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Thu 8 Apr 21 18:00:00 GMT -- Fri 9 Apr 21 18:00:00 GMT

インフラトンが落下すると原始ブラックホールが発生する

Title Primordial_Black_Holes_Arise_When_The_Inflaton_Falls
Authors Keisuke_Inomata,_Evan_McDonough,_Wayne_Hu
URL https://arxiv.org/abs/2104.03972
原始ブラックホール(PBH)は、重力波から暗黒物質、銀河形成に至るまでの現象における潜在的な役割のために、理論的宇宙論の最前線に突入しました。インフレーションの変動からPBHを素朴に生成するには、CMBスケールの地平線出口での速度からインフラトンを大幅に減速する必要があるように見えますが、この作業では、多くの場合に通過するポテンシャルの比較的小さな下向きのステップからの加速を示します。e-fold未満では、変動も増幅されます。ステップの位置に応じて、そのようなPBHは、重力波干渉計によって検出された暗黒物質またはブラックホールを説明する可能性があります。摂動の強化は、ステップに関連する非断熱遷移による粒子生成として自然に解釈されます。

異方性パワースペクトルバイスペクトル、トリスペクトルの共同解析:N体シミュレーションへの応用

Title Joint_analysis_of_anisotropic_power_spectrum,_bispectrum_and_trispectrum:_application_to_N-body_simulations
Authors Davide_Gualdi,_Hector_Gil-Marin_and_Licia_Verde
URL https://arxiv.org/abs/2104.03976
N体シミュレーションで赤方偏移空間物質場からのパワースペクトル、バイスペクトル、統合トリスペクトル(i-トリスペクトル)の単極子と四重極子の共同解析を初めて実行します。事後分布の完全なマルコフ連鎖モンテカルロ探索を使用して、$n_\mr{p}=5\times10^{-4}(h\、\mr{Mpc}のオブジェクト密度に対する宇宙パラメータの制約を定量化します。^{-1})^{3}$、赤方偏移$z=0.5$、および$V_\mr{survey}=25\、(h^{-1}\mr{Gpc})^3$、今後の銀河赤方偏移調査を代表する設定。主要な宇宙論的パラメーターの制約におけるバイスペクトルとi-トリスペクトルの相補性を示します。特に、最先端のパワースペクトル(モノポールと四重極)およびバイスペクトル(モノポール)分析と比較すると、1D$68\%$の信頼できる領域が$(72\%、78\%)の係数で小さいことがわかります。パラメータ$(f、\sigma_8、f_\mr{nl}、\alpha_\parallel、\alpha_\perp)$のそれぞれ、72\%、47\%、46\%)$。この作業は、進行中および将来の銀河調査の分析と解釈に高次統計の赤方偏移空間異方性信号を含めるために必要な追加の努力を動機付けます。

低再加熱のシナリオでは、マルチeVの質量を持つ熱アクシオンが可能です

Title Thermal_axions_with_multi-eV_masses_are_possible_in_low-reheating_scenarios
Authors Pierluca_Carenza,_Massimiliano_Lattanzi,_Alessandro_Mirizzi,_Francesco_Forastieri
URL https://arxiv.org/abs/2104.03982
最新の宇宙論的観測に照らして、再加熱温度$T_{\rmRH}\le100$MeVで、低再加熱宇宙論シナリオにおけるアクシオンの宇宙論的質量境界を修正します。この状況では、ニュートリノのデカップリングは影響を受けませんが、熱的アクシオンの熱的残存粒子は抑制されます。さらに、アクシオンは再加熱温度が低いシナリオでは低温になるため、アクシオンの存在量の限界が緩む可能性があります。これらの2つの事実の結果として、アクシオンの宇宙論的質量制限が緩和されます。最先端の宇宙データを使用し、カイラル摂動論の主要な次数でアクシオン-パイ中間子相互作用を特徴づけると、標準的なケースでは、アクシオンの質量が$m_a<0.26$eVに制限されることがわかります。ただし、質量が$m_a\simeq1$eV以上のアクシオンは、再加熱温度$T_{\rmRH}\lesssim80$MeVで許可されます。マルチeVアクシオンは、現在および計画されている太陽アクシオンヘリオスコープの質量感度の範囲外であり、検出するための新しい実験的アプローチが必要になります。

回転する原始ブラックホールと初期物質が支配的な時代からの暗放射の精密計算

Title Precision_Calculation_of_Dark_Radiation_from_Spinning_Primordial_Black_Holes_and_Early_Matter_Dominated_Eras
Authors Alexandre_Arbey,_J\'er\'emy_Auffinger,_Pearl_Sandick,_Barmak_Shams_Es_Haghi,_Kuver_Sinha
URL https://arxiv.org/abs/2104.04051
宇宙初期の回転する原始ブラックホール(PBH)のホーキング蒸発から来る重力子の形での暗黒放射の正確な計算を提示します。私たちの計算には、PBHの母集団の拡張スピン分布、PBH再加熱温度、および相対論的自由度の数の注意深い処理が組み込まれています。精度の結果を文献に存在する結果と比較し、BBNおよびCMBからの暗放射の現在の境界からのPBHの制約、およびCMBステージ4実験の予測感度を示します。アプリケーションとして、初期の物質支配時代(EMDE)の間に形成されたPBHのケースを検討します。EMDEに関連するさまざまなPBHスピン分布から重力子生成を計算し、$10^9\、$gまでの全質量範囲のPBHは、PBHが以前に宇宙を支配するようになったと仮定して、CMBステージ4実験からの測定によって制約されることを発見しました。ホーキング蒸発に。また、単色スピン$a^*>0.81$のPBHの場合、$10^{-1}\、{\rmg}<M_{\rmBH}<10^9\、$の範囲のすべてのPBH質量が見つかります。gはCMBステージ4実験によって精査されます。

弱いレンズ効果統計からの宇宙論的推論に対するバリオンの影響

Title The_Impact_of_Baryons_on_Cosmological_Inference_from_Weak_Lensing_Statistics
Authors Tianhuan_Lu_and_Zolt\'an_Haiman
URL https://arxiv.org/abs/2104.04165
弱いレンズ効果の調査がより深くなり、より広い領域をカバーするようになるにつれて、分角レベルまでの小さな角度スケールで情報が利用できるようになります。この追加情報を抽出するには、バリオン効果の正確なモデリングが必要です。この作業では、バリオン補正モデルを採用します。これには、暗黒物質(DM)ハロー、中央銀河の内部に結合して放出されるガスと、バリオンによって引き起こされるDMプロファイルの変化が含まれます。このモデルを使用して、バリオンをDMのみの$N$体シミュレーションの大規模なスイートに組み込み、$\Omega_\mathrm{m}-\sigma_8$パラメーター空間の75の宇宙論のグリッドをカバーします。バリオンがガウスおよび非ガウスの弱いレンズ効果の統計と、これらの統計からの宇宙論的パラメーターの推測にどのように影響するかを調査します。私たちの結果は、バリオンパラメーターをマージナライズすると、バリオンパラメーターが固定されている場合と比較して、$\Omega_\mathrm{m}-\sigma_8$スペースの制約が$2〜4$低下することを示しています。この劣化に対する各バリオン成分の寄与を調査し、ガスが放出される距離(AGNフィードバックから)が宇宙論的パラメーターによる縮退のために最大の影響を与えることを発見しました。他のデータセットから、またはAGNフィードバックのより良い理論的理解からの、このパラメーターに対する外部の制約は、HSCのような調査におけるバリオンの影響を大幅に軽減することができます。

超大質量ブラックホール宇宙論的進化による電波大音量AGNの電波光度関数のモデル化

Title Modelling_radio_luminosity_functions_of_radio-loud_AGN_by_the_cosmological_evolution_of_supermassive_black_holes
Authors Marco_Tucci,_Luigi_Toffolatti
URL https://arxiv.org/abs/2104.04219
超大質量ブラックホール(SMBH)の宇宙論的進化により、GHz周波数でのラジオラウド活動銀河核(AGN)の光度関数(LF)をモデル化する形式を開発します。SMBHの質量関数とエディントン比の分布は、この分析の開始点として採用されています。私たちのアプローチは、ブラックホール活動の基本平面を介して、AGNコアを中心のSMBHとリンクすることにより、ビーム効果を補正したAGNコアの電波光度を統計的に計算できる物理的および現象論的関係に基づいています。さらに、拡張ジェットおよびローブからの電波光度も、内部無線コアと拡張ジェット/ローブの間の予想される相関を反映するべき乗則の関係によって計算されます。ラジオラウドAGNは、中央BHへの異なる降着モードを特徴とする2つのクラスにさらに分類されます。エディントン比が0.01未満の場合、それらは低運動(LKモード)AGNと呼ばれます。>0.01の場合、それらは高運動(HKモード)AGNと呼ばれ、この臨界値は、放射的に非効率的な降着流と効率的な降着流の間の遷移にほぼ対応します。現在のモデルで使用されているいくつかの自由パラメーターは、2つの異なるタイプの観測データセットをフィッティングすることによって決定されます。1.4GHzでの電波大音量AGNのローカルLFと、1.4GHzおよび5GHzでの銀河系外電波源の差分数カウントです。私たちの現在のモデルは、LKモードAGNのLFと、赤方偏移z<=1.5までの全AGN母集団、さらに、現在データによって調査されている光度の全範囲で公開されているほぼすべてのデータによく適合します。一方、低赤方偏移でのHKモードAGNのLFの最近の測定値を過小評価する傾向がありますが、それは低電波光度でのみです。現在のモデルは、1.4GHzおよび5GHzでのラジオラウドソースの数カウントに関するほぼすべてのデータに非常によく適合させることもできます。(要約)

MACS J1149.5 +2223のクラスター内ライトでのスプラッシュバック機能の可能性の発見

Title Discovery_of_a_Possible_Splashback_Feature_in_the_Intracluster_Light_of_MACS_J1149.5+2223
Authors Anthony_H._Gonzalez,_Tyler_George,_Thomas_Connor,_Alis_Deason,_Megan_Donahue,_Mireia_Montes,_Ann_I._Zabludoff,_Dennis_Zaritsky
URL https://arxiv.org/abs/2104.04306
フロンティアフィールドクラスターMACSJ1149.5+2223(z=0.544)のクラスター内光の分析を示します。これは、新しいアーカイブのハッブルWFC3/IRイメージングを組み合わせて、最も明るいクラスター銀河から2.8Mpcまでの連続的な放射状カバレッジを提供します。潜在的な系統的バイアスを注意深く処理し、最大半径のデータを使用して背景の空のレベルを決定し、半径2Mpcまでの表面輝度プロファイルを再構築します。この半径は、個々のクラスターについてクラスター内光(ICL)が測定された最大の半径です。この半径内で、最も明るい銀河団とICL光の合計光度1.5e13Lsunを測定します。プロファイルとその対数勾配から、r〜70kpcで最も明るい銀河団からICLへの遷移を特定します。注目すべきことに、1.2-1.7Mpc(0.37-0.52r200m)の放射状ビンを中心とするプロファイルの屈折も検出されます。これは、恒星分布の腐食性物質の落下の兆候です。特徴の形状と強度に基づいて、半径は理論上の予測よりも小さいものの、潜在的にスプラッシュバック半径にあると解釈します。これがスプラッシュバック半径である場合、これはICLでの最初のそのような検出であり、個々のクラスターのスプラッシュバック半径の最初の検出です。同様の分析は、他のフロンティアフィールドクラスター、そして最終的にはユークリッドとローマのミッションからのクラスターでも可能になるはずです。

