CASTORおよびSPHERExを使用した紫外線光学バックグラウンドのブロードバンド強度マッピング
ブロードバンドトモグラフィーは、強度マップと銀河トレーサーの参照カタログとの相互相関から、周波数依存放射の赤方偏移分布を統計的に抽出します。ブロードバンドトモグラフィーを行う将来の全天UV実験のパフォーマンスを予測します。宇宙の歴史、再電離の時代、氷の探検家（SPHEREx）のための光学UV研究のための宇宙論的高度調査望遠鏡（CASTOR）と分光光度計を検討します。妥当なエラーモデルの下で、CASTORは既存のデータよりも2〜10倍優れたUVバックグラウンドSEDを測定することを示します。また、適用可能なレッドシフト範囲を、現在のz<1からCASTORではz〜0-3に、SPHERExではz=5-9に拡張します。CASTORは、銀河の数のカウントや直接測定技術から得られるものに対して、EBLモノポールに競争上の制約を与えることができることを示しています。特に高赤方偏移では、これらの結果は銀河の形成と再電離を理解するのに役立ちます。当社のモデリングコードとチェーンは公開されています。
Ia型超新星光度曲線に適合するための改訂されたSALT2表面
Ia型超新星（SNeIa）の光度曲線をフィッティングするために、改訂されたSALT2表面（`SALT2-2021'）を提示します。これには、ゼロ点キャリブレーションオフセットと天の川の消滅の新しい測定値が組み込まれています。新しい表面の最も顕著な変化は、UV領域で発生します。この新しい表面は、SNe〜Iaの距離測定を変更します。これは、宇宙の膨張履歴を調べることによって暗黒エネルギーの性質を調査するために使用できます。ダークエネルギーサーベイ超新星プログラムの最初の3年間の公開データの改訂されたSALT2表面（外部の低$z$SNeIaサンプルと組み合わせて）を使用し、宇宙マイクロ波背景放射の制約と組み合わせて、ダークエネルギーの変化を見つけます状態方程式パラメーター、$\Deltaw=0.015\pm0.004$。この結果は、特に暗黒エネルギー特性の制約を改善することを目的とした次世代の超新星解析において、体系的な不確実性を制御および低減することの継続的な重要性を浮き彫りにしています。
銀河系外源の線形および円形光学偏光測定の組み合わせによるローレンツ不変性違反に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_Lorentz_invariance_violation_from_combined_linear_and_circular_optical_polarimetry_of_extragalactic_sources |
| Authors |
Roman_Gerasimov,_Praneet_Bhoj_and_Fabian_Kislat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00238 |
銀河系外天体の線形光学偏光測定を使用してローレンツ不変性違反（LIV）を検索するためのこれまでの取り組みを拡張して、線形偏光測定と円偏光測定を組み合わせた新しい方法を提案します。既存の研究は、直線偏光度を低下させるLIVの傾向に焦点を合わせていましたが、この新しい方法では、一部のモデルによって誘発される光子ヘリシティ間の結合も考慮に入れています。この結合は、光源に円偏光がない場合でも、光が伝搬するときに円偏光を生成する可能性があります。銀河系外の物体からの光の直線偏光の重要な検出と、ほとんどの測定で円偏光の検出がないことを組み合わせると、LIVに対する制約が大幅に厳しくなります。分析は、標準模型の拡張（SME）のフレームワークで実行されます。これは、基礎となるより基本的な量子重力理論の低エネルギー効果を記述するための効果的な場の理論フレームワークです。質量次元$d=4$CPTの制約を導出することにより、メソッドのパフォーマンスを評価します。アーカイブの円形および線形光学偏光測定の小さなセットからSME係数でさえ、はるかに大きなサンプルサイズで以前の作業で導出された同様の制約と比較します。線形偏光測定のみに基づいています。新しい方法では、21個のオブジェクトという適度なサンプルサイズでも、1桁厳しい制約が発生します。希少な円データからの拘束力の実証された利益に基づいて、我々は将来の銀河系外円偏光調査の必要性を提唱します。
Planck収束マップの統計的等方性をテストするためのローカルパッチ分析
| Title |
Local_patch_analysis_for_testing_statistical_isotropy_of_the_Planck_convergence_map |
| Authors |
Priya_Goyal_and_Pravabati_Chingangbam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00418 |
宇宙マイクロ波背景放射に対する弱い重力レンズ効果の小さいが測定可能な効果は、宇宙における物質の大規模な分布についての情報を提供します。Planck調査によるCMBレンズ測定から推測される{\em収束マップ}で表される物質の全天分布を使用して、宇宙の統計的等方性（SI）の基本的な仮定をテストします。分析には、スカラーミンコフスキー汎関数のテンソル一般化である輪郭ミンコフスキーテンソルから考案された$\alpha$統計量を使用します。本質的に、$\alpha$統計は、滑らかな確率場の任意の選択されたしきい値での等高線の等高線の楕円率をキャプチャし、異方性の尺度を提供します。観測された収束マップのSIは、Planckコラボレーションによって提供された収束マップの一連の現実的なシミュレーションに対してテストされます。まず、銀河系と点光源のマスクを適用した後、全天データを使用して大域解析を実行します。観測されたデータはSIと一致していることがわかります。さらに、$\alpha$を使用して、空の小さなパッチでSIからの出発をローカル検索します。この分析により、95\％信頼水準（CL）よりも高い統計的有意性を持つシミュレーションからの偏差を示すいくつかのスカイパッチが明らかになります。私たちの分析は、ほとんどの外れ値パッチの異常な動作の原因がノイズの不正確な推定であることを示しています。95\％CLを超えるSIからの逸脱に起因する異常な動作を示す2つの外れ値パッチを特定します。異常なパッチのほとんどは、黄道面にほぼ沿って、または黄道極の近くに位置していることがわかります。
408MHzハスラムシンクロトロンマップの非ガウス性と統計的等方性の性質
| Title |
The_nature_of_non-Gaussianity_and_statistical_isotropy_of_the_408_MHz_Haslam_synchrotron_map |
| Authors |
Fazlu_Rahman_and_Pravabati_Chingangbam_and_Tuhin_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00419 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）など、電波周波数とマイクロ波周波数の全天図の正確な成分分離は、銀河系の前景放射の統計的特性を完全に理解することに依存しています。スカラーミンコフスキー汎関数とミンコフスキーテンソルとして知られるそれらのテンソル一般化を使用して、主要な前景コンポーネントの1つ、つまり全天408MHzハスラムマップによって与えられる銀河シンクロトロンの統計的特性を分析します。非ガウス性の性質と、角度スケールの関数としてのマップのより冷たい領域の統計的等方性を理解することに焦点を当てています。以前の研究で得られた結果と一致して、より多くの高放射領域がマスクされ、より小さなスケールに下がるにつれて、非ガウス偏差の全体的なレベルが減少することがわかります。ただし、ハスラムマップに関連する最小の角度スケールでは、3.3$\sigma$のオーダーのかなり高いままです。弱い非ガウス場のミンコフスキー汎関数の摂動展開で発生する一般化された歪度と尖度キュムラントを使用して、非ガウス性の詳細な調査を実行します。非ガウス性の主な原因は、すべての角度スケールで歪度の項よりもかなり大きい尖度の項であることがわかります。さらに、ハスラムマップのより涼しい領域では、ミンコフスキー汎関数の非ガウス偏差は、2次まで（尖度項まで）の摂動展開によって十分に説明でき、1次項はサブであることがわかります。-支配的。最後に、Haslamマップの統計的等方性をテストし、小さいスケールでますます等方性になることを確認します。
| Title |
Cosmological_Reconstructions_with_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Isidro_G\'omez-Vargas,_J._Alberto_V\'azquez,_Ricardo_Medel_Esquivel,_Ricardo_Garc\'ia-Salcedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00595 |
宇宙論的関数のノンパラメトリック再構成の関連性は、理論モデルとは無関係に観測データを分析する可能性にあります。いくつかの手法が存在し、最近、人工ニューラルネットワークがこのタイプの分析に組み込まれました。人工ニューラルネットワークを使用することにより、予備的な統計的または理論的仮定なしに、さらには小さな観測データセットに対しても、ノンパラメトリックデータの再構築を実行するための新しい戦略を提示します。特に、宇宙クロノメーター、$f\sigma_8$測定値、およびIa型超新星の距離係数から宇宙論的観測量を再構築します。さらに、変分オートエンコーダーを介して合成共分散行列を生成する最初のアプローチを紹介します。このアプローチでは、Ia型超新星コンパイルの共分散行列を使用します。開発した方法の有用性をテストするために、ニューラルネットワークモデルを使用して、元のデータセットにはほとんど存在しないランダムデータポイントを生成し、いくつかの単純な暗黒エネルギーモデルでベイズ分析を実行しました。私たちの調査結果のいくつかは、元のデータセットからの期待値とは対照的に、$\Lambda$CDM標準モデルからのわずかな逸脱を指摘しています。
Col-OSSOS：シングルおよびバイナリのコールドクラシックKBOの明確な色分布
| Title |
Col-OSSOS:_The_Distinct_Colour_Distribution_of_Single_and_Binary_Cold_Classical_KBOs |
| Authors |
Wesley_C._Fraser,_Susan_D._Benecchi,_JJ_Kavelaars,_Michael_Marsset,_Rosemary_Pike,_Michele_T._Bannister,_Megan_E._Schwamb,_Kathryn_Volk,_David_Nesvorny,_Mike_Alexandersen,_Ying-Tung_Chen,_Stephen_Gwyn,_Matthew_J._Lehner,_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00028 |
冷たい古典的なカイパーベルトオブジェクト（KBO）は、高い$\gtrsim30\％$バイナリ分数を持っています。広く分離され、動的に壊れやすいこれらのバイナリシステムは、KBOの起源を追跡するのに役立ちました。最近、新しいクラスのバイナリがその色で識別されました。いわゆる青いバイナリは、満場一致で赤の少ない組成クラスのメンバーであり、100％のバイナリフラクションを示します。彼らは、海王星の外向きの移動の段階の間に古典的な地域に配置された、押し出された生存者であるように見えます。これらの連星系の存在は、冷たい古典的な領域の近くに形成されたオブジェクトの大部分が連星として形成されたことを意味します。ここでは、太陽系起源レガシー調査-2015RJ277によって発見された青いバイナリの色を含む、太陽系外起源調査の色からの冷たい古典的なKBOの新しい光学色測定を提示します。色サンプルのサイズが大きくなると、バイナリサンプルとシングルサンプルが同じ色分布を共有する確率が桁違いに減少します。アンダーソン-ダーリング統計から、この確率はわずか0.3％ですが、平均統計の差を利用した場合はわずか0.002％です。青いバイナリは、赤いバイナリと比較して自由な傾斜が膨らんでいるというヒントが見つかりました。これは、これらのボディの押し出しの原点と一致しています。
EXOPLINES：褐色矮星と巨大な太陽系外惑星の大気の分子吸収断面積データベース
| Title |
EXOPLINES:_Molecular_Absorption_Cross-Section_Database_for_Brown_Dwarf_and_Giant_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Ehsan_Gharib-Nezhad,_Aishwarya_R._Iyer,_Michael_R._Line,_Richard_S._Freedman,_Mark_S._Marley,_and_Natasha_E._Batalha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00264 |
