケールでの修正ニュートン力学（MOND）現象が共通の起源を共有するハイブリッドモデルを検討します。最近、そのようなさまざまなモデルが提案されました。それらは通常、物質に直接結合され（MONDの場合）、非相対論的な音速（CDMの場合）を持つモードを含みます。これにより、星のような非相対論的物体でさえ、チェレンコフ放射によってエネルギーを失うことができます。これは珍しいことです。ほとんどの修正重力モデルは相対論的な音速を持っているため、高エネルギー宇宙線のみがチェレンコフ放射を放出します。星からのこのチェレンコフ放射の結果について説明します。
科学のパロディ、物理のいたずら、天文の悪ふざけ
一部の科学者は自分自身と彼らの仕事を非常に真剣に受け止めています。しかし、ユーモアと科学が組み合わされた例はたくさんあります。ここでは、特に悪ふざけやパロディーに焦点を当てて、物理学と天文学の幅広い分野からのいくつかの例を確認します。
将来の太陽系外惑星の発見の存在する脅威
太陽系外惑星の分野は、太陽系外の既知の惑星から、過去1年間に発見された数千の惑星に変わったため、過去25年間は天文学において革命的でした。これは、既知の惑星（ママエクの法則と呼ばれることが多い）だけでなく、惑星の総質量も急速に増加していることを表しています。しかし、これまで取り組まれていなかったのは、この惑星の質量の急激な増加は、人類の将来に悲惨な結果をもたらす可能性があるということです。私たちは、惑星の数、そしてさらに重要なことに、これらの惑星の質量が過去にどのように変化したか、そしてこれが将来どのように変化することを期待できるかを見ていきます。それらの質問への答え、そして私たちがそれらにどのように答えるかは、人類が次の230年を超えて生き残ることができるかどうかを決定します。
三次元一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果。 IV。ゆっくりと回転する非球形の四重極質量源
| Title |
Three-dimensional_general_relativistic_Poynting-Robertson_effect._IV._Slowly_rotating_and_non-spherical_quadrupolar_massive_source |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17165 |
3次元の一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果の処理における以前の研究のさらなる拡張を検討します。これは、厳密に回転し、球形の放射から発生する放射場の影響を受けた、コンパクトなオブジェクトの周りのテスト粒子の動きを表します。引力とは反対の放射圧と、試験粒子からエネルギーと角運動量を取り除く放射抗力を生成するソース。重力源は、質量四重極モーメントと角運動量を備えた非球形でゆっくりと回転するコンパクトオブジェクトとしてモデル化されており、Hartle-Thorneメトリックによって正式に記述されています。3次元および2次元の場合のテスト粒子の運動方程式を導き出します。次に、重要なハイパーサーフ（重力と放射力のバランスが確立されている領域）の特性を調査します。最後に、このモデルを適用して、中性子星の近くで発生する放射現象を処理する方法を示します。
| Title |
The_Swapland |
| Authors |
Prateek_Agrawal,_Hengameh_Bagherian,_Cari_Cesarotti,_Nicholas_DePorzio,_Qianshu_Lu,_Julian_B._Mu\~noz,_Aditya_Parikh,_Matthew_Reece,_Weishuang_Linda_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17198 |
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乱流と波に関連する密度変動：ソーラーオービターによる最初の観測
| Title |
Density_Fluctuations_Associated_with_Turbulence_and_Waves:_First_Observations_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
Yu._V._Khotyaintsev,_D._B._Graham,_A._Vaivads,_K._Steinvall,_N._J._T._Edberg,_A._I._Eriksson,_E.P.G._Johansson,_L._Sorriso-Valvo,_M._Maksimovic,_S.D._Bale,_T._Chust,_V._Krasnoselskikh,_M._Kretzschmar,_E._Lorf\`evre,_D._Plettemeier,_J._Sou\v{c}ek,_M._Steller,_\v{S}._\v{S}tver\'ak,_P._Tr\'avn\'i\v{c}ek,_A._Vecchio,_T._S._Horbury,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.17208 |
探査機から宇宙船へのポテンシャルの測定に基づくプラズマ密度をMAGによる磁場測定と組み合わせて使用して、最初のペリヘリオン遭遇時にソーラーオービターによって観測された太陽風の磁場と密度変動を研究します（$\sim$0.5〜AU太陽から離れて）。特に、波動磁場の分極、圧縮性磁場と密度変動の間の位相、および圧縮率（Bの正規化された圧縮性変動に対する正規化された密度変動の比率）を使用して、観測された波と乱流を特徴付けます。密度変動は、乱流の間隔で磁気変動の圧縮性成分と位相がずれているのに対し、陽子サイクロトロン周波数の周りの円偏波では同相であることがわかります。異なる周波数で左利きと右利きの波が同時に存在する2つの特定のイベントを詳細に分析します。観測された波動特性を、3流体（電子、陽子、アルファ）モデルの予測と比較します。観測される波数に限界があります。$10^{-6}<k<7\times10^{-6}$〜m$^{-1}$は、波長$7\times10^6>\に対応します。ラムダ>10^6$〜m。おそらく、左手波と右手波の両方が低波数部分（$\Omega_{c\mathrm{He}++}$のカットオフに近い）に対応していると結論付けます。プロトンバンド電磁イオンサイクロトロン（周波数範囲$\Omega_{c\mathrm{He}++}<\omega<\Omega_{c\mathrm{H}+}$に限定されたプラズマフレームの左手波）外向きに伝播する波とそれぞれ内向き。両方の波の偏光が同時に観測され、識別された波モードの群速度が低いという事実は、ダブルバンドイベントが波のソース領域で発生していることを示唆しています。
