重水素化水素（HD）は、さまざまな天体物理環境で普及しており、さまざまな時期にその大規模な分布を測定することで、原則としてこれらの環境の特性に関する情報を得ることができます。この論文では、再電離の時代（$z\sim6-10$）以前の観測に焦点を当て、HDの最低回転遷移からの発光の線強度マッピングを使用してこの分布にアクセスする可能性を探ります。既存の[CII]強度マッピング調査内の相互相関を通じて、再電離の時代からの信号が最も強力で最も有望であることがわかります。私たちが予測する信号は現世代のプロジェクトには届きませんが、計画されている将来の改善は、追加の観測なしで再電離時代のHDを検出できるはずであり、重要な役割を果たすと考えられる星形成銀河の特性を制約するのに役立ちます再電離における役割。また、HDが21$\、$cmの強度マップを補完する唯一の観測量の1つを提供できる期間である、「宇宙の夜明け」（$z\sim10-30$）中にHDを測定するためのいくつかの方法を調査します。既存および計画中の施設は、重要な検出に望ましい仕様との整合性が低いと結論付けていますが、そのような測定は、今後の継続的な努力によって達成できる可能性があります。最後に、宇宙暗黒時代（$z\gtrsim30$）の銀河間媒体のHD強度マッピングが考えられる実験の範囲外にあるように見える理由を説明します。
X-CLASS調査：z $ \ sim $ 1.5までの1646個のX線で選択された銀河団のカタログ
| Title |
The_X-CLASS_survey:_A_catalogue_of_1646_X-ray-selected_galaxy_clusters_up_to_z$\sim$1.5 |
| Authors |
E._Koulouridis,_N._Clerc,_T._Sadibekova,_M._Chira,_E._Drigga,_L._Faccioli,_J._P._Le_F\`evre,_C._Garrel,_E.Gaynullina,_A._Gkini,_M._Kosiba,_M._Pierre,_J._Ridl,_K._Tazhenova,_C._Adami,_B._Altieri,_J.-C._Baguley,_R._Cabanac,_E._Cucchetti,_A._Khalikova,_M._Lieu,_J.-B._Melin,_M._Molham,_M._E._Ramos-Ceja,_G._Soucail,_A._Takey,_and_Ivan_Valtchanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06617 |
銀河団に基づく宇宙論的探査は、銀河団の数と大規模な構造情報に依存しています。X線クラスター調査は、投影効果による光学調査よりもはるかに影響が少なく、クラスターの特性を正確に予測できるため、この目的に適しています。XMMクラスターアーカイブスーパーサーベイ、X-CLASSは、2015年8月までの4176XMM-Newtonアーカイブ観測でX線検出された銀河団の偶然の検索です。すべての観測は、均一性とそれらは、銀河系の高い緯度の空（$|b|>20^o$）全体で約269度$^2$に及びます。調査の主な目的は、宇宙論的分析に適した厳選されたクラスターサンプルの編集です。クラスターサンプルの検出アルゴリズム、目視検査、検証プロセス、赤方偏移検証、およびシミュレーションによって計算されたクラスター選択関数について説明します。また、カタログでリリースされるさまざまなメタデータと、専用のマルチオブジェクト分光フォローアッププログラムで取得された124個のクラスターの赤方偏移についても説明します。この出版物では、1646個の厳選されたX線で検出されたクラスターの新しいX-CLASSカタログを、それらの選択機能とともに、広い空の領域でリリースします。サンプルは、ローカルユニバースからz〜1.5までの広い赤方偏移範囲にまたがり、982の分光的に確認されたクラスター、およびz=0.8を超える70を超えるクラスターがあります。均一な選択と徹底的な検証により、クラスターサンプルは宇宙論的分析に使用できるだけでなく、今後のeROSITA観測やその他の現在および将来の大面積クラスター調査のテストベッドとしても使用できます。このようなカタログが、豊富な補足情報、画像、およびデータへのアクセスを提供するインタラクティブなデータベースを介してコミュニティで利用可能になるのは初めてです。
1％正確な銀河団の質量に向けて：弱いレンズ効果の質量推定にバリオンを含める
| Title |
Towards_1%_accurate_galaxy_cluster_masses:_Including_baryons_in_weak-lensing_mass_inference |
| Authors |
Dylan_Cromer,_Nicholas_Battaglia,_Hironao_Miyatake,_Melanie_Simet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06925 |
銀河団は、後期の構造成長の有望なプローブですが、クラスターの存在量による宇宙論への制約は、現在、推定される質量の分類学によって制限されています。弱いレンズ効果の質量推論における緩和されていない体系的な効果の1つは、バリオンの存在を無視し、クラスター全体をダークマターハローとして扱うことです。この作業では、バリオンプロファイルと暗黒物質プロファイルの両方をキャプチャするクラスター密度の新しい柔軟なモデル、任意の密度プロファイルのレンズ効果を計算するための新しい一般的な手法、およびそれらのレンズ効果をスタックして弱いスタックを適切にモデル化する方法を示します。-銀河団カタログのレンズ測定。このモデルを1400のシミュレートされたクラスターでテストします。以前の研究と同様に、暗黒物質のみのモデルは平均質量を$7.5\％$過大評価していることがわかりましたが、バリオン項を含めると$0.7\％$に減少します。さらに、モデルの計算の複雑さを軽減するために、生のモデルよりもはるかに高速に使用しながら、パラメーター推論のためにモデルを正確に補間するエミュレーター（代理モデル）を構築します。また、maszcalと呼ばれるモデルとエミュレーター用のオープンソースソフトウェアフレームワークも提供しています。これは、これらのマスキャリブレーション手法を改善するための継続的な取り組みのプラットフォームとして機能します。この作業では、モデル、エミュレーターの構築、およびモデルがバイアスを軽減することを検証するために使用したテストについて詳しく説明します。最後に、エミュレータの精度のテストについて説明します
典型的な銀河調査の形状は、赤方偏移の分布が異なり、その結果、有効な赤方偏移が異なる、視線に対する分離と角度が異なる銀河ペアをもたらします。ただし、クラスタリングの測定値は、クラスタリングが単一の有効なレッドシフトでのクラスタリングを表すと想定して分析されます。銀河調査で測定された大規模クラスタリングに対する銀河ペアの有効赤方偏移の変動の影響を調査します。広い赤方偏移範囲にまたがる銀河調査では、ペアの分離と角度の両方の関数として、異なる有効な赤方偏移があることがわかります。さらに、クラスタリングの振幅が赤方偏移によって大きく変化するトレーサーを検討する場合、この組み合わせにより、スケールに依存するクラスタリングの異方性が追加される可能性があります。eBOSSDR16Quasarサンプルでのこの効果のサイズを示し、モノポールへの影響はごくわずかですが、この効果を無視すると、$\sim4\％$および$\sim40\％の大規模な傾きが発生する可能性があることを示します。それぞれ四重極と十六極の$。測定を行うときにこの影響を軽減するための戦略について説明します。
さそり座上部の原始惑星系円盤のHST / STISビュー：3つの若いM星の観測
| Title |
An_HST/STIS_View_of_Protoplanetary_Disks_in_Upper_Scorpius:_Observations_of_Three_Young_M-Stars |
| Authors |
Samuel_Walker,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Bin_Ren,_Paul_Kalas,_John_Carpenter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06447 |
ハッブル宇宙望遠鏡のSTIS機器を使用して、さそり座上部OB協会のM型星の周りの可視散乱光における3つの原始惑星系円盤の観測を提示します。星2MASSJ16090075-1908526、2MASSJ16142029-1906481、および2MASSJ16123916-1859284の周りのディスクはすべて、以前にALMAで検出されており、2MASSJ16123916-1859284はこれまで散乱光波長で画像化されたことはありません。参照差分イメージングを使用して画像を処理し、3つの縮小手法（古典的な減算、カルーネン・レーベ画像投影、非負行列因子分解）を比較対照し、3つの観測の中で最も信頼できる方法として古典的な方法を選択します。3つのディスクのうち、2つは暫定的に検出され（2MASSJ16142029-1906481および2MASSJ16123916-1859284）、3つ目は検出されません。私たちの2つの検出は、使用される参照星または縮小方法を変更したときに一貫していることが示され、両方の検出は、>200auの投影距離までの構造を示します。ホスト星からこれらの距離にある構造は、どちらのディスクでもこれまでどの波長でも検出されたことはなく、大きな角度間隔で小さなダスト粒子の分布を調べる際の可視波長観測の有用性を示しています。
太陽のような星の周りのハビタブルゾーン惑星での酸素誤検知
| Title |
Oxygen_False_Positives_on_Habitable_Zone_Planets_Around_Sun-Like_Stars |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton,_Jonathan_J._Fortney,_Francis_Nimmo,_Nicholas_Wogan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06463 |
酸素は、光合成に星の光を利用することによってもたらされる進化の利点と、生命のない酸素の豊富な大気を維持する可能性が明らかに低いため、有望な太陽系外惑星の生命存在指標です。拡張された前主系列星が非生物的O$_2$蓄積に有利に働く可能性がある、後期M矮星周辺の惑星での非生物学的酸素蓄積について仮説的なシナリオが提案されています。対照的に、F、G、およびK型の星の周りの惑星での非生物的酸素の蓄積は、それらが実質的な非凝縮性ガスの在庫を持っている限り、一見少ないようです。大きな星の周りの酸素バイオシグネチャーの比較的堅牢性は、太陽のような星の周りの惑星で酸素を検出できる次世代望遠鏡の計画を動機付けました。ただし、地球型惑星が広範囲の初期条件と進化シナリオにわたって酸素に富む大気を発達させる一般的な傾向は調査されていません。ここでは、地球型惑星の進化の熱地球化学的気候モデルの組み合わせを使用して、非凝縮性ガスの重要な在庫が存在する場合でも、太陽のような星の周りに重要な非生物的酸素が蓄積する可能性がある3つのシナリオを示します。地球質量の惑星の場合、（1）初期の揮発性インベントリーのCO$_2$：H$_2$O比が高い場合、（2）初期の水のインベントリーが約50地球を超える場合、非生物的酸素が現代のレベルまで蓄積する可能性があることがわかります。海、または（3）初期の水の在庫が非常に少ない。幸いなことに、これらの3つの非生物的酸素シナリオは、他の大気成分の観測や惑星表面の特性評価によって、生物化学的酸素と区別することができます。これは、時間分解測光を介して地表水の在庫を制限し、酸素が生体性であるかどうかを評価するために時間的バイオシグネチャーまたは不均衡バイオシグネチャーを検索するために装備された、広く機能する次世代望遠鏡の必要性を浮き彫りにします。
周惑星円盤によって駆動される原始的な巨大惑星の赤道傾斜角
切り離された周惑星円盤は、恒星の潮汐ポテンシャルの結果として、傾斜に対して不安定です。傾斜した周惑星円盤が扁球のスピン軸の進化にどのように影響するかを調べます。ディスクは、潮汐ポテンシャルと惑星の扁平率の影響を表す項を含む、線形波のようなワープ進化の時間依存方程式を使用して進化します。十分に大きな質量を持つディスクの場合、惑星の回転がずれたディスクにすばやく整列することがわかります。惑星のスピン軸の傾きは、ディスクと同じタイムスケールで増加します。これは、巨大惑星で原始的な赤道傾斜角を生成するための効率的なメカニズムになり得ます。円盤の質量基準が満たされる可能性が高い、大きな軌道半径で直接画像化された太陽系外惑星は、周惑星円盤の傾斜が不安定であるため、重大な傾斜を持っている可能性があることを示唆します。
ラブルパイル小惑星リュウグウのマクロ多孔性とコンドリュールの起源への影響
| Title |
The_Macroporosity_of_Rubble_Pile_Asteroid_Ryugu_and_Implications_for_the_Origin_of_Chondrules |
| Authors |
William_Herbst,_James_P._Greenwood_and_Teng_Ee_Yap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06484 |
