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Tue 6 Apr 21 18:00:00 GMT -- Wed 7 Apr 21 18:00:00 GMT

街灯標準サイレンからのハッブル定数の偏りのない尤度のない推論

Title Unbiased_likelihood-free_inference_of_the_Hubble_constant_from_light_standard_sirens
Authors Francesca_Gerardi,_Stephen_M._Feeney,_Justin_Alsing
URL https://arxiv.org/abs/2104.02728
連星中性子星合体のマルチメッセンジャー観測は、ハッブル定数($H_0$)張力の解決に向けた有望な道筋を提供します。ただし、それらの制約にマルムクイストバイアスなどの系統がないことが示されている場合に限ります。従来のベイズフレームワークでは、尤度の選択効果を説明するには、母集団と宇宙論を説明するパラメーターの関数として、検出の予想数(または割合)を計算する必要があります。潜在的にコストがかかるおよび/または不正確なプロセス。ただし、この計算は、尤度が明示的に計算されないフレームワークで推論を実行することで完全にバイパスできますが、代わりに、選択を自然に含むデータのフォワードシミュレーションを使用して適合します。これは、尤度のない推論(LFI)です。ここでは、密度推定LFIをニューラルネットワークベースのデータ圧縮と組み合わせて使用​​し、各オブジェクトのノイズの多い赤方偏移、距離、および固有速度の推定値を前提として、連星中性子星合体の模擬カタログから$H_0$を推測します。LFIが、選択効果の存在下で統計的に偏りのない$H_0$の推定値を生成し、完全なベイズ階層モデルのサンプリングの精度と一致することを示します。バイアスをマージナル化すると、$O(10^4)$母集団で構成されるトレーニングセットの$H_0$の不確実性が$6\%$だけ増加します。結果として得られるLFIフレームワークは、天体物理学全体の選択効果を伴う人口レベルの推論問題に適用できます。

PAU調査:深層学習による銀河測光の推定

Title The_PAU_survey:_Estimating_galaxy_photometry_with_deep_learning
Authors Laura_Cabayol,_Martin_Eriksen,_Adam_Amara,_Jorge_Carretero,_Ricard_Casas,_Francisco_Javier_Castander,_Juan_De_Vicente,_Enrique_Fern\'andez,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Enrique_Gaztanaga,_Hendrik_Hildebrandt,_Ramon_Miquel,_Cristobal_Padilla,_Eusebio_S\'anchez,_Santiago_Serrano,_Igancio_Sevilla-Noarbe,_Pau_Tallada-Cresp\'i
URL https://arxiv.org/abs/2104.02778
ユークリッドとベラC.ルービン天文台から期待される高品質の銀河データの劇的な増加に伴い、銀河フラックスを測定するための高速で高精度の方法に対する需要が高まるでしょう。これらは、銀河の赤方偏移を推測するために不可欠です。本稿では、銀河画像から測光を測定する深層学習法であるLumosを紹介します。Lumosは、バックグラウンドとそれに関連するエラーを予測するアルゴリズムであるBKGnetに基づいて構築されており、バックグラウンドを差し引いたフラックス確率密度関数を予測します。私たちは、40個の狭帯域フィルターカメラ(PAUCam)を使用した画像調査であるPhysicsoftheAcceleratingUniverseSurvey(PAUS)からのデータ用にLumosを開発しました。PAUCam画像は散乱光の影響を受け、予測および補正できるバックグラウンドノイズパターンを表示します。Lumosは、平均して、アパーチャ測光アルゴリズムと比較して、観測のSNRを2倍に増加させます。また、アーティファクトの歪みに対する堅牢性などの他の利点も組み込まれています。宇宙線または散乱光、デブレンドの能力、および測光を推測するために使用される銀河プロファイルパラメータの不確実性に対する感度の低下。実際、フラグ付き測光の外れ値の観測数は、アパーチャ測光と比較して10%から2%に減少しています。さらに、Lumos測光では、Deepzマシンがphoto-zコードを学習し、photo-zの外れ値率が20%減少するため、photo-zの散乱が約10%減少します。photo-zの改善は、SNRの増分から予想されるよりも低いですが、現在、測光キャリブレーションと測光の外れ値がその制限要因のようです。

インフレーション前の量子初期条件の制約

Title Constraining_Quantum_Initial_Conditions_before_Inflation
Authors T._Gessey-Jones_and_W._J._Handley
URL https://arxiv.org/abs/2104.03016
インフレに先立つエポックの間に課される原始モード関数の初期条件のさまざまな選択を理論的および観察的に調査します。いくつかの代替の量子真空処方から生じる観測量の予測を導き出すことにより、真空のいくつかの選択が理論的に他と区別できることを示します。ベイジアン分析を介してこれらの予測をPlanck2018の観測と比較すると、他の処方よりも真空真空の処方を支持する重要な証拠は示されていません。さらに、ビッグバン特異点でのホワイトノイズの初期状態を表す、凍結された初期条件を考慮します。特定の仮定の下で、宇宙論的一致モデルと凍結された初期条件は、宇宙マイクロ波背景放射の同一の予測を生成することがわかります。したがって、凍結された初期条件は、量子真空の膨張に関して以前に理解されていた観測を説明するための代替の理論的パラダイムを提供する可能性があります。

原始ブラックホール暗黒物質に結合した等方性X線

Title Isotropic_X-ray_bound_on_Primordial_Black_Hole_Dark_Matter
Authors J._Iguaz,_P._D._Serpico,_T._Siegert
URL https://arxiv.org/abs/2104.03145
質量範囲$10^{16}-10^{18}$gの等方性X線および軟ガンマ線バックグラウンドからの原始ブラックホール(PBH)の蒸発に関する制約を再検討します。2つの無視された効果のために、それらは通常推測されるよりも強いことがわかります。i)蒸発プロセスで放出された陽電子による消滅放射線の寄与。ii)測定された等方性フラックスに対する高緯度の銀河系の寄与。使用したデータセットからの境界の依存性、陽電子消滅条件、および天体物理学的背景の包含を研究します。約1.6$\times10^{17}\、$g未満の質量の暗黒物質の合計として、単色の質量関数を持つ非回転PBHを除いた競合限界を導き出します。また、スピンおよび/または拡張された対数正規質量関数を含めると、境界が狭くなることも示しています。私たちの研究は、等方性フラックスが暗黒物質の候補としてのPBHに対する感度を改善するという将来のミッションの非常に有望なターゲットであることを示唆しています。

どの惑星が長寿命の渦を引き起こしますか:低質量または高質量?

Title Which_planets_trigger_longer-lived_vortices:_low-mass_or_high-mass?
Authors Michael_Hammer,_Min-Kai_Lin,_Kaitlin_M._Kratter,_Paola_Pinilla
URL https://arxiv.org/abs/2104.02782
最近のALMAの観測では、木星よりも質量が小さいギャップを開く惑星によって説明できるリングを備えた多くの原始惑星系円盤が見つかりました。一方、最近の研究では、原始惑星系円盤は低レベルの乱流を持つべきであることが示唆されています。低粘度の円盤に関する過去の計算作業は、低質量の惑星でさえ従来の二重リングの代わりに渦を伴う可能性があるため、これら2つの開発は自己矛盾がない可能性があることを示唆しています。さまざまなアスペクト比($H/r=0.04$、0.06、0.08)と粘度($1.5\times10^{-5}\lesssim\alpha\lesssim)のディスクで成長する惑星コアの流体力学シミュレーションを実行することにより、この潜在的な不一致を調査します。3\times10^{-4}$)、これらのコアがディスクから直接ガス塊を蓄積するようにします。$\alpha<10^{-4}$の場合、$H/r\le0.06$の円盤内の土星以下の質量の惑星は、木星質量の惑星と比較して、塵の非対称性を伴う可能性が高いことがわかります。連続して数世代の渦を引き起こす可能性があります。また、$H/r=0.08$の渦は、惑星の渦巻波の影響を受けにくいため、惑星の質量や円盤の質量に関係なく、$>6000$の惑星軌道を生き残ることがわかります。結果を観測に結び付け、$H/r\ge0.08$の渦の外向きの移動が、OphIRS48の空洞またはMWC758の2つの塊を説明できる可能性があることを発見しました。最後に、おうし座のディスク母集団で観察された非対称性は、低粘度シミュレーションでの非対称寿命が長いことを考えると予想外です($\alpha\sim2\times10^{-5}$)。この不一致は、これらのディスクの粘度が高いためです。。

空気のない小天体の現実的な表面層の熱物理モデル:WISE /

NEOWISEマルチエポック熱光度曲線からの(24)テミスのスピン配向と表面ダスト特性の研究に適用

Title Thermophysical_model_for_realistic_surface_layers_on_airless_small_bodies:_applied_to_study_the_spin_orientation_and_surface_dust_properties_of_(24)_Themis_from_WISE/NEOWISE_multi-epoch_thermal_lightcurves
Authors Liang-Liang_Yu,_Wing-Huen_Ip
URL https://arxiv.org/abs/2104.02909
この作品は、エアレス小天体(RSTPM)の現実的な表面層の熱物理モデルを提案し、それらのマルチエポック熱光度曲線(WISE/NEOWISEなど)を解釈するために使用します。RSTPMは、実際の軌道サイクル、回転サイクル、粗い表面、温度に依存する熱パラメータ、および観測への太陽光反射の寄与を考慮します。したがって、軌道時間スケールの変動に関して、空気のない小天体の正確な温度分布と熱放射を生成できます。RSTPMの物理学、数学、数値アルゴリズムの詳細が示されています。WISE/NEOWISEによってマルチエポック熱光度曲線を解釈するために使用される場合、RSTPMは、放射測定手順を介して、スピン配向と表面の物理的特性(平均熱慣性またはダスト粒子の平均サイズ、粗さの割合、アルベドなど)に制約を与えることができます。応用例として、このモデルをメインベルト天体(24)テミス族の最大の天体であるテミスに適用します。これは、多くのメインベルト彗星のソース領域であると考えられています。WISE/NEOWISEによるテミスのマルチエポック(2010、2014-2018)観測が見つかり、18個の熱光度曲線が得られます。これらのデータをRSTPMでフィッティングすることにより、テミスの最適なスピン配向は、黄道座標で($\lambda=137^\circ$、$\beta=59^\circ$)、上のダスト粒子の平均半径であることが導き出されます。表面は$\tilde{b}=140^{+500}_{-114}(6\sim640)〜\mu$mと推定され、表面の熱慣性が$\sim3\rm〜Jmから変化することを示しています。^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$から$\sim60\rm〜Jm^{-2}s^{-0.5}K^{-1}$は、季節的な温度変化によるものです。さらなる分析により、テミスの熱光曲線は弱い回転位相依存の特徴を示し、光度曲線反転形状モデルの不均一な熱特性または不完全性を示していることがわかりました。

