宇宙論における大規模ニュートリノの一般化されたボルツマン階層
ボルツマンソルバーは、線形領域での宇宙論的観測量の計算のための重要なツールです。それらは、ボルツマン方程式を解き、続いて運動量空間で積分して、目的の流体特性に到達することを含みます。これは面倒で計算コストのかかる手順です。この作業では、宇宙ニュートリノのいわゆる一般化ボルツマン階層（GBH）を紹介します。これは、通常のボルツマン階層のより単純な代替手段であり、運動量依存性が統合されて、常微分方程式の2パラメーター無限セットが残ります。。多重極の通常の展開に加えて、分布関数のより高速の重み積分の展開もあります。GBHが、ニュートリノのフリーストリーミングスケールと比較して、大規模および中規模の両方で、パーミルレベルの精度で密度コントラストニュートリノ伝達関数を生成することを示します。さらに、地平線交差後に粘性流体近似への切り替えを導入することにより、GBHがデフォルトの精度設定で標準のCLASSアプローチと同じ精度をすべてのスケールで達成できることを示します。GBHは、線形理論の宇宙論的観測量の計算にニュートリノ異方性を含めるための強力なツールであり、積分は標準的な方法よりも単純で、潜在的に高速です。
クラスターの緊張を解消しますか？
Planckによる宇宙マイクロ波背景放射（CMB）変動の精巧な測定により、$\Lambda$-コールドダークマター（$\Lambda$CDM）モデルの赤方偏移$\sim1100$での物質変動の振幅を厳密に制限できます。この振幅は現在のエポックに外挿することができ、$\sigma_8$パラメーターの値に制約が生じます。一方、プランクによって検出されたスニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）クラスターの存在量は、静水圧平衡推定値を使用して推定された質量であり、同じパラメーターの値が大幅に低くなります。この不一致は、文献では「$\sigma_8$張力」と呼ばれることが多く、新しい物理学の可能性のある兆候と見なされることもあります。ここでは、$\Lambda$CDMの現在のエポックでの$\sigma_8$の直接決定を調べ、それによって、低赤方偏移での宇宙論データ、つまり、分析からの$f\sigma_8$の測定値を使用したクラスター質量キャリブレーションを調べます。完了したスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）：$\Lambda$CDMフレームワーク内で赤方偏移空間歪み測定をPlanckCMB制約、X線、およびSZクラスターカウントと組み合わせますが、現在の物質変動の振幅は独立したままにしますパラメータ（つまり、高赤方偏移CMB制約からの外挿は行われません）。したがって、X線およびSZ質量のキャリブレーションは、分析全体を通して自由パラメーターとして残されます。私たちの研究は、CMBとクラスターデータのみの完全な組み合わせから得られた結果と完全に一致する値で、前述のキャリブレーションに厳しい制約をもたらします。このような合意は、CMBベースの$\sigma_8$の推定値と$f\sigma_8$の低赤方偏移からの制約の間に、$\Lambda$CDMモデルに緊張がないことを示唆していますが、クラスター質量の標準キャリブレーションによる緊張を示しています。
SPT-SZ銀河団、Ia型超新星、および宇宙クロノメーターを使用した宇宙の距離二重性関係のテスト
| Title |
A_test_of_cosmic_distance_duality_relation_using_SPT-SZ_galaxy_clusters,_Type_Ia_supernovae,_and_cosmic_chronometers |
| Authors |
Kamal_Bora,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00974 |
XMM-NewtonからのX線測定とともに、58個のSPT-SZクラスターのサンプルを使用して、宇宙の距離の二重性関係のテストを実行します。このテストを実行するには、クラスターの赤方偏移での光度距離（$D_L$）の推定値が必要です。この目的のために、3つの独立した方法を使用します。Union2.1サンプルの最も近いタイプIa超新星からの$D_L$を直接使用する、同じUnion2.1サンプルを使用する$D_L$のノンパラメトリック再構成、そして最後に$H（z）$を使用する宇宙クロノメーターからの測定とガウス過程回帰を使用した$D_L$の再構築。4つの異なる関数を使用して、CDDRからの逸脱を特徴付けます。これらの（$4\times3$）分析のすべての結果は、$1〜3\sigma$以内のCDDRと一致しています。
タキオン対クインテッセンスの暗黒エネルギー：線形摂動とCMBデータ
| Title |
Tachyonic_vs_Quintessence_dark_energy:_linear_perturbations_and_CMB_data |
| Authors |
Manvendra_Pratap_Rajvanshi,_Avinash_Singh,_H.K._Jassal_and_J.S._Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00982 |
線形摂動理論を使用して、動的暗黒エネルギーモデルの摂動を研究します。真髄とタキオンの暗黒エネルギーモデルを同一の背景進化と比較します。特に$（1+w）\ll1$のモデルの場合、線形領域で2つのモデルを区別するのが非常に難しいことを簡単に確認できる形式で、さまざまなモデルに対応する方程式を記述します。宇宙マイクロ波背景放射データと2つのモデルのパラメトリック表現を使用して、既存の観測と同じ背景進化では区別できないことを示します。さらに、プランクデータを使用してタキオンモデルを制約します。指数および逆二乗ポテンシャルに対してこの分析を行うと、ポテンシャルの固有パラメーターが非常に弱く制約されたままであることがわかります。特に、これは低赤方偏移の観測によって許可された体制に当てはまります。
CMBフォアグラウンド分析のための偏光ダストスペクトルインデックス変動の制限
| Title |
Limits_on_Polarized_Dust_Spectral_Index_Variations_for_CMB_Foreground_Analysis |
| Authors |
Keisuke_Osumi,_Janet_L._Weiland,_Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01072 |
Planck偏光データを使用して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測のために、特にそのスペクトルインデックス$\beta_d$で、偏光ダスト前景の空間変動を検索して制約します。このような変動を考慮しないと、前景のクリーニングでエラーが発生し、クリーンアップされたCMBマップからの宇宙パラメータの回復に関するエラーに伝播します。$\beta_d$の変動を制約したプランクデータの事前研究が、ノイズモデリング、残差分類学、および事前確率の課題に起因するものであるかどうかは不明です。$\beta_d$とその変動に対する制約を明確にするために、銀河緯度の高い空の$\approx60\％$で$>3.7^{\circ}$スケールの偏光ダスト前景の2ピクセル空間分析を使用します。空の$\約20\％$の3つの領域で$\beta_d$を測定するテンプレートフィッティング方法では、以前のプランクの決定と一致して、均一な$\beta_d=1.55$からの有意な偏差は見つかりません。ピクセルごとのダストおよびCMBモデルへの多周波数適合に基づくこれらの領域での追加の分析は、$\sigma_{\beta_d}$、$\beta_d$のガウス空間変動に制限を課します。最高緯度では、データは$\sigma_{\beta_d}$を最大$0.45$、中緯度で$0.30$、低緯度で$0.15$をサポートします。また、現在のPlanck制約、$\beta_d$マップ、およびノイズシミュレーションを解釈する際には注意が必要であることも示しています。高緯度での残留系統学と低ダスト信号対雑音比のため、進行中および将来のミッションの予測には、現在の偏光データに基づいて、この論文で推定される$\sigma_{\beta_d}$の大きな値の可能性を含める必要があります。
機械学習を使用したコールドダークマター偏差と$ H_ {0} $張力問題へのアプローチ
| Title |
An_approach_to_cold_dark_matter_deviation_and_the_$H_{0}$_tension_problem_by_using_machine_learning |
| Authors |