C型ラブルパイル小惑星リュウグウ（NEA162173）の既知の表面巨礫サイズ分布を使用して、均質な粒状骨材であると仮定して、そのマクロ多孔性を決定します。巨礫、丸石、小石の体積頻度分布が、$\sigma=2.4\pm0.1$および$\mu=0.2\pm0.05$の対数正規関数でよく表されることを示します。線形混合パッキング理論を適用すると、マクロ多孔度の値は$\phi=0.14\pm0.04$になります。かさ密度が1.19gmcm$^{-3}$と低いことを考えると、これはリュウグウの岩石の平均密度がボリューム全体で$1.38\pm0.07$gmcm$^{-3}$であることを意味し、最近の決定と一致しています。それらの熱特性に基づく表面の岩。これは、IDPが地球上で利用可能な最高のアナログ材料である可能性があるというスペクトルベースの議論を支持し、コンドリュールやコンドリュールを含むコンドライトなどの高密度で十分にリチウム化された物体がリュウグウではまれである可能性があることを示唆しています。この結果が、宇宙化学における長年の問題であるコンドリュールの起源に与える影響について説明します。コンドリュールとほとんどのコンドライトは、コンドライトエンベロープが$^{26}$Al崩壊からまだ熱いときに、大きく分化した微惑星に付着する間に発生した、まれなリチウム化イベントで一緒に形成されたことを提案します。
苛性アルカリ交差機能のない3つのマイクロレンズ惑星
| Title |
Three_microlensing_planets_with_no_caustic-crossing_features |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Doeon_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06544 |
弱くて特徴のない性質のためにそのような信号が見落とされる可能性を考慮して、苛性交差の特徴を示さない信号を持つマイクロレンズ惑星を探します。この目的のために、2019シーズン前にKMTNet調査で見つかったレンズイベントを再検討します。この調査から、2つの新しい惑星レンズイベント、KMT-2018-BLG-1976とKMT-2018-BLG-1996が見つかりました。また、惑星信号が知られている惑星イベントOGLE-2019-BLG-0954の分析を提示しますが、詳細な分析はこれまで提示されていません。レンズの光度曲線に短期的な異常を発生させる可能性のあるさまざまな解釈をチェックすることにより、惑星信号の真正性を識別します。利用可能な観測量からの制約で実施されたベイズ分析から、KMT-2018-のホストと惑星の質量は$（M_1、M_2）\sim（0.65〜M_\odot、2〜M_{\rmJ}）$であることがわかります。BLG-1976L、KMT-2018-BLG-1996Lの場合は$\sim（0.69〜M_\odot、1〜M_{\rmJ}）$、および$\sim（0.80〜M_\odot、14〜M_{\rmJ}）$OGLE-2019-BLG-0954Lの場合。OGLE-2019-BLG-0954Lまでの推定距離$3.63^{+1.22}_{-1.64}$〜kpcは、それがディスク内にあり、質量と距離から予想される明るさがの明るさとよく一致していることを示しています。ブレンド。これは、レンズがブレンドされたフラックスの大部分を占めていることを示しています。OGLE-2019-BLG-0954のレンズは、2024年以降に高解像度の追跡観測を行うことにより、光源から解像することができました。
VLAとALMAからの海王星の空間的な明るさの温度変化
| Title |
Neptune's_Spatial_Brightness_Temperature_Variations_from_the_VLA_and_ALMA |
| Authors |
Joshua_Tollefson,_Imke_de_Pater,_Edward_M._Molter,_Robert_J._Sault,_Bryan_J._Butler,_Statia_Luszcz-Cook,_David_DeBoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06554 |
2015年から2017年の間に超大型アレイとアタカマ大型サブミリ波/ミリ波アレイから取得した海王星の空間分解（$0.1''-1.0''$）無線マップを提示します。組み合わせて、これらの観測は、$\sim1$バーのメインメタン雲デッキのすぐ下から$\sim50$バーのNH$_4$SH雲までプローブします。輝度温度の顕著な緯度変動がディスク全体に見られます。波長にもよりますが、南極地域は中緯度および北赤道地域よりも$5-40$K明るいです。マルコフ連鎖モンテカルロ法と組み合わせた放射伝達モデリングを使用して、ディスク全体のH$_2$S、NH$_3$、およびCH$_4$の存在量プロファイルを取得しますが、H$_2$Sには強い制約しかありません。すべての雲の形成の下で、データはH$_2$Sの$53.8^{+18.9}_{-13.4}\times$と$3.9^{+2.1}_{-3.1}\times$のプロトソーラー濃縮によく適合しています。乾燥断熱を仮定すると、それぞれNH$_3$の存在量。電波が冷たい中緯度と北赤道域がH$_2$Sで過飽和になっているモデルは、厳密な熱化学的平衡に従ったモデルよりも統計的に有利です。H$_2$Sは、極よりも赤道域で豊富であり、強力で持続的な地球循環を示しています。私たちの結果は、海王星の硫黄と窒素の比率が1を超えていることを示しています。これは、すべての検索でH$_2$SがNH$_3$よりも豊富であるためです。50バールを超えるNH$_3$がないことは、GPa圧力でイオン性海洋にNH$_3$が部分的に溶解するか、水和クラスレートが微惑星に窒素ではなく硫黄を優先的に供給する惑星形成シナリオによって説明できます。これらの仮説の組み合わせ。
小惑星による白色矮星の汚染における共鳴の役割について
白色矮星の大気の汚染は、惑星系の経年的および平均運動共鳴の位置から発生する小惑星によって引き起こされる可能性があります。これらの場所の小惑星は離心率の増加を経験し、白色矮星による潮汐破壊につながります。星が白色矮星に進化するにつれて、$\nu_6$の永年共鳴が小惑星帯の以前は安定していた領域にどのように外向きにシフトするかを調べます。分析的な世俗的なモデルは、共鳴をシフトするために惑星が飲み込まれることを必要とします。惑星が進化する星に飲み込まれると、永年共鳴がシフトし、巻き込まれた惑星の質量とその軌道分離に伴って潮汐破壊現象の速度が増加することを数値シミュレーションで示します。また、平均運動共鳴の振る舞いを調査します。星が質量を失い、白色矮星になるにつれて、平均運動共鳴の幅は増加します。$\nu_6$の永年共鳴は、木星の平均運動共鳴よりも潮汐破壊を促進するのに効率的です。中心星が白色矮星に進化する230の観測された太陽系外惑星を調べることにより、$1\、\rmau$の地球質量惑星とともに、準主軸$a\gtrsim0.05\のホットジュピターが見つかります。\rmau$とスーパー-地球質量$10\、\rmM_\oplus$at$a\gtrsim0.3\、\rmau$は、白色矮星の汚染を引き起こすのに十分なほど巻き込みが共鳴をシフトする惑星タイプを表します観察と一致して。
低質量比のダスト凝集体の衝突成長と断片化。 I：ウォーターアイスの臨界衝突速度
| Title |
Collisional_Growth_and_Fragmentation_of_Dust_Aggregates_with_Low_Mass_Ratios._I:_Critical_Collision_Velocity_for_Water_Ice |
| Authors |
Yukihiko_Hasegawa,_Takeru_K._Suzuki,_Hidekazu_Tanaka,_Hiroshi_Kobayashi,_Koji_Wada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06711 |
サブミクロンサイズの氷状ダストモノマーのN体シミュレーションを実行することにより、ダスト凝集体の衝突付着と断片化の基本的なプロセスを調査しました。質量比1〜64の広い範囲で衝突する2つのダスト凝集体の衝突成長の条件を調べた。大きなダスト凝集体から小さなダスト凝集体への物質移動は、質量比が2〜30、衝突速度が約30〜170ms^-1の衝突で支配的なプロセスであることがわかりました。その結果、最大の物体の断片化の臨界速度v_fraは、このような不等質量衝突では大幅に減少します。質量比が3の衝突のv_fraは、等質量衝突から得られる衝突の約半分です。原始惑星系円盤の典型的な状態では半径方向のドリフト速度が異なるため、質量比が高いダスト凝集体間の衝突では、一般に衝突速度が速くなります。したがって、不等質量衝突のv_fraが減少すると、原始惑星系円盤の内部領域でのダスト粒子の成長が遅れます。
惑星の発祥の地としての水-氷線：種に依存する塵の断片化の閾値の意味
| Title |
The_water-iceline_as_birthplace_of_planets:_Implications_of_a_species-dependent_dust_fragmentation_threshold |
| Authors |
Jonas_M\"uller,_Sofia_Savvidou,_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06749 |
原始惑星系円盤の熱力学的構造は、ダスト粒子のサイズとその化学組成に依存するダストの不透明度によって決定されます。内側の領域では、粒子サイズは乱流のレベル（たとえば、$\alpha$-viscosity）と、粒子が断片化する前に衝突時に持つことができる最大速度を表すダスト断片化速度によって制御されます。ここでは、シリケート粒子が通常持っている粒子衝突の以前の実験室実験の結果を反映して、水-氷線でのダストフラグメンテーション速度の遷移を伴うダスト粒子の完全な粒子サイズ分布を考慮して、自己無撞着に計算された2D流体力学的シミュレーションを実行します水氷粒子よりも低いダストフラグメンテーション速度。さらに、水量、ダスト対ガス比、および乱流パラメータの変動がディスク構造に及ぼす影響を調べます。水氷線でのダストフラグメンテーション速度の遷移を伴うディスクの場合、低粘度の場合でも、惑星の外向きの移動の狭いが印象的なゾーンが見つかります。さらに、氷線のわずかに内側に位置する傾向がある半径方向の圧力勾配プロファイルに隆起が見られます。これらの機能は両方とも、テストされたすべてのディスクパラメータに存在します。したがって、氷線は、原始惑星系円盤の内縁に移動する前に惑星の成長時間を延長できる移動トラップとして、また微惑星の形成が開始または強化される可能性のある圧力トラップとして機能できると結論付けます。
原始惑星系円盤や惑星大気では、ダスト粒子が凝固してフラクタルダスト凝集体を形成します。これらの骨材の幾何学的断面は、空気力学的摩擦、衝突率、および不透明度を特徴付ける重要なパラメーターです。ただし、骨材は複雑な形状を示すため、断面の数値測定には時間がかかることがよくあります。この研究では、フラクタル骨材の幾何学的断面の新しい解析式を導き出します。集合体が半径$R_0$の$N$モノマーで構成されている場合、その幾何学的断面積$G$は\begin{equation}\frac{G}{N\piR_0^2}=\frac{A}として表されます。{1+（N-1）\tilde{\sigma}}、\nonumber\end{equation}ここで、$\tilde{\sigma}$は重複する効率であり、$A$は分析式を小さな非フラクタルクラスターの制限。オーバーラップ効率は、フラクタル次元、フラクタルプレファクター、および集計の$N$に依存し、その分析式も導出されます。分析式は、数値的に測定された骨材の断面を正常に再現します。また、私たちの表現は、幾何光学限界における集合体の平均場光散乱理論と互換性があることもわかりました。解析式は、面倒な計算を大幅に簡素化し、原始惑星系円盤や惑星大気におけるフラクタル粒子成長のモデル計算に役立ちます。
構造化されたディスクの恒星の質量依存性：太陽系外惑星の人口統計との可能なリンク
| Title |
A_stellar_mass_dependence_of_structured_disks:_a_possible_link_with_exoplanet_demographics |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1)_and_Gijs_Mulders_(2,3)_((1)_University_of_Victoria,_BC,_Canada_(2)_Universidad_Adolfo_Ibanez,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06838 |
原始惑星系円盤のギャップは、惑星形成の道標として長い間歓迎されてきました。ただし、太陽系外惑星とディスクの間の直接リンクを特定するのは難しいままです。この関係を解きほぐすために、近くの星形成領域のALMAディスク調査の大規模なサンプル研究を提示します。すべてのディスクは、構造化（遷移、リング、拡張）ディスクまたは非構造化（コンパクト）ディスクのいずれかに分類されます。低解像度の観測では大規模な下部構造を特定できない場合がありますが、拡張ディスクにはダスト進化の議論からの下部構造が含まれている必要があると想定しています。年代を超えて比較すると、構造化ディスクは少なくとも10Myrまでの高いダスト質量を保持しているのに対し、コンパクトな非構造化ディスクのダスト質量は時間の経過とともに減少することがわかります。これは、圧力バンプによってドリフトが防止されない限り、ダストの質量が主に半径方向のドリフトによって発生する場合に理解できます。構造化されたディスクの割合の恒星の質量依存性を識別します。この依存性を巨大な太陽系外惑星の発生率の依存性と関連付けるシナリオを提案します。遷移ディスクが木星よりも重い太陽系外惑星によって作成され、リングディスクがネプチューンよりも大きい太陽系外惑星によって作成された場合、それらの惑星のほとんどが最終的に内側に移動すると仮定して、観測されたディスク構造を説明するのに十分な太陽系外惑星があることを示します。一方、通過するスーパーアースと恒星の質量との間の既知の反相関は、これらの惑星が観測された構造なしにディスク内に形成されなければならないことを意味し、ドリフトが支配的なディスクでのペブル集積による形成と一致します。これらの発見は、巨大惑星の初期の形成がディスクの塵の進化とその観測的外観を決定する進化のシナリオをサポートしています。