GLOBALEMU:宇宙の夜明けと再電離の時代からの空平均21cm信号をエミュレートするための斬新で堅牢なアプローチ

Title GLOBALEMU:_A_novel_and_robust_approach_for_emulating_the_sky-averaged_21-cm_signal_from_the_cosmic_dawn_and_epoch_of_reionisation
Authors H._T._J._Bevins,_W._J._Handley,_A._Fialkov,_E._de_Lera_Acedo_and_K._Javid
URL https://arxiv.org/abs/2104.04336
ニューラルネットワークを使用した宇宙の夜明けと再電離の時代からのグローバル(空平均)21cm信号のエミュレーションは、物理信号モデリングに不可欠なツールであることが示されています。この論文では、21cm信号の輝度温度を推定するための一連の天体物理学的パラメーターとともに、文字定義変数として赤方偏移を使用するグローバル21cm信号エミュレーターであるglobalemuを紹介します。物理的に動機付けられたデータの前処理と組み合わせると、ニューラルネットワークの設計に比較的影響を受けない信頼性の高い高速エミュレーターが実現します。同じ計算能力で評価された既存の最新のエミュレーター21cmGEMを使用した場合、133ミリ秒と比較して、globalemuを使用した場合は1.3ミリ秒で単一の高解像度信号をエミュレートできます。21cmGEMに使用されたのと同じトレーニングおよびテストデータを使用して、globalemuが21cmGEMのほぼ2倍の精度であり、$\approx1,700$のテストセットのモデルの95%で、$\leq5.37のRMSEを達成できることを示します。$mKおよび帯域z=7-28全体で2.52mKの平均RMSE(宇宙水素分析のための無線実験(REACH)の25mKの予想ノイズの約10%)。さらに、globalemuは、ニュートラルフラクション履歴と更新された天体物理学を備えたグローバル信号モデルを簡単にエミュレートできる柔軟なフレームワークを提供します。エミュレーターはpipでインストール可能で、https://github.com/htjb/globalemuで入手できます。globalemuは、ベイズのネストされたサンプリングループ内で物理信号モデリングを実行するためにREACHコラボレーションによって使用されます。

余分な放射を伴うレプトン非対称宇宙論におけるハッブル張力

Title Hubble_tension_in_lepton_asymmetric_cosmology_with_an_extra_radiation
Authors Osamu_Seto,_Yo_Toda
URL https://arxiv.org/abs/2104.04381
$\Lambda$CDMのパラメーターに加えて、2つの追加の自由パラメーター$N_\mathrm{eff}$と$\xi_e$を使用して宇宙論モデルの適合性を研究します。ニュートリノ縮退が大きいニュートリノのエネルギー密度に加えて、高温アクシオンやステライルニュートリノなどの追加の放射線成分を導入します。次に、正のニュートリノ縮退$\xi_e$がBBN適合を改善する可能性があるため、ビッグバン元素合成(BBN)を損なうことなく、より大きな$N_\mathrm{eff}$が許可されます。Planck、バリオン音響振動(BAO)、BBN、およびIa型超新星(SNeIa)からのデータを分析することにより、ハッブル張力を$\xi_{e}\simeq0.04$および$0.3\lesssimで改善できることがわかります。\DeltaN_\mathrm{eff}\lesssim0.6$。

ベイズモデル比較による高z銀河のUV光度関数からの暖かい暗黒物質への制約

Title Constraints_on_warm_dark_matter_from_UV_luminosity_functions_of_high-z_galaxies_with_Bayesian_model_comparison
Authors Anton_Rudakovskyi,_Andrei_Mesinger,_Denys_Savchenko,_Nicolas_Gillet
URL https://arxiv.org/abs/2104.04481
かすかな高赤方偏移銀河をホストする小さな暗黒物質(DM)ハローの数密度は、DMのフリーストリーミング特性に敏感です。ただし、これらのDMプロパティの制約は、星形成を支配する不確実なバリオン物理学による縮退によって複雑になります。この作業では、柔軟な天体物理モデルとベイズ推定フレームワークを使用して、z=6-8での紫外線(UV)光度関数(LF)を分析します。銀河モデルの複雑さ(恒星の1乗則と2乗則-ハロー質量の関係)と物質のべき乗則(コールドDMとサーマルレリックウォームDM)を変えて、ベイズの証拠を比較します。WDM粒子質量に控えめに広い事前範囲を採用して、z=6-8のUVLFがWDMよりもCDMを弱く支持することを示します。$\lesssim$2keVの粒子質量は、WDMのようなパワースペクトルカットオフを持つすべてのモデルで95%の信頼できるレベルで拒否されることがわかります。この限界は、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)で約2.5keVに増加するはずです。

ホーンデスキー宇宙論におけるデータ駆動型モデルに依存しない再構成と新しい制約の改善

Title Improving_data-driven_model-independent_reconstructions_and_new_constraints_in_Horndeski_cosmology
Authors Mauricio_Reyes_and_Celia_Escamilla-Rivera
URL https://arxiv.org/abs/2104.04484
宇宙観測の統計的性能に照らして、この研究では、宇宙クロノメーター、超新星Ia型、およびクラスター化銀河からのハッブルパラメーターデータ$H(z)$のガウス再構成の改善をモデルに依存しない方法で順番に提示します。それらを使用して、ホルンデスキー重力理論の新しい制約を研究します。まず、パンテオン超新星データのキャリブレーションに使用された以前のデータが再構成に大きく影響し、$H_0$値に13-$\sigma$の緊張が生じることを発見しました。次に、$\chi^{2}$統計によると、カーネギー-シカゴハッブルプログラムによって測定された$H_{0}$値を使用して較正されたパンテオンデータによって実行された再構成は、観測に最もよく適合する再構成です。宇宙クロノメーターと銀河団のデータセットの比較。最後に、$H(z)$の再構成を使用して、一般的な宇宙論的に実行可能なホーンデスキーモデルにモデルに依存しない制約を課します。この風景では、クインテセンスの拡張を表すホーンデスキーモデルが後期膨張の再構成を再現できることがわかりました。2-$\sigma$内の宇宙。

いくつかの相互作用する真空エネルギーシナリオの理論的および観測的限界

Title Theoretical_and_observational_bounds_on_some_interacting_vacuum_energy_scenarios
Authors Weiqiang_Yang,_Supriya_Pan,_Llibert_Arest\'e_Sal\'o_and_Jaume_de_Haro
URL https://arxiv.org/abs/2104.04505
相互作用する暗黒物質-暗黒エネルギーモデルのダイナミクスは、これらの暗黒セクター間のエネルギーフローを定量化する相互作用率関数によって特徴付けられます。ほとんどの相互作用関数では、膨張率ハッブル関数が考慮され、相互作用関数はローカルプロパティであるため、ハッブル関数を含めると全体的なダイナミクスに影響を与える可能性があると主張されることがあります。これは、真空エネルギーと、一般的な相互作用関数に由来するさまざまな相互作用関数によって特徴付けられるコールドダークマターとの間の非常に単純な相互作用する宇宙シナリオを検討する本稿の出発点です。$Q=\Gamma\rho_{c}^{\alpha}\rho_{x}^{1-\alpha-\beta}(\rho_{c}+\rho_{x})^{\beta}$、ここで$\rho_c$、$\rho_x$はそれぞれコールドダークマター密度と真空エネルギー密度。$\alpha$、$\beta$は実数で、$\Gamma$はハッブルレートの次元に等しい次元の結合パラメーターです。4つの異なる相互作用する宇宙シナリオを調査し、理論的にも観測的にもそれらを制約します。私たちの分析は、相互作用モデルを注意深く扱う必要があることを明確に示しています。

反磁性放出の第3の力と土星の環の起源の磁気異方性降着のメカニズム

Title The_third_force_of_diamagnetic_expulsion_and_the_mechanism_of_the_magnetic_anisotropic_accretion_of_the_origin_of_Saturn's_rings
Authors Vladimir_V._Tchernyi_and_Sergey_V._Kapranov
URL https://arxiv.org/abs/2104.03967
土星の環の起源の新しいメカニズムが初めて提案されました。これには、追加の第3の力、つまり土星の磁場の出現後の反磁性氷粒子の反磁性放出力と磁気異方性付着のメカニズムの出現が含まれます。この力は、原始惑星系円盤内の粒子に重力と遠心力とともに作用しています。氷粒子の反磁性放出の力が現れた後、それらのすべての無秩序な軌道は、粒子の最小の磁気エネルギーが観察される磁気赤道面にシフトし始めます。磁気赤道上のすべての粒子は安定した位置に来て、それはその水平方向と垂直方向のシフトを防ぎます。粒子は3次元の磁気ウェル内に閉じ込められます。

原始惑星系円盤の外部光蒸発:位置は重要か?

Title External_photoevaporation_of_protoplanetary_discs:_does_location_matter?
Authors Richard_J._Parker_(1),_Hayley_L._Alcock_(1),_Rhana_B._Nicholson_(1),_Olja_Pani\'c_(2)_and_Simon_P._Goodwin_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._University_of_Leeds,_UK)
URL https://arxiv.org/abs/2104.03973
多くの理論的研究は、巨大な星からの外部の光蒸発が、若い星の周りのガス状の原始惑星系円盤をひどく切り詰めるか、完全に破壊する可能性があることを示しています。並行して、いくつかの観測研究は、原始惑星系円盤の質量と星形成領域の大規模なイオン化星までの距離との相関関係を報告し、この相関関係の起源として大規模な星による外部光蒸発を挙げています。星形成領域の動的進化のN体シミュレーションを提示し、大質量星からの遠紫外線(FUV)および極紫外線(EUV)放射による外部光蒸発による原始惑星系円盤の質量損失を決定します。電離源の近くに現れる低質量の円盤をホストする星は、星形成領域の前星または背景星である可能性があるという点で、投影効果が重要である可能性があることがわかります。投影効果が無視された場合でも、大質量星からの距離が増加するにつれてディスク質量が増加する傾向についてのシミュレーションでは、ほとんど証拠が見つかりません。さらに、これらの若い星形成領域の動的進化により、ディスクが光蒸発した星が電離星から離れた遠くの場所に移動します。ディスクの質量と電離星の距離との相関関係は偶然であるか、外部光蒸発以外のプロセスによるものです。

アクセス:高重力のホットジュピターHAT-P-23bの光透過スペクトル

Title ACCESS:_An_optical_transmission_spectrum_of_the_high-gravity,_hot_Jupiter_HAT-P-23b
Authors Ian_C._Weaver,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Munazza_K._Alam,_N\'estor_Espinoza,_Benjamin_V._Rackham,_Jayesh_M._Goyal,_Ryan_J._MacDonald,_Nikole_K._Lewis,_D\'aniel_Apai,_Alex_Bixel,_Andr\'es_Jord\'an,_James_Kirk,_Chima_McGruder,_David_J._Osip
URL https://arxiv.org/abs/2104.04101
ACCESSプロジェクトの一環として取得した、高重力のホットジュピターHAT-P-23bの新しい地上ベースの可視透過スペクトルを紹介します。2016年から2018年の間に観測された5つのトランジットからスペクトルを導き出し、200個の{\AA}ビンで5200{\AA}〜9269{\AA}の波長範囲を組み合わせ、ビンあたりの精度の中央値は247ppmです。HAT-P-23bの比較的高い表面重力(g〜30m/s^2)は、GaiaDR2からの更新された恒星および惑星のパラメーターと組み合わされて、水素が支配的な大気に対して384ppmの5スケールハイト信号を提供します。ベイジアンモデルは、フォトメトリーからのスポットパラメータ制約を使用して恒星の汚染を同時にモデル化した後、一時的にTiOが存在する惑星の澄んだ大気を支持します。確認された場合、HAT-P-23bは、光学/NIR波長での透過で観測された澄んだ大気を持つ高重力ガス巨人の最初の例になります。したがって、観測をUVとIRに拡大して、結果を確認し、この惑星をさらに特徴づけることをお勧めします。この結果は、太陽系外惑星大気の透過分光法とホスト星の長期測光モニタリングを組み合わせることで、太陽系外惑星と恒星の活動信号を解きほぐすのにどのように役立つかを示しています。