Emilio_Elizalde,_Janusz_Gluza,_Martiros_Khurshudyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01077 |
この作品では、2つの異なるモデルがあります。1つは宇宙定数$\Lambda$、バリオンと暗黒物質（$\omega_{dm}\neq0$）、もう1つは$X$暗黒エネルギー（$\omega_{de}\neq-1$）、およびバリオン物質と暗黒物質（$\omega_{dm}\neq0$を使用）が調査され、比較されます。ベイジアン機械学習分析を使用して、3つのレッドシフト範囲（$z\in[0,2]$、$z\in[0,2.5]$、および$z\in[それぞれ0,5]$。最初の2つのレッドシフト範囲については、拡張率$H（z）$の高品質の観測値がすでに存在し、それらはフィッティング結果の検証に使用されます。さらに、拡張範囲$z\in[0,5]$は、モデルパラメータの予測を提供し、信頼性の高い高レッドシフト$H（z）$データが利用可能になったときに検証されます。この学習手順は、各モデルのバックグラウンドダイナミクスから生成された膨張率データに基づいており、宇宙論的スケールで、すべてのコールドダークマターパラダイム$\omega_{dm}\neq0$からの逸脱があることを示しています。3つの赤方偏移範囲。結果は、このアプローチが$H_{0}$張力問題の解決策として適格である可能性があることを示しています。確かに、それは、相互作用する暗黒エネルギーを持つ宇宙論的モデルにおいて、この問題がどのように効果的に解決される（または少なくとも軽減される）ことができるかを示唆しています。
| Title |
The_XFaster_Power_Spectrum_and_Likelihood_Estimator_for_the_Analysis_of_Cosmic_Microwave_Background_Maps |
| Authors |
A._E._Gambrel,_A._S._Rahlin,_X._Song,_C._R._Contaldi,_P._A._R._Ade,_M._Amiri,_S._J._Benton,_A._S._Bergman,_R._Bihary,_J._J._Bock,_J._R._Bond,_J._A._Bonetti,_S._A._Bryan,_H._C._Chiang,_A._J._Duivenvoorden,_H._K._Eriksen,_M._Farhang,_J._P._Filippini,_A._A._Fraisse,_K._Freese,_M._Galloway,_N._N._Gandilo,_R._Gualtieri,_J._E._Gudmundsson,_M._Halpern,_J._Hartley,_M._Hasselfield,_G._Hilton,_W._Holmes,_V._V._Hristov,_Z._Huang,_K._D._Irwin,_W._C._Jones,_A._Karakci,_C._L._Kuo,_Z._D._Kermish,_J._S.-Y._Leung,_S._Li,_D._S._Y._Mak,_P._V._Mason,_K._Megerian,_L._Moncelsi,_T._A._Morford,_J._M._Nagy,_C._B._Netterfield,_M._Nolta,_R._O'Brient,_B._Osherson,_I._L._Padilla,_B._Racine,_C._Reintsema,_J._E._Ruhl,_T._M._Ruud,_J._A._Shariff,_E._C._Shaw,_C._Shiu,_J._D._Soler,_A._Trangsrud,_C._Tucker,_R._S._Tucker,_A._D._Turner,_J._F._van_der_List,_A._C._Weber,_I._K._Wehus,_S._Wen,_D._V._Wiebe,_E._Y._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01172 |
XFaster分析パッケージを紹介します。XFasterは、2次フィッシャー行列推定量の対角近似に基づく高速で反復的な角度パワースペクトル推定量です。XFasterは、モンテカルロシミュレーションを使用してノイズバイアスとフィルター伝達関数を計算するため、モンテカルロ法と2次推定法の両方を組み合わせたものです。従来の疑似$C_\ell$ベースの方法とは対照的に、ここで説明するアルゴリズムは、最小限の数のシミュレーションを必要とし、バンドパワーの正確な共分散行列を推定するためにデータを正確に表す必要はありません。形式主義は、偏光に敏感な観測と、同一、部分的に重複、または独立した調査領域を持つデータセットでも機能します。このメソッドは、BOOMERanGデータの分析のために最初に実装され、Planck分析の一部としても使用されました。ここでは、2015年のSPIDER機器の飛行からのデータの分析用に開発された、Pythonで記述された完全な公開分析パッケージについて説明します。このパッケージには、ヌルスペクトルを自己無撞着に推定し、銀河系の前景の寄与の適合を推定するための拡張機能が含まれています。シミュレーションを使用したXFasterの広範な検証の結果と、SPIDERデータセットへのその適用を示します。
接近した惑星の磁気的および潮汐的移動。彼らの人口に対する世俗的な進化の影響
| Title |
Magnetic_and_tidal_migration_of_close-in_planets._Influence_of_secular_evolution_on_their_population |
| Authors |
J\'er\'emy_Ahuir,_Antone_Strugarek,_Allan-Sacha_Brun,_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01004 |
過去20年間で、さまざまなホスト星の周りに多数の近接惑星が検出されました。そのような太陽系外惑星は、磁気的および潮汐的相互作用を通じて惑星移動を受ける可能性があります。観測された近接惑星の分布のいくつかの特性を説明するために、潮汐トルクと磁気トルクを同時に考慮に入れることによって、ホスト星の構造的および回転的進化に沿った惑星の軌道進化を追跡することを目指しています。私たちは、ESPEMと呼ばれる、恒星の構造変化、風のブレーキング、星と惑星の相互作用を考慮に入れた、同一平面上の円形の星と惑星系の数値モデルに依存しています。星惑星系の構成のパラメーター空間を閲覧し、磁気トルクと潮汐トルクが経年進化に及ぼす相対的な影響を評価します。次に、星と惑星の集団を合成し、軌道および恒星の自転周期におけるそれらの分布をケプラー衛星データと対峙させます。まず、原始惑星系円盤の消失後、システムの初期構成と考慮される進化段階に応じて、両方のタイプの相互作用が経年進化を支配する可能性があることがわかります。さらに、星惑星系の異なる集団は、惑星が大幅に移動する進化段階に応じて、両方の種類の相互作用の複合作用から出現します。これは、星惑星系の検出可能性とジャイロコノロジーの有効性に大きな影響を与える可能性があります。全体として、星と惑星の相互作用は、主系列星の公転周期の全体的な分布に大きな影響を与えますが、恒星の自転周期の全体的な分布はわずかに影響を受けます。より正確には、星と惑星の磁気相互作用は、ゆっくりと回転する星の周りのスーパーアースの分布に大きく影響しますが、潮汐効果は、巨大な惑星の分布を形作ることがわかっています。
| Title |
A_molecular_wind_blows_out_of_the_Kuiper_belt |
| Authors |
Quentin_Kral,_J._E._Pringle,_Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre,_Luca_Matr\`a,_Julianne_I._Moses,_Emmanuel_Lellouch,_Mark_C._Wyatt,_Nicolas_Biver,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Amy_Bonsor,_Franck_Le_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01035 |