エンケラドスの殻の大きな厚さの変化と一致する海洋塩分はどれですか？
| Title |
What_ocean_salinity_is_consistent_with_the_large_thickness_variation_of_the_Enceladus_shell? |
| Authors |
Wanying_Kang,_Tushar_Mittal,_Suyash_Bire,_Jean-Michel_Campin,_and_John_Marshall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07008 |
宇宙生物学的に非常に興味深いのは、エンケラドスには水の海があるだけでなく、塩辛いように見えることです。これは、居住性の可能性にとって重要です。ここでは、塩分が海洋のダイナミクスと平衡氷殻形状にどのように影響するかを調査し、氷殻形状と潮汐加熱速度の知識を使用して海洋塩分を制限します。我々は、融解と凍結によって上から駆動される海洋の垂直転倒循環と、水の凝固点の圧力への温度依存性が、非常に低い塩分と非常に高い塩分で反対の兆候を持っていることを示します。どちらの場合も、熱と淡水は氷が厚い赤道に向かって収束し、厚さの変化を均一化するように作用します。観測された氷の厚さの変動を維持するために、海洋の熱収束が赤道氷床を通る熱損失率を圧倒してはなりません。これは、海の塩分が中間値である場合にのみ発生する可能性があります。$20$〜psuを注文してください。この場合、子午線の温度変化によって引き起こされる極域の沈下は、塩分変化によって引き起こされる赤道の沈下循環によって大部分がキャンセルされ、一貫した海洋循環、氷殻の形状、および潮汐加熱速度を達成できます。
星形成の歴史から明らかになった核星団形成メカニズムの多様性
| Title |
Diversity_of_nuclear_star_cluster_formation_mechanisms_revealed_by_their_star_formation_histories |
| Authors |
K._Fahrion,_M._Lyubenova,_G._van_de_Ven,_M._Hilker,_R._Leaman,_J._Falc\'on-Barroso,_A._Bittner,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_R._M._McDermid,_I._Mart\'in-Navarro,_F._Pinna,_A._Poci,_M._Sarzi,_P._T._de_Zeeuw,_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06412 |
核星団（NSC）は、宇宙で最も密度の高い星団であり、あらゆる種類の銀河の中心に見られます。それらは、力学的摩擦の結果として中心に向かってらせん状になっている古代の球状星団（GC）などの星団の合併によって、または銀河の中心で直接その場で星を形成することによって形成されると考えられています。両方の経路が発生するという証拠がありますが、どちらかのチャネルの相対的な寄与と銀河の特性とのそれらの相関は、まだ観測的に制約されていません。星の質量が$M_\rm{gal}\sim10^8$から$10^{10.5}M_\odotの間で、主にろ座銀河団にある25個の有核銀河のサンプルの支配的なNSC形成チャネルを導出することを目指しています$とNSCの質量は$M_\rm{NSC}\sim10^5$と$10^{8.5}M_\odot$の間です。Fornax3DサーベイとESOアーカイブからのMulti-UnitSpectroscopicExplorer（MUSE）データを使用して、星形成の履歴、NSCの平均年齢と金属量を導き出し、それらをホスト銀河と比較します。多くの低質量銀河では、NSCは、GCと同様の特性を持つホストよりも金属量が大幅に少なくなっています。対照的に、巨大な銀河では、多様な星形成の歴史と、進行中または最近のその場での星形成の事例が見られます。質量の大きいNSC（$>10^7M_\odot$）は、質量-金属量図で、質量の小さいNSCおよびGCとは異なる領域を占め、異なる濃縮履歴を示します。銀河とNSCの両方の質量を持つ支配的なNSC形成チャネルの明確な遷移を見つけます。GC降着が矮小銀河のNSCを形成する一方で、中央の星形成が、サンプル内の最も大規模なNSCでの効率的な質量増加の原因であると仮定します。中間の質量では、両方のチャネルが寄与する可能性があります。これらの形成チャネル間の遷移は、銀河の質量$M_\rm{gal}\sim10^9M_\odot$とNSCの質量$M_\rm{NSC}\sim10^7M_\odot$で発生するようです。
ALMAによる$ \ rm H_2D ^ + $観測による、高質量星形成塊の星前コアの同定
| Title |
Identification_of_prestellar_cores_in_high-mass_star_forming_clumps_via_$\rm_H_2D^+$_observations_with_ALMA |
| Authors |
E._Redaelli,_S._Bovino,_A._Giannetti,_G._Sabatini,_P._Caselli,_F._Wyrowski,_D._R._G._Schleicher,_and_D._Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06431 |
環境。高質量星の形成に関するさまざまな理論モデルは、それらの前駆体、つまり高質量の星の前核に関して明確な予測を行います。しかし、これまでのところ、そのようなオブジェクトの決定的な観察は行われていません。目的。私たちは、2つの赤外線暗黒雲の塊での高質量星形成のごく初期の段階を研究し、それらが宿っているコア集団を特定することを目指しています。メソッド。0.8mmでの連続発光と372GHzでのオルソ-$\rmH_2D^+$遷移の2つの塊へのALMA観測を取得しました。SCIMESアルゴリズムを使用して、位置-位置-速度空間のコアを識別し、16個のコアを見つけます。観測されたスペクトルをLTE近似でモデル化し、重心速度、線幅、および列密度のマップを導き出します。また、一般に同じ構造を示さない連続体と分子データの間の相関関係についても研究します。結果。干渉計を使用して実行された高質量星形成領域でのオルソ-$\rmH_2D^+$の検出を初めて報告します。分子発光は細く亜音速の線を示しており、局所的にガスの温度が10K未満であることを示唆しています。連続放出からコアの総質量を推定し、それぞれのビリアル質量と比較します。また、$10^{6}\、\rmcm^{-3}$よりも高いことがわかった体積密度値も計算します。結論。私たちのデータは、ortho-$\rmH_2D^+$が冷たくて密度の高いガスの理想的なトレーサーであることを確認しています。興味深いことに、AG354の1つのコアを除いて、ほとんどすべての$\rmH_2D^+$で識別されるコアは13M_sunよりも質量が小さくなっています。さらに、それらのほとんどはサブウイルスであり、ジーンズの塊よりも大きいです。これらの結果は、大規模でガラス化された星前のコアを予測する乱流降着モデルの文脈で説明するのは困難です。
SEDとCMDからの星形成の歴史は一致する：過去3Gyrにわたる局所体積矮小銀河における同期した星形成の証拠
| Title |
Star_Formation_Histories_from_SEDs_and_CMDs_Agree:_Evidence_for_Synchronized_Star_Formation_in_Local_Volume_Dwarf_Galaxies_over_the_Past_3_Gyr |
| Authors |
Charlotte_Olsen,_Eric_Gawiser,_Kartheik_Iyer,_Kristen_B.W._McQuinn,_Benjamin_D._Johnson,_Grace_Telford,_Anna_C._Wright,_Adam_Broussard,_Peter_Kurczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06514 |
星形成履歴（SFH）は、銀河がどのように恒星の質量を形成するかに影響を与える物理的プロセスを明らかにします。ACSの近くの銀河調査財務省（ANGST）からの36個の近くの（D$\leq$4Mpc）矮小銀河のサンプルのSFHを、これらの銀河の個々に分解された星の色の大きさの図（CMD）から推測して比較します。DenseBasisSEDフィッティングコードを使用した広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングによって再構築されたもの。個々のSFHを比較する場合、SFH再構成手法を評価するためのメトリックを導入します。SED法とCMD法の両方で、サンプル内の銀河の正規化されたSFHの中央値は、3〜6Gyrのルックバック時間で静止期間を示し、その後、過去3Gyrにわたって活性化された星形成が続き、現在までアクティブなままです。これらがローカルボリュームのD$\leq$4Mpc部分での星形成の特別な時期を表しているかどうかを判断するために、このANGST矮小銀河サンプルを特定の星形成率と空間位置に基づいてサブセットに分割します。約1Gyrの方法間のモジュロオフセット、すべてのサブセットは、同じエポックで正規化されたSFHの中央値の大幅な減少と増加を示し、個々の銀河SFHの大部分はこれらの傾向と一致しています。これらの結果は、ローカルボリュームでの潜在的な同期星形成の静止と若返りのさらなる研究、および補完的な系統学を持つCMDとSEDを組み合わせたSFH再構成のハイブリッド法の開発を動機付けます。
外側の銀河における暗い分子ガスの厚い円盤の観測的証拠
| Title |
Observational_Evidence_for_a_Thick_Disk_of_Dark_Molecular_Gas_in_the_Outer_Galaxy |
| Authors |
Michael_P._Busch,_Philip_D._Engelke,_Ronald_J._Allen_and_David_E._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06538 |
非常に広い（$\DeltaV_{LSR}\sim150$km/s）、かすかな（$T_{mb}<10\textrm{mK}$）、および遍在する1667MHzと1665MHzの基底の偶然の発見を紹介します。-グリーンバンク望遠鏡を使用して、外側の銀河の第2象限（$R_{gal}$>8kpc）に向かう熱OH放出を示します。2015年に最初に発見された、過去5年間のこの結果の冗長な実験、観測、およびデータ品質テストについて説明します。放射の経度と速度の分布は、大規模な銀河構造を明確に示唆しています。視線速度のOHの滑らかな分布は、外側の銀河のHIの視線速度分布と形態学的に類似しており、分子ガスが以前の予想よりも外側の銀河で大幅に拡張されていることを示しています。私たちの結果は、拡散（$n_{H_{2}}$$\sim$5$\times$10$^{-3}$cm）の厚い（$-200<z<200$pc）ディスクの存在を意味します。$^{-3}$）以前は全天CO調査で検出されなかった、アウターギャラクシーの分子ガス。
孤立銀河（KIG）のカタログにある初期型（E、S0）銀河
| Title |
Early-Type_(E,_S0)_Galaxies_in_the_Catalog_of_Isolated_Galaxies_(KIG) |
| Authors |
V.E.Karachentseva,_I.D.Karachentsev,_and_O.V.Melnyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06743 |
現代のデジタルスカイサーベイ（PanSTARRS-1、SDSS）のデータをHIラインおよび遠紫外線（GALEX）サーベイと組み合わせて使用し、孤立銀河カタログ（KIG）から165個の初期型銀河を再分類します。その結果、E型とS0型の銀河の数は91個に減少しました。初期型のKIG銀河のコンパニオンを検索したところ、視線速度の差がある45個のホスト銀河の周りに90個のコンパニオンが見つかりました$|dV|<500$kms$^{-1}$および線形投影分離$R_{p}<750$kpc。近接する銀河の有無に関連して、銀河の統合された明るさや色に感知できるほどの違いは見つかりませんでした。26個のシステム「KIG銀河-コンパニオン」の特徴的な軌道質量光度比は$M_{\odot}/L_{K}=（74\pm26）M_{\odot}/L_{\odot}$、これは2MIGカタログ（$63M_{\odot}/L_{\odot}$）の初期型孤立銀河の$M_{\rmorb}/L_{K}$推定値と一致しています。ローカルボリューム内のE型およびS0型銀河の$M_{\rmorb}/L_{K}$推定値：$38\pm22$（NGC3115）、$82\pm26$（NGC5128）、$65\pm20$（NGC4594）。バルジレス渦巻銀河の平均$（20\pm3）M_{\odot}/L_{\odot}$比と比較して、E型およびS0型銀河のハロー対恒星の質量比が高いことは、有意差を示しています。初期型銀河と後期型銀河の動的進化の間。
VLT-SINFONIを使用した近くのLIRGの核領域における運動星団。気相との比較と動的質量推定への影響
| Title |
Stellar_kinematics_in_the_nuclear_regions_of_nearby_LIRGs_with_VLT-SINFONI._Comparison_with_gas_phases_and_implications_for_dynamical_mass_estimations |