散乱円盤天体における非常に赤いTNOの希少性

Title The_rarity_of_very_red_TNOs_in_the_scattered_disk
Authors Mohamad_Ali-Dib,_Michael_Marsset,_Wing-Cheung_Wong,_and_Rola_Dbouk
URL https://arxiv.org/abs/2104.04271
測光的に非常に赤いおよびより少ない赤の太陽系外縁天体の起源を調査します。まず、Marssetetalのデータセットを再分析します。2019年、ホットTNOの既知の色傾斜相関に加えて、色の偏心についても同様の傾向が存在することがわかりました。VRTNOは、偏心<0.42および傾斜<21度に急激に制約され、VR散乱円盤天体と離れたMMRオブジェクトの不足につながることを示しています。次に、海王星の質量のない粒子ディスクへの外向きの移動を説明するN体シミュレーションを使用してこれらの調査結果を解釈し、これらの観測が原始ディスクの38〜42AUのLRからVRへの色遷移線で最もよく再現されることを発見します。オブジェクトの形成場所。初期面密度プロファイル$\Sigma\propto1/r^2$の場合、VR冥王星の豊富さを説明するには、38AU前後の色遷移が必要ですが、VR散乱円盤天体が多すぎるため、42AU付近の遷移線が作成されます。散乱円盤天体の色をよりよく再現しているように見えますが、VR冥王星は事実上作成されていません。私たちのシミュレーションはさらに、高離心率でのVR粒子の希少性は、42AUを超える高次MMRの掃引と永年共鳴がないためである可能性があることを示しています。個々の母集団を調べると、VRSDOの大部分は、海王星の2次および3次MMRにトラップされたオブジェクトとして発生していることがわかります。これらは、拡散、散乱、古在-リドフサイクル、および現在の軌道への永年共鳴によって進化します。将来の偏りのない色の調査は、TNOの動的な起源をより適切に制約するために重要です。

ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡に反射した星の光でアクセスできる太陽系外惑星のカタログ。人口調査と位相曲線測定の見通し

Title Catalogue_of_exoplanets_accessible_in_reflected_starlight_to_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope._A_population_study_and_prospects_for_phase-curve_measurements
Authors \'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Juan_Cabrera,_Szil\'ard_Csizmadia,_Nuno_C._Santos,_Heike_Rauer
URL https://arxiv.org/abs/2104.04296
反射された星の光の測定は、直接画像化された太陽系外惑星の特性評価に新しい道を開きます。ただし、この手法に適した既知のターゲットの人口調査はまだ不足しています。ここでは、これまでに確認された約4300の太陽系外惑星のうち、参照波長$\lambda$=575、730、および825nmの反射星光でローマ宇宙望遠鏡のコロナグラフ(CGI)にアクセスできるものを調査します。人口調査を実施し、位相曲線測定の見通しについても取り上げます。NASAExoplanetArchiveを惑星と星の特性の参照として使用し、統計的議論を適用することにより、それらの不確実性が太陽系外惑星の検出可能性に与える影響を調査しました。惑星を、機器の内側と外側の作動角、およびその最小の惑星と星のコントラスト(IWA、OWA、$C_{min}$)に基づいて、ローマにアクセス可能なものとして定義します。これらの技術仕様には、悲観的、中間的、楽観的とラベル付けされた3つのもっともらしい構成を採用しています。各太陽系外惑星の主な出力は、ローマにアクセスできる確率($P_{access}$)、観測可能な位相角の範囲、平衡温度の変化、アクセス可能な軌道あたりの日数、および通過です。確率。楽観的なシナリオでは、$P_{access}$>25%で、$V$=7等より明るいホスト星を持つ26個のローマにアクセス可能な太陽系外惑星が見つかります。この人口は木星よりも重い惑星に偏っていますが、星のハビタブルゾーンの近くを周回するスーパーアースのくじら座タウ星とfも含まれています。合計13の惑星がマルチプラネットシステムの一部であり、そのうちの3つは既知の通過コンパニオンを備えており、同時の特性評価の機会を提供します。中間シナリオと悲観的シナリオでは、ローマにアクセス可能な太陽系外惑星がそれぞれ10個と3個生成されます。傾斜角の推定値(位置天文学など)が、検出可能性の見通しを改善するための鍵であることがわかります。

天の川の小人のガイアEDR3固有運動I:3D運動と軌道

Title Gaia_EDR3_proper_motions_of_Milky_Way_dwarfs_I:_3D_Motions_and_Orbits
Authors Hefan_Li,_Francois_Hammer,_Carine_Babusiaux,_Marcel_S._Pawlowski,_Yanbin_Yang,_Frederic_Arenou,_Cuihua_Du,_and_Jianling_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2104.03974
GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)に基づいて、天の川の46個の矮小楕円体銀河(dSphs)の固有運動を推定します。統計的誤差と系統的誤差の両方を組み合わせることによって決定される固有運動の不確実性は、ガイアデータリリース2と比較すると、2.5倍小さくなっています。総質量は$2.8\times10^{11}$$M_{\odot}$から$15\times10^{11}$$M_{\odot}$の範囲です。軌道のタイプ(楕円または双曲線)はポテンシャルモデルに大きく依存しますが、中心周辺の値はしっかりと決定され、採用されたMW質量モデルとはほとんど関係ありません。軌道相を分析することにより、dSphは、ケプラーの法則から予想されるように、アポセンターではなく、ペリセンターの近くに非常に集中していることがわかりました。これは、ほとんどのdSphが天の川衛星であるという事実に異議を唱える可能性があります。あるいは、アポセンターの非常に近くにある予期しない多数の未発見のdSphを示しています。衛星の半分から3分の2には、広大な極構造(VPOS)に沿って軌道を回ることを示す軌道極があり、これらの大部分は、マゼラン雲によって共有される共通の方向に共周しています。dSphの実際の構造。

分子線プロファイルを使用した星形成における磁場の役割の調査

Title Investigating_the_role_of_magnetic_fields_in_star_formation_using_molecular_line_profiles
Authors Charles_Yin,_Felix_D._Priestley,_James_Wurster
URL https://arxiv.org/abs/2104.03987
星形成環境における磁場の重要性を決定することは、分子雲の磁場強度とガス特性の両方を正確に測定することの難しさによって妨げられています。時間依存の化学ネットワークを用いて星前コアの3次元非理想的な電磁流体力学シミュレーションを後処理し、放射伝達モデリングを使用して自己無撞着な分子線プロファイルを計算します。初期の質量対フラックス比を亜臨界から超臨界に変化させると、いくつかの観察上重要な分子線の強度と形状の両方に大きな変化が生じます。初期の質量対フラックスの有望な診断として、CSラインに対するN$_2$H$^+$のピーク強度比、およびCS$J=2-1$の青対赤のピーク強度比を特定します。比率、N$_2$H$^+$/CS値$>0.6$($<0.2$)およびCS青/赤値$<3$($>5$)は、亜臨界(超臨界)崩壊を示します。これらの基準は、現在磁気的に超臨界であるにもかかわらず、L1498が未臨界の初期条件から形成されたことを示唆している。

銀河団ガスの凝集の道標としてのH $ \ alpha $ / X線孤立雲

Title An_H$\alpha$/X-ray_orphan_cloud_as_a_signpost_of_the_intracluster_medium_clumping
Authors Chong_Ge,_Rongxin_Luo,_Ming_Sun,_Masafumi_Yagi,_Pavel_J\'achym,_Alessandro_Boselli,_Matteo_Fossati,_Paul_E.J._Nulsen,_Craig_Sarazin,_Tim_Edge,_Giuseppe_Gavazzi,_Massimo_Gaspari,_Jin_Koda,_Yutaka_Komiyama,_Michitoshi_Yoshida
URL https://arxiv.org/abs/2104.03993
最近の研究では、銀河団ガス(ICM)の凝集の潜在的な重要性と、クラスター宇宙論およびバリオン物理学に対するその重要な意味が強調されています。ICMの塊の多くは、銀河の落下に起因する可能性があります。これは、剥ぎ取られた星間物質(ISM)が高温のICMに混入するためです。ただし、ICMの凝集と除去されたISMの間の直接接続は、これまで明確に確立されていませんでした。ここでは、X線と近くのクラスターAbell1367のH$\alpha$の両方で検出された、最初でまだ唯一の既知の孤立した雲(または孤立した雲、OC)の発見を示します。有効半径30kpcで、これは雲の平均X線温度は1.6keV、ボロメータX線光度は$\sim3.1\times10^{41}$ergs$^{-1}$、高温ガス質量は$\sim10です。^{10}\{\rmM}_\odot$。MUSEデータから、OCは、ほぼ東西方向に沿った興味深い速度勾配を示し、$\sim80$km/sの低レベルの速度分散を示します。これは、低レベルのICM乱流を示唆している可能性があります。輝線診断は、メインのH$\alpha$雲とLI(N)ERのようなスペクトルに小さな星形成があることを示唆していますが、励起メカニズムは不明なままです。この例は、銀河から最初に除去されてから長い時間が経過した後でも、剥ぎ取られたISMがICMの不均一性を誘発する可能性があることを示しています。磁場は、流体力学的不安定性と熱伝導を抑制することにより、OCを安定させることができることを示唆している。この例は、少なくとも一部のICM凝集塊が本質的に多相であることも示唆しており、ICM凝集塊もH$\alpha$で追跡できることを意味します。したがって、将来の深部および広視野のH$\alpha$調査を使用して、ICMの凝集と乱流を調べることができます。

へびつかい座L1688およびL1689のフィラメント構造のPPMAP分析

Title A_PPMAP_analysis_of_the_filamentary_structures_in_Ophiuchus_L1688_and_L1689
Authors A._D._P._Howard,_A._P._Whitworth,_M._J._Griffin,_K._A._Marsh_and_M._W._L._Smith
URL https://arxiv.org/abs/2104.04007
PPMAP(PointProcessMAPping)アルゴリズムを使用して、へびつかい座の分子雲のL1688およびL1689サブ領域の\textit{Herschel}およびSCUBA-2の観測値を再分析します。PPMAPは、ネイティブ解像度での観測値を使用して、高解像度(ここでは$14''$、$\sim140\、{\rmpc}$の$\sim0.01\、{\rmpc}$に対応)のマップを配信します。PPMAPは、さまざまな種類のさまざまな温度のほこりを区別することにより、より正確なほこりの光学的厚さも提供します。フィラメントと星前のコアは、ほとんどすべて$N_{\rmH_2}\gtrsim7\times10^{21}\、{\rmcm}^{-2}$($A_{_{\に対応)の領域にあります。rmV}}\gtrsim7$)。ダスト温度$T$は、ダスト不透明度指数$\beta$と相関する傾向があり、$T$が低く$\beta$が低いと、フィラメントの内部に集中する傾向があります。この傾向の1つの例外は、2つのBスター、S1とHD147889の間にあるL1688のフィラメントのセクションです。ここで$T$と$\beta$は比較的高く、これら2つの星からのフィードバックがフィラメントを加熱および圧縮したという説得力のある証拠があります。フィラメント{\scfwhm}は通常、$0.10\、{\rmpc}$から$0.15\、{\rmpc}$の範囲にあります。ほとんどのフィラメントの線密度は、$25\、{\rmM_{_\odot}\、pc^{-1}}$から$65\、{\rmM_{_\odot}\、pc^{-1の範囲です。}}$。それらの唯一のサポートが熱ガス圧であり、ガスが$10\、{\rmK}$の標準温度にある場合、フィラメントは非常に超臨界です。しかし、アンモニアの観測から、ガスがこれよりもかなり暖かいといういくつかの証拠があり、乱流や磁場からの追加のサポートの可能性を排除することはできません。それらの空間分布に基づいて、私たちは、ほとんどの星のないコアが(進化して前星になるのではなく)分散する可能性が高いと主張します。

