| Title |
The_GOGREEN_survey:_the_internal_dynamics_of_clusters_of_galaxies_at_redshift_0.9-1.4 |
| Authors |
A._Biviano,_R._F._J._van_der_Burg,_M._L._Balogh,_E._Munari,_M._C._Cooper,_G._De_Lucia,_R._Demarco,_P._Jablonka,_A._Muzzin,_J._Nantais,_L._J._Old,_G._Rudnick,_B._Vulcani,_G._Wilson,_H._K._C._Yee,_D._Zaritsky,_P._Cerulo,_J._Chan,_A._Finoguenov,_D._Gilbank,_C._Lidman,_I._Pintos-Castro,_H._Shipley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01183 |
これまでに詳細に調査された最高の赤方偏移での銀河団の質量、速度異方性、および疑似位相空間密度プロファイル（それぞれ、M（r）、beta（r）、およびQ（r））を決定することを目的としています。赤方偏移0.9<z<1.4で質量M200>10^14Msolarの14クラスターのGOGREENおよびGCLASS分光データセットを組み合わせます。これらの14個のクラスターを積み重ねて、恒星の質量が10^9.5M_solarを超える581個のメンバー銀河のアンサンブルクラスターにします。MAMPOSSt法とJeans方程式手法の反転を使用して、M（r）とbeta（r）を決定します。次に、M（r）分析とbeta（r）分析の結果を組み合わせて、アンサンブルクラスターのQ（r）を決定します。アンサンブルクラスターM（r）の濃度c200は、LambdaCDM宇宙論的数値シミュレーションからの予測、および重力レンズとX線データから得られた同様の質量と同様の赤方偏移でのクラスターの以前の決定と非常によく一致しています。総質量密度と銀河の数密度分布または恒星の質量分布との間に有意差は見られません。星形成銀河は、静止銀河よりも空間的にかなり集中していません。銀河団の軌道は、中心付近では等方性で、外側ではより放射状になっています。星形成銀河や星の質量が小さい銀河は、静止している銀河や星の質量が大きい銀河よりも放射状に伸びた軌道を移動する傾向があります。総質量または数密度プロファイルのいずれかを使用して決定されたQ（r）は、数値シミュレーションによって予測されたべき乗則の動作に非常に近いものです。これまでに詳細に調査された最高の赤方偏移でのクラスターの内部ダイナミクスは、低赤方偏移クラスターのそれと非常に類似しており、数値シミュレーションの予測と非常によく一致しています。サンプルのクラスターは、すでに高度な動的緩和に達しています。（要約）
弱いレンズ効果の収束の位置依存相関関数
| Title |
Position-Dependent_Correlation_Function_of_Weak_Lensing_Convergence |
| Authors |
D._Munshi,_G._Jung,_T._D._Kitching,_J._McEwen,_M._Liguori,_T._Namikawa,_A._Heavens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01185 |
弱いレンズ効果の収束マップにおける位置依存相関関数と、最先端の数値シミュレーションを使用した3点相関関数（3PCF）の絞り込み限界との関係の体系的な研究を提供します。位置依存の相関関数をその調和関数、つまり位置依存のパワースペクトルまたは同等に統合されたバイスペクトルに関連付けます。最近提案された改良されたフィッティング関数BiHalofitをバイスペクトルに使用して、ソースの赤方偏移の関数として理論的予測を計算します。低赤方偏移の結果（$z_s=1.0-2.0$）に加えて、宇宙マイクロ波背景放射のレンズ効果から推測されたマップの結果、つまり$z_s=1100$も提供します。{\emEuclid}タイプのリアルなサーベイマスクとノイズが含まれています。位置依存のパワースペクトルに関する最近の研究と一致して、シミュレーションの結果は、適切な補正が含まれている場合の理論上の期待と一致していることがわかります。
ベラC.ルービン天文台、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡、ユークリッドミッション間の相乗効果：Ia型超新星によるダークエネルギーの抑制
| Title |
Synergies_between_Vera_C._Rubin_Observatory,_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope,_and_Euclid_Mission:_Constraining_Dark_Energy_with_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
B._M._Rose,_G._Aldering,_M._Dai,_S._Deustua,_R._J._Foley,_E._Gangler,_Ph._Gris,_I._M._Hook,_R._Kessler,_G._Narayan,_P._Nugent,_S._Perlmutte_K._A._Ponder,_B._Racine,_D._Rubin,_B._O._S\'anchez,_D._M._Scolnic,_W._M_Wood-Vasey,_D._Brout,_A._Cikota,_D._Fouchez,_P._M._Garnavich,_R._Hounsell,_M._Sako,_C._Tao,_S._W._Jha,_D._O._Jones,_L._Strolger,_H._Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01199 |
VeraC.Rubin天文台、\textit{NancyGraceRomanSpaceTelescope}からのIa型超新星のサンプルを使用して、暗黒エネルギーの制約を大幅に強化する調査調整とデータ共有の改善に対する超新星コミュニティのニーズを確認します。そして\textit{Euclid}ミッション。これらの実験からの観測の組み合わせが可能にする統計的および体系的な精度の両方の改善について説明します。たとえば、調整により、測光キャリブレーション、レッドシフト測定、および超新星距離が改善されます。また、これらの結合されたデータセットの準備を開始するために、どのチームと計画を今すぐ実施する必要があるかについても説明します。具体的には、フィールドの選択と調査の操作、測光キャリブレーション、分光学的フォローアップ、ピクセルレベルの処理、およびコンピューティングにおける協調的な取り組みを求めています。これらの取り組みは、Ia型超新星を使った実験だけでなく、すべての時間領域研究、およびマルチメッセンジャー天体物理学を使った宇宙論にも役立ちます。
ボイドの中央領域：分析ソリューション
ボイド中央領域の正確な解析式を提供します。中心密度は、初期摂動の振幅によってのみ決定されることを示します。私たちの結果は、N体シミュレーションがボイドの空をいくらか過大評価していることを示唆しています。それらの大部分は中央の低密度$\delta_c>-73\％$を持ち、$\delta_c<-88\％のボイドはほとんどないはずです。$。ボイドの中央領域は、開いたフリードマンの「宇宙」の一部であり、その進化は宇宙の進化とは大幅に異なります。曲率項が支配的な長い段階があり、ボイド内の銀河団や巨大な銀河の形成を防ぎます。。ボイドセンターの密度プロファイルは非常にフラットである必要があります。N体シミュレーションによって得られたいくつかのボイドモデルについて説明し、それらを改善するいくつかの方法を提供します。また、暗黒エネルギーによってボイドの密度が低くなることも示しています。
理論的な誤差共分散によるバリオン効果の緩和
| Title |
Mitigating_baryonic_effects_with_a_theoretical_error_covariance |
| Authors |
Maria_G._Moreira,_Felipe_Andrade-Oliveira,_Xiao_Fang,_Hung-Jin_Huang,_Elisabeth_Krause,_Vivian_Miranda,_Rogerio_Rosenfeld,_Marko_Simonovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01397 |
宇宙せん断パワースペクトルを小規模にモデル化する際の不確実性の主な原因の1つは、バリオン物理学の影響です。ステージIV調査の正確な宇宙論には、パーセントレベルでの非線形領域の奥深くにある物質パワースペクトルの知識が必要です。したがって、宇宙論的分析で小規模からの情報を考慮する場合は、バリオンの不確実性を考慮に入れるための信頼できる緩和技術を開発することが重要です。この作業では、せん断角パワースペクトルの場合のバリオン物理学を処理するための新しい緩和方法を開発します。この方法は、流体力学的シミュレーションによって通知されたバリオンの不確実性を組み込んだ拡張共分散行列に基づいています。13の流体力学的シミュレーションの結果と、拡張ハローモデルコード{\ttHMCode}を使用した$\Lambda$CDMモデルへの適合から生じる残余誤差を使用して、バリオン物理学を説明します。これらの残差誤差は、元の共分散行列に追加される、いわゆる理論的誤差共分散行列をモデル化するために使用されます。メソッドのパフォーマンスを評価するために、モックデータとしてバリオンパラメーターの極値が異なる4つの流体力学シミュレーションからの2D断層撮影せん断を使用し、$\Omega_m$と$\sigma_8$の残差バイアスを比較する尤度分析を実行します。私たちの方法とLSSTのような調査のためのHMCode。メソッドのロバスト性をテストするために、理論上の誤差共分散行列のさまざまなモデリングを使用します。精度をわずかに低下させる代わりに、テストされた宇宙論的パラメーターの決定におけるバイアスを減らすことが可能であることを示します。
宇宙の距離梯子関係のプローブとしての強いレンズシステムと銀河団観測
| Title |
Strong_lensing_systems_and_galaxy_cluster_observations_as_probe_to_the_cosmic_distance_duality_relation |
| Authors |
R._F._L._Holanda,_F._S._Lima,_Akshay_Rana,_Deepak_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01614 |
この論文では、大規模な構造観測を使用して、宇宙の距離二重性関係（CDDR）、$D_{\rmL}（1+z）^{-2}/D_{\rmA}=\eta=1をテストします。$、$D_{\rmL}$と$D_{\rmA}$は、それぞれ光度と角直径距離です。テストを実行するために、次のデータセットが考慮されます：強いレンズシステムと銀河団の測定（ガス質量分率）。特定の宇宙論モデルは採用されておらず、平らな宇宙のみが想定されています。2つの$\eta（z）$パラメータ化を検討することにより、$1.5\sigma$内のCDDRの有効性が得られました。これは、宇宙論データを含む他の最近のテストと完全に一致しています。私たちの結果は銀河団のバリオン収支とは無関係であるとコメントする価値があります。
動的暗黒エネルギー（DDE）パラダイムの欠点を強調します。赤方偏移$f（z）$の特定の関数に対して、状態方程式（EOS）、$w（z）=w_0+w_af（z）$を使用するパラメトリックモデルの場合、$w_a$のエラーが$f（z）$：$f（z）$が赤方偏移$z$で急速に増加する場合、$w_a$のエラーは小さくなり、その逆も同様です。その結果、パラメトリックDDEモデルにはある程度の恣意性があり、1つのモデルの実行に集中しすぎると、DDEが見落とされる可能性があります。特に、ユビキタスなChevallier-Polarski-LinderモデルがDDEに対する感度が最も低いモデルの1つであることを示します。また、ノンパラメトリック再構成で明らかになった$w（z）$の「ウィグル」についてもコメントします。具体的には、ウィグルで最も関連性の高いフーリエモードを分離し、モデル化して元のデータに戻し、ウィグルを確認します。$\lesssim2\sigma$。再構成に入る仮定を掘り下げ、ウィグルに明らかに影響を与える仮定された相関がDDEの場の理論モデルに強い制約を課していると主張します。
