Pythonで圧縮された低$ \ ell $プランクの温度と分極の可能性
Planck-low-py、ビン化された低$\ell$温度、およびEモード分極尤度を、ジョイントプローブ分析および予測におけるPlanck2018大規模データの使いやすさを促進するオプションとして提示します。Pythonで記述されており、Planckからの$\ell<30$の温度および偏光角パワースペクトル情報を、温度が2つの対数正規ビンに、偏光が3つに圧縮されます。これらの角度スケールは、光学的厚さを再電離に制限し、原始パワースペクトルの傾きを制限するレバーアームを提供します。Planck-low-pyを使用した$\Lambda$CDMモデルパラメーターの宇宙論的制約は、Planckレガシーリリースからの完全なCommanderおよびSimAll尤度で導出されたものと一致していることを示します。
モックパルサータイミングデータを用いた暗黒物質下部構造探索のベイズ予測
| Title |
Bayesian_Forecasts_for_Dark_Matter_Substructure_Searches_with_Mock_Pulsar_Timing_Data |
| Authors |
Vincent_S._H._Lee,_Stephen_R._Taylor,_Tanner_Trickle,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05717 |
原始ブラックホール（PBH）やアクシオンミニクラスターなどの暗黒物質の下部構造は、重力の影響によりパルサータイミングアレイ（PTA）に位相シフトを引き起こす可能性があります。PTAを使用した暗黒物質のこのようなモデルの検出可能性についてより現実的な予測を取得するために、PBHによって生成された位相シフトを検索し、ソフトウェア\texttt{enterprise}を使用して模擬PTAデータの分析を実行するベイズ推定フレームワークを提案します。。ほとんどのPBH質量では、暗黒物質の存在量に対する制約は、$\mathcal{O}（1）$係数に対する以前の（頻度主義的）分析（モックデータなし）と一致しています。これにより、$10^{-8}\、M_{\odot}$から$10^2\、M_{\odot}$をはるかに超える質量範囲のPBH（および高密度の小規模構造）の専用検索がさらに促進されます。スクエアキロメートルアレイ。さらに、より楽観的なタイミングパラメータのセットを使用すると、将来のPTAはPBHを$10^{-11}\、M_{\odot}$に制限すると予測されます。最後に、超大質量ブラックホールの合併などの背景が検出の見通しに与える影響について説明し、暗黒物質の信号を他の天体物理学的ソースから分離する将来のプログラムを提案します。
| Title |
Dynamics_of_tachyon_dark_energy_on_large_scales_and_its_imprint_on_observed_galaxy_power_spectrum |
| Authors |
Ajay_Bassi,_Ankan_Mukherjee_and_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05776 |
本研究では、完全な一般相対論的摂動方程式を考慮して、非標準的なタキオン場の暗黒エネルギーモデルについて、大規模な物質のパワースペクトルと観測された銀河のパワースペクトルを研究します。バックグラウンド量と線形摂動量の両方を含む結合された自律方程式のセットを形成し、適切な初期条件のセットを使用してそれらの解を数値的に取得します。私たちの研究では、さまざまなスカラー場のポテンシャルを検討します。一致$\Lambda$CDMモデルからの偏差は、さまざまな関連量について調査されます。私たちの研究は、非標準的なタキオン暗黒エネルギーモデルが、$\Lambda$CDMと比較して、重力ポテンシャルの強化、共動密度コントラスト、および物質摂動の線形成長因子を生成することを示しています。タキオン暗黒エネルギーモデルの場合、$\Lambda$CDMモデルと以前に研究された標準スカラー場モデルの両方と比較して、大規模な電力の抑制があることも観察されています。
ガウス過程を使用した宇宙の距離二重性関係の評価
宇宙論的観測では、角直径距離$d_A$と光度距離$d_L$の2種類の距離測定が重要です。本研究では、Ia型超新星（SN-Ia）データ、宇宙クロノメーター（CC）ハッブルパラメーターデータ、およびバリオンから、これら2つの距離測定値間の理論的関係、つまり宇宙距離双対関係の評価を実施しました。ガウス過程を使用した音響振動（BAO）データ。光度距離曲線と角径距離曲線は、ガウス過程を使用して、SN-IaデータとBAOデータとCCデータの組み合わせからそれぞれ抽出されます。距離の双対関係は、再構築された$H$、$d_L$、および体積平均距離$D_v$を使用したノンパラメトリック再構築によってチェックされます。ガウス過程で採用された共分散関数のさまざまな選択について得られた結果を比較します。理論的な距離の双対関係は、再構成の重複するレッドシフトドメイン$0\leqz\leq2$の2$\sigma$での現在の分析とよく一致していることが観察されます。
動的時空宇宙論からの統一された暗黒エネルギーと暗黒物質
動的時空理論（DST）に基づく統一された暗黒物質と暗黒エネルギーのモデルが研究されています。動的時空ベクトル場$\chi_\mu$を導入することにより、エネルギー運動量テンソル$T^{\mu\nu}_{（\chi）}$の保存が出現します。このアクションは2つの異なるポテンシャルを可能にし、1つはダークエネルギーを表します。一定のポテンシャルの場合、宇宙論的解は、$\Lambda$CDMモデルに急速に近づく非特異な跳ね返り解を生成します。力学時は宇宙時間にも対応しています。この理論は、宇宙の遅い時間の膨張データと一致します。より高い次元では、インフレとコンパクト化のメカニズムが現れ、いくつかの次元では指数関数的に成長し、他の次元では指数関数的に収縮します。動的時空ベクトル場がスカラーの勾配であることを要求することにより、DSTは拡散相互作用を伴う理論になり、安定点として$\Lambda$CDMモデルに漸近的に戻ります。これらの定式化は、宇宙の起源についての私たちの理解に取り組むシナリオにつながります。
| Title |
Cosmological_insights_on_the_strong_gravitational_lens_power_law_density_profile |
| Authors |
F._S._Lima,_R._F._L._Holanda,_S._H._Pereira_and_W._J._C._da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06202 |
強力な新しい宇宙望遠鏡と地上望遠鏡の出現により、過去20年間に、多くの新しい強い重力レンズ（SGL）システムが発見されました。宇宙論的パラメータの制約に対するレンズ質量モデル（通常はべき乗則質量モデル）の効果は、最近文献で実行されています。この論文では、SGLシステムと超新星Ia型観測を使用して、べき乗則の質量密度プロファイルが宇宙の距離二重性関係（CDDR）、$D_L（1+z）^{-2}/D_Aと一致するかどうかを調べます。=\eta（z）=1$、さまざまなレンズの質量間隔を考慮します。CDDRの有効性の検証は、考慮されるレンズの質量間隔に大きく依存することがわかっています。$\sigma_{ap}\geq300$km/sのサブサンプル（$\sigma_{ap}$はレンズです）見かけの恒星速度分散）はCDDRの有効性と完全に一致しており、中間の$\sigma_{ap}$値（$200\leq\sigma_{ap}<300）$km/sのサブサンプルは$\とわずかに一致しています。eta=1$、そして最後に、低い$\sigma_{ap}$値（$\sigma_{ap}<200$km/s）のサブサンプルは、高い統計的信頼性でCDDRの有効性を除外しました。
単一フィールド$ \ alpha $の現在および将来の制約-アトラクタモデル
ここでは、次世代のCMB実験で達成可能な単一フィールドインフレーションモデルの観測上の制約について研究します。特にステージIVのような実験に焦点を当て、大規模なクラスの単一フィールドモデルで構成される$\alpha$-アトラクタインフレのコンテキストでインフレパラメータに対する制約を予測します。予測を調整するために、$\alpha$-modelを事前に仮定して、現在のCMBおよびLSSデータで得られた結果を基準モデルとして使用します。現在のCMBデータは、アルファパラメーター$r/\alpha=3.87^{+0.78}_{-0.94}\cdot10^{を使用して、テンソルとスカラーの比率に厳密な境界を設定できることがわかりました。-3}$およびスカラーインデックス$\alpha_S=-6.4^{+1.6}_{-1.3}\cdot10^{-4}$の実行時に、現在の制約と一致するスカラーインデックスの値。CMBBモード偏光パワースペクトルで原始重力波を検出する楽観的なシナリオでは、CMB-S4がパラメーター$\alpha=1.01^{の値に$15\％$の限界を達成できることがわかりました。+0.14}_{-0.18}$。この限界は、インフレのエネルギースケールだけでなく、そのポテンシャルの形も制約するCMB-S4の能力を明確に示しています。ベースラインモデルを拡大してニュートリノセクターも含めると、$5\％$の精度が低下するだけで、$\alpha=1.07^{+0.18}_{-0.23}$になり、主な結論は引き続き有効です。
CORALIE / HARPS視線速度サンプルに土星以下の質量惑星砂漠はありません
| Title |
No_Sub-Saturn_Mass_Planet_Desert_in_the_CORALIE/HARPS_Radial_Velocity_Sample |
| Authors |
David_P._Bennett,_Cl\'ement_Ranc_and_Rachel_B._Fernandes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05713 |
ドップラー視線速度法によって発見された太陽系外惑星のCORALIE/HARPSサンプル（Mayoretal。2011）を分析し、$<の半主軸での暴走ガス降着によって引き起こされる10-$100M_\odot$での予測「砂漠」の兆候を調べます。3\、$AU。これらのデータはこの予測と一致していないことがわかります。この結果は、MOA重力マイクロレンズ調査による結果と類似しており、わずかに長い周期の軌道とやや低いホスト質量の太陽系外惑星の太陽系外惑星分布に砂漠は見つかりませんでした（Suzukietal.2018）。総合すると、これらの結果は、コア降着理論の暴走降着シナリオが、太陽系外惑星の最終的な質量と準主軸分布に大きな影響を与えないことを意味します。
1/2逆行共鳴の研究：周期軌道と共鳴捕獲
| Title |
A_study_of_the_1/2_retrograde_resonance:_Periodic_orbits_and_resonant_capture |
| Authors |
M.H.M._Morais,_F._Namouni,_G._Voyatzis,_T._Kotoulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05795 |
質量比0.001での2次元1/2逆行共鳴における周期軌道のファミリーについて説明し、それらの安定性と3次元周期軌道への分岐を分析します。断熱共鳴捕獲において周期軌道が果たす役割、特に、Kozai分離に関連する、ほぼ重要なセグメントを持つ安定した家族と不安定な家族の間の近接性が、数値シミュレーションで観察される異なる共鳴モード間の遷移をどのように決定するかを説明します。安定、臨界、不安定な周期軌道の識別を分析モデリング、共鳴捕捉シミュレーション、安定性マップの計算と組み合わせることで、共鳴の複雑な3次元構造を明らかにすることができます。
プラネットナインによる遠方のカイパーベルトへの内部オールトの雲オブジェクトの注入
| Title |
Injection_of_Inner_Oort_Cloud_Objects_Into_the_Distant_Kuiper_Belt_by_Planet_Nine |
| Authors |
Konstantin_Batygin,_Michael_E._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05799 |
外側の太陽系は、軌道クラスタリングの異常なパターンを示します。これは、遠方の長期的に安定したカイパーベルトオブジェクトのアプシダルラインと角運動量ベクトルのおおよその整列を特徴としています。この動的な閉じ込めの1つの説明は、まだ検出されていない惑星質量オブジェクト「プラネットナイン（P9）」の存在です。以前の研究では、カイパーベルトの散乱円盤天体内で発生する太陽系外縁天体は、プラネットナインの重力によって〜Gyrタイムスケールで軌道整列に囲い込まれる可能性があり、特徴的なP9パラメーターは利用可能な観測データに対する数値シミュレーション内で生成された合成カイパーベルト。この作業では、追加の動的プロセスがプラネットナイン仮説の枠組み内で機能していることを示し、P9によって誘発された動的進化が、動的に凍結された内部オールト雲内の軌道変動を促進することを示します。この進化の結果として、内側のオールトの雲体は、遠くの散乱円盤に特徴的な軌道を獲得できます。これは、プラネットナインが存在する場合、観測された長周期の太陽系外縁天体のセンサスがオールトの雲とカイパーベルトの混合物で構成されていることを意味します。オブジェクト。私たちのシミュレーションはさらに、内側に注入された内側のオールトの雲オブジェクトはP9駆動の軌道閉じ込めを示しますが、クラスター化の程度はカイパーベルト内で発生したオブジェクトよりも弱いことを示しています。累積的に、我々の結果は、以前に考えられていたよりもデータを説明するために、より風変わりなプラネットナインが必要である可能性が高いことを示唆しています。
原始惑星系円盤と塵円盤の間のギャップを埋める：遅いディスク散逸の証拠
| Title |
Bridging_the_gap_between_protoplanetary_and_debris_disks:_evidence_for_slow_disk_dissipation |
| Authors |
Arnaud_Michel,_Nienke_van_der_Marel_and_Brenda_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05894 |