ステラルーメン、亜恒星、惑星の大気モデルはすべて、入力の不透明度に非常に敏感です。さまざまな最先端の恒星/惑星モデル間の世代間の違いは、主に不完全で時代遅れの原子/分子ラインリストによるものです。ここでは、後期型の恒星、褐色矮星、惑星大気に関連する主要な大気分子のすべてのアイソトポログの事前計算された吸収断面積のデータベースを提示します：MgH、AlH、CaH、TiH、CrH、FeH、SiO、TiO、VO、およびH2O。計算された不透明度の圧力と温度の範囲は10$^{-6}$-3000〜barから75--4000〜Kの間であり、それらのスペクトル範囲は多くの場合0.25--330〜$\mu$mです。可能であれば。圧力拡大データがない場合は、衝突理論を使用してギャップを埋めます。また、超高温木星とM-矮星の大気のコンテキストで、さまざまなラインリストから計算された吸収断面積の影響を調べます。1次元の自己無撞着な放射対流熱化学平衡モデルを使用して、亜恒星大気の理論スペクトルと熱プロファイルの有意な変動を報告します。2000Kの代表的な超高温木星を使用して、透過スペクトルと熱放射スペクトルでそれぞれ最大320ppmと80ppmの変動を報告します。3000KのM矮星の場合、スペクトルに最大125$\％$の違いが見られます。最も重要な違いは、主に1$\mu$m未満のTiOラインリストの選択によって生じることがわかります。要約すると、（1）事前に計算された分子吸収断面積のデータベース、および（2）線リストの違いにより亜恒星/太陽系外惑星の大気を特徴付けるときに発生するバイアスを定量化するため、高精度分光法および測光への最終的なアプリケーション。
KMT-2019-BLG-1715：3つのレンズ質量と2つのソース星による惑星マイクロレンズイベント
| Title |
KMT-2019-BLG-1715:_planetary_microlensing_event_with_three_lens_masses_and_two_source_stars |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Doeone_Kim,_Youn_Kil_Jung,_Chung-Uk_Lee,_Ian_A._Bond,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Hyoun-Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim,_Woong-Tae_Kim,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yoshitaka_Itow,_Yuki_Hirao,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Haruno_Suematsu,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Takeharu_Yamakawa,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00293 |
重力マイクロレンズイベントKMT-2019-BLG-1715を調査します。この光度曲線は、苛性アルカリ交差バイナリレンズ光度曲線からの2つの短期異常を示しています。1つは偏差が大きく、もう1つは偏差が小さいです。基本のバイナリレンズモデルに加えて、レンズまたはソースコンポーネントを追加することで異常を説明する、5組のソリューションを特定します。縮退は、第1と第2のソース星の間で測定されたフラックス比を、ソース半径の比から推定されたフラックス比と比較する方法を適用することによって解決します。この方法を適用すると、実行可能なソリューションのペアが1つ残ります。どちらの場合も、大きな異常はレンズの惑星質量の3番目のボディによって生成され、小さな異常はかすかな2番目のソースによって生成されます。ベイズ分析によると、レンズは3つの質量で構成されています。$\sim2.6〜M_{\rmJ}$の惑星質量オブジェクトと、銀河円盤にあるKおよびM矮星の連星です。レンズがブレンドである可能性を指摘します。これは、光源からのレンズの解像度について高解像度のフォローアップイメージングを実行することで確認できます。
Mossottiによる初期軌道決定法の一般化
| Title |
Generalization_of_a_method_by_Mossotti_for_initial_orbit_determination |
| Authors |
Giovanni_F._Gronchi,_Giulio_Ba\`u,_\'Oscar_Rodr\'iuez,_Robert_Jedicke,_Joachim_Moeyens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00345 |
ここでは、O。F。Mossotti\cite{mossotti}によって導入された、4つの地球中心の空平面観測と線形方程式を使用して観測された物体の角運動量を計算する初期軌道決定法を再現します。次に、この方法をトポセントリック観測に拡張し、角運動量の2次方程式を生成します。2つのバージョンのパフォーマンスは、連続観測間の異なる時間間隔と異なる位置天文誤差を使用した合成小惑星データを使用した数値テストによって比較されます。
クロニア磁気圏再接続分類への機械学習アプリケーション
| Title |
Machine_Learning_Applications_to_Kronian_Magnetospheric_Reconnection_Classification |
| Authors |
Tadhg_M._Garton,_Caitriona_M._Jackman,_Andy_W._Smith,_Kiley_L._Yeakel,_Shane_A._Maloney_and_Jon_Vandegriff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00496 |
土星の磁気圏尾部における磁気リコネクションの生成物は、主に磁場の南北成分の特徴的な偏差によって磁力計の観測で識別されます。これらの磁気偏向は、観測中の宇宙船を急速に通過する再接続中に作成されたプラズマ構造の移動によって引き起こされます。これらの署名の識別は、長い間目で行われ、最近では半自動化された方法で行われてきましたが、これらの方法は、必要な人間による検証ステップによって制限されることがよくあります。ここでは、完全に自動化された教師あり学習のフィードフォワードニューラルネットワークモデルを提示して、カッシーニ宇宙船が入力としてクロノセントリックラジアルシータファイ（KRTP）座標で観測した3つの磁場成分によるクロニアン磁気圏での再接続の証拠を特定します。このモデルは、プラズモイド、移動圧縮領域、および双極子化に分類された、合計2093の分類されたイベントを含む3年間の観測をカバーする再接続イベントのカタログから構築されます。このニューラルネットワークモデルは、2010年通年に対して高レベルの精度（87％）、真のスキルスコア（0.76）、およびハイドケスキルスコア（0.73）でテストされた、大規模な期間のカッシーニデータセット内の再接続イベントを迅速に識別することができます。。このモデルから、カッシーニの土星に近い寿命にわたるクロニア磁気圏の磁気リコネクションイベントの完全なカタログ化と調査が可能になりました。
逆行共振の動的構造：分析的および数値的研究
この作業では、逆行平均運動共鳴（MMR）は、分析的および数値的アプローチによって調査されます。最初に、逆行MMRを記述するために新しい共振角度を定義し、次に一連の正準変換を実行して共振モデルを定式化します。このモデルでは、位相のポートレート、共振中心、および共振幅を分析的に決定できます。分析の進展を検証するために、非摂動的分析は、断面のポアンカレ表面を利用して行われます。ポアンカレセクションの作成にはいくつかの変更が加えられており、特に、分析結果と数値結果を直接比較することが可能になります。位相ポートレートと関連するポアンカレセクションの間には優れた対応関係があり、分析結果は共振幅と共振中心の位置に関して数値結果とよく一致していることがわかります。最後に、数値的アプローチを利用して、離心率の全範囲にわたる共振幅と共振中心を決定します。特に、2015BZ509、2008SO218、1999LE31、2000DG8、2014AT28、2016LS、2016JK24を含む逆行小惑星の7つの既知の例は、木星を使用した逆行MMRの秤動ゾーン内にあります。この研究で得られた結果は、逆行性MMR内の小惑星の動的進化を理解するのに役立つかもしれません。
北火星の極渦の構造と変動性における潜熱と塵の役割
| Title |
The_roles_of_latent_heating_and_dust_in_the_structure_and_variability_of_the_northern_Martian_polar_vortex |
| Authors |
E._R._Ball,_D._M._Mitchell,_W._J._M._Seviour,_S._I._Thomson,_G._K._Vallis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00503 |
火星の冬の極渦は、渦位（PV）構造の点で環状であり、観測、再分析、およびいくつかの数値シミュレーションで特定された現象です。最近のいくつかのモデリング研究では、冬の極での大気中の二酸化炭素の凝縮が、潜熱の放出を通じて環を維持するための要因であることが提案されています。塵と地形の強制は、極渦の内部および年々変動の原因であることが知られています。ただし、これらの要因間の結合は不確実なままであり、渦構造と変動性への影響に関する以前の研究は、主に単一の火星全球気候モデル（MGCM）に限定されていました。ここでは、新しいMGCMをさらに開発することにより、北火星の極渦の変動と構造のドライバーとしての潜熱とダストの相対的な役割を分解します。また、火星の地形が運転応答をどのように変更するかについても検討します。また、再解析データセットを分析することにより、極渦構造と同化された観測値の変動性に有意な依存性があることを示します。モデルと再分析の両方で、大気中の高いダスト負荷（世界的な砂嵐の間に見られるような）は、渦を乱し、中低高度（>0.1hPa）でPVの破壊を引き起こし、空間的および時間的渦を大幅に減少させる可能性があります変動性。シミュレーションを通じて、塵と地形の組み合わせが主に火星の年間を通じて渦活動を促進し、潜熱放出は環状渦を生成する可能性がありますが、渦の変動には比較的小さな影響しか及ぼさないことがわかります。
ろ座銀河団の中心を超えた超小型矮星：低密度環境でのUCD形成のヒント
| Title |
Ultra-compact_dwarfs_beyond_the_centre_of_the_Fornax_galaxy_cluster:_Hints_of_UCD_formation_in_low-density_environments |
| Authors |
Teymoor_Saifollahi,_Joachim_Janz,_Reynier_F._Peletier,_Michele_Cantiello,_Michael_Hilker,_Steffen_Mieske,_Edwin_A._Valentijn,_Aku_Venhola,_Gijs_Verdoes_Kleijn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00004 |
超小型矮小銀河（UCD）は、20年前のろ座銀河団での分光学的調査によって偶然発見されました。今日では、多くの明るいUCDが、剥ぎ取られた銀河の核であることが一般的に認められています。ただし、この結論は、ほとんどの検索が基づいている高密度環境でのUCDの偏ったサンプルによって引き起こされる可能性があります。ろ座深部調査の深部光学画像と公開近赤外線データを組み合わせて、ろ座銀河団のUCD集団を再検討し、銀河団のビリアル半径まで体系的にUCD候補を初めて検索します。私たちの検索は、ろ座銀河団の距離で、マグニチュードm$_g$=21magまたはM$_g$$\sim$-10.5magまで完了します。UCD候補は、光学的および近赤外線の色によって識別され、前景の星や背景の銀河から分離されます。これは主に$u-i$/$i-Ks$ダイアグラムを利用し、機械学習技術を使用して他の色の組み合わせを組み込み、汚染物質の数を減らします。分光的に確認されたUCD（61）に加えて、新たに同定された候補（44）は、既知のFornaxUCDの数を大幅に増加させます（105）。ほとんどすべての新しいUCD候補は、既知のUCDがすべて見つかったFornaxクラスターコア（360kpc）の外側にあります。Fornaxクラスター内のUCDの分布は、UCDの集団が低密度環境で形成される可能性があることを示しています。これは、UCD形成の現在のモデルに挑戦する可能性が最も高いです。
ろ座矮小楕円体とその球状星団の潮汐進化
| Title |