| Title |
Improved_cosmological_fits_with_quantized_primordial_power_spectra |
| Authors |
D._J._Bartlett,_W._J._Handley_and_A._N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01938 |
量子化された波数ベクトルを使用した原始パワースペクトルに基づいて、宇宙論モデルを観測的に調べます。$k_0=3.225\times10^{-4}\mathrm{Mpc}^{-1}$および間隔$\Deltak=2.257\times10^{-4}\mathrm{Mpc}の線形量子化パワースペクトルの導入^{-1}$は、一致ベースラインよりもPlanck2018の観測値によりよく適合し、$\Delta\chi^2=-8.55$です。Lasenbyetal[1]の結果を拡張して、暗黒物質と宇宙定数を含む宇宙の将来の共形境界を超えて摂動が有限のままであるという要件が、線形に量子化された原始パワースペクトルをもたらすことを示します。この将来の共形境界量子化宇宙論の赤外線カットオフは、観測と互換性のある宇宙マイクロ波背景放射パワースペクトルを提供しないことがわかりますが、将来の理論は、より観測的に一貫した量子化スペクトルを予測する可能性があります。
高いpCO $ _2 $は、ハビタブルゾーンのほとんど全体で温帯の地球のような惑星でのCO $ _2 $摂動に対する感度を低下させます
CO$_2$のほぼ対数的な放射の影響は、液体の水居住可能ゾーン（HZ）の外縁近くの惑星が、液体の水を立てるのに役立つ温度を維持するために、$\sim$10$^6$x多くのCO$_2$を必要とすることを意味します。内縁近くの対応するものよりも惑星の表面。この対数放射応答は、特定の質量の大気中のCO$_2$の変化が、より高いpCO$_2$惑星に対してより小さな温度効果を持つことも意味します。海洋のpHは、海水の炭酸塩のスペシエーションと炭酸カルシウムの溶解/沈殿によって大気中のpCO$_2$に関連付けられ、pCO$_2$の変化に対するpHの応答も初期のpCO$_2$が高くなると低下します。ここでは、理想化された気候と海洋化学モデルを使用して、HZの最も内側の領域にある低pCO$_2$惑星の表面温度と海洋pHに壊滅的な変化を引き起こすのに十分な大きさのCO$_2$摂動がpCO$_2$が高い惑星への影響は小さい。中部から外部のHZの高pCO$_2$惑星での地球外の化石燃料の燃焼または火山性CO$_2$のガス放出の主な発作は、表面温度と海洋pHに軽度または無視できる影響を与えるはずです。pCO$_2$が低いため、顕生代の地球の表面環境は、より低い星座を受け取る同様の惑星と比較して、異常に不安定である可能性があります。
| Title |
Long-Term_Orbit_Dynamics_of_Decommissioned_Geostationary_Satellites |
| Authors |
Simone_Proietti,_Roberto_Flores,_Elena_Fantino,_Mauro_Pontani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01240 |
名目上のミッションシナリオでは、静止衛星は、運用中の衛星に干渉しない適切な廃棄軌道に到達するために、寿命末期の軌道操作を実行します。この研究では、廃棄操作が行われず、軌道が制御されずに進化するという仮定の下で、廃止された静止衛星の長期的な軌道進化を調査します。動的モデルは、静止軌道の高度での重力場のすべての関連する高調波、ならびに月と太陽によって引き起こされる太陽放射圧と第三者の摂動を説明します。軌道伝搬は、異なる運動方程式と数値積分法に基づく2つのアルゴリズムを使用して実行されます。（i）8〜7次のドルマン式とプリンス式に基づくルンゲクッタ数値積分スキームを使用した修正等距離要素のガウス惑星方程式。（ii）ルンゲクッタフェルベルグ7/8積分スキームを使用した地球固定フレーム内のデカルト状態の運動方程式。数値結果は、数十年の積分時間にわたって優れた一致を示しています。ジオポテンシャルのJ22項に起因する、軌道運動と地球の自転との間の共鳴による縦方向のドリフトなど、いくつかのよく知られた現象が発生します。さらに、太陽と月による第三者の摂動は、2つの主要な影響を引き起こします：（a）軌道面の歳差運動、および（b）複雑な縦方向のダイナミクス。この研究は歳差運動の予測のための分析的アプローチを提案し、数値的に得られた軌道進化との一致を示しています。さらに、長期の軌道伝搬は、上記の複雑な縦方向のダイナミクスが数十年の時間スケールにわたって持続することを示しています。J22摂動のみによる既知の影響とは対照的に、異なる経度領域への頻繁で予測不可能な移行が発生します。
| Title |
Efficiency_of_the_oxygenic_photosynthesis_on_Earth-like_planets_in_the_habitable_zone |
| Authors |
Giovanni_Covone,_Riccardo_M._Ienco,_Luca_Cacciapuoti_and_Laura_Inno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01425 |
酸素発生光合成は、地球生物圏で最も重要な生化学的プロセスであり、入力化学成分とエネルギー源としての光が一般的に利用可能であることを考えると、他の居住可能な地球型惑星で非常に一般的である可能性があります。したがって、それらのスペクトル型と惑星と星の分離の関数として、星の周りの惑星での酸素光合成の効果的な可能性を評価することが重要です。ホスト星の有効温度と惑星星の分離の関数として、酸素光合成に役立つ波長範囲での放射の光子束、エクセルギー、およびエクセルギー効率を推定することを目的としています。これらの量を分析的に計算し、その結果を既知の地球のような惑星の小さなサンプルの推定値と比較します。エクセルギーは、2600〜7200Kの範囲内で、星の有効温度の増加関数であることがわかります。これは、星と惑星の分離と星の有効温度の両方に依存します。涼しい星の周りの太陽系外惑星上の生物圏は、一般的に光が制限されている可能性があります。これまでのところ、有用な光子束、エクセルギー、エクセルギー効率の点で地球に匹敵する地球型惑星は観測されていません。
アクティブなcentaur2020 MK4
| Title |
The_active_centaur_2020_MK4 |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos,_R._de_la_Fuente_Marcos,_J._Licandro,_M._Serra-Ricart,_S._Martino,_J._de_Leon,_F._Chaudry_and_M._R._Alarcon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01668 |
環境。ケンタウロスは木星と海王星の軌道の間を太陽の周りを回っています。既知のケンタウロスのごく一部だけが彗星のような特徴を示すことがわかっています。彗星29P/シュワスマンワッハマン1は、最も注目に値する活動的なケンタウロスです。それは木星を越えてほぼ円形の経路で太陽を周回します。ほんの一握りの既知のオブジェクトだけが同様の軌道をたどります。目的。2020MK4の測光観測を提示します。これは、29Pの軌道とあまり変わらない軌道を持つ最近発見されたケンタウロスであり、その動的進化の予備調査を実行します。メソッド。JacobusKapteyn望遠鏡とIAC80望遠鏡で取得した2020MK4の広帯域いとこRとSloang'、r'、i'の画像を分析して、彗星のような活動を検索し、その表面の色とサイズを導き出しました。その軌道進化は、直接N体シミュレーションを使用して研究されました。結果。Centaur2020MK4はニュートラルグレーで、かすかにコンパクトな彗星のようなコマがあります。そのカラーインデックスの値、（g'-r'）=0.42+/-0.04および（r'-i'）=0.17+/-0.04は、太陽の値と同様です。原子核の絶対等級の下限はHg=11.30+/-0.03magであり、0.1-0.04の範囲のアルベドの場合、間隔（23、37）kmでのサイズの上限が与えられます。その軌道進化は非常に混沌としており、2020年のMK4は次の200年の間に太陽系から放出される可能性があります。彗星29Pは、過去に2020MK4で比較的接近したフライバイを経験しましたが、一時的な木星衛星であった場合もありました。結論。中心核の周りに物質のコマの存在を確認します。その表面の色は、このケンタウロスを灰色のグループの最も極端なメンバーの中に配置します。その過去、現在、および将来の動的進化は29Pのそれに似ていますが、2つのオブジェクトとおそらく他のオブジェクトとの間の可能な接続を確認または拒否するには、より多くのデータが必要です。
エイリアンと太陽系外惑星について：なぜ生命の探索にはおそらく水の探索が必要なのか
| Title |
Of_Aliens_and_Exoplanets:_Why_the_search_for_life,_probably,_requires_the_search_for_water |
| Authors |
Darius_Modirrousta-Galian,_Giovanni_Maddalena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01683 |
生物学的システムの圧倒的な複雑さのために、現在、最初から生物を作成することは不可能です。実際、生命の起源、つまり生物が非生物からどのように形成されるかは不明です。生命の起源がどのように発生するかをよりよく理解するために、一部の研究者はモデルから水を取り出し、代わりにもっとエキゾチックなアプローチを選択しました。これらの仮定は、天文観測と将来の宇宙探査の可能性に強い影響を及ぼします。水の特性を物理的、化学的、生物学的レベルに分解することにより、生命の形成に最も適切な媒体であることが実証されています。
ARES V：GJ1132のHSTWFC3スペクトルにおける分子吸収の証拠なしb
| Title |
ARES_V:_No_Evidence_For_Molecular_Absorption_in_the_HST_WFC3_Spectrum_of_GJ_1132_b |
| Authors |
Lorenzo_V._Mugnai,_Darius_Modirrousta-Galian,_Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Jeroen_Bouwman,_Giuseppe_Morello,_Ahmed_Al-Refaie,_Robin_Baeyens,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Doriann_Blain,_Am\'elie_Gressier,_Gloria_Guilluy,_Yassin_Jaziri,_Flavien_Kiefer,_Mario_Morvan,_William_Pluriel,_Mathilde_Poveda,_Nour_Skaf,_Niall_Whitefort,_Sam_Wright,_Kai_Hou_Yip,_Tiziano_Zingales,_Benjamin_Charnay,_Pierre_Drossart,_J\'er\'emy_Leconte,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann_and_Jean-Philippe_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01873 |
G141グリズム（1.125-1.650）で得られた暖かい（$\sim$500K）スーパーアース（1.13R$_\oplus$）であるGJ1132bの通過の空間的にスキャンされた分光観測に関する研究を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3（WFC3）の$\mu$m）。公開されているIraclisパイプラインを使用して、5回の訪問から惑星の透過スペクトルを抽出し、正確な透過スペクトルを生成しました。TauREx3大気検索コードを使用してスペクトルを分析しました。このコードを使用すると、測定値に調査対象の波長範囲の分子シグネチャが含まれておらず、フラットラインモデルに最適であることがわかります。私たちの結果は、惑星が明確な原始的で水素が支配的な大気を持っていないことを示唆しています。代わりに、GJ1132bは、曇った水素が支配的なエンベロープ、非常に濃縮された二次大気、空気がない、または検出されていない希薄な大気を持っている可能性があります。WFC3の波長範囲が狭いため、これらのシナリオはまだ区別できませんが、JamesWebbSpaceTelescopeは大気の特徴を検出できる可能性がありますが、有用な制約を提供するためにいくつかの観測が必要になる場合があります。