原始惑星系円盤の性質と塵円盤の性質との関係はよく理解されていません。塵の進化、惑星の形成、およびディスクの散逸は、関連するプロセスで役割を果たす可能性があります。光学的に薄いクラスIIIディスクと、それらが若いディスクと古いディスクとどのように相関するかを研究することで、ほこりっぽい星周円盤の両方の兆候を調整することを目指しています。この作業では、近くの星形成領域全体のすべてのクラスIIIディスクの85ディスク（8％）について、文献とALMAアーカイブミリメートルフラックスを収集します。ミリメートルダストの質量を導き出し、これらをクラスIIおよび塵円盤のサンプルと、過剰な赤外線の光度、降着率、および年齢のコンテキストで比較します。クラスIIIディスクの平均ダスト質量$M_{\text{dust}}$は$0.29\pm0.19〜M_{\oplus}$です。クラスIIフェーズでは、非構造化ディスクに対してラジアルドリフトが非常に効率的であり、$M_{\text{dust}}$が急速に減少するのに対し、ディスクの散逸はより緩やかなプロセスであるという新しい進化シナリオを提案します。${\sim}$9-10Myrの長赤外線原始惑星系円盤のタイムスケールが見つかりました。これは、ディスクの進化が遅いこととも一致しています。最後に、構造化された円盤では、ダストトラップの存在により、塵円盤で観察されるような大きな半径で微惑星帯の形成が可能になります。したがって、構造化されたディスクは、ほぼディスクレスの星に進化する放射状のドリフトが支配的なディスクとは対照的に、1つの進化経路で塵円盤に直接接続されることを提案します。これらの結果は、ディスクの進化の新しい見方の舞台を設定します。
SEDと偏光に対するダスト沈降差の影響：HLタウディスクの内部領域への適用
| Title |
Impact_of_Differential_Dust_Settling_on_the_SED_and_Polarization:_Application_to_the_Inner_Region_of_the_HL_Tau_Disk |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Akimasa_Kataoka,_Shangjia_Zhang,_Zhaohuan_Zhu,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez,_Anibal_Sierra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05927 |
HLタウ周辺の原始惑星系円盤での偏光観測は、ALMAバンド7での散乱誘起分極を示しています。これは、最大ダストサイズが$\sim100〜{\rm\mum}$であるのに対し、スペクトルエネルギー分布（SED）は、最大ダストサイズが$\sim$mmであることを示唆しています。矛盾を解決するために、SEDと分極に対するダスト粒子の異なる沈降の影響を調査します。ディスクが光学的に厚い場合、観測波長が長くなると、より大きな粒子が支配的な内部層がより多くトレースされます。HLタウディスクの中央部分のSEDは、広範囲の乱流強度に対してmmサイズの粒子で説明できるのに対し、$160〜{\rm\mum}$サイズの粒子は次の場合にのみ説明できることがわかります。乱流強度パラメータ$\alpha_{\rmt}$が$10^{-5}$よりも低くなっています。また、$160〜{のモデルではありますが、$\alpha_{\rmt}\lesssim10^{-5}$の場合、観測された偏光率は最大ダストサイズ$1〜{\rmmm}$で説明できる可能性があることもわかりました。\rm\mum}$サイズの粒子も使用できます。ただし、最大ダストサイズが$\sim3〜{\rmmm}$の場合、乱流強度が非常に小さくても、シミュレートされた偏光率が低すぎて観測を説明できず、最大ダストサイズが$\lesssim1$mmであることを示しています。。100${\rm\mum}$サイズとmmサイズの粒子間の縮退は、ALMAキャリブレーション精度または（サブ）cm波長での偏光観測を改善することで解決できます。
超短周期惑星の軌道減衰に対する潮汐摩擦進化の影響
| Title |
The_impact_of_tidal_friction_evolution_on_the_orbital_decay_of_ultra-short_period_planets |
| Authors |
Jaime_A._Alvarado-Montes,_Mario_Sucerquia,_Carolina_Garc\'ia-Carmona,_Jorge_I._Zuluaga,_Lee_Spitler,_Christian_Schwab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05967 |
超短周期（USP）惑星の運命を明らかにすることは、潮汐理論と観測された太陽系外惑星の分布との間の定性的な一致を理解するのに役立つかもしれません。それにもかかわらず、星惑星系におけるスピン軌道角運動量の時間変化する交換のために、予想される潮汐摩擦の量は不明であり、恒星および惑星内部の散逸特性に依存します。この作業では、潮汐サイクルごとに放出されるエネルギーに起因する星と惑星の構造変化を結合し、USP惑星の軌道進化とそれらのホスト星で生成されるスピンアップをシミュレートします。初めて、磁気ブレーキの強さを、光蒸発、恒星風によって引き起こされる抗力、恒星質量損失、および落下するUSP惑星による恒星風の増強を含むモデル内で変化させることができます。モデルを、これまでに知られている最も短い周期の2つの太陽系外惑星、NGTS-10bとWASP-19bに適用します。星内部の潮汐散逸貯留層の進化、および角運動量の伝達に対する恒星の対流層の寄与に依存する時間スケールで、それらが軌道減衰を受けると予測します。10年間で$\sim30-190$sのトランジット中のタイムシフトを予測した以前の作業とは異なり、このような変化は10sよりも小さいことがわかりました。これは、システムの散逸特性に関する仮定に敏感であることに注意してください。私たちの結果は、現在および将来の観測キャンペーンを使用して、USP惑星の軌道減衰の観測証拠を検索するための重要な意味を持っています。
ケプラー-444の再考。 II。システムの回転、軌道、および高エネルギーフラックスの進化
| Title |
Revisiting_Kepler-444._II._Rotational,_orbital_and_high-energy_fluxes_evolution_of_the_system |
| Authors |
C._Pezzotti,_P._Eggenberger,_G._Buldgen,_G._Meynet,_V._Bourrier,_and_C._Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06061 |
環境。ケプラー444は、これまでに知られている最も古い惑星系の1つです。バイナリ恒星系の伴星を周回する5つのサブ地球サイズの惑星からなるその独特の構成は、その初期の歴史を不可解にします。さらに、HI-Ly-$\rm\alpha$の変動を観察すると、今日の脱出大気の潜在的な存在について多くの疑問が生じます。目的。Kepler-444-dとKepler-444-eの軌道進化と、大気蒸発がKepler-444-eに与える影響を研究することを目的としています。メソッド。Kepler-444-Aの回転する恒星モデルは、ジュネーブの恒星進化コードを使用して計算され、軌道進化コードに結合されて、動的な平衡潮汐と大気蒸発の影響を説明しています。複数の恒星の回転履歴と極紫外線（XUV）光度の進化の軌跡の影響が調査されます。結果。ケプラー-444-Aの回転速度を再現できる詳細な回転恒星モデルを使用すると、観測された回転速度がこの古いK0タイプの星に期待されるものと完全に一致していることがわかります。これは、その理由がないことを示しています。恒星の起源から観測されたHI-Ly-$\rm\alpha$の変動を説明するために必要とされるように、非常に活発である。Kepler-444-dとeの惑星質量が低く（$\sim$0.03M$_{\rm\oplus}$）、軌道距離が比較的大きい（$\sim$0.06AU）場合、動的潮汐は無視できることを示します。考慮される恒星の回転履歴に関係なく、それらの軌道に影響を与えます。代わりに、ケプラー-444-eの寿命質量損失の推定に対する恒星の自転履歴の影響がどれほど顕著であるかを指摘します。回転が非常に遅い星の場合でも、ガニメデのような組成で形成されたと仮定すると、そのような惑星が初期の水氷含有量の一部を保持できる可能性は低いと思われることを示します。
恒星の活動と通過
観測の観点から、恒星の活動は、惑星の検出とそれらのパラメータの正確な測定を阻害するため、太陽系外惑星の科学に重大な課題をもたらします。視線速度と通過の検索により、太陽系外惑星のホストのかなりの部分がアクティブであることが明らかになり、恒星の活動のさまざまな側面とその観測量への影響を完全に理解する必要があることが示されました。さらに、活動補正は、地球類似体の検出と特性評価にとって最も重要です。恒星黒点、白斑、恒星造粒などの恒星活動の特徴が太陽系外惑星の測光および低解像度分光観測に与える影響のレビューを提示し、それらの影響を減らすために開発された技術の主な側面について説明します。
ハビタブルゾーンの内側の端の近くでスノーボールのエピソードが発生する可能性はどのくらいありますか？
地球のような惑星で地球規模の氷河作用がいつ発生するかを理解することは、気候進化研究における主要な課題です。CO2のような温室効果ガスが地球型惑星で時間とともにどのように進化するかについてのほとんどのモデルは決定論的ですが、地球の気候履歴の複雑で非線形の性質は、非決定論的気候モデルの研究を動機付けます。ここでは、不完全なCO2サーモスタットを備えた地球のような惑星でのCO2の進化と気候の非常に単純な確率モデルを調査します。このモデルで恒星の光度が増加すると、平均大気CO濃度の低下により気候がますます不安定になり、受け取った恒星フラックスが現在の地球のフラックスに近づくと、低温状態へのエクスカーションが一般的になることが示されています。気候フィードバックが常にCO2濃度の変動を受信した恒星フラックスとともに急速に減少させない限り、これはハビタブルゾーンの内縁近くの地球型惑星が非常に頻繁にスノーボール状態に入る可能性があることを意味します。地球型太陽系外惑星のアルベドと色の変化を観察することで、この予測を将来直接テストできるようになるはずです。
月と火星のプルーム効果に対するISRUの影響
| Title |
ISRU_Implications_for_Lunar_and_Martian_Plume_Effects |
| Authors |
Philip_T._Metzger,_Xiaoyi_Li,_Christopher_D._Immer,_John_E._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06248 |
実験、分析、およびシミュレーションにより、有人宇宙飛行に十分な大きさの火星着陸船のエンジン排気プルームが火星の土壌に深いクレーターを作成し、噴出物を約1kmの距離に吹き飛ばし、着陸船の底に高い運動量で損傷を与えることが示されました岩石が衝突し、掘削された穴が崩壊してエンジンのカットオフ時に広い残留クレーターになると、着陸船が傾く可能性があります。このため、ミッションの前にロボットで土壌を安定させてその場で着陸パッドを形成しない限り、火星に人間を着陸させるのに十分な安全マージンがないと考えます。過酷な惑星外環境での作業には、その場での着陸パッド建設のための新しい技術と手順を開発して認定するのにかなりの時間がかかります。これを合理的に達成する唯一の場所は月です。
星が惑星の気候と表面居住性に影響を与える主な方法
星がその周りの軌道にある惑星の表面居住性に影響を与える（正または負の）主な影響の概要を示します。具体的には、惑星への入射フラックスのスペクトル的、空間的、時間的変動が、惑星の大気と気候、ひいてはその表面居住性をどのように変化させるかをレビューします。説明のために、太陽型の星と後期のM星を周回する惑星の違いを強調します。後者は、今後数年間で表面および大気の特性評価にアクセスできる、潜在的に居住可能な太陽系外惑星の最初のサンプルを構成するため、特に興味深いものです。
渦巻銀河NGC3982およびNGC4152におけるイオン化面外ガスの運動学的分析
| Title |
A_Kinematic_Analysis_of_Ionised_Extraplanar_Gas_in_the_Spiral_Galaxies_NGC_3982_and_NGC_4152 |
| Authors |
Anqi_Li,_Antonino_Marasco,_Filippo_Fraternali,_Scott_Trager_and_Marc_A._W._Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05736 |
DiskMassH$\alpha$サンプルからの面分光データを使用して、2つの低傾斜後期型銀河（NGC3982およびNGC4152）におけるイオン化された面外ガスの運動学的研究を提示します。まず、定期的に回転するディスクからH$\alpha$フラックスをマスキングすることにより、面外ガス放出を分離します。次に、平面外ガス放出は、3つの構造パラメーターと4つの運動学的パラメーターによって記述されるパラメトリックモデルを使用して、3次元の位置-速度ドメインでモデル化されます。モデルの最適値は、ベイジアンMCMCアプローチを介して決定されます。私たちのモデリング手法の信頼性と精度は、模擬データを使用したテストによって慎重に決定されます。両方の銀河でイオン化された面外ガスを検出し、スケールの高さは$0.83^{+0.27}_{-0.40}\、\mathrm{kpc}$（NGC3982）および$1.87^{+0.43}_{-0.56}\、\mathrm{kpc}$（NGC4152）と、ディスク内の面外ガスと定期的に回転するガスの間のフラックスの割合は、それぞれ27％と15％であり、他のシステムでの以前の決定と一致しています。両方の銀河で、イオン化された面外ガスの回転が遅れており、垂直方向の回転勾配が$-22.24^{+6.60}_{-13.13}\、\mathrm{km\、s^{-1}\、kpc^{-それぞれ1}}$と$-11.18^{+3.49}_{-4.06}\、\mathrm{km\、s^{-1}\、kpc^{-1}}$、および垂直の弱い証拠両方の銀河への放射状の流入。上記の結果は、いくつかの銀河で見られる中性の面外ガスの運動学に似ていますが、イオン化された面外ガスの3D運動学的モデリングが実行されたのはこれが初めてです。私たちの結果は、ガスの降着と組み合わされた銀河の噴水起源とおおむね一致しています。ただし、イオン化された面外ガスの形成をよりよく理解するには、動的モデルが必要です。
低光度クエーサー（SHELLQ）のスバルHigh-z探査。 XIII。ローカルブラックホールとホストの質量関係上のz =
7.07での低光度クエーサーにおける大規模フィードバックと星形成
| Title |
