LOFAR 2メートルの空の調査からの銀河のパワースペクトルとバイアスの結果（最初のデータリリース）
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Galaxy_power_spectrum_and_biasing_results_from_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_(first_data_release) |
| Authors |
Prabhakar_Tiwari,_Ruiyang_Zhao,_Jinglan_Zheng,_Gong-Bo_Zhao,_David_Bacon,_Dominik_J._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03320 |
LOFAR2メートルの空の調査（LoTSS）は進行中であり、将来的には完全な北の空をマッピングする予定です。公開されているLoTSSの最初のデータリリースのソースカタログは、空の1％をカバーしており、相関ノイズまたはフラックス密度キャリブレーションの変動を数度のスケールで示していることが知られています。LOFARの観測は、そのユニークで優れた設計により、将来、宇宙の大規模構造の分布と進化を研究する絶好の機会となることが期待されています。LoTSSDR1を調査して、最初のデータリリースの調査体系とデータ品質を理解します。エラー推定値を決定するためのカタログモックを作成し、詳細かつ注意深い分析により、$\Lambda$CDM宇宙論にかなりよく適合するLoTSS銀河の角度クラスタリング統計を正常に復元します。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ベースのベイズ分析を採用し、LoTSS銀河に最適な銀河バイアススキームを復元し、LoTSSDR1の動径分布も制約します。いくつかの騒々しく不均一なパッチをマスキングし、適度なフラックスカットを行った後、LOFAR調査は大規模な宇宙論的研究に適格であるように見えます。LOFARからの今後のデータリリースは、より深く、より広くなることが期待されているため、宇宙論的意味合いを描くのにより適しています。
MWAドリフトスキャンデータを使用した21cmEoR信号の抽出
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Extracting_the_21_cm_EoR_signal_using_MWA_drift_scan_data |
| Authors |
Akash_Kumar_Patwa,_Shiv_Sethi,_and_K._S._Dwarakanath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03321 |
中性水素（HI）の赤方偏移した超微細線の検出は、EpochofReionization（EoR）の最も有望なプローブです。マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）フェーズIIドリフトスキャンEoRデータの55時間の分析を報告します。データは、中心周波数$\nu_0=154.24\、\rmMHz$（赤方偏移されたHI超微細線の場合は$z\simeq8.2$）および帯域幅$B=10.24\、\rmMHz$に対応します。ドリフトスキャンでシステムの安定性が向上すると予想されるため、データから抽出されたパワースペクトルをノイズシミュレーションと比較してシステムの安定性をテストし、最もクリーンなデータのパワースペクトルが熱雑音として動作することを示します。HIパワースペクトルを1次元および2次元の時間の関数として計算します。1次元パワースペクトルの最適な上限は次のとおりです。$\Delta^2（k）\simeq（1000〜\rmmK）^2$at$k\simeq0.2$$h〜{\rmMpc}^{-1}$および$k\simeq1$$h〜{\rmMpc}^{-1}$。最適な信号対雑音比を得るのに最も適している可能性のある最もクリーンなモードは、$k\gtrsim1$$h〜{\rmMpc}^{-1}$に対応します。また、ドリフトスキャンで前景が支配的なモードの時間依存性を研究し、予想される動作と比較します。
$ S_8 $張力に照らした非熱的ホットダークマター
| Title |
Non-thermal_hot_dark_matter_in_light_of_the_$S_8$_tension |
| Authors |
Subinoy_Das,_Anshuman_Maharana,_Vivian_Poulin,_Ravi_Kumar_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03329 |
$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$の$\Lambda$CDM予測-ここで、$\sigma_8$は、8$h^{-1}の物質変動の二乗平均平方根です。$Mpcスケール-PlanckCMBデータでキャリブレーションされると、いくつかの弱いレンズ効果による直接推定よりも$2-3\sigma$低くなります。この論文では、「$S_8$-tension」が、宇宙エネルギー密度への非熱的ホットダークマター（HDM）の部分的な寄与によるものであり、物質パワーの小規模でのパワー抑制につながる可能性を探ります。スペクトラム。すべてのHDMモデルは、その有効質量$m_{sp}^{\rmeff}$と、CMBデカップリング$\DeltaN_{\rmeff}$での相対論的自由度への寄与によって特徴付けることができます。物質が支配的な時代のインフラトンの崩壊から生成された無菌粒子の特定の例をとると、プランクからは張力のみを$2\sigma$未満に下げることができますが、プランクはゼロ以外の${m_を支持しません。{sp}^{\rmeff}、\DeltaN_{\rmeff}}$。KIDS1000+BOSS+2dfLenSからの$S_8$の測定と組み合わせて、$S_8$張力は、質量$m_{sp}^{\rmeff}\simeq0.67_{-0.48の粒子の存在を示唆します。}^{+0.26}$${\rmeV}$、$\DeltaN_{\rmeff}\simeq0.06\pm0.05$への貢献。ただし、PantheonおよびBOSSBAO/$f\sigma_8$データは、粒子の質量を$m_{sp}^{\rmeff}\simeq0.48_{-0.36}^{+0.17}$および$\DeltaN_への寄与に制限します。{\rmeff}\simeq0.046_{-0.031}^{+0.004}$。他の標準的な非熱HDMモデル（Dodelson-Widrowモデルと隠れたセクターの温度が異なる熱滅菌粒子）に対する結果の影響について説明します。素粒子物理学モデルの構築、特に$S_8$張力を長年の短いベースライン振動異常に結び付けることに興味深い影響を与える可能性がある、このような隠れたセクター温度に関する競争力のある結果を報告します。
バリオン-CDM相対速度とCMBのBモード分極から誘発されるゲージ不変テンソル摂動
| Title |
Gauge-Invariant_Tensor_Perturbations_Induced_from_Baryon-CDM_Relative_Velocity_and_the_B-mode_Polarization_of_the_CMB |
| Authors |
James_Gurian_and_Donghui_Jeong_and_Jai-chan_Hwang_and_Hyerim_Noh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03330 |
2次では、スカラー摂動は、誘導重力波（IGW）と呼ばれる、トレースレスおよび横方向の摂動をメトリックに発生させる可能性があります。IGWの見かけのゲージ依存性は、確率的重力波信号の解釈をあいまいにします。ゲージ依存性を解明するために、明らかにゲージ不変のスカラー摂動、すなわちバリオンと冷たい暗黒物質の間の相対速度からIGWを研究します。この相対速度摂動から、宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光の無次元重力波パワースペクトルと対応する予想角度パワースペクトルを計算します。影響は観察できないほど小さいことが判明しましたが、計算は、ゲージのあいまいさを取り除くために観察可能な量を使用することの重要性と、重力波を伝播しないテンソル摂動の観察可能な結果の両方を示しています。
宇宙論的プローブに対する断層撮影赤方偏移ビン幅誤差の影響
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The_Impact_of_Tomographic_Redshift_Bin_Width_Errors_on_Cosmological_Probes |
| Authors |
Imran_Hasan,_Samuel_J._Schmidt,_Michael_D._Schneider,_and_J._Anthony_Tyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03407 |
銀河の赤方偏移分布$n（z）$の系統的誤差は、導出された宇宙論の系統的誤差に伝播する可能性があります。深層レンズ調査からの観測データを使用して、断層撮影のビン幅と銀河バイアスの縮退効果が宇宙論の推論にどのように体系的なエラーを与えるかを特徴づけます。このために、私たちは銀河団と銀河-銀河レンズの組み合わせを使用します。カタログレベルからパラメータ推定までの2つのエンドツーエンド分析を提示します。測光赤方偏移から導出された基準断層撮影赤方偏移ビンを使用して初期宇宙論的推論を生成し、次にこれを一連の分光赤方偏移を使用して経験的に補正された結果と比較します。派生パラメータ$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/.3）^{1/2}$が$.841^{+0.062}_{-。061}$から$.739^{+になります。2番目の方法でn（z）エラーを修正すると、.054}_{-。050}$になります。
強いレンズ銀河団のコア質量推定：詳細なレンズモデル、シングルハローレンズモデル、およびアインシュタイン半径から得られた質量の比較
| Title |
Core_Mass_Estimates_in_Strong_Lensing_Galaxy_Clusters:_a_Comparison_Between_Masses_Obtained_from_Detailed_Lens_Models,_Single-Halo_Lens_Models,_and_Einstein_Radii |
| Authors |
J._D._Remolina_Gonz\'alez,_K._Sharon,_G._Mahler,_C._Fox,_C.A._Garcia_Diaz,_K._Napier,_L._E._Bleem,_M._D._Gladders,_N._Li,_A._Niemiec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03883 |
銀河団のコア質量は、放射状の質量分布プロファイルの重要なアンカーであり、構造形成のプローブでもあります。現在および今後の調査で何千もの強いレンズ銀河団が発見されているため、タイムリーで効率的かつ正確なコア質量の推定が必要です。強いレンズクラスターのコア質量を推定するための2つの効率的な方法の結果を評価します。アインシュタイン半径で囲まれた質量（$M_{corr}（<\theta_E）$;RemolinaGonz\'{a}lezetal。2020）、およびシングルハロレンズモデル（$M_{\rm{SHM}}（<\rm{e}\theta_{\rm{E}}）$;RemolinaGonz\'{a}lezetal。2021）、同じクラスターの公開されている詳細なレンズモデル（$M_{\rm{DLM}}$）からの測定値に対して。SloanGiantArcSurvey、ReionizationLensingClusterSurvey、\Hubble\FrontierFields、および\Hubbleを使用したClusterLensingandSupernovaSurveyから公開されているレンズモデルを使用します。$M_{corr}（<\theta_E）$（$M_{\rm{SHM}}（<\rm{e}\theta_{\rm{E}}）$）および$M_{\rm{DLM}}$。最後に、この作業で測定された統計的不確実性をシミュレーションからの不確実性と比較します。この作業は、これらの方法を観測データにうまく適用できることを示しています。強いレンズ銀河団の質量分布を効率的にモデル化する努力が続く中、私たちはこの分野を前進させるための高速で信頼性の高い方法を必要としています。
高温の巨大惑星の大気中の5つの炭素と窒素を含む種
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Five_carbon-_and_nitrogen-bearing_species_in_a_hot_giant_planet's_atmosphere |
| Authors |
Paolo_Giacobbe,_Matteo_Brogi,_Siddharth_Gandhi,_Patricio_E._Cubillos,_Aldo_S._Bonomo,_Alessandro_Sozzetti,_Luca_Fossati,_Gloria_Guilluy,_Ilaria_Carleo,_Monica_Rainer,_Avet_Harutyunyan,_Francesco_Borsa,_Lorenzo_Pino,_Valerio_Nascimbeni,_Serena_Benatti,_Katia_Biazzo,_Andrea_Bignamini,_Katy_L._Chubb,_Riccardo_Claudi,_Rosario_Cosentino,_Elvira_Covino,_Mario_Damasso,_Silvano_Desidera,_Aldo_F._M._Fiorenzano,_Adriano_Ghedina,_Antonino_F._Lanza,_Giuseppe_Leto,_Antonio_Maggio,_Luca_Malavolta,_Jesus_Maldonado,_Giuseppina_Micela,_Emilio_Molinari,_Isabella_Pagano,_Marco_Pedani,_Giampaolo_Piotto,_Ennio_Poretti,_Gaetano_Scandariato,_Sergei_N._Yurchenko,_Daniela_Fantinel,_Alberto_Galli,_Marcello_Lodi,_Nicoletta_Sanna,_Andrea_Tozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03352 |
親星（ホットジュピター）の近くを周回するガス状の巨大な太陽系外惑星の大気は、ほぼ20年にわたって調査されてきました。それらは、極端な照射条件下での惑星大気の化学的および物理的特性を調査することを可能にします。ホットジュピターがそれらのホスト星の前を通過するときの以前の観測は、それらの大気中に水蒸気と一酸化炭素が頻繁に存在することを明らかにしました。これは、化学平衡の通常の仮定の下で、スケーリングされた太陽組成の観点から研究されてきました。分子とシアン化水素の両方が、よく研究されたホットジュピター（平衡温度が約1,500ケルビン）であるHD209458bの大気中に見つかりましたが、アンモニアはそこで暫定的に検出され、その後反論されました。ここでは、水（H2O）、一酸化炭素（CO）、シアン化水素（HCN）、メタン（CH4）、アンモニア（NH3）、およびアセチレン（C2H2）の存在を示すHD209458bの観測値を報告し、統計的有意性は5.3から分子あたり9.9標準偏差。検出された種を説明する放射および化学平衡の大気モデルは、太陽の値（0.55）よりも高い1に近い、または1より大きい炭素対酸素比を持つ炭素に富む化学を示します。大気化学を惑星の形成と移動のシナリオに関連付ける既存のモデルによると、これは、HD209458bが現在の場所から遠く離れて形成され、その後内側に移動したことを示唆しています。他のホットジュピターも以前に発見されたよりも豊富な化学的性質を示す可能性があり、それはそれらが太陽のような酸素に富む組成を持っているという頻繁に行われる仮定に疑問を投げかけるでしょう。
将来の高角度分解能無線観測による光蒸発とMHDディスク風モデルのテスト：TWHydraeの場合