衛星軌道の正確で効率的な伝搬のための方法：モルニヤ軌道の事例研究
| Title |
A_Method_for_Accurate_and_Efficient_Propagation_of_Satellite_Orbits:_A_Case_Study_for_a_Molniya_Orbit |
| Authors |
Roberto_Flores,_Burhani_Makame_Burhani,_Elena_Fantino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01913 |
ミッションの設計、軌道決定、ペイロードデータの分析には、衛星軌道の高速で正確な伝搬が必要です。数値プロパゲーターの計算性能を向上させると同時に、特定のアプリケーションに必要な精度レベルを維持する方法を紹介します。これは、ミッション要件に基づいて必要な位置精度とそれに対応する加速度の許容誤差を決定し、精度要件と比較して影響が無視できる摂動力を取り除き、の調和合成のための効率的で正確なアルゴリズムを実装することによって達成されます。ジオポテンシャル勾配（つまり、重力加速度）と数値伝搬関数の許容誤差を調整して、最小のコストで所定の精度レベルを達成します。特に、精度と計算性能の最適なバランスを実現するために、保持するジオポテンシャル球面調和関数の数は、精度要件に基づいて積分中に調整されます。高次高調波の寄与は高度とともに急速に減衰するため、目標精度を満たす最小膨張度は高さとともに減少します。各高度の最適度は、高調波合成の切り捨て誤差を許容加速度誤差と等しくすることによって決定されます。このホワイトペーパーでは、テクニックとテストケースについて詳しく説明し、その精度と効率を強調しています。
TESSフルフレーム画像の暖かい木星：1年目のカタログと観測された離心率分布
| Title |
Warm_Jupiters_in_TESS_Full-Frame_Images:_A_Catalog_and_Observed_Eccentricity_Distribution_for_Year_1 |
| Authors |
Jiayin_Dong,_Chelsea_X._Huang,_Rebekah_I._Dawson,_Daniel_Foreman-Mackey,_Karen_A._Collins,_Samuel_N._Quinn,_Jack_J._Lissauer,_Thomas_G._Beatty,_Billy_Quarles,_Lizhou_Sha,_Avi_Shporer,_Zhao_Guo,_Stephen_R._Kane,_Lyu_Abe,_Khalid_Barkaoui,_Zouhair_Benkhaldoun,_Rafael_A._Brahm,_Francois_Bouchy,_Theron_W._Carmichael,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Phil_Evans,_Tianjun_Gan,_Mourad_Ghachoui,_Michael_Gillon,_Nolan_Grieves,_Tristan_Guillot,_Coel_Hellier,_Emmanuel_Jehin,_Eric_L._Jensen,_Andres_Jordan,_Jacob_Kamler,_John_Kielkopf,_Djamel_Mekarnia,_Louise_D._Nielsen,_Francisco_J._Pozuelos,_Don_J._Radford,_Francois-Xavier_Schmider,_Richard_P._Schwarz,_Chris_Stockdale,_Thiam-Guan_Tan,_Mathilde_Timmermans,_Amaury_H._Triaud,_Gavin_Wang,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01970 |
暖かい木星（ここでは、8〜200日の公転周期を持つ6地球半径より大きい惑星として定義されています）は、惑星系がどのように形成され、進化するかを理解する上で重要な欠落部分です。現在、暖かい木星がその場で形成されるのか、円盤状または高離心率の潮汐移動を受けるのか、あるいは起源チャネルが混在するのかが議論されています。これらの異なるクラスの起源チャネルは、サンプルサイズが小さいために現在評価が困難な暖かい木星の特性に対する異なる期待につながります。\TESS調査を利用して、\TESSプライムミッションデータの1年目のフルフレーム画像で\TESSバンドの光度12より明るい主系列星の周りの暖かい木星候補を体系的に検索します。\TESSチームによって\TESSオブジェクトオブインタレスト（TOI）として最初にリリースされなかった19の候補を含む、55のウォームジュピター候補のカタログを紹介します。彼らの\TESS光度曲線を適合させ、それらの離心率とトランジットタイミング変動（TTV）を特徴付け、地上ベースのフォローアップと\TESS拡張ミッション観測のリストに優先順位を付けます。階層ベイズモデリングを使用して、偏心分布の関数形式としてベータ分布、レイリー分布、および2成分ガウス分布を使用して、ウォームジュピター候補カタログの予備的な偏心分布を見つけます。完全な統計研究のために誤検出のサンプルをクリーンアップし、離心率縮退を打破するための軌道解を導き出し、質量測定を提供するには、追加のフォローアップ観測が必要になります。
銀河系周辺媒体の推定密度と金属量はどの程度ロバストですか？
| Title |
How_Robust_are_the_Inferred_Density_and_Metallicity_of_the_Circumgalactic_Medium? |
| Authors |
Anshuman_Acharya,_Vikram_Khaire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01182 |
銀河系周辺媒体（CGM）の密度や金属量などの基本的な特性の定量的推定は、入射するUVバックグラウンド放射のスペクトルに依存します。UVバックグラウンドのモデルは、主に、CGMの推定特性に不確実性をもたらす、制約が不十分なパラメーターを使用して合成されるため、大きな変動があることが知られています。ここでは、金属が豊富なCGMの物理的に動機付けられたおもちゃモデルを備えた新しいUVバックグラウンドモデルの大規模なセットを使用して、この不確実性を定量化します。低密度（$10^{-5}$cm$^{-3}$）ガスの推定密度と金属量は、6.3と3.7の係数で不確実であるのに対し、高密度（$10^{-3}）であることがわかります。$cm$^{-3}$）ガスはそれぞれ3.3倍と2.2倍です。UVバックグラウンドモデルの形状の変化は、金属量のそのような変化の完全な原因ですが、密度の変化は、UVバックグラウンドの正規化と形状の両方から生じます。さらに、より硬い（より柔らかい）UVバックグラウンドは、より高い（より低い）密度と金属量を推測します。また、$T=10^{5.5}$Kで温熱ガスを調べたところ、金属量は確実に推定されていますが、低密度から高密度のガスの推定密度は3〜5.4倍不確実であることがわかりました。密度と金属量のこのような大きな不確実性は、CGMの研究を厳しく制限し、UVバックグラウンドの合成に使用される入力パラメーターに対するより良い観測制約を要求する可能性があります。
古典的セファイド星によって追跡された銀河の渦巻腕のセグメント：年齢の不均一性の影響
銀河の渦巻腕のセグメントのパラメータの古典的セファイドの年齢への依存性を調査しました。Cepheidsのカタログ（Mel'niketal。2015）は、2つのサンプル$-$比較的若い（$P>9^\text{d}$）と比較的古い（$P<9^\text{d}）に分けられました。$）オブジェクト。らせん構造のパラメータは、2つのサンプルについて別々に、および若いオブジェクトと古いオブジェクトによってトレースされたセグメントの2つのシステムの組み合わせに対して共同で決定されました。ほとんどのセグメントでは、若いオブジェクトと古いオブジェクトのパラメータが大幅に異なります。2つのセグメントシステムの違いを考慮して、$7.23^{+0.19}_{-0.18}$kpcに等しい推定値$R_0$を取得しました。これは、最新のLMCキャリブレーションでは$R_0={8.08の値に対応します。^{+0.21}_{-0.20}}|_{\text{stat。}}{}^{+0.38}_{-0.36}|_{\text{cal。}}$kpc。セグメント間の変位は、差動回転の効果だけに減少しないことが示されている。ペルセウスといて座-2セグメントのオブジェクトのこの変位を解釈するために、銀河の滑らかな重力場を移動するときのセグメントポイントの位置の変化の動的モデリングを実行しました。スパイラルパターンの回転角速度で$\Omega_{\text{p}}=25.2\pm0.5$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$（Dambisetal。2015）若いオブジェクトと古いオブジェクトで観測されたセグメント間の変位は、$u=10\pm1.5$kms$^{-1}$の視線速度のスパイラル摂動の振幅によって説明できます。構築されたスパイラルセグメントの二重システムの場合、各セグメント内のピッチ角が一定であるという仮定と、スパイラルパターンの極が銀河の名目上の中心の方向にあるという仮定は、データと矛盾しないことが実証されています。不確実性の範囲内。
平らで回転しているポップの恒星衝突。 III星団
| Title |
Stellar_collisions_in_flattened_and_rotating_Pop._III_star_clusters |
| Authors |
M.Z.C._Vergara,_D.R.G._Schleicher,_T.C.N._Boekholt,_B._Reinoso,_M._Fellhauer,_R.S._Klessen_and_N._W._C._Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01451 |
断片化は、初期の宇宙と現在の星形成の両方の文脈で、円盤状の構造でしばしば発生します。超大質量ブラックホール（SMBH）は、その起源がよく理解されていない天体物理学的オブジェクトです。それらは何百万もの太陽質量の重さを持ち、銀河の中心に存在します。SMBHの重要な形成シナリオは、大規模なクラスター内の星の衝突と融合に基づいています。このシナリオでは、力学的摩擦により、最も大規模な星がクラスターの中心に移動します。巨大な星はより大きな衝突断面積を持っているので、これは衝突と合併の率を増加させます。これは、非常に巨大な星の暴走成長につながる可能性があり、崩壊して中間質量ブラックホールになる可能性があります。ここでは、扁平率やさまざまな回転度など、高密度の星団を記述することを可能にする宮本長井モデルの動的進化を調査します。これらのクラスターでの衝突は、主に星の数とクラスターの特定の半径サイズの初期の恒星半径に依存することがわかります。比較すると、回転は衝突率に最大$20\％$の影響を与えるようです。平坦性については、球形モデルを、スケールの高さが半径方向の範囲の約$10\％$であるシステムと比較しました。この場合、衝突速度の変化は$25\％$未満でした。全体として、パラメータは衝突の数にわずかな影響しか及ぼさないと結論付けます。私たちの結果はまた、回転がシステム内により多くの星を保持するのに役立ち、モデルと特定の実現に応じて、エスケープの数を2〜3ドル削減することを示唆しています。非常に大きな星の典型的な寿命である200万年後、$N=10^4$、$R=100$$\rm〜R_\odot$の典型的なモデルで約$630$の衝突が発生することがわかりました。-質量半径は$0.1$$\rm〜pc$であり、最も質量の大きいオブジェクトの質量は約$6.3\times10^3$$\rm〜M_\odot$になります。
任意の三軸形状のセルシックプロファイルのデプロジェクション：固有および投影された銀河サイズのロバストな測定