The_tidal_evolution_of_the_Fornax_dwarf_spheroidal_and_its_globular_clusters |
| Authors |
Alexandra_Borukhovetskaya,_Raphael_Errani,_Julio_F._Navarro,_Azadeh_Fattahi,_Isabel_Santos-Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00011 |
運動学から推測されるろ座矮小楕円銀河の暗黒物質含有量は、LCDM宇宙論シミュレーションから予想されるよりも大幅に低くなっています。N体シミュレーションを使用して、これが銀河潮汐の結果である可能性があるかどうかを調べます。ガイア計画による固有運動の改善にもかかわらず、主にその最大速度成分が太陽運動とほぼ反平行であるため、ろ座の中心間距離は十分に制約されていないことがわかります。したがって、ろ座の固有運動をガラクトセントリック速度に変換することは、ろ座の想定距離に敏感に依存します。観測された距離の不確実性$\pm8\％$は、$r_{\rmperi}\sim50$と$r_の間で変化するペリセントリック距離を意味します。{\rmペリ}\sim150$kpc。私たちのシミュレーションでは、その推定値の低い範囲の$r_{\rmperi}$の場合、最大円速度$V_{\rmmax}=40$kms$^{-1}$（またはvirial）のLCDMサブハロが示されています。質量$M_{200}\約10^{10}M_\odot$、LCDMから予想されるように）は、$10を超える$V_{\rmmax}\sim23$kms$^{-1}$に整然と取り除かれます。$Gyr。これにより、ろ座の恒星の半質量半径内の暗黒質量が初期値の約半分に減少し、観測結果と一致するようになります。潮汐ストリッピングは、主にろ座の暗黒物質ハローに影響を与えます。その恒星成分はほとんど影響を受けず、その過程で最初の質量の$5\％$未満しか失われません。また、銀河潮汐力がFornaxの球状星団（GC）の集団の力学的摩擦減衰時間に及ぼす影響を調査し、単独で実行されたモデルと比較して、実質的な変化の証拠はほとんど見つかりません。初期軌道半径が$1$〜$2$kpcのGCの母集団は、カスピーハローを想定しているにもかかわらず、現在のFornaxGCの空間分布と一致しています。ろ座の暗黒物質含有量とGC集団の両方が、LCDMにおける矮小銀河形成の現在のモデルと一致しているようです。
SDSSストライプ82のS-PLUS観測からの天の川のハローと太陽近傍の測光金属量と炭素分布
| Title |
The_Photometric_Metallicity_and_Carbon_Distributions_of_the_Milky_Way's_Halo_and_Solar_Neighborhood_from_S-PLUS_Observations_of_SDSS_Stripe_82 |
| Authors |
Devin_D._Whitten,_Vinicius_M._Placco,_Timothy_C._Beers,_Deokkeun_An,_Young_Sun_Lee,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Fabio_R._Herpich,_Simone_Daflon,_Carlos_E._Barbosa,_Helio_D._Perottoni,_Silvia_Rossi,_Patricia_B._Tissera,_Jinmi_Yoon,_Kris_Youakim,_William_Schoenell,_Tiago_Ribeiro,_Antonio_Kanaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00016 |
有効温度$T_{\rmeff}$、金属量[Fe/H]、炭素度[C/Fe]、および絶対炭素存在量$A{\rm（C）}$の測光推定値を報告します。南方測光ローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）データリリース2からの700,000を超える星は、赤道スローンデジタルスカイサーベイストライプ82のかなりの部分をカバーしています。2つの恒星集団の分析を示します。1）ハロー主シーケンスターンオフ星2）太陽近傍の質量$0.58<M/M_{\odot}<0.75$のK-矮星。StellarPhotometricIndexNetworkExplorer（SPHINX）をS-PLUSの混合帯域幅（狭帯域および広帯域）フィルター測光に適用すると、4250ドルという広範囲の温度にわたる恒星大気中の金属性と炭素存在量のロバストな推定値が得られます。<T_{\rmeff}\textrm{（K）}<7000$。複数の狭帯域S-PLUSフィルターを使用することで、SPHINXは、単一の金属量に敏感な狭帯域フィルターを使用した以前の取り組みよりも大幅に低いレベルの「壊滅的な障害」（分光学的決定と比較した金属量推定の大きなオフセット）を達成できます。天の川のK型ハロー金属量分布関数（MDF）の指数勾配$\lambda_{10、\textrm{[Fe/H]}}=0.85\pm0.21$を、金属量範囲$-2.5にわたって制約します。<\textrm{[Fe/H]}<-1.0$;ローカルボリュームのK-dwarfサンプルのMDFは、パラメーター$\alpha=2.8$および$\beta=4.2$のガンマ分布でよく表されます。S-PLUS測光は、$T_{\rmeff}<6500$Kの星について、$\sim0.35$dexの精度で絶対炭素存在量を取得します。364の候補となる炭素強化金属量の少ない星を特定し、これらの星の$A$（C）-[Fe/H]空間のYoon-Beers形態グループへの割り当てを取得し、CEMP周波数を導き出します。
S-PLUS DataRelease1における銀河形態の深層学習評価
| Title |
Deep_Learning_Assessment_of_galaxy_morphology_in_S-PLUS_DataRelease_1 |
| Authors |
C._R._Bom,_A._Cortesi,_G._Lucatelli,_L._O._Dias,_P._Schubert,_G.B._Oliveira_Schwarz,_N._M._Cardoso,_E._V._R._Lima,_C._Mendes_de_Oliveira,_L._Sodre_Jr.,_A.V._Smith_Castelli,_F._Ferrari,_G._Damke,_R._Overzier,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00018 |
銀河の形態分類は、銀河の進化に関連するプローブであり、宇宙論的構造形成との関係を明らかにします。この範囲では、空の広い領域で銀河の形態を回復することが基本です。この論文では、最先端の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、S-PLUSで観測されたStripe-82領域の銀河の形態カタログを$r\le17$のマグニチュード制限まで提示します。）コンピュータビジョン用。次に、この分析はS-PLUS調査データ全体に拡張され、12の光学バンドで天球の$\simeq9300$$deg^{2}$をカバーします。ネットワークのパフォーマンスは、3バンドのベースラインと比較して、5つの広帯域と3つの狭いバンドで向上することがわかります。ただし、$12$のバンド画像情報全体を使用すると、パフォーマンスが低下します。それでも、ImageNetデータセットで事前にトレーニングされたネットワークの重みを使用すると、3つのバンドで最良の結果が得られます。これらの結果は、関連のない広範なデータセットでのトレーニングに基づいて、ニューラルネットワークの重みに関する以前の知識の重要性を高めます。したがって、他の調査に適応できるいくつかのバンドで事前トレーニングされたモデルをリリースします。私たちは、GalaxyZoo1（GZ1）にはないStripe-82の3274個の銀河のカタログを作成しています。また、GZ1データセットであいまいと見なされる4686個の銀河に分類を追加します。最後に、マルチバンド形態計測機能を使用した形態学的分類に$12$バンド情報を利用する新しい方法の展望を示します。形態学的カタログは公開されています。
宇宙論的シミュレーションにおける巨大ブラックホールの力学的摩擦モデリングと合併率予測への影響
| Title |
Dynamical_Friction_Modeling_of_Massive_Black_Holes_in_Cosmological_Simulations_and_Effects_on_Merger_Rate_Predictions |
| Authors |
Nianyi_Chen,_Yueying_Ni,_Michael_Tremmel,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00021 |
この作業では、銀河の形成とブラックホールの成長を含む大量の宇宙論的流体力学シミュレーションで形成される大規模なブラックホールペアの力学的摩擦を実装する方法を確立してテストします。個々のブラックホールのダイナミクスと宇宙論的ボリュームのブラックホール集団の両方について、モデルとパラメーターを検証します。衝突のない粒子からの力学的摩擦（DF）のモデルを使用すると、ブラックホールの動的質量がシミュレーションの最低質量分解能粒子の少なくとも2倍である場合、ブラックホールは銀河中心の近くに効果的に沈むことができます。ガス抗力はブラックホールの軌道減衰を助ける役割も果たしますが、特にブラックホールの進化の最初の10億年後は、通常、衝突のない粒子からの抗力よりも効果が低くなります。ガスからのDFは、BH質量$>10^{7}$M$_{\odot}$の無衝突粒子からのDFの$1\％$未満になります。最良のDFモデルを使用して、$L_{\rmボックス}=35$Mpc$/h$シミュレーションボックスを使用して、$z=1.1$までの合併率を計算します。$z>1.1$が$z\sim2$でピークに達すると、年間$\sim2$の合併が予測されます。これらの合併率は、同様の解像度の流体力学シミュレーションを使用した以前の作業で得られた範囲内です。シミュレーションでDFを考慮した場合、DFを使用しない場合と比較して、レートが$\sim2$の係数で向上することを示します。これは、DFが追加されたときに、ホストハローの中心に到達するブラックホールが$>40\％$増えるためです。
30ドラダスにおけるスターバーストフィードバックのX線分光法
X線観測は、スターバーストフィードバックを研究するための潜在的に強力なツールを提供します。しかしながら、そのような観測の分析と解釈は、拡散高温プラズマの非等温性や前景吸収の不均一性を含むさまざまな複雑さのために、依然として挑戦的です。ここでは、100ksのすざく観測に基づいて、大マゼラン雲内の30個のドラダス星雲のX線分光法を提示することにより、このような複雑化とその影響を軽減する方法を説明します。高温プラズマの熱的および化学的特性を測定し、埋め込まれた巨大な星から期待されるフィードバックと定量的に対峙します。空間的に分解された測定値は、プラズマ発光測定の対数正規温度分布と対数正規前景吸収分布を使用した星雲のグローバルモデリングによって十分に再現できることがわかります。金属の存在量とプラズマの総質量は、中央のOBアソシエーションから予想される化学的に濃縮された質量放出と周囲の媒体からの約55％の質量負荷と一致しています。プラズマの総熱エネルギーは、単純なスーパーバブルモデルから予想されるものよりも小さく、エネルギー損失の重要なチャネルが考慮されていないことを示しています。私たちの分析は確かに拡散非熱X線成分の暫定的な証拠を示しており、そのような若いスターバースト領域では宇宙線の加速を考慮する必要があることを示しています。最後に、対数正規モデリングは、特に空間分解分光法が実用的でない場合に、他の巨大なHII領域のX線スペクトル分析に適している可能性があることをお勧めします。
JCMT BISTRO-2調査：ロゼット分子雲の中心の磁場
| Title |
The_JCMT_BISTRO-2_Survey:_The_Magnetic_Field_in_the_Center_of_the_Rosette_Molecular_Cloud |
| Authors |
Vera_K\"onyves,_Derek_Ward-Thompson,_Kate_Pattle,_James_Di_Francesco,_Doris_Arzoumanian,_Zhiwei_Chen,_Pham_Ngoc_Diep,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Ray_S._Furuya,_Thiem_Hoang,_Charles_L._H._Hull,_Jihye_Hwang,_Doug_Johnstone,_Ji-hyun_Kang,_Janik_Karoly,_Florian_Kirchschlager,_Jason_M._Kirk,_Patrick_M._Koch,_Jungmi_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Takashi_Onaka,_Jean-Fran\c{c}ois_Robitaille,_Archana_Soam,_Mehrnoosh_Tahani,_Xindi_Tang,_Motohide_Tamura,_David_Berry,_Pierre_Bastien,_Tao-Chung_Ching,_Simon_Coud\'e,_Woojin_Kwon,_Jia-Wei_Wang,_Tetsuo_Hasegawa,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00121 |
