暗黒物質（DM）の性質は不明です。説得力のある可能性の1つは、DMとしてのいくつかのタイプの素粒子に対する厳しい制限を考えると、DMが原始ブラックホール（PBH）で構成されていることです。ここでは、海王星の軌道離心率がサブソーラー質量ウィンドウのPBHに制約を課していることを示します。また、不正な星間惑星の局所的な存在量に新しい制限を導き出します。
暗黒物質の崩壊：シミュレーションと弱いレンズ効果の予測
| Title |
Decaying_Dark_Matter:_Simulations_and_Weak-Lensing_Forecast |
| Authors |
Jonathan_Hubert,_Aurel_Schneider,_Doug_Potter,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07675 |
非常に高い赤方偏移と低い赤方偏移からの暗黒物質（DM）の存在の証拠にもかかわらず、中程度の量のDM粒子崩壊は依然として有効な可能性です。これには、非常に長寿命であるが不安定な粒子を含むモデル、または暗黒物質のごく一部のみが崩壊することが許可されている混合シナリオの両方が含まれます。この論文では、放射線に崩壊するDM粒子が非線形構造形成にどのように影響するかを調査します。パワースペクトルとその赤方偏移の進化を見て、崩壊寿命（$\tau$）と崩壊から全暗黒物質への割合（$f$）の両方を変化させ、サブパーセントに達するフィッティング関数を提案します。$k\sim10$h/Mpc未満の精度。この適合に基づいて、大規模なニュートリノとバリオンのフィードバックパラメータの両方を含む、ユークリッドのような弱いレンズ効果（WL）調査の予測分析を実行します。WL観測のみでは、すべてのDMが不安定な場合に、$\tau=75$Gyr（95パーセントCL）よりも小さい減衰寿命を除外できることがわかります。この制約は、WLデータがプランク衛星からのCMB事前分布と組み合わされた場合、$\tau=182$Gyrに改善され、バリオンフィードバックが今後のSunyaev-ZeldovichまたはXによって完全に制約されるとさらに仮定した場合、$\tau=275$Gyrに改善されます。-光線データ。後者は、CMBデータのみからの制約と比較して3.2倍の改善を示しています。$\tau\sim30$Gyr以下の暗黒物質の強く崩壊するサブコンポーネントのシナリオに関しては、$f>0.49$、$f>0.21の崩壊から合計への割合を除外することが可能です。同じ3つのシナリオで、$、および$f>0.13$（95パーセントCL）。今後のステージIVWL調査により、暗黒物質セクターの安定性に対する現在の制約を大幅に改善できると結論付けています。
| Title |
Growth_of_Massive_Black_Hole_Seeds_by_Migration_of_Stellar_and_Primordial_Black_Holes:_Gravitational_Waves_and_Stochastic_Background |
| Authors |
Lumen_Boco,_Andrea_Lapi,_Alex_Sicilia,_Giulia_Capurri,_Carlo_Baccigalupi,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07682 |
ボコらによって提案されたフレームワークに依存して拡張し、ほこりっぽい星形成銀河における巨大なブラックホール（BH）シードの形成と成長を調査します。具体的には、後者は、ガス状の力学的摩擦を介した恒星のコンパクト星（中性子星と恒星質量ブラックホール）の銀河核領域への移動と、その後の融合による巨大な中央BHシードの成長を想定しています。この論文では、2つの関連する成分を追加します。（i）シードの成長に関与する追加の成分として、暗黒物質の一部$f_{\rmpBH}$を構成する可能性のある原始的なBHを含めます。（ii）シードの成長中に発生した確率的重力波のバックグラウンドを、恒星のコンパクトな残骸と原始ブラックホールの合併の両方から予測します。後者のイベントは、恒星のコンパクトな残骸の合併とガスの降着が引き継がれる前の、$10^6-10^7\、\rmyr$のタイムスケールでの中央シードの初期成長に最も寄与することがわかります。さらに、原始BH$f_{\rmpBH}$の割合が十分に大きい場合、核銀河領域での合併によって放出される重力波は、EinstenTelescope、DECIGO、LISAなどの将来の干渉計によって検出される可能性があります。関連する確率的重力波の背景については、広い周波数帯域$10^{-6}\lesssimf[{\rmHz}]\lesssim10$に広がると予測されます。これは、分離されたバイナリコンパクトオブジェクトのマージ。一方では、そのようなバックグラウンドの検出は、提案されたシード成長メカニズムをテストするための煙を吐く銃である可能性があります。他方、それは、宇宙論的起源の原始的な背景の挑戦的な探求において、特徴付けられ、差し引かれる天体物理学の源からの関連する汚染物質を構成します。
SALT3：宇宙の距離を測定するための改良されたIa型超新星モデル
| Title |
SALT3:_An_Improved_Type_Ia_Supernova_Model_for_Measuring_Cosmic_Distances |
| Authors |
W._D._Kenworthy,_D._O._Jones,_M._Dai,_R._Kessler,_D._Scolnic,_D._Brout,_M._R._Siebert,_J._D._R._Pierel,_K._G._Dettman,_G._Dimitriadis,_R._J._Foley,_S._W._Jha,_Y.-C._Pan,_A._Riess,_S._Rodney,_and_C._Rojas-Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07795 |
Ia型超新星（SNeIa）のスペクトルエネルギー分布（SED）モデルは、広い赤方偏移範囲にわたって正確で正確な距離を測定し、宇宙パラメータを制約するための重要なツールです。改良されたモデルフレームワークであるSALT3を紹介します。これには、主要なSALT2モデル（SALT2.4）を含む現在のモデルに比べていくつかの利点があります。SALT3も同様の哲学を持っていますが、不確実性の推定が改善され、色と光度曲線のストレッチがより適切に分離され、公開されているトレーニングコードがある点でSALT2とは異なります。1207スペクトルの1083SNeのクロスキャリブレーションされたコンパイルでのトレーニング方法の適用を示します。私たちのコンパイルは、SALT2トレーニングサンプルよりも$2.5\times$大きく、キャリブレーションの不確実性を大幅に減らしました。結果として得られるトレーニング済みのSALT3.K21モデルは、SALT2と比較して波長範囲が$2000$〜$11000$オングストローム（1800オングストローム赤）に拡張され、不確実性が低減されているため、低$z$$I$および$iz$測光バンドを正確に使用できます。これらの以前に破棄されたバンドを含めると、SALT3.K21は、低zFoundationおよびCfA3サンプルのハッブル散乱をそれぞれ15％および10％削減します。潜在的な体系的な不確実性をチェックするために、トレーニングコンパイルで低（$0.01<z<0.2$）と高（$0.4<z<0.6$）のレッドシフトSNeの距離を比較し、SALT2.4とSALT2.4の間のわずかな$2\pm14$mmagシフトを見つけます。SALT3.K21。SALT3.K21モデルは光学データでトレーニングされましたが、私たちの方法を使用して、ローマ宇宙望遠鏡からのレストフレームNIRサンプルのモデルを構築できます。オープンソースのトレーニングコード、公開トレーニングデータ、モデル、およびドキュメントはhttps://saltshaker.readthedocs.io/en/latest/で入手でき、モデルはsncosmoおよびSNANAソフトウェアパッケージに統合されています。
銀河測量による超軽量アクシオンの抑制
| Title |
Constraining_Ultralight_Axions_with_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Alex_Lagu\"e,_J._Richard_Bond,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Keir_K._Rogers,_David_J._E._Marsh,_Daniel_Grin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07802 |
超軽量アクシオンや他のボソンは、標準模型を超える多くの高エネルギー物理学理論に存在する暗黒物質の候補です。特に、文字列軸は、ダークセクターを構成する最大$\mathcal{O}（100）$のライトスカラーボソンの存在を前提としています。アクシオンと冷たい暗黒物質の混合を考慮すると、質量のアクシオン$10^{-31}\;\mathrm{eV}\leqm_a\leqのアクシオン遺物密度$\Omega_ah^2<0.004$の上限が得られます。10^{-26}\;\mathrm{eV}$、95％の信頼度。また、アクシオンの質量が$10^{-25}$eVと$10^{-32}$eVの場合、既存の制約をそれぞれ4.5倍と2.1倍以上改善します。バリオン振動分光調査（BOSS）からのフーリエ空間銀河クラスタリング統計を使用し、銀河調査が宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と比較してアクシオンパラメーター空間の重要な縮退をどのように破壊するかを示します。独自の模擬銀河カタログを作成することにより、混合超軽量アクシオン暗黒物質への大規模構造アプローチの有効場理論の妥当性をテストし、銀河四重極に異方性超軽量アクシオンシグネチャを見つけます。また、シミュレーションで暗黒物質の5％を$10^{-28}$eVアクシオンで構成できるようにすると、線形銀河バイアスが1.8から2.4に向上することがわかります。最後に、線形物質パワースペクトルへのアクシオンの寄与を高速に計算できる拡張補間スキームを開発し、完全なモンテカルロマルコフ連鎖解析の計算コストを70％削減します。