| Title |
Deprojecting_Sersic_Profiles_for_Arbitrary_Triaxial_Shapes:_Robust_Measures_of_Intrinsic_and_Projected_Galaxy_Sizes |
| Authors |
Glenn_van_de_Ven_(1,3),_Arjen_van_der_Wel_(2,3)_((1)_University_of_Vienna,_(2)_Ghent_University,_(3)_MPIA_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01810 |
S\'ersicプロファイルで投影された配光を任意の3軸形状の恒星系の3次元配光に変換するための分析フレームワークを提示します。主な実用的な結果は、固有の銀河サイズの単純でありながら堅牢な測定値の定義です。半径の中央値$r_\mathrm{med}$は、全光度または質量の50％を含む球の半径として定義されます。、銀河の中心までの星の距離の中央値。$r_\mathrm{med}$が、S\'ersicインデックスと固有軸比の関数として、投影されたサイズの測定値にどのように依存するかを調べ、これらのパラメーターの相対的な独立性を示します。アプリケーションとして、光の50％を囲む楕円の投影された半主軸の長さが、$r_\mathrm{med}$の不偏プロキシであり、銀河間の散乱が$\sim$10％であることを示します。（1$\sigma$）、母集団内の3軸性の変動が小さいという条件の下で。三軸性の範囲が不明または広い銀河集団の場合、$r_\mathrm{med}$の不偏プロキシは$1.3\timesR_{e}$です。ここで、$R_{e}$は、銀河を含む円形の半光半径です。-銀河への分散は20〜30％（1$\sigma$）です。また、測定された投影形状と、対応する銀河集団の固有の形状分布に関する事前の知識に基づいて、個々の銀河の傾斜を推定する方法についても説明します。計算の数値実装を利用できるようにします。
すべての、後期および初期型の局所銀河の中央および衛星のHIおよび恒星の質量二変量分布
| Title |
The_HI_and_stellar_mass_bivariate_distribution_of_centrals_and_satellites_for_all,_late-_and_early-type_local_galaxies |
| Authors |
A._R._Calette_(1),_Vladimir_Avila-Reese_(1),_Aldo_Rodr\'iguez-Puebla_(1),_Claudia_del_P._Lagos_(2_and_3),_Barbara_Catinella_(2_and_3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01983 |
ローカルの恒星質量$M_{\ast}$が与えられた場合、HIガス対恒星質量比$R_{HI}\equivM_{HI}/M_{\ast}$の条件付き分布を特徴付けます。$M_{\ast}\sim10^7$から$10^{12}$$M_{\odot}$までの銀河は、中央型と衛星型、および後期型と初期型の銀河（それぞれ、LTGとETG）に分けられます。）。そのために、1）同種の「eXtendedGALEXAreciboSDSSSurvey」、xGASS（Catinellaetal。2018）を使用して、上限を再推定し、統計分析でそれらを考慮します。2）Caletteetal。で報告されたHIデータの大規模な編集からの結果。（2018）。$R_{HI}$条件付き分布をGalaxyStellarMassFunctionと組み合わせて使用して、すべての銀河と後期/初期型の2変量$M_{HI}$および$M_{\ast}$分布を推測します。中央/衛星サブサンプルとそれらの組み合わせ。衛星は、低質量および中質量で中央よりも平均してHIガスが豊富ではなく、LTGよりもETGの方が差が大きくなります。$M_{\ast}>3-5\times10^{10}$$M_{\odot}$では、違いはごくわずかです。HIガス含有量の違いは、中央衛星と衛星の間よりもLTGとETGの間ではるかに大きくなります。私たちの経験的なHI質量関数は、すべての質量で中央銀河によって強く支配されています。ここに示されている経験的に制約された二変量$M_{HI}$および$M_{\ast}$分布は、理論的予測を比較および制約したり、銀河の模擬カタログを生成したりするために使用できます。
二元中性子星合体に起因する超高速中性子星の生存時間
| Title |
Survival_times_of_supramassive_neutron_stars_resulting_from_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Paz_Beniamini,_Wenbin_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01181 |
連星中性子星（BNS）の合併は、無期限に安定した中性子星から、重力に逆らって一時的にしかサポートされない超大質量（SMNS）または超大質量（HMNS）中性子星から、合併直後に形成されたブラックホールまで、さまざまな結果につながる可能性があります。BNSの総質量と中性子星の状態方程式に関する最新の制約は、BNSの合併の$\sim0.45-0.9$で長寿命のSMNSが形成される可能性があることを示唆しています。SMNSは通常、スピンダウンタイムスケールの一部で、崩壊する前に回転エネルギーの$\sim3-6\times10^{52}$ergを失う必要があることがわかります。SMNSフォーメーションは、BNS合併の電磁気的対応物に刻印されています。ただし、観察結果と比較すると、緊張が明らかになります。まず、崩壊時間の分布が広すぎ、放出されたエネルギーの分布が狭すぎて（そしてエネルギー自体が大きすぎて）、SMNSを動力源とするエネルギー注入の証拠として呼び出された内部X線プラトーの観測された分布を説明できません。第二に、爆風波への莫大なエネルギー注入は、非常に明るい電波過渡現象を引き起こすはずであり、これまでの研究では、短いガンマ線バーストの深い電波観測と矛盾していることがわかりました。さらに、今後の全天電波調査により、GRBジェットの形成とは関係なく、抽出されたエネルギーの分布を制限できるようになることを示します。BNS合併の残骸が形成後すぐに崩壊する場合、私たちの結果は一貫して理解できます（たとえそれらの質量がSMNS形成を可能にするのに十分低い場合でも）。この崩壊がどのように達成されるかについて簡単に概説します。この仮説をテストするには、将来のシミュレーションが必要になります。
湿った極端な質量比のインスピレーションは、宇宙での重力波検出でより一般的かもしれません
| Title |
Wet_Extreme_Mass_Ratio_Inspirals_May_Be_More_Common_For_Spaceborne_Gravitational_Wave_Detection |
| Authors |
Zhen_Pan,_Zhenwei_Lyu,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01208 |
エクストリームマスレシオインスパイラル（EMRI）は、その形成メカニズムに基づいて、ドライEMRIとウェットEMRIに分類できます。ドライ（または「ロスコーン」）EMRIは、以前はレーザー干渉計宇宙アンテナの主要なEMRIソースと見なされていましたが、主に核星団での多体散乱と重力捕獲によって生成されます。この手紙では、代替のEMRI形成チャネルを強調しています:(ウェット）銀河中心の巨大ブラックホール（MBH）の降着の周りの降着流によって支援されたEMRI形成。このチャネルでは、降着円盤が傾斜軌道上を最初に移動している恒星質量ブラックホールを捕捉し、その後それらをMBHに向かって移動させます。このプロセスにより、このような銀河でのEMRIの形成率が桁違いに向上します。MBHが急速に降着すると予想される活動銀河核の割合（$\mathcalO（10^{-2}-10^{-1}）$）を考慮に入れると、ウェットEMRIが重要な貢献をすると予測します。宇宙搭載重力波検出器によって観測されたすべてのEMRIの一部であり、数ドルの$10^5M_\odot$より重いMBHホストを支配している可能性があります。
フラットスペクトルラジオクエーサーのガンマ線フレアの待機時間からの移動する放射領域の証拠
| Title |
Evidence_for_a_moving_emitting_region_from_waiting_times_of_Gamma-ray_flares_of_Flat_Spectrum_Radio_Quasars |
| Authors |
Luigi_Pacciani_(1)_((1)_INAF-IAPS_Via_Fosso_Del_Cavaliere,_100,_I-00133_Rome_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01265 |
フラットスペクトルラジオクエーサーのガンマ線フレアの待ち時間を研究します。ここでは、スキャン統計駆動型クラスタリング手法iSRS（Pacciani2018）を採用して、FERMI-LATアーカイブデータ内のフレア状態を認識します。フレアの待機時間は、フレアのバーストが重なり合っており、平均バースト期間が約0。6年、平均バースト率が約1.3/yであると説明できることがわかりました。また、数日より短い時間の待機時間の2番目の母集団の証拠も見つかりました（青いコンポーネント）。待ち時間が短いケースが数十件見つかりました。私たちの分析では、CTA102は短い待機時間の大部分を示しました。興味深いことに、CTA102の待機時間の青色成分の顕著な検出期間は、（Jorstad2017、Casadio2019）で報告されたラジオのK1機能とC1静止機能の交差時間と一致します。得られたガンマ線フレアの待機時間の分布は、ガンマ線フレアを散発的に生成する、約30〜60pcの投影された長さ（バルクガンマ=10と仮定）でジェットに沿って移動する冷たいプラズマに起因すると解釈します。持続時間とバースト率は、43GHzのVLBAで観測された移動構造物のフェージング時間と放出率の分布と一致しています。
潮汐破壊現象における中間質量ブラックホールからの質量、スピン、超軽量ボソンの制約3XMM J215022.4-055108
| Title |
Mass,_Spin_and_Ultralight_Boson_Constraints_from_the_Intermediate_Mass_Black_Hole_in_the_Tidal_Disruption_Event_3XMM_J215022.4-055108 |
| Authors |
Sixiang_Wen,_Peter_G._Jonker,_Nicholas_C._Stone,_and_Ann_I._Zabludoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01498 |
潮汐破壊現象（TDE）3XMMJ215022.4-055108のマルチエポックX線スペクトルを、放射線による角運動量損失を考慮した相対論的スリムディスクモデルの修正バージョンを使用して、同時に正常に適合させました。ブラックホールの質量Mとスピンaの推定に対する、さまざまなディスク特性とスペクトル硬化係数fcおよび赤方偏移zの不確実性の影響を調査します。理論上の事前分布のすべての選択肢にわたって、1シグマの信頼度でMを2.2e4Ms未満に制限します。TDEホストがz=0.055で隣接する巨大な棒状レンズ状銀河に関連する星団であると仮定すると、Mとaをそれぞれ（1.75+0.45-0.05）e4Msと0.8+0.12-0.02に制約します。1シグマの信頼。高いが極値以下のスピンは、この中間質量ブラックホール（IMBH）が形成以来大幅に成長した場合、ガスの標準限界とカオス限界の両方と互換性のない方法で最後のe-foldを獲得したことを示唆しています。降着。私たちのものは、スピン測定を備えた最初の明確なIMBHです。このように、このオブジェクトは宇宙粒子物理学のための新しい実験室を表しています。そのMと超軽量ボソンの存在を厳しく制限し、質量が1.0e-15から1.0e-16eVのものを除外します。
カイラル復元されたクォーク星は宇宙に存在することができます