| Title |
Testing_photoevaporation_and_MHD_disk_wind_models_through_future_high-angular_resolution_radio_observations:_the_case_of_TW_Hydrae |
| Authors |
Luca_Ricci,_Sarah_Harter,_Barbara_Ercolano,_Michael_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03400 |
うみへび座TW星の若い恒星状天体の場合に合わせて調整された光蒸発とMHD風ディスクモデルから得られたcm波長での自由放出の理論的予測を提示します。このシステムでは、ALMAによるダスト放出で観測されたギャップを開くための可能なメカニズムとして、星からの高エネルギー光子による加熱によるディスク光蒸発が提案されています。光蒸発ディスクモデルは、2つの主要な空間コンポーネントで構成される自由放出の半径方向プロファイルを予測することを示します。1つは星から0.5〜1auの結合ディスク大気に由来し、もう1つは光蒸発からのより拡張されたコンポーネントです。より大きなディスク半径で巻きます。また、恒星のX線光度がこれらの両方のコンポーネントに大きな影響を与えることも示しています。MHD風モデルから予測される電波放射は、光蒸発の場合よりも星に近い距離まで広がる、より滑らかな動径分布を持っています。また、\textit{次世代超大型アレイ}（ngVLA）などの将来の電波望遠鏡は、これらのモデルによって予測された主要な構造を空間的に分解するのに十分な感度と角度分解能を備えていることも示しています。
新しいブラインド小惑星検出スキーム
天文測光調査が繰り返し空を並べていくにつれて、検出しきい値をより暗い限界に押し上げる可能性が高まります。ただし、従来のデジタル追跡方法では、動きがほぼ線形である時間スケールを超えてこれを効率的に達成することはできません。この論文では、運動空間のパラメータ化に先立って定義されたユーザーの下でサンプリングし、これらのサンプリングされた軌道をデータ空間にマッピングし、試行軌道の信号対雑音比を計算するための最適な信号整合フィルターを計算する最適な検出スキームのプロトタイプを作成します。ダークエネルギーカメラからの小さなテストデータセットで、この方法の機能を示します。出現が予想される小惑星の大部分を回復し、わずか数時間の観測で何百もの新しい小惑星を発見します。結論として、このスキームを、より長い時間ベースラインにわたって空のより広い領域をカバーするより大きなデータセットに拡張する可能性を探ります。
月の揮発性物質の研究のための月探査中性子検出器（LEND）観測の較正と検証
| Title |
Calibration_and_validation_of_the_lunar_exploration_neutron_detector_(LEND)_observations_for_the_study_of_the_moon_volatiles |
| Authors |
J.J._Su,_T.P._McClanahan,_A.M._Parsons,_R._Sagdeev,_W.V._Boynton,_G._Chin,_T.A._Livengood,_R.D._Starr,_D._Hamara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03451 |
この論文では、月探査オービター月探査中性子検出器の改良された校正方法をレビューします。マッキニーアポロ17号時代に測定された中性子束、ルナプロスペクター中性子分光計の熱外中性子観測、地球ベースの銀河宇宙線観測、および月の中性子放出の高度依存モデルに対して、一連のLEND観測とその検出器の物理的形状および組成のモデルを相互校正しました。フラックス。Geant4ソフトウェアパッケージを使用したLENDシステムの中性子輸送モデリングにより、LENDミッション中に、月、宇宙船、および機器に依存する中性子源と荷電粒子のさまざまな寄与を完全に分解することができます。この改善されたキャリブレーションにより、8つのヘリウム3検出器からのすべての観測と、月での10年以上の観測キャンペーン全体での中性子と荷電粒子の予想される合計および部分カウント率を完全に予測できるようになりました。この研究により、すべての検出器のキャリブレーションが改善されました。LENDコリメートセンサーと非コリメートセンサーの高い空間分解能は、南極のCabeus永久影領域に関連付けられた中性子抑制領域を使用して示されています。
EOS /解像度の陰謀：原始惑星系衝突シミュレーションにおける収束
| Title |
The_EOS/Resolution_Conspiracy:_Convergence_in_Proto-Planetary_Collision_Simulations |
| Authors |
Thomas_Meier,_Christian_Reinhardt,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03559 |
状態方程式（EOS）と解像度の選択が、ジャイアントインパクト（GI）シミュレーションの結果にどのように影響するかを調査します。2つの地球のような$0.5\、M_\oplus$原始惑星の等質量衝突の単純なケースに焦点を当て、EOSの選択がそのような衝突の結果と解像度による数値収束に大きな影響を与えることを示します。TillotsonEOSが使用されるシミュレーションでは、相転移と混合物の熱力学的に一貫した処理がないため、衝撃によって過剰な量の蒸気が発生します。斜め衝突では、これにより、惑星から周惑星円盤への人工角運動量（AM）の輸送が強化され、惑星の自転周期が時間とともに減少します。$1.3\times10^6$粒子の解像度でも、結果は収束しません。正面衝突では、固液-蒸気相転移の適切な処理がないため、結合した材料が非常に低い密度に膨張し、その結果、壊滅的な破壊に対する重要な特定の衝撃エネルギーの数値収束が非常に遅くなります$Q_{RD}^*$は、以前の作業で報告されているように解像度が高くなっています。ANEOSが斜めの衝撃に使用されるシミュレーションは、$10^5$粒子の適度な解像度ですでに収束していますが、正面衝突は、重力の再促進を促進する高密度の鉄に富むリングの衝撃後の形成を証明するときに収束します。材料の蓄積。ANEOSの場合、鉄の気液相転移を解決するのに十分な解像度に到達し、このリングが解決されると、$Q_{RD}^*$の値が収束します。
原始惑星系円盤のガス空洞内の偏心木星の観測的特徴
| Title |
Observational_signatures_of_eccentric_Jupiters_inside_gas_cavities_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Cl\'ement_Baruteau,_Gaylor_Wafflard-Fernandez,_Romane_Le_Gal,_Florian_Debras,_Andr\'es_Carmona,_Asunci\'on_Fuente,_Pablo_Rivi\`ere-Marichalar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03769 |
若い惑星がその親円盤のガスと塵の放出をどのように形作るかを予測することは、原始惑星系円盤の観測で見えない惑星の存在を制限するための鍵です。親ディスクの低密度ガス空洞に移動した後に奇行になる2木星質量惑星のケースを調査します。2次元の流体力学的シミュレーションが実行され、3次元の放射伝達計算によって後処理されます。私たちのディスクモデルでは、惑星の離心率は約0.25に達し、空洞内のガス密度に強い非対称性を引き起こします。これらの非対称性は、光分解によって強化され、12COJ=3-2統合強度マップで大規模な非対称性を形成します。それらは、ALMA観測で達成されたものと同様の角度分解能とノイズレベルで検出可能であることが示されています。さらに、惑星の離心率は、空洞内のガスを離心率にします。これは、12COJ=3-2の速度マップで等速線の狭まり、伸び、ねじれとして現れます。ただし、離心率は、カラム密度が低いため、キャビティ内の13COおよびC18OJ=3-2で検出可能なシグニチャを発生させません。空洞の外側では、ガスはほぼ円軌道を維持し、垂直方向に拡張された光学的に厚いCO放出は、30度を超えるディスク傾斜の統合強度マップで4ローブパターンを表示します。私たちのモデルの空洞内に大小の塵がないことは、サブミリ波の連続発光の合成画像、および近赤外線の偏光散乱光の合成画像が、惑星が偏心している場合、または空洞内はまだ円形です。
流体力学的惑星上層大気モデルのグリッドを拡張する
この研究ノートでは、Kubyshkinaetal。で最初に提示された上層大気モデルのグリッドの拡張について概説します。（2018a）。元のグリッドは1D流体力学モデルに基づいており、太陽のような（0.4〜1.3太陽質量）星の周りの300〜2000Kの平衡温度に対応する軌道で、地球から海王星の2倍のサイズの惑星をカバーする約7000のモデルで構成されています。モデルの拡張および改訂されたグリッドは10235ポイントで構成され、最大109の地球質量の惑星質量範囲をカバーします。これにより、短い軌道間隔で低重力と高重力の高温惑星間の遷移を概説できます。グリッドを使用して、グリッドのパラメーター範囲に含まれる惑星の質量損失を定義できるようにする補間ツールを用意しました。結果と一般的な分析モデルとの比較を提供します。
ハッブル宇宙望遠鏡イメージングの40軌道からの暗黒物質欠損銀河NGC1052-DF2までの赤色巨星分枝距離$ 22.1 \ pm 1.2 $ Mpcのヒント
| Title |
A_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Distance_of_$22.1_\pm_1.2$_Mpc_to_the_Dark_Matter_Deficient_Galaxy_NGC1052-DF2_from_40_Orbits_of_Hubble_Space_Telescope_Imaging |
| Authors |
Zili_Shen,_Shany_Danieli,_Pieter_van_Dokkum,_Roberto_Abraham,_Jean_P._Brodie,_Charlie_Conroy,_Andrew_E._Dolphin,_Aaron_J._Romanowsky,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Dhruba_Dutta_Chowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03319 |
大きくて拡散した銀河NGC1052-DF2とNGC1052-DF4は、暗黒物質の含有量が非常に少なく、明るい球状星団の集団であることがわかっています。正確な距離測定は、これらの観測を解釈するための鍵です。最近、NGC1052-DF4までの距離は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の掃天観測用高性能カメラ（ACS）イメージングの12軌道で赤色巨星の枝（TRGB）の先端を特定することにより、$20.0\pm1.6$Mpcであることがわかりました。ここでは、NGC1052-DF2のHSTACSデータの40軌道を示し、これらのデータを使用してTRGBを測定します。TRGBは、色と大きさの図ですぐにわかります。測光の不確実性を組み込んだフォワードモデルを使用すると、TRGBの大きさは$m_{\rmF814W、TRGB}=27.67\pm0.10$magであることがわかります。推定距離は$D_{\rmTRGB}=22.1\pm1.2$Mpcであり、明るい楕円銀河NGC1052までの以前の表面輝度変動距離と一致しています。新しいHST距離は、NGC1052-DF2の異常なプロパティの一部が$\sim13$Mpcにある場合に説明できるという考えを排除します。代わりに、銀河の球状星団は、以前の20Mpcの距離を使用して導出されたものよりもさらに明るいことを意味します。NGC1052-DF2からNGC1052-DF4までの距離は、$2.1\pm0.5$Mpcで明確に決定されており、NGC1052のビリアル直径よりも大幅に大きくなっています。修正ニュートン力学の文脈でこれらの天体の固有のダイナミクスを説明するために呼び出された、銀河の形成シナリオと外部電界効果の影響について説明します。
天の川衛星の空間分布、小川のギャップ、暗黒物質の性質
| Title |
The_spatial_distribution_of_Milky_Way_satellites,_gaps_in_streams_and_the_nature_of_dark_matter |
| Authors |
Mark_R._Lovell_(1),_Marius_Cautun_(2),_Carlos_S._Frenk_(3),_Wojciech_A._Hellwing_(4)_and_Oliver_Newton_(5)_((1)_University_of_Iceland,_(2)_Leiden,_(3)_ICC_Durham,_(4)_Warsaw,_(5)_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03322 |
天の川（MW）サブハロの空間分布は、宇宙論モデルをテストするための重要な観測量のセットを提供します。これらには、発光衛星の動径分布、平面構成、および暗黒物質モデルを区別するための鍵となる暗黒サブハロの存在量が含まれます。コールドダークマター（CDM）と3.3keVの熱遺物ウォームダークマター（WDM）のCOCO$N$-bodyシミュレーションを使用して、衛星の空間分布を予測します。銀河を形成するための落下前の最小ハロー質量が$>10^{8.5}$$\mathrm{M}_{\odot}$の場合、CDMと3.3keV-WDM発光衛星の動径分布が同一であることを示します。暗いサブハローの分布は、CDMのMWハローの外側部分に通常生息する低質量の最近付着した下部構造がないため、WDMに著しく集中しています。質量$[10^{7}、10^{8}]$$\mathrm{M}_{\odot}$のサブハローが、両方のモデルでより大きなハローの剥ぎ取られた残骸であることを示します。したがって、WDMでのそれらの存在量は、WDMサブハロ集団全体から予想されるよりも$3\times$高くなります。CDMとWDMの濃度（質量関係はサブハロについて調べることができます）の違いは、ストリームの衝突パラメータ$<2$kpcであると推定されます。最後に、衛星の平面に対するWDMの影響は無視できる可能性が高いことがわかります。正確な予測には、高解像度で一貫性のある流体力学的シミュレーションを使用したさらなる作業が必要になります。
レンズSW05J143454.4 + 522850：赤方偏移0.6の化石群？
| Title |
The_lens_SW05_J143454.4+522850:_a_fossil_group_at_redshift_0.6? |
| Authors |
Philipp_Denzel,_Onur_\c{C}atmabacak,_Jonathan_P._Coles,_Claude_Cornen,_Robert_Feldmann,_Ignacio_Ferreras,_Xanthe_Gwyn_Palmer,_Rafael_K\"ung,_Dominik_Leier,_Prasenjit_Saha,_and_Aprajita_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03324 |
化石群は、力学的摩擦によりグループのメンバーが重力ポテンシャルの中心に向かって沈み、単一の巨大なX線の明るい楕円形に融合する自然銀河群の進化の最終産物と見なされます。重力レンズ効果は前景の質量、質量濃度、観測者までの距離に依存するため、このような化石群のレンズ効果は特に強いと予想されます。このホワイトペーパーでは、例外的なシステム$\mathrm{J}143454.4+522850$について説明します。重力レンズと星の種族合成を組み合わせて、レンズの総質量を星と暗黒物質に分離します。囲まれた質量プロファイルは、最先端の銀河形成シミュレーションと対比されており、SW05は、0.012ドルに一致する存在量からの期待に対して、恒星から暗黒物質の質量分率が高い化石グループである可能性が高いと結論付けています。\pm0.004$、化石群の星へのガスのより効率的な変換を示します。