太陽系外惑星の分類の定量化:適切な居住性指標を求めて

Title Quantifying_the_Classification_of_Exoplanets:_in_Search_for_the_Right_Habitability_Metric
Authors Margarita_Safonova,_Archana_Mathur,_Suryoday_Basak,_Kakoli_Bora_and_Surbhi_Agrawal
URL https://arxiv.org/abs/2104.02991
居住性とは何ですか?定量化できますか?居住可能または潜在的に居住可能な惑星という用語の下で、私たちはどういう意味ですか?私たちの銀河だけで惑星の数が数十億に達し、おそらく星の数よりも多いと推定されているので、それらの形成経路をよりよく理解するために、それらを星のようにクラス/タイプに分類して、それらを特徴付け始める時が来ました、それらの特性、そして最終的には、生命を生むまたは維持するそれらの能力。結局のところ、私たちはこれらの数十億の惑星の1つで繁栄している生命を持っています、なぜ他の惑星ではないのですか?どの惑星が生命に適しているのか、そしてどの惑星が高価な望遠鏡の時間を費やす価値がないのか?有望な惑星のリストを作成し、それらに努力を捧げることができる、ある種の迅速な評価スコア、メトリックを見つける必要があります。太陽系外惑星の居住性は、天体物理学、宇宙生物学、惑星科学、さらには地球環境科学を統合する学際的な主題です。居住性の既存のメトリックと太陽系外惑星の新しい分類スキームを確認し、居住性スコアを評価し、太陽系外惑星の分類プロセスを自動化するための計算知能技術の使用について説明します。CDHSやCEESAなどの新しいメトリックを計算する場合のように、凸最適化手法を解くことで、MLベースの太陽系外惑星の分類がどのように相互検証されるかを調べます。太陽系外惑星の居住性ランキングに対する最近の批判にもかかわらず、この分野は、宇宙情報学、人工知能、機械学習の利用可能なすべての機械を使用するために継続し、進化する必要があります。それは実際には天文学の恒星型と同じような規模に発展し、詳細な追跡対象のために潜在的に居住可能な惑星を探すために重要な特性で太陽系外惑星をスクリーニングする迅速なツールとして使用されるかもしれません。

連星系の惑星形成ディスクにおけるダスト進化についてI-理論的および数値的モデリング:ラジアルドリフトはバイナリディスクでより高速です

Title On_dust_evolution_in_planet-forming_discs_in_binary_systems._I_--_Theoretical_and_numerical_modelling:_radial_drift_is_faster_in_binary_discs
Authors Francesco_Zagaria,_Giovanni_P._Rosotti_and_Giuseppe_Lodato
URL https://arxiv.org/abs/2104.03022
多くの星は、バイナリまたは高次の複数の恒星系にあります。近年、多くのバイナリが太陽系外惑星をホストすることが証明されていますが、惑星形成が複数の恒星系でどのように進行するかは、理論的な観点からまだあまり研究されていません。この論文では、連星の惑星形成ディスクにおけるダスト粒子の進化に焦点を当てています。連星と二次円盤の進化は独立しているという仮説の下で、連星系の各構成要素の周りの円盤内のガスと塵のダイナミクスを考慮に入れます。以前の研究から、バイナリディスク内のガスの経年変化は、それらのホスト星との潮汐相互作用のために促進されることが知られています。ここでは、二値性がダストのダイナミクスにも影響を与えることを証明します。おそらくガスよりも劇的な方法です。特に、恒星の伴星の存在は、より速く、より効率的な放射状ドリフトのために、バイナリディスクに保持される固体の量を大幅に減らし、最終的にそれらの寿命を短くします。ディスクがどれだけ速く分散するかは、より広いバイナリのディスクが長生きするバイナリ分離と、ディスクの粘度の両方に依存することを証明します。粘度の低いディスクは、進化の初期段階で大量の固形物を失いますが、ゆっくりと消散しますが、粘度の高いディスクは逆の動作を示します。バイナリディスク内の塵のより速い半径方向の移動は、惑星形成に著しい影響を及ぼします。これは、他のディスク下部構造が半径方向のドリフトをさらに停止しない限り、この敵対的な環境では抑制されているようです。プロセスは非常に短い時間スケールで行われます。

火星の形成は、ガス巨人の原始軌道を制約する可能性があります

Title Mars'_formation_can_constrain_the_primordial_orbits_of_the_gas_giants
Authors Jason_Man_Yin_Woo,_Joachim_Stadel,_Simon_Grimm,_Ramon_Brasser
URL https://arxiv.org/abs/2104.03119
最近の高精度の隕石データは、火星が太陽系の始まりから10マイル以内に急速に降着を終え、地球と完全に重ならない降着帯を持っていたと推測しています。ここでは、円盤内の微惑星の高解像度シミュレーションからの惑星胚の降着帯の詳細な研究を提示します。現在の離心率(EJS)で木星と土星を使用したすべてのシミュレーションでは、急速に形成される火星と地球領域の胚の間に同様の降着ゾーンが生じることがわかりました。一方、木星と土星(CJS)の円軌道が多いと仮定すると、地球と金星の領域の胚によって完全に支配されていない降着帯で火星を形成する可能性が大幅に高くなりますが、CJSは一般にEJSよりも火星の形成が遅くなります。平均オーバーラップ係数(OVL)を使用して、異なる領域の胚の降着ゾーン間のオーバーラップの程度をさらに定量化することにより、CJSのOVLが、地球と火星のコンドライト同位体混合モデルからのOVLとよりよく一致することを発見しました。は、巨大惑星がガスディスクの降着中に今日よりも多くの円軌道上に存在した可能性があり、それらの提案された不安定化前の軌道と一致することを示しています。水星と金星からのサンプルを含むより多くのサンプルは、潜在的にこの仮説を確認することができます。

インサイドアウトプラネットフォーメーション:VI。小石の輪からの微惑星の寡頭的凝固?

Title Inside-Out_Planet_Formation:_VI._Oligarchic_Coagulation_of_Planetesimals_from_a_Pebble_Ring?
Authors Maxwell_X._Cai,_Jonathan_C._Tan,_Simon_Portegies_Zwart
URL https://arxiv.org/abs/2104.03128
Inside-OutPlanetFormation(IOPF)は、惑星の形成と成長を介して、密集した内部惑星(STIP)のシステムの起源に取り組む理論です。それは、小石リングが、内部ディスク磁気回転不安定性(MRI)活性領域を伴う不感帯内部境界(DZIB)に関連する最大圧力で確立されることを予測している。直接の$N$体シミュレーションを使用して、このような小石の輪から形成された微惑星の衝突進化を研究します。特に、単一の優勢な惑星が出現するかどうかを調べます。微惑星がペブル集積によって成長し続けているモデルを含む、さまざまなモデルを検討します。微惑星の輪は寡頭制の進化を遂げ、通常、探索された初期条件やペブル集積の形態に関係なく、ほぼ同一平面上にある円軌道上で2つまたは3つの生き残った寡頭制に変わることがわかります。最も大規模な寡頭制は通常、総質量の約70\%$で構成され、構築プロセスは通常$\sim10^5$年以内に終了します。ただし、比較的大規模な二次惑星は常に一次の質量の$\sim30-65\%$のままです。そのような二次惑星は、STIPで観測された惑星の最も内側のペアの特性と矛盾する特性を持っています。したがって、IOPFがSTIP形成の実行可能な理論であるためには、最初の小石リングからの比較的大規模な二次的な寡頭的成長をどのように回避できるかを示す必要があります。モデリングに含め、次のステップとして検討する必要がある、いくつかの潜在的な追加の物理プロセスについて説明します。

長期間の超低密度太陽系外惑星HIP41378で観測されたトランジットタイミング変動

Title A_transit_timing_variation_observed_for_the_long-period_extremely_low_density_exoplanet_HIP_41378
Authors Edward_M._Bryant,_Daniel_Bayliss,_Alexandre_Santerne,_Peter_J._Wheatley,_Valerio_Nascimbeni,_Elsa_Ducrot,_Artem_Burdanov,_Jack_S._Acton,_Douglas_R._Alves,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Supachai_Awiphan,_Benjamin_F._Cooke,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Laetitia_Delrez,_Brice-Olivier_Demory,_Philipp_Eigm\"uller,_Akihiko_Fukui,_Tianjun_Gan,_Samuel_Gill,_Michael_Gillon,_Michael_R._Goad,_Thiam-Guan_Tan,_Maximilian_N._G\"unther,_Bronwen_Hardee,_Beth_A._Henderson,_Emmanuel_Jehin,_James_S._Jenkins,_Molly_Kosiarek,_Monika_Lendl,_Maximiliano_Moyano,_Catriona_A._Murray,_Norio_Narita,_Prajwal_Niraula,_Caroline_E._Odden,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Peter_P._Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Benjamin_V._Rackham,_Daniel_Sebastian,_Chris_Stockdale,_Rosanna_H._Tilbrook,_Samantha_J._Thompson,_Amaury_H.M.J._Triaud,_St\'ephane_Udry,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West,_Julien_de_Wit
URL https://arxiv.org/abs/2104.03159
HIP41378fは、温帯の$9.2\pm0.1R_{\oplus}$惑星で、周期は542。08日で、密度は$0.09\pm0.02$gcm$^{-3}$と非常に低くなっています。明るい星HIP41378(V=8.93)を通過し、透過分光法を含む大気特性評価のエキサイティングなターゲットになります。HIP41378は、2019年11月19日から11月28日までの間に測光で監視されました。NGTSでHIP41378fの通過を検出しました。これは、この惑星でこれまでに検出された3番目の通過であり、公転周期を確認します。これは、HIP41378fの通過の最初の地上ベースの検出でもあります。追加の地上測光も取得され、通過時間を制限するために使用されました。トランジットは、予測より1.50時間早く発生すると測定されました。分析トランジットタイミング変動(TTV)モデルを使用して、観測されたTTVがHIP41378eとHIP41378fの間の相互作用によって説明できることを示します。TTVモデルを使用して、T$_{C、4}=2459355.087^{+0.031}_{-0.022}$(2021年5月)およびT$の派生トランジットセンターを使用して、HIP41378fの将来のトランジットのエポックを予測します。_{C、5}=2459897.078^{+0.114}_{-0.060}$(2022年11月)。

彗星科学のためのALMAAtacamaコンパクトアレイの活用:彗星C / 2015 ER61(PanSTARRS)の干渉計調査と一硫化炭素の分散源の証拠

Title Leveraging_the_ALMA_Atacama_Compact_Array_for_Cometary_Science:_An_Interferometric_Survey_of_Comet_C/2015_ER61_(PanSTARRS)_and_Evidence_for_a_Distributed_Source_of_Carbon_Monosulfide
Authors Nathan_X._Roth,_Stefanie_N._Milam,_Martin_A._Cordiner,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Nicolas_Biver,_J\'er\'emie_Boissier,_Dariusz_C._Lis,_Anthony_J._Remijan,_Steven_B._Charnley
URL https://arxiv.org/abs/2104.03210
UT2017年4月11日と15日に実施された彗星C/2015ER61(PanSTARRS)に向けたAtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)のスタンドアロンAtacamaCompactArray(ACA)観測を使用した、彗星の揮発性物質からの分子放出の最初の調査を報告します。4月4日の爆発の直後。HCN、CS、CH$_3$OH、H$_2$CO、およびHNCのこれらの測定値(ダストからの連続放出とともに)は、C/2015ER61の内部コマを調査し、娘/分散ソースからの非対称のガス放出と識別力のある親を明らかにしました種。この作業では、スペクトル的に統合されたフラックスマップ、自己相関スペクトル、生成率、各分子の親スケールの長さ、およびCOの厳密な上限が示されます。HCNはC/2015ER61の直接核放出と一致しますが、CS、H$_2$CO、HNC、および潜在的にCH$_3$OHは、コマ内の分散ソースに関連付けられています。Haserモデルを採用し、H$_2$CO(L$_p$$\sim$2200km)とHNC(L$_p$$\sim$3300km)に対して決定された親スケールの長さは、彗星での以前の作業と一致しています。CSには、かなりの拡張ソース生成(L$_p$$\sim$2000km)が示され、コマの未知の親からの生成を示唆しています。連続体は点光源分布を示し、フラックス密度は核が大きすぎることを意味し、核サイズの他の推定値と一致しません。これは、総質量が5〜8$\times$10$^{10}$kgのゆっくりと移動する爆発噴出物の熱放射によって最もよく説明されます。これらの結果は、C/2015ER61などの適度に明るい彗星における揮発性物質の存在量、空間分布、および分子生成の位置を明らかにするためのACAの力を示しています。