| Authors |
Alejandro_Crespo_G\'omez,_Javier_Piqueras_L\'opez,_Santiago_Arribas,_Miguel_Pereira-Santaella,_Luis_Colina,_Bruno_Rodr\'iguez_del_Pino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06790 |
この作業では、視界が制限されたSINFONIHバンドおよびKバンド分光法を使用して、近くの10個（平均z=0.014）のLIRGの内部r<1-2kpcにおける恒星成分の空間分解運動学を分析します。星の運動学をさまざまな気相の運動学と比較し、動的質量を推定するときにさまざまなトレーサーを使用した場合の相対的な影響を分析します。恒星の速度と速度分散のマップは、以前の研究のガス運動学を使用しながら、pPXFを使用して連続発光をフィッティングすることにより、両方の近IRバンドで抽出されます。異なる気相は同様の運動学を持っていることがわかりますが、恒星成分はわずかに低い速度（V$_*$〜0.8V$_g$）で回転していますが、かなり暖かい軌道（$\sigma_*$〜2$\sigma_g）で回転しています。$）気相より。これらの値は、気相が動的に冷たい回転ディスクに閉じ込められている間、星が厚いディスクで回転していることを示しています。ただし、これらの違いは、恒星とガスの運動学に基づく動的質量推定値の間に重大な不一致をもたらすことはありません。この結果は、ガス運動学を使用して、ローカルLIRGと多くの構造的および運動学的特性を共有する銀河集団であるz〜2SFGでもM$_{dyn}$を推定できることを示唆しています。
分子塊におけるCH $ _3 $ CN存在量の進化
周囲の分子に対する大規模な星の進化の影響を調査するために、アタカマパスファインダー実験（APEX）望遠鏡とサブミリメーターアレイ（SMA）望遠鏡で以前に観測された9つの大規模な塊を選択します。APEXの観測に基づいて、10〜154L$_{\sun}$/M$_の範囲の光度対質量比L$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$を取得します。{\sun}$、そのうちのいくつかはUltraCompact（UC）H\、{\footnotesizeII}領域を埋め込んでいます。SMAを使用すると、CH$_3$CN（12$_{\rmK}$-11$_{\rmK}$）の遷移が9つの巨大な星形成領域に向かって観察されました。XCLASSプログラムを使用してCH$_3$CNの回転温度とカラム密度を導き出し、その存在比を計算します。比率が10〜40L$_{\sun}の場合、CH$_3$CNの温度はL$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$の増加とともに増加するように見えることがわかります。$/M$_{\sun}$、L$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$$\ge$40L$_{\sun}$/M$_のときに減少します{\sun}$。CH$_3$CNガスが中央の星からの放射によって加熱されると仮定すると、中央の星に対するCH$_3$CNの有効距離が推定されます。距離の範囲は$\sim$0.003から$\sim$0.083pcで、これはクランプサイズの$\sim$1/100から$\sim$1/1000を占めます。L$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$が増加すると、有効距離はわずかに増加します（R$_{\rmeff}$$\sim$（L$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$）$^{0.5\pm0.2}$）。全体として、CH$_3$CNの存在量は、凝集塊が進化するにつれて減少することがわかります。たとえば、X$_{\rmCH_3CN}$$\sim$（L$_{\rmclump}$/M$_{\rmclump}$）$^{-1.0\pm0.7}$。凝集塊の進化に伴うCH$_3$CNの存在量の着実な減少は、光解離の結果として解釈できます。
低質量原始星エンベロープ内の水と関連分子のX線誘起化学
いくつかの低質量原始星に対する最近の喫水線観測は、内部の暖かいエンベロープにおける低水性ガスの部分的な存在量を示唆しています。X線による水の破壊は、これらの地域の水量に影響を与えることが提案されていますが、代替酸素運搬体の性質を含む詳細な化学はまだ理解されていません。この研究では、特に水と関連する酸素含有種に焦点を当てて、低質量の原始星エンベロープの組成に対するX線の影響を理解することを目的としています。さまざまなX線場の強さの下で、1Dガス粒子化学反応ネットワークを使用して、2つの低質量原始星エンベロープの化学組成を計算します。私たちの計算によると、水の雪線の外側では、水性ガスの存在量は$L_{\mathrm{X}}$とともに増加します。水の雪線の内側では、水は小さな$L_{\mathrm{X}}$に対して$\sim10^{-4}$の豊富さを維持し、水とCOが主要な酸素運搬体です。大きな$L_{\mathrm{X}}$の場合、水性ガスの存在量は、水雪線のすぐ内側（$\sim10^{-8}-10^{-7}$まで）と最も内側の領域（$\sim10^{-8}-10^{-7}$まで）で大幅に減少します。$\sim10^{-6}$）。これらの場合、O$_{2}$とOガスの存在量は水雪線内で$\sim10^{-4}$に達し、それらが主要な酸素運搬体になります。水雪線のトレーサーとして使用されてきたHCO$^{+}$とCH$_{3}$OHの存在量は、X線フラックスが大きくなるにつれて、それぞれ水雪線内で大幅に増減します。CO$_{2}$、OH、CH$_{4}$、HCN、NH$_{3}$など、他の主要な分子の存在量も、特に強いX線場の影響を受けます。自分の雪の中で。これらのX線効果は、低密度のエンベロープモデルで大きくなります。水と関連分子の将来の観測（たとえば、ALMAとngVLAを使用）は、そのようなX線誘導化学が効果的である原始星の周りの領域にアクセスします。
分解された大質量星団の動的質量と質量光度比-II。マゼラン雲の26個の星団の結果
| Title |
Dynamical_masses_and_mass-to-light_ratios_of_resolved_massive_star_clusters_--_II._Results_for_26_star_clusters_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Ying-Yi_Song,_Mario_Mateo,_John_I._Bailey_III,_Matthew_G._Walker,_Ian_U._Roederer,_Edward_W._Olszewski,_Megan_Reiter,_Anthony_Kremin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06882 |
幅広い年齢と金属量にわたる動的質量と$V$バンドの質量光度比（$M/L_V$）を推定することを目的として、26個のマゼラン雲（MC）星団の個々の星の分光法を紹介します。\textit{Magellan}/ClayTelescopeでM2FSを使用して3137個の高解像度恒星スペクトルを取得しました。同等の品質の239の公開された分光結果と組み合わせて、ターゲットクラスターでの運動学的分析のための高品質のスペクトルを持つ2787個の星の最終サンプルを作成しました。これらのスペクトルから測定された視線速度と各クラスター内の恒星の位置は、クラスターメンバーシップの確率を推定するためにカスタマイズされた期待値最大化（EM）手法で使用されました。適切なクラスター構造パラメーターと対応する単一質量動的モデルを使用して、この手法は最終的に、各クラスターの自己無撞着な総質量と$M/L_V$推定値を提供します。クラスターの平均金属量も取得され、カルシウムIRトリプレットメタリックライトに基づくスケールに関連付けられました。クラスターの年齢、質量、金属量とともにクラスターの$M/L_V$値の傾向を示し、結果が平均して約40％低く、一連の単純な星の種族（SSP）モデルの予測よりも低いことがわかりました。内部および外部の動的効果を説明する修正されたSSPモデルは、強力なボトムライトIMFを採用するモデルと同様に、結果との一致を大幅に改善します。動的進化が発生しなければならない範囲で、データとモデルを一致させるために修正されたIMFは必要ありません。対照的に、クラスターサンプルではボトムヘビーIMFが除外されています。これは、予測される$M/L_V$値が高くなり、観測値との不一致が大幅に増加するためです。
ASASSN-14koの急速なX線とUVの進化
| Title |
The_Rapid_X-ray_and_UV_Evolution_of_ASASSN-14ko |
| Authors |
Anna_V._Payne,_Benjamin_J._Shappee,_Jason_T._Hinkle,_Thomas_W.-S._Holoien,_Katie_Auchettl,_Christopher_S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Todd_A._Thompson,_Michael_A._Tucker,_James_D._Armstrong,_Patricia_T._Boyd,_Joseph_Brimacombe,_Robert_Cornect,_Mark_E._Huber,_Saurabh_W._Jha,_Chien-Cheng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06414 |
ASASSN-14koは、AGNESO253-G003の中心で、周期がゆっくりと減少する、最近発見された周期的にフレアするトランジェントです。ここでは、フレアがこのデュアルAGNの合併後のシステムの北側の明るい核から発生していることを示しています。2020年5月と2020年9月に発生した2つのフレアの光度曲線は、すべての波長でほぼ同じです。どちらのイベントでも、Swiftの観測では、UV波長と光学波長が同時に明るくなることが示されました。UV/発光の有効温度は、光度の増加とその後の減少に伴って上下します。対照的に、X線フラックスは最初に$\sim$2。6日で急速に低下し、$\sim$5。8日で上昇し、$\sim$4。3日で再び低下し、その後回復します。ただし、2つのフレアのX線スペクトルの変化は異なります。2020年5月のピークでは、X線の光度の増加に伴ってスペクトルが軟化しましたが、2020年9月のピークではその逆が観察されました。
磁化された相対論的爆風波の機械モデル
相対論的爆風の進化は、通常、順方向と逆方向の衝撃を受けた領域間の圧力バランスを仮定して描かれます。しかし、そのような扱いは通常、エネルギー保存の法則に違反します。この問題を解決するために、磁化されていない爆風波の機械モデルが以前の研究で提案されました。この論文では、機械モデルを、任意の磁化パラメータ$\sigma_{\rmej}$を持つイジェクタによって駆動される爆風の場合に一般化します。長時間持続する磁化された噴出物を考慮して修正された機械モデルをテストし、圧力バランス処理よりもエネルギー節約の点ではるかに優れていることを発見しました。一定の光度$L_{\rmej}=10^{47}{\rmerg〜s^{-1}}$および$\sigma_{\rmej}<10$の場合、エネルギー節約からの逸脱は無視できます。小さな半径では小さいですが、中央エンジンから$10^{19}{\rmcm}$でも$25\％$未満にしか達しません。中央エンジンの寿命が有限であると仮定すると、逆衝撃は、より高い$\sigma_{\rmej}$を使用して、磁化されたイジェクタをより早く通過します。衝撃波交差後、すべてのエジェクタエネルギーが爆風波に注入されます。
2019年のXTEJ1908 +094のかすかなX線活動の特性
| Title |
Properties_of_Faint_X-ray_Activity_of_XTE_J1908+094_in_2019 |
| Authors |
Debjit_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Kaushik_Chatterjee,_Riya_Bhowmick,_Sujoy_Kumar_Nath,_Sandip_K._Chakrabarti,_A._Mangalam_and_Dipak_Debnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06453 |
2019年の爆発中の銀河系の一時的なブラックホール候補XTE〜J1908+094のかすかなX線活動の特性を研究します。ここでは、{\it核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）}からの観測を使用して、この爆発中の詳細なスペクトルおよび時間分析の結果を報告します。パワー密度スペクトル（PDS）で準周期的振動（QPO）は観察されていません。スペクトル研究は、X線活動のこの短い期間の間、線源がより柔らかい（より正確には柔らかい中間の）スペクトル状態にとどまったことを示唆しています。約6.5keVで、かすかなが広いFeK$\alpha$輝線に気づきます。また、ブラックホールの推定質量は、90\％の信頼度で$6.5^{+0.5}_{-0.7}〜M_\odot$と推定されます。
高度な検出器時代の次の銀河中心崩壊超新星からの重力波の検出と再構築
| Title |
Detecting_and_reconstructing_gravitational_waves_from_the_next_Galactic_core-collapse_supernova_in_the_Advanced_Detector_Era |