太陽系スケールの低質量原始星の複雑な有機分子-II。窒素含有種
| Title |
Complex_organic_molecules_in_low-mass_protostars_on_Solar_System_scales_--_II._Nitrogen-bearing_species |
| Authors |
P._Nazari,_M._L._van_Gelder,_E._F._van_Dishoeck,_B._Tabone,_M._L._R._van_'t_Hoff,_N._F._W._Ligterink,_H._Beuther,_A._C._A._Boogert,_A._Caratti_o_Garatti,_P._D._Klaassen,_H._Linnartz,_V._Taquet,_and_{\L}._Tychoniec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03326 |
惑星の化学的目録は、星形成の初期段階を支配する物理的および化学的プロセスによって決定されます。目的は、ALMAを使用して、ミリメートル波長で2つのクラス0原始星（B1-cおよびS68N）に向けてNを含む複雑な有機分子を調査することです。次に、検出されたN含有種の結果を、同じソースおよび他のソースのO含有種の結果と比較します。バンド6（$\sim$1mm）とバンド5（$\sim$2mm）でのALMA観測は、$\sim$0.5"の解像度で調査され、バンド3（$\sim$3mm）のデータで補完されます。$\sim$2.5"ビーム。NH2CHO、C2H5CN、HNCO、HN13CO、DNCO、CH3CN、CH2DCN、およびCHD2CNは、調査対象のソースに対して識別されます。CH3OHおよびHNCOと比較したそれらの存在量は、2つのソースで類似しており、カラム密度は通常、O含有種の密度よりも1桁低くなっています。桁違いの最大の変動は、HNCOとCH3OHに関するNH2CHO存在比で見られ、原始星の光度とは相関していません。さらに、不確実性の範囲内で、N含有種はO含有種と同様の励起温度を持っています（$\sim$100$\sim$300K）。CH2DCNとCHD2CNを含む、HNCOに関するほとんどの存在量の類似性は、共有された化学の歴史、特に星形成前の寒冷地域での高いD/H比を示唆しています。ただし、存在量の変動の一部は、温度（NH2CHOなど）などの局所条件に対する化学の感度を反映している可能性がありますが、その他の変動は、氷内の異なる結合エネルギーに関連する分子の放出領域の違いから生じる可能性があります。ここで説明する2つの情報源は、太陽系スケールでのこのような詳細な化学分析を使用して、少数の情報源に追加されます。将来のJWSTデータでは、N含有種の氷とガスの存在量を直接比較できるようになります。
IllustrisTNGシミュレーションで相互作用する銀河-III :(希少性）合併後の銀河での消光
| Title |
Interacting_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulations_--_III:_(the_rarity_of)_quenching_in_post-merger_galaxies |
| Authors |
Salvatore_Quai,_Maan_H._Hani,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton,_Joanna_Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03327 |
銀河の合体は、伝統的に、星形成を抑えるために好まれるメカニズムの1つです。現代の宇宙シミュレーションの文脈でこのパラダイムをテストするために、IllustrisTNGシミュレーションを使用して、合体フェーズ後500Myr以内の消光（つまり、星形成のメインシーケンスより少なくとも3sig低い星形成率）に対する個々の合体イベントの影響を調査します。最近合併した銀河の消光率を、赤方偏移、星の質量、星形成率（SFR）、ブラックホールの質量、環境が一致する対照サンプルと比較します。合併後の銀河の子孫の間では、消光はまれであることがわかります。、合併後500Myr以内に消光する銀河はわずか5％です。この低い絶対速度にもかかわらず、消光は対照銀河の2倍の速度で合併後に発生することがわかります。合併は、非合併後の合併と統計的に区別がつかなくなり、合併により、その先祖が効果的な活動銀河核（AGN）の運動フィードバックを維持できる物理的条件により、銀河からガスを除去することができます。私たちの結果は、合体後すぐに消光が発生することは一般的ではありませんが、それでも合併によって星形成の停止が促進されることを示しています。-合併。IllustrisTNGでは、AGN運動フィードバックの実装が、合併後の制御と非合併後の制御の抑制に関与していることがわかります。放出された運動エネルギーの結果として、銀河はガス損失を経験し、最終的には、それらは急冷します。最初にガスの割合が低い銀河は、急冷に対して好ましい素因を示します。急冷された銀河と星形成銀河を区別する主な要因は、TNGのfgas=0.1に鋭い境界を持つガスの割合です。
大規模な星形成領域（MagMaR）の磁場I.UCHII領域の直線偏光イメージングG5.89-0.39
| Title |
Magnetic_Fields_in_Massive_Star-Forming_Regions_(MagMaR)_I._Linear_Polarized_Imaging_of_the_UCHII_Region_G5.89-0.39 |
| Authors |
M._Fern\'andez-L\'opez_(1),_P._Sanhueza_(2,3),_L._A._Zapata_(4),_I._Stephens_(5,6),_C._Hull_(7,8),_Q._Zhang_(6),_J._M._Girart_(9,10),_P._M._Koch_(11),_P._Cort\'es_(12,8),_A._Silva_(2),_K._Tatematsu_(13,3),_F._Nakamura_(2,3,14),_A._E._Guzm\'an_(2),_Q._Nguyen_Luong_(15,16),_E._Guzm\'an_Ccolque_(1),_Y.-W._Tang_(11),_V._Chen_(17)_((1)_Instituto_Argentino_de_Radioastronomia,_(2)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(3)_SOKENDAI,_(4)_IRyA_-_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(5)_Worscester_State_University,_(6)_Center_for_Astrophysics_-_Harvard_&_Smithsonian,_(7)_NAOJ_Chile,_(8)_Joint_ALMA_Observatory,_(9)_Institut_de_Ciencies_de_l'Espai,_(10)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya,_(11)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(12)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(13)_Nobeyama_Radio_Observatory_-_NAOJ,_(14)_The_University_of_Tokyo,_(15)_McMaster_University,_(16)_Nagoya_City_University,_(17)_National_Tsing_Hua_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03331 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、高質量星形成領域G5.89-0.39に向けて実行された1.2mm偏光連続発光観測を報告します。観察結果は、顕著な0.2pcの南北フィラメント構造を示しています。G5.89-0.39のUCHIIは、フィラメントを2つに分割します。そのミリメートル放射は、55-115M$_{\odot}$の質量と、半径4,500auのほこりの多いベルトを示し、内部を取り囲んでおり、ほとんどがイオン化ガスで構成されており、ダスト放出は、総ミリメートル放射の約30％しか占めていません。。また、O5フェルトの星が関与する爆発的な分散イベントからの引きずりられた塵とガスによって生成される可能性のある凸状のアーチの格子を発見しました。南北フィラメントの質量は300〜600M$_{\odot}$で、サイズと質量の中央値がそれぞれ1700auと1.5M$_{\odot}$の約20ミリメートルのエンベロープのクラスターがあります。、そのうちのいくつかはすでに原始星を形成しています。フィラメントの偏光放射は、主に磁気的に整列したダスト粒子から発生していると解釈します。分極率は、フィラメントで約4.4％、シェルで2.1％です。磁場は北フィラメントに沿っており、南フィラメントに垂直です。中央シェルでは、磁場は、オリオンBN/KLの周囲で最近見られたパターンと同様に、4,500〜7,500auのほこりっぽいベルトを囲むリング内でほぼ放射状になっています。これは、爆発的な分散流出の独立した観測標識である可能性があり、他の地域でさらに調査する必要があります。
ライマン-SPHINX放射流体力学宇宙論シミュレーションにおける宇宙の再電離のトレーサーとしての$ \ alpha $
| Title |
Lyman-$\alpha$_as_a_tracer_of_cosmic_reionisation_in_the_SPHINX_radiation-hydrodynamics_cosmological_simulation |
| Authors |
Thibault_Garel,_J\'er\'emy_Blaizot,_Joakim_Rosdahl,_L\'eo_Michel-Dansac,_Martin_G._Haehnelt,_Harley_Katz,_Taysun_Kimm_and_Anne_Verhamme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03339 |
Ly$\alpha$輝線は、宇宙の再電離の最も有望なプローブの1つですが、IGMの電離状態の変化の兆候を分離することは、固有の進化と内部放射伝達効果のために困難です。宇宙の再電離の大規模なプロセスと小規模の両方を捉えることができる完全な放射線-流体力学宇宙論的シミュレーションに基づいて、宇宙の再電離の時代におけるLy$\alpha$エミッター（LAE）の進化に関する最初の研究を紹介します。銀河の性質。ISMからIGMスケールへの完全なLy$\alpha$放射伝達を計算することにより、$6\leqz\leq9$での$10^3$cMpc$^3$SPHINXシミュレーションにおける銀河のLy$\alpha$放出を予測します。SPHINXは、シミュレーションで調べた動的範囲（$M_{\rm1500}\gtrsim-）に対して、z$\geq$6でのUV/Ly$\alpha$光度関数や恒星質量関数などの多くの観測制約を再現できます。18$、$L_{\rmLy\alpha}\lesssim10^{42}$erg/s、$M_{\star}\lesssim10^9$M$_{\odot}$）。固有のLy$\alpha$放出と内部Ly$\alpha$エスケープフラクションが$z=6$から9にほとんど進化しないため、赤方偏移の増加に伴うLy$\alpha$の光度の観測された抑制は完全にIGM吸収に起因します。ほとんどの観測可能な銀河（$M_{\rm1500}\lesssim-16$）の場合、IGM吸収の影響を軽減する内部放射伝達効果により、Ly$\alpha$ラインプロファイルはわずかに赤にシフトします。全体として、再電離中の強化されたLy$\alpha$抑制は、IGM中性画分$x_{\rmHI}$をよくトレースしますが、この減少の予測振幅は、設定されているLy$\alpha$ピークシフトの強力な関数です。ISM/CGMスケールで。$x_{\rmHI}$がまだ$\約50\％$である場合、再電離中の非常に深い調査で多数のLAEが検出される可能性があることがわかりました。
低赤方偏移ライマン連続体調査：[SII]-電離放射線の不足と漏出
| Title |
The_Low-redshift_Lyman-continuum_Survey:_[S_II]-deficiency_and_the_leakage_of_ionizing_radiation |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Timothy_M._Heckman,_Ricardo_Amor\'in,_Sanchayeeta_Borthakur,_John_Chisholm,_Harry_Ferguson,_Sophia_Flury,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Matthew_Hayes,_Alaina_Henry,_Anne_Jaskot,_Zhiyuan_Ji,_Kirill_Makan,_Stephan_McCandliss,_M._S._Oey,_G\"oran_\"Ostlin,_Alberto_Saldana-Lopez,_Daniel_Schaerer,_Trinh_Thuan,_G\'abor_Worseck,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03432 |
銀河の特徴と宇宙の再電離との関係は、主にこれらの赤方偏移でライマン連続体（LyC）にアクセスする際の観測の難しさのために、とらえどころのないままです。したがって、LyC光子が逃げることを可能にする物理的プロセスを調査するための実験室として使用できる低赤方偏移のLyC漏れ銀河を特定することが重要です。典型的な星形成銀河と比較した[SII]星雲輝線の弱さは、LyC予測子として提案されています。この論文では、[SII]欠損が、66個の星形成のうち35個でライマンエッジより下のフラックスを検出した低赤方偏移LyC調査からのデータを使用して、LyC漏れ候補を選択する効果的な方法であることを示します。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器を備えた銀河。LyCリーカーは[SII]欠損が多い傾向があり、[SII]欠損がより顕著になるにつれて検出の割合が増加することを示します。相関研究は、[SII]欠損が他のLyC診断（強いライマン-$\alpha$放出や高い[OIII]/[OII]など）を補完することを示唆しています。私たちの結果は、再電離時代の銀河を研究することができる追加の技術を検証します。
セイファート1銀河NGC7469における[CI]とCO放出のALMA観測を使用したブラックホール質量測定
| Title |
Black_hole_mass_measurement_using_ALMA_observations_of_[CI]_and_CO_emissions_in_the_Seyfert_1_galaxy_NGC7469 |
| Authors |
Dieu_D._Nguyen,_Takuma_Izumi,_Sabine_Thater,_Masatoshi_Imanishi,_Taiki_Kawamuro,_Shunsuke_Baba,_Suzuka_Nakano,_Jean_L._Turner,_Kotaro_Kohno,_Satoki_Matsushita,_Sergio_Martin,_David_S._Meier,_Phuong_M._Nguyen_and_Lam_T._Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03539 |