150kpcまでのNGC5128球状星団候補:ガイアと地上ベースのデータからの包括的なカタログ

Title NGC_5128_globular_cluster_candidates_out_to_150_kpc:_a_comprehensive_catalog_from_Gaia_and_ground_based_data
Authors Allison_K._Hughes,_David_J._Sand,_Anil_Seth,_Jay_Strader,_Karina_Voggel,_Antoine_Dumont,_Denija_Crnojevic,_Nelson_Caldwell,_Duncan_A._Forbes,_Joshua_D._Simon,_Puragra_Guhathakurta,_Elisa_Toloba
URL https://arxiv.org/abs/2104.02719
ケンタウルス座と彫刻家のパノラマ画像調査(PISCeS)、ガイアデータリリース2、およびNOAOソースカタログ。これらの候補を真のGCである可能性に基づいてランク付けすると、約1900が上位2つのランキングカテゴリに属し、確認のための分光学的フォローアップの最優先事項であることがわかります。新しいデータと以前のGCカタログの検証を考慮に入れると、GCの総人口は$1450\pm160$GCと推定されます。以前に低速GCであると主張されたかなりの数のソースが代わりに前景の星であり、推定されたGC速度分散を減少させることを示します。この作品は、NGC5128の$\sim4$Mpc距離でわずかに拡張されたソースを識別するガイアの力を示しており、これまでのほとんどの作業の焦点であった内部領域だけでなく、拡張されたハロー全体でGCを正確に識別できます。。

位置-位置-速度空間における異方性乱流:3次元磁場のプロービング

Title Anisotropic_Turbulence_in_Position-Position-Velocity_Space:_Probing_Three-Dimensional_Magnetic_Fields
Authors Yue_Hu,_A._Lazarian,_Siyao_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2104.02842
星間物質(ISM)の3次元磁場を直接測定することはできません。ただし、電磁流体力学(MHD)乱流の異方性の性質は、磁場を追跡する新しい方法を提供します。位置-位置-速度(PPV)空間における乱流の異方性の高度な理解に基づいて、構造関数分析(SFA)を拡張して、3次元磁場の向きとアルフベンマッハ数$M_A$の両方を測定します。磁場の強さに関する情報。Kandelらで開発された理論的枠組みに従う。(2016)、与えられた速度チャネルの異方性は、3D磁場方向と視線の間の傾斜角、および媒体の磁化の影響を受けることがわかりました。非圧縮性および圧縮性のMHDシミュレーションによって生成された合成PPVキューブを分析します。さまざまな位置角で測定されたPPVチャネルの強度変動が、空の平面の磁場の向きを明らかにしていることを確認します。チャネル幅を変えることにより、PPV空間の強度変動の異方性を使用して、磁場傾斜角と全磁場の強度の両方を同時に推定できることを示します。

Arp 220Wの流出ガスのHCN(1-0)不透明度

Title HCN_(1-0)_opacity_of_outflowing_gas_in_Arp_220W
Authors Junzhi_Wang_(SHAO),_Shu_Liu_(NAOC),_Zhi-Yu_Zhang_(NJU),_and_Yong_Shi_(NJU)
URL https://arxiv.org/abs/2104.02896
環境。高解像度ALMAデータに基づいて、Arp220westの分子流出におけるHCN/H13CN1-0ライン比の調査結果を示します。目的。活動銀河核(AGN)またはスターバーストによって駆動される銀河の流出ガス中の分子ガス質量は、これらの後者の2つの現象のフィードバックと星形成の抑制を理解するための重要なパラメーターです。線の光度から質量への変換係数は、分子線の光学的厚さに関係しています。メソッド。HCN1-0の同位体線であるH13CN1-0を使用して、HCN/H13CN1-0の線比を取得することは、流出ガス中のHCN1-0の光学的厚さを導出するための理想的な方法です。結果。流出ガス中のH13CN1-0が検出されない場合、HCN/H13CN1-0ライン比の3{\sigma}下限が得られます。これは、システム全体で見られる下限の少なくとも3倍です。ここで得られたHCN1-0不透明度の上限は、確固たる結論を引き出すにはまだ十分ではありませんが、HCN/H13CN1-0線比が高いことは、流出ガス中のHCN1-0の不透明度が低いことを示しています。HCN1-0が光学的に薄い場合。Arp220のホスト銀河に使用されるものよりも、流出ガス中の高密度ガス質量へのHCN1-0光度の低い変換係数を使用する必要があります。

低温降着理論における天の川銀河における化学的二峰性の生成の基本的なメカニズム

Title Fundamental_mechanism_of_the_creation_of_chemical_bimodality_in_the_Milky_Way_disc_in_the_cold_accretion_theory
Authors Masafumi_Noguchi
URL https://arxiv.org/abs/2104.02976
天の川(MW)ディスクスターの化学的二峰性は、MWの最も注目すべき特性の1つを構成します。宇宙論的ガス降着の低温降着理論は、この現象に対する1つの実行可能な説明を提供します。このシナリオでは、初期のエポックでの急速なコールドモード降着により、$\alpha$要素(O、Mg、Si、S、Caなど)が比較的豊富な第1世代の星が作成され、その後の冷却流によって鉄が豊富な第2世代が作成されます。世代の星、[$\alpha$/Fe]比でバイモダリティを作成します。円盤銀河の宇宙論的に動機付けられた化学進化モデルを使用して、二峰性の作成において鉄の主要な供給源として機能するIa型超新星(SNIa)が果たす役割を解明します。この目的のために、SNIaを第1世代の星(第1のSNIa)から形成されたグループと第2世代の星(第2のSNIa)から形成されたグループの2つのグループに分けます。{\itsecond}星形成段階で最初のSNIaが抑制されたモデルは、この段階の初期段階で[$\alpha$/Fe]が高い星を生成しますが、2番目のSNIaを禁止するモデルは[$\alpha$/Fe]後期の星。どちらのモデルも、明確に定義されたバイモダリティを作成できません。したがって、第1と第2のSNIaの協力は、第2の星形成段階を通じて星間ガスの豊富な鉄含有量を維持することにより、バイモダリティを作成する上で重要な役割を果たしていると結論付けます。

中間質量コンパニオンの経年的摂動の影響:II。銀河中心からの超高速星の放出

Title The_influence_of_the_secular_perturbation_of_an_intermediate-mass_companion:_II._Ejection_of_hypervelocity_stars_from_the_Galactic_Center
Authors Xiaochen_Zheng,_Douglas_N._C._Lin,_Shude_Mao
URL https://arxiv.org/abs/2104.02989
銀河中心に対して500kms$^{-1}$を超える速度の星の集団があります。これらの超高速星(HVS)の多く、おそらくほとんどはB星であり、$\rmSgr〜A^{\star近くの超大質量ブラックホール(SMBH)の周りの核クラスター内の円盤とS星に似ています。}$。このシリーズの論文Iでは、SMBHの周りの仮想ディスクから出現した星の離心率が、その中間質量コンパニオン(IMC)の経年的な摂動によって急速に励起される可能性があることを示し、IRS13Eを可能性として提案しました。IMCの候補。ここでは、このプロセスが放物線軌道上の星の流入につながり、数Myrの長期的なタイムスケールで$\rmSgr〜A^{\star}$の近くにあることを示します。このタイムスケールは、古典的緩和または共鳴緩和のいずれかによる失われたコーンへの拡散タイムスケールよりもはるかに短いです。IMCの経度と比較して、近日点黄経の高度に偏心した星の歳差運動は、それらを数Myr以内の近接にもたらします。IMCの重力摂動は、SMBHに関して、星の一部をほぼ放物線軌道から双曲線軌道に散乱させます。彼らのSMBHとのフォローアップの緊密な出会いは、彼らを超高速で脱出させる。このシナリオは、SMBHの近くで予想されるいくつかの前駆連星の分裂に基づいて、ヒルズによって提案された仮説の変形であり、その主な目的は、既知のHVSの限られた寿命を説明することです。このプロセスの以前の数値シミュレーションを、はるかに広い範囲の軌道構成で一般化します。堅牢性を示し、HVS形成のこのチャネルの効率を評価します。これらの数値シミュレーションから、HVSの観測可能な運動学的特性を推測します。

ALPINE-ALMA [CII]調査:z〜4.4-5.9の巨大な星形成銀河における運動学的多様性と回転

Title The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_Kinematic_Diversity_&_Rotation_in_Massive_Star_Forming_Galaxies_at_z~4.4-5.9
Authors G._C._Jones,_D._Vergani,_M._Romano,_M._Ginolfi,_Y._Fudamoto,_M._Bethermin,_S._Fujimoto,_B._C._Lemaux,_L._Morselli,_P._Capak,_P._Cassata,_A._Faisst,_O._Le_Fevre,_D._Schaerer,_J._D._Silverman,_Lin_Yan,_M._Boquien,_A._Cimatti,_M._Dessauges-Zavadsky,_E._Ibar,_R._Maiolino,_F._Rizzo,_M._Talia,_G._Zamorani
URL https://arxiv.org/abs/2104.03099
過去数十年にわたって、ローカル宇宙と中間赤方偏移(すなわち、z〜1-3)の銀河の運動学は非常に詳細に特徴付けられてきましたが、高赤方偏移(z>4)の銀河はほんの一握りしか調べられていません。そのような方法で。[CII]を早期に調査するアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)大型プログラム(ALPINE)の調査では、[CII]158umの放出でz=4.4-5.9に118個の星形成主系列銀河が観測され、その数が増加しました。ほぼ1桁の観測。このサンプルの形態運動学を特徴づけるために、十分にテストされた傾斜リングモデルフィッティングコード(3DBarolo)、定量的形態分類(Gini-M20)、および一連のディスク識別基準をALPINEデータに適用します。z>4レストフレームFIRおよび[CII]データのG-M20を初めて調査したところ、これらのデータのみに基づいて銀河タイプを分離するには、1"〜6kpcの解像度では不十分であることがわかりました。75[CII]-検出されたALPINE銀河29は、十分に高い有意性と十分な空間分解能で検出され、傾斜リングモデルのフィッティングと形態運動学的パラメーターの導出を可能にします。これらの結果をディスク識別基準と組み合わせることにより、14を確実に分類できます。29個のフィットソース(6個の回転子、5個のマージ、3個の分散が支配的なシステム)のうち、残りのソースは複雑な動作を示しています。次に、6個のALPINE回転子の回転曲線と動的質量プロファイルを以前に検出された2個のz〜と比較します。4〜6個のレンズなしのメインシーケンス回転子。高い回転速度(〜50-250km/s)とさまざまな回転曲線形状を検出します。