Subaru_High-z_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XIII._Large-scale_Feedback_and_Star_Formation_in_a_Low-Luminosity_Quasar_at_z_=_7.07_on_the_Local_Black-Hole_to_Host_Mass_Relation |
| Authors |
Takuma_Izumi,_Yoshiki_Matsuoka,_Seiji_Fujimoto,_Masafusa_Onoue,_Michael_A._Strauss,_Hideki_Umehata,_Masatoshi_Imanishi,_Kotaro_Kohno,_Toshihiro_Kawaguchi,_Taiki_Kawamuro,_Shunsuke_Baba,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_Kohei_Inayoshi,_John_D._Silverman,_Akio_K._Inoue,_Soh_Ikarashi,_Kazushi_Iwasawa,_Nobunari_Kashikawa,_Takuya_Hashimoto,_Kouichiro_Nakanishi,_Yoshihiro_Ueda,_Malte_Schramm,_Chien-Hsiu_Lee,_and_Hyewon_Suh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05738 |
ALMA[CII]158$\mu$m線と、HSCJ124353.93$+$010038.5（J1243$+$0100）$z=7.07$で、現在$z>7$で知られている唯一の低光度（$M_{\rm1450}>-25$mag）クエーサー。FIR連続体は明るく（1.52mJy）、合計光度$L_{\rmFIR}=3.5\times10^{12}〜L_\odot$で解決されます。空間的に拡張されたコンポーネントは、放出の$\sim40\％$を担っています。面積積分[CII]スペクトルは、広い翼を示しています（${\rmFWHM}=997$kms$^{-1}$、$L_{\rm[CII]}=1.2\times10^9〜L_\odot$）と明るいコア（${\rmFWHM}=235$kms$^{-1}$、$L_{\rm[CII]}=1.9\times10^9〜L_\odot$）。この翼は、銀河規模のクエーサー駆動の流出（原子流出率$>447〜M_\odot$yr$^{-1}$）が$z>7$で最初に検出されたものです。総流出量の推定された大きな質量負荷係数（たとえば、[CII]ベースのSFRと比較して$\gtrsim9$）は、この流出がすぐにホストの星形成をクエンチすることを示唆しています。コアガスのダイナミクスは回転によって支配され、回転曲線はコンパクトなバルジ（$\sim3.3\times10^{10}〜M_\odot$）を示唆していますが、まだ空間的に解決されていません。最後に、J1243$+$0100のブラックホールの質量対動的質量比（および対バルジ質量比）は$\sim0.4\％$（$\sim1\％$）であり、不確実性の範囲内のローカル値。したがって、我々の結果は、ブラックホールとホストの共進化関係が、このオブジェクトの$z\sim7$ですでに存在していることを示唆しています。
| Title |
APOGEE_view_of_the_globular_cluster_NGC_6544 |
| Authors |
F._Gran,_M._Zoccali,_A._Rojas-Arriagada,_I._Saviane,_R._Contreras_Ramos,_R._Beaton,_D._Bizyaev,_R._E._Cohen,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_D._Geisler,_R._R._Lane,_D._Minniti,_C._Moni_Bidin,_C._Nitschelm,_J._Olivares_Carvajal,_K._Pan,_F._I._Rojas,_S._Villanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05865 |
APOGEE調査の第2段階は、天の川のハロー、ディスク、バー、バルジにある星の近赤外線、高解像度、高信号対雑音比のスペクトルを提供することです。近赤外線スペクトルウィンドウは、銀河バルジの研究で特に重要です。銀河バルジでは、星がその視線内のディスクの塵とガスによって隠されています。高分解能分光法による球状星団NGC6544の化学的特性評価を提示します。銀河バルジに対する「侵入者」のステータスと、コア内の潮汐破壊の明確な兆候を考慮して、クラスターの化学的フィンガープリントの特性評価は、将来の化学的タグ付けの取り組みにとって重要です。クラスターメンバーは、個々の星の化学力学的基準を使用して、APOGEE調査のDR16から選択されました。クラスターの23のメンバーのサンプルが選択されました。クラスター内の存在量の変動を考慮した分析、既知の反相関が与えられます。クラスターのRGB含有量によると、鉄含有量と$\alpha$-enhancementは[Fe/H]$=-1.44\pm0.04$dexと[$\alpha$/Fe]$=0.20\pm0.04$です。それぞれdex。クラスターメンバーは、[Fe/H]と[Al/Fe]に大きな広がりを示し、測定誤差に基づいて予想よりも大きくなっています。[Al/Fe]の広がり、Mg-Al反相関の信号が観察され、C、N、Mg、Si、K、Ca、およびCe元素の変動とともにクラスターの質量収支を制約するために使用されます。分析されたすべての進化段階（RGBおよびAGB）全体で、約$\sim2/3$（23のうち14）は、おそらく第2世代の星に関連する明確な化学パターンを示しています。
最も明るい銀河団と銀河団内の光：銀河団と銀河団の最も内側の領域におけるそれらの質量分布
| Title |
Brightest_Cluster_Galaxies_and_Intra-Cluster_Light:_Their_Mass_Distribution_in_the_Innermost_Regions_of_Groups_and_Clusters |
| Authors |
Emanuele_Contini_and_QiuSheng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05913 |
Contini＆Gu2020で提示された、最も明るいクラスター銀河（BCG）の半径方向の質量分布と、クラスター内光（ICL）とも呼ばれる拡散成分を表すモデルを、グローバルなBCG+ICLの半径方向の質量分布が3つのプロファイルの合計：それぞれBCGのバルジとディスクのJaffeプロファイルと指数プロファイル、およびICLのNFWプロファイルの修正バージョン。最先端の半解析モデルでシミュレートされたBCG+ICLシステムの幅広いサンプルを利用して、次のことを行います。（a）BCG+ICL恒星間のいくつかのスケーリング関係を調べることにより、BCG+ICL分布の信頼性を調査します。異なるアパーチャ内の質量と、異なるレッドシフトでの合計BCG+ICL/ハロー質量。（b）動径分布がBCGからICLに移行する距離を予測します。私たちのモデルは、現時点で調査されたすべての観測されたスケーリング関係を説得力のある精度でうまく再現していることがわかりますが、より高い赤方偏移（$z\gtrsim0.5$）での観測に関してはわずかに偏っています。私たちのモデルによって予測された遷移半径は、最近の観測結果とよく一致しており、$\sim15$kpcから$\sim100$kpcの範囲に及びます。それは主に、BCGの形態、バルジまたはディスクが支配的であるかどうか、バルジおよび/またはディスクに関するICLの量、およびグループ/クラスターの動的状態に依存します。
近くの銀河におけるキロパーセクスケールでの炭素からH $ _2 $、COからH $ _2 $への変換係数と炭素存在量
| Title |
The_Carbon-to-H$_2$,_CO-to-H$_2$_Conversion_Factors_and_Carbon_Abundance_on_Kiloparsec_Scales_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Qian_Jiao,_Yu_Gao,_and_Yinghe_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05985 |
$Herschel\Space\Observatory$で観測された原子炭素[CI]（1$-$0）および[CI]（2$-$1）放出マップ、およびCO（1$-$0）、HI、赤外線、サブミリ波を使用文献からのマップから、$\alpha_\mathrm{[CI]（1-0）}$、$\alpha_\の[CI]からH$_2$およびCOからH$_2$への変換係数を推定します。M51、M83、NGC3627、NGCの6つの近くの銀河の線形解像度$\sim1\、$kpcスケールでのmathrm{[CI]（2-1）}$、および$\alpha_\mathrm{CO}$4736、NGC5055、およびNGC6946。これは、空間的に分解された$\sim1\、$kpcスケールで、スパイラルディスク全体の[CI]からH$_2$への両方の変換係数を較正する、私たちの知る限りの最初の取り組みです。しかし、そのような研究は、近くと遠くの銀河で世界的に議論されてきました。変換係数を導き出し、これらのキャリブレーションを達成するために、3つの異なるダスト対ガス比（DGR）の仮定を採用します。これらの仮定は、前兆の結果から得られた金属量にほぼ比例します。すべてのDGRの仮定について、$\alpha_\mathrm{[CI]（1-0）}$、$\alpha_\mathrm{[CI]（2-1）}$、および$\alpha_\mathrm{であることがわかります。CO}$はほとんど平坦で、銀河中心の半径を持っていますが、$\alpha_\mathrm{[CI]（2-1）}$と$\alpha_\mathrm{CO}$はどちらも、銀河の内部領域で減少を示しています。そして、中央の$\alpha_\mathrm{CO}$と$\alpha_\mathrm{[CI]（2-1）}$の値は、銀河系の平均よりも平均$\sim2.2$と$1.8$倍低くなっています。さまざまなDGRの仮定から得られた炭素存在量は、ガラクトセントリック半径の平坦なプロファイルを示し、銀河の平均炭素存在量は、通常採用されている$3\times10^{-5}$の値に匹敵します。金属量と赤外線光度の両方が$\alpha_\mathrm{CO}$と適度に相関しているのに対し、$\alpha_\mathrm{[CI]（1-0）}$または炭素の存在量とは弱くしか相関しておらず、すべて$\alpha_\mathrm{[CI]（2-1）}$で。
ガス含有量、星形成、および星形成主系列上の銀河の全体的なHI非対称性の間の関係について
| Title |
On_the_relationship_between_gas_content,_star-formation,_and_global_HI_asymmetry_of_galaxies_on_the_star-forming_main-sequence |
| Authors |
Adam_B._Watts,_Barbara_Catinella,_Luca_Cortese,_Chris_Power,_and_Sara_L._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05995 |
観測により、銀河の冷たい中性原子水素（HI）の擾乱は遍在していることが明らかになりましたが、これらの擾乱の理由は不明なままです。統合されたHIスペクトルの非対称性（グローバルHI非対称性）はHIが豊富なシステムでより高いことを示唆する研究もあれば、HIが少ない銀河で優先的に見られると主張する研究もあります。この作業では、ALFALFAとxGASSの調査に加えて、合併後の銀河のサンプルを利用して、グローバルなHI非対称性と銀河のガス特性との関連を明らかにします。アルファルファの星形成銀河に焦点を当てると、グローバルHI非対称性の上昇は、銀河のHI含有量の変化とは関連がなく、グローバルHI非対称性が最も高い銀河のみが特定の星形成のわずかな増加を示すことがわかります。レート（sSFR）。しかし、HI含有量の傾向が見られないのは、アルファルファが星形成主系列のガスの少ない尾を見逃しているためであることを示しています。xGASSを使用して、sSFRとHIの両方のコンテンツを代表する星形成銀河のサンプルを取得すると、グローバルHI非対称銀河は通常、固定星質量で対称銀河よりもガスが少なく、sSFRに変化がないことがわかります。私たちの結果は、銀河の特性とグローバルなHIの非対称性との間の関係の複雑さを浮き彫りにしています。これは、合併後の銀河でさえ対称と非対称の両方のHIスペクトルを示すという事実によってさらに確認され、合併活動が必ずしも非対称のグローバルHIスペクトルにつながるとは限らないことを示しています。
360-auビームを使用した$ \ rho $ Ophiuchi A PDRのALMAビュー：[CI]放射は、平面平行PDRと低密度拡張ガスから発生します。
| Title |
ALMA_view_of_the_$\rho$_Ophiuchi_A_PDR_with_a_360-au_beam:_the_[CI]_emission_originate_from_the_plane-parallel_PDR_and_low-density_extended_gas |
| Authors |
Mitsuyoshi_Yamagishi,_Yoshito_Shimajiri,_Kazuki_Tokuda,_Ryohei_Kawabe,_Fumitaka_Nakamura,_Takeshi_Kamazaki,_Hideko_Nomura,_Tatsuya_Takekoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06030 |
$\rho$へびつかい座A光子優勢領域（PDR）からの[CI]（$^{3}P_{1}$-$^{3}P_{0}$）放出のデータ分析の結果を提示します。）空間分解能2。''6（360au）のALMAACAスタンドアロンモードで取得。[CI]放出は、幅$\sim$1000auのフィラメント状構造を示しています。これは、4.5$\mu$mマップに見られるシェル構造に隣接しています。4.5$\mu$mの放出、C$^0$、およびCOは、励起星（S1）からこの順序で相補的なパターンで分布していることがわかりました。これらの結果は、平面平行PDRモデルで予測されたように、[CI]が励起星によって生成されたPDRの薄層から放出されることを示しています。さらに、拡張[CI]放射も検出されました。これは、視野全体にわたってほぼ均一な積分強度を示しています（1.'6$\times$1.'6）。拡張コンポーネントのラインプロファイルは、上記のシェルコンポーネントのラインプロファイルとは異なります。拡張コンポーネントのCOに対するC$^0$の列密度比は$\sim$2であり、銀河系の大規模な星形成領域（0.1-0.2）よりも大幅に高くなっています。これらの結果は、[CI]が低密度の拡張ガスからも放出され、励起星の影響をあまり受けないことを示唆しています。