ガスは現在、微惑星帯を持つ太陽系外惑星系で一般的に発見されています。この論文では、太陽系のカイパーベルト（KB）にもガスが予想されるかどうかを検証します。ガスは現在もKBで$2\times10^{-8}$M$_\oplus$/MyrforCOの割合で生成されていると予測しています。放出されると、ガスは太陽風によってすばやく押し出されます。。したがって、太陽系のガス風は、KBの位置から始まり、現在の総CO質量が$\sim2\times10^{-12}$M$_\oplus$（つまり、20倍）をはるかに超えて広がると予測します。ヘールボップ彗星が1997年の唯一の通過中に失ったCO量）とベルト内のCO密度は$3\times10^{-7}$cm$^{-3}$です。また、炭素と酸素（中性およびイオン化）でできた、質量が$\sim10^{-11}$M$_\oplus$のわずかに重い原子ガス風の存在を予測します。このガスは、将来のその場でのミッションで観測される可能性があり、たとえば、太陽系の歴史における惑星大気の形成に重要な役割を果たす可能性があると予測しています。
TRAPPIST居住可能大気相互比較（THAI）ワークショップレポート
| Title |
TRAPPIST_Habitable_Atmosphere_Intercomparison_(THAI)_workshop_report |
| Authors |
Thomas_J._Fauchez,_Martin_Turbet,_Denis_E._Sergeev,_Nathan_J._Mayne,_Aymeric_Spiga,_Linda_Sohl,_Prabal_Saxena,_Russell_Deitrick,_Gabriella_Gilli,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Francois_Forget,_Richard_Consentino,_Rory_Barnes,_Jacob_Haqq-Misra,_Michael_J._Way,_Eric_T._Wolf,_Stephanie_Olson,_Jaime_S._Crouse,_Estelle_Janin,_Emeline_Bolmont,_Jeremy_Leconte,_Guillaume_Chaverot,_Yassin_Jaziri,_Kostantinos_Tsigaridis,_Jun_Yang,_Daria_Pidhorodetska,_Ravi_K._Kopparapu,_Howard_Chen,_Ian_A._Boutle,_Maxence_Lefevre,_Benjamin_Charnay,_Andy_Burnett,_John_Cabra_and_Najja_Bouldin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01091 |
地球型外惑星の大気特性評価の時代はもうすぐです。観測の課題を予測し、データの解釈に備えるためには、観測前のモデリングが重要です。この論文は、TRAPPIST居住可能大気相互比較（THAI）ワークショップ（2020年9月14-16日）の報告を提示します。気候モデルと地球型外惑星の大気過程のパラメータ化、モデルの進歩と限界、そして将来のモデル開発の方向性のレビューが議論されました。このレポートが、太陽系外惑星の大気の将来の数値シミュレーションのロードマップとして使用され、天文コミュニティとの強いつながりを維持することを願っています。
銀河中心での接近した恒星の遭遇I：観測された星の種族への影響
| Title |
Close_stellar_encounters_at_the_Galactic_Centre_I:_The_effect_on_the_observed_stellar_populations |
| Authors |
Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Ross_P._Church_and_Melvyn_B._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00686 |
天の川の核星団。私たちの分析は、超大質量ブラックホールの存在下で巨大な星団が降着することによって核星団が形成される$N$-bodyシミュレーションに基づいています。星の種族を$N$体の粒子に結合し、それらの星の進化と、さまざまな種類の星間の衝突と接近の速度を追跡します。最も一般的な遭遇は、主系列星のペア間の衝突であり、それが合併につながることがわかりました。星とコンパクトオブジェクトの破壊的な衝突は比較的まれです。星の種族への衝突の影響は3つの理由で小さいことがわかります。まず、$N$-bodyモデルのコアのような密度プロファイルは、恒星の密度を制限します。第二に、核星団の速度分散は、星の表面脱出速度に類似しており、衝突率を最小限に抑えます。最後に、主系列星間の衝突は、それらの前駆体の進化を加速することによって輝巨星を破壊することができますが、それらはまた、より低質量の星の進化を加速することによってそれらを作成することができます。よく近似すると、これら2つの効果は相殺されます。また、2014年にいて座A*を接近通過したG2雲がファズボールである可能性があるかどうかを調査します。これは、赤色巨星との接近遭遇で希薄なエンベロープを付加したコンパクトな恒星の核です。コアが約$2\、M_\odot$未満のファズボールは、G2の観測と互換性がないほど短すぎる熱時間スケールを持っていると結論付けます。ブラックホールコアを備えたファズボールはG2の表面特性を再現できますが、このモデルでのそのようなオブジェクトの生成率は低くなります。
ケンタウルス座Aの分子反り円盤を横切る磁場
磁場は、銀河の形成と乱流によって引き起こされるダイナモの結果として増幅されます。銀河の合体は潜在的にそれらの前駆体からの磁場を増幅する可能性があり、磁場を動的に重要にします。ただし、磁場への合併の影響はまだよくわかっていません。熱偏光放射観測を使用して、最も近い放射性銀河であるケンタウルス座Aの分子ディスク内の磁場を追跡します。これは、合併の残骸であると考えられています。ここでは、空の平面内の磁場の向きが$\sim3.0$kpcスケールの分子ワープディスクに厳密に従っていることを検出します。私たちの単純な通常の大規模軸対称スパイラル磁場モデルは、ある程度、空に投影されたディスク全体の平均磁場配向を説明することができます。我々の観察はまた、その相対強度が速度分散とカラム密度とともに増加する小規模な乱流場の存在を示唆している。これらの結果は、宇宙時間にわたる銀河の形成における磁場の生成と役割を理解するための強い意味を持っています。
最高のX線フラックスレベルでのBLレースレートオブジェクト1ES1218 +304の日中光学モニタリング
| Title |
The_intra-day_Optical_Monitoring_of_BL_Lacerate_Object_1ES_1218+304_at_Its_Highest_X-ray_Flux_Level |
| Authors |
S.S._Sun_(1,2),_H.L._Li_(2,3),_X._Yang_(1),_J._L\"u_(1),_D.W._Xu_(2,3),_J.Wang_(1,2)_((1)_Guangxi_key_Laboratory_for_Relativistic_Astrophysics,_Guangxi_University,_(2)_Key_Laboratory_of_Space_Astronomy_and_Technology_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Science,(3)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Chinese_Academy_of_Science) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00920 |
ここでは、GWAC-F60A望遠鏡によるBバンドとRバンドの両方でのBLLacオブジェクト1ES1218+304のモニターを、VERITASによって史上最高のX線フラックスになるようにトリガーされた8夜に報告します。天文台とスウィフトのフォローアップ。ANOVAと$\chi^2$テストの両方により、8泊のうち7泊の光波長の日中変動を明確に明らかにすることができます。より明るいときのより青い色の関係は、8泊のうち5泊で明確に識別されました。これは、ショックインジェットモデルによって十分に説明できます。さらに、両方のバンドの準周期的な振動現象は、最初の夜に暫定的に識別できました。2つのバンド間の正の遅延は8泊のうち3泊で明らかになり、他の夜では負の遅延が明らかになりました。識別された最小時間遅延により、無効な$M_{\mathrm{BH}}=2.8\times10^7\rmM_{\odot}$を見積もることができます。
イオン化された星間物質の微細構造を調べるプラズママイクロレンズダイナミックスペクトル
| Title |