AGNIFS調査:近くのAGNホストの内部kpcにおける高温分子およびイオン化ガスの分布と励起

Title The_AGNIFS_survey:_distribution_and_excitation_of_the_hot_molecular_and_ionised_gas_in_the_inner_kpc_of_nearby_AGN_hosts
Authors R._A._Riffel,_T._Storchi-Bergmann,_R._Riffel,_M._Bianchin,_N._L._Zakamska,_D._Ruschel-Dutra,_A._J._Schonell,_D._J._Rosario,_A._Rodriguez-Ardila,_T._C._Fischer,_R._I._Davies,_N._Z._Dametto,_L._G._Dahmer-Hahn,_D._M._Crenshaw,_L._Burtscher,_M._C._Bentz
URL https://arxiv.org/abs/2104.03105
GeminiNIFS機器を使用して、近くにある36個の活動銀河($0.001\lesssimz\lesssim0.056$)のサンプルの内部0.04-2kpcのH$_22.1218\mu$mおよびBr$\gamma$フラックス分布をマッピングします。)4〜250pcの空間解像度で。34個の銀河で拡張放出が見られます。それらの$\sim$55%では、両方の線の放射が銀河の主軸に沿って最も伸びていますが、他の45%では、範囲は明確な方向に従います。H$_2$の放出は、Br$\gamma$の放出よりも集中度が低く、平均して60%大きいフラックスの半分を含む半径を示します。H$_2$の放出は、$0.4<H_2/Br\gamma<6$であるすべての銀河のほとんどの場所で、熱プロセス(X線加熱と衝撃)によって引き起こされます。H$_2$/Br$\gamma>6$(銀河の40%で見られる)の領域では、衝撃が主なH$_2$励起メカニズムですが、H$_2$/Br$\gamma<の領域では0.4$(サンプルの25%)H$_2$発光は蛍光によって生成されます。タイプ1とタイプ2のAGNの唯一の違いは、核輝線相当幅にありました。これは、前者の高温のほこりっぽいトーラスからの連続体への寄与が大きいため、タイプ2よりもタイプ1の方が小さくなっています。内側の125pc半径のガス質量は、ホットH$_2$の場合は$10^1-10^4$M$_\odot$の範囲にあり、ホットH$_2$の場合は$10^3-10^6$M$_\odot$の範囲にあります。イオン化されたガスであり、現在の降着率でサンプルのAGNに年間$10^5-10^8$で電力を供給するのに十分です。

吸収効果のある超長波長スカイモデル

Title An_Ultra-long_Wavelength_Sky_Model_with_Absorption_Effect
Authors Yanping_Cong,_Bin_Yue,_Yidong_Xu,_Qizhi_Huang,_Shifan_Zuo_and_Xuelei_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2104.03170
$\sim10$MHz未満の周波数での電波の空はまだほとんど不明であり、これは天文学における電磁スペクトルの最後の未踏の部分のままです。このような低周波数(超長波長または超低周波数)を対象とした今後の宇宙実験は、関連する周波数での空の輝度分布の合理的な期待から恩恵を受けるでしょう。この作業では、$\sim1$MHzまで有効な電波スカイモデルを開発します。離散HIIオブジェクトに加えて、天の川の温かいイオン化媒体(WIM)での熱電子による自由自由吸収を考慮に入れます。この吸収効果は$\lesssim10$MHzで明らかになり、グローバル無線スペクトルを$\sim3$MHzで反転させる可能性があります。私たちの星図は、高周波数の空とは対照的に暗い銀河面や、星図上の渦巻腕の巨大な影など、超長波長でのユニークな特徴を示しています。これは、将来の超長波長観測を設計するための有用なガイダンスとなるでしょう。私たちのモデルはhttps://doi.org/10.5281/zenodo.4454153からダウンロードできます。

天の川の滑らかなポテンシャルにおけるいて座A *の可能な軌道運動について

Title On_the_possible_orbital_motion_of_Sgr_A*_in_the_smooth_potential_of_the_Milky_Way
Authors Igor'_I._Nikiforov_and_Angelina_V._Veselova
URL https://arxiv.org/abs/2104.03229
最新の測定精度により、銀河系SgrA*の超大質量ブラックホール(SMBH)の残余/特異(ガラクトセントリック)速度が毎秒数キロメートルのオーダーで可能になります。SMBHのガラクトセントリック速度の成分に対する最新の制約を使用して、銀河の禁止モデルの周囲の核星団(NSC)とともにSMBHの可能な軌道を統合します。これらの制約によって許容される銀河の平面内の通常の銀河場におけるSMBH+NSCの振動の範囲は、銀河ポテンシャルの中心成分のセットに強く依存することが示されています。中心成分がバルジ/バーのみで表されている場合、SMBH銀河バルジ速度の点推定では、古典的なバルジが存在する場合は振動振幅が7pcを超えず、バルジがない場合は25pcに達します。SMBH速度成分が$2\sigma$有意水準内にある場合、振幅はそれぞれ15および50pcに達する可能性があります。ただし、核恒星円盤(NSD)を考慮すると、バルジがない場合でも、振動振幅は、SMBH速度の点推定でわずか5pc、$2\sigma$有意水準で10pcです。したがって、銀河のポテンシャルの確認された成分からのSMBH+NSC複合体の可能な振動は、ほとんどNSDによって制限され、後者の質量の不確実性を考慮しても、振動振幅は$13\を超えることはほとんどありません。text{pc}=6'$。

ガイアとマイクロレンズデータに基づく銀河バルジに向けたパラメトリック銀河モデル

Title A_Parametric_Galactic_Model_toward_the_Galactic_Bulge_Based_on_Gaia_and_Microlensing_Data
Authors Naoki_Koshimoto,_Junichi_Baba,_David_P._Bennett
URL https://arxiv.org/abs/2104.03306
GaiaDR2ディスク速度、VVVの適切な動き、BRAVAの半径方向の速度、OGLE-IIIの赤い塊の星の数、およびOGLE-IVの星の数とマイクロレンズの割合の空間分布に適合させることにより、銀河の膨らみに向けたパラメトリック銀河モデルを開発しました。マイクロレンズ研究での使用。銀河円盤の星の非対称ドリフトと、速度分散の銀河位置への依存性を運動学的モデルに含めます。これは、マイクロレンズ研究に使用された以前のほとんどのモデルでは無視されていました。私たちのモデルは、以前の研究で一般的に使用されていたモデルとは大幅に異なるマイクロレンズパラメータ分布を予測することを示しています。モデリングを通じて、銀河内部の初期質量関数(IMF)を含む、銀河のさまざまな基本モデルパラメーターを推定します。バルジ恒星質量の事前分布に加えて、星数からの制約とOGLE-IV調査からのマイクロレンズイベントのタイムスケール分布を組み合わせることで、広い質量範囲でのべき乗則形式を使用してIMF勾配を正常に測定できます。alpha_{\rmbd}=0.22^{+0.20}_{-0.55}$for$M<0.08\、M_{\odot}$、$\alpha_{\rmms}=1.16^{+0.08}_{-0.15}$for$0.08\、M_{\odot}\leqM<M_{\rmbr}$、および$\alpha_{\rmhm}=2.32^{+0.14}_{-0.10}$for$M\geqM_{\rmbr}$、および$M_{\rmbr}=0.90^{+0.05}_{-0.14}\、M_{\odot}$でのブレークマス。これは、局所的な星のKroupaIMFとは大きく異なりますが、バルジ光度関数から測定されたZoccaliIMFと似ています。また、バルジ領域の暗黒物質の質量分率を$28\pm7$\%と推定します。これは、以前の推定よりも大きくなる可能性があります。私たちのモデルは純粋にパラメトリックであるため、このホワイトペーパーで提供されているパラメータを使用して普遍的に適用できます。

小マゼラン雲のBe /中性子星システムSwiftJ004929.5-733107-X線特性と光学的対応物候補

Title The_Be/neutron_star_system_Swift_J004929.5-733107_in_the_Small_Magellanic_Cloud_--_X-ray_characteristics_and_optical_counterpart_candidates
Authors M._J._Coe,_J._A._Kennea,_P._A._Evans,_L._J._Townsend,_A._Udalski,_I._M._Monageng_and_D._A._H._Buckley
URL https://arxiv.org/abs/2104.02790
SwiftJ004929.5-733107は、小マゼラン雲(SMC)のX線源であり、何度か報告されていますが、SMCの混雑した領域での線源の混乱により、光学的な対応物は不明です。以前の作品は対応するものとして[MA93]302を提案しましたが、ここではS-CUBEDプロジェクトから得られたデータを使用して、X線の位置がそのオブジェクトと矛盾していることを示します。代わりに、強いHU放射を示す、新しく識別されたBe星であるというすべての兆候がある以前は分類されていなかったオブジェクトを提案します。有意なIバンド変動の存在の証拠は、これが実際には大きな星周円盤を持つBeタイプの星であることを強く示唆しています。OGLEプロジェクトによる18年以上の光学的監視により、413dの周期、おそらくシステムのバイナリ周期での周期的な変調が明らかになります。SALT光学スペクトルは、強いバルマー発光を示し、B1-3III-IVeの提案されたスペクトル分類をサポートします。S-CUBEDプロジェクトから得られたX線データは、光子指数=0.93pm0.16によく適合した時間平均スペクトルを示しています。SMCまでの既知の距離を想定すると、フラックスは光度10E35erg/sに対応します。これらの観測事実はすべて、これがSMCでBe星-中性子星X線連星(BeXRB)として確認されていることを示唆していますが、コルベット図の限界で異常に長い連星周期を持っています。

離散源とは別に、銀河円盤からのサブPeV拡散$ \ gamma $線の検出の意味

Title Implications_of_the_detection_of_sub-PeV_diffuse_$\gamma$_rays_from_the_Galactic_disk_apart_from_discrete_sources
Authors Timur_Dzhatdoev
URL https://arxiv.org/abs/2104.02838
ごく最近、チベット-AS$\gamma$コラボレーションは、100TeV-1PeVのエネルギー範囲で銀河円盤からの$\gamma$線の検出を報告しました。注目すべきことに、これらの$\gamma$線の多くは、既知の非常に高いエネルギー(E$>$100GeV)の$\gamma$線源とは別に観測されました。これらの結果は、これらの拡散$\gamma$線が次の場合に最もよく理解されます。1)エキゾチックではなく従来の(つまり、暗黒物質の崩壊または消滅)プロセスによって生成された、2)レプトン起源ではなくハドロン起源である、3)生成された安定した線源ではなく衝撃的な線源、あるいは光学的に厚い線源で。それに加えて、サブPeV拡散$\gamma$線の検出は、銀河円盤からのニュートリノのフラックスの制限と銀河宇宙線スペクトルのカットオフの剛性の下限を意味します。

Ia型超新星のスペクトルにおけるSiIIおよびSIIの特徴の研究

Title A_study_of_Si_II_and_S_II_features_in_spectra_of_Type_Ia_supernova
Authors Xulin_Zhao,_Keiichi_Maeda,_Xiaofeng_Wang_and_Hanna_Sai
URL https://arxiv.org/abs/2104.02875
Ia型超新星(SNeIa)の大規模なサンプルについて、SiII$\lambda\lambda$4130、5972、6355、およびSIIWトラフのスペクトル特性を調べました。SNeIaのNV(Normal-Velocity)サブクラスでは、SiII$\lambda$5972を除いて、これらの機能は最大光の近くで最大線強度に達する傾向があることがわかります。SIIWトラフなど、励起エネルギーが高いスペクトルフィーチャは比較的弱く、速度も比較的遅くなります。$\Delta$m$_{15}$($B$)が大きいSNeIaは、特に最大光の後のフェーズで速度が遅くなる傾向があります。NVSNeは、$\Delta$m$_{15}$($B$)の増加に伴って線強度が増加する傾向を示していますが、91T/99aaのようなSNeは反対の傾向を示しています。最大光に近い場合、SiII$\lambda$5972の吸収深度は、$\Delta$m$_{15}$($B$)と最も強い相関関係を示しますが、初期にはSiII$\の深度の合計です。lambda\lambda$4130および5972は、$\Delta$m$_{15}$($B$)との最も強い相関関係を示しています。速度と線強度の間の全体的な相関は正ですが、NVSNe内では、相関は負または無関係です。通常のSNeIaでは、長波長フィーチャと短波長フィーチャの速度差と深度比は、$\Delta$m$_{15}$($B$)の増加とともに増加する傾向があります。これらの結果は、ほとんどが原子物理学で十分に説明されていますが、飽和、線の競合、またはその他の要因の影響に関連している可能性のあるいくつかのパズルが残っています。