ローカル宇宙の隠された深さ：ステラストリームレガシー調査
| Title |
Hidden_Depths_in_the_Local_Universe:_the_Stellar_Stream_Legacy_Survey |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Andrew_P._Cooper,_Javier_Roman,_Annalisa_Pillepich,_Denis_Erkal,_Sarah_Pearson,_John_Moustakas,_Chervin_F._P._Laporte,_Seppo_Laine,_Mohammad_Akhlaghi,_Dustin_Lang,_Dmitry_Makarov,_Alejandro_S._Borlaff,_Giuseppe_Donatiello,_William_J._Pearson,_Juan_Miro-Carretero,_Jean-Charles_Cuillandre,_Helena_Dominguez,_Santi_Roca-Fabrega,_Carlos_S._Frenk,_Judy_Schmidt,_Maria_A._Gomez-Flechoso,_Rafael_Guzman,_Noam_I._Libeskind,_Arjun_Dey,_Benjamin_A._Weaver,_David_Schlegel,_Adam_D._Myers,_Frank_G._Valdes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06071 |
巨大な銀河とそれらの矮星衛星の間の合併と潮汐相互作用は、ラムダ-コールドダークマター宇宙論の基本的な予測です。これらのイベントは、非線形構造形成の重要な観測診断を提供すると考えられています。天の川とアンドロメダの恒星の小川は、進行中の衛星の混乱の壮大な証拠です。しかし、ローカルグループを超えて統計的に意味のある潮流のサンプルを構築することは、困難な観測上の課題であることが証明されており、恒星の流れを使用して銀河の集合についての理解を深める可能性はまだ十分に実現されていません。ここでは、約940個の天の川の類似物を含むz〜0.02以内の約3100個の近くの銀河のサンプルの周りの矮小銀河の降着に関連する潮汐の特徴の体系的な画像調査であるStellarStreamLegacySurveyを紹介します。私たちの調査は、DESILegacyImagingSurveysからの公開ディープイメージングデータを利用しています。このデータは、rバンドで約29mag/arcsec^2の微弱な表面輝度に達します。私たちの調査の概念実証として、私たちは地元の宇宙における24の新しい恒星の流れの検出と広帯域測光を報告します。これらの観測が、宇宙論的銀河シミュレーションからの模擬観測との比較を通じて、銀河形成理論に新しい制約をもたらす方法について説明します。これらのテストは、銀河の現在の質量集合率、星の種族と衛星の軌道、星のハローの成長、および衛星の衝撃に対する星の円盤の弾力性を調査します。
| Title |
Gauging_the_effect_of_Supermassive_Black_Holes_feedback_on_Quasar_host_galaxies |
| Authors |
B._Dall'Agnol_de_Oliveira,_T._Storchi-Bergmann,_S._B._Kraemer,_M._Villar_Mart\'in,_A._Schnorr-M\"uller,_H._R._Schmitt,_D._Ruschel-Dutra,_D._M._Crenshaw_and_T._C._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06223 |
近くのQSO$\、$2（$z\sim0.3$）での動的フィードバックの効果を介して、活動銀河核（AGN）が銀河の進化において果たす役割を測定するために、8つのそのようなオブジェクトを観測しました。GeminiGMOS-IFUを使用したボロメータ光度$L_{bol}\sim10^{46}\rm{erg\、s^{-1}}$。輝線には少なくとも2つのガウス曲線が適合しており、その中で最も広いのは、流出によって速度論的に乱されたガスに起因すると考えられます。流出の最大範囲は$\sim$1から8kpcの範囲であり、[O$\、$IIIの範囲の${\sim}\、0.5\、{\pm}\、0.3$倍であることがわかりました。]イオン化ガス領域。ガス密度（{[S$\、$II]ダブレットから取得）と流出速度に関する「${\ttdefault}$」の仮定により、ピーク質量流出率は$\dot{M}_{out}になりました。^{{\ttdefa}}{\sim}\、3\、{-}\、30\、\rm{M_{\odot}}\、yr^{-1}$および$\dotの流出電力{E}_{out}^{{\ttdefa}}\sim\、10^{41}\、{-}\、10^{43}\、\mathrm{erg\、s^{-1}}$。対応する動的結合効率は$\varepsilon_f^{{\ttdefa}}=\dot{E}_{out}^{{\ttdefa}}/L_{bol}\、\sim7\times10^{-4です。}\、{-}\、0.5\、\％$、平均効率はわずか$0.06\、\％$（$0.01\、\％$中央値）であり、ホスト銀河内のイオン化ガス流出からのフィードバックパワーがほとんどないことを意味します。イオン化ガスの密度、速度、質量、および流出の傾斜に関して、さまざまな仮定と計算が$\dot{M}_{out}$と$\dot{E}_{out}$に及ぼす影響を調査しました。空の平面、1つのdexの平均的な不確実性をもたらします。特に、[Ar$\、$IV]$\lambda\など、デフォルトの[S$\、$II]ライン比よりも[O$\、$III]放出ガス密度の指標が優れていることがわかりました。lambda$4711,40のライン比では、$\varepsilon_f$がほぼ1桁減少します。
近くの銀河IC5325、NGC 7496、NGC 7590、およびNGC7599のコールドダスト含有量
| Title |
The_Cold_Dust_Content_of_the_Nearby_Galaxies_IC_5325,_NGC_7496,_NGC_7590,_and_NGC_7599 |
| Authors |
Swapnil_Singh,_M._L._N._Ashby,_Sarita_Vig,_S._K._Ghosh,_T._Jarrett,_T._M._Crawford,_Matthew_A._Malkan,_M._Archipley_and_J._D._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06236 |
星形成銀河は、暖かいものも冷たいものも、豊富な塵の貯蔵庫です。しかし、冷たい塵の放出は、比較的明るく、至る所にある暖かい塵の放出と並んでかすかなものです。最近、非常に冷たい塵の成分の証拠も、いくつかの銀河のミリメートル/サブミリ波測光によって明らかにされました。この成分は、星形成銀河の3つの塵成分の中で最も重いにもかかわらず、その非常に低い温度、かすかな、そしてより暖かい塵からの比較的明るい放射と一緒に検出するのが難しいためです。ここでは、IRAS、WISE、およびSPTによって検出された4つの銀河の慎重に選択されたサンプルのダスト含有量を分析します。これらの銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）は、潜在的なコールドダスト含有量を制限するためにモデル化されました。GMRTを使用した低周波無線観測は、ミリ波/サブミリ波帯の非熱放射からコールドダスト放射を分離するために実行されました。また、いくつかの銀河に対してAstroSat/UVIT観測を実行し、SEDモデリングのエネルギーバランスを強化するために、より短い波長でSEDを制約しました。GALEXFUV+NUV、UVIT、JohnsonBRI、2MASS、WISE、IRAC、IRAS、AKARI、ISOPHOT、PlanckHFI、SPT、およびGMRT。SEDは、CIGALEを使用してモデル化され、基本的な特性を推定しました。特に、それらの総ダスト成分と非常に冷たいダスト成分の質量を制限しました。銀河の塵の塊はより暖かい塵によって支配されていますが、2つのターゲット、NGC7496とNGC7590には非常に冷たい塵のヒントがあります。
私たちの宇宙は、普遍的な最大エネルギー密度$ \ rho ^ {uni} _ {max} $の存在に適合していますか？
高レッドシフトクォーク、暗黒物質が優勢な銀河、中性子星の融合、パルサーのグリッチ現象、宇宙マイクロ波背景放射、ハドロニックコライダーからの実験データの最近の天文学的観測は除外されていませんが、エネルギー密度が私たちの宇宙はおそらく$\rho^{uni}_{max}、$によって上限が定められており、これは$2$から$3$の間にあると予測されています。$\rho\approx\rho^{uni}_{max}$は最大圧縮率状態に達し、埋め込み時空によるさらなる圧縮の影響を受けなくなり、純粋に非圧縮性のグルオンクォーク超流動状態への相転移を起こします。埋め込み時空に蓄積された正のエネルギーと、閉じ込められた物質の圧縮性および超流動性の程度との間の直接的な対応が提案されています。この論文では、最大密度仮説をサポートする関連する観測シグネチャをレビューし、$\rho^{uni}_{max}$の考えられる起源を提案し、最後に、宇宙の時空トポロジーと同様にこのシナリオの結果を提案します。高赤方偏移QSOの成長率とパワーの根底にあるメカニズムについて説明します。
SLUGGS調査：星、球状星団、惑星状星雲を組み合わせて、大きな半径の運動学から初期型銀河の集合の歴史を理解する
| Title |
The_SLUGGS_survey:_combining_stars,_globular_clusters_and_planetary_nebulae_to_understand_the_assembly_history_of_early-type_galaxies_from_their_large_radii_kinematics |
| Authors |
A._Dolfi,_D._A._Forbes,_W._J._Couch,_K._Bekki,_A._Ferr\'e-Mateu,_A._J._Romanowsky,_J._P._Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06396 |
円盤状の成分の証拠を用いて、近くにある9つの初期型銀河の運動学的特性を調査します。これらの銀河のうち3つはフィールドにあり、5つはグループにあり、1つだけがクラスター環境にあります。星の運動学を球状星団（GC）や惑星状星雲（PNe）の運動学と組み合わせることにより、銀河の外側の領域を$\sim$4-6Reまで調べます。6つの銀河には、星との良好な運動学的整列を示すPNeと赤のGCがあり、その回転は銀河の測光主軸に沿って発生します。これは、PNeと赤のGCの両方が、出演者。さらに、青いGCは、これら6つの銀河の赤いGCの回転と全体的に一致する回転も示しています。残りの3つの銀河は、下にある星に対してPNeとGCの運動学的なねじれと不整合を示しており、最近の銀河の相互作用を示唆しています。シミュレーションとの比較から、大きな半径（>2-3Re）で同様の分散が支配的な運動学を示す6つの整列した銀河すべてが、ミニ合併（質量比）によって特徴付けられる同様の遅い（$z<1$）アセンブリ履歴を持っていたと提案します。<1:10）。異なるVrot/$\sigma$プロファイルは、Vrot/$\がピークに達し、減少する4つの銀河の初期（$z>1$）のマイナーな合併（1:10<質量比<1：4）の結果です。sigma$プロファイルと、フラットなVrot/$\sigma$プロファイルを持つ2つの銀河の最近のマイナーな合併。3つのずれた銀河は、すべての半径で速度分散を強化する複数の後期マイナー合併、または大半径で両方のGCサブ集団をスピンアップした後期メジャー合併によって形成された可能性があります。したがって、レンズ状銀河は、それらの特徴的な運動学的プロファイル形状を形作る複雑な合併履歴を持つことができます。
アクイラX-1の最も明るい爆発に続く輝線星雲の放出
| Title |
Optical_nebular_emission_following_the_most_luminous_outburst_of_Aquila_X-1 |
| Authors |
G._Panizo-Espinar,_T._Mu\~noz-Darias,_M._Armas_Padilla,_F._Jim\'enez-Ibarra,_J._Casares,_D._Mata_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05725 |
AquilaX-1は、典型的な中性子星の低質量X線連星であり、最も研究されているX線トランジェントの1つです。2016年の爆発の間にGranTelescopioCanarias（10.4m）で得られた光学分光法を紹介します。これは最近最も明るく、ハードとソフトの降着状態で標準的な進化を示しました。私たちのデータセットには、イベントの最も明るいフェーズの密なカバレッジと、静止に向けた減衰が含まれています。主な輝線のプロファイルと進化を研究することによって光風を検索しましたが、P-Cygプロファイルなどの明白な風の特徴は見つかりませんでした。それにもかかわらず、爆発の終わりに検出された、特に強くて広いHalpha輝線の詳細な分析は、約800km/sの光学的に薄い噴出物または代わりに拡張ディスクによって生成された星雲相の存在と一致しています。雰囲気。これらの可能性と、他のブラックホールや中性子星系で観察された現象論との類似性について説明します。私たちの研究は、光学星雲相が低質量X線連星爆発の後期段階で比較的一般的な観測機能であり、低から中程度の軌道傾斜角での流出の存在を調査できることを示唆しています。
完全なボルツマンニュートリノ輸送によって較正されたゼロ次および最初のモーメントからのコア崩壊超新星におけるニュートリノの角度分布の構築
| Title |
Constructing_angular_distributions_of_neutrinos_in_core_collapse_supernova_from_zero-th_and_first_moments_calibrated_by_full_Boltzmann_neutrino_transport |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_Lucas_Johns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05729 |