SCUBA-2/で画像化された、ばら星雲の壁にあるばら星雲の最も活発な星形成サイト（RMC、$d\sim$1.6kpc）での最初の850$\mu$m偏光観測を示します。星形成領域観測2（BISTRO-2）調査のBフィールドの一部としてのJCMTのPOL-2機器。POL-2データから、$p\proptoI^{\rm-\alpha}で$\alpha$=0.49$\pm$0.08の850$\mu$m連続体強度で偏光率が減少することがわかります。$の関係。これは、ダスト粒子の一部が高密度で整列したままであることを示しています。850$\mu$mの画像の北には、「ジェムストーンリング」の形態があります。これは、南西の「頭」に放射が広がった、直径$\sim$1のリング状の構造です。Bフィールドはほとんどの場所でその円周に平行であるのに対し、内部のフィードバックによって吹き飛ばされた可能性があると仮定します。私たちのSCUBA-2フィールドの南では、塊は明らかに赤外線暗黒雲（IRDC）に続くフィラメントと接続されています。ここで、POL-2磁場の向きは、大規模なプランク磁場に対して二峰性に見えます。有効なマップ領域の質量は$\sim$174$M_\odot$であり、850$\mu$mフラックス密度から計算されます。私たちの結果を、大規模な排出量を差し引いたHerschel250$\mu$mデータの質量と比較すると、30％以内で一致が見られます。Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）手法を使用して、1つの典型的なサブリージョンのPOSBフィールド強度を推定し、塊とその周辺に向かって80$\pm$30$\mu$Gを見つけます。$\lambda$=2.3$\pm$1.0の推定質量対フラックス比は、Bフィールドがこのサブ領域での重力崩壊を防ぐのに十分な強さではないことを示唆しています。
銀河系における散開星団の分布
この作業では、最近利用可能になった銀河散開星団の新しいカタログを探索します。これには、ガイアDR2カタログを使用して再分析され、恒星のメンバーシップを決定した1750クラスターが含まれています。若い散開星団を渦巻腕のトレーサーとして使用し、銀河の渦巻パターンの回転速度と、銀河の最強の共鳴である共回転半径を決定しました。ここで使用されている散開星団のサンプルは、ディアスらの最後の星団を増やしています。（2019）数十のオブジェクトによるパターン速度の以前の決定で使用されました。さらに、距離と年齢の値は、等時線フィッティングの改善を使用し、ガイアDR2測光バンドパスの更新された消滅多項式と、金属量の事前の銀河存在量勾配を含めて、より適切に決定されます。より良い年齢決定に加えて、カタログには銀河面でのより良い位置とより良い固有運動が含まれています。これにより、クラスターの現在の空間分布だけでなく、それらの年齢に等しい時間の軌道の積分によって得られたクラスターの発祥の地の空間分布についても議論することができます。腕の回転速度の値（$28.5\pm1.0$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$）は、共回転半径（$R_c$）が太陽銀河軌道に近いことを意味します。（$R_c/R_0=1.01\pm0.08$）、これはこのテキストで説明されている他の観測証拠によってサポートされています。シミュレーションが提示され、共回転の参照フレーム内のクラスターの動きが示されます。また、空間分布、銀河面からの高さに対する分布、年齢と金属量の分布など、クラスターのカタログの一般的な統計を示します。空間分布の重要な特徴であるガス分布の共回転ギャップとその若いクラスターへの影響について説明します。
$ Gaia $-ソーセージ/エンセラダス構造における複数の降着イベントの証拠
| Title |
Evidence_For_Multiple_Accretion_Events_in_the_$Gaia$-Sausage/Enceladus_Structures |
| Authors |
Young_Kwang_Kim,_Young_Sun_Lee,_Timothy_C._Beers,_and_Jae-Rim_Koo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00275 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース12および$からの主系列星の動的特性の分析に基づいて、$Gaia$-SausageandEnceladus（GSE）構造の起源を説明するために複数の付加イベントが必要であるという証拠を提示します。Gaia$データリリース2。GSEメンバーは、偏心（$e$）$>$0.7および[Fe/H]$<$-1.0を持つように選択され、低軌道傾斜（LOI/HOI）グループに分けられます。LOI星は主に$e<0.9$であり、順行運動と逆行運動の2つのグループに明確に分離できることがわかります。LOI星は、内側のハロ領域で順行運動を示し、外側のハロ領域で強い逆行運動を示します。これらの領域のLOI星は、低傾斜の順行軌道と逆行軌道を持つ2つの巨大な矮小銀河から蓄積された星であり、軌道方向が異なるために力学的摩擦の影響をさまざまに受けていると解釈します。対照的に、HOI星の大部分は、$e>0.9$であり、ゼロに近い回転速度（$V_{\rm\phi}$）のグローバルに対称な分布を示しますが、これらの小さな逆行運動の証拠はあります。外側のハロー領域の星（$V_{\rm\phi}$$\sim$-15$\rm{km〜s^{-1}}$）。これらの星は、高傾斜軌道上の巨大な矮小銀河から剥ぎ取られたと考えられます。また、明確な逆行運動を伴う高度に偏心した接線軌道上のLOI星とHOI星は、それぞれ[Fe/H]=-1.7と-1.9で異なる金属量ピークを示し、2つの低質量矮小銀河に関連していると主張しています。銀河の外側のハロー領域に付着した銀河。
LOFAR 2メートルの空の調査の最初のデータリリース（LoTSS DR1）からの翼のある電波源
| Title |
Winged_Radio_Sources_from_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_First_Data_Release_(LoTSS_DR1) |
| Authors |
Sabyasachi_Pal_and_Shobha_Kumari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00410 |
翼のある電波源は銀河系外電波源の小さなサブクラスであり、一次ジェットと特定の角度で整列した「翼」として知られる、表面輝度の低い電波ローブのペアを表示します。翼の位置に応じて、これらの銀河はXまたはZのように見え、X字型電波銀河（XRG）またはZ字型電波銀河（ZRG）として知られています。LOFAR2メートルの空の調査の最初のデータリリース（LoTSSDR1）から33の翼のある電波源の識別を報告します。そのうち、21の電波源は、X字型の電波銀河、12はZ字型の電波銀河として識別されます。光学的対応物は、14個のXRG（67パーセント）と12個のZRG（100パーセント）で識別されます。スペクトルインデックス、電波光度、パワーなど、これらの光源のさまざまな物理パラメータを調査しました。XRGとZRGの大部分の電波スペクトルは急勾配（$\alpha_{1400}^{144}>0.5$）であり、これはローブが支配的な電波銀河に典型的です。統計的研究は、XRGの長軸と短軸の相対的なサイズ、および長軸と短軸の間の角度について行われます。
ガイア時代の最新の位置天文カタログの分析
| Title |
Analysis_of_modern_astrometric_catalogues_in_the_Gaia_era |
| Authors |
V.S.Akhmetov,_P.N.Fedorov,_V.S.Tsvetkova_and_E.Yu.Bannikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00438 |
GaiaDR1宇宙データと組み合わせて導出された地上のカタログHSOY、UCAC5、GPS1、PMAで、星の固有運動のシステムを調査します。2つのカタログの恒星固有運動の系統的な違いが、比較対象のカタログのデータによって生成された座標系の相互の剛体回転とグライドによって引き起こされると仮定して、相互回転ベクトルの成分と変位を分析します。これらのシステムの起源。比較された座標系の相互回転速度のベクトルの赤道成分、およびそれらの原点の相互変位の速度は、0.2から2.9mas/yrの範囲内で変化し、固有運動の比較から導き出されました。GaiaEDR3とTGAS、UCAC5、HSOY、GPS1、PMAのカタログにそれぞれ共通するソース。HSOY、GPS1、PMA、ガイアEDR3のカタログにある、かすかな恒星の等級の範囲での星の固有運動の系統的誤差は、これらのカタログに含まれる銀河系外天体の正式な固有運動を分析することによって推定されました。<0.1mas/yrのレベルでガイアEDR3データによって実現された座標系は、15〜21ステラGマグニチュードの範囲内で、LQAC-5、ALLWISEAGN、Milliquasextragalactisソースに対して回転および滑走がないことが示されています。地上のカタログの中で、ガイアEDR3データから独立しているPMA星の固有運動のシステムは、15から21までのGマグニチュード範囲の固有運動のガイアEDR3システムに最も近いです。
銀河と銀河の相互作用によって引き起こされる後期型銀河のスピンの進化
| Title |
Evolution_of_the_spin_of_late-type_galaxies_caused_by_galaxy-galaxy_interactions |
| Authors |
Jeong-Sun_Hwang,_Changbom_Park,_Soo-hyeon_Nam,_and_Haeun_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00493 |
N体/流体力学シミュレーションを使用して、相互作用による天の川のような銀河のスピンの進化を研究します。共同プランナー銀河と銀河の遭遇の制御された実験を実行し、相互作用銀河のディスクスピンの進化を研究します。具体的には、後期型のターゲット銀河が、後期型または初期型の形態を持ち、最も近い接近距離が約50kpcで、順行または逆行の意味で、同じように巨大なコンパニオン銀河に遭遇する場合を検討します。それぞれの場合から対象銀河の円盤の円運動速度の時間変化を調べると、対象銀河は、伴銀河の種類に関係なく、順行衝突ではスピンを失う傾向がありますが、逆行衝突ではほとんどないことがわかります。スピンの減少は、主に潮汐破壊によるディスク材料の軌道の偏向に起因します。流体力学的相互作用や重力相互作用によって、または伴銀河から物質を移動させることによって円運動速度を得るディスク材料がいくつかありますが、材料の量は、私たちが設定した条件下で全体的な銀河スピンを増やすには一般に不十分であることがわかります。順行衝突後、ターゲット銀河円盤のスピン角運動量が15〜20％減少することがわかります。銀河と銀河の相互作用の蓄積された効果は、現段階で後期型銀河の全角運動量を決定する上で重要な役割を果たすと結論付けています。
$ Gaia $ EDR3を使用したMWdSph衛星の内部回転
| Title |
Internal_rotation_of_MW_dSph_satellites_with_$Gaia$_EDR3 |
| Authors |
Alberto_Manuel_Mart\'inez-Garc\'ia_(1_and_2),_Andr\'es_del_Pino_(3),_Antonio_Aparicio_(1_and_2),_Roeland_P._van_der_Marel_(3_and_4),_Laura_L._Watkins_(5)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Spain,_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_Dpto._Astrof\'isica,_La_Laguna,_Spain,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_USA,_(4)_Center_for_Astrophysical_Sciences,_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_USA,_(5)_AURA_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_ESA_Office,_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00662 |