プルーム衝突効果のアポロビデオ写真測量推定（会議版）
| Title |
Apollo_Video_Photogrammetry_Estimation_of_Plume_Impingement_Effects_(conference_version) |
| Authors |
Christopher_Immer,_John_Lane,_Philip_Metzger,_Sandra_Clements |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07669 |
星座プロジェクトの計画された月への帰還は、同じ場所に多数の着陸を必要とします。上部の数センチメートルはゆるく詰め込まれたレゴリスであるため、ランダーからのプルームの衝突により、粒状の物質が高速で放出されます。着陸地点を取り巻くハードウェアを保護するために、着陸中のプルーム衝突の物理学を理解するために多くの作業が必要です。アポロ月着陸船の着陸ビデオは、本質的にほとんど定性的ですが、最新の写真測量技術を使用して豊富な定量的情報を提供できます。著者らは、デジタル化されたビデオを使用して、月面への着陸排気のプルーム衝突効果を定量化しました。プルームからのダスト放出角度は1〜3度と推定されます。ロフト粒子密度は10^8-10^13粒子/m^3と推定されます。さらに、10〜15cmの大きなサイズの物体の放出と推力への放出角度の依存性の証拠が提示されます。着陸ビデオの定量分析を継続するためのさらなる作業が進行中です。
小さなエポック数のデータセットからの惑星の検出可能性に対する一次速度と軌道位相の影響
| Title |
Primary_Velocity_and_Orbital_Phase_Effects_on_Planetary_Detectability_from_Small_Epoch_Number_Data_Sets |
| Authors |
Cam_Buzard,_Stefan_Pelletier,_Danielle_Piskorz,_Bj\"orn_Benneke,_Geoffrey_Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07790 |
高解像度分光データの相互相関分析は、最近、惑星信号を直接検出し、それらの大気の特性評価を可能にすることに大きな成功を収めています。そのような手法の1つは、複数のエポックでシステムを観測し、各エポックから測定された惑星の視線速度を組み合わせて、惑星のケプレリアン軌道速度$K_p$を測定し、惑星信号の直接検出を構成することを目的としています。最近の研究では、数エポック（$\sim$5）のデータセットでは、意図しない構造が高レベルで発生し、惑星の検出が不明瞭になる可能性があることが示されています。この作業では、シミュレーションを調べて、観測を注意深く計画することにより、数エポックのデータセットでこの構造化されたノイズを減らす方法があるかどうかを調べます。観測日の選択により、観測者は一次（恒星）速度（設定された全身速度と選択された重心速度）と惑星軌道位相を選択できるため、これら2つのパラメーターの影響に焦点を当てます。一次速度がゼロに近く、恒星線が地電流静止フレームに比較的固定されたままであるときに取られたエポックは、構造化ノイズのレベルを大幅に低減し、平均して2倍以上の重要性のはるかに強力な惑星検出を可能にすることがわかります。ランダムに選択された一次速度を使用してエポックで行われた検出。これらの結果に続いて、高解像度のマルチエポックデータセットを構築しようとしている観測者は、システムの主速度がほぼゼロの夜をターゲットにすることをお勧めします。
原始惑星系円盤の相対的なガスと小さなダスト粒子の表面の高さの調査
| Title |
Investigating_the_Relative_Gas_and_Small_Dust_Grain_Surface_Heights_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Evan_A._Rich,_Richard_Teague,_John_D._Monnier,_Claire_L._Davies,_Arthur_Bosman,_Tim_J._Harries,_Nuria_Calvet,_Fred_C._Adams,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07821 |
小さな塵の粒子から小石への原始惑星系円盤の塵の進化は、惑星形成プロセスの鍵です。原始惑星系円盤のガスは、円盤内の小さな塵粒（$\sim$1$\mum$）の垂直分布に影響を与えるはずです。アーカイブの近赤外偏光とミリメートル観測を利用して、スケールハイトとフレアパラメータを測定できます。3つの原始惑星系円盤IMLup、HD163296、およびHD97048（CUCha）の小さなダスト粒子散乱面と$^{12}$COガス放出面の$\beta$。IMLupとHD163296の2つのシステムでは、$^{12}$COガスと、星からの小さな半径の小さなダスト粒子の高さは同じですが、半径が大きい（$>$100au）と、ダスト粒子の散乱面の高さが低くなります。$^{12}$COガス放出面の高さよりも。HD97048の場合、小さなダスト粒子散乱面は、すべての半径で$^{12}$COガス放出面と同様の高さを持っています。TORUSを使用して、一般的な原始惑星系円盤の原始惑星系円盤の放射伝達モデルを実行し、観測された散乱面と$^{12}$CO放射面の間に違いがないことを示しました。また、システムの分析モデリングを実行し、100を超えるガス対ダスト比が、IMLupとHD163296で観測された違いを説明できることを発見しました。これは、原始惑星系円盤におけるガスと小さなダスト粒子の高さ分布の観測の最初の直接比較です。ディスク。他の原始惑星系円盤で同様の傾向を探すには、ガス放出と近赤外線散乱光計器の将来の観測が必要です。
WASP-121bトランジット光度曲線のモデリングにおける周縁減光への経験的ベイズアプローチ
| Title |
An_Empirical_Bayesian_Approach_to_Limb-darkening_in_Modeling_WASP-121b_Transit_Light_Curves |
| Authors |
Fan_Yang_and_Richard_J._Long_and_Ji-Feng_Liu_and_Su-Su_Shan_and_Rui_Guo_and_Bo_Zhang_and_Tuan_Yi_and_Ling-Lin_Zheng_and_Zhi-Chao_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07864 |
TESS光度曲線からの周縁減光WASP-121bトランジットをモデル化するための経験的ベイズアプローチを使用した新しい反復法を提示します。私たちの方法は、太陽系外惑星の大気モデリングの$R_{p}/R_{\ast}$推定値を改善する必要性に動機付けられており、恒星大気モデルからの事前の中心値を必要としない周縁減光（LD）二次法則で特に効果的です。非線形LDの法則により、この方法には大気モデルを必要としないというすべての利点がありますが、収束しません。反復法は、既存の非反復法と比較した場合、1$\sigma$の有意水準でWASP-121bに異なる$R_{p}/R_{\ast}$を与えます。この違いの起源と影響を評価するために、周縁減光係数（LDC）の既知の値を使用して光度曲線を生成および分析します。恒星大気モデルからのLDC事前分布を使用した非反復モデリングでは、既知のLDC値が実際のモデリング時に以前に見つかった値と同じである場合、1.5$\sigma$レベルで一貫性のない$R_{p}/R_{\ast}$が発生することがわかります。反復法によるデータ。対照的に、反復モデリングからのLDC値は、0.25$\sigma$以内の$R_{p}/R_{\ast}$の正しい値を生成します。既知の入力が異なるより一般的なケースの場合、モンテカルロシミュレーションは、反復法がバイアスのないLDCを取得し、$R_{p}/R_{\ast}$を有意水準0.3$\sigma$内に修正することを示しています。偏ったLDC事前確率は、偏ったLDC事後確率を引き起こし、$R_{p}/R_{\ast}$に最大0.82$\％$、2次法則の場合は2.5$\sigma$、0.32$\％$の偏りを引き起こす可能性があります。、非線形法則の場合は1.0$\sigma$。$R_{p}/R_{\ast}$推定の改善は、太陽系外惑星の大気を分析するときに重要です。
惑星がバインドされた最短のマイクロレンズイベント：KMT-2016-BLG-2605
| Title |
Shortest_Microlensing_Event_with_a_Bound_Planet:_KMT-2016-BLG-2605 |
| Authors |
Yoon-Hyun_Ryu,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrew_Gould,_Jennifer_C._Yee,_Michael_D.Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07906 |
KMT-2016-BLG-2605は、惑星とホストの質量比が$q=0.012\pm0.001$で、これまでの惑星マイクロレンズイベントの中で最も短いアインシュタインのタイムスケール$t_\e=3.41\pm0.13\、$daysを持っています。。これにより、7つの短い（$t_\e<7\、$day）惑星イベントの完全なサンプルを、良好な$q$測定値で調べるように促されます。6つがアインシュタイン半径$\theta_\e=115\pm20\、\muas$とレンズソースの相対固有運動$\mu_\rel\simeq9.5\pm2.5\、\masyr$をクラスター化したことがわかります。7番目の場合、これら2つの量は測定できませんでした。これらの分布は、水素燃焼限界近くの超低質量（VLM）ホストの銀河バルジ集団と一致しています。この推測は、次世代（30m）望遠鏡で最初に補償光学光を画像化することによって検証できます。サンプルの予備評価に基づいて、「惑星」コンパニオン（つまり、重水素燃焼限界未満）は、コア降着によってディスクに形成された「本物の惑星」と、次のように形成される非常に低質量の褐色矮星に分けられます。出演者。KMT-2016-BLG-2605光度曲線の特有の「異常が支配的な」形態を考慮することを含む、サンプルを拡張するための手法について説明します。