2モーメントニュートリノ輸送法は、多次元ニュートリノ放射流体力学シミュレーションに固有の計算負荷を大幅に軽減するため、コア崩壊超新星（CCSN）の理論モデルの開発に広く使用されています。ただし、概算には代償が伴います。ニュートリノの角度分布の詳細な構造が犠牲になり、それがこのアプローチの主な欠点です。この論文では、0番目と1番目の角度モーメントからニュートリノの角度分布を構築するための新しい方法を開発します。私たちの方法では、角度分布はニュートリノ角の2次関数で区分的に表されます。完全なボルツマンニュートリノ輸送を伴う球対称CCSNモデルのニュートリノデータと比較することにより、フィッティング関数の最良のパラメーターを決定します。最近の2DCCSNモデルを使用して、この方法の機能を示します。入ってくるニュートリノの角度分布はフラックスファクター（$\kappa$）とともに増加する大きな誤差を持つ傾向があるのに対し、角度分布の本質的な特徴はうまく再構築できることがわかります。この問題は、入ってくるニュートリノが$\kappa$に鈍感であることに起因します。これは、モーメント法に固有の制限です。デモンストレーションの結果に基づいて、2モーメントニュートリノ輸送を用いたELN交差探索法の信頼性を評価します。この分析は、交差検索の制限を少しの間精査する別の論文を補完するものです。入ってくるニュートリノの角度分布の系統的な誤差が、$\kappa\gtrsim0.5$での交差の誤判定につながることがわかります。これは、いくつかの以前の研究における2モーメント法に基づくELN交差検索の結果に疑問を投げかけます。
局所銀河からの超高エネルギー宇宙線による銀河系外磁場の制約
| Title |
Extragalactic_magnetic_field_constraints_from_ultra-high-energy_cosmic_rays_from_local_galaxies |
| Authors |
Arjen_van_Vliet,_Andrea_Palladino,_Andrew_Taylor,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05732 |
ピエールオージェ天文台によって最近報告された、局所的な\sbg位置と超高エネルギー宇宙線（UHECR）の方向との相関関係を、物理的パラメーターの観点から解釈します。ランダムな銀河系外磁場の記述の上に銀河系磁場モデルを含めて、ソース位置のアンサンブルから予想されるUHECR偏向のレベルを決定します。磁場の偏向に加えて、バックグラウンド光子場によるエネルギー損失、およびオージェによるスペクトルと組成の測定も考慮に入れます。$5\sigma$の信頼度で、$B>0.6\\rmnG$（コヒーレンス長$1\\rmMpc$の場合）の大きな銀河系外磁場強度のオージェ異方性測定と局所\sbg密度の間に一貫性があることがわかります。レベル。より大きなソース密度はより等方性のバックグラウンドにつながり、その結果、より弱い銀河系外磁場を可能にします。しかし、そのような豊富な情報源によるUHECRの加速は、動機付けをするのがより困難です。一方、ソース密度と銀河系外磁場の強さが大きすぎると、予想される異方性のレベルが低下するため、好ましくありません。これにより、90％の信頼水準で$B<24\\rmnG$および$\rho_0<9.0\cdot10^{-2}\\rmMpc^{-3}$の上限が発生します。
連続二重線重力波源としての超小型連星パルサー
連星ミリ秒パルサー（MSP）は、MSPとHe白色矮星で構成される分離した連星システムです。連星MSPの初期公転周期が0。3日未満の場合、重力波（GW）放射による急速な軌道収縮により、超小型連星パルサーに向かって進化します。軌道の減衰中、楕円率のあるMSPは、GW放射と磁気双極子放射によってスピンダウンします。私たちの計算によると、中性子星（NS）の楕円率が$（1-50）\times10^{-7}$の範囲にあり、周波数が高い場合、角運動量損失はGW放射によって支配されます。-連星パルサーが低周波GW源として見える場合、回転NSからの周波数GW信号は$10-100$Hzです。これらの高周波GW信号は、周波数と距離に応じて、aLIGOおよびアインシュタイン望遠鏡などの第3世代GW検出器で検出できます。したがって、一部の超小型連星パルサーには、興味をそそるデュアルラインGWソースになる機会があります。低周波GW信号を検出することにより、NS質量を正確に導き出すことができます。2バンドGW信号の二重線検出は、慣性モーメントとNSの楕円率に制約を与える可能性があります。したがって、デュアルラインGWソースは、NSの状態方程式を制約するために適用できる可能性があります。
HESSJ1828-137に隣接する拡張GeVガンマ線放出の説明
| Title |
Explaining_the_extended_GeV_gamma-ray_emission_adjacent_to_HESS_J1828-137 |
| Authors |
T._Collins,_G._Rowell,_A.M.W._Mitchell,_F._Voisin,_Y._Fukui,_H._Sano,_R._Alsulami_and_S._Einecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05953 |
HESSJ1825-137は、最も強力で明るいTeVガンマ線パルサー星雲（PWN）の1つです。HESSJ1825-137の南で、Fermi-LAT観測により、3つの見かけのピーク（ここではGeV-ABCと呼ばれる）を持つGeVガンマ線放出の新しい領域が明らかになりました。この研究では、星間物質（ISM）データとGeV放出に向けたスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを提示して、基礎となる粒子加速を理解します。いくつかの粒子加速器シナリオを検討しました。HESSJ1825-137に関連付けられたPWN、HESSJ1825-137にも関連付けられた前駆体SNR、およびガンマ線バイナリシステムLS\、5039です。HESSJ1825-137の前駆体SNRは、すべてのGeV放出を説明するにはエネルギーが不十分であることがわかりました。GeV-ABCは、おそらく移流を含む急速な拡散を想定して、HESS\、1825-137に関連するPWNの歴史における初期の時代を反映している可能性があります。LS\、5039は、粒子加速の源となるために必要なエネルギーを満たすことができません。HESSJ1825-137とLS5039の組み合わせがもっともらしい情報源である可能性があります。
太陽および地上のX線とガンマ線の統合的な偶然の観測
| Title |
INTEGRAL_serendipitous_observations_of_solar_and_terrestrial_X-rays_and_gamma_rays |
| Authors |
Marc_T\"urler,_Vincent_Tatischeff,_Volker_Beckmann,_Eugene_Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06073 |
ESAのINTEGRAL宇宙ミッションは、太陽と地球を指す可能性を名目上除外しましたが、太陽と地球の物理学で独自の結果を達成しました。しかし、地球の回避は、宇宙X線背景放射（CXB）の特別な掩蔽観測のために非常に緩和され、場合によっては強いX線オーロラ放射の検出が可能になりました。さらに、最も強い太陽フレアは、主要な機器の視野の外から検出できるほど十分に明るい可能性があります。この記事では、INTEGRALによるオーロラ観測を初めて紹介し、最も強い太陽フレアの初期の研究をレビューします。最後に、地球の放射線帯の研究を簡単に要約します。これは、INTEGRALによる偶然の科学のもう1つのトピックと見なすことができます。
中性子星の磁気圏における超光速運動シートによる放射
パルサーが発見されてから半世紀経った今でも、斜めに回転する中性子星から受けた放射線が発生するメカニズムは未解決のままです。対照的に、最近、これらのオブジェクトを取り巻く磁気圏の構造を決定する際にかなりの進歩が見られました。力のない、電磁流体力学およびセル内粒子形式に基づく数値計算により、斜め回転子の磁気圏には、回転分布パターンが真空中の光速を超える線形速度で移動するライトシリンダーの外側の現在のシート。ここでは、数値シミュレーションによって提供された現在のシートの説明を遅延ポテンシャルの古典的な式に挿入し、それによって時間領域でこのソースによって生成された放射場を計算します。（i）スペクトルが電波からガンマ線に広がる可能性がある、（ii）輝度温度が10^（40）Kを超える可能性がある、（iii）直線偏光が100％になる可能性がある、（iv）高度に集束されたパルスからなる放射を見つけます。2つの同時偏光位置角度はほぼ直交することが多く、ほとんどの場合、パルスプロファイル全体で180度スイングします。（v）円偏光は、パルスプロファイルの一部のコンポーネント全体でセンスを反転します。（vi）微細構造は、現在のシートの厚さによって決まります。、および（vii）そのフラックス密度は、特定の方向で（D^（-2）ではなく）D^（-3/2）として星からの距離Dとともに減少します。したがって、ここで分析された本質的に過渡的な放射プロセスは、パルサーやマグネター、および高速電波バーストやガンマ線バーストの発生源から受信した放射の特徴と著しく類似した放射を生成することができます。
多極磁場を伴う降着する高度に磁化された中性子星からの超エディントン放出
| Title |
Super-Eddington_Emission_from_Accreting,_Highly_Magnetised_Neutron_Stars_with_a_Multipolar_Magnetic_Field |
| Authors |
Nabil_Brice,_Silvia_Zane,_Roberto_Turolla,_Kinwah_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06138 |
脈動する超大光度X線源（PULX）は、非常に大きな光度（$>10^{40}\text{ergs}^{-1}$）を特徴としています。それらが降着する磁化された中性子星（NS）をホストするという一般的なコンセンサスがありますが、太陽質量オブジェクトのエディントン限界$L_E$の$>100$倍の光度を生成する方法の問題はまだ議論されています。有望な説明は、強い磁場の存在下での不透明度の減少に依存しています。これにより、局所的なフラックスをエディントンフラックスよりもはるかに大きくすることができます。ただし、プロペラ効果の発生を回避することは深刻な問題となる可能性があります。ここでは、高度に磁化されたNSへのカラム降着の問題を再考し、純粋な双極子場の仮定を緩和し、より複雑な磁場トポロジーを可能にすることで、以前に公開された計算を拡張します。最大光度は主にNS表面近くの磁場強度によって決定されることがわかります。また、ディスクと磁気圏の境界での降着流を支配するパラメータの仮定など、降着柱の形状と出現する光度を決定する他の要因についても調査します。$\sim10^{13}\text{G}$の双極子成分、$\sim10^{14}\text{G}$の八重極成分、およびスピン周期$\sim1\を持つ強く磁化されたNSを結論付けます。text{s}$は、プロペラレジームを回避しながら、$\sim10^{41}\text{ergs}^{-1}$の光度を生成できます。モデルを2つのPULX、NGC5907ULX-1とNGC7793P13に適用し、多極磁気コンポーネントの有無にかかわらず、さまざまな構成の観点からそれらの光度と自転周期率をどのように説明できるかについて説明します。
熱X線スペクトルを使用したTDEの上部の観測可能なブラックホール質量スケール
時間依存の相対論的降着円盤から発生するX線光度を包括的にモデル化し、ブラックホール質量$M$、ディスク質量$M_d$、およびディスク$\の関数として熱ディスクシステムのX線光度の分析モデルを開発します。alpha$-パラメータ。これらのソリューションのX線特性は、TDE観測の理解に直接関係します。大きな質量のブラックホール$L_X\sim\exp（-m^{7/6}）$からの熱X線光度の非常に強力な抑制を示します。ここで、$m$は無次元の質量であり、おおよそブラックホールです。$10^6$M$_\odot$の単位での質量。この強力な抑制により、観測可能なブラックホールの質量の上限が生じます。これは、$M_{\rmlim}\simeq3\times10^7M_\odot$のオーダーであり、それを超えると熱X線放射は発生しません。観察可能。この観測可能なブラックホールの質量の上限は、残りのディスクパラメータの関数であり、完全な依存性は分析的に説明できます（式82）。観測されたX線TDEの現在の母集団は、実際に、ブラックホールの質量の上限である$M\sim10^7M_\odot$と一致しており、分析と一致していることを示しています。
大きなブラックホール質量TDEにおけるコンプトン散乱コロナからの硬X線放射
相対論的時間依存薄ディスクTDEモデルを拡張して、コンパクトな電子コロナによる熱ディスク光子のコンプトン上方散乱によって生成される非熱X線放射を記述し、進化する非熱X線光度曲線の分析モデルと数値モデルを開発します。。最も単純なケースでは、これらのX線光度曲線は時間のべき乗則プロファイルに従います。TDEディスクは多くの点でXRBディスクのスケールアップバージョンとして機能し、そのようなディスクはより硬い降着状態への状態遷移を受ける必要があることをお勧めします。XRBの状態遷移は通常、ディスクの光度がエディントン値の約1パーセントになったときに発生します。同じことがTDEディスクにも当てはまる場合、これは、非熱的X線スペクトルを持つTDEが優先的に大質量ブラックホールから来ることを意味することを示します。特徴的なハード状態遷移質量は$M_{\rmHS}\simeq2\times10^7M_\odot$です。したがって、熱および非熱X線TDEのサブポピュレーションは、体系的に異なるブラックホールの質量に由来する必要があります。熱および非熱X線TDEの既知の集団が、実際にブラックホール質量の異なる分布に由来することを示します。同一のブラックホールの質量分布のヌル仮説は、$p$値$<0.01$の2サンプルのアンダーソン-ダーリング検定によって棄却されます。最後に、TDEが硬い状態に移行する後の遅い時間のX線再増光のモデルを示します。進化するTDE光度曲線のこれらのモデルは、統一されたシナリオで熱X線コンポーネントと非熱X線コンポーネントの両方を結合する最初のモデルです。
ディスクが優勢なTDEの最大X線光度スケール