原子-${\rm[CI]}$（1-0）と分子-$のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）観測を使用して、セイファート1銀河NGC7469の超大質量ブラックホール（SMBH）質量測定を示します。^{12}$CO（1-0）輝線（$\approx0.3$"（または$\approx$100pc）の空間分解能）。これらの輝線は、NGC7469が核周囲ガスディスク（CND）をホストしていることを示しています。リングのような構造とその中の2アーム/双対称スパイラルパターンで、スターバーストリングに囲まれています。CNDの$\sigma/V\upperx0.35$（$r\sim0.5$"）は比較的低くなっています。および$\sim0.19$（$r>0.5"$）は、ガスが動的に沈降し、その中心源の質量を動的に導出するのに適していることを示唆しています。X線支配領域（XDR）の影響から予想されるように、劇的にCO分子を解離することによって原子炭素の存在量を増やすには、原子[CI]（1-0）放出がAGNのCO放出よりもSMBH質量の優れたプローブであることを示唆します。${\rm[CI]}を使用した動的モデル$（1-0）親族ematicsは、$M_{\rmBH}=1.78^{+2.69}_{-1.10}\times10^7$M$_\odot$および$M/L_{\rmF547M}=2.25^{+0.40}を生成します。_{-0.43}$（M$_\odot$/L$_\odot$）。CO（1-0）キネマティクスを使用するモデルでは、一貫性のある$M_{\rmBH}$が得られ、最大1桁の不確実性があります。つまり、\$M_{\rmBH}=1.60^{+11.52}_{-1.45}\times10^7$M$_\odot$。この新しく動的な$M_{\rmBH}$は、未解決のブロードライン領域（BLR）で発生するエミッションを使用した残響マップ（RM）メソッドから決定された質量の約2倍です。この新しい$M_{\rmBH}$が与えられると、NGC7469のAGNBLRの特定のRM無次元スケーリング係数$f=7.2^{+4.2}_{-3.4}$を制約できます。したがって、未解決のBLR内のガスは、ケプラーのビリアル速度成分と$i\approx11.0^\circ$$_{-2.5}^{+2.2}$の傾きを持ち、セイファート1での正面向きを確認します。幾何学的に薄いBLRモデルを想定したAGN。
HII領域G25.4NWの新しい候補ハブフィラメントシステムの内部下部構造の解明
| Title |
Unraveling_the_inner_substructure_of_new_candidate_hub-filament_system_in_the_HII_region_G25.4NW |
| Authors |
L._K._Dewangan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03627 |
銀河系HII領域G25.4-0.14（以下、G25.4NW、距離〜5.7kpc）のマルチスケールおよびマルチ波長データを示します。SHARC-II350ミクロン連続体マップは、5パーセクスケールのフィラメントと中央のコンパクトハブを含むハブフィラメント構成を表示します。5GHzの無線連続体マップを通じて、4つのイオン化された塊（つまり、Ia-Id）が中央ハブに向かって識別され、大規模なOBスターによって電力が供給されます。ハーシェル温度マップは、ハブに向かう暖かい塵の放出（つまり、Td〜23-39K）を示しています。高解像度Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）1.3mm連続マップ（解像度〜0".82X0".58）は、イオン化された塊Iaに向かう3つのコア（c1-c3;質量〜80-130Msun）を示しています。もう1つ（c4;質量〜70Msun）は、イオン化された凝集塊Ibに向かっています。コンパクトな近赤外線（NIR）放射機能（範囲〜0.2pc）は、O8Vタイプの星によって励起されたイオン化された塊Iaに向けて調査され、少なくとも3つの埋め込まれたKバンド星が含まれています。イオン化された塊Iaの方向では、ALMAマップは、コアc1〜c3をホストする細長い特徴（範囲〜0.2pc）も示しています。これらすべての発見は一緒になって、中央のハブに巨大な星の小さなクラスターが存在することを示しています。ハブフィラメントの形態とmmコアの空間的位置の検出を考慮すると、グローバルな非等方性崩壊（GNIC）シナリオは、グローバルな階層的崩壊と凝集の基本的な要素を含むG25.4NWに適用できるようです。供給降着モデル。全体として、GNICシナリオは、G25.4NWでの巨大な星の誕生を説明しています。
球状星団NGC6397の周りに明らかな潮汐尾がない
この作業では、GPUで実行された$N-$bodyシミュレーションを使用して、天の川のような銀河の潮汐場におけるNGC6397に類似した球状星団（GC）の過去10Gyrの動的履歴を追跡します。3番目のGaia初期データリリースからのデータを含むGC。私たちのシミュレーションは、データから推定されるものとは対照的に、そのようなクラスターは、6Gyr以上前（寿命の最初の3分の1の直後）に1kpcを超える、強くて伸びた潮汐尾を示すはずであり、現在の時間によって大まかに混乱します。初期の質量や密度のパラメーター、暗黒物質の形状など、各初期条件を分析しました。データとシミュレーションの間のこのような不一致の最も可能性の高い理由は、次のことを考慮しているという事実に関連していると主張します。テストする各モデルの最初の純粋なバリオンクラスター。球状星団が最初に暗黒物質ミニハロに埋め込まれた場合、後者は保護エンベロープとして機能し、クラスターの進化の過程でそれ自体が徐々に破壊されて除去される一方で、発光物質の潮汐ストリッピングを防ぐことができると説明します。これは、NGC6397の速度分散を説明するために、少なくとも数個の半質量半径まで、わずかな量の暗黒物質が必要な理由を説明している可能性があります。
銀河渦巻腕形成の基本過程：重力散乱による従円運動の位相同期
| Title |
Elementary_Process_of_Galactic_Spiral_Arm_Formation:_Phase_Synchronization_of_Epicyclic_Motion_by_Gravitational_Scattering |
| Authors |
Yuki_Yoshida_and_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03639 |
スイング増幅は、円盤銀河における渦巻腕形成のモデルです。以前の$N$体シミュレーションは、渦巻腕の星の従円と周転円相が同期していることを示しています。ただし、位相同期の基本的なプロセスはよく理解されていません。位相同期を調べるために、従円と周転円近似の下での摂動体による重力散乱による星の軌道進化と、軌道要素およびディスクパラメータへの依存性を調べます。摂動体による重力散乱が恒星軌道の位相同期を引き起こす可能性があることがわかりました。従円と周転円の位相は、星の初期従円と周転円の振幅が小さく、銀河円盤のせん断速度が大きいほど、よりよく同期します。星の垂直方向の動きは、位相同期に影響を与えません。位相同期は、渦巻腕に対応する可能性のある後続の密な領域を形成します。
巨大なフィラメントの構造の調査：OrionAの一体型フィラメントのArTeMiS350および450ミクロンマッピング
| Title |
Probing_the_structure_of_a_massive_filament:_ArTeMiS_350_and_450_micron_mapping_of_the_integral-shaped_filament_in_Orion_A |
| Authors |
F._Schuller,_Ph._Andr\'e,_Y._Shimajiri,_A._Zavagno,_N._Peretto,_D._Arzoumanian,_T._Csengeri,_V._K\"onyves,_P._Palmeirim,_S._Pezzuto,_A._Rigby,_H._Roussel,_H._Ajeddig,_L._Dumaye,_P._Gallais,_J._Le_Pennec,_J._Martignac,_M._Mattern,_V._Rev\'eret,_L._Rodriguez,_and_M._Talvard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03717 |
（要約）オリオンA分子雲内では、一体型フィラメント（ISF）は、高密度のガスと塵の顕著な、ある程度の長さの構造であり、最近および進行中の高質量星形成の明らかな兆候があります。APEXのArTeMiSボロメータカメラを使用して、OMC-1、OMC-2、OMC-3を350および450ミクロンでカバーする0.6x0.2deg^2の領域をマッピングしました。これらのデータをHerschel-SPIREマップと組み合わせて、拡張放出を回復しました。Herschel-ArTeMiSマップを組み合わせることで、8インチの解像度（0.016pc）からマップのサイズ（約10〜15度）まで、高い空間ダイナミックレンジで高密度の冷たい材料の分布に関する詳細が提供されます。160、250、350、450ミクロンのHerschelデータとArTeMiSデータを組み合わせることにより、高解像度の温度マップとH2カラム密度マップを作成しました。ISFのいくつかの代表的な部分の列密度マップから放射状プロファイルを抽出し、ガウスモデルとプラマーモデルを適合させて、それらの固有の幅を導き出しました。また、ArTeMiSによってトレースされた材料の分布を、ALMA干渉計で最近観察された高密度トレーサーN2H+（1-0）で見られたものと比較しました。私たちが抽出したすべての放射状プロファイルは、以前はハーシェルのみのデータを使用して見られなかった内部プラトーの証拠とともに、ガウス分布からの明らかな逸脱を示しています。0.06〜0.11pcの範囲の固有のハーフパワー幅を測定します。これは、N2H+で見られるファイバーで測定されたガウス幅よりも大幅に大きく、おそらく大規模フィラメントの最も密な領域のみをトレースします。これらの半値幅は、さまざまな低質量星形成領域の近くのフィラメントの大規模なサンプルで見つかった0.1pcの値の2倍以内です。これは、内部の星前コアの断片化を支配する物理的条件を示す傾向があります。超臨界または超臨界フィラメントは、単位長さあたりの質量の広い範囲で同じです。
3DMHDでの天球バウショックの前の摂動星間物質による観測可能な構造のシミュレーション
| Title |
Simulating_observable_structures_due_to_a_perturbed_interstellar_medium_in_front_of_astrospheric_bow_shocks_in_3D_MHD |
| Authors |
Lennart_R._Baalmann_(1),_Klaus_Scherer_(1_and_2),_Jens_Kleimann_(1),_Horst_Fichtner_(1_and_2_and_3),_Dominik_J._Bomans_(2_and_3_and_4),_Kerstin_Weis_(4)_((1)_Ruhr-Universit\"at_Bochum,_Fakult\"at_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik_IV,_(2)_Ruhr-Universit\"at_Bochum,_Research_Department,_Plasmas_with_Complex_Interactions,_(3)_Ruhr_Astroparticle_and_Plasma_Physics_(RAPP)_Center,_(4)_Ruhr-Universit\"at_Bochum,_Fakult\"at_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Astronomisches_Institut) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03748 |
環境。観測された多くのバウショックの形状は、単純な天球モデルで再現できますが、最近では、観測可能な構造の違いを説明するために、より複雑なアプローチが使用されています。目的。暴走する青色超巨星$\lambda$Cepheiの天球バウショックの前に、他の点では均質な星間物質の摂動を配置することにより、モデル天球の観測可能な構造が大幅に変更され、摂動されたバウショック画像の起源についての洞察が得られます。メソッド。静止したアストロスフィアの3次元単一流体電磁流体力学（MHD）モデルは、さまざまなタイプの摂動にさらされ、定常性に再び達するまでシミュレーションされました。例として、利用可能なMHDパラメーター（数密度、バルク速度、温度、および磁場）の単純な摂動と、より複雑な摂動が選択されました。合成観測は、モデルデータの見通し内統合によって生成され、H$\alpha$、$70\、\mu$mのダスト放出、および摂動された天球の進化の制動放射マップを生成しました。結果。結果として生じる衝撃構造と観測画像は、注入された摂動のタイプと視野角によって大きく異なり、バウショック構造の弧状の突起または分岐、ならびにバウショックから切り離されたリング、弧、および不規則な構造を形成します。。
小マゼラン雲星団の運動学
ガイアEDR3データセットから導出された25の既知の小マゼラン雲（SMC）クラスター（年齢〜1〜10Gyr）の固有運動の結果を報告します。これらの平均固有運動を既存の半径方向速度測定値とともに収集してクラスターの速度ベクトルを構成すると、観測された運動に最もよく似た回転ディスクのパラメーター値、つまり、線の中心座標と距離、傾斜と位置角度が見つかりました。-ノードの、右の上昇と下降の固有運動、および全身速度、回転速度、速度分散。SMCクラスター回転ディスクは、DR2データセットを使用して最近モデル化された赤色巨星の回転と運動学的に同期しているようです。このような回転円盤は、空では傾斜したエッジオン円盤として見られ、それに垂直な速度分散は円盤の平面の速度分散の2倍です。ディスクに垂直な方向はマゼラニックブリッジとほぼ一致しているため、大マゼラン雲との潮汐相互作用によって引き起こされるSMC速度伸縮の結果として、より大きな速度分散を解釈します。回転だけでは、SMCで観察された運動学的挙動を説明するのに十分ではないようです。
| Title |
Pisces_VII:_Discovery_of_a_possible_satellite_of_Messier_33_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Noushin_Karim,_Walter_Boschin,_Emily_J._E._Charles,_Matteo_Monelli,_Michelle_L._M._Collins,_Giuseppe_Donatiello,_Emilio_J._Alfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03859 |
ダークエネルギーカメラレガシーサーベイの公開画像データリリースの目視検査によって発見されたさんかく座銀河（M33）の超微弱矮星衛星候補のDOLoRes@TNGによる深部画像観測を報告します。うお座VII/さんかく座（Tri）IIIは、M33から72kpcの投影距離で検出され、赤色巨星分岐法の先端を使用して、このかすかなシステムまでの距離D=820^（+195、-190）を検出します。kpc。銀河の絶対等級はM_V=-4.4^（+0.8、-0.7）で、半光半径はr_half=100+/-14pcと推定されます。これは、天の川銀河周辺の同様にかすかな銀河と一致しています。赤色巨星分枝の先端は人口が少ないため、正確な距離を制限することは困難ですが、うお座VII/TriIIIがM33の真の衛星であることが確認できれば、重要な発見です。第一に、それは天の川の外でこれまでに検出された最もかすかな矮小銀河でしょう。以前にM33周辺で検出された潜在的な衛星は1つだけであり（アンドロメダXXII/TriI）、同様に巨大な大マゼラン雲とはまったく対照的に、かなりの衛星人口が不足しています。M33の郊外でより多くの衛星を検出することは、この期待と観測の不一致が銀河形成過程の理解不足によるものである場合、またはM33衛星の光度と表面輝度が低いためである場合、より良い照明に役立つ可能性がありますこれまでのところ、以前の調査の検出限界を下回っている人口。
ミルグロミアン等温球としての低表面輝度回転楕円体銀河
ミルグロムの修正ニュートン力学（MOND）の観点から、8つの圧力支持低表面輝度銀河（7つの近くの矮星と1つの超拡散天体）のサンプルを考えます。これらのオブジェクトは、観測によって制約される2つのパラメーター（一定の見通し内速度分散と中心面密度）によって特徴付けられるミルグロミアン等方性等温球としてモデル化されます。速度分散は、総質量を決定し、暗黙の質量光度比を使用して、中央の表面輝度を決定します。次に、これにより、等温球全体にわたる表面輝度の放射状の実行が指定されます。このサンプルのオブジェクトの場合、表面輝度の予測された動径分布は、観測値と完全に一致していることが示されています。これは、動的質量の減少とは無関係に、MONDの成功を構成します。