ハイアワサ衝突クレーターの形成に及ぼす氷床の厚さの影響
| Title |
Effect_of_ice_sheet_thickness_on_formation_of_the_Hiawatha_impact_crater |
| Authors |
Elizabeth_A._Silber,_Brandon_C._Johnson,_Evan_Bjonnes,_Joseph_A._MacGregor,_Nicolaj_K._Larsen,_Sean_E._Wiggins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07909 |
グリーンランド氷床北西部の縁に沿ってハイアワサ氷河の下に埋められた大きな推定衝突クレーターの発見は、厚い氷塊への大きな衝突の性質への関心を再活性化させました。この円形構造は比較的浅く、中央の隆起が小さいのに対し、ピークリングの形態が予想されます。この不一致は、長期的かつ継続的な氷底侵食が原因である可能性がありますが、最終的なクレーターの形態を変えると予想されるグリーンランド氷床を介した比較的最近の影響によっても説明される可能性があります。ここでは、ハイドロコードシミュレーションを使用してクレーター形成をモデル化し、衝突前の氷の厚さと結晶質のターゲット岩上のインパクターの組成を変化させます。1.5または2kmの氷床の厚さは、この構造の現在の形態と一致するクレーターの形態をもたらすことがわかります。さらに、厚い氷床は岩石物質の放出を実質的に阻害します。これは、更新世後期に衝撃が発生した場合、ほとんどの既存のグリーンランド深氷コアに岩石噴出物がないことを説明している可能性があります。推定上のハイアワサ衝突クレーターの現在の形態だけでは、更新世前の氷のない岩盤への衝突によって形成された古いクレーターと、更新世の若い、局所的に厚い氷への衝突によって形成されたクレーターを区別することはできませんが、モデリングに基づいて、後者のシナリオが可能です。
内側の黄道帯雲の衝突進化
| Title |
Collisional_Evolution_of_the_Inner_Zodiacal_Cloud |
| Authors |
J._R._Szalay,_P._Pokorny,_D._M._Malaspina,_A._Pusack,_S._D._Bale,_K._Battams,_L._C._Gasque,_K._Goetz,_H._Kruger,_D._J._McComas,_N._A._Schwadron,_P._Strub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08217 |
黄道帯の雲は太陽系で最大の構造の1つであり、太陽の近くでの流星衝突によって強く支配されています。衝突侵食は黄道帯の雲全体で発生しますが、歴史的に直接測定することは困難であり、離散的な流星物質の流れでは観察されていません。パーカーソーラープローブ（PSP）を使用した6軌道後、そのダスト衝撃率は、少なくとも3つの異なる母集団と一致しています：楕円軌道上の結合黄道ダスト粒子（$\alpha$-流星物質）、双曲線軌道上の非結合$\beta$-流星物質、および個別の流星物質ストリームの直接観測、またはそれらの衝突副産物（"$\beta$-streams"）のいずれかである可能性のあるインパクターの3番目の集団。$\beta$-さまざまな強度のストリームは、すべての流星物質ストリーム、特に太陽系内部で生成されると予想され、すべての外生動物ディスクで普遍的な現象です。黄道帯の雲の衝突侵食の大部分は太陽半径$10-20$の範囲で発生し、この領域は内部太陽系の塵によるピックアップイオンの大部分も生成すると予想されます。少なくとも$\sim$100kgs$^{-1}$の黄道帯侵食速度と$0.4-0.8\times10^{-4}$m$^{-の1auでの$\beta$-流星物質のフラックス2}$s$^{-1}$は、観測された影響率と一致していることがわかります。ここで調査した$\beta$-流星物質は、ピックアップイオンの内部ソースの主な原因ではないことがわかりました。これは、半径が$\sim$50nm未満の電磁力の影響を受けやすいナノ粒子がピックアップイオンの内部ソースであることを示唆しています。ダストによるPSPへのピーク堆積エネルギーフラックスは、その後の軌道で増加すると予想されます。これは、6番目の軌道で発生したエネルギーフラックスの最大7倍です。
2つの尾の物語：独特の矮小銀河NGC1427Aの形成へのシミュレーションからの洞察
| Title |
A_tale_of_two_tails:_insights_from_simulations_into_the_formation_of_the_peculiar_dwarf_galaxy_NGC_1427A |
| Authors |
Michele_Mastropietro,_Sven_De_Rijcke_and_Reynier_Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07671 |
ろ座銀河団における矢印型の矮小不規則銀河NGC1427Aの形成と形態のシナリオを提示します。この銀河は、異なる方向を指している興味をそそる恒星とガス状の尾を示しており、代替の、しかし決定的な形成シナリオは文献で提案されていません。ろ座銀河団のモデルに分類される矮小銀河のN体/SPHシミュレーションを実行し、ラム圧ストリッピングを受けている間クラゲのような外観を示しました。私たちのモデルのいくつかは、NGC1427Aと同様の興味深い尾の形態を示していることに気づきました。このように、特異なNGC1427A構造は、近くの銀河との相互作用を引き起こす必要なしに、恒星および中性ガスの測光と運動学が観測されたものとよく一致するモデルを使用して研究できます。尾のおかげで、銀河がそのような構造を露出するための要件を特定し、クラスター内の銀河の可能な位置と速度を評価することができます。これは、銀河の軌道、クラスター内でのその位置、および近地点通過からの時間に制約を課します。モデリング後に特定されたスナップショットの統計から、銀河の最も可能性の高い位置は、クラスターの中心の前で約200kpcであり、視線方向に対して速度角でクラスターに向かって移動していることがわかりました。約50度この分析は、クラスター内の同様の銀河の将来の観測で、クラスター内のそれらの位置と速度、およびそれらの形成を特徴づけるのに役立ちます。
混合の問題
乱流天体物理現象のすべての流体力学的シミュレーションでは、エネルギー散逸と金属混合を適切に処理するためにサブグリッドスケールモデルが必要です。モデルパラメータの動的手順を含む、ラグランジュ天体物理シミュレーションにおける異方性渦粘性と金属混合モデルの最初の実装とアプリケーションを紹介します。これらの2つのモデルを、一般的なSmagorinskyおよび動的バリアントと直接比較します。例としてメッシュフリー有限質量法を使用して、異方性モデルが均一で等方性の乱流で適切なコルモゴロフ慣性範囲スケーリングを最もよく再現できることを示します。さらに、数値収束を保証する金属混合率を較正する方法を提供します。宇宙論的シミュレーションへの最初の適用では、すべてのモデルが銀河の初期進化に強く影響し、濃縮と熱力学的履歴の違いにつながることがわかりました。異方性モデルは最も強い影響を及ぼし、動的バリアントと定数係数バリアントの間にほとんど違いはありません。また、銀河系周辺ガスの金属分布関数は、すべての赤方偏移で大幅にタイトであり、異方性モデルが最もタイトな分布を提供していることもわかりました。これは、金属の混合が宇宙論的スケールでは比較的重要ではないことを発見した最近の研究とは対照的です。私たちのすべての実験で、定数係数のスマゴリンスキーモデルと異方性モデルは動的なモデルに匹敵し、計算コストの低い定数係数モデルが宇宙論の文脈で実行可能な代替案であることを示唆しています。
スターバーストから静止へ：スターバースト後の銀河と宇宙時間にわたるそれらの大規模なクラスター化
| Title |
From_starburst_to_quiescence:_post-starburst_galaxies_and_their_large-scale_clustering_over_cosmic_time |
| Authors |
Aaron_Wilkinson,_Omar_Almaini,_Vivienne_Wild,_David_Maltby,_William_G._Hartley,_Chris_Simpson,_Kate_Rowlands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07676 |
高赤方偏移宇宙（$0.5<z<3.0$）におけるポストスターバースト（PSB）銀河の大規模クラスタリングの最初の研究を提示します。UKIDSS超深部調査（UDS）DR11と宇宙進化調査（COSMOS）の2つの深部大規模近赤外線調査から、この種の最大の高赤方偏移サンプルである$\sim4000$PSB銀河を測光的に選択します。角度相互相関技術を使用して、PSB銀河のこの大きなサンプルのハロー質量を推定し、同じフィールドで選択された静止銀河および星形成銀河と比較します。低質量、低赤方偏移（$0.5<z<1.0$）のPSB銀河は、非常に高質量の暗黒物質ハロー（M$_{\text{halo}}>10^{14}$M$）に優先的に存在することがわかります。_{\odot}$）、クラスターのような環境で伴銀河に落下する可能性が高いことを示唆しています。高質量のPSB銀河は、低赤方偏移ではより弱くクラスター化されますが、ルックバック時間が長くなるにつれて高質量のハローに存在し、赤方偏移に依存する強いハローのダウンサイジングを示唆しています。これらの重要な結果は、2つの主要なチャネルが銀河の急速な消光に関与していることを示唆する以前の結果と一致しています。高赤方偏移（$z>1$）銀河は、経年的なフィードバックメカニズムによって消光されるように見えますが、密集した環境に関連するプロセスは、低赤方偏移宇宙（$z<1$）における急速な消光の主要な推進力である可能性があります。最後に、測光的に選択されたPSBのクラスター化は、それらが高度に塵に覆われたサブミリ波銀河（SMG）の直接の子孫であることに一致し、スターバーストから静止までの頻繁に推測される進化経路の興味深い証拠を提供することを示します。