柔軟なガウス過程再構成法と結合する連星ブラックホールシステムの質量関数

Title A_flexible_Gaussian_process_reconstruction_method_and_the_mass_function_of_the_mergering_binary_black_hole_systems
Authors Yin-Jie_Li,_Yuan-Zhu_Wang,_Ming-Zhe_Han,_Shao-Peng_Tang,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan,_and_Da-Ming_Wei
URL https://arxiv.org/abs/2104.02969
連星ブラックホール(BBH)の質量分布を再構築するために、ガウス過程に基づく新しい方法を開発します。質量分布の形式を事前に指定する代わりに、より柔軟でノンパラメトリックなモデルを導入します。このモデルを使用すると、主に観測データによって分布を決定できます。最初にシミュレーションデータを使用してメソッドをテストし、注入された分布を十分に回復できることを確認します。次に、この方法を適用して、LIGO-Virgo重力波過渡カタログ2からのBBHの観測データを分析します。チャープ質量分布を再構築することにより、$20-30\、M_{に位置するピークまたはプラットフォームがあることがわかります。単一のべき乗則のような低質量から高質量への減少ではなく、\odot}$。さらに、$\mathcal{M}<20\、M_{\odot}$のチャープ質量範囲の1つまたは2つのピークが、データによって支持されている可能性があります。$p(q)\proptoq^{1.4}$の質量に依存しない質量比分布を仮定すると、さらに一次質量の分布が得られ、$(30、40)の範囲にある特徴があることがわかります。\、M_{\odot}$。これは、LIGOScientificCollaborationetal。で説明されている\textsc{BrokenPowerLaw}および\textsc{PowerLaw+Peak}の分布に関連付けることができます。(2020)。さらに、BBHの合併率は$\mathcal{R}=25.53^{+13.87}_{-8.76}〜{\rmGpc^{-3}〜yr^{-1}}$と推定されます。赤方偏移の進化はありません。

イジェクタ構造の非対称性とG350.1 $-$ 0.3の爆発の起源について

Title On_the_origin_of_the_asymmetry_of_the_ejecta_structure_and_explosion_of_G350.1$-$0.3
Authors Tomoya_Tsuchioka,_Yasunobu_Uchiyama,_Ryota_Higurashi,_Hiroyoshi_Iwasaki,_Shumpei_Otsuka,_Shinya_Yamada,_Toshiki_Sato
URL https://arxiv.org/abs/2104.03001
チャンドラとスザクで観測された超新星残骸G350.1$-$0.3の噴出物のX線分析を提示し、10年にわたる噴出物の運動学を明らかにし、非対称爆発の起源を理解するための新しい観測の手がかりを得ます。2009年と2018年に撮影されたチャンドラX線天文台の2つの画像は、いくつかの方法で分析され、空の平面内の速度を測定することができます。残骸の東部地域での最大速度は4640$\pm$290kms$^{-1}$(0.218$\pm$0.014arcsecyr$^{-1}$)です。これらの発見は、熱放射のスペクトルにおけるドップラー効果を精査するきっかけとなり、視線方向の速度は、1000kms$^{-1}$と推定されます。結果は朱雀のスペクトルを分析することによって確認されます。固有運動と視線速度を組み合わせると、イジェクタの3次元速度は$\sim$3000-5000kms$^{-1}$になります。爆発の中心は、観測された空間的拡大を再現するための最適な時間を見つけることによって、より厳密に制約されます。SNRの年齢は最大で655歳と推定され、CCOはSNRに対する点光源オブジェクトとして観察され、残骸の起源に関する「流体力学的キック」仮説を強化するという我々の発見。

ガンマ線バーストの重力崩壊とエネルギー前駆体における重力熱大災害

Title Gravo-thermal_catastrophe_in_gravitational_collapse_and_energy_progenitor_of_Gamma-Ray_Bursts
Authors She-Sheng_Xue
URL https://arxiv.org/abs/2104.03021
恒星の炉心の同族崩壊、ハドロン衝突緩和のビリアル定理、ハドロン衝突からの光子生成を研究します。したがって、重力エネルギーを光子エネルギーに変換する重力熱力学プロセスを示します。このプロセスは、エネルギー的かつエントロピー的に有利です。総バリオン数の保存、エネルギーと運動量の保存のオイラー方程式、および重力ポテンシャルのポアソン方程式を採用して、相同コア崩壊を記述します。ビリアル定理は、重力ポテンシャルからのハドロン衝突エネルギーゲインを決定します。ハドロン光子生成率は、光子エネルギー密度を決定します。巨視的および微視的プロセスの時間スケールは、近似を検証するために研究されています。その結果、不透明な光子球の形成を示します。その総エネルギー、サイズ、温度、数密度は、ガンマ線バースト前駆体の主なエネルギー的特徴を説明しています。これらの量の固有の相関関係を取得します。それらは恒星の核の平均熱指数にのみ依存しており、観測データと対峙することが可能です。

3C84とそのガンマ線との関係の詳細な運動学的研究

Title A_detailed_kinematic_study_of_3C_84_and_its_connection_to_Gamma-rays
Authors Jeffrey_A._Hodgson,_Bindu_Rani,_Junghwan_Oh,_Alan_Marscher,_Svetlana_Jorstad,_Yosuke_Mizuno,_Jongho_Park,_Sang-Sung_Lee,_Sascha_Trippe_and_Florent_Mertens
URL https://arxiv.org/abs/2104.03081
3C84(NGC1275)は、ペルセウス座銀河団の明るい電波コアです。強い相対論的効果がない場合でも、TeVエネルギーまでのガンマ線で線源が検出されています。その集中的な研究にもかかわらず、発生源での高エネルギー放出の原因となる物理的プロセスは未解決のままです。線源とそのガンマ線放出との関係についての詳細な運動学的研究を紹介します。サブパーセクスケールの無線構造は、ジェットの東側と西側の両方の車線でゆっくりと動く特徴によって支配されています。ジェットは、125000未満の重力半径内で最大速度まで加速したように見えます。ジェットで確実に検出された最速の速度は約0.9cでした。これにより、ローレンツ因子の最小値は約1.35になります。私たちの分析は、ソースに複数の高エネルギーサイトが存在することを示唆しています。ガンマ線がジェットの運動学的変化に関連している場合、それらはジェットの東と西の両方の車線で生成されています。3つのガンマ線フレアは、ゆっくりと移動する放出領域が2つのサブ領域に分割されるエポックと同時に発生します。これらのイベントの重要性は、2〜3シグマと推定されます。磁気リコネクションによって引き起こされるミニジェットと乱流の理論的予測に対して結果をテストし、それらに互換性があることを確認しました。

SKA-Lowプロトタイプステーション用の南半球全天無線過渡モニター

Title A_Southern-Hemisphere_all-sky_radio_transient_monitor_for_SKA-Low_prototype_stations
Authors M._Sokolowski,_R._B._Wayth,_N._D._R._Bhat,_D._Price,_J._W._Broderick,_G._Bernardi,_P._Bolli,_R._Chiello,_G._Comoretto,_B._Crosse,_D._B._Davidson,_G._Macario,_A._Magro,_A._Mattana,_D._Minchin,_A._McPhail,_J._Monari,_F._Perini,_G._Pupillo,_G._Sleap,_S._Tingay,_D._Ung,_A._Williams
URL https://arxiv.org/abs/2104.02940
スクエアキロメートルアレイの低周波コンポーネントの2つのプロトタイプステーションに実装された最初の南半球全天イメージャと無線過渡監視システムを紹介します。その展開以来、システムは記録された試運転データのリアルタイム監視に使用されてきました。さらに、結果の全天画像に対して一時的な検索アルゴリズムが実行されました。差分イメージング技術を使用しており、人為的な無線周波数干渉から本物の天体物理学的イベントに至るまで、さまざまな過渡クラスの識別を可能にしています。単一の粗いチャネル(0.926MHz)で159.4MHz以上の周波数での観測が、2秒の時間分解能で行われ、複数の夜が分析されました。適度な感度(〜数Jy/ビーム)であるにもかかわらず、単一の粗いチャネルと2秒のイメージングを使用して、システムはPSRB0950+08から明るいトランジェントを検出し、天体物理学的起源の明るいトランジェントを検出するために使用できることを証明しました。パルサーPSRB0950+08の異常で極端な活動(最大155Jy/ビーム)は、2020-04-10/11データの「ブラインド」検索で最初に検出され、後でこの特定のパルサーに割り当てられました。しかし、私たちのデータの限界は、屈折と回折のシンチレーションまたは固有の放出メカニズムの組み合わせによる効果の確固たる結論を使用することを妨げています。システムは、中断することなく、何日にもわたって定期的にデータを収集できます。159.4および229.7MHzで記録された大量のデータにより、タイムスケールおよび制限磁束密度の予備的な過渡面密度の上限$1.32\times10^{-9}\text{deg}^{-2}$を決定できました。それぞれ2秒と42Jyの。感度を高め、300MHz未満の高速電波バーストの検出を可能にするために、観測帯域幅を数十MHzに拡張し、時間分解能を数十ミリ秒に改善することを計画しています。

垂木:太陽系外惑星相対性理論のためのリング位置天文視野望遠鏡

Title RAFTER:_Ring_Astrometric_Field_Telescope_for_Exo-planets_and_Relativity
Authors Alberto_Riva,_Mario_Gai,_Alberto_Vecchiato,_Deborah_Busonero,_Mario_G._Lattanzi,_Federico_Landini,_Zhaoxiang_Qi,_Zhenghong_Tang
URL https://arxiv.org/abs/2104.03003
高精度の位置天文学は、高SNRレジームで、回折画像サイズのごく一部の光源位置を決定することを目的としています。このような目標に対する重要な制限の1つは、選択したターゲットに対して明るい参照オブジェクトを確保するために必要な、かなりのFOVでの望遠鏡の光学応答の変動です。この問題は、厳しいキャリブレーションの制約、および/または複雑な望遠鏡と焦点面計測の必要性につながります。望遠鏡の光軸の周りの環状視野の高い充填率を達成するために拡張された、確立されたTMA望遠鏡の概念から派生した革新的なシステムアプローチを提案します。提案された設計は、最新のCCDおよびCMOS検出器(EFL=15m)と互換性のある非常にコンパクトな1mクラスの望遠鏡です。コンセプトの実装ガイドラインと現在の光学設計の光学性能について説明します。回折限界FOVは1.25平方度を超え、検出器は66個のデバイスで最高の0.25平方度を占めます。

ASTRAプロジェクト:将来の位置天文学への入り口

Title The_ASTRA_project:_a_doorway_to_future_astrometry
Authors Mario_Gai,_Zhaoxiang_Qi,_Mario_G._Lattanzi,_Beatrice_Bucciarelli,_Deborah_Busonero,_Mariateresa_Crosta,_Federico_Landini,_Shilong_Liao,_Hao_Luo,_Giovanni_Mana,_Rene_A._M\'endez,_Marco_Pisani,_Alberto_Riva,_Claudia_San_Martin_Luque,_Carlo_P._Sasso,_Zhenghong_Tang,_Alberto_Vecchiato,_Yu_Yong
URL https://arxiv.org/abs/2104.03146
天体物理学のための位置天文科学技術ロードマップ(ASTRA)は、位置天文測定の概念と技術を統合することを目的とした、中国とイタリアの間の二国間協力です。特に、目的には、ガイアの方法論と性能の批判的分析、および大きな角度間隔(1〜180度)で高精度を必要とする将来の革新的な位置天文学アプリケーションを対象とした原理実証実験が含まれます。このような測定技術は、一般相対性理論の妥当性(暗黒物質や暗黒エネルギーの振る舞いを含む)、原銀河のような構造の形成と進化、惑星系の形成など、現代の宇宙学の「大きな問題」に焦点を当てた将来の計測の構成要素になります。バイオ互換環境で。高位置天文精度実験の潜在的なショートッパーのいくつかに対処するために設計された3つの主要なデモンストレーションテストについて説明します。3つのテストは、複数のフィールドの望遠鏡、位置天文計測、および白色光での非常に細かいサブピクセル精度(目標:<1/2000ピクセル)の主要な概念に焦点を当てています。