I Zw18におけるHeII放出のKeckCosmic WebImager観測
| Title |
Keck_Cosmic_Web_Imager_Observations_of_He_II_Emission_in_I_Zw_18 |
| Authors |
Ryan_J._Rickards_Vaught,_Karin_M._Sandstrom,_Leslie_K._Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03931 |
金属量が12+Log（O/H）$\approx$7.1-7.2の場合、IZw18は標準的な低金属量の青色コンパクト矮星（BCD）銀河です。IZw18を含むますます多くのBCDが、H$\beta$（例：HeII（$\lambda$4686）/H$\beta$>1％）。KeckCosmicWebImagerを使用したIZw18の新しい観測結果を紹介します。これらの観測は、以前の研究で調査された銀河の本体のHeIII領域の北西と南東の2つの星状のHeII放出領域（またはHeIII領域）を明らかにしています。すべての地域で、HeII（$\lambda4686$）/Hbetaが2％を超えています。新しく分解された2つのHeIII領域は、IZw18の超大光度X線（ULX）線源の位置を遮る軸に沿って配置されています。ULXが衝撃活動および/またはビームX線放射を介して2つのHeIII領域に電力を供給できるかどうかを調査します。ガス運動学からの衝撃の証拠は見つかりません。ULXが2つの領域に電力を供給する場合、X線放射をビームする必要があります。別の潜在的な説明は、弱風の初期型の窒素に富むウォルフ・ライエ星のクラスが2つのHeIII領域に電力を供給する可能性があるということです。この場合、ULXとの位置合わせは偶然です。
星形成活動からのガンマ線は、ずれた活動銀河核を凌駕しているように見える
| Title |
Gamma-Rays_from_Star_Forming_Activity_Appear_to_Outshine_Misaligned_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Carlos_Blanco_and_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03315 |
銀河系外の総$\gamma$線フラックスは、私たちの宇宙で最も高いエネルギープロセスの起源と進化への強力なプローブを提供します。この放出の重要な要素は、等方性の$\gamma$線バックグラウンド（IGRB）であり、現在の実験では個別に解決できない光源で構成されています。以前の研究では、IGRBは、不整列の活動銀河核（mAGN）または星形成銀河（SFG）のいずれかによって支配される可能性があることがわかっています。ただし、これらの分析は、バイナリソース分類を利用し、一度に1つのソースクラスのみを調査したため、制限されています。銀河系外天体の$\gamma$線の光度を、星形成とmAGN活動の両方と同時に相関させる、最初の結合された結合尤度分析を実行します。SFGは、〜1GeVで合計IGRBの48$^{+33}_{-20}$\％を生成し、10で合計IGRBの56$^{+40}_{-23}$\％を生成することがわかります。GeV。mAGNの寄与はより不確実ですが、重要な場合もあります。近くの銀河の電波と赤外線の特性を定量化する将来の作業は、これらの制約を大幅に改善する可能性があります。
| Title |
Transients_from_ONe_White-Dwarf_-_Neutron-Star/Black-Hole_Mergers |
| Authors |
Alexey_Bobrick,_Yossef_Zenati,_Hagai_B._Perets,_Melvyn_B._Davies_and_Ross_Church |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03415 |
酸素-ネオン白色矮星-中性子星/ブラックホールの合併（ONeWD-NS/BHの合併）の最初の3D流体力学的シミュレーションを実施します。このような合併は、すべてのWD-NSバイナリのインスピレーション率のかなりの部分を構成し、支配することさえあります。シミュレーションを後処理してこれらのシステムの核進化を取得し、その結果を超新星スペクトル合成コードに結合して、これらの過渡現象の最初の光度曲線とスペクトルを取得します。これらの合併で合成された$^{56}$Niの量は、WD質量の強力な関数として増加し、通常は$0.05$に達し、合併ごとに最大$0.1\、{\rmM}_\odot$に達することがわかります。光崩壊により、同様の量の$^4$Heと、約10分の1の量の$^1$Hが発生します。これらの合併による核出力、特に$^{55}$Mnの核出力は、銀河系の化学進化に大きく寄与する可能性があります。ONeWD-NSの合併から予想される過渡現象は、主に赤/赤外線であり、1か月のタイムスケールで進化し、最大-16.5のボロメータの大きさに達します。現在の調査では、これらの過渡現象がすでに検出されているか、あるいは、合併シナリオに強い制約を課している必要があります。WD-NS合併から予想される過渡現象の特性は、かすかなタイプのIax超新星と最もよく一致します。ベラルービン天文台（LSST）は、年間最大数百のマージされたONeWD-NSシステムを検出します。モデルのサブセットを2D軸対称FLASHコードでシミュレートして、以前の研究でモデルが困難であった理由を調査します。おそらく主な課題は、そのような合併における核の統計的平衡体制を効果的にモデル化することであることがわかります。
かにパルサーからの巨大な電波パルスと一致する強化されたX線放射
| Title |
Enhanced_X-ray_Emission_Coinciding_with_Giant_Radio_Pulses_from_the_Crab_Pulsar |
| Authors |
Teruaki_Enoto,_Toshio_Terasawa,_Shota_Kisaka,_Chin-Ping_Hu,_Sebastien_Guillot,_Natalia_Lewandowska,_Christian_Malacaria,_Paul_S._Ray,_Wynn_C.G._Ho,_Alice_K._Harding,_Takashi_Okajima,_Zaven_Arzoumanian,_Keith_C._Gendreau,_Zorawar_Wadiasingh,_Craig_B._Markwardt,_Yang_Soong,_Steve_Kenyon,_Slavko_Bogdanov,_Walid_A._Majid,_Tolga_G\"uver,_Gaurava_K._Jaisawal,_Rick_Foster,_Yasuhiro_Murata,_Hiroshi_Takeuchi,_Kazuhiro_Takefuji,_Mamoru_Sekido,_Yoshinori_Yonekura,_Hiroaki_Misawa,_Fuminori_Tsuchiya,_Takahiko_Aoki,_Munetoshi_Tokumaru,_Mareki_Honma,_Osamu_Kameya,_Tomoaki_Oyama,_Katsuaki_Asano,_Shinpei_Shibata,_Shuta_J._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03492 |
巨大な無線パルス（GRP）は、いくつかのパルサーによって放出される散発的なバーストであり、数マイクロ秒続きます。GRPは、これらのソースからの通常のパルスよりも数百倍から数千倍明るいです。電波波長外のGRPに関連する唯一の放射は、かにパルサーからのものであり、GRP中に光放射が数パーセント増強されます。かにパルサーをX線と電波の波長で同時に観測し、GRPと一致する$3.8\pm0.7\％$（5.4$\sigma$検出）によるX線放射の増強を発見しました。これは、GRPから放出される総エネルギーが以前に知られているよりも数十倍から数百倍高いことを意味します。パルサー放出メカニズムと銀河系外の高速電波バーストへの影響について説明します。
観測された銀河系ブラックホールLMXBの質量分布は、巨大なブラックホールに対して偏っています。
| Title |
The_observed_mass_distribution_of_Galactic_black_hole_LMXBs_is_biased_against_massive_black_holes |
| Authors |
Peter_G._Jonker_(Radboud_Uni/SRON),_Karamveer_Kaur_(Hebrew_Uni),_Nicholas_Stone_(Hebrew_Uni),_Manuel_A.P._Torres_(IAC/Uni_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03596 |
ブラックホール（BH）の合体からの重力波放射の発見も、約20〜90Msunの範囲の質量を持つBHを発見しました。これは、合体するとさらに大きなものになりました。対照的に、現在知られている最も巨大な銀河系の恒星質量BHは、質量が約21Msunです。低質量X線連星（LMXB）が独立してバイナリBHシステムに進化することは決してありませんが、バイナリ進化効果は、LMXB、高質量X線連星、および重力波イベント、（電磁）選択効果もこの不一致に影響を与える可能性があります。BHLMXBが巨大な星が形成される銀河面に由来すると仮定すると、動的に確認されたBH質量を持つ20個の銀河LMXBの現在のサンプルの空間分布と、候補BHLMXBの空間分布の両方が両方とも存在するソースに強く偏っていることを示します。銀河面から遠く離れたところにあります。具体的には、確認された候補のBHLMXBのほとんどは、大規模な星形成のスケールハイトの3倍を超える銀河の高さで発見されています。さらに、LMXBで確認されたBHは、候補のBHLMXBよりも銀河中心までの距離が離れています。星間吸収により、平面内の候補BHX線連星と、銀河中心に近いバルジ内の連星は、現在の機器を使用した動的質量測定には弱すぎます。BH出生および/またはBlaauwキックの観察された理論的証拠、BH質量および二元軌道周期との関係、および爆発再発時間とBH質量との関係を考えると、観測選択効果は、確認されたBHLMXBの現在のサンプルが最も大規模なBHに対してバイアスがかかっています。
Tunka-133アレイで測定された一次宇宙線エネルギースペクトル
| Title |
The_primary_cosmic-ray_energy_spectrum_measured_with_the_Tunka-133_array |
| Authors |
N._M._Budnev_(2),_A._Chiavassa_(4),_O._A._Gress_(2),_T._I._Gress_(2),_A._N._Dyachok_(2),_N._I._Karpov_(1),_N._N._Kalmykov_(1),_E._E._Korosteleva_(1),_V._A._Kozhin_(1),_L.A._Kuzmichev_(1),_B._K._Lubsandorzhiev_(3),_N._B._Lubsandorzhiev_(1),_R._R._Mirgazov_(2),_E._A._Osipova_(1),_M._I._Panasyuk_(1),_L._V._Pankov_(2),_E._G._Popova_(1),_V._V._Prosin_(1),_V._S._Ptuskin_(6),_Yu._A._Semeney_(2),_A._A._Silaev_(1),_A._A._Silaev_(junior)_(1),_A._V._Skurikhin_(1),_C._Spiering_(5),_L._G._Sveshnikova_((1),_A._V._Zagorodnikov_(2),_(1)_Skobeltsyn_Institute_of_Nuclear_Physics_MSU,_Moscow,_Russian_Federation,_(2)_Irkutsk_State_University,_Irkutsk,_Russian_Federation,_(3)_Institute_for_Nuclear_Research_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Russian_Federation,_(4)_Dipartimento_di_Fisica_Universita_and_INFN,_Torino,_Italy,_(5)_DESY,_Zeuthen,_Germany,_(6)_IZMIRAN,_Troitsk,_Moscow_Region,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03599 |
$\sim$3km$^2$の幾何学的領域を持つEASチェレンコフ光アレイTunka-133は、2009年からデータを取得しています。このアレイにより、6ドルからのエネルギー範囲でのエネルギースペクトルと宇宙線の質量組成の詳細な研究が可能になります。\cdot10^{15}$から$10^{18}$eV。アレイの時間と振幅のキャリブレーションの方法とEASパラメータの再構築の方法について説明します。7シーズンの運用に基づいた全粒子エネルギースペクトルを示します。
周期が非常に安定しているミリ秒パルサーは、非常に正確な時計と見なすことができ、ナノヘルツ重力波（GW）を直接検出しようとするパルサータイミングアレイ（PTA）に使用できます。ナノヘルツGWの主な発生源は、サブpcスケールの軌道を持つ超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリです。一方、初期段階にあり、pcスケールの軌道を持つSMBHバイナリは、超低周波（$\lesssim10^{-9}\、\mathrm{Hz}$）GWを放出します。PTAの従来の方法論。このようなバイナリは、高い離心率、おそらく$\sim0.9$を取得する傾向があります。この論文では、偏心SMBHバイナリから予想される波形を考慮して、PTAによって取得された単一ソースから超低周波数に向けてGW振幅の制約を拡張するための形式を開発します。偏心バイナリからのGWは高調波から寄与されるため、円形バイナリからの波形とは異なります。さらに、NANOGravの11年間のデータセットからの制約を使用して、M87を含む近くの銀河の中心にあるいくつかの架空のSMBHバイナリに形式を適用します。M87の中心にある架空のSMBHバイナリの場合、質量比の一般的な上限は、離心率が$0.9$、半主軸が$a=1〜\mathrm{pc}$の場合、$0.16$です。ペリセンターになります。
II型超新星における高密度星周媒体の分析密度プロファイル
| Title |
An_Analytical_Density_Profile_of_Dense_Circumstellar_Medium_in_Type_II_Supernovae |
| Authors |
Daichi_Tsuna,_Yuki_Takei,_Naoto_Kuriyama,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03694 |
II型超新星の観測は、その前駆体の大部分がコア崩壊の数年から数十年前に質量損失の増大を経験し、高密度の星周媒体（CSM）を作成することを意味します。CSMが単一の大量噴火イベントによって生成されると仮定して、結果のCSMの密度プロファイルを分析的にモデル化します。二重べき乗則プロファイルは、放射流体力学シミュレーションを使用して得られたCSMプロファイルによく適合していることがわかります。私たちのプロファイルでは、CSMは、遷移半径$r_*$と$r=r_*$での密度（または$r_*$と総CSM質量）の2つのパラメーターによって適切に記述されます。可能であれば、相互作用を利用した過渡現象からの放出をモデル化するときに、このプロファイルを含めることを将来の研究に推奨します。
双峰型Ic超新星2019cad：別のSN2005bfのようなオブジェクト
| Title |
The_double-peaked_type_Ic_Supernova_2019cad:_another_SN_2005bf-like_object |