MKW 3sでの雨：3CR318.1周辺のX線コールドフィラメントのChandra-MUSE分析
| Title |
Raining_in_MKW_3s:_a_Chandra-MUSE_analysis_of_X-ray_cold_filaments_around_3CR_318.1 |
| Authors |
A._Jimenez-Gallardo,_F._Massaro,_B._Balmaverde,_A._Paggi,_A._Capetti,_W._R._Forman,_R._P._Kraft,_R._D._Baldi,_V._H._Mahatma,_C._Mazzucchelli,_V._Missaglia,_F._Ricci,_G._Venturi,_S._A._Bam,_E._Liuzzo,_C._P._O'Dea,_M._A._Prieto,_H._J._A._R\"ottgering,_E._Sani,_W._B._Sparks,_G._R._Tremblay,_R._J._van_Weeren,_B._J._Wilkes,_J._J._Harwood,_P._Mazzotta_and_J._Kuraszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07677 |
近くのクールコア銀河団であるMKW3sの最も明るい銀河団（BCG）であるNGC5920に関連する電波源3CR318.1で観測されたガスフィラメントのX線および光学観測の分析を提示します。この作業は、MUSE観測を使用して実行されたクールコアクラスター内のフィラメントの最初のX線および光学分析の1つです。これらのフィラメントから生じる放出の原因となる主な励起プロセスを特定することを目的としています。光学VLT/MUSE観測を補完し、より低温の気相を追跡し、より高温の高度にイオン化された気相のX線$\textit{Chandra}$観測を行いました。MUSE観測を使用して、フィラメントに沿った輝線強度比を調べて、励起を駆動する物理プロセスを制約し、$\textit{Chandra}$観測を使用して、これらのフィラメントに沿ったガスのスペクトル分析を実行しました。他のBCGですでに見られているように、X線とこれらのフィラメントの光学形態との間に空間的な関連性が見られました。これらのフィラメントは、周囲の銀河団ガス（ICM）よりも低温で、金属の存在量が少ないです。他のBCGに関する文献の以前の結果と比較して、これらのフィラメントの放出の原因である可能性が最も高い励起プロセスは、星形成と衝撃の組み合わせであり、自己電離、冷却ICMからの寄与である可能性が高いことを提案します。さらに、フィラメントは、ラジオジェットの方向へのAGN駆動の流出に起因する可能性が最も高いと結論付けています。
若いスターレスコアL1521Eにおける複雑な有機分子の検出
| Title |
Detection_of_Complex_Organic_Molecules_in_Young_Starless_Core_L1521E |
| Authors |
Samantha_Scibelli,_Yancy_Shirley,_Anton_Vasyunin_and_Ralf_Launhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07683 |
高密度の星のない、重力によって結合された星前のコア内の化学的複雑さのレベルを決定することは、化学モデルを構築するために重要であり、それはその後、星形成の初期の化学的条件を制約します。若いスターレスコアL1521Eで複雑な有機分子（COM）を検索し、ジメチルエーテル（CH$_3$OCH$_3$）、ギ酸メチル（HCOOCH$_3$）、およびシアン化ビニル（HCOOCH$_3$）の最初の明確な検出を報告しました。CH$_2$CHCN）。アセトアルデヒド（CH$_3$CHO）の8つの遷移も検出され、そのうちの5つ（A状態）を使用して励起温度を決定し、他の酸素含有COMのカラム密度を計算しました。ソースサイズが考慮されていない場合（つまり、充填率が1であると想定されている場合）、カラム密度が過小評価されているため、より高解像度のマッピングデータの必要性を強調します。L1521ECOMの存在量を計算し、それらを低質量星形成の他の段階と比較し、他の星のない/星の前のコアとの類似性を見つけ、関連する化学進化を示唆しました。粒子上に形成された前駆体間の気相反応でCOMが形成され、反応性脱着によって低温ガスに放出されると想定するシナリオがテストされ、CH$_3$CHOを除いて、観測されたCOM存在量を再現できませんでした。これらの結果は、低温ガスで観測されたCOMは、気相反応だけでなく、星間粒子の表面反応によっても形成されることを示唆している。私たちの観測は、既存の理論的な宇宙化学モデルに対する新しい、ユニークな課題を提示します。
乱流雲における効率的に冷却された恒星風バブルI.フラクタル理論と星形成雲への応用
| Title |
Efficiently_Cooled_Stellar_Wind_Bubbles_in_Turbulent_Clouds_I._Fractal_Theory_and_Application_to_Star-Forming_Clouds |
| Authors |
Lachlan_Lancaster,_Eve_C._Ostriker,_Jeong-Gyu_Kim_and_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07691 |
巨大な星からの風は1000km/s以上の速度を持ち、衝撃を受けると高温の高圧ガスを発生します。私たちは、星団からの集団風によって駆動される気泡の進化の理論を開発します。これには、周囲の出生分子雲の乱流で高密度の星間物質との相互作用が含まれます。重要な特徴は、高温の気泡の表面のフラクタル性です。周囲のより高密度のガスとのこの界面の広い領域は、乱流混合とそれに続く放射が最大効率の温度T=10^4-10^5Kでの冷却によって可能になり、高温内部からのエネルギー損失を大幅に強化します。極端な冷却により、気泡半径は従来のWeaver77ソリューションとは異なるスケール（R〜t^1/2）になり、与えられたRで膨張速度と運動量が10-10^2の係数で低くなり、圧力が係数で低くなります。10^2-10^3の。私たちの理論は、観測された線源の弱いX線放射と低いシェル膨張速度を説明しています。恒星風によって生成された高温の気泡と冷却された膨張する殻の観測、およびさまざまな環境でのフィードバック制御された星形成の予測に対する理論のさらなる意味について説明します。コンパニオンペーパーでは、一連の流体力学シミュレーションを使用して理論を検証します。
乱流雲における効率的に冷却された恒星風バブルII。流体力学シミュレーションによる理論の検証
| Title |
Efficiently_Cooled_Stellar_Wind_Bubbles_in_Turbulent_Clouds_II._Validation_of_Theory_with_Hydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Lachlan_Lancaster,_Eve_C._Ostriker,_Jeong-Gyu_Kim_and_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07722 |
コンパニオンペーパーでは、高密度の乱流雲における恒星の風によって駆動される気泡の進化に関する理論を開発します。この理論は、フラクタルバブルシェル界面での乱流混合が非常に効率的な冷却につながり、入力風力エネルギーの大部分が放射されることを提案しています。このエネルギー損失により、気泡の発生の大部分はエネルギー駆動ではなく運動量駆動になり、膨張速度と圧力は従来のWeaver77ソリューションよりも桁違いに低くなります。この論文では、3次元の流体力学シミュレーションで理論を検証します。極端な冷却が可能であるだけでなく、密度が3桁を超える乱流雲での星形成に一般的であることを示します。私たちの理論では、いくつかの自由パラメーターを定量化し、運動量が風の入力速度をわずかに約1.2〜4倍上回っていることを示しています。バブル/クラウドインターフェイスが約2.5〜2.7の次元のフラクタルであることを確認します。界面近くの高温ガスで測定された乱流振幅（v_t〜200-400km/s）は、風力エネルギーの大部分を効率的に混合して放射するための乱流拡散の理論的要件と一致していることが示されています。冷却後に残っているエネルギーの割合はわずか1-\Theta〜0.1-0.01であり、時間とともに減少します。これは、恒星風の低い高温ガス含有量と弱い動的効果を示す観測を説明しています。
PHANGS-ALMA：近くの星形成銀河のArcsecond CO（2-1）イメージング
| Title |
PHANGS-ALMA:_Arcsecond_CO(2-1)_Imaging_of_Nearby_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Adam_K._Leroy,_Eva_Schinnerer,_Annie_Hughes,_Erik_Rosolowsky,_J\'er\^ome_Pety,_Andreas_Schruba,_Antonio_Usero,_Guillermo_A._Blanc,_M\'elanie_Chevance,_Eric_Emsellem,_Christopher_M._Faesi,_Cinthya_N._Herrera,_Daizhong_Liu,_Sharon_E._Meidt,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Karin_M._Sandstrom,_Jiayi_Sun,_Thomas_G._Williams,_Gagandeep_S._Anand,_Ashley_T._Barnes,_Erica_A._Behrens,_Francesco_Belfiore,_Samantha_M._Benincasa,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_Alberto_D._Bolatto,_Jakob_S._den_Brok,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_J\'er\'emy_Chastenet,_I-Da_Chiang,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Cosima_Eibensteiner,_Oleg_V._Egorov,_Axel_Garc\'ia-Rodr\'iguez,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_I-Ting_Ho,_Amanda_A._Kepley,_Jaeyeon_Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Eric_W._Koch,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07739 |