極薄銀河における星形成

Title Star_Formation_in_Superthin_Galaxies
Authors Ganesh_Narayanan_and_Arunima_Banerjee
URL https://arxiv.org/abs/2104.04216
超薄銀河(ST)は、低表面輝度銀河(LSB)($B$バンドの中心表面輝度$>$23magarcsec$^{-2}$)であり、平面軸と垂直軸の比率が非常に高くなっています。sim10-20$、バルジコンポーネントなし。STGの極薄の垂直構造により、ディスクの動的安定性の値が大幅に低くなり(Jog1992)、したがって、フェイスオンLSBと比較して予測SFRの値が高くなります。STGとLSBのサンプルの星形成率(SFR)を体系的に研究し、それらの相対値を比較します。GALEXFUVを使用して、212STGと158LSBのSFRを推定します。中央値は、それぞれ0.057$M_\odot/yr$と0.223$M_\odot/yr$です。次に、549STGと345LSBのWISE(W3)からSFRを取得します。中央値は、それぞれ0.471$M_\odot/yr$と0.17$M_\odot/yr$です。最後に、MAGPHYSの10バンド(FUV、GALEXのNUV、SDSSのu、g、r、i、z\&J、H、2MASSのKs)の測光データのSEDフィッティングから、65個のSTGと103個のLSBは、それぞれ0.357$M_\odot/yr$と0.616$M_\odot/yr$になります。また、$t_{\rm{form}}=1$後のバースト数の中央値と指数関数的な星形成時間スケールパラメーター$\gamma$=0.2${\rm{Gyr}}^{で示されているように-1}$、SFRは時間の経過とともにかなり一定のままです。興味深いことに、通常の星形成銀河と比較してSFRが低いにもかかわらず、極薄とLSBの両方が、特定の星形成(sSFR)-銀河の恒星質量(M*)平面の星形成青い雲領域に存在します。

Gaiaデータリリース2のワイドバイナリ、トリナリ、クォータナリのカタログ(リージョン$ \ left \ vert b \ right

\ vert> 25 \、\ deg $)

Title Catalogue_of_wide_binaries,_trinaries_and_quaternaries_from_the_Gaia_data_release_2_(region_$\left\vert_b\right\vert_>25\,\deg$)
Authors Petr_Zavada,_Karel_P\'i\v{s}ka
URL https://arxiv.org/abs/2104.04231
複数の星、主にバイナリの発生は、\textit{Gaia}-ESADR2カタログを使用して調査されます。2Dパターンの分析のために以前に開発した最適化された統計手法を適用します。星のフィールドは、分析のための統計セットを表す小さな断片のモザイクに分割されます。具体的には、データ入力は、銀河緯度$\left\vertb\right\vert>25\、\deg$のフィールドで空をカバーする、半径$0.02\、\deg$の円(イベント)のグリッドで表されます。複数の星の候補を選択するための基準は、角距離と固有運動の共線性という2つのパラメーターに基づいています。精度が制限されているため、放射状の分離は、より弱い補足制約としてのみ使用されます。候補者の質を評価するために必要な入力である背景の正確な計算に十分な注意が払われています。私たちの選択アルゴリズムは、候補のカタログを生成します:$900,842$バイナリ、$5,282$三元、および$30$四元。

電波波長でのCHラジカル:3.3GHz基底状態ラインでの放射の再検討

Title The_CH_radical_at_radio_wavelengths:_Revisiting_emission_in_the_3.3GHz_ground_state_lines
Authors Arshia_M._Jacob,_Karl_M._Menten,_Helmut_Wiesemeyer,_and_Gisela_N._Ortiz-Le\'on
URL https://arxiv.org/abs/2104.04259
CHの回転基底状態の{\Lambda}-ダブレット成分間の3つの広く観察されている電波超微細構造(HFS)線の強度は、LTEと一致せず、遍在する反転分布を示しています。これは、衝突励起プロセスを伴うポンピングサイクルを想定して定性的に理解できますが、ラインの相対強度、特に最低周波数の衛星ラインの優位性は十分に理解されていません。これは、分子星間物質のトレーサーとしてのCH電波放射の使用を制限してきました。KarlG.Jansky超大型アレイを使用した、3.264GHz、3.335GHz、および3.349GHzでのCH9cm基底状態HFS遷移の、4つの高質量星形成領域(SFR)SgrB2(M)、G34.26+0.15、W49(N)、およびW51。基底状態のHFS遷移自体と、これらのレベルをに接続する149{\mu}m(2THz)付近の遠赤外線との相乗効果を利用して、(一般的に)弱いCH基底状態メーザーの性質を調査します。また、HFSは回転励起レベルを分割します。最近計算された衝突速度係数を使用して、CHの基底状態HFS線によってトレースされた励起条件をモデル化し、放出領域の物理的条件を推測するために、非LTE放射伝達コードMOLPOP-CEPを使用して統計的平衡計算を実行します。また、遠赤外線のオーバーラップの影響も考慮に入れています。

高分解能分光法によるNリッチフィールドスターの化学タグ付け

Title Chemical_Tagging_N-rich_Field_Stars_with_High-resolution_Spectroscopy
Authors Jincheng_Yu,_Baitian_Tang,_J._G._Fernandez-Trincado,_Douglas_Geisler,_Hongliang_Yan,_and_M._Soto
URL https://arxiv.org/abs/2104.04265
高解像度($R\sim30000$)の光学スペクトルを使用して、15個のNに富むフィールドスターの20を超える元素の化学物質の存在量を測定します。Nに富むフィールド星のNa、Mg、Al、Si、およびCaの存在量は、球状星団(GC)の星の存在量とほぼ一致していることがわかります。7つの星は[Al/Fe$]>0.5$であると推定されますが、これはほとんどのGC「第1世代」の星には見られません。一方、$\alpha$元素の存在量(特にTi)は、その場の星と降着した星の間に識別可能な違いを示す可能性があります。[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Sc/Fe]、[V/Fe]、[Co/]が一貫して低い1つの興味深い星を発見しました。Fe]、溶解した矮小銀河「$Gaia$-Sausage-Enceladus」の他の星と同様の運動学的および[Ba/Eu]を示します。金属量$-1.25\le{\rm[Fe/H]}\le-0.95$のNリッチフィールド星の$\alpha$要素の存在量と鉄ピーク要素の存在量は天の川フィールドと一貫した値を示しています矮小銀河の星ではなく星であり、その場で形成されたことを示しています。さらに、Nに富むフィールド星の中性子捕獲元素は、それらのほとんどが、質量が約$3-5\、M_{\odot}$の漸近巨星分枝(AGB)星によって濃縮される可能性があることを示しています。

WLMの共同ガスおよびステラダイナミクスモデル:コアのある扁長DMハロー内の孤立した矮小銀河

Title Joint_Gas_and_Stellar_Dynamical_Models_of_WLM:_An_isolated_dwarf_galaxy_within_a_cored,_prolate_DM_halo
Authors Gigi_Y.C._Leung,_Ryan_Leaman,_Giuseppina_Battaglia,_Glenn_van_de_Ven,_Alyson_M._Brooks,_Jorge_Pe\~narrubia,_Kim_A._Venn
URL https://arxiv.org/abs/2104.04273
暗黒物質(DM)ハロー密度プロファイルの内部傾斜を同時に制約するために、低質量($M_{*}\sim10^{7}$)の孤立した矮小不規則銀河WLMのマルチトレーサー動的モデルを提示します。($\gamma$)と平坦化($q_\mathrm{DM}$)、および恒星軌道異方性($\beta_{z}、\beta_{r}$)。初めて、HIガス回転曲線から質量分布を共同で制約し、離散運動星団でジーンズの方程式を解くことにより、$\gamma$の不確実性が$\sim2$減少することを示します。質量異方性の縮退も部分的に破られ、$M_\mathrm{vir}$(および半光半径で$\sim70\%$)の$\sim30\%$と$の不確実性の減少につながります。異方性に関する\sim25\%$。$\gamma=0.3\pm0.1$の推定値は、ハロージオメトリに対してロバストであり、恒星のフィードバック駆動型DMコア作成の予測と非常によく一致しています。$q_\mathrm{DM}=2\pm1$で導出されたDMハローの扁長幾何学は、矮小銀河ハローの$\Lambda$CDMシミュレーションと一致しています。$\sigma/m_{X}\sim0.6$の自己相互作用DM(SIDM)モデルは、このコアDMプロファイルを再現できますが、相互作用イベントはハローを球形化する可能性があります。したがって、コアリングと扁長のDMハローが同時に発生すると、SIDMに課題が生じる可能性があります。最後に、WLM($\beta_{r}$)の恒星異方性の半径方向のプロファイルは、古典的なdSph、ろ座、彫刻家とほぼ同じ接線異方性の増加傾向に従うことがわかります。WLMの軌道の歴史を考えると、この結果は、そのような異方性が1つの中心周辺の通路での潮汐ストリッピングの結果であるのか、それとも一部の矮小銀河の大部分が自己相似の形成と進化経路の特徴であるのか疑問に思うかもしれません。

SOFIAフィードバック調査:RCW49の恒星風駆動シェルのダイナミクスの調査

Title SOFIA_FEEDBACK_survey:_exploring_the_dynamics_of_the_stellar_wind_driven_shell_of_RCW_49
Authors M._Tiwari,_R._Karim,_M._W._Pound,_M._Wolfire,_A._Jacob,_C._Buchbender,_R._G\"usten,_C._Guevara,_R.D._Higgins,_S._Kabanovic,_C._Pabst,_O._Ricken,_N._Schneider,_R._Simon,_J._Stutzki,_and_A._G._G._M._Tielens
URL https://arxiv.org/abs/2104.04276
[CII]158$\mu$mラインのSOFIAFEEDBACK観測を使用して、RCW49の明るい大質量星形成領域の恒星風駆動シェルを発表します。$^{12}$COおよび$^{13}$COJ=3-2遷移の補完的なデータセットは、APEX望遠鏡によって観測され、RCW49に向かって高密度ガスをプローブします。SOFIA望遠鏡とAPEX望遠鏡では、RCW49を中心とするガスの個々の成分の複雑なセットからシェルを解きほぐします。半径〜6pcのシェルが、13kms$^{-1}$の速度で膨張していることがわかります。オブザーバー。観測データをX線、赤外線、サブミリメートル、電波の波長での補助データと比較して、この地域の形態を調査します。シェルは明確に定義された東の弧を持っていますが、西側は吹き飛ばされてプラズマをさらに西に放出しています。約2ミリ年前の星団がシェルを生み出しましたが、シェルの膨張寿命を約0.27マイルと計算すると、比較的最近になって勢いが増し、ウォルフ・ライエ星WR20aがシェルの再生成の原因となる可能性があります。加速度。

COSMOSにおける0.08

Title The_M*-Mhalo_relation_at_0.08_
Authors Eleni_Vardoulaki,_Ghassem_Gozaliasl,_Alexis_Finoguenov,_Eric_F._Jim\'enez-Andrade,_and_the_COSMOS_Team
URL https://arxiv.org/abs/2104.04288
宇宙論と天体物理学の現在の状況では、銀河の形成と進化はそれらの暗黒物質ハローのそれと密接に関連しています。この銀河と暗黒物質のハローの共進化を最もよく表しているのは、M*とマロの関係です。この研究では、活動銀河核(AGN)からの無線モードフィードバックが赤方偏移0.08<z<1.53でM*-Mhalo関係にどのように影響するかを調査します。COSMOSフィールドのX線銀河群内で3GHzVLA-COSMOSで111個の無線選択AGNのセットを使用します。これらの結果を、Mosteretal。の理論的関係を使用して、171個の星形成銀河(SFG)の結果と比較します。(2013)。AGNはMosteretal。と1%以内で一致していることがわかります。(2013)関係では、SFGは37%のオフセットを示しており、赤方偏移の中央値が約0.5のAGNからの無線モードフィードバックがM*-Mhalo関係で依然として重要な役割を果たしていることを示唆しています。