| Authors |
C._P._Guti\'errez,_M._C._Bersten,_M._Orellana,_A._Pastorello,_K._Ertini,_G._Folatelli,_G._Pignata,_J._P._Anderson,_S._Smartt,_M._Sullivan,_M._Pursiainen,_C._Inserra,_N._Elias-Rosa,_M._Fraser,_E._Kankare,_M._Stritzinger,_J._Burke,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_H._Kuncarayakti,_S._Mattila,_T._M\"uller-Bravo,_C._Pellegrino,_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03723 |
爆発から最初の$\sim100$日間の超新星（SN）2019cadの測光および分光学的進化を示します。光度曲線の形態に基づいて、SN2019cadはダブルピークタイプIb/cSN2005bfおよびタイプIcPTF11mnbに類似していることがわかります。これらの2つのオブジェクトとは異なり、SN2019cadは赤いバンドの最初のピークも示しています。gバンドの光度曲線を調べると、最初のピークは$\sim8$日で到達し、rバンドのピークは爆発後$\sim15$日で発生したことがわかります。2番目のより顕著なピークは爆発の$\sim45$日後にすべてのバンドで到達し、その後$\sim60$日から急速に減少します。最初の30日間、SN2019cadのスペクトルは、タイプIcSNの典型的な特徴を示していますが、40日後、SiII${\lambda}6355$とCII${\lambdaの顕著な線を持つ青い連続体}6580$が再び観測されます。ボロメータの光度曲線を流体力学モデルと比較すると、SN2019cadはSN前の質量11M$_{\odot}$、爆発エネルギー$3.5\times10^{51}$ergと一致していることがわかります。光度曲線の形態は、0.041M$_{\odot}$の外部成分と0.3M$_{\odot}$の内部成分を持つ二重ピークの$^{56}$Ni分布によって再現できます。ダブルピークの$^{56}$Ni分布とマグネターモデル（P$\sim11$msおよびB$\sim26\times10^{14}$G）。SN2019cadが大幅なホストの赤化（除外できない）に悩まされた場合、$^{56}$Niモデルには極端な値が必要になりますが、マグネターモデルは引き続き実行可能です。
| Title |
Galactic_cosmic_ray_propagation:_sub-PeV_diffuse_gamma-ray_and_neutrino_emission |
| Authors |
Bing-Qiang_Qiao,_Wei_Liu,_Meng-Jie_Zhao,_Xiao-Jun_Bi,_and_Yi-Qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03729 |
チベットASgamma実験は、銀河円盤からのサブPeV拡散ガンマ線放出の測定を報告しました。最高エネルギーは最大957TeVです。これらのガンマ線は、宇宙線と銀河の星間ガスとの相互作用によるハドロン起源である可能性が最も高いです。この測定は、銀河宇宙線がPeVエネルギーを超えて加速される可能性があるという仮説の直接的な証拠を提供します。この作業では、宇宙線拡散伝搬モデル内のサブPeV拡散ガンマ線スペクトルを説明しようとします。サブPeVの拡散ガンマ線と局所宇宙線スペクトルの間に緊張関係があることがわかります。サブPeV拡散ガンマ線フラックスを説明するには、一般に、膝領域での測定よりも大きな局所宇宙線フラックスが必要です。さらに、宇宙線伝搬モデルからPeVニュートリノフラックスを計算します。これらのサブPeV拡散ガンマ線のすべてが伝搬から発生しますが、銀河ニュートリノは観測されたフラックスの約15％未満しか占めておらず、そのほとんどは依然として銀河系外の線源からのものです。
NuSTARを使用したLMXBブラックホール候補4U1957 +11の広帯域スペクトル研究
| Title |
Broad-band_spectral_study_of_LMXB_black_hole_candidate_4U_1957+11_with_NuSTAR |
| Authors |
Prince_Sharma,_Rahul_Sharma,_Chetana_Jain,_Gulab_C._Dewangan,_and_Anjan_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03740 |
ここでは、低質量X線連星とブラックホール候補4U1957+11の広帯域スペクトル分析の結果を示します。発生源は、2018年9月から2019年11月の間に核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）で9回観測されました。これらの観測中に、4U1957+11のスペクトル状態はわずかに進化しました。ディスクドミナントスペクトルは、ディスク温度が$kT_{\rmin}\sim$1.35--1.86keVの範囲で変化する高温のマルチカラーディスク黒体と、急勾配の非熱成分（$\Gamma）でよく説明されています。=$2--3）。すべての観測のスペクトルで、広いFe輝線の特徴（5〜8keV）が観測されました。相対論的円盤モデルを使用して、距離、傾斜、およびブラックホールの質量がそのスピンに及ぼす影響を研究しました。シミュレーションは、距離が短いほどスピンが高く、ブラックホールの質量が小さいことを示しています。距離が短く質量が大きい場合、スピンは最大になり、距離にほとんど依存しません。すべての場合において、スピンとスペクトル硬化係数の間には逆相関が存在します。システムは、7kpcの距離で4〜6M_sunのブラックホールの質量に対して、約0.85の中程度のスピンを優先します。
宇宙の夜明けを検出するためのフローティングオクターブ帯域幅コーンディスクアンテナ
| Title |
A_Floating_Octave_Bandwidth_Cone-Disc_Antenna_for_Detection_of_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Agaram_Raghunathan_(1),_Ravi_Subrahmanyan_(1,2),_N._Udaya_Shankar_(1),_Saurabh_Singh_(3,1),_Jishnu_Nambissan_(4,1),_K.Kavitha_(1),_Nivedita_Mahesh_(5),_R._Somashekar_(1),_Gaddam_Sindhu_(1),_B._S._Girish_(1),_K._S._Srivani_(1),_Mayuri_S._Rao_(1)_((1)_The_Raman_Research_Institute,_Bangalore,_India,_(2)_CSIRO_Astronomy_&_Space_Science,_Bentley,_Australia,_(3)_McGill_Space_Institute,_Montreal,_Canada,_(4)_Curtin_Institute_of_Radio_Astronomy,_Bentley,_Australia,_(5)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_Arizona,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03522 |
CosmicDawnからの赤方偏移した21cm信号を検出するために構築された電波天文学放射計の重要なコンポーネントは、アンテナ要素です。40〜90MHzの帯域でこの信号を検出するために構築されたオクターブ帯域幅のコーンディスクアンテナの設計と性能について説明します。CosmicDawn信号は、空や地上の電波の明るさよりも桁違いに弱い広帯域スペクトルの特徴であると予測されています。したがって、工学的な課題は、受信機に前景の空とともにかすかな宇宙信号を高忠実度で提供できる低周波数のアンテナを設計することです。アンテナの特性は、天体の放射、地上放射、または受信機のノイズに紛らわしいスペクトルの特徴を刻印することによって検出を損なうものであってはなりません。現在の設計における革新は、アンテナを半波長より電気的に小さくし、十分に大きな水域の表面でそれを操作することです。小さなコーンディスクアンテナの下にある均質で高誘電率の媒体は、無彩色のビームパターン、高い放射効率、および不要な紛らわしいスペクトル特性を最小限に抑えます。アンテナ設計はWIPL-DとFEKOで最適化されました。プロトタイプが作成され、湖に配備されて、フィールド測定でそのパフォーマンスを検証しました。索引用語：アンテナ測定、電波天文学、反射アンテナ。
Rasnik3点アライメントシステムの究極のパフォーマンス
| Title |
The_ultimate_performance_of_the_Rasnik_3-point_alignment_system |
| Authors |
Harry_van_der_Graaf,_Alessandro_Bertolini,_Joris_van_Heijningen,_Bram_Bouwens,_Nelson_de_Gaay_Fortman,_Tom_van_der_Reep,_Lennaert_Otemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03601 |
Rasnikシステムは、サブナノメートルの精度を備えた3点光学変位モニターです。CCD-Rasnikアライメントシステムは、CERNのATLASミューオン分光計のミューオンチャンバーのアライメントを監視するために1993年に開発されました。それ以来、新しいCMOSイメージングピクセルチップが利用可能になるにつれて、開発が続けられています。精度を制限するシステムのプロセスとパラメータが詳細に研究されています。センサーピクセルの光レベルの内容が影響を受ける量子ゆらぎだけが、空間分解能を制限していると結論付けます。2つのRasnikシステムの結果は、シミュレーションの結果と比較されます。これらはよく一致しています。$\SI{7}{pm/\sqrt{Hz}}$の最高の精度が報告されています。最後に、高精度Rasnikシステムのいくつかのアプリケーションについて説明します。
最適化された応力分布を備えたマルチブレードモノリシックオイラーばね
オイラースプリングは、低いスプリングレートで大きな静的支持力を提供し、最小限のスプリング材料を使用するため、垂直サスペンションと防振に使用されます。これまで、均一な厚さの複数の単一幅の垂直に積み重ねられた長方形のブレードが座屈後の状態で使用されており、数の半分がそれぞれの反対方向に座屈しています。この構造では、ブレードの端をクランプする必要があり、スティックスリップの問題が発生します。この研究では、ばね材料の単一のモノリシックシートから複数の反対に座屈するブレードを並べて形成することの利点を調査します。ブレードの幅の輪郭を描くことにより、ブレードの長さに沿って応力を均等に分散する方法を調査し、反対に曲がるブレード間の引き裂き接合部の周りに応力を均等に分散するための最適な接合輪郭を見つけます。
位置天文重力プローブ設計の進歩
| Title |
Progress_on_the_Astrometric_Gravitation_Probe_design |
| Authors |
Mario_Gai,_Alberto_Vecchiato,_Alberto_Riva,_Mario_Gilberto_Lattanzi,_Federico_Landini,_Beatrice_Bucciarelli,_Deborah_Busonero,_Mariateresa_Crosta,_Shilong_Liao,_Hao_Luo,_Giovanni_Mana,_Marco_Pisani,_Zhaoxiang_Qi,_Carlo_Paolo_Sasso,_Zhenghong_Tang,_Yu_Yong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03756 |
位置天文重力プローブミッションは、1919年のダイソン-エディントン-デイヴィソン実験の最新バージョンであり、コロナグラフシステムによって提供される恒久的な日食が組み込まれた宇宙望遠鏡に基づいています。一般相対性理論と競合する重力理論の実験的限界で期待される改善は、少なくとも2桁です。測定の原理、特に共通の高解像度望遠鏡に同時に給電する個々の逆コロナグラフのセットのフィゾーのような組み合わせの原理をレビューします。また、ペイロードには、太陽から非常に近い、または遠い星のフィールド、つまり高光または低光の曲げの影響を受けるフィールドの同時観測をサポートするために、二重の視野プロパティがあります。特に製造公差と位置合わせ公差、および打ち上げ応力によって引き起こされる摂動に対する光学性能の技術的実現可能性と堅牢性を改善するために、光学設計に導入された一連のソリューションについて説明します。
ニューラルネットワークを使用した整合フィルタリングへの一般化されたアプローチ
| Title |
Generalized_Approach_to_Matched_Filtering_using_Neural_Networks |
| Authors |
Jingkai_Yan,_Mariam_Avagyan,_Robert_E._Colgan,_Do\u{g}a_Veske,_Imre_Bartos,_John_Wright,_Zsuzsa_M\'arka,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03961 |
重力波科学は、現在、深層学習技術を吸収および発明している、急速に進化するデータ分析方法論を備えた先駆的な分野です。フィールドの高度なフラッグシップ検索の大部分は、コア内の実績のある整合フィルタリングの原則に依存しています。この論文では、新たな深層学習と従来の手法との関係について重要な観察を行います。整合フィルタリングは、形式的には特定のニューラルネットワークと同等です。これは、ニューラルネットワークを分析的に構築して整合フィルタリングを正確に実装でき、データをさらにトレーニングしたり、パフォーマンスを向上させるために複雑さを増したりできることを意味します。この基本的な同等性により、「複雑さの標準光源」を定義でき、共通のフレームワークで重力波信号へのさまざまなアプローチの相対的な複雑さを特徴付けることができます。さらに、それはまた、ニューラルネットワークが圧倒的なノイズの中で信号を見つける問題にどのようにアプローチするかについての手がかりを提供することができる興味深い対称性の垣間見ることを提供します。さらに、提案されたニューラルネットワークアーキテクチャは、パラメータ分布に関する事前知識の有無にかかわらず、整合フィルタリングよりも優れたパフォーマンスを発揮できることを示します。事前情報が与えられると、提案されたニューラルネットワークは統計的に最適なパフォーマンスに近づくことができます。また、2つの異なるニューラルネットワークアーキテクチャMNet-ShallowとMNet-Deepを提案して調査します。どちらも初期化時に整合フィルタリングを実装し、データでトレーニングできます。MNet-Shallowの構造は単純ですが、MNet-Deepはより柔軟性があり、より広範囲のディストリビューションを処理できます。私たちの理論的発見は、実際のLIGOデータと合成注射を使用した実験によって裏付けられています。最後に、我々の結果は、重力波検出における深層学習の役割に関する新しい視点を示唆しています。
コア崩壊超新星前駆体としてのバイナリストリップ星
ほとんどの大質量星は、その寿命の中でバイナリ相互作用を経験し、それが剥ぎ取られた星の表面とコア構造の両方を変化させ、コア崩壊超新星としての最終的な運命に大きな影響を与える可能性があります。しかし、これまでのコア崩壊超新星シミュレーションは、ほぼ独占的に単一星の進化に焦点を合わせてきました。コア崩壊超新星の候補と同じ初期質量（11-21M$_{\odot}$）を持つ単一およびバイナリストリップ星の体系的なシミュレーション研究を提示します。一般に、バイナリストリップされた星のコアはコンパクトではなく、より目立つ、より深いシリコン/酸素界面を持ち、同じ初期質量の対応する単一の星に優先的に爆発する傾向があることがわかります。これらの2つの進化モード間の振る舞いのこのような二分法は、最終的な中性子星の質量、爆発エネルギー、元素合成収量など、超新星の統計に重要な影響を及ぼします。バイナリーストリップされた残骸はまた、最も重い中性子星と最も軽いブラックホールの間の可能な質量ギャップを埋める態勢が整っています。私たちの仕事は、崩壊前の恒星進化とその後の爆発の結果を一貫して説明しているため、2つの面に沿って改善を示しています。それでも、私たちの結果は、爆発の結果の敏感な性質を捉えるために、より詳細な恒星進化モデルの必要性を強調しています。