この論文では、デコンファインドクォーク星の状態方程式（EOS）を2フレーバーNJLモデルの枠組みで研究し、元のラグランジアンを組み合わせたパラメーター$\alpha$を導入することにより、自己無撞着な平均場近似を採用しています。さまざまな相互作用チャネルの重みを測定するために、Fierz変換されたラグランジアン$\mathcal{L}_R=（1-\alpha）\mathcal{L}+\alpha\mathcal{L}_F$。相転移の制限解除は、キラル相転移とともに起こると考えられている。したがって、NJLモデルでは閉じ込めの記述が不足しているため、真空圧はクォークを低密度で閉じ込めるように設定されています。これは、キラル相転移の臨界点に対応する圧力です。デコンファインドされたクォーク星は2太陽質量を超える可能性があるため、バッグ定数は$（130〜\mathrm{MeV}）^4$から$（150〜\mathrm{MeV}）^4$にシフトします。$\alpha$が大きくなります。さらに、潮汐変形性$\Lambda$は、$〜\alpha$の減少とともに、253から482の範囲で生成されます。これは、1.4太陽質量の中性子星の$\Lambda<800$の天文学的制約を満たします。
吸気相における二元中性子星（BNS）システムの特性を研究します。中性子星（NS）の状態方程式（EOS）を計算するために、相対論的平均場（RMF）モデルを使用します。NSの特性を調査するために、RMFモデル、つまりNL3（剛性）と2つの拡張RMFモデルIOPB-I（剛性が低い）およびG3（ソフト）が採用されています。暗黒物質（DM）粒子は、その巨大な重力場のためにNS内に付着していると仮定します。質量$M$、半径$R$、潮汐変形能$\lambda$、無次元潮汐変形能$\Lambda$などのNSのさまざまな巨視的特性は、さまざまなDM分数で計算されます。NS内にDMを追加すると、$M$、$R$、$\lambda$、$\Lambda$などの数量の値が減少します。インスピレーションフェーズのBNSプロパティを調べるために、ポストニュートン（PN）形式が考慮されます。これは、インスパイアフェーズの最後の軌道まで適切であるためです。偏波波形$h_+$と$h_\times$のひずみ振幅、（2,2）モード波形$h_{22}$、軌道位相$\Phi$、重力波の周波数$f$とを計算しました。NS内の追加候補としてDMを使用したPNパラメーター$x$。ソフトEOSを備えたBNSは、スティッフEOSと比較して、インスピレーションフェーズでより多くの時間を維持することがわかります。DM混合NSの場合、DMの割合が高いBNSは、DMの割合が少ない場合よりも吸気相でより長い時間生存します。$f$、$\Phi$、および$x$の大きさは、想定されるすべてのパラメーターセットでほぼ同じですが、最後の軌道でのそれらのインスピレーション時間は異なります。NS内のDMを使用したインスパイアフェーズでは、BNSシステムのプロパティに大きな変化が見られます。
マグネター磁気圏からの高速電波バーストとそれらの高エネルギー対応物
| Title |
Fast_radio_bursts_and_their_high-energy_counterpart_from_magnetar_magnetospheres |
| Authors |
Yuan-Pei_Yang_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01925 |
銀河マグネターSGRJ1935+2154からのX線バースト（XRB）と同時に発生する銀河高速電波バースト（FRB）の最近の発見は、少なくともいくつかのFRBがマグネター活動から生じることを意味します。FRBはマグネターの地殻破壊によって引き起こされ、バーストイベント率は地殻内の磁場強度に依存することを提案します。クラスト破砕はアルフベン波を生成し、磁気圏に電荷不足領域を形成し、非定常ペアプラズマ放電を引き起こします。FRBは、磁力線全体での不均一な対生成によるコヒーレントプラズマ発光によって生成されます。一方、FRBに関連するXRBは、外部磁力線の急速な緩和によって生成されます。この写真では、FRB200428に関連する鋭いピークの硬X線成分は、隣接するトラップされた火の玉の間の領域からのものであり、高いカットオフエネルギーを持つそのスペクトルは、共鳴コンプトン散乱に起因します。持続的なX線放射は、磁気圏活動によって加熱されたホットスポットからのものであり、その温度変化は、マグネター表面の冷却によって支配されます。この写真の中で、より強い磁場を持つマグネターは、より明るく、より頻繁に繰り返されるバーストを生成する傾向があります。
フェルミ-LAT観測を使用して、不可解なソースHESSJ1640-465とPeVatron候補HESSJ1641-463の起源を制約する
| Title |
Constraining_the_origin_of_the_puzzling_source_HESS_J1640-465_and_the_PeVatron_candidate_HESS_J1641-463_using_Fermi-LAT_observations |
| Authors |
A._Mares,_M._Lemoine-Goumard,_F._Acero,_C._J._Clark,_J._Devin,_S._Gabici,_J._D._Gelfand,_D._A._Green,_M.-H._Grondin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.02001 |
私たちの銀河には、宇宙線スペクトルのひざまで粒子を加速する可能性のある非常に高エネルギーの源はほとんどありません。これらのPeVatron候補における粒子加速のメカニズムを理解するには、\textit{Fermi}-LATおよびH.E.S.S.観測は、それらの$\gamma$線放出を特徴づけるために不可欠です。HESSJ1640$-$465とPeVatron候補HESSJ1641$-$463は、2つの隣接する（\ang[astroang]{0.25}）$\gamma$線源であり、超新星残骸（SNR）G338.3$-と空間的に一致します。$0.0およびG338.5+0.1。H.E.S.S.によって両方が検出されましたおよび\textit{Fermi}-LAT、ここでは、200\si{\mega\electronvolt}と1\si{\teraの間の8年間の\textit{Fermi}-LATデータを使用した、これら2つのソースの形態学的およびスペクトル分析を示します。\electronvolt}とその性質を評価するための多波長観測。HESSJ1640$-$465の形態は、2Dガウス分布（$\sigma=$\ang[astroang]{0.053}$\pm$\ang[astroang]{0.011}$_{stat}$$\pm$\ang[astroang]{0.03}$_{syst}$）およびそのスペクトルは、スペクトルインデックス$\Gamma=1.8\pm0.1_{\rmstat}\pm0.2_{\rmのべき乗則によってモデル化されます。syst}$。HESSJ1641$-$463は点状の線源として検出され、そのGeV放射は、$\alpha=2.7\pm0.1_{\rmstat}\pm0.2_{\rmsyst}$の対数放物線スペクトルによって記述されます。$\beta=0.11\pm0.03_{\rmstat}\pm0.05_{\rmsyst}$の有意な曲率。ラジオおよびX線フラックスの上限が導き出されました。それらの放出、すなわち、各ソースと空間的に一致するSNR内の加速粒子からの放出、近くのSNRからの宇宙線によって照らされた分子雲、およびパルサー/PWN起源を説明するためのシナリオを調査しました。新しい\emph{Fermi}-LATの結果と、無線およびフラックスX線の上限は、これらのモデルの一部に厳しい制約を課します。
次世代ケックAOのライガー：フィルターホイールと瞳孔の設計
| Title |
Liger_for_Next_Generation_Keck_AO:_Filter_Wheel_and_Pupil_Design |
| Authors |
Maren_Cosens_(1_and_2),_Shelley_A._Wright_(1_and_2),_Pauline_Arriaga_(3_and_4),_Aaron_Brown_(2),_Michael_Fitzgerald_(3),_Tucker_Jones_(5),_Marc_Kassis_(6),_Evan_Kress_(3),_Renate_Kupke_(7),_James_E._Larkin_(3),_Jim_Lyke_(6),_Eric_Wang_(3),_James_Wiley_(1_and_2),_and_Sherry_Yeh_(6)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_California_San_Diego,_USA,_(2)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California_San_Diego,_USA,_(3)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_California_Los_Angeles,_USA,_(4)_Arete_Associates,_Northridge,_CA,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_California_Davis,_USA,_(6)_W.M._Keck_Observatory,_Waimea,_HI,_(7)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_California_Santa_Cruz,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01226 |
Ligerは、W.M。向けの次世代近赤外線イメージャーおよび面分光器（IFS）です。ケック天文台は、ケック全天精密補償光学（KAPA）のアップグレードを利用するように設計されています。Ligerは、0.8〜2.4$\mu$mの波長範囲で、R$\sim$4,000〜10,000のスペクトル分解能で動作します。Ligerは、シーケンシャルイメージャーと分光器の設計を利用して、同じフィルターホイールとコールド瞳孔ストップを使用して2つのチャネル間で同時に観察できるようにします。フィルターホイールと瞳孔マスクの設計、および光学設計におけるそれらの位置と公差を示します。フィルター機構は、現在のケック/OSIRISイメージャーのシングルホイールデザインの伝統を取り入れたマルチホイールデザインです。Ligerマルチホイール構成は、機器の寿命を通じてフィルターの数と範囲を将来アップグレードできるように設計されています。瞳孔メカニズムは、複数の瞳孔マスクオプションを追加するオプションを使用して同様にアップグレードできるように設計されています。より小さなホイールメカニズムにより、ユーザーは、将来のアップグレード機能のために設計されたオープンスロットを備えた目的の瞳孔マスクを選択できます。理想的な瞳孔は、プライマリで形成された画像の形状と一致し、その回転を追跡します。追跡なしのさまざまな瞳孔形状について、理想的な瞳孔のノイズに対する同じ信号を達成するために必要な追加の露光時間をモデル化し、さまざまな形状の固定マスクのセットが、パフォーマンスをほとんど損なうことなく、機械的に単純なシステムを提供することを決定します。
次世代ケック補償光学用ライガー：イメージングカメラとスライサー用のオプトメカニカルデュワー
| Title |
Liger_for_Next_Generation_Keck_Adaptive_Optics:_Opto-Mechanical_Dewar_for_Imaging_Camera_and_Slicer |
| Authors |
James_Wiley_(1_and_2),_Kalp_Mathur_(1_and_2),_Aaron_Brown_(2),_Shelley_A._Wright_(1_and_2),_Maren_Cosens_(1_and_2),_Jerome_Maire_(2),_Michael_Fitzgerald_(3),_Tucker_Jones_(4),_Marc_Kassis_(5),_Evan_Kress_(3),_Renate_Kupke_(6),_James_E._Larkin_(3),_Jim_Lyke_(5),_Eric_Wang_(3),_Sherry_Yeh_(5)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_California_San_Diego,_USA,_(2)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California_San_Diego,_USA,_(3)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_California_Los_Angeles,_USA,_(4)_Department_of_Physics,_University_of_California_Davis,_USA,_(5)_W.M._Keck_Observatory,_Waimea,_HI,_(6)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_California_Santa_Cruz,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01228 |