天の川（MW）の14の衛星の運動学の分析を提示します。$Gaia$EarlyDataRelease3（EDR3）の固有運動（PM）と、文献で入手可能な視線速度（$v_{\mathrm{los}}$）を使用して、これらの全身3D運動を導き出します。システム。それらのうちの6つ、すなわち、カリーナ、ドラコ、ろ座、彫刻家、ろくぶんぎ座、こぐま座矮小楕円銀河（dSph）について、恒星のPMを放射状、$V_R$（膨張/収縮）、および接線方向に投影する内部運動学を研究します。、$V_T$（回転）、重心に関する速度成分。カリーナ（$|V_T|=9.6\pm4.5\{\rm{km\s^{-1}}}\>$）、ろ座（$|V_T|=2.8\pm1.3\{\rm{km\s^{-1}}}\>$）、およびSculptor（$|V_T|=3.0\pm1.0\{\rm{km\s^{-1}}}\>$）dSphs。いて座dSphに加えて、これらはMWの古典的なdSphの空の平面での内部回転の最初の測定値です。カリーナを除くすべての銀河は$|V_T|を示しています/\sigma_v<1$。遅い回転子は、平均して、より大きな空に投影された楕円形を示す傾向があり（ランダムな視野角のサンプルで予想されるように）、より小さなガラクトセントリック距離に配置されます（回転がランダムに変換される潮汐攪拌シナリオで予想されるように）衛星が親ハローに沈むときの動き）。ただし、これらの傾向は小さく、統計的に有意ではありません。これは、回転がこれらの銀河の3D構造の形成に支配的な役割を果たしていないことを示しています。潮汐攪拌は、これらのシステムの進化に弱い影響を及ぼしたか、現在のガラクトセントリック距離に関係なく、同様の効率でシステムを混乱させました。
局所宇宙における巨大でコンパクトな楕円銀河の球状星団システム：遺物の赤いナゲットの証拠？
近くの巨大でコンパクトな楕円銀河（MCEG）は、遺物銀河（つまり、高赤方偏移での赤いナゲットの局所的な類似物）の有力な候補です。遺物銀河の球状星団（GC）システムは、赤（金属が豊富な）GCによって支配されていると予想されます。NGC1277は、以前の研究でそのような銀河のユニークな例として知られています。この研究では、ハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3F814W（$I_{814}$）/F160W（$H_{160}$）から$\lesssim100$Mpcの距離にある12個の近くのMCEGでGCを検索します。アーカイブ画像。これらのMCEGのほとんどは、色の範囲が$0.0<（I_{814}-H_{160}）_0<1.1$の豊富なGCの母集団をホストしていることがわかります。赤いGCの割合は、$f_{RGC}=0.2$から0.7の範囲で、平均は$f_{RGC}=0.48\pm0.14$です。MCEGサンプルを2つのグループに分割します。1つはクラスター内、もう1つはグループ/フィールド内です。クラスターMCEGの平均赤GC部分は$0.60\pm0.06$であり、グループ/フィールドMCEGの値である$0.40\pm0.10$よりも0.2大きくなっています。銀河団MCEGの値は、おとめ座銀河団内の同様の恒星質量を持つ巨大な初期型銀河の平均値よりも$\sim$0.3大きい（$f_{RGC}=0.33\pm0.13$）。私たちの結果は、私たちのサンプルのMCEGのほとんどが実際に遺物銀河であることを示しています。これはさらに、MCEGの赤いGCの大部分が巨大な銀河の初期に形成され、ローカル宇宙のほとんどのMCEGが約10Gyr前に赤いナゲットになった後に合併することはめったにないことを意味します。
ミリ秒パルサー周辺のTeVハローの証拠
HAWCガンマ線望遠鏡からのデータを使用して、スピンダウンパワーと近接性のために選択された37ミリ秒パルサー（MSP）のサンプルを研究しました。これらのMSPの中から、$（2\Delta\ln\mathcal{L}）^{1/2}\ge2.5$のレベルで非常に高エネルギーのガンマ線放出の存在を支持する4つを特定しました。各パルサーのスピンダウンパワーとガンマ線光度の相関関係を採用して、これらの37個のMSPのスタック尤度分析を実行し、データがこれらのソースが$のレベルで非常に高エネルギーのガンマ線を放出するという結論を裏付けることを発見しました。（2\Delta\ln\mathcal{L}）^{1/2}=4.24$。HAWCの視野内でランダムに選択された空の場所のセットの中で、そのような実現の1\％未満が、そのような高い統計的有意性をもたらしました。私たちの分析は、MSPがゲミンガTeVハローから観察されたものと同様の効率で非常に高エネルギーのガンマ線放出を生成することを示唆しています。$\eta_{\rmMSP}=（0.39-1.08）\times\eta_{\rmGeminga}$。この結論は、銀河中心のガンマ線過剰のパルサー解釈に重大な課題をもたらします。これは、GeV過剰を生成できる可能性のあるMSPの集団も、この領域からHESSによって観測されたものを超えるTeVスケールの放出を生成することを示唆しているためです。。CTAによる将来の観察により、この状況を実質的に明らかにすることができます。
この作業では、月を検出器として使用して、原始ブラックホール（PBH）などの相対論的にコンパクトなMACHO暗黒物質を制約するための新しいキャンペーンを提案します。約$10^{19}\textrm{g}$から$10^{22}\textrm{g}$のPBHは、太陽系の歴史の中で月と衝突するのに十分な量である可能性があります。PBH衝突のクレータープロファイルは従来のインパクターとは異なり、現在利用可能な高解像度の月面スキャンで検出できる可能性があることを示します。任意の候補者は、遭遇中にPBHの近くに形成された可能性のある物質の高圧相を特定するための現場測定の場所として役立つ可能性があります。私たちは主にPBH暗黒物質を検討しますが、議論は相対論的コンパクトさを備えたMACHO候補の家族全員に一般化されます。さらに、月はよく研究されているので焦点を当てていますが、同じ原理を大気のない太陽系の他の岩体にも適用できます。
低質量X線連星における中性子星の質量と半径の測定：大気組成とタッチダウン半径の影響
| Title |
Measuring_Masses_and_Radii_of_Neutron_Stars_in_Low-Mass_X-ray_Binaries:_Effects_of_Atmospheric_Composition_and_Touchdown_Radius |
| Authors |
Myungkuk_Kim_and_Young-Min_Kim_and_Kwang_Hyun_Sung_and_Chang-Hwan_Lee_and_Kyujin_Kwak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00263 |
メソッド。モンテカルロ（MC）サンプリングとベイズ分析の両方を使用して、光球組成とタッチダウン半径の影響を見つけます。これらの2つの方法を、PREXRBを表示する6つのLMXBに適用します。どちらの方法でも、補正項を含むエディントンフラックス方程式と見かけの角度面積方程式を解きます。MCサンプリングでは、これら2つの方程式をより効率的に解くために、反復法を開発しました。結果。光球組成とタッチダウン半径の影響は、補正項を考慮しても、質量と半径の統計的および分析的推定で類似していることを確認します。さらに、6つのソースすべてで、統計的な方法に関係なく、Hが少ない光球と大きなタッチダウン半径が統計的に支持されていることがわかります。私たちのベイズ分析はまた、光球がよりHに乏しい場合、タッチダウンが中性子星表面から遠くに発生する可能性があることを示唆しています。この相関関係は、エディントンフラックス方程式で定性的に理解できます。光球組成とタッチダウン半径の間のこの相関関係の物理的説明を提案します。私たちの結果は、光球組成とタッチダウン半径の不確実性を考慮すると、これら6つのLMXBの中性子星の半径は12.5km未満である可能性が高いことを示しています。これは、潮汐によって配置された中性子星半径の境界に類似しています。重力波信号から測定された変形性。
古典的な新星からの$ \ gamma $線線測定による元素合成の制約
| Title |
Nucleosynthesis_constraints_through_$\gamma$-ray_line_measurements_from_classical_novae |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Sohan_Ghosh,_Kalp_Mathur,_Ethan_Spraggon,_Akshay_Yeddanapudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00363 |
古典的な新星は、天の川で最も頻繁な一過性のイベントの1つであり、進行中の元素合成の主要なエージェントです。それらの数が多いにもかかわらず、それらは軟線$\gamma$線放出で観察されたことがありません。それらの$\gamma$線シグネチャの測定は、爆発メカニズムと元素合成生成物の両方に関する洞察を提供します。私たちの目標は、古典的な新星からの$\mathrm{^7Be}$と$\mathrm{^{22}Na}$の噴出物の質量を、478および1275keVでの$\gamma$線放出によって制限することです。INTEGRAL/SPI分光計望遠鏡のアーカイブデータからラインフラックスの事後分布を抽出します。次に、ベイズ階層モデルを使用して、個々のオブジェクトをリンクし、放出を拡散し、銀河の古典的な新星の全集団から噴出物の質量を推測します。個々の新星は薄暗すぎて軟線の$\gamma$線で検出できず、それらのフラックスと噴出物の質量の不確実性の上限は数桁をカバーしています。それにもかかわらず、階層モデルのフレームワーク内で、個々のオブジェクトからのすべての不確実性と拡散放出を考慮して、$\mathrm{^{22}Na}$イジェクタ質量の厳密な上限を推測できます。$<2.0\10^{-7}\、\mathrm{M_{\odot}}$（99.85パーセンタイル）の倍。ONe元素合成のコンテキストでは、$\mathrm{^{22}Na}$の境界は理論上の期待と一致しており、ほとんどのONe新星が質量が約$1.35\、\mathrm{M_{\odot}の白色矮星で発生することを除外しています。}$。$\mathrm{^{7}Be}$の上限は参考になりません。$\mathrm{^{22}Na}$とその$\beta^+$-崩壊の合計イジェクタ質量推定値から、$<5.5\times10^{42}\、\mathrmの陽電子生成率を推測します。{e^+\、s^{-1}}$、これは天の川の全消滅率の最大10％になります。
GPSパルサーフラックス推定のための低周波干渉観測の重要性：J1740 +1000の場合
| Title |
The_significance_of_low_frequency_interferometric_observations_for_the_GPS_pulsar_flux_estimation:_the_case_of_J1740+1000 |
| Authors |
K._Rozko,_J._Kijak,_K._Chyzy,_W._Lewandowski,_T._Shimwell,_S._S._Sridhar,_M._Curylo,_A._Krankowski,_L._Blaszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00397 |
この論文では、パルサーJ1740+1000の最近の低周波アレイ（LOFAR）観測を紹介します。そのスペクトルのターンオーバーは260MHzであることが確認されています。これは、一般的なパルサーでは珍しいことです。この場合、干渉イメージングは、ビームフォーミング観測などの他のより伝統的な手段よりも正確なパルサーフラックス推定を提供すると主張します。近い将来、既存のキャリブレーションおよびイメージング技術を使用して、非常に低い周波数での点状のソースに対する星間物質の影響をより包括的に研究できると結論付けています。
BLLacsにおける光学的および$ \ gamma $線束変動間の相関
| Title |
Correlation_between_optical_and_$\gamma$-ray_flux_variations_in_BL_Lacs |
| Authors |
Bhoomika_Rajput,_Zahir_Shah,_C._S._Stalin,_S._Sahayanathan,_Suvendu_Rakshit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00402 |