大双眼望遠鏡による失敗した超新星の探索：新しい候補と11年間のデータによる失敗したSNフラクション
| Title |
The_search_for_failed_supernovae_with_the_Large_Binocular_Telescope:_a_new_candidate_and_the_failed_SN_fraction_with_11_yr_of_data |
| Authors |
J._M._M._Neustadt,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_C._M._Basinger,_T._Jayasinghe,_C._T._Garling,_S._M._Adams,_and_J._Gerke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03318 |
失敗した超新星の大双眼望遠鏡検索の更新された結果を提示します。この検索では、現在のベースラインが11年のデータで、27個の近くの銀河の明るい星を監視しています。失敗した超新星（SN）候補N6946-BH1と、新しい候補M101-OC1を再発見します。M101-OC1は青色超巨星であり、光の波長で急速に消失しますが、暖かい塵による重大な不明瞭化の証拠はありません。他のオプションを検討しますが、M101-OC1のフェージングの適切な説明は、SNの失敗ですが、これを確認するにはフォローアップ観測が必要です。明確に検出された失敗したSNが1つだけであると仮定すると、90％の信頼度で失敗したSNの割合$f=0.16^{+0.23}_{-0.12}$が見つかります。また、遅い（$\sim$decimal）、大きな振幅（$\DeltaL/L>3$）の光度の変化を示す星のコレクションについても報告します。
Tarantula Massive Binary Monitoring V. R 144：総質量が140Msunを超える食変光星
| Title |
The_Tarantula_Massive_Binary_Monitoring_V._R_144:_a_wind-eclipsing_binary_with_a_total_mass_>_140_Msun |
| Authors |
T._Shenar,_H._Sana,_P._Marchant,_B._Pablo,_N._Richardson,_A._F._J._Moffat,_T._Van_Reeth,_R._H._Barba,_D._M.Bowman,_P._Broos,_P._A._Crowther,_J._S._Clark,_A._de_Koter,_S._E._de_Mink,_K._Dsilva,_G._Graefener,_I._D.Howarth,_N._Langer,_L._Mahy,_J._Maiz_Apellaniz,_A._M._T._Pollock,_F._R._N._Schneider,_L._Townsley,_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03323 |
R144は、大マゼラン雲（LMC）の中で視覚的に最も明るいWR星です。R144はバイナリであると報告されており、このように観察された中で最も大規模なバイナリになる可能性があります。R144の包括的なスペクトル、測光、軌道、および偏光分析を実行します。R144は、2つの比較的進化した（年齢〜2Myr）、Hに富むWR星からなる奇行（e=0.51）74.2-dバイナリです。高温のプライマリ（WN5/6h、T=50kK）と低温のセカンダリ（WN6/7h、T=45kK）の質量はほぼ同じです。システムで観察された低回転とH枯渇の組み合わせは、上部質量端でのブーストされた質量損失を含む現代の進化モデルによってよく再現されています。R144の全身速度とその相対的な分離は、隣接するR136クラスターからの暴走として放出されたことを示唆しています。光学光度曲線は、2つのプロセスの組み合わせとしてよく説明できる明確な軌道変調を示しています。風と風の衝突と二重の日食に起因する過剰放出です。私たちの光度曲線モデルは、i=60.4+-1.5度の軌道傾斜角を意味し、74+-4および69+-4Msunの正確に拘束された動的質量をもたらします。両方のバイナリコンポーネントがコアH燃焼であると仮定すると、これらの質量は、それぞれ110および100Msunのオーダーの進化質量に対応する導出された光度（logL1,2=6.44、6.39[Lsun]）と一致させるのが困難です。額面通りに取られて、我々の結果は、両方の星がGamma_e=0.78+-0.1の高い古典的なエディントン係数を持っていることを意味します。星が主系列星にある場合、それらの導出された半径（〜25Rsun）は、この高いエディントン係数でさえ、それらがわずかに膨張していることを示唆しています。あるいは、星はコアである可能性があります-彼は燃えていて、古典的なウォルフ・ライエ星の通常のサイズ（〜1Rsun）から強く膨らんでいます。これは、観測された質量の不一致を解決するのに役立つシナリオです。
SLSNe-Iへのバイナリパスウェイ：SN 2017gci
一部の水素不足超高輝度超新星（SLSNe）は、遅い時間スペクトルの水素の特徴に関連する光度曲線の尾部に隆起を示します。ここでは、そのようなSLSNの1つであるSN2017gciの爆発パラメーターを使用して、バイナリ母集団およびスペクトル合成（BPASS）コードの恒星モデルで潜在的な前駆体を検索します。連星系で30$M_{\odot}$の前駆星に適した一致が見つかり、単一の星モデルからの一致は見つかりません。巨大な枝の後の共通外層と物質移動は、死の直前の強い恒星風による質量損失の増加と相まって、爆発の数十年前に前駆体が水素エンベロープを失うことを可能にします。これにより、水素が不足したSLSNが発生し、イジェクタと失われた恒星物質との相互作用が遅れることがあります。
ソーラーオービター/ EUIによって観測された極紫外線の静かな太陽の明るさ
| Title |
Extreme_UV_quiet_Sun_brightenings_observed_by_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
D._Berghmans,_F._Auchere,_D._M._Long,_E._Soubrie,_M._Mierla_A.N._Zhukov,_U._Schuhle,_P._Antolin,_L._Harra_S._Parenti,_O._Podladchikova,_R._Aznar_Cuadrado,_E._Buchlin,_L._Dolla,_C._Verbeeck,_S._Gissot,_L._Teriaca,_M._Haberreiter,_A.C._Katsiyannis,_L._Rodriguez,_E._Kraaikamp,_P.J._Smith,_K._Stegen,_P._Rochus,_J._P._Halain,_L._Jacques,_W.T._Thompson,_B._Inhester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03382 |
この論文の目的は、EUVの静かな太陽で観測された最小の増光イベントを研究することです。最近打ち上げられたソーラーオービターミッションに搭載されたEUI機器によって取得された試運転データを使用します。2020年5月30日、EUIは太陽から0.556AUに位置していました。そのHRIEUV望遠鏡の17.4nm通過帯域は、400kmという非常に高い2ピクセルの空間分解能に達しました。小規模構造物のサイズと期間はHRIEUVデータで決定され、高さは同時SDO/AIAデータによる三角測量から推定されます。これは、高解像度での小規模な増光の最初の立体視です。静かな太陽の領域で、長さスケールが400kmから4000km、持続時間が10から200秒の小さな局所的な増光（「キャンプファイヤー」）が観測されました。これらのHRIEUVの増光の中で最も小さく、最も弱いものは、これまで観察されていません。HRILYAの同時観測では、局所的な増光イベントは示されていませんが、HRIEUVイベントの場所は彩層ネットワークに明確に対応しています。同時AIA画像と比較すると、ほとんどのイベントはAIAの17.1nm、19.3nm、21.1nm、および30.4nmの通過帯域でも識別できますが、それらは弱くぼやけているように見えます。DEM分析は、冠状温度がlog（T）〜6.1-6.15でピークに達することを示しています。いくつかのキャンプファイヤーの高さを測定しました。これは、光球から1000〜5000km上にあります。「キャンプファイヤー」は本質的にほとんど冠状であり、彩層ネットワークの磁束濃度に根ざしていると結論付けます。これらのイベントは、フレア/マイクロフレア/ナノフレアファミリーの新しい拡張機能として解釈されます。高さが低いことを考えると、EUIの「キャンプファイヤー」は、遷移領域/低コロナの微細構造の新しい要素である可能性があります。内部でコロナ温度に加熱される小規模ループの頂点です。
黒点グループ内の黒点のサイズ分布について
| Title |
On_the_size_distribution_of_spots_within_sunspot_groups |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Natalie_A._Krivova,_Robert_Cameron,_and_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03534 |
黒点のサイズ分布は、太陽磁場の生成と出現のプロセスに関する重要な情報を提供します。サイズ分布に関するこれまでの研究は、主にグループ全体または個々のスポット領域のいずれかに焦点を合わせていました。この論文では、黒点グループ内の黒点領域の構成を調査します。特に、グループ内の最大のスポット（$\rm{A_{big\_spot}}$）の面積と、そのグループの総面積（$）の比率$\rm{R}$を分析します。\rm{A_{group}}$）。キスロヴォツク、プルコヴォ、デブレツェンの各天文台の太陽黒点観測を使用し、太陽周期17〜24をカバーしています。グループ面積が最大に達した時点で、グループ内の1つの最大スポットが通常グループ面積の約60％を占めていることがわかります。。すべてのグループの半分で、$\rmR$は約50％から70％の範囲にあります。また、Rはグループ領域$\rm{A_{group}}$によって変化するため、$\rm{R}$が$\rm{A_{group}}\のグループで最大約0.65に達することがわかります。約200\mu$Hemで、ラガーグループの場合は約0.6のままです。私たちの調査結果は、スケール不変の出現パターンを意味し、出現プロセスに観察上の制約を提供します。さらに、私たちの結果をより大きな黒点グループに外挿すると、非常に活発な太陽のような星のドップラー画像に見られる巨大な未解決の恒星黒点の特徴に関係がある可能性があります。私たちの結果は、そのような巨大な特徴が複数のスポットで構成されており、最大のスポットがグループ全体の面積（つまり、ドップラー画像に見られる巨大な星黒点の面積）の約55〜75％を占めていることを示唆しています。
シルクハット以外の速度断面積を伴う塊状の流出における速度分離
| Title |
Velocity_segregation_in_a_clump-like_outflow_with_a_non-top_hat_velocity_cross-section |
| Authors |
A._Castellanos-Ram\'irez,_A._C._Raga,_J._Cant\'o,_A._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_and_L._Hern\'andez-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03536 |
視線速度対距離が直線的に増加する「ハッブルの法則」ランプを伴う放出によって流出源に結合された高速の塊が、いくつかの惑星状星雲および星形成領域のいくつかの流出で観察されます。エッジ速度の層化への強い軸を使用して、期間$\tau_0$にわたってソースから「クランプ」が放出される単純なモデルを提案します。このシルクハット以外の断面により、高度に湾曲した作業面が生成されます（最初は排出された材料によって押され、後でその慣性のために惰性走行します）。解析モデルと数値シミュレーションの両方から、この作業面は線形速度対位置ランプを持っているため、惑星状星雲の「ハッブル法則の塊」と若い星からの流出を定性的に再現していることがわかります。
黒体放射反転を使用した太陽スペクトルの調査
黒体の温度の確率分布は、そのパワースペクトルから決定できます。この手法は黒体放射反転と呼ばれます。現在の論文では、黒体放射の逆転が太陽のスペクトルに適用されています。温度の確率分布と太陽の平均温度は、均一な温度を想定せず、シュテファン・ボルツマンの法則を使用せずに計算されます。この分布のさまざまな特性が特徴づけられます。この論文は、太陽のスペクトル内に存在する歪みの最初の言及と調査を提示します。
磁束ロープのねじれに対する侵食の影響を明らかにする
| Title |
Uncovering_Erosion_Effects_on_Magnetic_Flux_Rope_Twist |
| Authors |
Sanchita_Pal,_Emilia_Kilpua,_Simon_Good,_Jens_Pomoell,_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03569 |
磁気雲（MC）は、太陽の噴火による大規模な磁束ロープを含む一時的な構造です。ロープ軸の周りの磁力線のねじれは、フラックスロープ形成プロセスと地球効果に関する情報を明らかにします。伝播中、MCフラックスロープは周囲の太陽風との再接続によって侵食される可能性があります。侵食があると、ロープの磁束とヘリシティが低下し、ロープの断面のねじれプロファイルが変化します。この研究は、1AUで観測されたMCフラックスロープのねじれプロファイルを、惑星間空間でMCが受けた侵食の量に関連付けています。太陽コロナの噴火後のアーケードの明確な外観に関連する2つのよく識別されたMCフラックスロープのねじれプロファイルが分析されます。侵食の量を推測するために、太陽大気中のロープの磁束含有量が推定され、1AUでの推定値と比較されます。最初のMCは、軸から周辺に向かって単調に減少するねじれを示し、2番目のMCは、軸で高いねじれ、エッジ近くで上昇するねじれ、およびその間の低いねじれを示します。最初のMCは、太陽と1AUの間の磁束の大幅な減少を示し、2番目のMCで見られるよりも多くの侵食を示唆しています。2番目の雲では、ロープの端でのねじれの上昇は、低いコロナで噴出するフラックスロープの下での再接続によって形成された、比較的高いねじれを持つ上にあるコロナ力線のエンベロープが原因であった可能性があります。この高ねじれエンベロープは、侵食レベルが低いため、太陽から1AUまでほとんど無傷のままでした。対照的に、最初の雲の高ねじれエンベロープは、1AUに達するまでに侵食によって完全に剥がれている可能性があります。
極紫外線後期を伴う閉じ込められたフレアにおけるエネルギー分配
| Title |
Energy_partition_in_a_confined_flare_with_an_extreme-ultraviolet_late_phase |
| Authors |
Q._M._Zhang,_J._X._Cheng,_Y._Dai,_K._V._Tam,_and_A._A._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03677 |