PHANGS-ALMAを紹介します。これは、z=上またはその近くにある90個の近く（d<〜20Mpc）銀河の代表的なサンプルから、COJ=2-1線放射を〜1"〜100pcの空間分解能でマッピングする最初の調査です。0星形成銀河の「主系列星」。CO線放出は、星間媒体の冷たい星形成相である分子ガスのバルク分布を追跡します。PHANGS-ALMAによって達成された解像度で、各ビームはサイズに達します。これらのデータを使用して、星の大部分がz=0で形成される銀河の集団全体の分子雲の人口統計、ライフサイクル、および物理的状態を測定できるように、典型的な個々の巨大分子雲（GMC）の論文では、調査の科学的動機と背景、サンプルの選択、ターゲットのグローバルプロパティ、ALMA観測、および配信されたALMAデータと派生データ製品の特性について説明しています。ALMAサンプルは、VLT/との並行調査の親サンプルとして機能します。MUSE、HST、AstroSat、VLA、およびその他の施設では、サンプル選択の詳細な説明が含まれています。銀河の質量、サイズ、星形成率、COの光度、およびその他の特性の推定について詳しく説明し、さまざまなシステムを使用して推定を比較し、各ターゲットの最適な統合測定値を提供します。また、Cycle〜5大規模プログラム、一連の小規模プログラム、およびアーカイブ観測を組み合わせたALMA観測の設計と実行についても報告します。最後に、近くの銀河からのCO放出の最初の1インチ解像度アトラスを提示し、最初のPHANGS-ALMA公開データリリースのプロパティと内容について説明します。
CALIFA調査におけるバルジとディスクの起源：I。形態学的進化
この一連の論文は、禁止されていない円盤銀河の形成と進化を理解することを目的としています。新しい分光測光分解コードC2Dを使用して、銀河の統計的に代表的なサンプルのバルジとディスクのスペクトル情報をCALIFA調査から分離します。次に、Pipe3Dアルゴリズムを使用して、構造に依存しないデータキューブを分析する星の種族の特性を調べます。バルジ対総（$B/T$）の光度（および質量）比と銀河の恒星の質量との間に相関関係があります。$B/T$の質量比は、赤方偏移による穏やかな進化しかありませんが、大規模な銀河の赤方偏移$z<1$であるため、バルジ対ディスク（$B/D$）の質量比はディスク成分の明らかな増加を示しています。。バルジとディスクの両方の質量とサイズの関係は、高銀河の恒星質量（log{（M_{\star}/M_{\sun}）}>10.5）での上昇を表しています。個々の恒星の質量を使用する場合、この関係はバルジには当てはまりますが、ディスクには当てはまりません。最も大きな（log{（M_{\star\rm、b、d}/M_{\sun}）}>10）バルジとディスクの両方について、質量とサイズの関係の進化はごくわずかであることがわかります。質量が小さい場合、ディスクはバルジよりも大きな変動を示します。また、バルジのS\'ersicインデックスと、銀河バルジとバルジの両方の恒星質量との間に相関関係があることもわかりました。これは、円盤の質量には当てはまりません。私たちの結果は、近くの棒渦巻銀河の裏返しの形成を支持しており、i）早い段階で形成されたバルジ、およびii）宇宙時間を通してあまり進化していないことを示唆しています。しかし、バルジの初期の特性が銀河全体の将来の進化を促進し、特にそれらの周りに最終的に形成される円盤の特性を促進することがわかりました。
| Title |
An_ALMA_Gas-dynamical_Mass_Measurement_of_the_Supermassive_Black_Hole_in_the_Local_Compact_Galaxy_UGC_2698 |
| Authors |
Jonathan_H._Cohn,_Jonelle_L._Walsh,_Benjamin_D._Boizelle,_Aaron_J._Barth,_Karl_Gebhardt,_Kayhan_G\"ultekin,_Ak{\i}n_Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_David_A._Buote,_Jeremy_Darling,_Andrew_J._Baker,_Luis_C._Ho,_Kyle_M._Kabasares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07779 |
局所コンパクト銀河であるUGC2698の核周囲ガスディスクの0\farcs{14}解像度のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）CO（2$-$1）観測を提示します。ディスクは規則的な回転を示し、銀河中心近くで投影速度は450kms$^{-1}$に上昇します。CO放出が動的に冷たく薄いディスクから発生すると仮定して、ガス力学モデルをALMAデータキューブに適合させ、UGC2698の超大質量ブラックホール（BH）の質量を$M_{\mathrm{BH}と測定しました。}=（2.46\pm{0.07}$[$1\sigma$stat]$^{+0.70}_{-0.78}$[sys]）$\times10^9$$M_\odot$。UGC2698は、もっともらしい$z\sim2$の赤いナゲットの遺物である近くの初期型銀河のサンプルの一部です。サンプル内の3つの銀河の以前の恒星力学モデリングでは、BH質量はBH質量$-$恒星速度分散（$M_{\mathrm{BH}}-\sigma_\star$）の関係と一致しているが、BHの質量$-$バルジの明るさ（$M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bul}}$）の相関関係。これは、BHがホスト銀河の前に質量の大部分を獲得する可能性があることを示唆しています。ただし、UGC2698は、$M_{\mathrm{BH}}-\sigma_\star$と$M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bul}}$の両方と一致しています。UGC2698は、局所コンパクト銀河サンプルの中で最大の恒星質量と有効半径を持っているため、BHスケーリング関係に沿った最近の合併が行われた可能性があります。あるいは、以前に測定された3つのコンパクトな銀河が$M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bul}}$からの外れ値であるのに対し、UGC2698はそうではないことを考えると、サンプリングが不十分な高さで大きな散乱がある可能性があります。-関係の大規模な終わり。コンパクトな銀河サンプルの追加のガス力学$M_{\mathrm{BH}}$測定により、BH$-$galaxyの共進化についての理解が深まります。
z $ \ sim $ 2レンズ銀河における星形成の塊の解決：ピクセル化されたベイズアプローチ
| Title |
Resolving_star-forming_clumps_in_a_z_$\sim$_2_lensed_galaxy:_a_pixelated_Bayesian_approach |
| Authors |
Soniya_Sharma,_Johan_Richard,_Tiantian_Yuan,_Vera_Patr\'icio,_Lisa_Kewley,_Jane_R._Rigby,_Anshu_Gupta,_Nicha_Leethochawalit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07812 |
重力レンズ銀河の面分光（IFS）観測に適用されるピクセル化されたソース再構成法を提示します。グループスケールレンズの背後にある$z\sim2$レンズ銀河の塊状形態に関するケーススタディで、この方法の有効性を示します。ベイジアンフォワードソースモデリングアプローチを使用して、画像の点像分布関数（PSF）を考慮しながら、均一にピクセル化されたグリッド上にソース銀河の表面輝度分布を再構築します。ピクセル化されたアプローチは、100pcまでの凝集塊のサイズに敏感であり、従来のレイトレーシング手法と比較して信号対雑音比（SNR）がほぼ10倍向上し、より小さな凝集塊のサイズを解決します。
MaNGA銀河の薄い円盤を運動学的に特定するための分析モデル
| Title |
An_analytical_model_to_kinematically_identify_thin_discs_in_MaNGA_galaxies |
| Authors |
Meng_Yang,_Anne-Marie_Weijmans,_Matthew_A._Bershady,_Michael_Merrifield,_Nicholas_F._Boardman,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07863 |