ここでは、3つの明るいBLLacオブジェクト（AO\、0235+164、OJ287、PKS2155$-$304）の光学バンドとGeV$\gamma$線バンド間の相関フラックス変動の分析結果を報告します。これは、2008年8月8日から2018年8月8日までの期間をカバーする{\itFermi}ガンマ線宇宙望遠鏡からの約10年間のデータと同じ期間をカバーする光学データの分析に基づいています。すべての線源について、この作業で分析されたフレアの間に、光学および$\gamma$線束の変動が密接に相関していることがわかりました。1ゾーンレプトン放射モデルを使用したこれらの光源のさまざまなエポックの広帯域スペクトルエネルギー分布モデリングから、光UV放射がジェットからのシンクロトロン放射によって支配されていることがわかりました。低シンクロトロンピークソースAO\、0235+164およびOJ287での$\gamma$線放射は、外部コンプトン（EC）コンポーネントとよく適合していることがわかりますが、高シンクロトロンでの$\gamma$線放射はシンクロトロンピークソースPKS2155$-$304は、シンクロトロンセルフコンプトンコンポーネントによく適合します。さらに、AO0235+164（エポックAおよびB）の高フラックス状態中の$\gamma$線放出には、ダストトーラスとブロードライン領域の両方からのシード光子が必要であるのに対し、$\gamma$線放出には注意が必要です。OJ287およびAO\、0235+164のエポックCおよびDの間は、トーラスからの赤外線光子のEC散乱によってモデル化できます。
| Title |
Multimessenger_signal_from_phase_transition_of_neutron_star_to_quark_star |
| Authors |
Debojoti_Kuzur,_Ritam_Mallick,_Prasad_R_and_Shailendra_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00422 |
目的：中性子星からクォーク星への相転移とそれに対応する天体物理学的観測から生じる可能性のある信号のマルチメッセンジャーの性質を研究すること。方法：相転移プロセスは、星の中心での急激な圧力と密度の変化によって開始され、物質を制限しない衝撃を引き起こし、その後、弱いフロントが過剰をストレンジクォークに変換して絶対的な安定性を達成します。このプロセスの効果は、エネルギーがニュートリノ-反ニュートリノ消滅の形で星からどのように逃げるかを理解することによって調査されます。このような消滅プロセスでは、対応するエネルギー蓄積率が計算されます。エネルギー損失による構造変化は、星のミスアラインメント角度の進化や重力波によるその天体物理学的観測などで調査されてきました。結果：ニュートリノ-反ニュートリノ消滅のエネルギーと拍子は、短いガンマ線バーストで観測された等方性エネルギーと比較されます。ミスアラインメント角度は、星の傾斜軸をアラインメントするために進化します。これは、パルサーからの電波強度の突然の増加または減少につながる可能性があります。対応する重力波の放出は、連続的およびバーストの両方で、すべて相転移から来るマルチメッセンジャー信号につながります。
磁化された順方向および逆方向の衝撃からのGRB残光のエネルギー節約動的モデル
| Title |
An_energy-conserving_dynamical_model_of_GRB_afterglows_from_magnetized_forward_and_reverse_shocks |
| Authors |
Qiang_Chen_and_Xue-Wen_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00509 |
ガンマ線バースト（GRB）残光の動的モデルでは、衝撃を受けた領域の均一な仮定は、総エネルギー保存の問題を引き起こすこととして知られています。この研究では、磁化された噴出物に起因する衝撃を考慮し、Yanらのエネルギー節約流体力学モデルを拡張します。（2007）Zhang＆Kobayashi（2005）の磁化ジャンプ条件を適用してMHD限界まで。非保守的なモデルと比較して、ショックを受けた領域全体のローレンツ因子は、係数$\lesssim\sqrt{2}$だけ大きくなっています。順方向の衝撃を受けた領域の全圧は、逆方向の衝撃を受けた領域よりも高く、相対論的領域では、星間物質（ISM）の場合は約3倍であり、噴出物の磁化度は$\sigma<1$であり、約1倍です。風の場合は2.4。$\sigma\le1$の場合、非保守的なモデルは、ISMの場合は総エネルギーの$32-42$％を失い、風の場合は$25-38$％を失います。これは特に前方衝撃領域で発生し、衝撃を与えます。前方衝撃からのシンクロトロン放射は、予想よりも発光が少ない。エネルギー節約の問題が修正されると、前方衝撃からの遅い時間の光度曲線は、イジェクタの磁化とはほとんど無関係になります。ローレンツ因子の変化は、衝撃を受けた粒子数密度の変化によって補償されるため、逆衝撃領域はエネルギー節約の問題に悩まされることはありません。逆衝撃からの初期の光度曲線は、噴出物の磁化に敏感であるため、磁化度の重要なプローブです。
S-PLUSのデータリリース2：12個の光学フィルターで$ \ sim $ 1000平方度をカバーする正確なテンプレートフィッティングベースの測光
| Title |
Data_Release_2_of_S-PLUS:_accurate_template-fitting_based_photometry_covering_$\sim$1000_square_degrees_in_12_optical_filters |
| Authors |
F._Almeida-Fernandes,_L._Sampedro,_F._R._Herpich,_A._Molino,_C._E._Barbosa,_M._L._Buzzo,_R._A._Overzier,_E._V._R._de_Lima,_L._M._I._Nakazono,_G._B._Oliveira_Schwarz,_H._D._Perottoni,_G._F._Bolutavicius,_L._A._Guti\'errez-Soto,_T._Santos-Silva,_A._Z._Vitorelli,_A._Werle,_D._D._Whitten,_M._V._Costa_Duarte,_C._R._Bom,_P._Coelho,_L._Sodr\'e_Jr.,_V._M._Placco,_G._S._M._Teixeira,_J._Alonso-Garc\'ia,_T._C._Beers,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell,_C._Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00020 |
南部測光ローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）は、12バンド測光システムの南の空での$\sim$9300deg$^2$の継続的なサーベイです。このペーパーでは、950度$^2$の領域をカバーする514個のタイルで構成されるS-PLUSの2番目のデータリリース（DR2）を紹介します。データは、新世代の広視野マルチフィルター調査に適した新しい測光キャリブレーション手法を使用して完全にキャリブレーションされています。この手法は、合成恒星テンプレートを他の調査からのすでに較正されたデータに適合させるための$\chi^2$最小化で構成され、標準星の必要性を排除し、調査期間を$\sim$15\％短縮します。テンプレートで予測された計器の大きさとS-PLUSの計器の大きさを比較して、測光ゼロ点（ZP）を導き出します。これらのZPは、恒星のテンプレートを12個のS-PLUSマグニチュードに適合させることでさらに洗練できることを示しています。これにより、狭帯域情報を追加することでモデルをより適切に制約できます。STRIPE82領域を使用して、ZPエラーを推定します。ZPエラーは、フィルターJ0410、J0430、$g$、J0515、$r$、J0660、$i$、J0861、および$z$の$\lesssim10$mmagsです。フィルタJ0378の$\lesssim15$mmags;フィルター$u$とJ0395の$\lesssim25$mmags。観測から最終カタログまでのS-PLUS/DR2の完全なデータフローについて説明し、データの簡単な特性を示します。最小の信号対雑音しきい値が3の場合、DR2の測光深度はフィルターに応じて19.9等から21.3等（ペトロシアン開口で測定）の範囲であることを示します。S-PLUSDR2には、次のWebサイトからアクセスできます：https：//splus.cloud}{https：//splus.cloud。
グレートオブザバトリー：パンクロマティック天体物理学の過去と未来
| Title |
Great_Observatories:_The_Past_and_Future_of_Panchromatic_Astrophysics |
| Authors |
L._Armus,_S._T._Megeath,_L._Corrales,_M._Marengo,_A._Kirkpatrick,_J._D._Smith,_M._Meyer,_S._Gezari,_R._P._Kraft,_S._McCandliss,_S._Tuttle,_M._Elvis,_M._Bentz,_B._Binder,_F._Civano,_D._Dragomir,_C._Espaillat,_S._Finkelstein,_D._B._Fox,_M._Greenhouse,_E._Hamden,_J._Kauffmann,_G._Khullar,_J._Lazio,_J._Lee,_C._Lillie,_P._Lightsey,_R._Mushotzky,_C._Scarlata,_P._Scowen,_G._R._Tremblay,_Q._D._Wang,_S._Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00023 |
NASAのグレートオブザバトリーは、宇宙からの電磁スペクトルを開放し、地上からはアクセスできない波長への持続的なアクセスを提供しています。ハッブル、コンプトン、チャンドラ、スピッツァーは協力して、科学界に、幅広い科学的問題を攻撃し、急速に変化する科学的展望に対応するための機敏で強力な望遠鏡のスイートを提供しました。既存のグレートオブザバトリーが古くなるか、廃止されると、これらの波長へのコミュニティのアクセスが減少し、それに伴って科学的能力が失われます。NASACosmicOrigins、PhysicsoftheCosmosandExoplanetExplorationProgramAnalysisGroups（PAGs）から委託されたこのレポートは、グレートオブザバトリーの時代の宇宙からの多波長観測の重要性を分析し、幅広い例を提供します。天体物理学的調査。
世界的大流行の間の科学的言説の維持：ESOの最初の電子会議＃H02020
| Title |
Maintaining_scientific_discourse_during_a_global_pandemic:_ESO's_first_e-conference_#H02020 |
| Authors |
Richard_I._Anderson,_Sherry_H._Suyu,_Antoine_M\'erand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00089 |
2020年6月22日から26日まで、ドイツのガルヒングにあるESO本社内で、ESOの最初のライブ電子会議＃H02020を開催しました。毎日、世界中の200人から320人の研究者が、宇宙の膨張率H0の正確な決定の間の不一致の性質と影響について議論するために参加しました。当初は対面会議として計画されていましたが、SARS-CoV-2（COVID-19）の大流行にもかかわらず、強力な科学的言説を維持するために仮想ドメインに移動しました。ここでは、会議の設定、会議の前後に収集された参加者のフィードバック、およびこの予期しない演習から学んだ教訓について説明します。電子会議は将来ますます一般的になるので、気候にやさしいことに加えて、電子会議がどのように科学的交換をより効果的かつ包括的にすることができるかについての私たちの見解を提供します。
火星探査機の故障に関する研究
火星に近づくという長期的な夢は、赤い惑星の認識を理解するだけでなく、探査のために多くの宇宙船の試みを必要とします。ミッションを開始する前に、宇宙探査機は重要な地上試験と効果的な準備を受けます。プローブは注意深くテストおよび検証されましたが、多くの場合、ミッション達成の最終状態の前に一時的または永続的な挫折を経験し、ミッションの失敗につながります。プローブの誤動作や故障に関する問題を解明するために、1960年から2020年の間に打ち上げられた火星プローブの故障について調査を行いました。プローブの特性を調べて、さまざまな故障モードとミッションへの影響を判断しました。過去のプローブからの私たちの研究の結果は、効果的な統合とテスト、宇宙プローブのスターリング製造と検証、適切なソフトウェア設計、実行可能な回復オプション、およびコンピューターと通信システムをプローブするための新しいガイダンスを示しました。
FPGAに実装された遅延線ベースのランプ比較ADCを備えた低コストの高速フーリエ変換分光計の観測デモンストレーション