シミュレーションベースの推論による構造的バイアスの存在下での正確なX線タイミング

Title Accurate_X-ray_Timing_in_the_Presence_of_Systematic_Biases_With_Simulation-Based_Inference
Authors D._Huppenkothen,_M._Bachetti
URL https://arxiv.org/abs/2104.03278
私たちのX線望遠鏡の多くは微弱な線源の観測に最適化されているため、爆発したX線連星のような明るい線源の観測はしばしば機器の偏りの影響を受けます。これらの影響には、デッドタイムと光子の蓄積が含まれ、これらの観測からの物理的パラメータの統計的推論を劇的に変える可能性があります。デッドタイムを統計的に一貫した方法で考慮することは困難ですが、デッドタイムの​​影響を受けるデータのシミュレーションは多くの場合簡単です。この構造により、デッドタイムの​​影響を受けた観測から物理的特性を推測する問題は、多くの科学分野に共通する問題のクラスに分類されます。密度推定と統計的機械学習の新しい開発に助けられて、近似ベイズ計算(ABC)またはシミュレーションベースの推論(SBI)の名前でそれらに対処する方法が増えています。この論文では、デッドタイムの​​影響を受けた光度曲線から変動特性を推測するための原理的な方法としてSBIを紹介します。シーケンシャルニューラル事後推定を使用して、変動特性の事後確率を推定します。この方法は、デッドタイムが変動する場合でもシミュレーションデータの変動パラメータを回復できることを示し、銀河系ブラックホールX線連星GRS1915+105のNuSTAR観測へのこのアプローチの適用結果を示します。

コロナルループのマルチ宇宙船観測により、力のないフィールドの再構築を検証し、ループ断面積を推測します

Title Multi-spacecraft_observations_of_coronal_loops_to_verify_a_force-free_field_reconstruction_and_infer_loop_cross_sections
Authors Marika_I._McCarthy,_Dana_W._Longcope_and_Anna_Malanushenko
URL https://arxiv.org/abs/2104.02722
活性領域のEUVループは、コロナを通る磁力線のサブセットをトレースすると考えられています。マラヌシェンコ他(2009)は、ループ画像と視線光球マグネトグラムを使用して、各ループに沿った3次元形状と電界強度を推測する方法を提案しました。マッカーシー等。(2019)この新しい方法を使用して、SDO/AIAによって観測されたアクティブ領域のペアを相互接続する総磁束を計算しました。彼らは、各ループの断面が円形であるという一般的な仮定を採用しました。推定された形状の精度と断面の真円度は両方とも、STEREO/EUVIによって提供される追加の視点からの同じループの観測を使用してテストできます。ここでは、複数の視野角を使用して、ループの3次元構造を確認します。151の実行可能なケースのうち、105(69.5%)は、ほぼ直角位相で見たときに、何らかの形の目に見える冠状構造と一致しました。円形の断面を持つループは、さまざまな視点で同じ幅で表示されるはずです。これとは対照的に、異なる視点から見たループ直径間の相関関係の不可解な欠如、場合によっては反相関関係さえも見られます。AIAでモノリシックループとして識別される機能は、実際には、より複雑な密度の強化である可能性があります。EUVIのどの機能とも一致しなかったAIAからの再構築の30.5%は、そのような機能強化である可能性があります。他のものは本物のループ構造かもしれませんが、楕円形の断面を持っています。直径と明るさの間の反相関を観察し、後者の仮説を支持します。幅の分析に適した13個のうち、4個のループは非円形の断面と一致しており、両方の比較で反相関が見られます。

Quadruple Binary Hyad vA351の解剖-3つのM矮星白色矮星の質量

Title Dissecting_the_Quadruple_Binary_Hyad_vA_351_--_Masses_for_three_M_Dwarfs_and_a_White_Dwarf
Authors G._Fritz_Benedict,_Otto_G._Franz,_Elliott_P._Horch,_L._Prato,_Guillermo_Torres,_Barbara_E._McArthur,_Lawrence_H._Wasserman,_David_W._Latham,_Robert_P._Stefanik,_Christian_Latham,_and_Brian_A._Skiff
URL https://arxiv.org/abs/2104.02747
Franzらによって最初に発表された結果を拡張します。(1998)、それはヒアデス星団のvA351=H346を白色矮星を含む複数の星系として識別しました。ハッブル宇宙望遠鏡のファインガイダンスセンサーのフリンジ追跡とスキャン、および最近のスペックル観測(すべて20。7年にわたる)を使用して、2つのコンポーネントの視差、相対軌道、および質量分率を、期間$P=2.70$yおよび合計で確立します。質量2.1Msun。マクドナルド天文台オットーシュトルーベ2.1m望遠鏡サンディフォードスペクトログラフと天体物理学デジタル速度計センターからの地上ベースの視線速度を37年間にわたって使用すると、コンポーネントBはBC、非常に短い周期で周回する2つのM矮星で構成されていることがわかります(P_BC=0。749日)、質量比M_C/M_B=0.95。システムの総質量は、よりかすかな、より高い質量の成分を含めることによってのみ、距離および成分の測光と調整できることを確認します。4重システムは、3つのM矮星(A、B、C)と1つの白色矮星(D)で構成されています。個々のM矮星の質量M_A=0.53+/-0.10Msun、M_B=0.43+/-0.04Msun、およびM_C=0.41+/-0.04Msunを決定します。WDの質量0.54+/-0.04Msunは、冷却モデル、想定されるヒアデス星団の年齢670My、および以前および派生したすべての位置天文、測光、およびRVの結果との整合性に基づいています。H-alphaおよびHeI輝線からの速度は、同様の(HeI)およびより高い(H-alpha)速度振幅で、吸収線から導出されたBC期間を確認します。視線に応じて、各コンポーネントが他のコンポーネントから影を落とす領域からの放射に、より大きなH-alpha振幅を割り当てます。

新しい太陽の双子を探しています:北の空のためのInti調査

Title Searching_for_new_solar_twins:_The_Inti_survey_for_the_Northern_Sky
Authors J._Y._Galarza,_R._L\'opez-Valdivia,_D._Lorenzo-Oliveira,_H._Reggiani,_J._Mel\'endez,_D._Gamarra-S\'anchez,_M._Flores,_J._Portal-Rivera,_P._Miquelarena,_G._Ponte,_K._C._Schlaufman_and_T._V._Auccalla
URL https://arxiv.org/abs/2104.02806
太陽の双子は天体物理学のさまざまな分野で重要ですが、過去20年間で特​​定され、十分に研究されたのは100をわずかに超えるだけです。この作業では、非常に正確な\textit{Gaia}(DR2/EDR3)、Tycho、および2MASS測光システムを利用して、北半球の新しい太陽双子のInti調査を作成します。私たちのターゲットのスペクトルは、最初に中程度の解像度の分光器(ARCESとGoodmanの分光器でそれぞれ$R$=31500と11930)を使用して取得し、最良のソーラーツイン候補を見つけてから、より高い分解能でマクドナルド天文台で観測しました(TS23、$R$=60000)および信号対雑音比(SNR$\sim$300-500)。恒星のパラメータは、太陽に対する分光学的平衡の差によって推定されました。これにより、高い内部精度($\sigma(T_{\rm{eff}})$=15K、$\sigma(\logg)$=0.03dex、$\sigma$([Fe/H])=0.01dex、および$\sigma(v_{t})$=0.03kms$^{-1}$)。太陽に似た進化を持つ新しいクラスの星を提案します:\textit{solarproxy}。これは、回転や磁気の進化など、太陽の進化に関連する研究を実行するのに役立ちます。その定義は、金属量($-$0.15dex$\leq$[Fe/H]$\leq$+0.15dex)と質量(0.95M$_{\odot}$$\leq$M$\leq$1.05)に基づいています。M$_{\odot}$)制約。したがって、星が主系列星に沿って太陽と同様の進化経路をたどることを保証します。この新しい定義に基づいて、70個の新しく識別された太陽プロキシ、46個の太陽アナログ、13個の太陽型星を報告します。さらに、恒星のパラメータが太陽のパラメータに最も類似している9つの\textit{closesolartwins}を特定しました。

粒子追跡コードを使用した、〜.3AU内および1AUでの太陽風における狭帯域大振幅ホイスラモード波と電子との相互作用のモデリング

Title Modeling_interactions_of_narrowband_large_amplitude_whistler-mode_waves_with_electrons_in_the_solar_wind_inside_~.3_AU_and_at_1_AU_using_a_particle_tracing_code
Authors Cynthia_Cattell_and_Tien_Vo
URL https://arxiv.org/abs/2104.02824
電子サイクロトロン周波数の10分の1の周波数で、〜.3AU内と〜1AUの両方で多数の大振幅狭帯域ホイスラモード波が発見されたことで、太陽風電子の散乱とエネルギー化に関する長年の質問に対する答えが得られました。波は、広いエネルギー範囲にわたって電子との急速な非線形相互作用を持つ可能性があります。平行伝搬の場合とは対照的に、斜めに伝搬する波との共振には、電子と波の間の逆伝搬は必要ありません。完全な3D粒子追跡コードを使用して、0eV〜2keVのエネルギーの電子と、振幅20mV/m、バックグラウンド磁場に対する伝搬角度0〜180度のホイスラモード波との相互作用を調べました。波束と単一波との相互作用は両方とも、〜.3AUと1AUでの観測に基づいてモデル化されています。シミュレーションは、電子の急速な散乱とエネルギー供給においてこれらの波が果たす重要な役割を示しています。結果は非線形効果の証拠を提供し、準線形法は太陽風電子の進化におけるホイスラの役割をモデル化するのに適切ではないことを示しています。いくつかの初期エネルギーとピッチ角の範囲で強い散乱とエネルギーが、逆伝播波と斜め伝播波の両方で発生します。ストラール電子の強い散乱は、電子が太陽から離れてより小さな磁場の領域に伝播するときに、最初の断熱不変量が保存されるため、ピッチ角の狭まりを打ち消します。散乱はまた、より高温の等方性ハローを生成します。電子熱流束の付随する制限は、他の天体物理学の設定にも関連しています。

TLUSTYおよびSYNSPECユーザーズガイドIV:アップグレードされたバージョン208および54

Title TLUSTY_and_SYNSPEC_Users's_Guide_IV:_Upgraded_Versions_208_and_54
Authors Ivan_Hubeny,_Carlos_Allende_Prieto,_Yeisson_Osorio,_Thierry_Lanz
URL https://arxiv.org/abs/2104.02829
プログラムTLUSTYバージョン208およびSYNSPECバージョン54の新しくアップグレードされたバージョンの簡単な説明を示します。TLUSTYはモデル恒星大気または降着円盤を生成するために使用され、SYNSPECは詳細な合成スペクトルおよび/または不透明度テーブルを生成します。このペーパーは、コードの以前のバージョンであるTLUSTY205およびSYNSPEC51の詳細な説明を提供する公開ガイドを補足します。主なアップグレードには、SYNSPECでの不透明度テーブルの柔軟な構築、およびTLUSTY}を使用したハイブリッドモデルの作成での使用が含まれます。重要な種はNLTEで処理されますが、原子および分子の線と連続体の不透明度の大部分は、LTEでpre-計算された不透明度テーブル。これらのコードの多様性と柔軟性を高める多くの追加の変更とアップグレードもあります。