GADGET-3とKROMEの共同実装を使用した、H $ _2 $とその星形成への影響​​のモデリング

Title Modelling_H$_2$_and_its_effects_on_star_formation_using_a_joint_implementation_of_GADGET-3_and_KROME
Authors Emanuel_Sillero,_Patricia_B._Tissera,_Diego_G._Lambas,_Stefano_Bovino,_Dominik_R._Schleicher,_Tommaso_Grassi,_Gustavo_Bruzual,_and_St\'ephane_Charlot
URL https://arxiv.org/abs/2104.04357
化学パッケージKROMEを組み込んだGADGET3のアップデートバージョンであるP-GADGET3-Kを紹介します。P-GADGET3-Kは、H$_2$の化学的性質と冷却、および非平衡状態での金属冷却を組み込んだ、宇宙構造の流体力学的および化学的進化を追跡します。同じICをさまざまに実行して、さまざまな物理パラメータと処方の影響、つまりガスの金属量、ダストへの水素分子の形成、H$_2$依存性を含むまたは含まない星形成レシピ、および数値分解能の影響を評価しました。シミュレートされたシステムの特性は、グローバルおよびkpcスケールの両方で、星形成銀河における分子ガスのいくつかの観測可能な特性とよく一致していることがわかります。SFRとH$_2$の面密度プロファイルは、凝集係数と解像度によって異なることがわかります。以前の結果と一致して、ガス成分の化学的濃縮は、ガス密度と温度の関数としてH$_2$の形成と分布をモデル化するための重要な要素であることがわかりました。H$_2$の割合を局所的な恒星放射場の処理とともに考慮に入れるSFアルゴリズムは、広範囲のガス密度にわたって観測されたH$_2$の存在量と、分子ケニカット-シュミットの法則との一致を改善します。星形成プロセスのより現実的なモデリング。

二重重水素化メチルアセチレン(CHD2CCHおよびCH2DCCD)の最初の検出

Title First_detection_of_doubly_deuterated_methyl_acetylene_(CHD2CCH_and_CH2DCCD)
Authors M._Agundez,_E._Roueff,_C._Cabezas,_J._Cernicharo,_and_N._Marcelino
URL https://arxiv.org/abs/2104.04374
メチルアセチレンの2つの二重重水素化アイソトポログの宇宙での最初の検出を報告します。種CHD2CCHとCH2DCCDは、IRAM30m望遠鏡を使用して、72〜116GHzの範囲の回転線である高密度コアL483からそれぞれ9本と8本で識別されました。ここで観察された天文周波数は、29〜47GHzの範囲で測定された文献の実験室周波数と組み合わされて、2つのアイソトポログのより正確な分光パラメータを導き出しました。CHD2CCHの場合は(2.7+/-0.5)e12cm-2、CH2DCCDの場合は(2.2+/-0.4)e12cm-2のビーム平均カラム密度を導き出します。これは、存在比CH3CCH/CHD2CCH=34+/-10に変換されます。メチルアセチレンの二重重水素化アイソトポログは、単一重水素化アイソトポログの数分の1であり、具体的にはCH3CCDの約2.4分の1です。CH3CCHに関するさまざまな重水素化アイソトポログの存在量は、水素分子のオルト対パラ比が十分に低い場合に、前駆体イオンC3H6D+およびC3H5D+から重水素化が発生する気相化学モデルによって合理的に説明されます。これは、L483でのCH3CCHの形成と重水素分別の原因として、粒子表面プロセスではなく気相化学反応を示しています。L483で観察された存在比CH2DCCH/CH3CCD=3.0+/-0.9およびCHD2CCH/CH2DCCD=1.25+/-0.37は、それぞれ統計的に期待される3および1の値と一致しており、CH2DCCDと比較してCHD2CCHがわずかに過剰になっています。化学モデルによって説明されます。

シミュレートされた軌道に一致するかみのけ座銀河団の星形成の歴史は、最初の周辺中心の周りの消光を示唆しています

Title Star_formation_histories_of_Coma_Cluster_galaxies_matched_to_simulated_orbits_hint_at_quenching_around_first_pericenter
Authors A._K._Upadhyay,_K._A._Oman,_S._C._Trager
URL https://arxiv.org/abs/2104.04388
かみのけ座銀河団内の銀河の軌道と星形成の歴史をたどることにより、これらの銀河の消光における高密度銀河団環境の役割を理解しようとしています。かみのけ座銀河団の中心にある11個の初期型銀河の高信号対雑音比から抽出された星形成履歴を、N体シミュレーションを使用して得られた軌道パラメーターの確率分布と組み合わせて、それらの軌道と星形成を結び付けます。歴史。11個の銀河すべてが最初のペリセントリックアプローチの近くで急冷した可能性が高いことがわかります。より高い恒星質量銀河($\log(M_\star/\mathrm{M}_\odot)>10$)は、それらのより低い質量の銀河よりもそれらの恒星質量のより高い割合($\sim90\%$以上)を形成していました。($\sim80$-$90\%$)クラスターに落ちたとき($2.5r_\mathrm{vir}$を超えたとき)。予想される落下は$z\sim0.6$付近で発生し、その後に最初のペリセントリックパッセージ$\sim4\、\mathrm{Gyr}$が続きます。私たちのサンプルの銀河は、落下と最初の周辺中心の間に最大$15\%$の恒星質量のかなりの部分を形成し、最初の周辺中心までに累積恒星質量の$\sim98\%$以上を集めていました。星形成がほぼ最初のアポセンター以降まで続くことを示唆する以前の低赤方偏移研究とは異なり、サンプル銀河の最初のペリセンターによってすでに形成された星の質量の高い割合は、最初のペリセントリック通過後ギガ年以内に星形成が停止することを示しています。クエンチングを駆動する可能性のある物理的メカニズムを検討し、結果が$z\sim1$のクラスターの状況に似ていることを発見しました。ここでは、最初のペリセントリック通過によって衛星をクエンチするために、ガスのアクティブなストリッピング(ラム圧または潮汐駆動)が必要と思われます。。ただし、かみのけ座銀河団で前処理された衛星の未知の割合を最終的に説明するには、より大きなサンプルが必要になります。

活動銀河核からの電波放射

Title The_radio_emission_from_Active_Galactic_Nuclei
Authors J._F._Radcliffe_(1,2,3),_P._D._Barthel_(1),_M._A._Garrett_(3,4),_R._J._Beswick_(3),_A._P._Thomson_(3),_and_T._W._B._Muxlow_(3)_((1)_University_of_Groningen,_NL,_(2)_University_of_Pretoria,_SA,_(3)_University_of_Manchester,_UK,_(4)_Leiden_Observatory,_NL)
URL https://arxiv.org/abs/2104.04519
70年近くの間、天文学者は活動銀河、つまり中央の超大質量ブラックホールAGNを活発に降着させている銀河を研究してきました。これらのごく一部は、明るく強力な電波放射を特徴としています。このクラスは、ラジオラウドとして知られています。かなりの部分、いわゆる電波が静かなAGN集団は、中程度または弱い電波放射を示します。ただし、AGNを放出する強力なX線のかなりの部分は、最も強力なラジオラウドAGNの光度の約$10^{-7}$倍の上限まで、ラジオ放射がないことを特徴としています。これらの性質(一見無線封止のように見える)X線発光AGNとそれらのホスト銀河に対処したいと思います:電波放射はありますか?もしそうなら、それはどこから発生しますか?GOODS-Nフィールドに焦点を当て、JVLAで取得した超深度電波データのスタッキング技術を使用してこれらのオブジェクトの性質を調べます。これらの無線データをスピッツァー遠赤外線データと組み合わせます。我々は、通常の星形成銀河に存在するように見えるX線発光AGNの通常の母集団の約半分で、ジェット駆動の電波放射の欠如、またはまったく重要でない寄与を確立します。AGNまたはジェット駆動の電波放射は、活動銀河でブラックホールが活発に降着している銀河で機能している、または休止している可能性があるメカニズムにすぎないと結論付けています。後者は、無線封止AGNとして分類できます。

FRB180309の多波長フォローアップ

Title Multi-wavelength_follow-up_of_FRB_180309
Authors Kshitij_Aggarwal,_Sarah_Burke-Spolaor,_Nicolas_Tejos,_Giuliano_Pignata,_J._Xavier_Prochaska,_Vikram_Ravi,_Jane_F._Kaczmarek,_Stefan_Oslowski
URL https://arxiv.org/abs/2104.03991
ふたご座、VLA、ATCAによる多波長追跡観測の結果を報告し、FRB180309に関連するホスト銀河と持続的な電波放射を検索します。このFRBは、これまでで最も明るいFRB検出の1つです。分散ベースの赤方偏移の上限0.32での光度$>8.7\times10^{32}$ergHz$^{-1}$。パークス望遠鏡とパークスマルチビーム受信機のビームモデルでFRB180309の高有意性検出を使用して、約$\sim2'\times2'$にまたがる領域へのFRBのローカリゼーションを改善しました。私たちは、この領域内の明るい銀河を探して、この非常に明るいFRBの創始者として最強の候補を決定することを目指しました。24.27のrバンドの大きさの制限を超えるローカリゼーション領域内の光源を特定しました。そのうちの14は、FRBの赤方偏移の上限($z<0.32$)と一致する適合平均を持つ測光赤方偏移を持っています。これらの銀河のうちの2つは、それぞれ24.3$\mu$Jyビーム$^{-1}$および22.1$\mu$Jyビーム$^{-1}$のわずかに検出された「永続的な」電波源と一致しています。関連する永続的な電波源の光度に対するレッドシフトに依存する制限は、他のローカライズされたFRBの光度制限に匹敵します。偶然の関連確率、赤方偏移、電波放射の存在など、特定した候補ホストのいくつかのプロパティを分析しますが、これらの銀河のいずれかがこのFRBのホストである可能性があります。これらのオブジェクトのフォローアップ分光法により、H$\alpha$の発光とイオン化の内容を調査し、より正確に測定された赤方偏移を取得することで、この発光FRBの単一のホストを分離できる可能性があります。

ラジオラウドナローラインセイファート1銀河J0849 + 5108における176日のラジオ準周期振動

Title A_Radio_Quasi-periodic_Oscillation_of_176_day_in_the_Radio-loud_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxy_J0849+5108
Authors Pengfei_Zhang_and_Zhongxiang_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2104.04124
ラジオラウドナローラインセイファート1(NLSy1)銀河J0849+5108の11年間の長期光度曲線と、ほぼ同時に発生する線源の$\gamma$線データを分析します。データは、オーウェンズバレー電波天文台の15GHzの40m望遠鏡と、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡でそれぞれ取得されました。$>$5$\sigma$の有意性の準周期振動(QPO)信号が電波光度曲線に見られますが、$\gamma$線光度曲線には同様の変調は見られません。QPO信号は21サイクル存在し、報告された無線QPOの中で最も長く、2019年1月16日以降に消失した可能性があります。活動銀河核(AGN)で観測されたQPOを説明するために提案されたさまざまなメカニズムについて、このQPOのケースについて説明します。内側降着円盤の経年不安定性またはJ0849+5108のジェットのらせん構造のいずれかが、無線QPOを説明している可能性がありますが、後者のシナリオでは、ジェットは、見られるものと同様に、最大$\sim$200〜pcまでコリメートする必要があります。近くのAGNM87で。同様のQPO信号が再び現れるかどうかを確認するために、無線周波数でソースを監視し続けることは興味深いでしょう。