Plasma_microlensing_dynamic_spectrum_probing_fine_structures_in_the_ionized_interstellar_medium |
| Authors |
Xun_Shi_and_Zhu_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00940 |
重力マイクロレンズ法は、宇宙で小さな重力レンズを発見するための成熟した技術になりました。それ以外の場合は、検出限界を超えています。同様に、プラズママイクロレンズは宇宙プラズマレンズの探索に役立ちます。コンパクトな電波源のパルサーシンチレーションと極端な散乱イベントの両方が、天体物理学的対応が謎のままであるイオン化星間物質（IISM）に〜AUスケールのプラズマレンズが存在することを示唆しています。広帯域動的スペクトルの形で記録されたこれらのプラズマレンズによるプラズママイクロレンズイベントは、それらの性質の強力なプローブであることを提案します。キルヒホッフ-フレネル積分用に最近開発されたピカール-レフシェッツ積分器を使用して、動機のある単一変数プラズマレンズのファミリーのこのような動的スペクトルをシミュレートします。プラズマレンズのサイズ、強度、および形状は、事前に既知の距離と有効速度の組み合わせを使用して、尖点の位置とスペクトルコースティクスの形状からそれぞれ測定できること、またはの幅から測定できることを示します。干渉パターン。プラズママイクロレンズイベントが放物線アークモニタリングから予測可能であるパルサーの将来の広帯域観測は、IISMの微細構造へのより深い洞察のために我々の結果を適用するための最も有望な根拠です。
近赤外線の星の種族の指紋：JHKバンドのスペクトルインデックスの最適化されたセット
| Title |
Fingerprints_of_Stellar_Populations_in_the_Near-Infrared:_An_Optimised_Set_of_Spectral_Indices_in_the_JHK-Bands |
| Authors |
Elham_Eftekhari_(1_and_2),_Alexandre_Vazdekis_(1_and_2),_Francesco_La_Barbera_(3)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01051 |
星の種族の研究は、銀河形成モデルを制約するためのユニークな手がかりを提供します。これまでのところ、吸収線強度に基づく詳細な研究は、他のスペクトルウィンドウに多くの診断機能が存在するものの、主に光学スペクトル範囲に焦点を合わせてきました。特に、近赤外線（NIR）は、進化した巨人など、光学的特徴があまりはっきりしていない星に関する豊富な情報を提供できます。NIR計測の大幅な進歩と、スペクトルライブラリおよび星の種族合成（SPS）モデルのこのドメインへの拡張により、NIRのスペクトル特徴の詳細な研究を高レベルで実行できるようになりました。本研究では、NIRスペクトル範囲をカバーする最先端のSPSモデルを利用して、主な星の種族パラメーター、つまり年齢、金属量、初期質量に最大限に敏感になるように構築された新しいNIRインデックスのセットを紹介します。関数（IMF）。これらのパラメータに対する新しいインデックスと、個々の元素の存在量の変動、速度分散の広がり、波長シフト、信号対雑音比、およびフラックスキャリブレーションに対する感度を完全に特徴付けます。また、スペクトル指標の分析が空の汚染の影響を受けないようにする方法を初めて紹介します。これは、NIR分光法を扱う際の大きな課題です。さらに、2つの主要なアプリケーションについて説明します。（i）低質量IMFの形状を制約するいくつかのNIRスペクトルインデックスの機能、および（ii）SPSモデリングの将来の開発のためのNIRスペクトルインデックスの分析における現在の問題。
マルチカラー測光とGAIAEDR3位置天文学を使用した、十分に研究されていない北方散開星団NGC1348の詳細な分析
| Title |
Detailed_analysis_of_the_poorly_studied_northern_open_cluster_NGC_1348_using_multi-color_photometry_and_GAIA_EDR3_astrometry |
| Authors |
D._Bisht,_Qingfeng_Zhu,_W._H._Elsanhoury,_Devesh_P._Sariya,_Geeta_Rangwal,_R._K._S._Yadav,_Alok_Durgapal,_Ing-Guey_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01059 |
天の川の騒々しい環境での散開星団のメンバーシップの決定は、まだ未解決の問題です。この論文では、私たちの主な目的は、ガイアEDR3位置天文学を使用して、固有運動を使用した星のメンバーシップ確率と星の視差値を提供することです。ガイア位置天文学とは別に、光学領域から中赤外線領域までのクラスター特性を理解するために、UKIDSS、WISE、APASS、Pan-STARRS1などの他の測光データセットも使用しました。メンバーシップの確率が$50\％$およびG$\le$20等より高い438人の可能性のあるメンバーを選択しました。固有運動の平均値を$\mu_{x}=1.27\pm0.001$および$\mu_{y}=-0.73\pm0.002$masyr$^{-1}$として取得しました。クラスターの半径は、半径方向の密度プロファイルを使用して7.5分角（5.67pc）として決定されます。私たちの分析は、NGC1348が$2.6\pm0.05$kpcの距離にあることを示唆しています。質量関数の傾きは、質量範囲1.0$〜$4.1$M_\odot$で$1.30\pm0.18$であることがわかります。これは、1$\sigma$の不確実性の範囲内でSalpeterの値と公正に一致しています。本研究は、NGC1348が動的に緩和されたクラスターであることを検証します。NGC1348の頂点座標$（A、D）$を$（A_\circ、D_\circ）$=$（-23^{\textrm{o}}。815\pm0^{\textrm{o}}。135$、$-22^{\textrm{o}}。228\pm0^{\textrm{o}}。105）$。さらに、速度楕円体パラメーター（VEP）、行列要素$\mu_{ij}$、方向余弦（$l_j$、$m_j$、$n_j$）、および頂点の銀河経度の計算もこの分析。
超高輝度赤外線QSOIRAS F07599 +6508におけるCOとフリーフリーエミッションの詳細な観察
| Title |
Deep_Observations_of_CO_and_Free-Free_Emission_in_Ultraluminous_Infrared_QSO_IRAS_F07599+6508 |
| Authors |
Qing-Hua_Tan_(PMO),_Yu_Gao_(XMU,_PMO),_Emanuele_Daddi_(CEA-Saclay),_Xiao-Yang_Xia_(TJNU),_Cai-Na_Hao_(TJNU),_Alain_Omont_(IAP),_Kotaro_Kohno_(U._Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01069 |
赤外線準恒星オブジェクト（IRQSO）は、超高光度赤外線銀河（ULIRG）から選択されたまれなサブポピュレーションであり、ULIRGから光QSOへの遷移オブジェクトの有望な候補と見なされています。ここでは、IRQSOIRASF07599+6508（$z=0.1486$）でのCO（1-0）線と3mm連続放射のNOEMA観測を示します。これは、Mrk231と共通の多くの特性を持っています。3mmの連続体に対して導出された$\sim$4.0kpcのサイズよりも大きい$\sim$6.1kpcの主軸で解決されます。銀河核からそれぞれ$\sim$11.4と19.1kpcの投影距離にある、2つのかすかなCOの特徴を特定します。どちらも、光学帯域と無線帯域に対応するものがあり、合併の起源がある可能性があります。系統的な速度勾配がCO主成分に見られ、分子ガスの大部分が回転支持されている可能性が高いことを示唆しています。ラジオからミリメートルへのスペクトルエネルギー分布とIRデータに基づいて、3mmでのフラックスの約30$\％$が自由放出から生じると推定し、自由自由に由来する星形成率77$を推測します。M_\odot\{\rmyr^{-1}}$、AGNの寄与を補正したIR推定値に近い。約-1300〜-2000kms$^{-1}$の速度範囲で高速CO放出の特徴が見られます。このIRQSOでのOH流出の非常に高速なCO延長の可能性の存在を確認するには、追加の深いCO観測が必要です。