| Authors |
Marek_Szczepanczyk,_Javier_Antelis,_Michael_Benjamin,_Marco_Cavaglia,_Dorota_Gondek-Rosinska,_Travis_Hansen,_Sergey_Klimenko,_Manuel_Morales,_Claudia_Moreno,_Soma_Mukherjee,_Gaukhar_Nurbek,_Jade_Powell,_Neha_Singh,_Satzhan_Sitmukhambetov,_Pawel_Szewczyk,_Jonathan_Westhouse,_Oscar_Valdez,_Gabriele_Vedovato,_Yanyan_Zheng,_Michele_Zanolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06462 |
AdvancedLIGO、AdvancedVirgo、およびKAGRAの今後の4回目と5回目の観測実行の感度に合わせてスケーリングされた重力波検出器ノイズを使用して、コア崩壊超新星シミュレーションから導出された広範囲の重力波の検出可能性の詳細な分析を実行しました。。コア崩壊超新星からの重力波を検索するために、以前の観測実行で使用されたコヒーレントWaveBurstアルゴリズムを使用します。コヒーレントWaveBurstは、重力波信号の形態について最小限の仮定を行うため、天の川でのイベントからの重力波の最初の検出で重要な役割を果たすことができます。ニュートリノによる爆発からの信号は、平均距離10kpcまで検出でき、急速に回転する前駆星の爆発では100kpcを超える距離に到達できると予測しています。信号を検出するには、推定最小信号対雑音比10〜25が必要です。コヒーレントWaveBurstで再構築された波形の精度を定量化し、再構築が最も難しい信号は、コアバウンスの数秒後にブラックホールを形成する長時間のニュートリノ駆動爆発で生成された信号であると判断します。
低質量降着率での磁化された中性子星大気からのX線放射。 I.位相平均スペクトル
| Title |
X-ray_emission_from_magnetized_neutron_star_atmospheres_at_low_mass_accretion_rates._I._Phase-averaged_spectrum |
| Authors |
E._Sokolova-Lapa,_M._Gornostaev,_J._Wilms,_R._Ballhausen,_S._Falkner,_K._Postnov,_P._Thalhammer,_F._F\"urst,_J._A._Garc\'ia,_N._Shakura,_P._A._Becker,_M._T._Wolff,_K._Pottschmidt,_L._H\"arer,_C._Malacaria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06802 |
低光度でのX線パルサーの最近の観測により、初めて、低質量降着率での高度に磁化された中性子星大気からの放出の理論モデルを比較することができます（$\dot{M}\lesssim10^{15}$gs$^{-1}$）と広帯域X線データ。この論文の目的は、低$\dot{M}$での中性子星大気のスペクトル形成を調査し、放出領域の物理的特性のパラメータ研究を実施することです。クーロン衝突が支配的な減速プロセスであると仮定して、静的大気の構造を取得します。大気の上部は、制動プラズマによって強く加熱され、30〜40keVの温度に達しますが、その密度の高い等温内部ははるかに低温（〜2keV）です。磁気コンプトン散乱、フリーフリープロセス、および電子の衝突励起の可能性による非熱サイクロトロン放出を使用して、大気中の偏極放射伝達を数値的に解きます。強く偏光された放射スペクトルは、低光度のX線パルサーで観察される二重のこぶの形をしています。低エネルギーの「熱」成分は、ソフトエネルギーでの平均自由行程が長いため、より深い層から大気を離れることができる異常な光子によって支配されます。衝突励起がない場合でも、大気の加熱された非等温部分での共鳴コンプトン化により、高エネルギー成分が形成されることがわかります。ただし、後者は2つのコンポーネントの比率に影響します。強力なサイクロトロン線は、光学的に薄い最上部のゾーンから発生します。GX304-1のNuSTARおよびSwift/XRT観測へのモデルの適合は、妥当なパラメーターを使用してデータの正確な記述を提供します。したがって、このモデルは、低光度のX線パルサーで観測された特徴的なダブルハンプスペクトルを再現でき、スペクトル形成への洞察を提供します。
2017年の事象の地平線望遠鏡キャンペーン中のM87の広帯域多波長特性
| Title |
Broadband_Multi-wavelength_Properties_of_M87_during_the_2017_Event_Horizon_Telescope_Campaign |
| Authors |
J._C._Algaba,_J._Anczarski,_K._Asada,_M._Balokovic,_S._Chandra,_Y.-Z._Cui,_A._D._Falcone,_M._Giroletti,_C._Goddi,_K._Hada,_D._Haggard,_S._Jorstad,_A._Kaur,_T._Kawashima,_G._Keating,_J.-Y._Kim,_M._Kino,_S._Komossa,_E._V._Kravchenko,_T._P._Krichbaum,_S.-S._Lee,_R.-S._Lu,_M._Lucchini,_S._Markoff,_J._Neilsen,_M._A._Nowak,_J._Park,_G._Principe,_V._Ramakrishnan,_M._T._Reynolds,_M._Sasada,_S._S._Savchenko,_K._E._Williamson,_The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration,_The_Fermi_Large_Area_Telescope_Collaboration,_H.E.S.S._Collaboration,_MAGIC_Collaboration,_VERITAS_Collaboration,_EAVN_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06855 |
2017年、イベントホライズンテレスコープ（EHT）コラボレーションは、M87銀河の中心の最初の直接画像をキャプチャすることに成功しました。非対称のリングの形態とサイズは、質量が約6.5x10^9M_solarの弱く降着する超大質量ブラックホールの理論的予想と一致しています。EHTCはまた、宇宙および地上のいくつかの国際施設と提携して、大規模な準同時多波長キャンペーンを手配しました。このレターは、このキャンペーンの結果と分析、およびレガシーデータリポジトリとしての多波長データを示しています。歴史的に低い状態でM87を捕捉し、高エネルギーでコアフラックスがHST-1を支配するため、コアフラックスの制約をより空間的に正確な非常に長いベースライン干渉法データと組み合わせることができます。これまでの活動銀河の最も完全な同時多波長スペクトルを提示し、異なる空間スケールからのデータを1つのブロードバンドスペクトルに結合することの複雑さと警告について説明します。2つのヒューリスティックな等方性レプトンシングルゾーンモデルを適用して、基本的なソースプロパティへの洞察を提供しますが、M87のスペクトルを説明するには構造化ジェットが必要であると結論付けます。同時ガンマ線放出がEHTmmバンド放出を生成する同じ領域で逆コンプトン放出を介して生成されることを除外でき、さらにガンマ線は内部ジェット（HST-1の内側）でのみ生成できると結論付けることができます。）粒子が強く支配する領域がある場合。加速された陽子と二次放射光からの直接放射光はまだ除外できません。
NICERによる中性子星の質量-半径関係と密度物質の状態方程式の制約。 III。モデルの説明とパラメータ推定コードの検証
| Title |
Constraining_the_Neutron_Star_Mass--Radius_Relation_and_Dense_Matter_Equation_of_State_with_NICER._III._Model_Description_and_Verification_of_Parameter_Estimation_Codes |
| Authors |
Slavko_Bogdanov,_Alexander_J._Dittmann,_Wynn_C._G._Ho,_Frederick_K._Lamb,_Simin_Mahmoodifar,_M._Coleman_Miller,_Sharon_M._Morsink,_Thomas_E._Riley,_Tod_E._Strohmayer,_Anna_L._Watts,_Devarshi_Choudhury,_Sebastien_Guillot,_Alice_K._Harding,_Paul_S._Ray,_Zorawar_Wadiasingh,_Michael_T._Wolff,_Craig_B._Markwardt,_Zaven_Arzoumanian,_and_Keith_C._Gendreau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06928 |
回転動力ミリ秒パルサーのNeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）観測を分析して、中性子星の質量半径関係と方程式に関する情報を取得するために使用するX線パルスプロファイルモデルとその使用方法について説明します。それらのコアの高密度物質の状態の。ここでは、Milleretal。で分析したPSRJ0030+0451の観測プロファイルのモデリングについて詳しく説明します。（2019）およびRileyetal。（2019）そして、星が将来の分析でこのコンパクトを考慮する必要がある場合に備えて、R/M3を使用した星のパルスプロファイルの計算の相互検証について説明します。また、Milleretal。が使用したパラメータ推定手順の初期の相互検証の取り組みについても説明します。（2019）およびRileyetal。（2019）2つの異なる合成データセットを分析することによって。両方のコードは、互いに統計的に一致する質量半径平面内の信頼できる領域を生成し、両方とも、データの生成に使用された値と一致するモデルパラメーター値の事後分布を生成しました。また、Milleretal。のパラメータ推定手順の追加テストを要約します。（2019）PSRJ0030+0451の合成パルスプロファイルとNICERパルスプロファイルを使用しました。次に、4つの異なる合成パルスプロファイルを分析することにより、質量と半径の推定の精度がパルサーのスピン速度とそのホットスポットのサイズにどのように依存するかを説明します。最後に、この手法を使用して行われたこれらの推定値の系統的誤差の考えられる原因を評価します。その一部は、さらに調査する必要がある場合があります。
星間量子通信の検索
地球外知的生命体（SETI）の最新の検索は、電波スペクトルの狭帯域信号と光レーザーパルスの検索を提案したCocconi＆Morrison（1959）とSchwartz＆Townes（1961）の独創的な出版物から始まりました。過去60年間で、100を超える専用の検索プログラムがこれらの波長を対象としてきました。結果はすべてnullです。これらのキャンペーンはすべて、古典的な通信、つまりノイズしきい値を超えるかなりの数の光子を検索しました。時間および/または周波数空間でエンコードされたパターンを想定しています。将来の検索も量子通信を対象にすべきだと私は主張します。これらは、セキュリティと情報効率の点で従来の通信よりも好まれており、以前のすべての検索で検出されなかったでしょう。フォック状態の光子またはスクイーズド光の測定は、信号の人工性を示します。量子コヒーレンスが星間距離で実現可能であることを示し、天文学者が市販の望遠鏡と受信機を使用して、ETIから地球に送信された量子送信を検索する方法を初めて説明します。
研究者と学生のためのJupyter対応の天体物理学的分析
| Title |
Jupyter-Enabled_Astrophysical_Analysis_for_Researchers_and_Students |
| Authors |
St\'ephanie_Juneau,_(1),_Knut_A._G._Olsen_(1),_Robert_Nikutta_(1),_Alice_Jacques_(1),_Stephen_Bailey_(2)_((1)_NSF's_NOIRLab,_(2)_Lawrence_Berkeley_National_Lab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06527 |
ますます大規模で複雑なデータセットの出現により、科学者が天文学研究を行う方法が根本的に変わりました。データと緊密に連携する必要性から、一連のソフトウェアツールとサービスを含むオンラインサイエンスプラットフォームの作成が動機付けられたため、データストレージとデータアクセスを超えています。プロの研究者と学生のための天体物理学プラットフォームの一部としてのJupyterの2つのアプリケーション例を紹介します。まず、AstroDataLabはNOIRLabによって開発および運営されており、現在1500人を超える登録ユーザーがいる天文学コミュニティにサービスを提供することを使命としています。第二に、DarkEnergySpectroscopicInstrumentサイエンスプラットフォームは、90を超える機関からの約900人の協力者で構成される地理的に分散したチームにサービスを提供します。Jupyterの主な用途と、Jupyterを科学プラットフォームエコシステムに組み込むために作成する必要のあるインターフェースについて説明します。これらの例を使用して、研究者に権限を与え、大規模なデータセットだけでなく、さまざまな分野に関連する可能性のあるローカルインストールを必要とせずに最先端のソフトウェア、ツール、およびデータサービスへのアクセスを提供するという幅広い概念を説明します。。将来の進歩には、科学プラットフォームネットワーク、およびコラボレーションを促進するためにJupyterノートブックを同時に開発するためのツールが含まれる可能性があります。