銀河の薄い円盤を特定するための分析モデルを提示し、このモデルをSDSSMaNGA銀河のサンプルに適用します。このモデルは、通常の運動学を持つ銀河の速度および速度分散場に適合します。モデルの非対称ドリフト補正と観測されたガス運動学の比較に関連する2つのパラメーター$\zeta$と、銀河の主要成分に関連する$\eta$を導入することにより、サンプル内の銀河を「ディスク優勢」として分類します。、「非ディスク優勢」、または「ディスクフリー」は、それぞれ、私たちの方法で優勢な薄いディスク、非優勢な薄いディスク、または薄いディスクが検出されない銀河を示します。私たちのモデルから得られた動的質量は恒星の質量と相関しており、ガスの質量と初期質量関数の変動を含めることによって不一致を調査します。予想通り、サンプル中のほとんどの渦巻銀河は円盤状に支配されていますが、楕円形は主に円盤状ではありません。レンズ状銀河は、運動学的分類に二分法を示しています。これは、さまざまな星形成率とガスの割合に関連しています。これらの結果を説明するために、2つの可能なシナリオを提案します。最初のシナリオでは、ディスクが支配的なレンチキュラーよりも激しいプロセスで形成されたディスクフリーレンチキュラーが、2番目のシナリオでは、ディスクが支配的なレンチキュラーがディスクフリーのレンチキュラーに進化するにつれて、レンチキュラーの消光プロセスが運動学的構造の変化につながります。。
PSR B1557 $-$ 50に向けて発見された小さなスケールの構造
| Title |
Tiny-scale_Structure_Discovered_toward_PSR_B1557$-$50 |
| Authors |
Mengting_Liu,_Marko_Kr\v{c}o,_Di_Li,_George_Hobbs,_J._R._Dawson,_Carl_Heiles,_Andrew_Jameson,_Sne\v{z}ana_Stanimirovi\'c,_Simon_Johnston,_John_M._Dickey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07897 |
数百から数千の天文単位の空間スケールを持つ銀河中性星間物質（ISM）の光学的厚さの変化は、パルサーと連続体源に対するHI吸収によって観察されていますが、数十の天文単位の空間スケールを持つ非常に小さな構造はほとんど未踏のままです。このような小さな原子構造（TSAS）の性質と形成をよりよく理解する必要があります。わずか0。36年離れた2つのパークスセッションの第2エポックでのPSRB1557$-$50に対する信号対雑音比3.2のTSASの暫定的な検出を報告します。これは、このパルサーに最も近い間隔のスペクトル観測です。わずかな変動を示す1つの吸収成分が特定されました。パルサーの固有運動14mas$\rmyr^{-1}$とコンポーネントの運動学的距離3.3kpcに基づくと、対応する特徴的な空間スケールは17auであり、これは既知のTSASの最小サイズの1つです。同様の見通し内（LOS）深度を想定すると、ここで検出された暫定TSAS雲は、コールドニュートラルメディア（CNM）に比べて密度が高く、圧力が高く、周囲環境と熱平衡になるのに十分な速さで放射冷却できます。乱流は、過圧されたTSASを閉じ込めるのに十分ではないことがわかります。暫定的なTSASが標準的なCNM圧力になるために必要な、LOSの伸びを調べたところ、ISMで観察されたフィラメントよりもはるかに大きい$\sim5000$であることがわかりました。暖かい中性媒体の流れに衝突するTSASのような雲の形成のモデルによって予測されるように、2つのエポックで観察されたCNMコンポーネントの線幅と温度変化のいくつかの証拠が見られます。
DINGO-VLAデータの積み重ねによる中性水素の宇宙密度の測定
| Title |
Measuring_Cosmic_Density_of_Neutral_Hydrogen_via_Stacking_the_DINGO-VLA_Data |
| Authors |
Qingxiang_Chen,_Martin_Meyer,_Attila_Popping,_Lister_Staveley-Smith,_Julia_Bryant,_Jacinta_Delhaize,_B._W._Holwerda,_M._E._Cluver,_J._Loveday,_Angel_R._Lopez-Sanchez,_Martin_Zwaan,_E._N._Taylor,_A._M._Hopkins,_Angus_Wright,_Simon_Driver,_S._Brough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07973 |
DINGO-VLAプロジェクトからの21cmの輝線データを使用して、赤方偏移$z<0.1$での宇宙の水素原子ガスH\、{\textsci}を研究します。結果は、GalaxyandMassAssemblySurvey（GAMA）のG09フィールドの267個のVLAポインティングから抽出された3622個の銀河からのH\、{\textsci}信号を組み合わせたスタッキング分析を使用して取得されます。従来の1次元スペクトルスタッキング法を使用するのではなく、3次元キューブレットスタッキング法を使用して、この高解像度干渉データセットからのデコンボリューションと平均銀河フラックスの正確な回復を可能にします。この実験は、銀河系のスケールまで調査することにより、以前の単一皿の研究に含める必要があった混乱の修正も克服します。スタックとデコンボリューションの後、スタックされたスペクトルから$30\sigma$H\、{\textsci}の質量測定値を取得します。これは、$M_{\rmH\、{\の平均H\、{\textsci}質量を示しています。textsci}}=（1.674\pm0.183）\times10^{9}〜{\Msun}$。中性原子水素の対応する宇宙密度は、$z=0.051$の赤方偏移で$\Omega_{\rmH\、{\textsci}}=（0.377\pm0.042）\times10^{-3}$です。これらの値は以前の結果とよく一致しており、より低い赤方偏移では$\Omega_{\rmH\、{\textsci}}$の有意な進化がないことを意味します。
J2229 + 2725：非常に高い[OIII] 5007 / [OII] 3727フラックス比53の非常に低い金属量の矮星コンパクト星形成銀河
| Title |
J2229+2725:_an_extremely_low-metallicity_dwarf_compact_star-forming_galaxy_with_an_exceptionally_high_[OIII]5007/[OII]3727_flux_ratio_of_53 |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_T._X._Thuan_(2),_N._G._Guseva_(1)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08035 |
大双眼望遠鏡（LBT）/マルチオブジェクトデュアルスペクトログラフ（MODS）を使用して、ローカル宇宙で最も金属量の少ない矮星形成銀河（SFG）の1つであるJ2229+2725の光学分光法を取得しました。赤方偏移z=0.0762のこの銀河は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のデータリリース16（DR16）から選択されました。LBT観測から得られたその特性は、いくつかの点でSFGの中で最も極端です。その酸素存在比12+logO/H=7.085+/-0.031は、SFGでこれまでに観察された中で最も低いものの1つです。金属量が非常に低く、絶対等級がMg=-16.39等、恒星の質量が小さいMstar=9.1x10^6Msun、質量光度比が非常に小さいMstar/Lg〜0.0166（太陽単位）、J2229+2725SDSSのSFGの大部分によって定義される光度-金属量の関係から大きく逸脱します。J2229$+$2725は、非常に高い比星形成率sSFR〜75Gyr^-1を持っており、非常に活発な進行中の星形成を示しています。J2229+2725の他の3つの機能は最も印象的で、最も金属量の少ないSFGの中で最も極端です：1）比率O32=I（[OIII]5007）/I（[OII]3727）〜53、2）同等の幅577AのHbeta輝線EW（Hbeta）の、および3）〜1000cm^-3の電子数密度。これらの特性は、J2229+2725のスターバーストが非常に若いことを意味します。J2229+2725の非常に高いO32を使用して、12+logO/H<7.3の範囲で最も金属が不足している銀河の酸素存在量を決定するためのストロングラインキャリブレーションを改善しました。
ISMのチオール：HC（O）SHの最初の検出とC $ _2 $ H $ _5 $ SHの確認
| Title |
Thiols_in_the_ISM:_first_detection_of_HC(O)SH_and_confirmation_of_C$_2$H$_5$SH |
| Authors |
Lucas_F._Rodr\'iguez-Almeida,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_V\'ictor_M._Rivilla,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Shaoshan_Zeng,_Bel\'en_Tercero,_Pablo_de_Vicente,_Laura_Colzi,_Fernando_Rico-Villas,_Sergio_Mart\'in_and_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08036 |
チオール基（-SH）を持つ化合物は、アミノ酸の重合に関する最近のプレバイオティクス研究で不可欠であると考えられています。銀河中心の静止雲G+0.693-0.027に向けてこの種の化合物を探しました。$\sim\、$1$\、\times\、$10$^{-10}が豊富なモノチオギ酸のトランス異性体（t-HC（O）SH）の星間空間での最初の検出を報告します。$。さらに、$\sim\、$3$\、\times\、$10$^{-10}$が豊富なエチルメルカプタンのゴーシュ異性体（gC$_2$H$_5$SH）の確固たる確認を提供します。、また、$\sim\、$5$\、\times\、$10$^{-9}$が豊富なメチルメルカプタン（CH$_3$SH）も検出します。存在比は、3つのSH含有種とそれらのOHアナログについて計算され、複雑さが増すにつれてアルコールとチオールの間で同様の傾向が明らかになりました。t-HC（O）SH、CH$_3$SH、C$_2$H$_5$SHの星間合成の可能な化学的経路、およびプレバイオティクスタンパク質の合成におけるこれらの化合物の関連性について説明します。原始的な地球。