質量が最も小さいブラックホール（$M\lesssim{\rm少数}\times10^{6}M_\odot$）の周りのディスクが支配的なTDEの動的および観測された特性を説明するモデルを開発します。質量が最も小さいブラックホールの周りのTDEは、進化の初期に超エディントン光度に達する可能性が最も高いです。コンパクトな降着円盤に形成できる恒星の残骸の量がエディントン光度によって動的に設定されると仮定することにより、明るい軟状態のX線TDEと光学的に明るいの観測された特性について多くの興味深くテスト可能な予測を行います。X線薄暗いTDE。私たちは、最小質量のブラックホールの周りのTDEが、重力によって結合されたデブリの大部分を放射駆動の流出に追い出すと主張します。大量の流出は、最も内側のX線生成領域を覆い隠し、光学およびUVエネルギーでのみ観察される低ブラックホール質量のTDEの集団につながります。エディントン光度に匹敵するボロメータ光度で進化するTDEディスクは、ほぼ一定の（つまり、ブラックホールの質量に依存しない）X線光度を持ちます。X線光度は$L_{\rmX、max}\equivL_M\sim10^{43}-10のオーダーです。^{44}$erg/s。光度値の範囲は、主に許容されるブラックホールスピンの範囲に由来します。同様のX線光度制限が硬い（コンプトン散乱が支配的な）状態のX線TDEにも存在するため、最も明るいX線TDEのX線光度はスケール$L_M（a）になると予測します。\sim10^{43}-10^{44}$erg/s、ブラックホールの質量と降着状態に依存しません。これらの予測は、観測されたTDEの既存の母集団（$\sim40$ソース）の特性と強く一致しています。
ディスクが支配的な段階での潮汐破壊イベントの統一モデル
単純なディスク物理学の観点からTDEのさまざまな観測特性を説明する統合スキームを開発します。統一スキームは、TDEのさまざまな観測された特性が、恒星の崩壊に続いて形成される降着円盤のピークエディントン比によって制御されると仮定しています。私たちの主な結果は、TDE母集団を4つのサブ母集団に分割できることです。これらは（ピークエディントン比の降順で）次のとおりです。X線の明るいソフトステートTDE。UV-明るいおよびX線の薄暗い「クールな」TDE。およびX線の明るいハードステートTDE。TDEのこれらの4つのサブポピュレーションは、明確に定義された質量のブラックホールの周囲で発生するため、統合スキームは観測によって直接テストできます。最初のテストとして、4つのサブポピュレーションのうち3つ（ASASSN-14ae、ASASSN-15oi、ASASSN-18pg、AT2019dsg、XMMSL1J0740、XMMSL2J1446）から取得した6つのTDEのX線およびUV光度曲線をモデル化します。観測されたさまざまな特性にまたがる6つのTDEはすべて、進化する相対論的薄いディスクによって適切にモデル化されていることを示しています。6つの最適なディスクソリューションのピークエディントン比は、統合モデルによって予測されたとおりに正確にあります。6つのソースの平均恒星質量は$\left\langleM_\star\right\rangle\sim0.24M_\odot$です。いわゆる「エネルギー不足の問題」は、放射された降着円盤エネルギーの$\sim1\％$のみがX線およびUV周波数で観測されることを実証することによって解決されます。最後に、降着円盤の総放射エネルギーと、すべてのTDEで見られる、初期の急速に減衰するUV成分の総放射エネルギーとの間の経験的でほぼ線形の関係を示します。
ZTFReSTを使用したリアルタイムの高速過渡検索：3つの光学的に検出されたガンマ線バースト残光の識別とキロノバ率に対する新しい制約
| Title |
Fast-transient_Searches_in_Real_Time_with_ZTFReST:_Identification_of_Three_Optically-discovered_Gamma-ray_Burst_Afterglows_and_New_Constraints_on_the_Kilonova_Rate |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Erik_C._Kool,_Mansi_M._Kasliwal,_Harsh_Kumar,_Varun_Bhalerao,_Ana_Sagu\'es_Carracedo,_Anna_Y._Q._Ho,_Peter_T._H._Pang,_Divita_Saraogi,_Kritti_Sharma,_Vedant_Shenoy,_Eric_Burns,_Tom\'as_Ahumada,_Shreya_Anand,_Leo_P._Singer,_Daniel_A._Perley,_Kishalay_De,_U.C._Fremling,_Eric_C._Bellm,_Mattia_Bulla,_Arien_Crellin-Quick,_Tim_Dietrich,_Andrew_Drake,_Dmitry_A._Duev,_Ariel_Goobar,_Matthew_J._Graham,_David_L._Kaplan,_S._R._Kulkarni,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_David_L._Shupe,_Jesper_Sollerman,_Richard_Walters,_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06352 |
光学調査は定期的に超新星のような遅い過渡現象を発見しますが、銀河系外の速い過渡現象を発見する最も一般的な方法は、ガンマ線バーストと重力波トリガーの追跡観測によるものです。ただし、広視野調査では、このような外部トリガーとは関係なく、急速に減衰する過渡現象を特定できる可能性もあります。ZwickyTransientFacility（ZTF）の体積調査速度により、キロノバ、バイナリ中性子星および中性子星とブラックホールの合体の光学的対応物など、ほぼ200Mpcまでの微弱で急速に退色する物体に敏感になります。オープンソースソフトウェアインフラストラクチャであるZTFREaltimeSearchandTriggering、ZTFReSTを紹介します。これは、ZTFデータのキロノバと高速光トランジェントを識別するように設計されています。強制測光と組み合わせたZTFアラートストリームを使用して、測光の進化とキロノバモデルへの適合に基づいて自動化された候補ランキングを実装しました。ラスクンブレス天文台などのフォローアップシステムの自動トリガーも実装されています。科学的検証の13か月で、外部トリガーとは独立した銀河系外の高速過渡現象がいくつか見つかりました（ただし、一部の対応物は後で特定されました）。これには、衝撃後の冷却放出を伴う少なくとも1つの超新星、関連するガンマ線バーストを伴う2つの既知の残光が含まれます。既知のガンマ線対応物のない2つの既知の残光と、GRB200817A、GRB201103B、およびGRB210204Aに関連している可能性が高い3つの新しい急速に減少する光源（ZTF20abtxwfx、ZTF20acozryr、およびZTF21aagwbjr）。しかし、キロノバのように見える物体は見つかりませんでした。したがって、GW170817のようなキロノバの速度を$R<900$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$に制限します。ZTFReSTなどのフレームワークは、キロノバとベラC.ルービン天文台での高速な一時的な発見のための主要なツールになる可能性があります。
| Title |
Report_on_Mega-Constellations_to_the_Government_of_Canada_and_the_Canadian_Space_Agency |
| Authors |
Aaron_Boley,_Samantha_Lawler,_Pauline_Barmby,_James_Di_Francesco,_Andrew_Falle,_Jennifer_Howse,_JJ_Kavelaars |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05733 |
この文書は、カナダの宇宙探査の将来に関するフィードバックの要請に応えて、カナダ政府とカナダ宇宙庁に推奨事項を提供します。レポートは、地球軌道への衛星のメガコンステレーションの構築と長期配置が、すべてのカナダ人に注意を払いながら、すべての人々による天文学と夜空の眺めにどのように影響するかに焦点を当てています。より広範な議論は、これらのメガコンステレーションの建設と維持に関連するいくつかの環境問題を浮き彫りにします。ここでの8つの推奨事項は、国内および国際的なイニシアチブを通じてこれらの悪影響の一部を緩和する上でカナダが役割を果たすことができる方法に対処しています。勧告を起草する際に、私たちはスペースを持続可能な方法で開発する必要があるというアプローチを取ります。この点で、私たちはブルントランド報告書の定義を使用します。「持続可能な開発とは、将来の世代が自分たちのニーズを満たす能力を損なうことなく、現在のニーズを満たす開発です。」したがって、ここでのすべての推奨事項は、メガコンステレーションの悪影響を最小限に抑えることを目的として作成されていると同時に、それらの開発が継続されることも認識しています。
アポフィス小惑星フライバイの最適軌道の予測と地球のデータ融合-ディープニューラルネットワークを使用したアポフィスミッション起動ウィンドウ
| Title |
Prediction_of_Apophis_Asteroid_Flyby_Optimal_Trajectories_and_Data_Fusion_of_Earth-Apophis_Mission_Launch_Windows_using_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Manuel_Ntumba,_Saurabh_Gore,_Jean-Baptiste_Awanyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06249 |
近年、小惑星の理解は、現代の宇宙船と高度なレーダーおよび望遠鏡の調査を探索することによって、光の世界から地質の世界にシフトしています。アポフィスの地球近傍。しかし、2029年のフライバイは、内部の地球物理学的研究を実施し、小惑星に対する潮汐力の影響に関する現在の仮説をテストする機会となるでしょう。Earth-Apophisの使命は、自然な実験のユニークな機会を超えた追加の要因と科学的目標によって推進されています。ただし、内部の地球物理学的構造はほとんど不明のままです。小惑星の強度と内部の完全性を理解することは、科学的な好奇心の問題だけではありません。小惑星の衝突の可能性に対する惑星防衛のための知識を進歩させることは実際的な義務です。地球近傍小惑星の形状、スピン、表面を変化させる潮汐力の理論的研究と物理的証拠の実装は、これらの地球とアポフィスの相互作用が、影響研究自体としての小惑星リスクの問題の基本であることを示しています。この論文では、着陸から着陸後までのすべての段階での効率と小惑星の監視に必要な概念的なロボットシステムを紹介します。要するに、小惑星監視任務は未来のフロンティアであり、宇宙探査に革命を起こす可能性のある技術的成長の可能性を秘めています。リスクを最小限に抑え、将来のミッションに備えてこれらの技術を準備するには、高度な宇宙技術とロボットシステムが必要です。小惑星の軌道を追跡および予測するために、ニューラルネットワークモデルが実装されています。エラーを最小限に抑えるために軌道イベントを数値的に予測するには、高度なアルゴリズムも必要です。
| Title |
Quantum_analysis_of_second-order_effects_in_superconducting_travelling-wave_parametric_amplifiers |
| Authors |
Songyuan_Zhao,_Stafford_Withington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06350 |
進行波パラメトリック増幅器（TWPA）の動作に関連する5つの実験現象、つまりインピーダンス不整合の影響、上部アイドラーモードの存在、量子ノイズと熱ノイズの存在を調査するために、量子力学的分析を実行しました。スクイーズド状態の生成、および増幅中の事前スクイーズド状態の保存。私たちの分析では、運動量演算子を使用して、TWPAに沿った量子化モードの空間進化を記述します。TWPAとその外部システム間のインピーダンスの不一致の結果として、ポンプの振幅と増幅器のゲインに課せられる制限を計算します。分析を上位アイドラーモードに適用し、それらが抑制されたゲインをもたらすことを示します。理想的なTWPAは確かに量子制限されていることを示します。つまり、位相を維持する線形増幅器のノイズの寄与を最小限に抑える、ゼロ点変動の半量子を導入します。増幅器の伝送線路に沿った分散ソースの影響を考慮して、TWPAに関連する熱雑音を分析します。私たちの分析では、信号モードとアイドラーモードの間の波混合の結果として、高ゲイン制限で熱雑音が2倍になると予測しています。DCバイアス電流が存在する場合のTWPAの動作を研究し、原理的には高度にスクイーズド状態を生成できることを示しました。ただし、非縮退TWPAを使用して事前スクイーズド状態を増幅すると、一般にスクイーズドの利点が減少します。
NANOGrav 12。5年のデータセット：グリーンバンク望遠鏡によるNANOGrav観測からの偏光測定、回転測定、および銀河磁場強度
| Title |
The_NANOGrav_12.5-Year_Data_Set:_Polarimetry,_Rotation_Measures,_and_Galactic_Magnetic_Field_Strengths_from_NANOGrav_Observations_with_the_Green_Bank_Telescope |
| Authors |
Haley_M._Wahl,_Maura_McLaughlin,_Peter_A._Gentile,_Megan_L._Jones,_Ren\'ee_Spiewak,_Zaven_Arzoumanian,_Kathryn_Crowter,_Paul_Demorest,_Megan_E._DeCesar,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Nate_Garver-Daniels,_Glenn_Jones,_Michael_T._Lam,_Lina_Levin,_Natalia_Lewandowska,_Duncan_Lorimer,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Ingrid_Stairs,_Kevin_Stovall,_Joseph_K._Swiggum,_Weiwei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05723 |