Ligerは、W。M。Keck天文台用の次世代補償光学（AO）給電面分光器（IFS）およびイメージャです。この新しい機器は、KeckAll-SkyPrecisionAdaptive-optics（KAPA）によって提供されるアップグレードされたAOシステムを利用するように設計されています。Ligerは、現在のどのIFSよりも高いスペクトル分解能（R$\sim$4,000-10,000）、より広い波長範囲（$\sim$0.8-2.4$\mu$m）、およびより広い視野を提供します。ライガーオプトメカニカルシステムを特徴づけるためのカスタムメイドのデュワーチャンバーの設計と分析を紹介します。このデュワーチャンバーは、将来の実験に適応しながら、ライガーイメージングカメラとスライサーIFSコンポーネントをテストおよび組み立てるように設計されています。真空チャンバーは$10^{-5}$Torr未満で動作し、コールドシールドは90K未満に保たれます。デュワーテストチャンバーは光防振プラットフォームに取り付けられ、ベローズを備えた極低温および真空システムからさらに隔離されます。。コールドヘッドと掃除機は、実験と連動する電子機器とコンピューターも収納するカスタムカートに取り付けられます。このテストチャンバーは、ライガー機器を校正および特性評価し、将来の実験を実行するための効率的な手段を提供します。
マイクロ波キネティックコンダクタンス検出器（MKID）共振器の識別と調整のためのエンドツーエンドの深層学習パイプライン
| Title |
End-to-end_Deep_Learning_Pipeline_for_Microwave_Kinetic_Inductance_Detector_(MKID)_Resonator_Identification_and_Tuning |
| Authors |
Neelay_Fruitwala_and_Alex_B_Walter_and_John_I_Bailey_III_and_Rupert_Dodkins_and_Benjamin_A_Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01282 |
光/IRマイクロ波キネティックインダクタンス検出器（MKID）アレイの読み取りに使用される周波数コムのキャリブレーションを完全に自動化するための機械学習ベースのパイプラインの開発を紹介します。このプロセスには、アレイ内のすべてのピクセル（つまり共振器）の共振周波数と最適な駆動力を決定することが含まれます。これは通常、手動で行われます。DARKNESS（DARKスペックル近赤外エネルギー分解超伝導分光光度計）やMEC（MKID太陽系外惑星カメラ）などの最新の光学/IRMKIDアレイには、10〜20,000ピクセルが含まれているため、キャリブレーションプロセスに非常に時間がかかります。各2000ピクセルのフィードラインには、4〜6時間の手動調整が必要です。ここでは、単一の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、共振器の識別とチューニングの両方を同時に実行するパイプラインを紹介します。パイプラインのパフォーマンスは手動チューニングプロセスと同等であり、フィードラインごとにわずか12分の計算時間が必要であることがわかりました。
アストロサットサイエンスサポートセル
| Title |
AstroSat_Science_Support_Cell |
| Authors |
J._Roy,_Md_S._Alam,_C._Balamurugan,_D._Bhattacharya,_P._Bhoye,_G._C._Dewangan,_M._Hulsurkar,_N._Mali,_R._Misra,_A._Pore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01609 |
AstroSatは、2015年9月28日にインド宇宙研究機関（ISRO）によって打ち上げられた、インド初の専用多波長宇宙天文台です。打ち上げ後、AstroSatサイエンスサポートセル（ASSC）は、ISROと大学間との合弁会社として設立されました。アストロサットの使用を促進することを主な目的とする天文天体物理学センター（IUCAA）。観測提案の作成とアーカイブデータの利用の両方を目的としています。ASSCは、会議、ワークショップ、およびウェビナーを開催して、これらのアクティビティについてユーザーをトレーニングし、ヘルプデスクを実行してユーザーのクエリに対応し、ユーティリティツールを提供し、統合されたWebポータルを通じて分析ソフトウェアを配布します。また、AstroSat運用のワークフロー管理の中心となるソフトウェアプラットフォームであるISSDCに導入されているAstroSat提案処理システム（APPS）も維持しています。このペーパーでは、ASSC機能のさまざまな側面について説明します。
SARAS 3 CD / EoR放射計：受信機の設計と性能
| Title |
SARAS_3_CD/EoR_Radiometer:_Design_and_Performance_of_the_Receiver |
| Authors |
Jishnu_Nambissan_T.,_Ravi_Subrahmanyan,_R._Somashekar,_N._Udaya_Shankar,_Saurabh_Singh,_A._Raghunathan,_B.S._Girish,_K.S._Srivani,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01756 |
SARASは、CosmicDawn（CD）とEpochofReionization（EoR）から予想される赤方偏移したグローバル21cm信号を検出することを目的とした進行中の実験です。標準的な宇宙モデルは、信号が赤方偏移範囲$z\sim$6--35に存在することを予測します。これは、周波数範囲40-200〜MHzに対応し、振幅20--200〜mKのスペクトル歪みとして3〜K宇宙マイクロ波背景放射。信号の周波数は数オクターブに及ぶ可能性があり、この周波数範囲は、強い地上無線周波数干渉（RFI）と、輝度温度が数桁高い銀河系および銀河系外起源の天体物理学的前景によって支配されているため、測定用の放射計の設計このかすかな信号の除去は困難な作業です。機器の系統分類学が、測定された空のスペクトルに加法的または乗法的な紛らわしいスペクトル構造をもたらさず、したがって弱い21cm信号の検出を妨げないことが重要です。ここでは、受信機のSARAS〜3バージョンのシステム設計を紹介します。進化した設計の新機能には、ディッケスイッチング、二重差分、光学的分離が含まれ、加法および乗法体系のキャリブレーションと除去の精度が向上します。SARAS〜3受信機の構成と校正スキームの測定式を導き出し、提示し、科学目標に対する放射計受信機の性能を認定するさまざまな精密終端を使用して実行された実験室テストの結果を提供します。
| Title |
Benchmarking_and_Scalability_of_Machine_Learning_Methods_for_Photometric_Redshift_Estimation |
| Authors |
Ben_Henghes,_Connor_Pettitt,_Jeyan_Thiyagalingam,_Tony_Hey,_and_Ofer_Lahav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01875 |
正確な測光赤方偏移の推定値を取得することは宇宙論の重要な側面であり、多くの分析の前提条件のままです。レッドシフト推定を生成するための新しい方法を作成する際に、機械学習技術を使用する方向にシフトしています。ただし、生成されるデータの量が増え続ける中で、さまざまな機械学習方法がどれだけ適切にスケーリングまたは実行されるかに焦点が当てられていません。ここでは、測光赤方偏移推定のためのさまざまな教師あり機械学習手法のパフォーマンスとスケーラビリティを分析するために設計されたベンチマークを紹介します。SloanDigitalSkySurvey（SDSS-DR12）データセットを利用して、最も使用されているさまざまな機械学習アルゴリズムを分析しました。アルゴリズムのトレーニングとテストに使用される銀河の数を最大100万までスケーリングすることで、このタスクのアルゴリズムのパフォーマンスとスケーラビリティを示すいくつかのメトリックを取得しました。さらに、新しい最適化手法である時間考慮最適化を導入することにより、エラーのわずかな譲歩がどのように効率の大幅な改善を可能にするかを実証することができました。テストされたアルゴリズムから、ランダムフォレストは、平均二乗誤差、MSE=0.0042の誤差に関して最高のパフォーマンスを発揮することがわかりました。ただし、BoostedDecisionTreesやk-NearestNeighborsなどの他のアルゴリズムは非常によく似たパフォーマンスを示したため、ベンチマークを使用して、さまざまなシナリオでさまざまなアルゴリズムがどのように優れているかを示しました。このようなベンチマークは、測光赤方偏移を必要とする数十億の銀河を捕捉するLSSTなどの今後の調査でさらに重要になると考えています。
不整合およびモード不整合の高次エルミートガウスモードの電力結合損失
| Title |
Power_coupling_losses_for_misaligned_and_mode-mismatched_higher-order_Hermite-Gauss_modes |
| Authors |
Liu_Tao,_Jessica_Kelley-Derzon,_Anna_C._Green,_Paul_Fulda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01934 |
この論文では、エルミートガウス（HG）モード次数の関数として、ミスアラインメントとモードミスマッチによって引き起こされる電力結合係数と損失を分析的および数値的に調査します。高次のHGモードは、ビームの摂動の影響を受けやすいことを示します。ミスアラインメントとモードミスマッチによって引き起こされるパワーカップリング損失は、モードインデックスに対してそれぞれ線形および二次的にスケーリングします。その結果、たとえば$\mathrm{HG}_{3,3}$モードのモード不一致制限許容値は、現在使用されている基本的なガウスレーザーモードと比較して0.28分の1に減少します。これは、将来の重力波検出器で基本モードを高次モードに置き換えるための潜在的なハードルです。
M矮星のHalpha年齢-活動関係の較正
| Title |
Calibration_of_the_Halpha_Age-Activity_relation_for_M_dwarfs |
| Authors |
Rocio_Kiman_(1,_2_and_3),_Jacqueline_K._Faherty_(2)_Kelle_L._Cruz_(1,_2,_3_and_4),_Jonathan_Gagn\'e_(5_and_6),_Ruth_Angus_(2,_4_and_7),_Sarah_J._Schmidt_(8),_Andrew_W._Mann_(9),_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi_(2)_and_Emily_Rice_(1,_2_and_10)_((1)_Graduate_Center,_City_University_of_New_York,_(2)_American_Museum_of_Natural_History,_(3)_Hunter_College,_City_University_of_New_York,_(4)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(5)_Plan\'etarium_Rio_Tinto_Alcan,_Espace_pour_la_Vie,_(6)_Institute_for_Research_on_Exoplanets,_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(7)_Columbia_University,_(8)_Leibniz-Institute_for_Astrophysics_Potsdam_(AIP),_(9)_The_University_of_North_Carolina_at_Chapel_Hill,_(10)_Macaulay_Honors_College,_City_University_of_New_York) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01232 |