数値GRMHDシミュレーションによって修正された降着誘起ブラックホールスピンアップ
| Title |
Accretion_induced_black_hole_spin_up_revised_by_numerical_GR_MHD_simulations |
| Authors |
Dominika_{\L}._Kr\'ol,_Agnieszka_Janiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00741 |
数値シミュレーションにより、ブラックホールの降着によるスピンアップを調べます。私たちの方法は、遷音速の衝撃波面が形成される可能性のあるカーメトリックのゆっくりと回転する流れの一般相対論的電磁流体力学に基づいています。時空メトリックの動的進化を強制する降着中のブラックホールの質量とスピンの変化を説明します。最初に、衝撃を伴う非磁性の流れを研究し、ガスに与えられた磁場も含めます。この研究の目的は、誕生時にコラプサーがゆっくりと、または適度に回転するコアを含んでいたとしても、大量のブラックホールが大きなスピンで生成される可能性があるかどうかを検証することです。このようにして、崩壊する巨大な星の角運動量の内容に制約を課します。私たちの研究はまた、衝撃波面と磁場が降着を止め、爆発する超新星のブラックホールのスピンアップを制限するかもしれないことを示しています。
| Title |
Modeling_the_Galactic_Neutron_Star_Population_for_Use_in_Continuous_Gravitational_Wave_Searches |
| Authors |
Brendan_T._Reed,_Alex_Deibel,_and_C._J._Horowitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00771 |
$\textit{unknown}$銀河中性子星からの連続重力波の検索は、中性子星の形状に制限を与えます。回転する中性子星は、その構造に星の楕円率を特徴とする非対称の変形が存在する場合、重力波を生成します。この研究では、銀河系中性子星の空間分布とスピン分布の単純なモデルを使用して、重力波を使用して、楕円率の特定の上限までプローブされた中性子星の総数を推定します。これにより、感度が向上し、将来の検索を最適化できる可能性があります。第3世代の重力波検出器の感度が向上すると、プローブされる中性子星の数が、特定の楕円率まで100〜1000倍に増える可能性があります。
| Title |
Equation_of_State_table_with_hyperon_and_antikaon_for_supernova_and_neutron_star_merger |
| Authors |
Tuhin_Malik,_Sarmistha_Banik_and_Debades_Bandyopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00775 |
熱（反）K中間子、$K^{-}$中間子のボーズ・アインシュタイン凝縮、およびコア崩壊超新星と中性子星合体シミュレーション用の$\Lambda$-ハイペロンを含む新しい状態方程式（EoS）テーブルを開発します。このEoSテーブルは、核子のパラメーターセットDD2を使用して、バリオン-バリオン相互作用がスカラー$\sigma$、ベクトル$\omega$、および$\rho$中間子によって媒介される有限温度密度依存相対論的ハドロン場理論に基づいています。反発するハイペロン-ハイペロン相互作用は、追加の奇妙な$\phi$中間子によって媒介されます。$K^-$凝縮物質のEoSも相対論的平均場モデルの枠組み内で計算されますが、低密度の不均一物質は拡張核統計平衡モデル（NSE）で計算されます。EoSテーブルは、バリオン密度（$10^{-12}$から$\sim$1fm$^{-3}$）、正電荷の割合（0.01から0.60）、および3つのパラメーターの幅広い値に対して生成されます。温度（0.1〜158.48MeV）。
高質量PSRJ0740 +6620の精密な質量および幾何学的測定
| Title |
Refined_Mass_and_Geometric_Measurements_of_the_High-Mass_PSR_J0740+6620 |
| Authors |
Emmanuel_Fonseca,_H._Thankful_Cromartie,_Timothy_T._Pennucci,_Paul_S._Ray,_Aida_Yu._Kirichenko,_Scott_M._Ransom,_Paul_B._Demorest,_Ingrid_H._Stairs,_Zaven_Arzoumanian,_Lucas_Guillemot,_Aditya_Parthasarathy,_Matthew_Kerr,_Ismael_Cognard,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Paul_R._Brook,_Megan_DeCesar,_Timothy_Dolch,_F._Adam_Dong,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Nathaniel_Garver-Daniels,_Deborah_C._Good,_Ross_Jennings,_Megan_L._Jones,_Victoria_M._Kaspi,_Michael_T._Lam,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Alexander_McEwen,_James_W._McKee,_Maura_A._McLaughlin,_Natasha_McMann,_Bradley_W._Meyers,_Arun_Naidu,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Nihan_Pol,_Henri_A._Radovan,_Brent_Shapiro-Albert,_Chia_Min_Tan,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Joseph_K._Swiggum,_Haley_M._Wahl,_Weiwei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00880 |
PSRJ0740+6620の継続的なタイミング観測の結果を報告します。これは、軌道上にある高質量の2.8ミリ秒の電波パルサーであり、超低温の白色矮星の仲間である可能性があります。私たちのデータセットは、100mのグリーンバンク望遠鏡とカナダの水素強度マッピング実験望遠鏡で行われたパルス到着時間の測定値の組み合わせで構成されています。一般相対論的力学とパルス分散の変動から生じるタイミングベースの現象の重要性を探ります。さまざまな統計手法を使用すると、$\sim1.5$年の追加の高ケイデンスタイミングデータを以前の測定値と組み合わせると、パルサー質量$m_を使用したPSRJ0740+6620システム内の相対論的効果の以前の推定値が確認および改善されることがわかります。{\rmp}=2.08^{+0.07}_{-0.07}$M$_\odot$（68.3\％信頼性）は、相対論的なシャピロ時間遅延によって決定されます。初めて、公転周期の経年変化を測定し、この効果は、大きな横方向の動きによる見かけの加速から生じると主張します。銀河の差動回転と面外加速度からの寄与を銀河ポテンシャルに組み込んだ後、モデルに依存する距離$d=1.14^{+0.17}_{-0.15}$kpc（68.3\％の信頼性）を取得します。この改善された距離は、最近の光学観測から決定された白色矮星の仲間の超クールな性質を確認します。次世代の施設で将来の観測の見通しについて話し合います。これにより、J0740+6620の$m_{\rmp}$の精度が今後数年以内に桁違いに向上する可能性があります。
フェルミ-LATデータへの機械学習アプリケーション：全天図を鮮明にし、可変ソースを強調する
| Title |
Machine_learning_application_to_Fermi-LAT_data:_sharpening_all-sky_map_and_emphasizing_variable_sources |
| Authors |
Shogo_Sato,_Jun_Kataoka,_Soichiro_Ito,_Jun'ichi_Kotoku,_Masato_Taki,_Asuka_Oyama,_Takaya_Toyoda,_Yuki_Nakamura,_Marino_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00916 |