NANOGravパルサータイミングアレイによってグリーンバンク望遠鏡で820および1500MHzで観測された24ミリ秒パルサーの偏波プロファイルを示します。PSRB1929+10およびJ1022+1001の観測から計算されたミュラー行列解を使用して、データを較正します。パルサー放出ジオメトリを制約するために使用できる偏光プロファイルについて説明し、4つのパルサーにおける非常に低強度の平均プロファイルコンポーネント（「マイクロコンポーネント」）の発見についても説明します。各パルサーについて測定した回転測定値を使用して、星間物質を通るさまざまな視線の視線に平行な銀河磁場を計算します。回転測定、分散測定、銀河磁場の時間の線形および正弦波の傾向に適合します。一部のパルサーでは1年周期の回転測定値の変動を検出しますが、全体として、これらのパラメーターの変動は確率的起源とより一致していることがわかります。
球状星団NGC6397の変光星の時系列VI研究
| Title |
A_time-series_VI_study_of_the_variable_stars_of_the_globular_cluster_NGC_6397 |
| Authors |
J._A._Ahumada,_A._Arellano_Ferro,_I._Bustos_Fierro,_C._L\'azaro,_M._A._Yepez,_K._P._Schroeder,_J._Calder\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05830 |
球状星団NGC6397の新しい時系列VICCD測光を提示します。この測光から、クラスターフィールドで注意深く識別された35個の変数の光度曲線を取得して分析しました。\emph{Gaia}DR2データに基づく位置天文分析を使用して、変数のメンバーシップを評価しました。クラスターの色と等級の図は、非メンバーを区別して赤くし、除去しました。これにより、[Fe/H]$=-2.0$dexの等時線を13.0〜13.5Gyrの範囲で適合させ、平均赤化$E（BV）=0.19$、および2.5kpcの距離。この距離は、青色はぐれ星の間に存在するクラスターの5つのSXPhoenicis変数（V10、V11、V15、V21、およびV23）の周期-光度関係を使用して確認され、$2.24\pm0.13$kpcが得られました。また、4つの食変光星（V4、V5、V7、およびV8）の光度曲線をモデル化し、システムのパラメーターを示しました。接触連星V7とV8は、クラスターの距離と一致する距離を持っています。NGC6397は、RRライレ星を持たないようで、その水平分枝は、類似のクラスターであるM10と非常によく似ています。水平分枝の母集団の青い尾を一致させるには、RGBで質量損失を伴う0.64〜0.66$M_\odot$のモデルが必要であり、HB星のシェル質量がかなり薄いことを示しています。
低金属量の若いクラスターDolidze25における原始惑星系円盤の分散タイムスケール
| Title |
Dispersal_timescale_of_protoplanetary_disks_in_the_low-metallicity_young_cluster_Dolidze_25 |
| Authors |
M._G._Guarcello,_K._Biazzo,_J._J._Drake,_G._Micela,_L._Prisinzano,_S._Sciortino,_F._Damiani,_E._Flaccomio,_C._Neiner,_N._J._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05840 |
原始惑星系円盤の分散は、惑星が集まるために利用できるタイムスケールを設定し、したがって、それは惑星形成の理論における基本的なパラメーターの1つです。ディスクの分散は、中央の星、ディスク自体、および周囲の環境のいくつかの特性によって決定されます。特に、これまで物議を醸した結果が存在したとしても、ディスクの金属量はその進化に影響を与える可能性があります。低金属量クラスターではディスクは急速に分散しているように見えますが、マゼラン雲では数十マイル前の降着ディスクの存在を裏付ける証拠がいくつかあります。この論文では、ディスクの進化がクラスターの低金属量によって影響を受けるかどうかを理解することを目的として、太陽の近くで金属量が最も低い若いクラスターであるDolidze〜25のディスクの分散タイムスケールを研究します。クラスターのChandra/ACIS-I観測を分析し、結果のソースカタログをその地域の既存の光学および赤外線カタログと組み合わせました。Dolidze25のディスクを持っている母集団とディスクを持っていない母集団を選択しました。色の大きさの図に適合した等時線から、恒星のパラメータを導き出しました。約34％のディスクの割合と1.2Myrsの年齢の中央値を導き出しました。この推定値を10Myrs未満のクラスターのディスクの割合の既存の推定値と比較することにより、Dolidze25のディスクの割合は、その年齢だけから予想されるものよりも低いことが示唆されています。色と大きさの図に適合する等時線から推定された恒星の年齢の本質的な不確実性を考えると、私たちの結果が決定的ではない場合でも、Dolidze25のディスクの進化は環境の影響を受ける可能性があります。貧弱なO星の種族とクラスターの低い星の密度を考えると、ディスクの分散のタイムスケールは、外部の光蒸発や動的な遭遇ではなく、クラスターの低い金属量によって決定される可能性が高くなります。
星と惑星の磁気相互作用の物理学
惑星とその環境の間の磁気相互作用は、太陽系にオーロラと衝撃をもたらすことが知られています。これまでに発見された多数の近接した太陽系外惑星は、他の星惑星系における磁気相互作用を理解することへの新たな関心を引き起こしました。その後、惑星の膨張や加熱、惑星の移動、惑星の物質の脱出、さらにはホスト星の見かけの活動のいくつかの変更など、複数の磁気効果が明らかになりました。ここでの私たちの目標は、星と惑星の磁気相互作用の根底にある基本的な物理的原理を説明することです。私たちが知っているように、私たちは最初に熱い太陽系外惑星の個体数を簡単にレビューします。次に、星と惑星の磁気相互作用の一般的な説明に移り、最後にAlfv\'enの翼の基本的な概念とそのエキソシステムへの影響に焦点を当てます。
視線速度の恒星変動
さまざまなプロセス（磁気活動、光球の流れ）による恒星の活動は、視線速度（RV）の測定に影響を与えます。視線速度は、太陽系外惑星の検出に広く使用されていますが、恒星の信号は、特に低質量の惑星の場合、検出と特性評価のパフォーマンスに大きな影響を与えます。一方、RV時系列は、恒星のプロセスに関する情報も非常に豊富です。この講義では、RV観測のコンテキストを確認し、視線速度の測定方法、および典型的な観測の特性について説明します。私は、太陽系外惑星の研究のための恒星の活動によって表される課題を提示し、実行中のプロセスについて説明します。最後に、観測やシミュレーション、太陽と恒星の比較など、開発されたアプローチを確認します。
共生再発新星V3890Sgr：バイナリパラメータと爆発前の活動
| Title |
The_symbiotic_recurrent_nova_V3890_Sgr:_binary_parameters_and_pre-outburst_activity |
| Authors |
J._Mikolajewska,_K._Ilkiewicz,_C._Galan,_B._Monard,_M._Otulakowska-Hypka,_M._M._Shara,_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06218 |
静止時の共生再発新星V3890Sgrの光学測光と高解像度SALTスペクトルを提示して分析します。公転周期、P=747。6日は、測光データと分光データの両方から導き出されました。私たちの二重線分光軌道は、質量比がq=M_g/M_WD=0.78+/-0.05であり、成分の質量がM_WD=1.35+/-0.13Msun、およびM_g=1.05+/-0.11Msunであることを示しています。軌道傾斜角は約67-69度です。赤色巨星はロッシュローブを満たしている（またはほぼ満たしている）。ロッシュローブの半径によって設定された距離d=9kpcは、巨星の脈動周期から生じる距離と一致している。その場合、V3890Sgrの爆発の大きさは、大マゼラン雲のRNeの爆発の大きさに非常に似ています。V3890Sgrは、共生再発新星TCrBおよびRSOphおよびZAndタイプの共生システムで観察されたものと同様のタイムスケールで、新星噴火間の顕著な測光および分光活動を示します。アクティブソースは、降着円盤の存在に関連する二重温度構造を持っています。その場合、活動は降着率の変化によって引き起こされます。また、V3890SgrにCOWDが含まれており、1e-8〜1e-7Msun/年という高い速度で降着しているという証拠も提供しています。WDは大量に成長しており、赤色巨星の予想寿命である約1、000、000年以内にIa型超新星を発生させるはずです。
恒星物理学のテストとしての青色超巨星
| Title |
Blue_supergiants_as_tests_for_stellar_physics |
| Authors |
Cyril_Georgy_(1)_and_Hideyuki_Saio_(2)_and_Georges_Meynet_(1)_((1)_Geneva_University,_(2)_Tohoku_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06278 |
大規模な星の進化はまだよくわかっておらず、恒星進化コードの物理現象のさまざまな実装を区別するために観測テストが必要です。ヘルツシュプルング・ラッセル図の脈動、化学組成、位置など、青色超巨星の観測された特性を持つ恒星進化モデルと対峙することにより、対流に使用される基準（SchwarzschildまたはLedoux）のどれが観測を最もよく説明できるかを判断することを目指しています。シュワルツシルトまたは対流のLedoux基準のいずれかを使用して、最先端の恒星進化モデルを計算します。モデルは、太陽または大マゼラン雲の金属量で$14$から$35\、M_\odot$です。モデルごとに、脈動特性を計算して、ラジアルモードがいつ励起されるかを把握します。次に、結果をヘルツシュプルング・ラッセル図の青色超巨星の位置、表面の化学組成、および変動性と比較します。大マゼラン雲の金属量での我々の結果は、シュワルツシルト基準がこの金属量で除外できない場合でも、青色超巨星の観測された特性を同時に再現することにおいて、シュワルツシルト基準よりもLedoux基準をわずかに優先することを示しています。太陽の金属量でオーバーシュートパラメータを変更しても状況が改善されないことを確認します。また、モデルがフラックス加重重力-光度の関係で銀河青色超巨星の位置を再現できることも確認します。全体として、Ledoux基準で計算されたモデルは、観測値のマッチングにおいてわずかに優れていることを確認します。私たちの結果は、ほとんどの銀河系の$\alpha$Cyg変数がグループ2の青色超巨星、つまり、大量の質量を失った以前の赤色超巨星段階を経た星であるという考えも支持しています。
| Title |
Axion-like_Particles_from_Hypernovae |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Pierluca_Carenza,_Giuseppe_Lucente,_Edoardo_Vitagliano,_Maurizio_Giannotti,_Kei_Kotake,_Takami_Kuroda,_and_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05727 |
最近、極超新星や超高輝度SNeのような、超新星（SNe）の非常にエネルギーの高いサブクラスが、それらのコアに超強力な磁場をホストしている可能性があることが指摘されました。そのような場は、弱く相互作用する粒子の生成を触媒し、予測される放出率を変える可能性があります。ここでは、アクシオン様粒子（ALP）の場合を検討し、コア内の予測された大規模磁場が、熱光子のコヒーレント変換を介してALP生成に大きく寄与することを示します。電磁流体力学を含む最近の最先端のSNシミュレーションを使用すると、ALPの質量が$m_a\sim{\mathcalO}（10）\、\rmMeV$の場合、磁気変換による放射率は2桁を超えることがわかります。以前に推定されたよりも大きいマグニチュード。さらに、これらの大規模なALPの放射性崩壊は、娘光子の到着時間の特異な遅延につながります。したがって、高統計ガンマ線衛星は、パラメータ空間のプローブされていない領域でMeVALPを発見し、SN爆発の磁気流体力学的性質に光を当てる可能性があります。
遅いグラビティーノなしで最小限の超重力インフレーション
最近提案された立方冪零スーパーフィールドを利用して、インフラトン、重力子、および巨大グラビティーノという最小限の自由度で超重力のインフレーションを実現します。利点として、結果として得られるモデルは、伝播速度が消失するため、グラビティーノの壊滅的な生成がありません。ただし、モデルには標準的なグラビティーノの問題があり、その実行可能性は質量スペクトルと宇宙の熱履歴に依存します。
ニュートロニウム物質における量子渦の性質
| Title |
Properties_of_a_quantum_vortex_in_neutron_matter |
| Authors |
Daniel_P\k{e}cak,_Nicolas_Chamel,_Piotr_Magierski,_Gabriel_Wlaz{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05880 |
我々は、中性子星の内部地殻の異なる層に対応する異なる温度と密度での中性子物質における量子渦のさまざまな微視的特性を体系的に研究しました。この目的のために、ブリュッセル-モントリオールファミリーの最新の核エネルギー密度汎関数の1つを使用して、完全に自己無撞着な3Dハートリーフォックボゴリューボフ計算を実行しました。スタークラスト。渦の周りの流れを分析することにより、渦フィラメントモデルに関連する有効半径を決定しました。また、量子渦の存在下での比熱を計算し、低温での均一系の場合よりも大幅に大きいことを示しました。比熱の低温限界は、渦コア内のアンドレーエフ状態によって決定されるものとして特定されました。アンドレーエフ状態に関連する典型的なエネルギースケールは、さまざまな中性子物質密度に対して抽出したミニギャップによって定義されます。我々の結果は、渦がマグネターの地殻でスピン偏極している可能性があることを示唆している。最後に、渦のコア状態と流体力学的流れの両方からの寄与を考慮に入れて、渦の任意の面密度に対する比熱を評価する方法について説明しました。
健全なパリティ違反重力モデルの再検討：ローカルローレンツ共変