| Title |
Observational_demonstration_of_a_low-cost_fast_Fourier_transform_spectrometer_with_a_delay-line-based_ramp-compare_ADC_implemented_on_FPGA |
| Authors |
Atsushi_Nishimura,_Takeru_Matsumoto,_Teppei_Yonetsu,_Yuka_Nakao,_Shinji_Fujita,_Hiroyuki_Maezawa,_Toshikazu_Onishi_and_Hideo_Ogawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00252 |
この研究では、新しいタイプのフーリエ変換ラジオスペクトロメータ（オールデジタルラジオスペクトロメータ;ADRSと呼ばれる）が開発され、サンプラーとフーリエコンピューティングユニットを含むラジオスペクトロメーターを含むすべての機能がソフトコアとして実装されました。フィールドプログラマブルゲートアレイ（FPGA）。完全デジタルADCの1つである遅延線ベースのランプ比較アナログ-デジタルコンバーター（ADC）が使用され、ADCの2つの主要な要素であるアナログ-時間コンバーター（ATC）と時間--デジタルコンバータ（TDC）は、FPGAに実装されました。ADRS$f$のサンプリングレートと量子化ビットレート$n$は、$\tau=\frac{1}{2^{n}f}$の関係によって制限されます。ここで、$\tau$はレイテンシーです。遅延線の遅延要素の。FPGAに実装された遅延要素の一般的なレイテンシが$\sim10$psであることを考えると、電波天文学の要件を満たす低量子化ビットレートの採用により、最大$\sim$100GSaの高サンプリングレートの実現が容易になります。/s。さらに、提案された\ADRSはディスクリートADCを必要とせず、大量生産された評価ボードに実装できるため、その製造コストは従来の分光計よりもはるかに低くなります。ADRSプロトタイプは、PYNQ-Z1評価ボードを使用して$f$=600MSa/sおよび$n$=6.6の値で作成され、$\tau$は16.7psでした。試作機の直線性や安定性などの性能を測定し、大阪府立大学1.85mmm-submm望遠鏡を用いて試験観測を行いました。これにより、本物の電波観測におけるプロトタイプの潜在的なアプリケーションが確認されました。従来の無線分光計よりも10倍優れたコストパフォーマンス（$\sim$800USDGHz$^{-1}$）を備えたプロトタイプは、最新の受信機システムで$\sim100$GHzの中間周波数（IF）帯域幅の費用効果の高いカバレッジを促進します。。
山の設計と開発アブかすかな物体分光器とカメラ-PRL1.2m Mt.のパスファインダー（MFOSC-P）アブ望遠鏡
| Title |
Design_and_Development_of_Mt._Abu_Faint_Object_Spectrograph_and_Camera_--_Pathfinder_(MFOSC-P)_for_PRL_1.2m_Mt._Abu_Telescope |
| Authors |
Mudit_K._Srivastava,_Vipin_Kumar,_Vaibhav_Dixit,_Ankita_Patel,_Mohanlal_Jangra,_A._S._Rajpurohit,_and_S._N._Mathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00314 |
山アブかすかな物体分光器とカメラ-パスファインダー（MFOSC-P）は、山のグルシカルにある物理研究所（PRL）1.2m望遠鏡用に開発されたイメージャー分光器です。アブ、インド。MFOSC-Pは、フォーカルレデューサーの概念に基づいており、ベッセルのB、V、R、Iおよび狭帯域H-$\alpha$フィルターで限定されたイメージング（1秒あたり3.3ピクセルのサンプリング）を提供します。この機器は、4500〜8500$\AA$のスペクトル範囲をカバーする、3つの平面反射格子を使用し、中心波長の周りに500、1000、および2000の3つの異なる解像度を備えています。MFOSC-Pは、山に登場するPRLの2.5m望遠鏡に搭載された次世代機器のパスファインダー機器として考案されました。アブ。この機器は2015年から2019年に開発され、2019年2月にPRL1.2m望遠鏡での試運転に成功しました。設計された性能は、実験室の特性テストと空での試運転観測によって検証されています。それ以来、さまざまなオブジェクトをカバーするさまざまな科学プログラムがMFOSC-Pで実行されています。たとえば、M矮星の分光法、新星の$\＆$共生システム、星形成領域でのH-$\alpha$放出の検出などです。MFOSC-Pは、FOSC（FaintObjectSpectrographandCamera）タイプの機器をより短い開発期間で開発するための斬新な設計と費用効果の高い方法を提供します。ここで紹介する設計と開発の方法論は、小口径望遠鏡コミュニティがそのような用途の広い機器を開発するのを支援し、それによってそのような天文台の科学プログラムを多様化するのに最も適しています。
| Title |
The_Radar_Echo_Telescope_for_Cosmic_Rays:_Pathfinder_Experiment_for_a_Next-Generation_Neutrino_Observatory |
| Authors |
S._Prohira,_K.D._de_Vries,_P._Allison,_J._Beatty,_D._Besson,_A._Connolly,_P._Dasgupta,_C._Deaconu,_S._De_Kockere,_D._Frikken,_C._Hast,_E._Huesca_Santiago,_C.-Y._Kuo,_U.A._Latif,_V._Lukic,_T._Meures,_K._Mulrey,_J._Nam,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_J.P._Ralston,_C._Sbrocco,_R.S._Stanley,_J._Torres,_S._Toscano,_D._Van_den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_and_S._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00459 |
宇宙線用レーダーエコー望遠鏡（RET-CR）は、本格的な次世代実験の目標に向けて、氷内レーダーを介して宇宙線によって開始された空気シャワーの氷河カスケードを検出するように設計された最近開始された実験です。極地の氷の中の超高エネルギーニュートリノを検出します。一次エネルギーが10PeVを超える宇宙線の場合、エアシャワーのエネルギーの約10％が、半径約10cmに集中した高地の氷床（$\gtrsim$2km）の表面に到達します。この浸透性シャワーコアは、前の空気中カスケードよりも何桁も密度の高い氷内カスケードを作成します。この高密度カスケードは、レーダーエコー技術を介して検出できます。レーダーエコー技術では、送信された無線がカスケードの結果として残されたイオン化堆積物から反射されます。RET-CRは、宇宙線で開始されたエアシャワーの氷内カスケードをテストビームとして使用して、レーダーエコー法を実際にテストします。CORSIKA、GEANT4、およびRadioScatterを使用した3つの部分のシミュレーションに基づいて、予測されるイベント率と感度を示します。RET-CRは、1日あたり$\sim$1のレーダーエコーイベントを想定しています。
SARAS CD / EoR放射計：デジタル相関分光計の設計と性能
| Title |
SARAS_CD/EoR_Radiometer:_Design_and_performance_of_the_Digital_Correlation_Spectrometer |
| Authors |
B._S._Girish,_K._S._Srivani,_Ravi_Subrahmanyan,_N._Udaya_Shankar,_Saurabh_Singh,_T._Jishnu_Nambissan,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_R._Somashekar_and_A._Raghunathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00582 |
現在受け入れられている宇宙バリオン進化のモデルでは、宇宙の夜明けと再電離の時代は、最初の発光物体からの最初の光が現れ、変換され、続いて原始ガスをイオン化した重要な時期です。これらの宇宙時間から40〜200MHzの周波数範囲に赤方偏移した、中性水素の21cmの超微細遷移は、CD/EoRの物理学の重要なプローブとして認識されています。グローバルな21cmの信号は、数十から数百mKのスペクトル歪みであると予測されます。これは、微量の添加剤成分として宇宙無線のバックグラウンドに存在すると予想されます。SARAS（バックグラウンド電波スペクトルの整形アンテナ測定）は、CD/EoRからの弱い21cm信号を検出するように設計されたスペクトル放射計の目的です。放射計の重要なサブシステムであるデジタル相関分光計は、pSPECと呼ばれる高速デジタル信号処理プラットフォームを中心に開発されています。pSPECは、2つのクアッド10ビットアナログ-デジタルコンバーターとVirtex6フィールドプログラマブルゲートアレイを中心に構築されており、複数のギガビットイーサネットと4.5Gbps光ファイバーインターフェイスを備えています。ここでは、デジタル分光計、pSPECボードのシステム設計、および約61kHzの高スペクトル分解能、CD/EoR帯域全体をカバーする高ダイナミックレンジ相関分光計を実装するためのpSPECの適応について説明します。SARAS放射計は、地上の無線周波数干渉が最小限に抑えられる遠隔地に配置する必要があるため、分光計はコンパクトで持ち運び可能で、内部バッテリーで動作するように設計されています。この論文には、高周波干渉に対する分光計の感受性とCD/EoRからの信号を検出する能力の評価が含まれています。
無衝突磁気リコネクション率に及ぼす熱圧力の影響
無衝突磁気リコネクション率のモデリングは、基本的なプラズマ物理学の研究における未解決の課題です。オーダー$\mathcal{O}（0.1）$の一見普遍的なレートは、低$\beta$レジームで報告されることがよくありますが、再接続レートがより高いプラズマ$\beta$でどのようにスケーリングするかは明らかではありません。圧力テンソルの複雑さのために、利用可能な再接続率モデルは、熱圧力がほぼ無視できる低プラズマ-$\beta$レジームに制限されています。ただし、$\beta\gtrsim\mathcal{O}（1）$の場合、熱圧力効果が重要になります。第一原理運動シミュレーションを使用して、$\beta$が大きくなるにつれて再接続速度と流出速度の両方が低下することを示します。拡散領域周辺の力のバランスにおける自己生成圧力異方性と圧力勾配を考慮に入れるために、単純な分析フレームワークが導出され、さまざまな$\beta$を使用したこれらのシミュレーションにおける主要な量と再接続率のさまざまな傾向が説明されます。正規化された再接続率の予測スケーリングは、$\beta$の上限で$\simeq\mathcal{O}（0.1/\sqrt{\beta_{i0}}）$です。ここで、$\beta_{i0}$は流入プラズマのイオン$\beta$。
おうし座T星RYタウの変調降着-安定したMHDプロペラまたは0.2AUの惑星？
| Title |
Modulated_accretion_in_T_Tauri_star_RY_Tau_--_stable_MHD_propeller_or_a_planet_at_0.2_AU? |
| Authors |
P.P._Petrov_(1),_M.M._Romanova_(2),_K.N._Grankin_(1),_S.A._Artemenko_(1),_E.V._Babina_(1),_S.Yu._Gorda_(3)_((1)_Crimean_Astrophysical_Observatory,_Republic_of_Crimea,_Russia,_(2)_Cornell_University,_Ithaca,_NY,_USA,_(3)_Ural_Federal_University,_Ekaterinburg,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00433 |