機械学習（ML）ベースの画像処理アルゴリズムの新しいアプリケーションを提案して、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡を使用して取得した全天地図（ASM）を分析します。辞書学習、U-net、Noise2Noiseの3つのMLベースの画像処理アルゴリズムを適用することにより、1週間の観察から生成された短時間露光ASMから1年間のASMをシミュレートする試みが行われました。MLに基づく推論は、標準的な尤度分析と比較して明確ではありませんが、ASMの品質は一般的に改善されました。特に、銀河面に関連する複雑な拡散放射は、1週間の観測データからのみ再現され、1年間の観測から生成されたグラウンドトゥルース（GT）を模倣することに成功しました。このようなMLアルゴリズムは、放出モデルのさまざまな仮定なしに、より鮮明な画像を提供するために比較的簡単に実装できます。対照的に、シミュレートされたMLマップとGTマップの間に大きな偏差が見つかりました。これは、1年にわたるブレーザー型活動銀河核（AGN）の有意な時間的変動に起因します。したがって、提案されたＭＬ方法は、ＡＳＭの画質を改善するだけでなく、アルゴリズム的に、すなわち、人間のバイアスなしに、ＡＧＮなどの可変ソースを検出するためにも実行可能である。さらに、このアプローチは、他のさまざまなミッションで取得されたASMに広く適用できると主張します。したがって、ポインティング観測ではめったに見られない巨大な構造や一時的なイベントを調べる可能性があります。
MeerKATのサウザンドパルサーアレイプログラム-V。単一成分パルサーの散乱解析
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_--_V._Scattering_analysis_of_single-component_pulsars |
| Authors |
L._S._Oswald,_A._Karastergiou,_B._Posselt,_S._Johnston,_M._Bailes,_S._Buchner,_M._Geyer,_M._J._Keith,_M._Kramer,_A._Parthasarathy,_D._J._Reardon,_M._Serylak,_R._M._Shannon,_R._Spiewak,_W._van_Straten,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01081 |
84個の単一成分パルサーの散乱タイムスケール$\tau$と散乱スペクトルインデックス$\alpha$を測定しました。観測は、MeerTimeプロジェクトのThousand-Pulsar-Arrayプログラムの一部としてMeerKAT望遠鏡を使用して、0.895〜1.670GHzの周波数で実行されました。私たちの結果は、ガウス関数をフィッティングすると、$\alpha$（$\tau$と頻度$\nu$で$\tau\propto\nu^{-\alpha}$として定義）の値の分布を示します。、$\langle\alpha\rangle=4.0\pm0.6$の平均と標準偏差を取得します。これは、$\tau$の不正確な測定の考えられる原因を特定したためです。これは、モデリング結果から除外されない場合、$\alpha$の過小評価につながる傾向があります。私たちのサンプルのパルサーは、大きな分散測定値を持っているため、遠くにある可能性があります。等方性散乱広がり関数を使用したモデルは、おそらく視線に沿った複数の散乱スクリーンの平均化効果のために、データと一致していることがわかります。散乱パラメータのサンプルは、極端な散乱イベントなど、より複雑で時間依存の散乱現象をテストするために構築できる強力なデータセットを提供します。
ガス状ディスクの内部で融合する超大質量ブラックホール連星のために、新しく形成されたブラックホールの周りに作成された降着円盤の動的特性を理解することには特別な関心があります。新しく形成されたブラックホールは、ブラックホールの周りに新しく追加されたトーラスに摂動を駆動するキック速度を持ちます。この論文では、降着円盤とブラックホールの相互作用中に降着円盤のダイナミクスを変化させることに焦点を当て、一般相対論的流体力学コードを使用して、降着円盤へのキックブラックホールの影響を研究します。非軸対称グローバルモードm=1Papaloizou-PringleInstability（PPI）が、キックされたブラックホールのためにトーラス上で生成されることを発見しました。蹴られたブラックホールによって生成される摂動速度が速いほど、トーラスが飽和点に到達するのにかかる時間が長くなります。作成された漏斗壁は、数値シミュレーションからも観察されます。これらの漏斗は、ブラックホールに向かって物質を降着させる役割を果たします。進化の後半では、漏斗を介した降着が停止し、ブラックホールの周りのトーラスにPPIが発生します。
ガイアデータリリース2を使用したパルサー速度の再検討
| Title |
Revisiting_Pulsar_Velocities_Using_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Meng_Yang,_Shi_Dai,_Di_Li,_Chao-Wei_Tsai,_Wei-Wei_Zhu_and_Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01169 |
中性子星（NS）速度の正確な測定は、超新星の物理学と連星系の進化への重要な手がかりを提供します。GaiaDataRelease2（DR2）に基づいて、正確な視差測定値を持つ24個の若い（<3Myr）パルサーのサンプルを選択し、それらの局所静止標準（LSR）の速度と、それぞれの局所恒星グループ間の速度分散を測定しました。。このように計算されたLSRと銀河回転モデルの間の速度差の中央値は約7.6km/sであり、通常の速度分散である約27.5km/sと比較して小さいです。銀河面から離れたパルサーの場合、そのような差は大幅に大きくなり、最大40km/sになります。さらに重要なことに、低速パルサーの局部銀河群における星の速度分散は、それらの横方向速度に匹敵する可能性があり、NS前駆体の固有速度を考慮して、それらの出生キックとバイナリ進化を考慮する必要があることを示唆しています。また、ダブルNSシステムJ0737-3039A/Bを調べ、近くのガイア源がその誕生環境を代表していると仮定して、その横方向速度を26（+18、-13）km/sと測定しました。この作業は、ガイアデータを使用して個々のシステムの速度とNSの速度分布を研究することの実現可能性と重要性を実証しました。
狭線セイファート-1（NLS1）銀河トナンツィントラS180のX線軟過剰の探査
細線セイファート銀河トナンツィントラS180（Tons180）の詳細なX線ソフト過剰が存在します。この調査では、XMM-Newtonアーカイブから取得した2000年から2016年までの期間の4つのXMM-Newton観測を使用しました。2つの異なるモデルを使用して、各データのX線ソフト過剰を個別に処理しました。最初のモデルはべき乗則コンポーネントで、2番目のモデルは2つの黒体コンポーネントです。すべての観測で、べき法則コンポーネントを使用して近似されたスペクトルが不十分であり、出力パラメーターが以前の研究と大きく異なることがわかりました。このモデルは、すべての観測のソフト過剰を含むスペクトルの連続形状を再現できませんでした（Nh=3.62+-1020cm^{-2}であり、ハードバンドとソフトバンドのフォトンインデックスは3.31と1.57です。この研究は、細い線のセイファート銀河（Nh=1.395+-10^20cm^{-2}と2つの温度）のX線ソフト過剰の処理において2つの黒体成分に依存できることを証明しました。黒体成分（KT）は0.075および0.17keVです。
MWAを使用した300MHzでのイメージング