| Title |
Photometric_redshifts_with_machine_learning,_lights_and_shadows_on_a_complex_data_science_use_case |
| Authors |
Massimo_Brescia,_Stefano_Cavuoti,_Oleksandra_Razim,_Valeria_Amaro,_Giuseppe_Riccio_and_Giuseppe_Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06774 |
データ駆動型科学の現在の役割は、効率的で可能な限り自動化された探査ツールを必要とする複雑で大量の情報を特徴とする、毎日収集される膨大な量の多波長データのために、天体物理学におけるその重要性を絶えず高めています。さらに、JWST、LSST、Euclidなど、将来または今後の大規模で詳細な調査プロジェクトの主な科学目的とレガシー科学の目的を達成するために、測光赤方偏移の正確な推定が重要な役割を果たします。そして、低zを高zのソースから解きほぐすことによって、独特のソースは、現代の宇宙論的矛盾を解決するのに貢献するでしょう。LSSTやEuclidなどのいくつかの調査プロジェクト内で組織された最近のフォトメトリック赤方偏移データの課題は、両方のSEDに基づくフォトメトリック赤方偏移の予測と統計的特性を改善および最適化するために、観測またはアドホックシミュレーションされた多波長および多次元データの活用を推進しましたテンプレートフィッティングと機械学習の方法論。しかし、彼らはまた、ハイブリッドおよびディープラーニング技術の調査に新たな推進力を提供し、さまざまな方法論の肯定的な特性を活用して、推定精度を最適化し、測光範囲を最大化することを目的としています。分光学的グラウンドトゥルースはほとんど利用できません。このような状況で、10年以上の研究で学んだことと提案したことを要約します。
SpaceHub：天体物理学における少数体の問題のための高性能重力統合ツールキット
| Title |
SpaceHub:_A_high-performance_gravity_integration_toolkit_for_few-body_problems_in_astrophysics |
| Authors |
Yi-Han_Wang,_Nathan_Leigh,_Bin_Liu_and_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06413 |
オープンソースの数体重力統合ツールキット{\ttSpaceHub}を紹介します。{\ttSpaceHub}は、独自のアルゴリズムAR-Radau、AR-Sym6、AR-ABITS、AR-chain$^+$など、さまざまなアルゴリズム手法を提供します。これらは、文献の他の手法よりも優れており、高速化が可能です。、相互作用するブラックホールから惑星のダイナミクスに至るまでの少数体の問題に対処するための正確で正確な計算。AR-Sym6とAR-chain$^+$は、アルゴリズムの正則化、チェーンアルゴリズム、アクティブな丸め誤差の補正、シンプレクティックカーネルの実装により、極端な質量比のブラックホールダイナミクスを処理するための最速かつ最も正確なアルゴリズムであることを示します。、極端な偏心と非常に近い出会い。AR-Radauは、64ビット浮動小数点マシンの精度に丸め誤差を制御する最初の正規化されたRadau積分器であり、非常に偏心した軌道を処理し、長期的な統合で密接なアプローチをとることができます。少し効率的な任意精度の方法であるAR-ABITSは、他のオープンソースの任意精度の少数体コードと比較して、最小のCPUコストで任意の精度を実現します。深い数値最適化とコード最適化の実装により、{\ttSpaceHub}のこれらの新しいアルゴリズムは、パフォーマンス、精度、速度の点で、他の一般的な高精度の少数体コードよりも優れていることが証明されています。
楕円体状変光星IIの休止ブラックホールを検索します。バイナリ修正最小質量比
| Title |
Search_for_Dormant_Black_Holes_in_Ellipsoidal_Variables_II._A_Binary_Modified_Minimum_Mass_Ratio |
| Authors |
Roy_Gomel,_Simchon_Faigler_and_Tsevi_Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06418 |
これは、休眠中のブラックホール、場合によっては休眠中の中性子星のある近接したバイナリの証拠を探すために、測光光度曲線の大規模なセットを検索することに焦点を当てた一連の論文の2番目です。このようなバイナリの検出は、その仲間との潮汐相互作用によって引き起こされた、大きな楕円体の周期的変調を示す星の識別に基づいています。観測された楕円体の振幅と一次質量および半径に基づいて、バイナリの最小質量比を導き出すことができます。最小質量比が1よりも大幅に大きいバイナリは、休止状態のコンパクトオブジェクトコンパニオンを持つ候補になる可能性があります。残念ながら、測光検索は、多くの場合、一次質量と半径がよく知られていないという事実によって妨げられています。この論文では、プライマリがロッシュローブを満たしていると仮定して、ロバストな修正最小質量比を提案することにより、この問題を回避する簡単なアプローチを示します。新しく定義された修正された最小質量比は常に最小質量比よりも小さく、最小質量比は実際の質量比よりも小さくなります。したがって、修正された最小質量比が1より大きいバイナリは、コンパクトオブジェクトのセカンダリを持つ候補です。
うみへび座TW星の磁気圏降着領域の大きさの尺度
| Title |
A_measure_of_the_size_of_the_magnetospheric_accretion_region_in_TW_Hydrae |
| Authors |
R._Garcia_Lopez_(1,2,3),_A._Natta_(2),_A._Caratti_o_Garatti_(1,2,3),_T.P._Ray_(2),_R._Fedriani_(2,16),_M._Koutoulaki_(2,7),_L._Klarmann_(3),_K._Perraut_(15),_J._Sanchez-Bermudez_(3,18),_M._Benisty_(15,13),_C._Dougados_(15),_L._Labadie_(4),_W._Brandner_(3),_P.J.V._Garcia_(5,6,10),_Th._Henning_(3),_P._Caselli_(8),_G._Duvert_(15),_T._de_Zeeuw_(8,14),_R._Grellmann_(4),_R._Abuter_(7),_A._Amorim_(6,17),_M._Bauboeck_(8),_J.P._Berger_(7,15),_H._Bonnet_(7),_A._Buron_(8),_Y._Cl\'enet_(9),_V._Coud\'e_du_Foresto_(9),_W._de_Wit_(10),_A._Eckart_(4,11),_F._Eisenhauer_(8),_M._Filho_(5,6,10),_F._Gao_(8),_C.E._Garcia_Dabo_(7),_E._Gendron_(9),_R._Genzel_(8,12),_S._Gillessen_(8),_M._Habibi_(8),_X._Haubois_(10),_F._Haussmann_(8),_S._Hippler_(3),_Z._Hubert_(15),_M._Horrobin_(4),_A._Jimenez_Rosales_(8),_L._Jocou_(15),_et_al._(28_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06441 |
星は、周囲の円盤から物質を降着させることによって形成されます。ディスクを流れる物質は恒星磁場によって恒星表面に運ばれるというコンセンサスがあります。これは、ディスクが星と同じ速度で回転する、いわゆる共回転半径の近くでディスクを切り詰めるのに十分な強さであると考えられています。若い恒星状天体の分光干渉法による研究では、水素は主に数ミリ秒角の領域で放出され、通常はダスト昇華半径内にあることが示されています。その起源はまだ議論の余地があり、恒星の磁気圏、回転する風、または円盤から来ていると解釈することができます。中質量のハービッグAeBe星の場合、Brガンマ線放出が空間的に分解されているという事実は、放出の大部分が磁気圏からのものであることを除外しています。これは、これらのソースで検出された弱い磁場（Gの約10分の1）が原因で、非常にコンパクトな磁気圏になります。Tタウリ星の場合、それらのより大きな磁気圏はそれらを解像しやすくするはずです。ただし、磁気圏の角度サイズが小さい（10分の数ミリ秒角）ことと、水素で放出される風の存在により、観測の解釈が困難になっています。ここでは、光学的長基線干渉法によって60pcTタウリ星TWHydraeの内部ディスクを空間的に分解することにより、磁気圏降着の直接的な証拠を提示します。水素の近赤外線放射は、直径約3.5恒星の半径（R*）の領域から発生することがわかります。この領域は、連続したほこりっぽいディスク放出領域（Rcont=7R*）内にあり、2倍の大きさの共回転半径よりも小さくなっています。これは、はるかに長い距離（>1au）で放出される風ではなく、磁気圏降着モデルで予想されるように、水素放出が降着柱で発生することを示しています。
中年頃の高度に構造化された内部惑星系デブリ太陽のような星TYC8830 410 1
| Title |
Highly_structured_inner_planetary_system_debris_around_the_intermediate_age_Sun-like_star_TYC_8830_410_1 |
| Authors |
Carl_Melis,_Johan_Olofsson,_Inseok_Song,_Paula_Sarkis,_Alycia_J._Weinberger,_Grant_Kennedy,_Mirko_Krumpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06448 |
非常にほこりっぽい主系列星TYC88304101の詳細な特性を示します。このシステムは、約1％の部分赤外線光度で内部惑星系のほこり（Tdust〜300K）をホストします。中赤外分光法は、強力で穏やかな結晶の固体発光の特徴を明らかにします。TYC88304101（スペクトル型G9V）は、49.5インチの分離M4型コンパニオンが共動および共動し、システム年齢は約600Myrと推定されます。TYC88304101も「ディッパー」のようなものを経験しますASAS-SN、TESSによって検出され、LCOGTでより詳細に特徴付けられた調光イベント。これらの繰り返しの日食は、さまざまな小さな塵の構造に加えて、少なくとも1つのほぼ星サイズの塵の雲が星の周りを回っていることを示唆しています。TYC88304101を周回する物質は、地球と月のシステムを形成したと考えられる巨大な衝撃イベントに類似したものを含む可能性が高い劇的なダスト生成メカニズムを示していますが、そのようなプロセスの数億年後は太陽系TYC88304101は、非常にほこりっぽい内部惑星系の起源、構造、および進化についての私たちの理解に大きな進歩をもたらすことを約束しています。
ケプラー光度曲線における対流駆動フリッカーの洗練されたモデル
ケプラーミッションによって生成された光度曲線は、ノイズフロアに寄与する恒星起源の確率的な明るさの変動（または「フリッカー」）を示し、太陽系外惑星の検出および特性評価方法の感度を制限します。表面対流のある星では、短い（8時間未満）タイムスケールでのこれらの変動の主な要因は、対流造粒であると考えられています。この作業では、測定されたフリッカーに対するケプラーバンドパスの効果を含め、対流マッハ数の決定に金属量を組み込み、より幅広いセットのスケーリング関係を使用することにより、この粒状フリッカー振幅（$F_8$）の既存のモデルを改善します。数値シミュレーション。これらの変化を動機付けて検証するために、ケプラー星の対流フリッカー測定の最近のデータベースを使用します。これにより、残りのモデルである予測誤差をより完全に詳細化できます。私たちのモデルの改善は、フリッカー振幅の典型的な誤予測を2.5倍から2倍に減らします。残りのモデルエラーの考えられる説明として、回転周期と強い磁気活動を除外し、バイナリコンパニオンが対流フリッカーに影響を与える可能性があることを示します。また、数値シミュレーションの広がりの一部を説明するために、任意の1つの星のフリッカー振幅の範囲を予測する「エンベロープ」モデルを紹介します。この範囲は、観測された星の78％をカバーしていることがわかります。太陽の粒状のちらつきの振幅は、ほとんどの太陽のような星よりも低いことに注意してください。対流フリッカー振幅のこの改善されたモデルは、太陽系外惑星の研究でこのノイズ源をよりよく特徴付けることができ、星の造粒のモデルとシミュレーションをよりよく知らせることができます。
赤道コロナホールからの遅い太陽風の観測