この作業では、Halpha放射とM矮星の年齢の関係を較正します。既知の年齢（21個の星）または既知の若い協会（871個の星）の白色矮星と共動している文献からのHalpha相当幅（HaEW）測定値を持つ892Mの矮星のサンプルを編集します。このサンプルでは、既知の協会の新しい候補メンバーである7Mの矮星を特定します。星をHaEWとスペクトル型（SpT）に従ってアクティブと非アクティブのカテゴリに分類することにより、アクティブな矮星の割合は年齢の増加とともに減少し、減少の形はSpTに依存することがわかります。年齢キャリブレータのコンパイルされたサンプルを使用して、HaEWとフラクショナルHalpha光度（LHaLbol）が年齢の増加とともに減少することがわかります。SpT<M7のHaEWは、約1Gyrまで徐々に減少します。それ以上の年齢の場合、両方とも活動しておらず、徐々に減少し続けているように見える2つの初期M矮星だけが見つかりました。また、14個のミッドタイプが見つかりました。そのうち11個は非アクティブであり、HaEWの大幅な減少を示しています。これは、磁気活動が約1Gyr後に急速に減少することを示唆しています。LHaLbolと年齢をべき乗則を破って適合させ、年齢が776Myr未満の場合のインデックスは-0.11+0.02-0.01であることがわかります。指数は年齢が高くなるほど急勾配になりますが、フィールド年齢キャリブレーターがないため、関係のこの部分の制約ははるかに少なくなります。最後に、同じ星に対して繰り返された独立した測定から、これらの94％が若い年齢（<1Gyr）で<=5AのHaEW変動のレベルを持っていることがわかります。
2013年11月7日のフレア中に観測された狭帯域スパイク
| Title |
Narrowband_Spikes_Observed_during_the_2013_November_7_Flare |
| Authors |
Marian_Karlick\'y,_Jan_Ben\'a\v{c}ek,_and_J\'an_Ryb\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01345 |
狭帯域スパイクは、数十年にわたって太陽フレアで観察されます。ただし、それらの正確な起源についてはまだ説明されています。これらのスパイクの理解に貢献するために、2013年11月7日のフレアのインパルスフェーズ中に800〜2000MHzの範囲で観測された狭帯域スパイクを分析します。無線スペクトルでは、スパイクはスパイクの典型的な広帯域雲から始まり、その後、周波数におけるそれらの分布は、非整数の周波数比を有する独特の非常に狭い帯域に変化しました。これらの狭いスパイクバンドの周波数をそれらによってうまく適合させ、分散分岐とバーンスタインモードの成長率を計算しました。比較のために、スパイクの狭いバンドが上位ハイブリッド周波数で生成されるモデルも分析しました。両方のモデルを使用して、スパイク源のプラズマ密度と磁場を推定しました。次に、モデルについて説明し、バーンスタインモードのモデルを支持する議論を示します。このスパイクイベントの周波数プロファイルをフーリエ法で分析すると、べき乗則のインデックスが-0.8〜-2.75の間隔で変化するべき乗則のスペクトルが見つかりました。このべき乗則指数がコルモゴロフスペクトル指数（-5/3）に近い場合があるため、スパイクは、乱流プラズマ再結合流出のバーンスタインモードを介して、または太陽フレアの乱流磁気再結合で直接生成されることを提案します。
共通外層の進化における最終的な軌道分離
近い連星の人口合成計算の大部分では、共通外層（CE）フェーズは、アルファ処方として知られるエネルギー保存に基づく標準処方を使用してモデル化されます。この処方では、CEフェーズの終了時の2次コアとジャイアントコアの軌道分離は、エンベロープが非結合になったときの軌道分離と見なされます。ただし、CEの進化の直接の産物であると考えられているバイナリコア（BPNe）を持つ惑星状星雲の最近の観測は、アルファ処方を使用した人口合成モデルによって予測されるよりも大幅に短い軌道周期を示しています。エンベロープのバインドを解除すると、CEの進化中に合併を回避するために必要な、しかし十分ではない条件が提供されると私たちは主張します。セカンダリのスパイラルインも停止する必要があります。これには、二次側の摩擦トルクをほぼゼロに減らすという追加の動的拘束が必要です。この論文では、BPNeの人口合成計算にこの動的制約を追加することの効果の予備調査を行います。二次側がジャイアント内の質量半径プロファイルが平坦な領域に入ると、摩擦トルクが十分に減少すると想定します。1から7の太陽質量の間のAGB星の既存の恒星モデルに基づいて、コア質量の関数としてこの領域の位置を大まかに推定します。この動的制約とアルファ処方を組み込んだ母集団合成コードを使用して、BPNeの理論的な公転周期分布を計算します。
傾斜および非対称コロナループにおけるキンクMHD波の共鳴吸収
この論文では、キンク電磁流体力学（MHD）振動の共鳴吸収に対する太陽コロナループの傾斜と非対称性の影響を個別に評価します。コールドプラズマで満たされた真っ直ぐで軸対称の円筒形磁束管によって、典型的なコロナループをモデル化しました。縦方向の質量密度成層のさまざまな値について、分散関係を数値的に解きました。傾斜ループと非対称ループでは、キンク振動の基本モードと第1倍音モードの周波数とそれに対応する減衰率が、同じ長さの半円形の傾斜していないループと比較して小さいことを示します。結果はまた、周期比$P_1/P_2$がループの傾きの増加とともに増加することを示していますが、各ループ側に非対称性を課している間は$2\％$未満、最大$9.66\％$まで減少します。ループの長さ。各モード周波数とそれに対応する減衰率の比率は、傾斜または非対称性が課されている間、ほぼ変化しません。したがって、これらの比率は、ループの形状や傾斜の状態に関係なく、冠状ループと冠状媒体の物理的パラメータを推測するのに信頼できると結論付けます。さらに、周期比$P_1/P_2$に重要ではない非対称性の影響とは対照的に、観測された振動ループの頂点の高さが小さい場合、その傾斜の状態は、特に考慮すべき重要な要素です。周期比$P_1/P_2$が、冠状地震学で考慮される場合。
NGC 281の測光観測：228個の変光星の検出
| Title |
Photometric_observations_of_NGC_281:_Detection_of_228_variable_stars |
| Authors |
Sneh_Lata,_A._K._Pandey,_J._C._Pandey,_Neelam_Panwar,_Paulomi_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01859 |
ナイニタールの1mクラスのARIES望遠鏡から実行された時系列測光を使用して、若い散開星団NGC281の領域で228個の周期変数を識別します。これらの識別された変数のクラスターメンバーシップは、色の大きさ、2つのカラー図、および運動学的データに基づいて決定されます。81個の変光星がクラスターNGC281のメンバーであることがわかります。81個の変数のうち、30個と51個がそれぞれ主系列星と前主系列星のメンバーである可能性があります。現在の研究では、主系列変光星を、変動期間、光度曲線の形状、ヘルツシュプルング・ラッセル図の位置に応じて、さまざまな変動タイプに分類しています。これらの識別された主系列変数は、$\beta$Cep、$\delta$Scuti、ゆっくりと脈動するBタイプおよび新しいクラス変数である可能性があります。51の前主系列星の中で、それらの大部分は弱い線Tタウリ星です。残りの147個の変数は、フィールド母集団に属する可能性があります。フィールド母集団の変動特性は、これらの変数がRRLyrae、$\delta$Scuti、およびバイナリ型変数である可能性があることを示しています。
ラカイユからラランドまで。フランスは、月の距離、航海の天体暦、月のテーブル、1742-1785に取り組んでいます
論文は、1742年から1785年の期間の天体暦と月距離に関するフランスの天文学者の非常に誤解されている作品を研究しています。これらの作品は、1766-1767年のネヴィルマスケリンによる航海年鑑の開発に強い影響を与えるでしょう。
MHD波と不安定性による彩層加熱
| Title |
Chromospheric_Heating_by_MHD_Waves_and_Instabilities |
| Authors |
A.K._Srivastava,_J.L._Ballester,_P.S._Cally,_M._Carlsson,_M._Goossens,_D.B._Jess,_E._Khomenko,_M._Mathioudakis,_K._Murawski,_T.V._Zaqarashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.02010 |
太陽大気内の質量とエネルギー輸送における彩層の重要性は、現在広く認識されています。このレビューでは、電磁流体力学（MHD）波の物理学と、大規模な彩層構造および磁束管における不安定性について説明します。さまざまな動的プロセスと波動現象における太陽彩層の役割の理解に役立ったいくつかの重要な観測的側面に焦点を当て、太陽彩層の加熱シナリオについても説明します。このレビューは波動の物理学に焦点を当てており、太陽大気のこの重要な層の文脈でプラズマ不安定性の基本を呼び起こします。潜在的な影響、将来の傾向、および未解決の質問も示されています。
回転するボーズ星の不安定性
回転するボーズ星、つまり、角運動量がゼロ以外の非相対論的粒子で構成されるボーズ・アインシュタイン凝縮の重力的に束縛された塊を研究します。粒子の自己相互作用が魅力的であるか無視できるほど小さい場合、これらのオブジェクトは任意の$l\ne0$で不安定であることを分析的に証明します。後者の場合、回転する星のプロファイルと支配的な不安定モードを計算します。数値的には$1\leql\leq15$で、解析的には$l\gg1$です。特に、それらの寿命は常に逆結合エネルギーに匹敵します。したがって、これらのオブジェクトは長寿命とは見なされません。最後に、十分に強い反発自己相互作用を持つモデルでは、$l=1$のBose星が安定していることを数値的に示します。
重力への非最小結合を伴う理論における距離双対
物質場への非最小結合（NMC）を伴う重力理論が、光度と角直径距離に関連するイーサリントンの距離と二重性の関係の違反につながることを示します。赤方偏移範囲$0<z<1.5$全体で、Ia型超新星とバリオン音響振動の既存の測定値を使用して、べき乗則と指数NMCモデルの制約を導き出します。これらは、宇宙マイクロ波背景放射とビッグバン元素合成データから導き出された以前の制約を補完します。
ナビエ・ストークス方程式は、指数関数的に発散する摂動解と非摂動解の間の距離を測定するさまざまな方法によって定義された、一般化されたリアプノフ指数の無限セットを生成します。このセットは、コルモゴロフスケールより下の2つの流体粒子間の距離のモーメントを提供する一般化されたリアプノフ指数と類似しているが異なることが実証されています。以前の研究と一致して、レイノルズ数$Re$での指数の減衰を示す、流体粒子の無次元リアプノフ指数の厳密な上限を導き出します。対照的に、モーメントの指数のキュムラント系列の項は、$Re$でべき乗則の成長を示します。アプリケーションとして、理想的な伝導乱流における磁場の小さな変動の成長が超断続的であり、時間とレイノルズ数の両方で指数関数的であることを示します。$Re$による乱流の無次元リアプノフ指数のゆっくりとした減少を予測する理論と、非常に速い成長を示す観測値との間の既存の矛盾を解決します。ナビエ・ストークス方程式の小さな摂動の成長に点ごとの限界が存在することは非常に妥当であることを示します。