KRZ変形パラメータの制約I:超大質量ブラックホールX線データからの限界

Title Constraining_the_KRZ_deformation_parameters_I:_limits_from_supermassive_black_hole_X-ray_data
Authors Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Sourabh_Nampalliwar,_Ashutosh_Tripathi
URL https://arxiv.org/abs/2104.04183
X線反射分光法は、いわゆる強磁場領域でブラックホールの周りの重力の性質を調べるための強力な手法です。このようなプローブの中で最も人気のあるものの1つは、古典的な一般相対性理論の中で唯一の天体物理学的に関連するブラックホール解であるカー解からの理論にとらわれない偏差を調べて、天体物理学的ブラックホールがカー解法によって記述されているかどうかを検証することです。。最近、X線反射分光法のフレームワークを、Konoplya、Rezzolla、Zhidenkoによって提案された非常に一般的な軸対称の非カーブラックホールのクラスに拡張しました(Phys。Rev。D93、064015、2016)。ここでは、この拡張モデルの6つの異なる偏差パラメーターを使用して、セイファート1銀河MCG-06-30-15の超大質量ブラックホールのXMM-NewtonおよびNuSTAR観測を分析します。すべての場合にカー解を回復しますが、一部の変形パラメーターは十分に制約されていません。この検証の意味と将来の可能性について説明します。

相対論的ジェットの力は、超大質量ブラックホール降着のスピンに依存します

Title The_Powers_of_Relativistic_Jets_depend_on_the_Spin_of_Accreting_Supermassive_Black_Hole
Authors Yongyun_Chen,_Qiusheng_Gu,_Junhui_Fan,_Hongyan_Zhou,_Yefei_Yuan,_Weimin_Gu,_Qinwen_Wu,_Dingrong_Xiong,_Xiaotong_Guo,_Nan_Ding,_and_Xiaoling_Yu
URL https://arxiv.org/abs/2104.04242
理論モデルは、活動銀河核の相対論的ジェットの力が、中央の超大質量ブラックホールのスピンと質量、および降着に依存することを示しています。ここでは、ブレーザーのサンプルのアーカイブ観測の分析を報告します。ジェットの運動力と超大質量ブラックホールのスピンとの間に有意な相関関係があることがわかります。同時に、多重線形回帰を使用して、ジェットの運動力と降着、スピン、ブラックホールの質量との関係を分析します。超大質量ブラックホールのスピンと付加がジェット運動力への最も重要な寄与であることがわかります。超大質量ブラックホールのスピンと付加の両方の寄与率は95\%以上です。これらの結果は、超大質量ブラックホールのスピンエネルギーが相対論的ジェットに動力を与えることを示唆している。ほとんどすべてのフェルミブレーザーのジェット生成効率は、急速に回転するブラックホールの周りの適度に薄い磁気的に停止した降着円盤によって説明できます。

Apertifを使用した二重中性子星合体GW190425からの電波放射の検索

Title A_search_for_radio_emission_from_double-neutron_star_merger_GW190425_using_Apertif
Authors Oliv\'er_Boersma,_Joeri_van_Leeuwen,_Elizabeth_A._K._Adams,_Bj\"orn_Adebahr,_Alexander_Kutkin,_Tom_Oosterloo,_W._J._G._de_Blok,_R._van_den_Brink,_A._H._W._M._Coolen,_L._Connor,_S._Damstra,_H._D\'enes,_K._M._Hess,_J._M._van_der_Hulst,_B._Hut,_M._Ivashina,_G._M._Loose,_D._M._Lucero,_Y._Maan,_\'A._Mika,_V._A._Moss,_H._Mulder,_L._C._Oostrum,_M._Ruiter,_D._van_der_Schuur,_R._Smits,_N._J._Vermaas,_D._Vohl,_J._Ziemke
URL https://arxiv.org/abs/2104.04280
連星(BNS)の合体からの電磁放射の検出は、合併と残光を理解するために重要です。ウェスターボーク合成無線望遠鏡(WSRT)のApertifを使用して、BNSの合併である重力波源GW190425に対応する無線機の検索を提示します。合併後68日、90日、109日の3つのエポックで、関連するローカリゼーション領域に高い確率のフィールドが観察されます。GW190425の予想される残光放出と一致するフラックス変動を示すすべてのソースを識別します。また、起こりうるトランジェントを探します。これらは、1つのエポックにのみ存在するソースです。さらに、モンテカルロシミュレーションを使用して、重力波検出器ネットワークの4回目以降の観測実行で電波残光を検索する能力を定量化します。変動性に基づいて25個の残光候補が見つかりました。これらのどれも、GW190425の光度距離にある可能性のあるホスト銀河と関連付けることができませんでした。また、1つのエポックでのみ検出された55個の一時的な残光候補が見つかりました。すべてが画像のアーティファクトであることが判明しました。4回目の観測では、Apertifで最大3つの残光が検出されると予測しています。GW190425の残光放射に関連するソースは見つかりませんでしたが、この検索により、将来の電波残光の検索方法が検証されます。

ブラックホールX線連星MAXIJ1820 +070におけるハイブリッドコンプトン化と電子-陽電子対生成

Title Hybrid_Comptonization_and_Electron-Positron_Pair_Production_in_the_Black-Hole_X-Ray_Binary_MAXI_J1820+070
Authors Andrzej_A._Zdziarski,_Elisabeth_Jourdain,_Piotr_Lubinski,_Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki,_Alexandra_Veledina,_Juri_Poutanen,_Marta_A._Dzielak_and_Jean-Pierre_Roques
URL https://arxiv.org/abs/2104.04316
降着するブラックホール連星MAXIJ1820+070の硬状態からのX線および軟ガンマ線スペクトルを研究します。NuSTARとINTEGRALの2つのジョイントスペクトルの分析を実行し、3〜650keVの範囲をカバーし、ハード状態の上昇にわたる平均ジョイントスペクトルの分析を実行し、3〜2200keVの範囲をカバーします。スペクトルは、ソフトシード光子のコンプトン化によって適切にモデル化されています。ただし、散乱電子の分布は純粋に熱的ではありません。急なべき乗則として適切にモデル化された、かなりの高エネルギーテールがあることがわかります。平均スペクトルの対応するべき乗則フォトンテールは、電子-陽電子対生成のしきい値である511keVをはるかに超えて検出されます。これにより、電子-陽電子対生成の速度を計算し、3〜4の重力半径の対平衡からソースのサイズに下限を設定することができます。$>$20の重力半径の反射分光法から推定されたサイズを採用すると、分数ペアの存在量は1よりはるかに少なくなります。ペアの存在量が少ないことは、平均スペクトルに消滅機能がないことで確認されます。

GW170817に対応する数年から数十年のX線のフォールバック降着モデル

Title Fallback_Accretion_Model_for_the_Years-to-Decades_X-ray_Counterpart_to_GW170817
Authors Wataru_Ishizaki,_Kunihito_Ioka,_Kenta_Kiuchi
URL https://arxiv.org/abs/2104.04433
中性子星合体と重力波イベントGW170817のバイナリに対応するX線で、軸外構造化ジェットからの残光放出を超える新しい成分が報告されました。キロノバ/マクロノバ噴出物からの残光放射は、X線の過剰を説明するかもしれませんが、スペクトルが同じである場合、電波観測を上回ります。中性子星合体からの噴出物の一部がフォールバックし、中央のコンパクトオブジェクトの周りに円盤を形成するフォールバック降着モデルを提案します。スーパーエディントン降着段階では、X線の光度は、観測されているように、いくつかの太陽質量のエディントン限界近くにとどまり、電波は弱いです。これに続いて、インデックス$-5/3$のべき乗則が減衰します。一定の光度フェーズの期間は、過去の最初のフォールバックタイムスケール$t_0$を伝えます。現在の複数年の期間は$t_0>3$-$30$秒を必要とし、動的噴出物ではなくディスク風がジェット発射後に後退することを示唆しています。今後数十年の将来の観測では、短いガンマ線バーストでの放出が延長された頃の$t_0\sim10$-$10^4$秒のタイムスケールが調査されます。フォールバック降着は{\itr}プロセスの加熱によって停止されていません。これは、核分裂が年規模で弱いことを意味します。{\itr}プロセスが停止するため、X線の対応物は数十年で消えると予測しています。

非常に可変的な$ \ gamma $ -CTD135の光線放出とそのコンパクトな対称構造への影響

Title Highly_Variable_$\gamma$-Ray_Emission_of_CTD_135_and_Implications_for_its_Compact_Symmetric_Structure
Authors Ying-Ying_Gan_(GXU),_Hai-Ming_Zhang_(NJU),_Jin_Zhang_(BIT),_Xing_Yang_(GXU),_Ting-Feng_Yi_(YNNU),_Yun-Feng_Liang_(GXU),_En-Wei_Liang_(GXU)
URL https://arxiv.org/abs/2104.04436
典型的なコンパクト対称オブジェクト(CSO)であるCTD135の$\gamma$線放出特性は、$\sim$11年間のフェルミ/LAT観測で調査されます。$L_{\gamma}\sim10^{47}$ergs$^{-1}$の$\ガンマ$線の光度とTSの変動指数で、明るく大幅に変動するGeV放射を持っていることを示します。$_{\rmvar}=1002$。$\sim$460日の周期性を持つ準周期的振動(QPO)が、グローバル95\%誤警報レベルで検出されます。これらの$\gamma$線放出機能は、ブレーザーの機能と似ています。その広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)は、コア領域と拡張領域で加速された相対論的電子の放射に起因する可能性があります。SEDモデリングは、$\gamma$線がコア領域からのものであることを示しています。コア領域は、ドップラーブースト係数が$\delta\sim10.8$であり、ブレーザージェットと同様に、小さな視野角で相対論的に移動します。解析結果に基づいて、CTD135の中央エンジンの一時的な活動が、銀河のフェルミバブルとしてのブレーザーのようなジェットとバブルのようなローブをもたらすことを提案します。明らかな変動を伴う強い$\gamma$線放射はジェット放射によるものであり、対称的な電波構造は気泡に起因します。CTD135のエディントン光度の単位でのジェット放射パワーとディスク光度は、他の若い電波銀河と同じ関係に従い、そのジェット放射もエディントン比によって駆動される可能性があることを示しています。

MPI-AMRVACによる放射-流体力学:フラックス制限拡散

Title Radiation-Hydrodynamics_with_MPI-AMRVAC:_Flux-Limited_Diffusion
Authors N._Moens,_J._O._Sundqvist,_I._El_Mellah,_L._Poniatowski,_J._Teunissen,_R._Keppens
URL https://arxiv.org/abs/2104.03968
放射線は、多くの天体物理学環境のダイナミクスとエネルギーを制御します。しかし、放射線と物質の間の結合を捉えるのは、多くの場合、物理的に複雑で計算コストのかかる作業です。手頃なコストでさまざまな構成で放射流体力学シミュレーションを実行するための数値ツールを開発します。有限体積コードMPI-AMRVACに基づいて、多次元適応メッシュ上の流体力学の方程式を解き、放射との結合を処理する新しいモジュールを導入します。非平衡のフラックス制限拡散近似を使用して、放射の運動量とエネルギーの方程式を閉じます。次に、時間依存の放射エネルギー方程式が柔軟なフレームワーク内で解かれ、放射力と仕事の項が完全に考慮され、さらにユーザーが放射と物質の相互作用の項(「不透明度」)についてさまざまな説明を採用できるようになります。放射エネルギー方程式のさまざまな項が支配的な一連の標準テストケースで放射モジュールを検証します。科学的事例への予備的な応用として、我々は、巨大なウォルフ・ライエ星からの放射駆動で光学的に厚い超音速流出の球対称モデルを計算します。これは、コードの柔軟性も示しています。図のシミュレーションでは、静的な恒星構造モデルで通常使用される不透明度と、超音速流で予想される強化された線の不透明度のパラメーター化された形式が組み合わされています。この新しいモジュールは、MPI-AMRVACコードを使用して、光学的に厚い環境で多次元で高解像度の放射流体力学シミュレーションを実行するための便利で用途の広いツールを提供します。このコードは、さまざまな天体物理学のアプリケーションに使用する準備ができています。最初のターゲットは、ウォルフ・ライエ星からの恒星の流出の多次元シミュレーションです。