比較的高い周波数では、MurchisonWidefieldArray（MWA）などの低周波数アパーチャアレイ（LFAA）の一次ビームパターンで高感度のグレーティングサイドローブが発生します。これは、観測波長がLFAAタイルのダイポール分離に匹敵するようになったときに発生します。LFAAタイルの場合、MWAの場合は約300MHzで発生します。これらのグレーティングサイドローブの存在により、300MHzMWA観測のキャリブレーションと画像処理が困難になっています。この作業は、既存の手法を使用して2つの300MHzMWA観測例を処理する新しいキャリブレーションおよびイメージング戦略を示しています。観測は、最初に、低周波数および高周波数の全天観測から補間された新しい300MHzの空モデルを使用して較正されます。この300MHzモデルを正確なMWAタイル一次ビームモデルと組み合わせて使用して、2つの観測例のスカイモデルキャリブレーションを実行します。初期キャリブレーション後、WSCLEANを使用して各観測を全天イメージングすることにより、セルフキャリブレーションループが実行されます。出力された全天画像を使用して、画像のメインローブをマスクします。このマスクされた画像を使用して、WSCLEANを使用してマスクされた画像の可視性を推定することにより、スカイサブトラクションを実行します。次に、WSCLEANを使用して観測のメインローブを画像化します。これにより、2つの観測メインローブの例のハイダイナミックレンジ画像が得られます。これらの画像の解像度は2.4分角で、最大感度は31mJy/ビームです。この作業で実証されたキャリブレーションおよびイメージング戦略は、以前はアクセスできなかったMWAを使用して300MHzで科学を実行するための扉を開きます。このホワイトペーパーでは、以下に説明するコードとクロスマッチカタログをコードとともにリリースして、70〜1400MHzの範囲のスカイモデルを作成します。
空の画像で強い重力レンズを検出して識別するための機械学習アルゴリズムを検討します。まず、銀河、星、強力なレンズのさまざまな人工的で現実に非常に近い画像を、6つの異なる方法（クラスごとに2つ）を使用してシミュレートします。次に、畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを展開して、これらのシミュレートされた画像を分類します。ニューラルネットワークのトレーニングプロセスの後、約93％の精度が達成されることを示します。畳み込みニューラルネットワークの効率の簡単なテストとして、実際のアインシュタインの十字架画像に適用します。展開されたニューラルネットワークはそれを重力レンズとして分類し、展開された機械学習スキームのさまざまなレンズ検索アプリケーションへの道を開きます。
シミュレートされた空：文化天文学研究のためのステラリウム
| Title |
The_Simulated_Sky:_Stellarium_for_Cultural_Astronomy_Research |
| Authors |
Georg_Zotti,_Susanne_M_Hoffmann,_Alexander_Wolf,_Fabien_Ch\'ereau,_Guillaume_Ch\'ereau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01019 |
何世紀にもわたって、星空の豊かな夜行性環境は、紙の星座早見盤、地図帳、地球儀、数値表などのアナログツールによってのみモデル化できました。20世紀の没入型空シミュレーターであるオプトメカニカルプラネタリウムは、空を表現して教えるための新しい方法を提供しましたが、建設費とランニングコストが高いため、一般的にはなりませんでした。しかし、ここ数十年で、パソコン上で実行される「デスクトッププラネタリウムプログラム」が広く注目されています。現代の化身は非常に用途の広いツールであり、主にアマチュア天文学者のコミュニティを対象とし、学際的研究における知識の伝達を目的としています。文化天文学者はまた、過去の空や他の文化をシミュレートすることで得られる可能性を高く評価しています。このホワイトペーパーでは、オープンソースプロジェクトのStellariumの詳細なプレゼンテーションを提供します。このプロジェクトは、過去数年間で、同様の商用の代替案には見られない文化的天文学研究の機能が強化されています。
光乱流予報：新しい視点
| Title |
Optical_Turbulence_forecast:_new_perspectives |
| Authors |
Elena_Masciadri,_Gianluca_Martelloni,_Alessio_Turchi,_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Largo_Enrico_Fermi_5,_I-50125_Florence,_Italy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01151 |
この寄稿では、OT予測の精度の限界をさらに押し上げ、この分野の新しい視点を開く、OT予測の分野で最近達成された結果を紹介します。
| Title |
Skye:_A_Differentiable_Equation_of_State |
| Authors |
Adam_S._Jermyn,_Josiah_Schwab,_Evan_Bauer,_F._X._Timmes,_Alexander_Y._Potekhin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00691 |
恒星進化論と数値流体力学シミュレーションは、高速で正確な熱力学的に一貫した状態方程式へのアクセスに大きく依存しています。完全にイオン化された物質の新しい状態方程式であるスカイを紹介します。Skyeには、陽電子、相対性理論、電子縮退、クーロン相互作用、非線形混合効果、および量子補正の効果が含まれています。Skyeは、クーロン結晶化のポイントを自己無撞着な方法で決定し、混合と組成の影響を自動的に考慮します。この状態方程式の明確な特徴は、分析的な自由エネルギー項を使用し、自動微分機構を使用して熱力学的量を提供することです。このため、Skyeは、自由エネルギーに新しい用語を記述するだけで、新しい効果を含めるように簡単に拡張できます。また、正のエントロピーや音速などの望ましい特性を維持しながら、分析的適合を適合データの範囲を超えて自由エネルギーに拡張するための新しい熱力学的外挿スキームを紹介します。白色矮星の冷却曲線を計算することにより、MESA恒星進化ソフトウェア機器でSkyeが実際に動作していることを示します。
アカエイ星雲の中心星の急速な進化のための新しいモデル
漸近巨星分枝（AGB）から惑星状星雲（PN）フェーズまでの恒星進化計算を、後期熱パルス（LTP）、ヘリウムシェルフラッシュを経験する初期質量1.2M\odotおよび2.0M\odotのモデルについて示します。AGBに続いて発生し、AGBフェーズとPNフェーズの間で急速なループ進化を引き起こします。これらのモデルを使用して、アカエイ星雲の中心星であるV839Ara（SAO244567）と比較します。中央の星は、過去50〜60年間で急速に進化（加熱）し、過去20〜30年間で急速に暗くなることが観察されています。それは、現在、明るさが急速に衰退している、最も若い既知の惑星状星雲に属すると報告されています。この論文では、観察されたタイムスケール、突然の調光、およびLog（g）の増加はすべて、特定の種類のLTPモデルによって説明できることを示しています。星雲のイオン化、1980年代の突然の質量損失のエピソード、質量損失の突然の減少、および星雲の再結合と退色について考えられる説明を提供します。
3ループ太陽フレアにおけるプラズマ運動、加熱、および電子加速のエネルギー収支
| Title |
Energy_budget_of_plasma_motions,_heating,_and_electron_acceleration_in_a_three-loop_solar_flare |
| Authors |
Gregory_D._Fleishman,_Lucia_Kleint,_Galina_G._Motorina,_Gelu_M._Nita,_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00811 |
太陽フレアで即座に放出される非ポテンシャル磁気エネルギーは、他の形態のエネルギーに変換されます。これには、フレア加速粒子の非熱エネルギー、加熱されたフレアプラズマの熱エネルギー、噴火、ジェット、上下流、確率的（乱流）プラズマ運動の運動エネルギーが含まれる場合があります。これらのコンポーネント間で放出されるエネルギーの分割を管理するプロセスまたはパラメータは、未解決の問題です。これらのコンポーネントが異なるフレアループ間でどのように分布しているか、およびこれらの空間分布を制御するものも不明です。ここでは、多波長データと3Dモデリングに基づいて、クラスC1.5のよく観察されたSOL2014-02-16T064620太陽フレアのエネルギー分割と空間分布を定量化します。このフレアの非熱放出は、約20秒続く単純な衝撃的なシングルスパイク光度曲線を示しました。対照的に、熱放射は少なくとも3つの異なる加熱エピソードを示し、そのうちの1つだけが非熱成分に関連していました。フレアは、上下の流れとかなりの乱流速度を伴っていました。私たちの分析の結果は、（i）フレアが少なくとも3つの異なるフラックスチューブを含むマルチループシステムで発生することを示唆しています。（ii）放出された磁気エネルギーは、これらのループ内の熱成分と非熱成分の間で不均一に分割されます。（iii）これらの3つのフレアループのうち1つだけがエネルギー的に重要な量の非熱電子を含み、他の2つのループは熱のままです。（iv）直接プラズマ加熱の量と非熱的電子損失による量は同等です。（v）フレアフットポイントの運動エネルギーは、熱エネルギーおよび非熱エネルギーと比較してごくわずかです。