3つの右巻きニュートリノと単純なQCD軸索セクターで標準模型を拡張すると、ニュートリノ振動、暗黒物質、バリオン非対称性を説明できます。同時に、強いCP問題を解決し、電弱真空を安定させ、臨界ヒッグスインフレーションを実装できます（現在のすべての観測限界を満たします）。ここでは、$a\nu$MSMと呼ばれるこのようなモデルで暗黒物質（DM）の一般的な分析を実行します。臨界ヒッグスインフレーションはインフラトンポテンシャルの（準）変曲点を特徴としますが、DMが$a\nu$MSMの原始ブラックホールからの寄与を受け取ることができないことを示します。これにより、多成分のアクシオン-ステライルニュートリノDMが発生し、アクシオン減衰定数などのアクシオンパラメーターをニュートリノパラメーターに関連付けることができます。いくつかのDM生成メカニズムが含まれています。トポロジカル欠陥のミスアラインメントと崩壊によるアクシオン生成、および共鳴メカニズムと非共鳴メカニズムによるステライルニュートリノ生成、および最近提案されたCPT対称宇宙です。
コアに暗黒物質（DM）を含む中性子星モデルの研究を紹介します。DMは粒子の性質を持ち、自己相互作用すると想定されています。中性子星の質量と半径の制約を使用して、ボソンまたはフェルミ粒子のDM粒子の許容特性を調査します。この目的のために、中性子星の3つの異なるモデルが考慮されます。最初のモデルは核子のみを含み、2番目のモデルはハイペロンを含み、最後のモデルはコア内のストレンジ物質を含みます。フェルミ粒子とボソンのDMのさまざまなケースに対して、さまざまなEoSが構築されます。これらのEoSは、DM粒子の選択された特性について解決され、結果は、中性子星の質量、半径、および潮汐変形能の制約に対してテストされます。中性子星内のDMと通常の物質のエネルギー密度の分布も示されています。DMが本質的にフェルミ粒子である場合、DMはコアにあるだけでなく、星の中心から表面の外側まで、星のいたるところに存在し、包み込むことさえあることがわかります。
超新星爆発における核反応の平衡定数
| Title |
Equilibrium_constants_of_nuclear_reactions_in_supernova_explosions |
| Authors |
Jorge_A._Mu\~noz,_Marcos_A._Garc\'ia_and_Jorge_A._L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01658 |
II型超新星爆発に先行する大質量星の鉄心の崩壊で起こる\b{eta}崩壊反応における陽子から中性子への変換における内部回転エネルギーの変化を研究します。\b{eta}崩壊反応を受けている電子、陽子、中性子、ニュートリノの集合を考慮し、陽子と中性子を三原子ローターとして扱い、平衡定数を評価して、陽子から中性子への変換中の回転エネルギーの変化を取得します。。このような変化をさまざまな条件で推定し、超新星爆発で放出されるエネルギーと比較します。
運動静電波とそれらの太陽風の電流構造との関連
| Title |
Kinetic_Electrostatic_Waves_and_their_Association_with_Current_Structures_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
D._B._Graham,_Yu._V._Khotyaintsev,_A._Vaivads,_N._J._T._Edberg,_A._I._Eriksson,_E._Johansson,_L._Sorriso-Valvo,_M._Maksimovic,_J._Sou\v{c}ek,_D._P\'i\v{s}a,_S._D._Bale,_T._Chust,_M._Kretzschmar,_V._Krasnoselskikh,_E._Lorf\`evre,_D._Plettemeier,_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,_and_V._Angelini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.01705 |
太陽風にはさまざまな運動波が発生します。これらの波と、現在のシートや進行中の乱流などのより大規模な構造との関係は、引き続き調査のトピックです。同様に、太陽風でイオン音波を生成する不安定性は未解決の問題のままです。この論文の目的は、0.5AUの太陽風における動的静電ラングミュア波とイオン音響波を調査し、現在のシートと関連するストリーミング不安定性が観測波を生成できるかどうかを判断することです。これらの波と電流の関係は統計的に調査されます。ソーラーオービターのラジオおよびプラズマ波計器スイートは、変動する電場の高解像度スナップショットを提供します。低周波受信機はイオン音響波の波形を解決し、タイムドメインサンプラーはイオン音響波とラングミュア波の両方の波形を解決します。これらの波形データを使用して、背景磁場から推定された、太陽風の現在の構造に関連してこれらの波がいつ観測されるかを決定します。ラングミュア波とイオン音波は太陽風で頻繁に観測されます。イオン音波は、0.5AUで約1％の時間観測されます。波は、電流が増加した領域で観察される可能性が高くなります。ただし、波は通常、現在の構造自体では発生しません。太陽風で観測された電流は小さすぎて、単一のイオンと電子の集団間の相対的なドリフトによって不安定性を引き起こすことはできません。多成分イオンおよび/または電子分布が存在する場合、観測された電流は不安定性に十分である可能性があります。イオンビームは、イオン音響波の最も妥当な発生源です。宇宙船のポテンシャルは、ラングミュア波のピーク周波数を宇宙船のポテンシャルから計算されたプラズマ周波数と比較することにより、バックグラウンド電子密度の信頼できるプローブであることが確認されています。
一般相対性理論（GR）の無毛予想は、カーブラックホール（BH）がその質量とスピンによって完全に記述されていると述べています。結果として、ブラックホール連星（BBH）リングダウンの複雑な準ノーマルモード（QNM）周波数は、残りのオブジェクトの質量とスピンによって一意に決定できます。逆に、QNM周波数の測定は、髪の毛がないという推測の独立したテストである可能性があります。この論文は、効果的な一体型形式でパラメータ化されたインスパイラル-マージャー-リングダウン波形を使用してBBHリングダウンの複雑なQNM周波数を測定することにより、無毛予想をテストすることを提案したBHの以前の研究を回転させ、それによって信号電力全体と、リングダウンの予測または推定開始時間への依存を排除します。私たちの方法は、3回目の観測（O3a）の実行の前半にLIGO-Virgoによって観測されたBBHの合併残骸の特性を分析するために使用されました。ガウスノイズでGRおよび非GR合成信号注入を使用してメソッドをテストした後、最初の（O1）および2番目の（O2）LIGO-Virgo観測実行からの2つのBBHと、O3aが実行されます。次に、O3a実行から公開された結果を使用してジョイントコンストレイントを提供します。階層的アプローチを使用してさまざまなイベントからの情報を組み合わせる最も不可知論的で保守的なシナリオでは、$90\％$の信頼性で、支配的なQNMの周波数（減衰時間）のわずかな偏差が$\deltaf_であることがわかります。{220}=0.03^{+0.10}_{-0.09}$（$\delta\tau_{220}=0.10^{+0.44}_{-0.39}$）、それぞれ$\の係数の改善LIGO-Virgo出版物のモデルで得られた結果よりもsim4$（$\sim2$）。これまでの単一イベントの最も厳しい制約は引き続きGW150914であり、$\deltaf_{220}=0.05^{+0.11}_{-0.07}$および$\delta\tau_{220}=0.07^を取得します。{+0.26}_{-0.23}$。
閃光論争：それは閃光ですか？金星に生命はありますか？
2020年9月14日、王立天文学会は、金星でのホスフィンの発見に関するウェブミナールと組み合わせた公式声明を発表しました。JCMTおよびALMA望遠鏡からのホスフィンの単一ラインミリメートル波長帯スペクトル検出（信号対雑音比は$\約$15$\sigma$）は、ホスフィンの存在量が20ppb（partsper皆様）、1000であることを示しました。地球上のそれの何倍も。ホスフィンは重要なバイオマーカーであり、金星で発見された生命の指標についてのメディアでの即時の憶測が続いています。この記事では、研究の分析と、金星の雲におけるホスフィンのスペクトル吸収特性の観測結果を紹介します。これは、潜在的な生命存在指標として示唆されています。ホスフィンが非生物的経路ではなく生物的経路を介して生成される場合、発見は金星の大気中の重要なバイオマスを意味する可能性があります。この発見は、分析と結果およびそれに対する反応に対する批判を伴う大きな論争を引き起こしました。この問題は未解決のままであり、地上での観測や、これらの質問に最終的に答えることができる宇宙探査機など、金星の研究に新たな関心が集まっています。
なぜ原始的な非ガウス性が非常に小さいのですか？
一般的な単一場のインフレーションにおけるパワースペクトルの1ループ補正は、ソフト有効場の理論を使用して、最も重要な演算子を抽出して計算されます。これは、原始的な非ガウス性も生成します。曲率摂動のスペクトルインデックスの観測された赤の傾きに反比例する強調により、補正は以前に予想されていたよりもはるかに大きいことがわかります。結果として、原始的な非ガウス性は、宇宙論的摂動理論の妥当性を保証するために、現在の観測限界よりもはるかに小さくなければなりません。
実験的に検証された唯一の基本的な宇宙論的スカラーであるヒッグススカラーは、実行可能なインフレーション現象学を生み出すことも知られています。この研究では、静的中性子星に対するヒッグスモデルの影響を調査します。特に、アインシュタインフレームのトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を導き出し、中性子星の内部と外部の両方についてそれらを数値積分することにより、二重射撃python3ベースの数値コードを使用して、中性子星の質量と半径を抽出します。、他のいくつかの関連する物理量とともに。中性子星の状態方程式に関しては、区分的ポリトロープ状態方程式を使用し、中央部分はSLy、APR、またはWFF1状態方程式です。結果の$MR$グラフは、静的な$M\sim1.6M_{\odot}$中性子星の半径が$R=10.68^{+15}より大きくなければならないGW170817イベントによって課せられた観測境界と互換性があります。_{-0.04}$kmと、星の最大質量に対応する静的中性子星の半径は、$R=9.6^{+0.14}_{-0.03}$kmより大きくなります。さらに、一般相対性理論の文脈で静的中性子星から除外されたWFF1EoSは、ヒッグス中性子星モデルに対して、GW170817イベントと互換性のある現実的な結果を提供します。
NANOGravとPPTAの張力：重力波、宇宙ひも、およびインフレーション
NANOGravのコラボレーションは最近、無次元のストリング張力$G\mu\simeq2\times10^{-11}-3\の宇宙ストリングによって放出される確率的重力波バックグラウンドの存在と互換性があると思われるパルサータイミングアレイデータを発表しました。$95\％$の信頼レベルで10^{-10}$を掛けます（$G$はニュートンの定数で、$\mu$は弦の張力を示します）。ただし、これらの結果と、PPTA実験からの$G\mu\lesssim4\times10^{-11}$にバインドされた以前のパルサータイミングアレイとの間にはある程度の緊張関係があります。ストリングネットワークを部分的に膨らませる原始的な膨張を引き起こすことによって、この緊張の緩和を提案します。後者は、インフレーションの終了後、後で再び地平線に入るため、短いストリングループは生成されません。これは、より高い周波数でより顕著である重力波スペクトルの減少につながります。ストリングが十分に遅い時間に地平線に再び入る場合、PPTAバウンドとのNANOGrav結果の調整が可能です。コールマン-ワインバーグポテンシャルを持つゲージ一重項実スカラー場によって駆動される成功したインフレーションを組み込んだ現実的な$SO（10）$モデルの例を検討します。このモデルは、インフレーションに耐える中規模のトポロジー的に安定した宇宙ひもの生成につながります。NANOGravとPPTAの間の張力が緩和されるパラメーター空間の領域を示します。最後に、上記の張力が解消された状態で、単極子と弦の両方がインフレーションに耐える例を示します。