若い星のCaIIとMgIの赤外線輝線の回転と活性の関係

Title Rotation-Activity_Relation_of_Ca_II_and_Mg_I_Infrared_Emission_Lines_of_Young_Stars
Authors Mai_Yamashita,_Yoichi_Itoh,_Yuhei_Takagi
URL https://arxiv.org/abs/2104.02910
内部構造の詳細を明らかにするために、彩層活動とロスビー数N_R(=自転周期P/対流ターンオーバー時間tau_c)との関係が、主系列星について広範囲に調べられました。私たちの仕事の目標は、同じ方法を前主系列(PMS)星に適用し、それらに適したtau_cのモデルを特定することです。山下ほか(2020)N_Rと60個のPMS星のCaII赤外線トリプレット(IRT;ラムダ8498、8542、8662A)輝線の強度との関係を調査しました。それらの相当幅は、輝線と恒星のボロメータ光度比(R')に変換されます。54個のPMS星は、N_R<10^{-1.0}であり、ゼロエイジ主系列(ZAMS)星の最大R'と同じ大きさのR'\sim10^{-4.2}を示します。ただし、すべてのR'がN_Rに対して飽和しているため、PMS星の適切なtau_cモデルを推定することはできませんでした。8808AのMgI輝線は、光学的に細い彩層線であり、PMS星の適切なtau_cの決定に適していることに気づきました。アングロオーストラリアン望遠鏡(AAT)/ユニバーシティカレッジロンドンエシェルスペクトログラフ(UCLES)のアーカイブデータを使用して、52個のZAMS星のMgI線を調査しました。光球吸収成分を差し引いた後、MgI線は、R'が10^{-5.9}から10^{-4.1}の間である45個のZAMS星の輝線として検出されます。MgI線は、「CaII輝線の飽和領域」、つまり10^{-1.6}<N_R<10^{-0.8}ではまだ飽和していません。したがって、PMS星の適切なtau_cは、それらのR'値を測定することによって決定できます。

矮新星爆発における再輝、再燃、エコーのモデリング

Title Modelling_rebrightenings,_reflares,_and_echoes_in_dwarf_nova_outbursts
Authors J.-M._Hameury_and_J.-P._Lasota
URL https://arxiv.org/abs/2104.02952
ディスク不安定性モデルは、矮新星と軟X線トランジェントの観測された特性のほとんどを十分に説明していますが、爆発の終わりまたはWZSge星または軟X線トランジェントの直後に発生する再輝、再フレア、およびエコーはどのモデルでもまだ説得力のある説明はされていません。観察された再輝を説明するためにDIMに追加する必要がある追加の成分を決定します。最近発見されたシステムTCPJ21040470+4631129を詳細に分析し、非常に独特な再増光を示し、二次、内部ディスクの切り捨て、高温白色矮星によるディスク照射からの物質移動の変動を含む数値コードを使用して、その光度曲線をモデル化します。、場合によっては、物質移動ストリームがオーバーフロー(アンダー)します。静止状態の光度は、数か月の時間スケールで冷却される白色矮星によって支配されていることを示します。二次からの物質移動速度は、最初のスーパーバースト中に数桁増加する必要があります。これは、とらえどころのないままで、ゆっくりとその経年平均に戻り、ディスクが安定するまで、静止期間の増加とともにバーストの連続が観察される原因になります。、寒く、中立;その内部は、白色矮星の磁場または蒸発のいずれかによって切り詰められています。物質移動ストリームがディスクをオーバーフローすると、リフレア間の非常に短い静止フェーズが再現されます。DIMへの同様の追加を使用して、2つのWZSge星、プロトタイプとEGCncで観測されたものに近い光度曲線も作成しました。私たちのモデルは、WZSgeシステムで観察されたリフレアをうまく​​説明しています。ただし、矮新星の内側の円盤の切り詰めは、白色矮星の磁場だけでなく、X線連星のように内側の円盤の蒸発によるものである必要があります。同様のモデルは、軟X線トランジェントで観察された再燃を説明することもできます。

恒星コロナの塊を使用した活動領域の恒星コロナループにおける磁場の推定

Title Magnetic_field_inference_in_active_region_coronal_loops_using_coronal_rain_clumps
Authors M._Kriginsky,_R._Oliver,_P._Antolin,_D._Kuridze,_N._Freij
URL https://arxiv.org/abs/2104.03089
目的。スウェーデンの1m太陽望遠鏡で得られたCaii8542A線の高解像度分光偏光観測を使用して、冠状雨塊から低太陽コロナの磁場に関する情報を推測することを目指しています。メソッド。弱磁場近似(WFA)は、分光偏光観測から磁場の見通し内成分を取得するための簡単なツールを提供します。手元のデータにWFAを適切に使用するために満たす必要のあるさまざまな条件を評価するために、前の論文で開発した方法を採用しました。また、空の平面の磁場成分を推定するために速度測定を利用し、磁場ベクトルを推測できるようにしました。結果。Caii8542Aラインで合計100回のスペクトルスキャンを行ったデータセットから磁場ベクトルを推測しました。これには、アクティブ領域で壊滅的に冷却されたコロナルループの下部のオフリムビューが含まれています。私たちの結果は、データのケイデンスと信号対雑音比によって制限されますが、1000Gに達する場合でも、数百ガウスの磁場強度が、目に見える四肢から9Mm未満の冠状動脈の高さに遍在することを示唆しています。私たちの結果は、以前の研究で報告されたようなより大きな磁場値の存在とも互換性があります。ただし、大きな磁場の場合、冠状雨によるドップラー幅はゼーマン幅よりもそれほど大きくないため、WFAの適用が妨げられます。さらに、同じデータセットに存在する冠状雨塊と四肢外の棘の温度Tと微視的乱流速度$\xi$を決定し、前者の方がTと$\xiが狭いことを発見しました。$分布、それらの平均気温は類似しており、冠状雨は微視的乱流速度が針状突起の速度よりも小さい

ゆっくりと回転する進化した星の地震特性を形作る際のコア磁場のトポロジーと傾斜角

Title Topology_and_obliquity_of_core_magnetic_fields_in_shaping_seismic_properties_of_slowly_rotating_evolved_stars
Authors Shyeh_Tjing_Loi
URL https://arxiv.org/abs/2104.03112
理論と観測の間の特定の不一致(角運動量輸送など)を解決するには、星の内部に磁場が存在する必要があると考えられていますが、そのような磁場の検出と特性評価は困難です。星震学は、星の振動周波数を測定することによって星の内部構造を推測するための強力な手法であり、特に進化した星では、深い内部に敏感な混合モードのために成功します。この研究の目的は、進化した星における回転と磁気の複合効果の現象論的研究を提示することです。両方とも、一次摂動理論が適用されるほど弱いと想定され、コリオリの力とローレンツ力が同等である体制に焦点を当てます。。軸対称の「ツイストトーラス」フィールド構成が使用されます。これはコアに限定され、回転軸に対してずれることができます。フィールド半径、トポロジー、傾斜角などの要因が調べられます。より細かいスケールの放射状構造および/またはより小さな放射状範囲を持つフィールドは、周波数シフトへの寄与が小さいことを観察します。回転と磁性の相互作用は複雑であることが示されています。かなりの磁場の下でも、明らかに低い多重度のほぼ対称な多重項が発生する可能性があり、その存在を誤って除外しているように見える可能性があることを示します。私たちの結果は、回転と磁気の適切なモデリングが、任意のオブジェクトのコア磁場の存在/非存在について確固たる結論を引き出すために、同時に必要になる可能性があることを示唆しています。

ガイア時代IIのS星とS過程。 Tcが豊富なS星で3番目のドレッジアップの光度を制限する

Title S_stars_and_s-process_in_the_Gaia_era_II._Constraining_the_luminosity_of_the_third_dredge-up_with_Tc-rich_S_stars
Authors Shreeya_Shetye,_Sophie_Van_Eck,_Alain_Jorissen,_Stephane_Goriely,_Lionel_Siess,_Hans_Van_Winckel,_Bertrand_Plez,_Michel_Godefroid,_and_George_Wallerstein
URL https://arxiv.org/abs/2104.03161
S星は、漸近巨星分枝(AGB)上のM型星と炭素星の間の遷移オブジェクトである後期型巨星です。それらは、テクネチウム(Tc)の有無に基づいて、内因性または外因性の2つのタイプに分類されます。Tcに富むまたは固有のS星は、熱パルス(TP-)AGB星であり、内部でsプロセス要素(Tcを含む)を生成します。これらの要素は、3番目のドレッジアップ(TDU)を介して表面に運ばれます。Tcが少ない、または外因性のS星は、AGBの伴星からの、sプロセスが豊富な物質の降着によって、sプロセスが過剰になり、その後、薄暗い白色矮星になりました。私たちの目標は、ガイア初期データリリース3(EDR3)の結果を使用して、ヘルツシュプルングラッセル(HR)ダイアグラムにそれらを配置することにより、Tcに富むS星の進化の状態を調査することです。13個のTcに富む星の現在のサンプルを、10個のTcに富む星の以前の研究と組み合わせて、金属量範囲[-0.7;0]。また、存在量の決定を専用のAGB元素合成予測と比較します。恒星パラメータは、HERMES高解像度スペクトル、正確なGaiaEDR3視差、恒星進化モデル、およびS型星用に調整されたMARCSモデル雰囲気を組み合わせた反復ツールを使用して導出されます。これらの恒星パラメータを使用して、線合成によって重元素の存在量を決定します。HRダイアグラムでは、固有のS星は、TDUの予測された開始よりも高い光度に位置しています。これらの発見は、Tcが豊富なS星が真にTP-AGB星であることと一致しています。私たちの固有のS星の導出されたs過程存在量プロファイルと元素合成予測との比較は、全体的に良好な一致を提供します。[s/Fe]が最も高い星は、C/O比が最も高くなる傾向があります。

大質量星IIにおける放射駆動風の解析的解決策:$ \ delta $-遅い体制

Title Analytical_Solutions_for_Radiation-Driven_Winds_in_Massive_Stars_II:_The_$\delta$-slow_Regime
Authors I._Araya,_A._Christen,_M._Cur\'e,_L._S._Cidale,_R._O._J._Venero,_C._Arcos,_A._C._Gormaz-Matamala,_M._Haucke,_P._Esc\'arate,_and_H._Claver\'ia
URL https://arxiv.org/abs/2104.03263
放射伝達計算から合成スペクトルを取得し、大質量星の進化経路を決定するには、大質量星の風からの正確な質量損失率と終端速度が不可欠です。理論的な観点から、風のパラメータと速度プロファイルの解析式には、流体力学方程式の複雑な非線形セットを解く数値計算よりも多くの利点があります。以前の研究では、速風レジームの分析的記述を取得しました。ここで、新しいパラメーターの観点から線力の近似式を提案し、$\delta$-slowレジームの速度プロファイル閉形式解(ランベルトの$W$関数の観点から)を取得します。この解析速度プロファイルを使用して、m-CAK理論に基づく質量損失率を取得することができました。さらに、この新しい一連の線力パラメーターと、既知の恒星およびm-CAK線力パラメーターとの関係を確立しました。この目的のために、数値流体力学モデルのグリッドを計算し、多変量重回帰を実行しました。数値と説明は、それらの値の間の良好な一致につながります。