最近、テレパラレル重力の理論に基づいて、単純でゴーストのないパリティ違反重力モデルがarXiv：2007.08038で提案されました。ここでは、計算を簡略化するためにWeitzenb\"{o}ck接続が採用されましたが、ローカルローレンツ対称性が明示的に破られています。この論文では、Weitzenb\"{o}ck条件または接続に対するその他の追加の制約を放棄することにより、このモデルのローカルローレンツ対称性を復元します。完全な局所ローレンツ共変により、このモデルはもはや純粋なテトラッド理論ではありません。また、このモデルの新しいバージョンを、一般的なフリードマン-ロバートソン-ウォーカーの背景を持つ宇宙に適用します。これは、空間的に平坦な背景のみが考慮されたarXiv：2007.08038の研究をさらに一般化します。この論文の調査を通じて、arXiv：2007.08038で得られた結果を確認し、さらにいくつかの新しい結果を取得します。
密度依存相対論的平均場（DD-RMF）の状態方程式を使用して、純粋なヌクレオニックおよびハイポニック磁気星の特性を体系的に研究します。DD-RMF形式内のいくつかのパラメーターセットとハイペロン結合スキームを調査します。重い中性子星を生成しながら、核やその他の天体物理学のデータと一致するセットに焦点を当てます。磁場効果は、物質の状態方程式と一般相対性理論の解に含まれ、さらにマクスウェルの方程式を満たします。純粋な核物質は、磁場の影響がなくても、潜在的なGW190814の質量制約を満たす中性子星を生成することがわかります。ただし、これはハイパーオニック物質には当てはまりません。ハイパーオニック物質は、より保守的な2.1M$_{\odot}$制約のみを満たします。強力であるがまだ現実的な内部磁場$\約10^{17}$Gの存在下で、恒星の荷電粒子集団は再レプトン化および脱ハイパーロン化します。結果として、磁場は超音波状態方程式を強化し、より質量の大きい中性子星を生成します。これは、可能なGW190814質量制約を満たすことができますが、球対称性に関して大きな変形を示します。
この作品では、修正ニュートン力学の文脈で、「標準的な音響ブラックホール」に類似した湾曲した時空が構築されます。ソースは、ガウス・ボネ不変量を介して重力に非最小結合された自己相互作用スカラー場です。スカラー-ガウス-ボネ結合関数は、3つの正のパラメーターによって特徴付けられます：$（長さ）$の単位を持つ$\sigma$、$（長さ）^{4}$の単位を持つ$\mu$、および無次元パラメーター$s$、したがって、標準的な音響ブラックホールの線要素が解である3パラメータモデルを定義します。時空は球対称と静的対称を備えており、シュワルツシルト座標で領域$r=\mu^{1/4}$によって決定される単一の地平線を持っています。この解は$r=（3\mu）^{1/4}$で光子球を認め、領域$（3\mu）^{1/4}\leqr<\infty$であることが示されています。スカラー場は、ヌル、弱い、および強いエネルギー条件を満たします。それにもかかわらず、$s=1$のモデルは、この場合、スカラー場が領域$r\geq\mu^{1/4}$全体で明確に定義されているのに対し、$s\neq1$の場合、物理的に大きな関連性があります。スカラー場は地平線上で爆発します。
GW170817からの中性子星の特性と制約に対する弱く相互作用する暗いセクターの意味
| Title |
Implications_of_Feebly_Interacting_Dark_Sector_on_Neutron_Star_Properties_and_Constraints_from_GW170817 |
| Authors |
Debashree_Sen_and_Atanu_Guha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06141 |
暗黒物質（DM）とハドロン物質の微弱な相互作用が静的条件での状態方程式（EoS）と中性子星（NS）の構造特性に及ぼす影響を調べます。ハドロンセクターに効果的なカイラルモデルを採用する目的で、NS内にDMが存在する可能性がある状況で初めて、軽い新しい物理メディエーターを介してDM-SM相互作用を導入します。さらに、DMフェルミオン、メディエーター、カップリングの質量は、弾丸銀河団からの自己相互作用制約と現在の熱的残存粒子から採用されています。検討されたフレームワーク内で、この作業は、DMなしのシナリオと比較して、数GeVのオーダーの質量のDMフェルミ粒子の存在下でのEoSの根本的な硬化を強調しています。その結果、NSの最大重力質量は、ハドロン物質EoSだけでは満足されなかった最も重いパルサーからの境界と一致して得られます。1.4$M_{\odot}$NSの半径と潮汐変形可能性の推定値、およびGW170817に関連するバイナリ中性子星（BNS）の個々のコンポーネントの潮汐変形可能性はすべて、GW170817の観測から得られた個々の制約とよく一致しています。BNSの合併。
質量がGeVスケール未満の暗黒物質粒子の間接検出は、最近大きな注目を集めています。All-Sky-ASTROGAM、AMEGO、GECCOなどの将来の宇宙搭載ガンマ線望遠鏡は、MeVガンマ線の空を前例のない精度で探査し、MeV-GeV質量範囲の粒子暗黒物質のエキサイティングなテストを提供します。通常、暗黒物質は1つの標準モデルの最終状態にのみ消滅すると想定されていますが、現実的な暗黒物質モデルの場合はそうではありません。この作業では、公開されているコードHazmaを使用して、意欲的なHiggsおよびベクトルポータルモデルの既存の間接検出制約と将来の検出器の検出範囲を分析します。特に、カイラル摂動論を活用して、暗黒物質の自己消滅断面積を中間子を含む最終状態に計算する方法を示します。これは、GeVスケールより下の強く相互作用する標準模型の動的自由度です。将来の望遠鏡は、宇宙マイクロ波背景放射、ガンマ線、および地上観測によって現在制約されているものよりも桁違いに小さい暗黒物質の自己消滅断面積を探査できることがわかります。
アンティキティラメカニズムのフラグメントDを組み立てるアンティキティラメカニズムのドラコニックギアリング：その役割と操作
| Title |
The_Draconic_gearing_of_the_Antikythera_Mechanism_Assembling_the_Fragment_D_on_the_Antikythera_Mechanism:_Its_role_and_operation |
| Authors |
A.Voulgaris,_C.Mouratidis,_A.Vossinakis,_G.Bokovos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06181 |
未知の操作を伴うアンティキティラメカニズムの配置されていないフラグメントDは、その発見の開始以来謎でした。C.KarakalosによってフラグメントX線写真で検出されたギアr1は非常に良好な状態で保存されていますが、これはメカニズムの既存のギアトレーニングと相関させるのに十分ではありませんでした。最近の研究と観測によると、アンティキティラメカニズムの遊星歯車装置の表示はありそうにないので、歯車r1の操作と位置はまだ不明でした。フラグメントAギアトレインに基づいて、この謎めいたギア/メカニズムの一部の理想的な操作と適切な位置が、すべての機械的特性とフラグメントDの他の2つの部分を考慮して提示、分析、および説明されています。AMRPトモグラフィー。フラグメントDの説明されている操作と位置は、いくつかの質問に対する回答を提供し、メカニズムの機能を改善して、アンティキティラメカニズムパズルの完成に貢献します。
アストロアニメーション-芸術と科学教育のケーススタディ
| Title |
Astro-animation_-_A_Case_Study_of_Art_and_Science_Education |
| Authors |
Laurence_Arcadias,_Robin_H.D._Corbet,_Declan_McKenna,_Isabella_Potenziani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06215 |
芸術と科学は世界を探索するさまざまな方法ですが、一緒になって、考えさせられ、科学と社会の対話を促進し、科学に対する一般の認識を高め、芸術の理解を深める可能性があります。数年間、私たちはメリーランドインスティテュートカレッジオブアートで学生とNASAの科学者のコラボレーションとしてアストロアニメーションクラスを教えてきました。学生は小グループで作業し、メンターとしてプロジェクトをフォローする科学者の研究に基づいて短いアニメーションを作成します。これらのアニメーションを作成することで、学生は想像力を駆使して、別のレンズを通して科学者の研究を見ることができます。Astro-animationは、天体物理学者とアニメーターが共同で教える学部レベルのコースです。この論文では、クラスの背後にある動機を提示し、それがどのように実行されるかの詳細を説明し、アーティストと科学者の間の相互作用について説明します。このようなプログラムが、科学について学ぶだけでなく、「科学の実践」を垣間見るために、芸術の学生にどのように効果的な方法を提供するかについて説明します。学生は、最初に、そして潜在的には彼ら自身の芸術研究を通して、オブザーバーとして、芸術家として科学のプロセスに関与する機会があります。毎年、夏にはNASAゴダードスペースフライトセンターで1つ以上のインターンシップが学生に提供されています。2人の学生が、これらのインターンシップを実施した経験と、科学がこのプログラムおよび一般的なアニメーションの作成にどのように影響するかについて説明します。また、アストロアニメーションプログラムの起源とアニメーション部門での教え方について説明し、NEA研究助成金の支援を受けて実施したこのプログラムの有効性調査のハイライトを紹介します。結論として、非公式のSTE（A）M学習への貢献など、プログラムが新しい方向にどのように成長するかについて説明します。
ねじれなしでメートル法と互換性のあるLyra多様体上のスカラーテンソル重力理論を提示します。これは、マニフォールド上で定義されたスケール関数を考慮して、物理的な参照フレームの概念を一般化することによって得られます。特定のフレームを選択すると、当然非ホロノミックなローカルベースが誘導され、その構造定数により、接続係数の式と共変微分の式に余分な項が生じます。Lyra多様体では、座標とスケールの両方を含む参照フレーム間の変換は、リーマン多様体の変換法則と比較した場合、テンソル場の変換法則を変更します。アインシュタイン-ヒルベルト最小作用の直接一般化と物質項を組み合わせることで、Lyra不変作用を構築することができました。これにより、関連するLyraスカラーテンソル重力理論（LyST）が、$g_の場の方程式で生成されます。{\mu\nu}$と$\phi$。これらの方程式には明確に定義されたニュートン極限があり、そこからメートル法とスケールの両方が重力相互作用の記述に役割を果たすことがわかります。LyST重力場方程式の球対称解を示します。これは、2つのパラメーター$m$と$r_{L}$に依存し、その物理的意味は注意深く調査されます。LyST球対称線要素の特性を強調し、Schwarzchildソリューションと比較します。
CovidTimesでの天文学教育
物理学と天文学のアウトリーチや教育ワークショップなど、CovidTimesで行われたさまざまな活動について説明します。天文学の仮想教育における警告とその過程で学んだ教訓について議論します。
希薄で圧縮性の流れの中でランダーエンジンの排気ガスによって吹き飛ばされた月の塵の粒子
| Title |
Lunar_Dust_Particles_Blown_By_Lander_Engine_Exhaust_in_Rarefied_and_Compressible_Flow |
| Authors |
John_E._Lane,_Philip_T._Metzger,_Jeffrey_W._Carlson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06332 |
以前、月着陸船のエンジン排気によって吹き飛ばされた月の塵、土、砂利の軌道を予測する数値モデルを提示しました。モデルは、計算流体力学（CFD）または直接シミュレーションモンテカルロ（DSMC）シミュレーションによって予測されたガス密度、速度ベクトル場、および温度を使用して、レゴリス粒子に作用する力と加速度を一度に1粒子ずつ計算します（粒子を無視より高度なモデルが開発されるまでの衝突）。ここでは、流れの希薄化と圧縮性を説明するための粒子の抗力と揚力の式の実装など、モデルの大幅な改善を示します。希薄化により抗力は減少しますが、粒子の回転などの影響により揚力は増加します。粒子サイズ、エンジン推力（Altairの降下値と上昇値）、水平および垂直の開始距離、地上からの着陸船の高さのデータマトリックスは、最新バージョンのソフトウェアを使用してテストされています。これらの結果は、以前に報告された3度の軌道角度制限が、いくつかのケースで5倍も超える可能性があることを示唆しています。外側のクレーターの縁から表面から1cmの高さで発生する粒子は、5度以上の角度に推進することができます。表面から10cmの高さから始まる粒子は、最大15度の角度で放出できます。粒子を表面から開始する高さに配置するメカニズムには、離散要素法（DEM）シミュレーションで示唆されているように、水平衝突の動力学が含まれる場合があります。また、粒子が移動する距離とその衝撃速度を示す結果も示します。次に、このモデルを使用して、月面着陸地点での土壌の噴霧をブロックするための犬走りまたはその他の方法の有効性を評価します。
重力波天文学の時代では、コンパクトオブジェクトの一般相対論的シミュレーションが最も重要な役割を果たします。これらの計算は、数値相対論および相対論的天体物理学のためのオープンソースでコミュニティがサポートするソフトウェアであるEinsteinToolkitを使用して実行できます。このコードには、アインシュタイン方程式と一般相対論的電磁流体力学の方程式の複数のソルバーと、一連の有用な診断が付属しています。ただし、EinsteinToolkitの出力を分析することは困難な作業になる可能性があります。通常、このプロセスには、さまざまな再起動からのデータの結合やHDF5ファイルの操作など、一連の技術的な障害が伴います。ここでは、これらすべての低レベルの詳細（およびその他の多く）を処理し、データの高レベルで直感的な表現を提供するPythonライブラリであるkuibitを紹介します。Kuibitには、1〜3DASCIIおよびHDF5グリッドデータ、時系列および周波数系列、重力波、見かけの地平線の完全サポートを含む幅広い機能が付属しています。kuibitを使用すると、ユーザーは数行のコードでシミュレーションのほとんどのコンテンツを検査できます。重要なのは、kuibitはコミュニティ向けのコードとして設計されていることです。ユーザーフレンドリーで、プロプライエタリソフトウェアを実行する必要がなく、ドキュメントと例があり、拡張性と保守性に重点を置いてオープンに開発されています。