一次相対論的流体力学の数値的調査
Bemfica、Disconzi、Noronha、およびKovtun（BDNK）によって定式化された、因果的で安定した相対論的ナビエ・ストークス方程式の最初の数値解法を示します。この最初の調査では、ミンコフスキー時空における共形流体の平面対称構成に制限します。スムーズな（最初は）定常的なエネルギー集中、標準的な衝撃波管のセットアップ、およびスムーズな衝撃波のセットアップという3つのクラスの初期データの進化を検討します。これらのソリューションを、相対論的で粘性のある流体をモデル化するために使用される一般的なツールであるMuller-Israel-Stewart（MIS）形式で得られたソリューションと比較します。2つの滑らかな初期データの場合、BDNK方程式の安定した収束解を得るには、単純な有限差分法で十分であることがわかります。低粘度の場合、MISとBDNKの進化は良好な一致を示しています。高粘度では、溶液は大きな勾配のある領域で異なり始め、そこでBDNK溶液は（予想通り）弱いエネルギー条件の違反を示す可能性があります。この動作は一時的なものであり、ソリューションは、ユニバーサルアトラクタへのアプローチを彷彿とさせる方法で流体力学的レジームに向かって進化します。衝撃波の問題については、BDNKシステムの最大特性速度が光速（またはそれ以上）になるように流体力学的フレームを選択すると、任意の強い衝撃波がスムーズに解決されるという証拠が得られます。衝撃波管の問題に関しては、たとえ弱い意味であっても、不連続な初期データがBDNKシステムに対して数学的に適切であるかどうかは不明です。それでも、数値解法を試みてから、高解像度の衝撃捕捉法を使用して完全流体項を処理する必要があります。そのような方法が最初の時間を超えてソリューションをうまく進化させることができるとき、その後の進化は、対応するMISソリューション、およびゼロ粘度の限界における完全流体ソリューションと一致します。
多成分プラズマにおける2つの無衝突衝撃波でのイオン加速
| Title |
Ion_acceleration_at_two_collisionless_shocks_in_a_multicomponent_plasma |
| Authors |
Rajesh_Kumar,_Youichi_Sakawa,_Takayoshi_Sano,_Leonard_N._K._Dohl,_Nigel_Woolsey,_and_Alessio_Morace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00866 |
強力なレーザープラズマ相互作用は、無衝突衝撃波でのイオン加速の実験室研究に不可欠なツールです。多成分プラズマの2次元パーティクルインセル計算では、10を超える正規化されたレーザーベクトルポテンシャルa0で直線偏光レーザーを使用して駆動すると、2つの異なる縦方向の位置で2つの静電無衝突ショックが観察されます。プロトンと炭素イオンは、a0に対するべき乗則依存性を示し、単一成分の水素または炭素プラズマよりも高いフラックスで上流に拡大する際に、イオンを異なる速度に加速します。これは、異なるイオンの電荷対質量比の違いによって引き起こされる静電イオンの2ストリームの不安定性に起因します。多成分プラズマの無衝突衝撃における粒子加速は、宇宙および天体物理学に遍在しており、これらの計算は、実験室でこれらの複雑なプロセスを研究する可能性を特定します。
オーストラリアの天文学史：第二次世界大戦から月面着陸（1945-1969）までの大きな影響を与える天文学
| Title |
History_of_Astronomy_in_Australia:_Big-Impact_Astronomy_from_World_War_II_until_the_Lunar_Landing_(1945-1969) |
| Authors |
Alister_W._Graham,_Katherine_H._Kenyon,_Lochlan_J._Bull,_Visura_C._Lokuge_Don,_Kazuki_Kuhlmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.00901 |
電波天文学は第二次世界大戦後に本格的に始まり、オーストラリアは科学産業研究評議会を通じて熱心に関与しました。この時点で、オーストラリアの連邦太陽天文台は、そのポートフォリオを主に太陽現象の研究から恒星および銀河系外の研究の実施に拡大しました。その後、1950年代と1960年代に、天文学はオーストラリアの大学で徐々に教えられ、研究されるようになりました。しかし、この成長と発見の時代のほとんどの科学出版物は、ヘッダー情報に所属国がないため、この時期のオーストラリアの天文学記事を見つけるのは困難です。2014年には、当時の新しい天体物理データシステム（ADS）ツールであるBumblebeeを使用してこの課題を克服し、第二次世界大戦後の1945年から1969年の月面着陸までの四半世紀に発行されたオーストラリア主導の天文学論文を追跡しました。。これには、当時稼働していた研究センターと施設に関する知識が必要でした。これらについては、ここに簡単に要約します。引用数（科学的影響の客観的で普遍的に使用されている尺度）に基づいて、最大の影響を与えたオーストラリアの天文学記事について報告します。開花している四半世紀の天文学における5つの連続した時間間隔から、最も引用されている上位10の論文、したがってそれらの研究分野も特定しました。さらに、私たちは、数人の先駆的な女性を含む、関係する62人の科学者のそれぞれに、調査と小さな賛辞を提供するためにかなりの時間を費やしました。さらに、参考文献の広範なリストを提供し、多くの興味深い歴史的つながりと逸話を指摘します。
超臨界高速磁気音速衝撃波の再形成を捉えた直接多点観測
| Title |
Direct_Multipoint_Observations_Capturing_the_Reformation_of_a_Supercritical_Fast_Magnetosonic_Shock |
| Authors |
D._L._Turner,_L._B._Wilson_III,_K._A._Goodrich,_H._Madanian,_S._J._Schwartz,_T._Z._Liu,_A._Johlander,_D._Caprioli,_I._J._Cohen,_D._Gershman,_H._Hietala,_J._H._Westlake,_B._Lavraud,_O._Le_Contel,_and_J._L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01123 |
異常なミドリノスズ構成でのマルチポイント磁気圏マルチスケール（MMS）観測を使用して、地球のバウショックの上流の前震過渡構造の上流端で観測された高速磁気圏衝撃の再形成の観測を詳細に調べます。4つのMMS宇宙船は、超熱イオンジャイロ半径スケールまたはいくつかのイオン慣性長に匹敵する数百km離れていました。衝撃再形成サイクルの少なくとも半分が観察され、新しい衝撃ランプが元の衝撃ランプの「足」領域から上昇しました。多点観測を使用して、観測された時系列データを、衝撃の静止フレーム内の衝撃法線に沿った距離に変換します。この変換により、ショックの成長率や、再形成サイクル中にそれらがどのように進化するかなど、ショックのさまざまな特徴の相対的な空間スケールの独自の研究が可能になります。分析によると、再形成中に成長率が増加し、電子スケールの物理学が衝撃再形成に重要な役割を果たし、エネルギー変換プロセスも再形成と同じ周期的周期を経ます。強くて薄い電子動力学スケールの電流シートと大振幅の静電波と電磁波が報告されています。結果は、電子運動スケールプロセスとイオン運動スケールプロセスの間の重要なクロススケール結合と、非定常性の性質の詳細、無衝突の高速磁気音波衝撃での衝撃波面の再形成を強調しています。
巨視的な暗黒物質に対するEUSO-SPB2の感度
巨視的暗黒物質（またはマクロ）は、粒子暗黒物質に代わる幅広いクラスの候補を提供します。これらの候補は、主に弾性散乱を介してエネルギーを伝達し、マクロが大気を横断する場合、この線形エネルギー沈着は観測可能な信号を生成します。大気を通過するマクロによって生成される蛍光発光を研究します。EUSO-SPB2の感度を推定して、2次元パラメーター空間（$\sigma$対$M$）を制約します。ここで、$M$はマクロ質量、$\sigma$はその断面積です。