レッドクランプや他のトレーサーからのVISTA半球調査によるマゼラン雲周辺のステラ下部構造
| Title |
Stellar_substructures_in_the_periphery_of_the_Magellanic_Clouds_with_the_VISTA_Hemisphere_Survey_from_the_red_clump_and_other_tracers |
| Authors |
Dalal_El_Youssoufi,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Cameron_P._M._Bell,_Richard_de_Grijs,_Martin_A._T._Groenewegen,_Valentin_D._Ivanov,_Gal_Matijevi\'c,_Florian_Niederhofer,_Joana_M._Oliveira,_Vincenzo_Ripepi,_Thomas_Schmidt,_Smitha_Subramanian,_Ning-Chen_Sun,_and_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08054 |
VISTAHemisphereSurvey（VHS）の近赤外線画像データを使用して、下部構造を検索するためにマゼラン雲の恒星周辺の形態を研究します。（$J-K_\mathrm{s}$、$K_\mathrm{s}$）の色と大きさの図を使用したさまざまな星の種族の選択に基づいて、雲の相互作用の履歴に関連する下部構造の存在を確認します。そして、天の川の影響によるかもしれないLMCディスクの東側と、おそらく銀河の楕円体構造に関連しているSMCの北側に新しい下部構造を見つけます。また、SMCのレッドクランプ星の光度関数を研究し、前景の母集団の形で、バイモーダル距離分布の存在を確認します。このバイモダリティは、銀河の中心から10度の距離まで、銀河の東部地域でまだ検出可能であることがわかります。さらに、カウンターブリッジに属する可能性のある中心から7〜10度の北側で背景構造が検出され、旧式にリンクしている可能性のある中心から6〜8度の南側で前景構造が検出されます。ブリッジ。
暗黒物質ハローの数値シミュレーションは、熱力学的平衡に達するとポリトロープ中心コアを生成します
| Title |
Numerical_simulations_of_dark_matter_haloes_produce_polytropic_central_cores_when_reaching_thermodynamic_equilibrium |
| Authors |
Jorge_Sanchez_Almeida_(1,2),_Ignacio_Trujillo_(1,2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_E-38200,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08055 |
自己重力天体は、密度プロファイル（コア）に中央の高原を示すことが多く、その物理的起源については熱心に議論されています。コアは、理論的には最大エントロピーのN体システムで期待されますが、コールドダークマター（CDM）の標準的なN体数値シミュレーションには存在しません。私たちの研究は、理論と数値シミュレーションの間のこの明らかな矛盾にもかかわらず、それらは完全に一貫していることを示しています。簡単に言えば、コアは熱力学的平衡にあるシステムの特徴ですが、CDMシミュレーションでは熱化衝突が意図的に抑制されています。衝突が許容される場合、N体数値シミュレーションは、理論上の期待と完全に一致するコア密度プロファイルを作成します。理論と2種類の数値シミュレーションを比較します。（1）DM粒子が十分な断面積を持つ自己相互作用（SIDM）である場合、有効な2体緩和タイムスケールはハッブル時間よりも短くなり、コア付きDMハローが発生します。このようにして得られた矮小銀河から銀河団までの質量を持つハローは、正規化後に単一の形状に崩壊し、この形状は理論的に予想されるポリトロープ密度プロファイルと一致します。（2）有限質量DM粒子を使用すると、2体の衝突率が人為的に増加するため、標準的なN体数値シミュレーションの内部半径は常に破棄されます。廃棄された半径は、採用された数値軟化よりも大きく、ハロー質量とは無関係にポリトロープ形状を持つコアを発達させることを示します。私たちの研究は、シミュレートされた（または観察された）密度プロファイルにおけるコアの存在が、熱力学的平衡にあるシステムの証拠として使用できることを示唆しています。
MUSE-IIを使用してNGC7793で$ \ sim $ 10pcスケールでISMを研究します。酸素量と電離放射線の逃避に対する制約
| Title |
Studying_the_ISM_at_$\sim$10_pc_scale_in_NGC_7793_with_MUSE_--_II._Constraints_on_the_oxygen_abundance_and_ionising_radiation_escape |
| Authors |
Lorenza_Della_Bruna,_Angela_Adamo,_Janice_C._Lee,_Linda_J._Smith,_Mark_Krumholz,_Arjan_Bik,_Daniela_Calzetti,_Anne_Fox,_Michele_Fumagalli,_Kathryn_Grasha,_Matteo_Messa,_G\"oran_\"Ostlin,_Rene_Walterbos,_Aida_Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08088 |
MUSE/AOを使用してNGC7793でイオン化されたISMを、$\sim$10pcの空間分解能で研究します。データは、HSTとALMAで観測された若い星団（YSC）、O型星、GMCで補完されています。ストロングライン法を使用すると、以前の推定値と一致して、中央値$12+\log（O/H）\sim8.37$が0.25dexのばらつきで見つかります。存在量マップは、光イオン化を伴う明らかな縮退が存在しますが、下部構造、周囲のクラスター、および巨大な星が豊富です。消光補正されたH$\alpha$の光度から、観測された電離光子の総量$Q（H^0）$を決定し、の寄与を合計して得られる予想される$Q（H^0）$と比較します。YSCと大質量星、脱出率（$f_{esc}$）を取得します。全体として、HII領域の人口に対して$f_{esc、HII}=0.67_{-0.12}^{+0.08}$が見つかります。また、FoV内で観測されたイオン化源は、銀河のこの領域で観測された拡散イオン化ガスの量を説明するのに十分すぎると結論付けています。一般に、HII領域にあるYSCは、他のフィールドのクラスターよりも若く、質量が小さく、多数の電離光子を放出する確率が高いことがわかります。最後に、[SII]/[OIII]によってトレースされた領域の光学的厚さを調べ、結果として生じるイオン化構造と$f_{esc}$の間に体系的な傾向がないことを確認します。[要約]
銀河プローブとしてのこと座RR型変光星の使用について。 III。 $ \ alpha $要素の存在量
| Title |
On_the_Use_of_Field_RR_Lyrae_as_Galactic_Probes._III._The_$\alpha$-element_abundances |
| Authors |
J._Crestani_(1,2,3),_V.F._Braga_(3,4),_M._Fabrizio_(3,4),_G._Bono_(2,3),_C._Sneden_(5),_G.W._Preston_(6),_I._Ferraro_(3),_G._Iannicola_(3),_M._Nonino_(7),_G._Fiorentino_(3),_F._Th\'evenin_(8),_B._Lemasle_(9),_Z._Prudil_(8),_A._Alves-Brito_(1),_G._Altavilla_(3,4),_B._Chaboyer_(10),_M._Dall'Ora_(11),_V._D'Orazi_(12,13),_C.K._Gilligan_(10),_E._Grebel_(8),_A.J._Koch-Hansen_(9),_H._Lala_(9),_M._Marengo_(14),_S._Marinoni_(3,4),_P.M._Marrese_(3,4),_C.E._Mart\'inez-V\'azquez_(15),_N._Matsunaga_(16),_M._Monelli_(17),_J.P._Mullen_(14),_J._Neeley_(18),_R._da_Silva_(3,4),_P.B._Stetson_(19),_M._Salaris_(20),_J._Storm_(21),_E._Valenti_(22),_M._Zoccali_(23,24)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Porto_Alegre,_Brazil,_(2)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(3)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(4)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(5)_Department_of_Astronomy_and_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas,_Austin,_TX,_USA,_(6)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_CA,_USA,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronoico_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(8)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(9)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