天文学におけるビッグデータのリアルタイム処理システム:HERAへの応用

Title A_Real_Time_Processing_System_for_Big_Data_in_Astronomy:_Applications_to_HERA
Authors Paul_La_Plante,_Peter_K._G._Williams,_Matthew_Kolopanis,_Joshua_S._Dillon,_Adam_P._Beardsley,_Nicholas_S._Kern,_Michael_Wilensky,_Zaki_S._Ali,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Yanga_Balfour,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Phil_Bull,_Jacob_Burba,_Steve_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jaspar_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Adam_Lanman,_Telalo_Lekalake,_David_Lewis,_Adrian_Liu,_David_MacMahon,_et_al._(27_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2104.03990
現在および次世代の天文機器がオンラインになると、前例のない大量のデータが生成されます。これらのデータをリアルタイムで分析することは、独特の概念的および計算上の課題を提示し、それらの長期保存とアーカイブは、信頼性が高く再現性のある結果を生成するために科学的に不可欠です。ここでは、宇宙の夜明けからの高度に赤方偏移した21cm信号と、干渉計による再電離の時代の最初の検出を提供することを目的とした無線干渉計である、水素再電離アレイの水素エポック(HERA)のリアルタイム処理(RTP)システムを紹介します。。RTPシステムは、無線周波数干渉(RFI)イベントのキャリブレーションや検出など、取得直後に生データに対して実行される分析ルーチンで構成されています。RTPは、データを自動的に取り込み、後処理分析のためにコピーを他のクラスターに転送するHERAデータストレージおよび転送マネージャーであるライブラリアンと緊密に連携します。RTPシステムとライブラリアンはどちらもパブリックでオープンソースのソフトウェアであり、他の科学的コラボレーションで使用するために変更することができます。完全に構築されると、HERAは毎晩50テラバイト(TB)を超えるデータを生成すると予測されており、RTPシステムによりこれらのデータの科学的分析を成功させることができます。

小規模フラックス出現、コロナホール加熱、およびフラックスチューブ拡張:ハイブリッド太陽風モデル

Title Small-scale_Flux_Emergence,_Coronal_Hole_Heating,_and_Flux-tube_Expansion:_A_Hybrid_Solar_Wind_Model
Authors Y.-M._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2104.04016
ソーラーダイナミクス天文台からの極紫外線画像は、マグネトグラムに少数極性フラックスが見られないループ状の微細構造が存在することを示すことが多く、「単極」領域内の一時領域(ER)の出現率が過小評価されていることを示唆しています。この速度がコロナホール内で静かな太陽と同じであると仮定すると、ERと開いた力線の間の交換再接続が10$^5$ergcm$^{-2}を超える太陽風力エネルギーフラックスを生じさせることを示します。$s$^{-1}$であり、これはコロナベースでの電界強度としてスケーリングされ、観測結果と一致します。低コロナでオーム加熱を提供することに加えて、これらの再接続イベントは、$\sim$10分の粒状タイムスケールから何時間もの超粒状/プルームタイムスケールまでの範囲の周期のAlfv{\'e}n波の発生源である可能性があります。より長い周期の波のいくつかは、外側のコロナで反射されて散逸します。漸近風速は、加熱の動径分布に依存します。これは、主にフラックスチューブの膨張率によって制御されます。ゆっくりとした風に関連する急速に発散するフラックスチューブに沿って、加熱は音点の内側に十分に集中します(1)外向きの伝導熱流束密度、したがって外側の冠状動脈温度が低下するため、および(2)正味の波エネルギーフラックスがローカルAlfv{\'e}n速度に比例した速度で消散します。この「ハイブリッド」太陽風モデルでは、再接続によって下部コロナが加熱され、質量流束が駆動されますが、波はより遠い距離での流出にエネルギーと運動量を与えます。

表面の豊富なスポットによる白色矮星と準矮星の光の変動

Title Light_variability_of_white_dwarfs_and_subdwarfs_due_to_surface_abundance_spots
Authors J._Krticka,_M._Prvak,_I._Krtickova,_Z._Mikulasek,_A._Kawka
URL https://arxiv.org/abs/2104.04117
古典的な主系列の化学的に特異な星は、表面の豊富なスポットに起因する光の変動を示します。スポットでは、線(境界-境界)および境界-自由遷移によるフラックスの再分布が恒星の自転によって変調され、光の変動につながります。白色矮星と高温の準矮星も、元素の拡散のため、または破片の堆積の結果として、表面に豊富なスポットがある場合があります。推定される表面存在量スポットに起因する典型的な白色矮星と高温準矮星の光変動をモデル化します。放射的に支持された鉄の過剰を伴うスポットが、高温白色矮星と準矮星の観測可能な光変動を引き起こす可能性があることを示します。デブリ物質の蓄積は、暖かい白色矮星で検出可能な光の変動につながる可能性があります。モデルをヘリウム星HD144941に適用し、スポットモデルがこの星の観測された光の変化のほとんどを説明できると結論付けます。

宇宙天気:太陽の視点-Schwenn(2006)の更新

Title Space_weather:_the_solar_perspective_--_an_update_to_Schwenn_(2006)
Authors Manuela_Temmer
URL https://arxiv.org/abs/2104.04261
太陽は、活発な星として、惑星間空間を構築し、惑星の大気に影響を与えるエネルギー現象の推進力です。有人宇宙飛行が月と火星のミッションの準備をしているので、地球と太陽系に対する宇宙天気の影響はますます重要になっています。このレビューは、宇宙天気関連の現象、コロナ質量放出(CME)、フレア、太陽エネルギー粒子(SEP)、および太陽風の流れの相互作用領域(SIR)の太陽の視点に焦点を当てています。STEREOミッション(2006年に開始)の出現により、文字通り、冠状構造と活動現象の進化を3次元で研究することを初めて可能にする新しい視点が提供されました。太陽と地球の距離範囲全体をカバーする新しいイメージング機能により、CMEとその場で測定された惑星間対応物(いわゆるICME)をシームレスに接続できます。これにより、太陽活動による惑星間空間のダイナミクスに関する知識と理解が大幅に向上し、宇宙天気予報モデルの開発が促進されました。さらに、NASAのパーカーソーラープローブ(2018年に打ち上げ)とESAのソーラーオービター(2020年に打ち上げ)の2つの特別なミッションから新しいデータを収集するという困難な時期に直面しています。これらのミッションは、近い将来、太陽風の進化とこれまでにアプローチしたことのない視点からの画像CME。現在のレビューは、2006年のSchwennによるLivingReviewsの論文に基づいており、複数の視点とそれに付随する太陽表面の特徴から観察された、太陽の視点からの宇宙天気関連のCMEフレア-SEP現象を更新しています。

太陽周期への活動領域の寄与の代数的定量

Title Algebraic_quantification_of_an_active_region's_contribution_to_the_solar_cycle
Authors Zi-Fan_Wang,_Jie_Jiang_and_Jing-Xiu_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2104.04307
サイクル最小での太陽双極子モーメントは、次のサイクルの振幅の最も成功した前兆であると考えられています。表面フラックス輸送(SFT)モデルの数値シミュレーションは、サイクル最小での双極子モーメントを効果的に予測するために広く使用されています。最近、SFTシミュレーションの代わりに、サイクル最小での軸方向双極子モーメントへのアクティブ領域(AR)の寄与を迅速に予測する代数的方法が提案されました。ただし、この方法では、ARのバイポーラ磁気領域(BMR)構成を想定しています。実際、ほとんどのARは、極性が反対の構成で非対称であるか、より複雑な構成になっています。このようなARは、BMR近似のARとは大きく異なります。任意の構成でARの軸双極子寄与を記述するための一般化された代数的方法を提案し、BMRベースの方法と比較してその有効性を評価します。一般化された方法を得るために数学的推論を採用します。一般化された方法の結果を、観測されたAR、人工的に作成されたBMR、およびより複雑な構成のARのSFTシミュレーションと比較します。また、結果をBMRベースの方法の結果と比較します。一般化された方法はSFTモデルと同等であり、双極子モーメントに対するARの寄与を正確に予測します。この方法は、SFTシミュレーションよりもはるかに高い計算効率を備えています。BMRベースの方法は、一般化された方法と同様の計算効率を備えていますが、対称バイポーラARに対してのみ正確です。BMRベースの方法は、非対称バイポーラARの双極子寄与を体系的に過大評価し、より複雑なARの寄与をランダムに誤算します。一般化された方法は、太陽周期の進化に対するARの寄与の迅速かつ正確な定量化を提供し、物理学に基づく太陽周期予測への応用への道を開きます。

極コロナホールで観測された交感神経標準およびブローアウトコロナジェット

Title Sympathetic_Standard_and_Blowout_Coronal_Jets_Observed_in_a_Polar_Coronal_Hole
Authors Zehao_Tang,_Yuandeng_Shen,_Xinping_Zhou,_Yadan_Duan,_Chengrui_Zhou,_Song_Tan,_and_Elmhamdi_Abouazza
URL https://arxiv.org/abs/2104.04309
ヒノデとソーラーダイナミクスオブザーバトリーがそれぞれ行った軟X線と極紫外線観測を使用して、極コロナホール内の2つの隣接するコロナ輝点(CBP1とCBP2)から発生する標準コロナジェットとブローアウトコロナジェットの交感神経噴火を示します。。この場合、CBP1から最初に明らかに西向きの横方向の動きを伴うコリメートされたジェットが発射され、その間にCBP1の東端の周りに小さな輝点が現れ、噴火源領域内で磁束のキャンセルが観察されました。これらの特性に基づいて、観測されたジェットを光周磁束キャンセルに関連する標準ジェットとして解釈します。約15分後、西向きに移動するジェットスパイアがCBP2と相互作用し、それらの間で磁気リコネクションが発生しました。これにより、CBP2の上に2番目のジェットが形成され、2つのCBP間に明るいループシステムが出現しました。さらに、CBP2の西端に近いがジェットベースの内側にある小さなキンク構造の身もだえ、ねじれ、および激しい噴火を観察しました。これにより、2番目のジェットが最初のジェットよりも明るく幅広になりました。これらの特徴は、2番目のジェットがCBP2と最初のジェットの尖塔の間の磁気リコネクションによって引き起こされるブローアウトジェットであるべきであることを示唆しています。我々は、2つの連続するジェットが時間的な一致ではなく物理的に相互に接続されていると結論付け、この観測は、コロナルジェットが内部の磁気活動または電磁流体力学的不安定性に加えて外部の噴火または擾乱によって引き起こされる可能性があることも示唆しています。