この論文では、2011年9月9日の大きな極紫外線（EUV）後期で、M1.2の閉じ込められたフレアを、そのエネルギー分割に焦点を当てて再分析します。1$-$70{\AA}の放射線（$\sim$5.4$\times$10$^{30}$erg）は、70$-$370{\AA}の放射線のほぼ11倍であり、ほぼ180です。1$-$8{\AA}の放射線の倍。フレア後のループのピーク熱エネルギーは、簡略化された概略図に基づいて（1.7$-$1.8）$\times$10$^{30}$ergと推定されます。エンタルピーベースのループの熱進化（EBTEL）シミュレーションの以前の結果に基づくと、メインフレアループと後期ループのエネルギー入力は（1.5$-$3.8）$\times$10$^{29}$ergと7.7です。それぞれ$\times$10$^{29}$erg。フレア加速電子の非熱エネルギー（（1.7$-$2.2）$\times$10$^{30}$erg）は、ピーク熱エネルギーに匹敵し、メインフレアループおよび後期のエネルギー入力を提供するのに十分です。-フェーズループ。フレア前の磁気自由エネルギー（9.1$\times$10$^{31}$erg）は、加熱要件と輻射を提供するのに十分な大きさであり、磁気自由エネルギーがフレアに電力を供給するのに十分であることを示しています。
巨大な広い三次星が白色矮星（WD）と主系列（MS）星のタイトなバイナリシステムを飲み込み、互いに共通外層進化（CEE）に入るように強制し、次にWD-MS共通エンベロープ。WDがMSエンベロープ内にあるWD-MSバイナリシステムには、共通のエンベロープをアンバインドするのに十分な軌道エネルギーがありません。ただし、巨星の中心に近づくと、ロッシュローブが巨星のコアにオーバーフローしたり、WDとコアが結合したりすると、WD-MSの共通外層の大部分またはすべてが削除されます。つまり、WD-MSのタイトな共通エンベロープのバインドを解除するためのエネルギー源は、トリプルスターCEEです。そのため、このシナリオを寄生虫CEEと呼びます。全体として、MSスターの破壊は、トリプルスターシステムからエネルギーを吸収します。このプロセスは、トリプルスターCEE中にWDコアの合併につながる可能性があります。寄生虫CEEは、場合によっては特異なIa型超新星として爆発する可能性のある1つの巨大なWD、または後でIa型超新星として爆発する可能性のある2つの近接WDのいずれかを残します。寄生虫CEEの割合は、進化したすべての三重星のうち、約0.001の割合であると非常に大雑把に見積もっています。
ホット準矮星バイナリHD49798 / RXJ0648.0-4418の新しいX線観測
| Title |
New_X-ray_observations_of_the_hot_subdwarf_binary_HD49798_/_RXJ0648.0-4418 |
| Authors |
S._Mereghetti,_F._Pintore,_T._Rauch,_N._La_Palombara,_P._Esposito,_S._Geier,_I._Pelisoli,_M._Rigoselli,_V._Schaffenroth,_A._Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03867 |
HD49798/RXJ0648.0-4418は、質量ドナーがOスペクトル型の熱い準矮星であり、おそらく、巨大な白色矮星（1.28$\pm$0.05M$_{\rmSUN}$）13.2秒の非常に速いスピン周期。ここでは、2018年と2020年に実施された、この特異なバイナリの新しいXMM-Newtonポインティングの結果を、以前のすべての観測の再分析とともに報告します。新しいデータは、コンパクトオブジェクトがまだ$（-2.17\pm0.01）\times10^{-15}$ss$^{-1}$の一定の速度で回転していることを示しており、用語の解釈と一致しています。若い収縮白色矮星の。ecpliseから遠く離れた同様の軌道位相で得られた観測値の比較は、$\sim$（70$\pm$20）\％のレベルでのハード（$>$0.5keV）スペクトル成分の長期変動の証拠を示しています。HD49798準矮星の弱い恒星風における時間依存の不均一性の存在。このシステムからのX線フラックスを支配するソフトスペクトル成分をよりよく調査するために、この巨大な白色矮星に適した元素の存在量と表面重力を持つ大気から予想される熱放射の理論モデルを計算しました。このモデルは、T$_{\rmeff}$=2.25$\times$10$^5$Kの有効温度と、黒体フィットで見られるよりも大きい半径$\sim$1600kmの放出領域で最適なフィットを提供します。。このモデルはまた、以前に考えられていたよりも大幅に大きく、おそらくこのシステムの光学変動研究に関連する、白色矮星からの白色矮星からのパルス放射の寄与を予測します。
宇宙論へのヒッグスポータル
ヒッグス粒子の発見は、標準模型を超える物理を探索するための新しい道を開いた。このレビューでは、ヒッグスポータルとして知られている隠れたセクターへの最も単純なヒッグス結合の宇宙論的側面について説明します。インフレーション、真空安定性、暗黒物質に対するこのような結合の影響に焦点を当てます。後者には、従来の弱く相互作用する巨大粒子と弱く相互作用するスカラーの両方が含まれます。ヒッグスポータルの宇宙論的影響は、カップリングの値が小さい場合でも重要になる可能性があります。
「水たまり思考」の問題：人間原理のユーザーガイド
| Title |
The_Trouble_with_"Puddle_Thinking":_A_User's_Guide_to_the_Anthropic_Principle |
| Authors |
Geraint_F._Lewis_and_Luke_A._Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03381 |
宇宙論者の中には、人間を宇宙の中心に戻そうとしている人がいますか？一部の批評家の見解では、いわゆる「人間原理」は、科学の手による数世紀の降格の後、私たちの種の尊厳のスクラップを救うための必死の試みです。それは、目的論、神学、宗教、人間中心主義など、古風で後方にあるすべてのものであり、科学的なカモフラージュに忍び込もうとしています。これは間違いだと私たちは主張します。人間原理は単なる人間の傲慢ではなく、変装した宗教でもありません。それは宇宙の科学の必要な部分です。
$（g-2）_ \ mu $と重力波の新しい物理学を探る
パルサータイミングアレイ測定を用いて、$（g-2）_\mu$の異常と重力波を説明する新しい物理学を精査する可能性を研究します。私たちが考えるモデルは、ミューオンと相互作用するライトゲージボソンまたはニュートラルスカラーのいずれかです。$（g-2）_\mu$異常を説明する動的混合を伴う暗い$U（1）$モデルのパラメーター空間が一次相転移を実現でき、収量によって生成される重力波が一般的な問題に対処できることを示します。NANOGrav12.5年のデータセットで観測された赤いノイズ。
同じヨウ化ナトリウムターゲットを使用したDAMA暗黒物質の結果に対するCOSINE-100からの強い制約
| Title |
Strong_constraints_from_COSINE-100_on_the_DAMA_dark_matter_results_using_the_same_sodium_iodide_target |
| Authors |
G._Adhikari,_E._Barbosa_de_Souza,_N._Carlin,_J._J._Choi,_S._Choi,_M._Djamal,_A._C._Ezeribe,_L._E._Fran\c{c}a,_C._Ha,_I._S._Hahn,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_H._W._Joo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_H._Kim,_H._J._Kim,_K._W._Kim,_S._H._Kim,_S._K._Kim,_W._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_E._K._Lee,_H._Lee,_H._S._Lee,_H._Y._Lee,_I._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_S._M._Lee,_D._S._Leonard,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_K._S._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_K._A._Shin,_A._Scar,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._Yang,_and_G._H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03537 |
DAMAヨウ化ナトリウム実験で観測されたイベント率の年次変調が暗黒物質粒子の相互作用によって引き起こされているかどうかについては、長年の議論があります。この問題を解決するために、同じヨウ化ナトリウムターゲット媒体を使用してDAMAの結果を再現または反論することを目的として、いくつかのグループが新しい実験の開発に取り組んでいます。COSINE-100実験は、現在、ヤンヤン地下研究所で106kgの低バックグラウンドヨウ化ナトリウム結晶を使用して実施されている実験の1つです。COSINE-100データの最初の59。5日間の分析は、DAMAによって報告された年次変調信号が、暗黒物質粒子の好ましい候補である弱く相互作用する塊状粒子（WIMP）とナトリウムまたはヨウ素とのスピン非依存相互作用を使用した説明と矛盾することを示しました。標準的なハローモデルのコンテキストでの核。ただし、この最初の結果は、DAMAとCOSINE-100の間の一貫性の余地を与える可能性のある、特定の代替暗黒物質モデル、暗黒物質ハロー分布、および検出器応答を使用した未解決の解釈を残しました。ここでは、イベント選択が改善され、エネルギーしきい値が2keVから1keVに減少した、1。7年以上のCOSINE-100操作からの新しい結果を示します。これらの代替シナリオを強力に制約し、WIMP-核子スピン非依存相互作用仮説との以前に観察された矛盾をさらに強化するのに初めて十分な、感度の桁違いの改善を見つけます。
太陽風電流シートとdeHoffmann-Teller分析：ソーラーオービターによるDC電界測定の最初の結果
| Title |
Solar_wind_current_sheets_and_deHoffmann-Teller_analysis:_First_results_of_DC_electric_field_measurements_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
K._Steinvall,_Yu._V._Khotyaintsev,_G._Cozzani,_A._Vaivads,_E._Yordanova,_A._I._Eriksson,_N._J._T._Edberg,_M._Maksimovic,_S._D._Bale,_T._Chust,_V._Krasnoselskikh,_M._Kretzschmar,_E._Lorf\`evre,_D._Plettemeier,_J._Sou\v{c}ek,_M._Steller,_\v{S}._\v{S}tver\'ak,_A._Vecchio,_T._S._Horbury,_H._O'Brien,_V._Evans,_A._Fedorov,_P._Louarn,_V._G\'enot,_N._Andr\'e,_B._Lavraud,_A._P._Rouillard,_C._J._Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.03553 |
ソーラーオービターは、リモートとその場の両方のセンシング用に設計された機器のペイロードを使用して太陽と太陽圏の物理学を調査することを目的として、2020年2月10日に発売されました。最近発売されたパーカーソーラープローブと同様に、以前のミッションとは異なり、ソーラーオービターは低周波DC電界を測定するように設計された機器を搭載しています。この論文では、ソーラーオービターの電波およびプラズマ波計（RPW）によって測定された低周波DC電場の品質を評価します。特に、ソーラーオービターのDC電場および磁場データを使用して太陽風速度を推定する可能性を調査します。電場と磁場の測定に基づくdeHoffmann-Teller（HT）分析を使用して、電場の単一成分を最小化する太陽風電流シートの速度を見つけます。HT速度を陽子およびアルファ粒子センサー（PAS）によって測定された陽子速度と比較することにより、有効アンテナ長、電界プローブの$L_\text{eff}$の単純なモデルを開発します。次に、HT法を使用して、太陽風の速度を推定します。HT法を使用すると、観測された$E_y$の変動は、磁場の変動と非常によく一致していることがわかります。ただし、$E_y$の大きさは、$L_\text{eff}$がプラズマ環境に依存するため、不確実です。$L_\text{eff}$をデバイ長に関連付ける経験的モデルを導き出します。これを使用して、$E_y$の推定値を改善し、その結果、推定される太陽風速度を改善できます。RPWによって提供される低周波電界は高品質です。deHoffmann-Teller分析を使用すると、ソーラーオービターの磁場および電場の測定値を使用して、プラズマデータが利用できない場合の太陽風速を推定できます。
遅くて安全なグラビティーノ
音速$c_s$が消失するインフレーションの超重力モデルは、グラビティーノの生産率を際限なく成長させると主張されてきました。$c_s=0$の条件を説明するために、インフレのいくつかのモデルを検討します。制約のないスーパーフィールドを持つモデルでは、時間とともに変化するバックグラウンドでのゴールドスティーノとインフレータノの混合が、縦モードの制御されない生成を防ぐと主張します。制約${\bfS^2}=0$で超対称性の破れに関連する冪零元のフィールドがある場合、つまりsgoldstinoのないモデルがある場合、この結論は変わりません。2番目の直交制約${\bfS（\Phi-\bar{\Phi}）}=0$を持つモデル。ここで、$\bf{\Phi}$は、インフラトンを排除するインフラトンスーパーフィールドであり、次の問題が発生する可能性があります。グラビティーノの過剰生産。ただし、この制約がUVラグランジアンに由来する場合、これらのモデルは問題になる可能性があることを指摘します。これには、より高度な微分演算子の使用が必要になる場合があるためです。これらのモデルは、$c_s>1$などの他の病状を示す場合もあります。これらは、単一の制約または制約のないフィールドを持つ理論には存在しません。
ブラックホールと粘性コンパクト物体における潮汐加熱/粘性散逸の対応
エキゾチックコンパクトオブジェクト（ECO）のバイナリ進化中のエネルギー吸収の影響は広く研究されています。物質的な物体のエネルギー散逸を提供する根本的なメカニズム、つまり潮汐摩擦をレビューします。粘性による吸収が無視できる典型的な天体物理学の物体とは異なり、ECOでは、吸収がブラックホール（BH）の類似の効果である潮汐加熱を模倣する可能性があることを示します。私たちは、インスピレーション中のエネルギー散逸の文脈におけるそれらの相違点と類似点を支持します。メンブレンパラダイムと最近の研究に触発されて、粘度が古典的なBH吸収のECO吸収にどれだけ近いかを定量化する決定的な特徴であることを示します。ECOの場合、粘度がGW波形に大幅な変更を引き起こす可能性があることを示します。これにより、質量とスピンが等しい超大質量バイナリのいくつかの好ましいシナリオで、将来の精密重力波（GW）観測におけるECO吸収の測定が可能になります。。最後に、ECO反射係数への影響と、普遍的な粘度と体積エントロピーの限界との関係について説明します。
有効場の理論とインフレーション磁気発生
効果的なアプローチは、インフレーション磁気発生の分析に適用されます。特定の基礎となる記述を想定するのではなく、効果的なアクションで4つの時空導関数とともに現れる可能性のあるすべての一般共変項が含まれ、インフラトン依存の結合によって重み付けされています。高階導関数は、特定の値が最終的にテンソルとスカラーの比率に依存する典型的な質量スケールの負の累乗によって抑制されます。準ド・ジッター段階では、対応する補正により、常に超磁気感受性と超電気感受性の間に非対称性が生じます。ゲージパワースペクトルを推定するための一般的な方法を示した後、得られた結果を一般的なモデルについて説明します。また、インフラトンに余分な対称性があるか、高次の項が潜在的に支配的である非一般的なシナリオの場合も示します。。