その独特の組成特性と変動性のために、低速（$\lesssim450$kms$^{-1}$）の太陽風は、コロナホールから来る高速風とは異なり、コロナストリーマから発生すると広く信じられています。。別のシナリオは、遅い風の大部分（太陽圏電流シートのすぐ近くを除く）が、小さなコロナホール内または大きなホールの境界内に根ざした急速に発散するフラックスチューブから発生することです。この視点は主に光球場の外挿に基づいており、かなりの不確実性があり、動的効果が含まれていないため、ソースが穴の境界のすぐ内側にあるのか外側にあるのか、または高緯度の穴が地球に接続されます。力線外挿への依存を最小限に抑えるために、中央子午線の赤道コロナホールの後に地球の低速ストリームが続く場合を検索しました。2014年から2017年の期間の14の例について説明します。これには、アクティブ領域の近くに配置され、赤道幅が$\sim$3$^\circ$-10$^\circ$のFeXIV21.1nmコロナホールが含まれます。関連する原位置風は、速度$v\sim300$-450kms$^{-1}$と$\のO$^{7+}$/O$^{6+}$比によって特徴づけられました。sim$0.05--0.15、$v$はプロトン温度との通常の相関関係を示しています。さらに、他の最近の研究と一致して、この遅い風は、高速の流れの場合と同様に、著しく高いAlfv\'enicityを持っていました。我々は、小さなコロナホールが太陽周期の最大および最大後の初期段階での遅い太陽風の主な原因であると結論付けています。
「ユニポーラ」活性領域プラージュ内のループ状微細構造のさらなる証拠
| Title |
Further_Evidence_for_Looplike_Fine_Structure_inside_"Unipolar"_Active_Region_Plages |
| Authors |
Y.-M._Wang,_I._Ugarte-Urra,_and_J._W._Reep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06633 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の極紫外線画像と視線マグネトグラムを使用した初期の研究では、少数派ではないものの、アクティブ領域（AR）のプラージュと強いネットワーク濃度には、小さなループ状の特徴が埋め込まれていることがよくあります。極性フラックスは、対応するマグネトグラムに表示されます。これらの発見の予想外の性質のために、「単極」プラージュ内に根ざした逆Y構造の例をSDOデータベースで検索しました。このようなジェット状構造は、小さな双極子と主極性場の間の磁気リコネクションの証拠として解釈されます。2013年から2015年の期間にいくつかの実例が示されていますが、それらはすべてAR「苔」からの一時的な流出に関連しています。三角形またはドーム型のベースの水平方向の寸法は$\sim$2〜4Mmで、これは$\sim$1〜3の粒状直径に対応します。また、海綿状のFeIX17.1nmのコケは、プラージュに限定されませんが、光球場が比較的弱い領域や、極性が混在している領域にまで及ぶ可能性があることにも注意してください。17.1、19.3、および21.1nmの通過帯域で見られる明るいコロナループは、ループのような微細構造とその足元でのコンパクトな明るさを示す傾向があります。これらの観察結果は、現在のマグネトグラムがARプラージュ内の少数極性フラックスの量を大幅に過小評価していることをさらに確認し、フットポイントの再接続と小規模なフラックスキャンセルがARの内側と外側の両方で冠状動脈の加熱に主要な役割を果たす可能性があることを再度示唆しています。
2017年9月6日の連続したX2.2およびX9.3太陽フレアのMHDモデリング
太陽活動領域12673は、2017年9月に約3時間間隔で2つの連続したXクラスフレア（X2.2とX9.3）を生成しました。X9.3は太陽周期24で記録された最大の太陽フレアでした。この研究ではデータを実行します。-観測された光球磁場を考慮に入れて、X2.2およびX9.3フレアの開始とダイナミクスを明らかにする制約付き磁気流体力学的シミュレーション。私たちのシミュレーションによると、X2.2フレアは、光球で負の極性が反対の極性の領域に侵入するローカルサイトでの磁気リコネクションによって最初にトリガーされます。この磁気リコネクションは、外部のねじれた力線との連続的な再接続によって磁束ロープが形成される最も内側の力線を上向きに追い出します。X2.2フレア後の継続的な磁気リコネクションは、磁束ロープを強化します。磁束ロープは持ち上げられ、最終的にトーラスの不安定性を介して噴出します。これにより、X9.3フレアが発生します。
太陽ダイナモにおける太陽大規模磁場とサイクルパターン
観測結果と太陽ダイナモモデルを用いて、太陽の大規模磁場の帯球調和関数のスペクトルを比較します。これらのトレーサーに記録されている主な太陽活動周期は、太陽ダイナモ方程式の固有解よりもはるかに複雑な現象であり、太陽流体力学に対するダイナモ駆動磁場の逆反応によって成長が飽和します。各モードで記録された公称11（22）年サイクルには、サイクルごとに異なる特定の位相シフトがあります。サイクルの実際の長さは、サイクルごとに、またトレーサーごとに異なります。観測とダイナモモデルの両方が、軸対称$\ell_{5}$モードの例外的な役割を示しています。その起源は、太陽表面の黒点の形成と進化に容易に関連しているようです。観測とダイナモモデルの結果は、低$\ell_{1}$モードと$\ell_{3}$モードがよく一致していることを示しています。これらのモードの結果は、軸対称モデルと非軸対称モデルで大きな違いはありません。私たちの発見は、太陽ダイナモの源が対流層の大部分における分散ダイナモプロセスと表面磁気活動の両方の結果として生じるという考えを支持します。
二重ヘリウム白色矮星の合併後の進化とヘリウムに富む高温準矮星の分布
| Title |
Post-merger_evolution_of_double_helium_white_dwarfs_and_distribution_of_helium-rich_hot_subdwarfs |
| Authors |
Jinlong_Yu,_Xianfei_Zhang_and_Guoliang_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06817 |
二重ヘリウム白色矮星の合併は、孤立したヘリウムに富む高温準矮星を形成すると考えられています。観察によれば、ヘリウムに富む高温の準矮星は、表面が炭素に富むか炭素に正常であるかに基づいて、2つのサブグループに分けることができます。しかし、この分布が直接バイナリ進化に由来するかどうかは明らかではありません。バイナリポピュレーションシンセシス（BPS）を採用して、ダブルヘリウム白色矮星の合併のチャネルに従って、単一ヘリウムに富む高温準矮星のポピュレーションを取得します。合併チャネルは、前駆体ヘリウム白色矮星の異なる質量に関連する$T_{\rm{eff}}-\logg$平面内の2つのサブグループを表すことができることがわかります。$Z$=0.02の場合、2つのヘリウム白色矮星の合併によるヘリウムに富む高温準矮星の出生率と局所密度は$\sim4.82\times10^{-3}$$\rmyr^{-1}$と$\sim$290.0$\rmkpc^{-3}$は、それぞれ銀河系の13.7Gyrです。炭素に富む準矮星と炭素に富むヘリウムに富む準矮星の割合は、それぞれ32$\％$と68$\％$です。
近い恒星フライバイによる重要な星間天体の生成
| Title |
Significant_interstellar_object_production_by_close_stellar_flybys |
| Authors |
Susanne_Pfalzner,_Luis_Aizpuru_Vargas,_Asmita_Bhandare,_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06845 |
わずか2年以内に、2つの星間天体（ISO）（オウムアムアとボリソフ）が発見されました。惑星形成の副産物として、大量の微惑星が形成されます。したがって、ISOは、親星から解き放たれた元微惑星である可能性が高いようです。発見は、支配的なISO形成プロセスの問題を提起します。ここでは、別の星の接近フライバイ中に放出された微惑星に焦点を当てます。私たちは、接近した恒星のフライバイの間に放出された微惑星の量、それらの駆出速度、そしてありそうな組成を定量化します。放物線フライバイの効果が、摂動星と親星の質量比、周星間距離、傾斜、および周星期の角度に依存することを調べます。ISOが作成されるときはいつでも、それらは通常0.5〜2km/sの速度で親システムを離れます。この駆出速度は、惑星の散乱によって生成されたISOの速度（4〜8km/s）や、主系列星の後の段階で放出されたISOの速度（0.1〜0.2km/s）とは明らかに異なります。さまざまなクラスター環境での典型的なディスク切り捨て半径を使用すると、オリオン大星雲クラスターのようなクラスターは、星あたり0.85地球質量のISOに相当するものを生成する可能性が高いことがわかります。対照的に、NGC3603のようなクラスターは、星ごとに最大50個の地球質量のISOを生成する可能性があります。私たちの太陽系はおそらくISOの2〜3地球質量に相当するものを生成し、それは私たちの太陽系を0.7km/sの平均駆出速度で残しました。フライバイによって生成されるほとんどのISOは、ボリソフと同様に彗星のようなものでなければなりません。コンパクトで長寿命のクラスターに由来するISOは、COの不足を示すことがよくあります。統計的に有意なISOのサンプルが発見されるとすぐに、観測された速度と組成の情報を組み合わせることで、主要な生産プロセスの制約に役立つ可能性があります（要約）。
TX ColのTESS観測：急速に変化する降着流
トランジット系外惑星探査衛星からの最初の長期測光を使用して、中間ポーラーTX列の詳細な時間分解タイミング分析を実行しました。ほぼ52日間の連続時系列データのパワースペクトルは、5.691ドルの軌道期間を示しています。\pm0.006$時間、$1909.5\pm0.2$sのスピン周期、および$2105.76\pm0.25$sのビート周期。これは、以前の結果と一致しています。また、5850〜5950秒の周期で数日間の準周期振動（QPO）の存在を発見しました。これは、白色矮星の自転周期でケプラー周期が打ち負かされたためと思われます。継続的なデータにより、システムの降着形状の日ごとの進化を徹底的に調べることができました。ここでは、TXColが1日のタイムスケールでも降着メカニズムを変更し、ディスクオーバーフローの降着の性質が変化することを確認したことを報告します。ほとんどの場合、それはストリーム供給が支配的なディスクオーバーフローシステムであることがわかりましたが、観測中に純粋なディスク供給と純粋なストリーム供給の付加を除外することはできません。
2mmギャップの小型RPCを通るガスフローパターン
| Title |
Gas_flow_pattern_through_small_size_RPCs_with_2mm_gap |
| Authors |
Yousef_Pezeshkian,_Amir_Kiyoumarsioskouei,_Majid_Ahmadpouri_and_Ghasem_Ghorbani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06508 |
17x17cm2と30x30cm2の面積を持つシングルギャップガラス抵抗プレートチャンバーは、サハンド工科大学の粒子検出器研究所で構築されています。チャンバーを通るガス流のシミュレーションは、市販のANSYS-Fluentパッケージを使用して実行されます。流量はチャンバー内のガスの圧力と線形関係があることを示しました。また、チャンバーの出口に接続されたホースの長さに対するガス圧の依存性を調査し、線形に変化することを示しました。シミュレーション結果は、実験的に測定された値と比較されます。
一般化されたプロカ理論からのダークエネルギーモデル
一般化されたProca理論におけるベクトル場の自己相互作用の観点から、3次までのラグランジアンのみを含む特定の暗黒エネルギーモデルを検討します。それぞれCMBとCMB+HSTのデータセットを使用して、モデルの宇宙論的パラメーターを調べます。特に、ハッブル定数は$H_0=71.80^{+1.07}_{-0.72}$（$72.48^{+0.72}_{-0.60}$）$\rmkms^{-1}Mpc^であることがわかります。{-1}$で$68\％$〜CLハッブルの一定の張力を緩和するCMB（CMB+HST）を使用します。また、CMBおよびCMB+HSTに適合した場合、モデルの減少した$\chi^2$値が1に近いこともわかります。これは、このモデルが宇宙の宇宙論的進化を説明するのに適した候補であることを示しています。
この論文では、アクシオン様粒子（ALP）の膨張と暗黒物質（DM）を研究するために、一般化された自然膨張（GNI）モデルを提案します。GNIには、自然インフレと比較して2つの追加パラメーター$（n_1、n_2）$が含まれているため、GNIはより一般的になります。$n_1$は、GNIと他のALPインフレーションモデルの間の接続を構築し、$n_2$はインフラトンの質量を制御します。宇宙マイクロ波背景放射やその他の宇宙観測限界を考慮した後、モデルは広い質量範囲で小磁場インフレーションを実現でき、ここで考慮しているALPインフラトンは特定のパラメータ空間のDM候補として機能します。
エアシャワーでの中間子生成と軽いエキゾチック粒子の探索
地球の大気中の宇宙線によって誘発された空気シャワーで生成された中間子の崩壊は、地下実験で検出できる光のエキゾチック粒子のフラックスにつながる可能性があります。宇宙の相互作用で生成された光中性中間子$\pi^0$、$\eta$、$\rho^0$、$\omega$、$\phi$、$J/\psi$のエネルギースペクトルを評価します。QCDに触発されたイベントジェネレーターを使用して、陽子とヘリウム原子核を空気で光線します。エアシャワーの個々のハドロン相互作用で生成された中間子を合計すると、崩壊していない中間子の結果として生じるフラックスが得られます。アプリケーションとして、中性中間子の電磁崩壊チャネルで生成されたミリチャージ粒子の場合を再考します。