初期宇宙におけるデカップリング時代のニュートリノ集団効果

Title Neutrino_collective_effects_during_their_decoupling_era_in_the_early_universe
Authors Raymond_F._Sawyer
URL https://arxiv.org/abs/2104.02771
超新星のハローにおけるニュートリノフレーバー密度行列の計算には受け入れられているアプローチがあり、頻繁に散乱する領域の上の領域では、断面積ではなくニュートリノの振幅を注意深く追跡する必要があります。ニュートリノデカップリングの時代の初期宇宙におけるニュートリノフレーバーとエネルギー分布の進化に適用された同じ推論と技術は、ニュートリノ-ニュートリノ相互作用の影響の予測に根本的な変化をもたらします。ステライルニュートリノが存在する場合、その生成の予測も変更されます。

インフレ期間の上限

Title An_upper_limit_on_the_duration_of_inflation
Authors Suddhasattwa_Brahma
URL https://arxiv.org/abs/2104.02840
インフレーション中にハッブルの地平線を出るモードのみを観測するという事実を使用して、それらが結合している観測不可能なサブハッブルの変動を追跡することにより、そのような長波長摂動のエンタングルメントエントロピーを計算できます。時間とともに増加するこの摂動エンタングルメントエントロピーが、加速するバックグラウンドに向かう共変エントロピーに従うことを要求すると、インフレーションの持続時間に上限が見つかります。これは、ド・ジッター時空の(メタ)安定性とそれに関連する寿命に関する新しい視点を示しています。

光学的薄膜における減衰の固有値解析

Title An_Eigenvalue_Analysis_of_Damping_in_Optical_Thin_Plasmas
Authors J._Fajardo,_P._Contreras,_and_M._H._Iba\~nez_S
URL https://arxiv.org/abs/2104.02918
この作業では、散逸過程、熱および磁気拡散、特定のイオン化、および加熱および冷却機能を考慮した、光学的に薄いプラズマ内の電磁流体力学的波の挙動をいくつかの特定のケースについて調査します。MHD方程式のセット全体に対して、さまざまなケースに応じた無次元の経年方程式の数値固有値分析が実行されます。

ニュートリノと磁場中の光子との位相的相互作用-電弱ホール効果

Title Topological_interaction_of_neutrino_with_photon_in_the_magnetic_field_--_Electroweak_Hall_effect
Authors Kenzo_Ishikawa_and_Yutaka_Tobita
URL https://arxiv.org/abs/2104.02927
電弱理論における強磁場近似から誘導された光子とのニュートリノ相互作用が提示されます。弱い場の近似とは対照的に、磁化プラズマの相互作用は無視できない強さを持ち、ニュートリノ電流と電磁ベクトルポテンシャルのチャーン・サイモン型によって表されるトポロジー形式を持っています。相互作用ラグランジアンの導出とその特性が示されています。

グラビティーノの物語に宇宙論的問題を投影する

Title Projecting_Cosmological_Problems_on_the_Story_of_Gravitinos
Authors Gongjun_Choi,_Tsutomu_T._Yanagida
URL https://arxiv.org/abs/2104.02958
この論文では、(1)天の川の伴銀河の数(衛星の欠落の問題)と(2)物質密度の値に関する宇宙論的問題に照らして、超対称(SUSY)宇宙に対する興味深い潜在的な影響について議論します。8$h^{-1}$Mpc($S_{8}$張力)前後のスケールでの変動。特定の質量のグラビティーノが宇宙論的緊張を緩和するのに役立つ可能性があると仮定することによって、含意が抽出されます。大きく離れた2つのグラビティーノ質量レジーム、つまり$m_{3/2}\simeq100{\rmeV}$と$m_{3/2}\simeq100{\rmGeV}$を検討します。関連する各SUSYモデルで宇宙論的問題の潜在的な解決策を予測することにより、特定のグラビティーノ質量に関連する各超対称宇宙の自明でない特徴について説明します。

ソーラーオービター搭載のRPW / TDS装置による太陽風の1年目のイオン音波観測

Title First-year_ion-acoustic_wave_observations_in_the_solar_wind_by_the_RPW/TDS_instrument_onboard_Solar_Orbiter
Authors D._P\'i\v{s}a,_J._Sou\v{c}ek,_O._Santol\'ik,_M._Hanzelka,_G._Nicolaou,_M._Maksimovic,_S.D._Bale,_T._Chust,_Y._Khotyaintsev,_V._Krasnoselskikh,_M._Kretzschmar,_E._Lorf\`evre,_D._Plettemeier,_M._Steller,_\v{S}._\v{S}tver\'ak,_P._Tr\'avn\'i\v{c}ek,_A._Vaivads,_A._Vecchio,_T._Horbury,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini,_C._J._Owen_and_P._Louarn
URL https://arxiv.org/abs/2104.03082
ソーラーオービターに搭載された電波およびプラズマ波(RPW)機器の一部であるタイムドメインサンプラー(TDS)受信機の電界測定は、宇宙船フレーム内の20〜kHz未満の周波数で非常に強い広帯域波放射を示すことがよくあります。ミッションの最初の年の間、RPW/TDS機器は、2020年6月中旬の最初の近日点から2020年12月下旬の金星の最初のフライバイまで動作しました。この論文では、静電変動の1年間の研究が観察されました0.5から1〜AUのヘリオセントリック距離の間隔での太陽風の中で示されています。継続的に収集される波形スナップショットのオンボード処理プロパティにより、200〜Hz〜20〜kHzの周波数でプラズマ波をマッピングできます。詳細なスペクトルおよび偏光分析のために、トリガーされた波形スナップショットと、波動モード識別のための分散関係のドップラーシフトソリューションが使用されました。低周波の発生率は、近日点付近で0.5〜AUの距離でピークに達し、距離が長くなるにつれて減少し、0.9〜AUでは1日にわずかな波しか検出されません。1万を超えるトリガーされた波形スナップショットのより詳細な分析では、波の周波数の中央値が約2.3〜kHz、波の振幅が約1.1〜mV/mであることが示されています。Y-Z宇宙船基準座標系(SRF)平面に投影された電界の2つの成分間の相対位相分布は、ほとんど線形の波の偏光を示しています。電界の変動は、周囲の力線の方向と密接に一致しています。観測された波は、イオンビームとの共鳴相互作用または電流駆動の不安定性によって生成された、強くドップラーシフトされた静電イオン音響モードとして解釈されます。

重力子質量の制約としての乱流源重力波のスペクトル

Title Spectrum_of_turbulence-sourced_gravitational_waves_as_a_constraint_on_graviton_mass
Authors Yutong_He,_Axel_Brandenburg,_Aditya_Sinha
URL https://arxiv.org/abs/2104.03192
一般的な分散型大重力理論を検討し、(i)電弱相転移(EWPT)中に完全に発達した乱流によって発生する重力波(GW)の結果として生じる修正エネルギーおよびひずみスペクトルを数値的に研究します。(ii)QCD相転移(QCDPT)中の強制電磁流体乱流。次に、GWスペクトルが空間フーリエドメインと時間フーリエドメインの両方で計算されます。空間スペクトルから、傾斜の変更はQCDPTでの渦のサイズとは無関係であり、時間スペクトルから、変更はnHz〜10nHzの範囲(北米のナノヘルツ天文台の感度範囲)で顕著であることがわかります。重力波の場合(NANOGrav)-重力子の質量$m_{\rmg}$の範囲$2.2\times10^{-23}{\rmeV}/c^2\lesssimm_{\rmg}\lesssim7.4\times10^{-22}{\rmeV}/c^2$。

NMSSMにおけるmuong-2異常、Galaxy CenterGeV過剰およびAMS-02反陽子過剰の一般的な原因

Title A_common_origin_of_muon_g-2_anomaly,_Galaxy_Center_GeV_excess_and_AMS-02_anti-proton_excess_in_the_NMSSM
Authors Murat_Abdughani,_Yi-Zhong_Fan,_Lei_Feng,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Lei_Wu,_Qiang_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2104.03274
フェルミラボE989実験は最近、ミューオンの異常磁気モーメント($g$-2)の結果を報告しました。E821の結果と組み合わせると、標準模型(SM)との不一致は$4.2\sigma$に達します。これは、電弱相互作用に関連する軽い新しい物理学を示している可能性があります。一方、観測された銀河中心のGeV過剰(GCE)と反陽子過剰は、光が弱く相互作用する巨大粒子の暗黒物質によっても説明できます。この作業では、これらの異常の一般的な原因を最小超対称モデルで特定しようとします。さまざまな制約を考慮すると、eletroweakinosとsleptonは約1TeVよりも軽くなければならず、$2\sigma$内のmuon$g-2$を解釈するには、それらの質量の幾何平均が約375GeV未満である必要があることがわかります。範囲。ミューオン$g-2$とGCEの両方に対応するには、ビノのようなニュートラリーノDMが必要であり、正しい遺物密度を与えるために$Z$ボソンまたはヒッグスボソンを介して共鳴的に消滅する必要があります。さらに、GCEのDM消滅断面積は、$s$チャネルを介した一重項のようなヒッグス粒子によって実現できます。反陽子過剰が一緒に説明されるならば、ヒッグス漏斗だけが実行可能です。これらすべての異常を説明するために好まれるパラメータ空間は、将来の直接検出実験によって調査できることを指摘します。

南部の独占はありますか?

Title Is_there_any_Nambu_monopolium_out_there?
Authors D.O.R._Azevedo,_M.L._Bispo,_O.M._Del_Cima,_D.H.T._Franco,_A.R._Pereira
URL https://arxiv.org/abs/2104.03286
磁気単極子は、1890年頃のA.VaschyとP.Curieによる最初のアイデア以来、1世紀以上にわたって研究の対象となってきました。1974年、Y。南部は、壊れた対称性ヒッグスとピオンクォーク-反クォーク閉じ込め状態を説明するための超伝導ギンツブルグ-ランダウ理論。そこで南部は、その終点が反対の磁気電荷を持つ2つの磁気単極子(クォークと反クォーク)のように振る舞うエネルギッシュなストリングについて説明しています。その結果、巨大なベクトルボソン(湯川ポテンシャル)によって媒介される単極と反単極の間の相互作用だけでなく、エネルギーストリング(線形ポテンシャル)も有効な相互作用ポテンシャルに寄与します。ここでは、南部型の単極子-反単極子非閉じ込め引力相互作用を提案し、束縛状態、独占の形成を調査します。提案された南部型ポテンシャル、加藤弱さ、Set\^oおよびBargmann条件によって満たされる束縛状態の存在のためのいくつかの必要条件が検証されます。以下では、基底状態のエネルギーは、$10^2$MeVから$10^2$TeVまでのさまざまな独占換算質量、および$10^{-2}$amから$10^{-1までのコンプトン相互作用長について推定されます。}$pm、非相対論的および相対論的限界検証についての議論が行われます。

レプトンポータル暗黒物質のムオンg-2

Title Muon_g-2_in_Lepton_Portal_Dark_Matter
Authors Yang_Bai_and_Joshua_Berger
URL https://arxiv.org/abs/2104.03301
暗黒物質が荷電レプトンにのみ結合している状態であるレプトンポータル暗黒物質モデルは、ミューオン$g-2$実験によって測定されたミューオン異常磁気モーメントの過剰を説明することができます。この論文では、多数の内部自由度と、荷電フェルミオンメディエーター状態でほぼ縮退した質量を持つ実際の電荷中性スカラー暗黒物質が$(g-2)_\mu$過剰に対応できることを示します。モデルは、暗黒物質の熱的残存粒子、直接検出、および間接検出の制約と一致したままです。暗黒物質とその荷電フェルミオンパートナーの質量は、約200GeV未満に制限されています。高光度のLHCと将来のレプトン衝突型加速器、およびCTAとGAMMA-400での間接検索により、このシナリオをテストできます。