複数の太陽周期にわたる太陽風への活動領域の寄与

Title Active_region_contributions_to_the_solar_wind_over_multiple_solar_cycles
Authors D._Stansby,_L._M._Green,_L._van_Driel-Gesztelyi,_T._S._Horbury
URL https://arxiv.org/abs/2104.04417
コロナホールと活動領域の両方が太陽風の発生源領域です。時空の両方にわたるこれらの冠状構造の分布はよく知られていますが、各源が太陽風にどれだけ貢献しているかは不明です。この研究では、過去4回の太陽周期で観測された光球磁場マップを使用して、アクティブ領域で発生するすべての太陽風の割合の代理である、アクティブ領域に根ざしている磁束の割合を推定します。太陽風に対する活動領域の寄与率は、太陽極大期の任意の時点で30%から80%の間で変動し、太陽極小期では無視できることがわかり、太陽スポット数との強い相関を示しています。活動領域は通常、コロナの緯度$\pm$30$^{\circ}$に限定されますが、それらが生成する太陽風は、最大$\pm$60$^{\circ}$の緯度に達する可能性があります。太陽風へのそれらのわずかな寄与もコロナ質量放出率と相関しており、個々の太陽極大期内の毎月のタイムスケールで$\pm$20%変化し、非常に変動します。これらの変動は、主にコロナ質量放出によって引き起こされ、月未満のタイムスケールでコロナ磁場のグローバルな再構成を引き起こしていると推測されます。

重力モード星震学のための矮星ケプラーレガシーサンプルの均一分光分析

Title A_homogeneous_spectroscopic_analysis_of_a_Kepler_legacy_sample_of_dwarfs_for_gravity-mode_asteroseismology
Authors Sarah_Gebruers,_Ilya_Straumit,_Andrew_Tkachenko,_Joey_S._G._Mombarg,_May_G._Pedersen,_Timothy_Van_Reeth,_Gang_Li,_Patricia_Lampens,_Ana_Escorza,_Dominic_M._Bowman,_Peter_De_Cat,_Lore_Vermeylen,_Julia_Bodensteiner,_Hans-Walter_Rix_and_Conny_Aerts
URL https://arxiv.org/abs/2104.04521
対流コアで生まれた主系列星の内部構造の星震学的モデリングは、これまで4年間の宇宙測光ケプラー光度曲線の均一分析に基づいており、ほとんどの場合、不完全な不均一に推定された分光情報が縮退を打破するために追加されました。ケプラー宇宙望遠鏡で観測された111個の矮性重力モードパルセータのサンプルを作成しました。その光度曲線により、コア付近の回転速度を決定できます。このサンプルでは、​​1.2mのメルカトル望遠鏡でHERMES高分解能光学分光法を組み立てました。私たちの分光情報は、これらの非放射状に脈動する矮星のエンベロープ層もモデル化するための追加の観測入力を提供します。新しい機械学習ツールに基づくスペクトル正規化を使用した大気分析から、恒星のパラメータと表面の存在量を均一な方法で決定しました。我々の結果は、おそらくこれらの回転する星の密な線スペクトルによって引き起こされる正規化の制限のために、研究されたF型矮星の文献における[M/H]の体系的な過大評価を示唆している。CNO表面の存在量は、F型星の回転特性と無相関であることがわかりました。B型星の場合、CとOの存在比から深い混合のヒントが見つかります。Nの存在量には不確実性が大きすぎて、星の回転との相関関係を明らかにすることはできません。私たちの分光学的恒星パラメータと存在量の決定は、恒星のコア水素燃焼段階での輸送プロセスの理解を向上させることを目的として、重力モードパルセータのこのレガシーサンプルの将来の共同分光、位置天文学(ガイア)、およびアテローム地震モデリングを可能にします進化。

小磁場多項式インフレーション:再加熱、放射安定性、および下界

Title Small_Field_Polynomial_Inflation:_Reheating,_Radiative_Stability_and_Lower_Bound
Authors Manuel_Drees,_Yong_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2104.03977
完全に分析的に扱うことができる小さなフィールドのシナリオに焦点を当てて、インフレの繰り込み可能な多項式変曲点モデルを再検討します。特に、スペクトルインデックスの実行は$\alpha=-1.43\times10^{-3}+5.56\times10^{-5}\left(N_{\rmCMB}-65\right)$、将来テストされる可能性があります。また、摂動インフラトン崩壊による再加熱を、トリリニアカップリングを介してフェルミ粒子またはボソンの最終状態に分析します。ビッグバン元素合成の成功による再加熱温度の下限は、これらのカップリングの下限を示します。一方、インフラトンポテンシャルの放射安定性は上限につながります。組み合わせて、これは、近くの変曲点の位置$\phi_0$の下限、プランク単位の$\phi_0>3\cdot10^{-5}$につながります。インフレ中のハッブルパラメータは、最低$H_{\rminf}\sim1$MeVから、最高$\sim10^{10}$GeVまで可能です。同様に、再加熱温度は、フェルミオン(ボソン)インフラトン崩壊の$\sim4$MeVの下限と約$4\cdot10^8\(10^{11})$GeVの間にある可能性があります。最後に、このシナリオでの宇宙の「先史時代」について推測します。これには、永遠のインフレーションの時代が含まれていた可能性があります。

フレーバー混合輸送理論と共鳴レプトジェネシス

Title Flavour_mixing_transport_theory_and_resonant_leptogenesis
Authors Henri_Jukkala,_Kimmo_Kainulainen,_Pyry_M._Rahkila
URL https://arxiv.org/abs/2104.03998
フレーバー混合フェルミ粒子の非平衡量子輸送方程式を導出します。私たちは主に、2つの混合マヨラナフェルミオンと1つのレプトンフレーバーを伴う共鳴レプトン生成のコンテキストで形式を開発しますが、マスター方程式は、均質で等方性のシステムでより一般的に有効です。ヘリシティと任意の質量差に対応できる、さまざまな近似で有効な量子反応速度式の階層を示します。質量縮退限界では、方程式はおなじみの密度行列方程式の形式を取ります。また、CP対称性の破れのソースを含む方程式の半古典的ボルツマン限界を導き出します。そのレギュレーターはフレーバーコヒーレンス減衰率に対応します。ボルツマン方程式は正確で、弱共鳴の場合のレギュレーターの特定の形式に影響されません$\Deltam\gg\Gamma$ですが、$\Deltam\lesssim\Gamma$の場合、それらはせいぜい定性的に正しく、その精度は非常に重要です。CP対称性の破れのソースの形式によって異なります。

速いフレーバーの不安定性とニュートリノの角度交差の探索

Title Fast_flavor_instabilities_and_the_search_for_neutrino_angular_crossings
Authors Lucas_Johns_and_Hiroki_Nagakura
URL https://arxiv.org/abs/2104.04106
高速フレーバーの不安定性が超新星や中性子星合体ニュートリノに影響を与える可能性があることを認識し、シミュレーションデータを使用して不安定性が発生する時期と場所を特定することが最優先事項になっています。その努力は興味深い問題に直面しています。高速不安定性はニュートリノの角度交差に関連していますが、シミュレーションではしばしばモーメント法を採用し、他の場所にリソースを割り当てるために運動量空間の角度分解能を犠牲にします。限られた角度情報を最も生産的に使用するにはどうすればよいですか?ここでの主な目的は、この質問を明確にし、利用可能な回答のいくつかを調べることです。最近提案された角度交差を検索する方法が精査され、モーメントクロージャの制限が強調され、フラックス係数のみから角度分布を再構築する2つの方法(それぞれ最大エントロピーとシャープデカップリングの仮定に基づく)が比較されます。(半)透明な地域では、標準的な閉鎖処方は、あるべき交差点を見逃し、そうでない交差点を導入する可能性があります。

マルチスケール摂動論II:$ \ Lambda $ CDM宇宙における解と一次バイスペクトル

Title Multi-Scale_Perturbation_Theory_II:_Solutions_and_Leading-Order_Bispectrum_in_the_$\Lambda$CDM_Universe
Authors Christopher_S._Gallagher,_Timothy_Clifton,_Chris_Clarkson
URL https://arxiv.org/abs/2104.04260
2パラメータ摂動理論(2PPT)は、宇宙の大規模な特性に対する小規模な非線形構造の相対論的重力効果を含めるように設計されたフレームワークです。この論文では、2PPTフレームワークを使用して、空間的に平坦な$\Lambda$CDM宇宙論における物質のバイスペクトルを計算および研究します。これは、ニュートン摂動理論を展開して準非線形構造の重力場をモデル化し、その後、それらを大規模な宇宙論的摂動のソースタームとして使用することによって実現されます。私たちのアプローチは、2次宇宙論的摂動理論から予想される相対論的効果の一部を再現しますが、すべてではないことがわかります。したがって、この作業は、宇宙の現実的なモデルで線形構造と非線形構造の両方の弱い重力場を同時にモデル化できる形式を展開するための最初のステップを提供します。

Zモード波とホイスラの合体による基本プラズマ発光の代替形式

Title An_alternative_form_of_the_fundamental_plasma_emission_through_the_coalescence_of_Z-mode_waves_with_whistlers
Authors Sulan_Ni,_Yao_Chen,_Chuanyang_Li,_Jicheng_Sun,_Hao_Ning,_and_Zilong_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2104.04267
プラズマ発光(PE)、つまりプラズマ周波数​​とその2次高調波での電磁放射は、天体物理学プラズマと実験室プラズマの両方で発生する一般的なプロセスです。一般的な理論は、ビーム励起ラングミュア波とイオン音響波の共鳴結合に起因する多段階プロセスを示しています。ここでは、Zモードとウィスラー(W)波の共振結合によって引き起こされる基本的なPEの別の可能性を調べます。初期の研究は、プラズマにおけるそのようなプロセスの妥当性と重要性について物議を醸しています。この研究では、3波共鳴相互作用(Z+W!O)のマッチング条件が、磁気イオン理論に基づく幅広いパラメーター領域で満たされることを示し、そのようなプロセスの発生を実証し、エネルギー変換率をさらに評価します。波動ポンピングのパーティクルインセル(PIC)シミュレーションによる、ポンピングされたZまたはWモードから基本的なOモードへ。この研究は、基本的なPEの代替形式を示しています。これは、電子サイクロトロンメーザーの不安定性によってZモードとWモードの両方が容易に励起される、さまざまな天体物理学および実験室のシナリオで役割を果たす可能性があります。

高温での摂動膨張と宇宙論相転移への影響について

Title On_the_perturbative_expansion_at_high_temperature_and_implications_for_cosmological_phase_transitions
Authors Oliver_Gould_and_Tuomas_V._I._Tenkanen
URL https://arxiv.org/abs/2104.04399
高温での摂動膨張を再検討し、実効ポテンシャルの繰り込みスケール依存性を調べることによってその収束を調査します。ゼロ温度では、くりこみ群の改善された実効ポテンシャルは1ループでスケールに依存しませんが、ループと結合の拡張の不整合により、高温でこれがどのように崩壊するかを示します。これに続いて、高温で繰り込みスケールの独立性を回復する方法と、2ループ次数での計算が必要であることを示します。気泡核形成率の計算に起因する不確実性は残っていますが、これが一次相転移の重力波信号の巨大な理論的不確実性のいくつかをどのように解決するかを示します。

非銀河系の明るい暗黒物質の直接検出

Title Direct_detection_of_non-galactic_light_dark_matter
Authors Gonzalo_Herrera,_Alejandro_Ibarra
URL https://arxiv.org/abs/2104.04445
太陽の近くの暗黒物質の一部は、天の川の脱出速度よりも速い速度の非銀河粒子で構成されている可能性があります。非銀河系の暗黒物質フラックスは、ターゲットへの運動量の伝達が大きいため、直接検出実験の感度を高めます。このノートでは、核および電子の反跳実験において、局部銀河群とおとめ座超銀河団の拡散成分からの暗黒物質フラックスの影響を計算します。信号速度の向上は、特に暗黒物質によって引き起こされる電子反跳を探す実験にとって、非常に重要になる可能性があります。