圧縮性ホール電磁流体力学のためのスペクトル伝達とK \ 'arm \' an-Howarth-Monin方程式
| Title |
Spectral_transfer_and_K\'arm\'an-Howarth-Monin_equations_for_compressible_Hall_magnetohydrodynamics |
| Authors |
Petr_Hellinger,_Emanuele_Papini,_Andrea_Verdini,_Simone_Landi,_Luca_Franci,_Lorenzo_Matteini,_and_Victor_Montagud-Camps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06851 |
圧縮性ホール電磁流体力学（MHD）乱流を減衰させるためのK\'arm\'an-Howarth-Monin方程式の2つの新しい形式を導出します。弱圧縮性、2次元、中程度のレイノルズ数のホールMHDシミュレーションの結果でそれらをテストし、等方性スペクトル伝達（ST）方程式と比較します。KHM方程式とST方程式は、周期境界条件によりシミュレーション全体で自動的に満たされ、補完的な累積動作を持ちます。ここでは、乱流が完全に発達したときの乱流の開始とその特性を分析するために使用されます。これらのアプローチは、大規模での運動エネルギー+磁気エネルギーの減衰、MHDとホールのクロススケールエネルギー伝達/カスケード、圧力膨張、および散逸を特徴付ける同等の結果をもたらします。ホールカスケードは、MHDのものがエネルギーをイオン慣性範囲に近づけると現れ、再接続する電流シートの形成に関連しています。その後、圧力膨張エネルギー交換率はゼロ付近で振動し、その振動の期間にわたって平均すると、クロススケールエネルギー伝達に正味の影響はありません。縮小された1次元分析は、3つの方法すべてがその場観察からエネルギーカスケード率を推定するのに役立つ可能性があることを示唆しています。
ラテンアメリカのHECAP物理ブリーフィングブック
| Title |
Latin_American_HECAP_Physics_Briefing_Book |
| Authors |
H._Aihara,_A._Aranda,_R._Camacho_Toro,_M._Cambiaso,_M._Carena,_E._Carrera,_J._C._D'Olivo,_A._Gago,_T._Goncalves,_G._Herrera,_D._Lopez_Nacir,_M._Losada,_J._Molina,_M._Mulders,_D._Restrepo,_R._Rosenfeld,_A._Sanchez,_F._Sanchez,_M._Soares-Santos,_M._Subieta,_H._Wahlberg,_H._Yepes_Ramirez,_A._Zerwekh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06852 |
高エネルギー、宇宙論、宇宙粒子物理学（HECAP）の研究の最前線で活動しているラテンアメリカの科学コミュニティが初めて集まり、地域戦略の開発に向けた科学的インプットについて話し合い、提供しました。現在の文書であるラテンアメリカのHECAP物理ブリーフィングブックは、この野心的なボトムアップの取り組みの結果です。このレポートには、各トピックワーキンググループの主な貢献と議論を統合するために準備グループによって実行された作業が含まれています。このブリーフィングブックでは、この地域で開発中の関連する新興プロジェクトについて説明し、影響を与える可能性のある将来のイニシアチブと、ラテンアメリカのHECAPコミュニティが国際的な旗艦プロジェクトに参加して、この地域での長期HECAP戦略の作成に不可欠な情報を提供することを検討します。
265-1094keVでの$ ^ {2} $ H（$ p、\ gamma $）$ ^ {3} $ HeSファクターの測定
| Title |
Measurement_of_the_$^{2}$H($p,\gamma$)$^{3}$He_S-factor_at_265-1094keV |
| Authors |
S._Turkat,_S._Hammer,_E._Masha,_S._Akhmadaliev,_D._Bemmerer,_M._Grieger,_T._Hensel,_J._Julin,_M._Koppitz,_F._Ludwig,_C._M\"ockel,_S._Reinicke,_R._Schwengner,_K._St\"ockel,_T._Sz\"ucs,_L._Wagner_and_K._Zuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06914 |
最近の天文データは、原始重水素の存在比をパーセント精度で提供しています。結果として、ビッグバン元素合成は、宇宙マイクロ波背景放射の分析と同じくらい正確であるが、それとは独立した、普遍的なバリオン対光子比に対する制約を提供する可能性があります。しかし、そのような制約は、原始重水素の生成と破壊を支配する核反応速度が十分によく知られていることを必要とします。ここでは、$^2$H（$p、\gamma$）$^3$He断面積の新しい測定値が報告されています。この核反応は、予測されるビッグバン重水素存在比の誤差を支配します。400〜1650keVのビームエネルギーの陽子ビームが固体の重水素化チタンターゲットに入射し、放出された$\gamma$線が、55$^\circ$と90$^\circの角度で2つの高純度ゲルマニウム検出器で検出されました。それぞれ$。ターゲットの重水素含有量は、$^2$H（$^3$He、$p$）$^4$He反応によってその場で取得され、弾性反跳検出法を使用してオフラインで取得されています。天体物理学的Sファクターは、265〜1094keVの重心エネルギーで決定されており、ビッグバン元素合成に関連するエネルギー範囲の最上部に対応し、低エネルギーで進行中の作業を補完します。新しいデータは、ビッグバン温度で以前に想定されていたよりも高いSファクターをサポートし、予測される重水素の存在量を減らします。
2流体部分イオン化プラズマにおけるBiermannバッテリーメカニズムのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_Biermann_battery_mechanism_in_two-fluid_partially_ionised_plasmas |
| Authors |
David_Mart\'inez-G\'omez,_Beatrice_Popescu_Braileanu,_Elena_Khomenko,_Peter_Hunana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06956 |
初期シードがない場合、非理想的な誘導方程式のBiermannバッテリー項は、弱い磁場を生成するソースとして機能します。これらのフィールドは、ダイナモメカニズムを介して増幅されます。ケルビン・ヘルムホルツ不安定性は、多くの天体物理学的シナリオで発生する流体現象であり、ビアマン電池とダイナモプロセスの作用を引き起こす可能性があります。プラズマのイオン化度と荷電種と中性種の間の相互作用が、不安定性のさまざまな段階での磁場の生成と増幅に及ぼす影響を調査することを目的としています。数値コードMancha-2Fで実装された2流体モデルを使用します。初期磁場がなく、速度せん断のために不安定な構成から開始して2Dシミュレーションを実行します。プラズマのイオン化度を変化させ、モデルの方程式に含まれるさまざまな衝突項が不安定性の進化と磁場の生成に果たす役割を分析します。2つの流体間の衝突結合が考慮されていない場合、Biermannバッテリーメカニズムの効果はイオン化度に依存しないことがわかります。ただし、弾性衝突を考慮すると、イオン化度が低くなると磁場の発生が大きくなります。電荷交換のプロセスも考慮すると、この動作はわずかに強化されます。また、2つの流体間の結合度への依存性に関連するプラズマの総密度への依存性も見出されます。総密度が増加すると、2流体モデルの結果は1流体モデルの予測に収束します。
準円形のインスピレーションと非回転の荷電ブラックホールの融合の数値相対論シミュレーション：方法と近似アプローチとの比較
| Title |
Numerical-relativity_simulations_of_the_quasi-circular_inspiral_and_merger_of_non-spinning,_charged_black_holes:_methods_and_comparison_with_approximate_approaches |
| Authors |
Gabriele_Bozzola_and_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.06978 |
電荷対質量比$\lambda\le0.3$の、帯電した非回転のバイナリブラックホールの準円形インスピレーションとマージの完全に一般相対論的なシミュレーションを示します。これらのバイナリの長期的かつ安定した進化を可能にした主な機能について説明します。また、電磁波によって運び去られる角運動量、およびブラックホールの地平線特性への電磁的寄与を計算するための形式を提示します。私たちは形式主義を実装し、数値相対論シミュレーションで初めて結果を提示します。さらに、完全な非線形ソリューションを、インスパイアフェーズとリングダウンフェーズの既存の近似モデルと比較します。四重極近似に基づくニュートンモデルには、主要なゲージ不変量で20％〜100％の誤差があることを示します。一方、検討したシステムでは、カー・ニューマン時空でのテスト粒子の運動に基づく残留ブラックホールスピンの推定値が、非線形計算と数パーセント以内で一致することがわかりました。最後に、インスパイラルマージャーリングダウン信号またはリングダウン信号のみを使用して、将来の重力波検出器によってブラックホール電荷を検出する可能性について説明します。
表面の湿り気を減らすことは、熱帯の水循環レジーム移行につながります
地球の現代の気候は、湿った雨の深い熱帯によって特徴づけられますが、古気候学と惑星科学は、さまざまな外部パラメータに関連する広範囲の水循環体制を明らかにしました。ここでは、表面の湿りが熱帯の水循環にどのように影響するかを調査します。地球のような大循環モデルで表面の湿り気が減少すると、熱帯は湿ったままですが、雨から雨のない状態に移行します。負の蒸発（表面結露）が水分フラックスの収束と釣り合うため、表面降水量が抑制されると、雨のない状態が発生します。レジーム遷移は、相対湿度の変化が小さいという仮説とは対照的に、表面近くの相対湿度の変化によって支配されます。レジーム遷移の原因となる表面近くの相対湿度の変化は、持ち上げ凝結レベル近くの層状降水の再蒸発によって制御されることを示しています。再蒸発は、垂直方向の混合によって表面近くに影響を与えます。私たちの結果は、ウェット/ドライパラダイムを超えた新しい雨のない熱帯水循環体制を明らかにしています。
渦ビーム用のカー時空幾何光学
一般相対論的幾何光学フレームワークにおける重力場と光学媒体の類似性を適用して、光が巨大な回転するコンパクトな物体の重力場を横切るときに光が軌道角運動量（OAM）を獲得する方法と、OAMと偏光の相互作用について説明します。カー時空は、光ビームの偏光に重力ファラデー回転を課すだけでなく、回転するブラックホール（BH）の近くを通過する放射の軌道角運動量分布に特徴的な指紋を設定することでも知られています。カー時空は、光が軌道角運動量を獲得し、スピンから軌道角運動量への変換が発生する可能性がある不均一で異方性の媒体のように動作し、データ分析によって確認されたように、重力レンズ光の偏光および位相変化媒体として機能しますM87*ブラックホールの。
ノイマン解に基づく放射伝達方程式を解くための新しい高速モンテカルロコード
| Title |
A_New_Fast_Monte_Carlo_Code_for_Solving_Radiative_Transfer_Equations_based_on_Neumann_Solution |
| Authors |
Xiao-lin_Yang,_Jian-cheng_Wang,_Chu-yuan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07007 |
この論文では、フレドホルム積分方程式のノイマン級数解に完全に基づく新しいモンテカルロ放射輸送（MCRT）スキームを提案しました。このスキームは、MCRTの本質が、ノイマン解の多重積分の無限項を同時に計算することであることを示しています。この観点から、MCRT手順を体系的に再記述しました。この手順では、主な作業は、確率変数のセットと対応する不偏推定関数に関連する確率分布関数（PDF）を選択することになります。用語ごとの推定など、考えられる無限の選択肢から、分散が小さい比較的最適な推定手順を選択できます。このスキームでは、MCRTは、ランダムウォークフォトンのトレースではなく、積分評価の純粋な問題と見なすことができます。これを念頭に置いて、いくつかの微妙な直感的な間違いを回避することができます。さらに、これらの積分の$\delta$関数は、それらを直接統合することによって事前に削除できます。この事実と最適に選択された確率変数を組み合わせることで、特に軸対称または球対称のシステムで、モンテカルロ（MC）の計算効率と精度を大幅に向上させることができます。MCRTコードであるレモン（ノイマン解に基づく線形積分方程式のモンテカルロソルバー）は、このスキームに完全に基づいて開発されました。最後に、レモンの検証を検証する予定です。主にフラット時空に限定された一連のテスト問題が再現され、対応する結果が詳細に示されています。