惑星は、質量降着がまだ続いている恒星進化の初期段階で形成されると考えられています。RYタウは数マーのTタウリ型星で、降着円盤が高い傾斜で見られるため、視線が風と降着ガスの流れの両方を横切っています。2013年から2020年にかけての星の分光学的モニタリングの長いシリーズで、約22日間の視線速度の落下（降着）と流出（風）でH-alphaとNaIDの吸収の変化を検出しました。流入ガス流と流出ガス流の吸収は逆相で変化します。流入量の増加は流出量の減少を伴い、逆もまた同様です。これらのフリップフロップの振動は、数年間の観測にわたって位相を保持します。これは、プロペラモードのディスク-磁気圏境界でのMHDプロセスに起因する可能性があることをお勧めします。別の可能性は、巨大な惑星がディスク内のいくつかのプロセスを変調し、観測された効果を提供することです。ケプラーの場合、周期は0.2AUの距離に対応します。これは、この星の昇華半径に近い距離です。推定上の惑星の存在は、視線速度測定によって確認できます。惑星の質量が2Mjを超える場合、予想される振幅は90m/sを超えます。
回転する中性子星の回転潮汐愛数間の隠れた対称性
コンパクトなオブジェクトの角運動量と外部の潮汐場との結合により、「回転」潮汐ラブ数が発生します。これは、回転する自己重力体の潮汐変形性に影響を与え、高ポストでのバイナリインスピレーションの重力波形に入ります。-ニュートン順序。別々のセクターに属する摂動に関連付けられている反対のパリティを持つ回転潮汐愛数の間の驚くべき「隠された」対称性の数値的証拠を提供します。連星系の潮汐相互作用のラグランジュ記述に基づいてその存在が示唆されていたこの対称性は、星の状態方程式とは無関係に成り立ちます。
Nouvelle theorie des taches du Soleil、E。Pezenas（1692-1776）による。原稿の完全に注釈が付けられた版
| Title |
Nouvelle_theorie_des_taches_du_Soleil,_by_E._Pezenas_(1692-1776)._A_fully_annoted_edition_of_a_manuscript |
| Authors |
Esprit_Pezenas_(author),_Guy_Boistel_(editor_and_annotator) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00002 |
原稿NewTheoryofSunspotsは、2002年にフランスのさまざまな基金で彼に関する論文を体系的に検索した際に、マルセイユエスプリペゼナス（1692-1776）のイエズス会の天文学者および水文学者に特定されたものとされています。原稿の大部分は未発表で、黒点の新しい理論は、天文学者であり、マルセイユのイエズス会水路学の教授であるエスプリ・ペゼナス神父（1692-1776）によって書かれました。テキストは1766年から1772年の間に作曲され、改訂されました。この原稿では、その作曲の条件を研究します。P。Pezenasは、最後の幾何学的手法の1つである関連するグラフィカルな手法を示し、太陽黒点の3つの観測を使用して、指定された時間に、観測期間中の太陽に対する地球の動きを考慮に入れて、日食で推定される太陽の赤道。このテキストには、前述の観測の幾何学的処理方法と、子午線でのエッジと太陽黒点の通過、対物レンズマイクロメートルとワイヤーマイクロメートルの使用の適用を追跡および理解できるすべてのデジタル要素が含まれています。ペズナ神父は彼の計算を迂回して、太陽がその軸を中心に回転するまでの期間を約26日9時間と発表し、ル・モニエの天の歴史に発表されたいくつかの観測データについてコメントし、修正します。
ブラックホールを回転させるためのチャーン・サイモンキャップ
| Title |
The_Chern-Simons_Caps_for_Rotating_Black_Holes |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Gregory_Gabadadze,_Leah_Jenks,_and_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00019 |
動的なチャーン・サイモン重力を効果的な場の量子論として研究し、理論が有効であるそのパラメーター空間の広い範囲について議論します。その妥当性の範囲内で、ゆっくりと回転するブラックホールが重力力学チャーンサイモン項のために新しい幾何学的構造を獲得することを示します。特に、回転するブラックホールの解は、標準のボイヤー-リンドクイスト座標の北極と南極から発する2つのキャップのようなドメインを備えています。ドメインは、ブラックホールのサイズの約数パーセントの距離まで伸びています。キャップのようなドメインには異常な状態方程式があり、キャップ内の非標準のダイナミクスを示しています。特に、これらの領域では測地線の焦点条件に違反しています。これは、ホーキング-ペンローズ特異点定理をチャーン-サイモンキャップ内に配置された仮想プローブ物質に直接適用できないことを意味します。
XENONの共同研究では、最近、低エネルギー領域で約$3.3\sigma$の有意性を持つ過剰な電子反跳イベントが報告されました。熱暗黒物質の観点からこの過剰を説明するのは難しいようです。拡散超新星ニュートリノ背景による散乱の結果として、天の川ハローの暗黒物質がブーストされるシナリオを提案します。この相互作用は暗黒物質を半相対論的速度に加速することができ、このフラックスは次に、検出器内の電子と散乱することができ、それによってデータへのより良い適合を提供します。暗黒物質の質量と相互作用断面積のパラメータ空間で、過剰を満たす領域を特定します。さらに、データのみの仮説を考慮して、暗黒物質の散乱断面積にも限界を課します。これは、他の実験の限界と競合します。
Systems Alliance Planetary Survey Catalogからの惑星の特性、ダイナミクス、および気候の予備分析
| Title |
Preliminary_Analysis_of_Planetary_Characteristics,_Dynamics,_and_Climates_from_the_Systems_Alliance_Planetary_Survey_Catalogue |
| Authors |
Alysa_Obertas_and_Adiv_Paradise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00175 |
カロンリレーの発見とそれに続くファーストコンタクト戦争からわずか数十年後、プロテアのマスリレーによってリンクされた惑星の人口については比較的ほとんど知られていません。これらのシステムの性質と、それらが私たちの銀河の惑星系のより広い人口とどのように異なるかを理解することは、より広い銀河全体での継続的な人間の居住と、プロテア文明の理解の両方にとって重要です。惑星系の選択を動機付けた要因は何ですか？これらのシステムを特徴づけることで、私たちはプロテアの社会と文化を覗き込み、銀河全体にそれらのシステムを拡大させた好みについて推論することができます。この研究では、システムアライアンス惑星調査で記録されたシステムの広範な分析を行い、それらの動的安定性、軌道特性、および人が住む世界の気候を調べます。アライアンスのデータは、惑星系のダイナミクスの現代的な理解と、地球のような気候のダイナミクスの理解の両方と矛盾していることがわかりました。これは、一部はアライアンスによるセキュリティ関連のデータの難読化によるものであり、一部はプロテア人の本当の好みによるものであることをお勧めします。
無衝突衝撃におけるExB波動力学によるMeVへのイオン加速
| Title |
Ion_acceleration_to_MeV_by_the_ExB_wave_mechanism_in_collisionless_shocks |
| Authors |
Krzysztof_Stasiewicz_and_Bengt_Eliasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00515 |
静電波のExBメカニズムにより、磁場に垂直な方向にイオンをMeVエネルギー範囲まで加速できることが示されています。加速は、ジャイロ周期のごく一部である持続時間の離散ステップで発生し、準垂直衝撃では10keV、準平行衝撃では100〜1000keVのイオンエネルギーの観測を説明できます。任意の構成の衝撃で加速されるイオンの最大エネルギーの一般式が提供されます。加速に関与する波は、3つのクロスフィールド電流駆動不安定性に関連しています。ショックとショックレットの密度勾配によって引き起こされる低ハイブリッドドリフト（LHD）不安定性と、それに続く修正2ストリーム（MTS）および電子サイクロトロンドリフトです。（ECD）不安定性。強いLHD波電場における電子のExBドリフトによって引き起こされます。ExB波動メカニズムは、重イオンを原子質量数に比例するエネルギーに加速します。これは、バウショックの上流での衛星観測や超新星残骸のポストショックの観測と一致しています。
コンパクトなバイナリ合体、GW190425、ストレンジクォーク星ですか？
| Title |
Is_the_compact_binary_coalescence,_GW190425,_a_strange_quark_star? |
| Authors |
J._Sedaghat,_S._M._Zebarjad,_G._H._Bordbar,_and_B._Eslam_Panah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00544 |
いくつかの実験で結合定数を実行している量子色力学（QCD）の有限IR動作を考慮して、IR領域で有限値の実行結合を示すさまざまなモデルを調査する予定です。解析理論とバックグラウンド摂動理論を使用して、適切なEoSの必要条件を満たすストレンジクォーク物質の状態方程式（EoS）を取得します。次に、ストレンジクォーク星の一般相対性理論の性質を評価します。最大重力質量の結果は、コンパクトなバイナリマージGW190425の最近のLIGOデータに匹敵します。
時間依存の背景におけるキラル重力効果
カイラル重力効果と呼ばれるカイラル磁気効果の重力の対応物も、宇宙論の設定で興味深い可能性があります。この研究では、重力波の有効作用を定式化することにより、時間依存のキラル非対称フェルミオンバックグラウンドと拡大する時空におけるこの効果を調査します。また、異常方程式を分析して、重力波から熱キラルプラズマへの逆反応がどのように発生するかを確認します。バリオン数生成のいくつかのシナリオで誘発される可能性のあるキラル化学ポテンシャルの自明でない時間依存性が、キラル重力効果の重要な要素であることがわかります。効果の「記憶」は、プラズマ内を伝播する高周波重力波に刻印されていることがわかります。宇宙論的意味と重力波観測への潜在的な影響について簡単に説明します。
Clapeyron方程式の統合による高密度多成分プラズマの状態図の直接評価
| Title |
Direct_Evaluation_of_the_Phase_Diagrams_of_Dense_Multicomponent_Plasmas_by_Integration_of_the_Clapeyron_Equations |
| Authors |
Simon_Blouin_and_Jerome_Daligault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00599 |
白色矮星のコアや中性子星の地殻に見られるような高密度の恒星プラズマのモデリングには、多成分プラズマの正確な状態図が必要です。これらの状態図は、物理的および計算上の制限に悩まされているさまざまな標準的な手法を使用して計算されています。ここでは、以前に使用されたアプローチの欠点を克服する効率的で正確な方法を提示します。特に、各フェーズは個別に計算されるため、有限サイズの影響は回避されます。プラズマ電子と体積変化が明示的に考慮されます。シミュレーションデータへの任意の分析的適合が回避されます。さらに、興味のない状態条件、つまり相共存曲線から離れた状態でのシミュレーションは必要ありません。これにより、手法の効率が向上します。この方法は、いわゆるギブズ・デュエム積分アプローチを電子イオンプラズマに適応させることで構成されており、共存曲線は、基礎となるクラペイロン方程式の直接数値積分によって決定されます。共存する相の熱力学特性は、等圧セミグランド正準集団でモンテカルロシミュレーションを使用して個別に評価されます。このモンテカルロベースのクラペイロン積分法について、その基本原理、電子イオンプラズマへの拡張、および数値実装を含めて説明します。白色矮星コアに関連する条件下での高密度C/Oプラズマの融解曲線の計算により、その適用性と利点を説明し、白色矮星モデルにこの新しい融解曲線を実装するための分析的適合を提供します。この研究は高密度二成分プラズマの液固相境界に焦点を当てていますが、これまで中性の単純なモデルシステムにのみ適用されていたクラペイロン積分法の範囲内には、より広い範囲の物理システムと相境界があります。粒子。
エキピロティック収縮相を得るために使用されるような、負のポテンシャルエネルギーを持つスカラー場を使用して得られた宇宙論を検討します。距離予想によって決定される状態の塔にバインドされた共変エントロピーを適用すると、ポテンシャル$|V^{\prime}|の相対的な傾きがわかります。/|V|$は、プランク単位の1次の定数によって下から制限されます。これは、遅いエキピロティック収縮を得るための要件と一致しています。また、負のポテンシャルの極小値に近いポテンシャルの洗練された条件を導き出します。