_USA,_(11)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(12)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(13)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Clayton,_Melbourne,_Australia,_(14)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(15)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(16)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan,_(17)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(18)_Department_of_Physics,_Florida_Atlantic_University,_Boca_Raton,_FL,_USA,_(19)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(20)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(21)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_Potsdam,_Germany,_(22)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(23)_Instituto_Milenio_de_Astrof\'isica,_Santiago,_Chile,_(24)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Instituto_de_Astrofisica,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08113 |
高解像度スペクトルを使用して、$\alpha$元素（Mg、Ca、Ti）の最大かつ最も均質なサンプルと、こと座RR型変光星（RRL、162変数）の鉄の存在量を提供します。現在の測定値は、金属量スケールにもたらされた46のフィールドRRLの文献で利用可能な同様の存在量で補完されました。最終的に、鉄の豊富さ（-3.00$\le）で3つのdexをカバーする古い（t$\ge$10Gyr）、低質量の恒星トレーサー（208RRL：169基本、38最初の倍音、1混合モード）のサンプルになりました。$[Fe/H]$\le$0.24）。フィールドRRLは、金属が少ないレジーム（[Fe/H]$\ge$-1.2）では、金属が少ないレジーム（[Fe/H]$\ge$-1.2）で、通常のHaloトレーサーよりも$\sim$0.3dex多いことがわかりました。[Fe/H]$\le$-2.2）平均して$\sim$0.1dex多く$\alpha$-強化されているようです。古い恒星トレーサーの大きくて均質で同時代のサンプルに基づいて、太陽鉄の存在量の$\alpha$要素の枯渇が検出されたのはこれが初めてです。興味深いことに、射手座矮小銀河の$\alpha$に乏しい、金属が豊富なRRLと赤色巨星（RG）の間、および$\alpha$の間でも、[$\alpha$/Fe]の傾向に密接な類似性が検出されました。-超微弱な矮小銀河における強化された、金属量の少ないRRLおよびRG。これらの結果は、46個のフィールド水平分枝（HB）星の同様の元素存在量によって裏付けられています。これらの星は、RRLと同じ進化段階と同じ前駆体を共有しています。この証拠はさらに、古い恒星トレーサーがハローの初期の化学的濃縮を抑制し、特に矮小銀河が銀河の集団集合に与えた影響を調査する際に果たす重要な役割を裏付けています。
宇宙の夜明けの調査：候補者$ z \ geq $ 9銀河の年齢と星形成の歴史
| Title |
Probing_Cosmic_Dawn_:_Ages_and_Star_Formation_Histories_of_Candidate_$z\geq$9_Galaxies |
| Authors |
N._Laporte,_R._A._Meyer,_R._S._Ellis,_B._E._Robertson,_J._Chisholm,_and_G._W._Roberts-Borsani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08168 |
測光赤方偏移が赤方偏移$z\simeq$9を超えていることを示唆している6つの銀河のスペクトルエネルギー分布と物理的特性について説明します。それぞれは、スピッツァー/IRAC4.5$\mu$mバンドで見られる顕著な過剰のために選択されました。これは、$z=9.0$を超える赤方偏移の場合、レストフレームバルマーブレークと恒星成分の存在を示している可能性があります。赤方偏移$z\simeq10$よりも早く形成されました。BAGPIPESを使用した星の種族モデルを使用した適合に基づいて初期の星形成活動を制約することに加えて、Keck/MOSFIRE、VLT/X-shooterのさまざまな組み合わせを使用して、各候補者に対して必要であるが挑戦的な追跡分光法を実施しました。、Gemini/FLAMINGOS2およびALMA。Lyman-$\alpha$または[OIII]88$\mu$mの放出に基づいて、GN-z-10-3の説得力のある赤方偏移$z$=8.78とおそらく$z$=9.28の赤方偏移を決定します。レンズ付き銀河MACS0416-JD用。GN-z9-1の場合、$z\simeq$9を超えるソースについては引き続き有望であると結論付けます。MACS1149-JD1の以前の分光データとともに、この拡大されたサンプルの分析は、赤方偏移$z\simeq$10を超えて広がる宇宙の星形成の歴史をさらにサポートします。最適な星の種族モデルを使用して、光源の過去のレストフレームUV光度を再構築し、JamesWebbSpaceTelescopeを使用してそのようなシステムの初期の前駆体を追跡することの意味について説明します。
アクションスペースクラスタリングを使用して、銀河のような天の川の降着履歴を制約する
| Title |
Using_Action_Space_Clustering_to_Constrain_the_Accretion_History_of_Milky_Way_like_Galaxies |
| Authors |
Youjia_Wu,_Monica_Valluri,_Nondh_Panithanpaisal,_Robyn_E._Sanderson,_Katherine_Freese,_Andrew_Wetzel,_Sanjib_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08185 |
現在好まれている宇宙論的パラダイムでは、銀河は多数の衛星銀河の降着を通じて階層的に形成されます。衛星はホストハローよりもはるかに小さいため、ホストハローの可能性によって定義されるアクションスペースのボリュームのごく一部を占めます。ホストハローのポテンシャルが断熱的に変化するとアクションが保存されるため、ホストハローが進化しても、付着した衛星からの星はアクションスペースにクラスター化されたままになると予想されます。この論文では、シミュレーションのスナップショットを通して伴銀河を追跡することにより、宇宙のバリオンFIRE-2シミュレーションから、円盤銀河のような3つの天の川銀河に蓄積された衛星を特定します。次に、クラスター分析アルゴリズムEnlinkを現在のスナップショットに付着した星の粒子の軌道作用に適用することにより、これらの衛星の回復を試みます。クラスタリングアルゴリズムの成功を定量化するためにいくつかのメトリックを定義し、これらのメトリックを使用して、十分に回復された衛星と不十分に回復された衛星を識別します。これらの衛星を落下時間-前駆体質量（または恒星質量）空間にプロットし、分類ツリー法を使用して、これら2つの空間で十分に回復した衛星と不十分に回復した衛星の境界を決定します。Enlinkによって検出されたグループは、Enlinkによって割り当てられた量である重要性が高い場合、実際の衛星に対応する可能性が高くなります。宇宙シミュレーションでは、ほとんどの恒星ハローにその場の星の集団があると予測されているため、サンプルがその場の星の粒子の10〜50％で汚染されている場合に、衛星を回復するEnlinkの能力をテストし、ほとんどの衛星がその場の星がない状態で結合し、50％の汚染があっても十分に回復し続けます。したがって、将来的には、アクションスペースでのクラスター分析が、天の川に付着した衛星を特定するための今後のデータセット（ガイアなど）で役立つと予想されます。
光子が支配的な領域におけるナノ粒子の枯渇の影響：ホースヘッドのガス物理学と化学への応用
| Title |
Influence_of_the_nano-grain_depletion_in_photon-dominated_regions:_Application_to_the_gas_physics_and_chemistry_in_the_Horsehead |
| Authors |
T._Schirmer,_E._Habart,_N._Ysard,_E._Bron,_J._Le_Bourlot,_L._Verstraete,_A._Abergel,_A._P._Jones,_E._Roueff,_and_F._Le_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08204 |
拡散星間物質（ISM）から光子優勢領域（PDR）などのより高密度の雲までの物理的条件の大きな不一致は、ダストの特性（つまり、組成、サイズ、および形状）の進化を引き起こします。ガスの物理学と化学はこれらのダスト特性と密接に関連しているため、ダストの発生、特にPDRの外側の照射部分でのナノ粒子の枯渇の影響を受けます。プロトタイプのPDRである馬頭星雲のガス物理学と化学に対するナノ粒子の枯渇の影響を強調します。PDRの原子および分子ガスのモデルであるMeudonPDRコードを使用し、拡散ISMのようなダストとホースヘッドのようなダストを使用して、光電への影響に焦点を当て、ガスの物理学と化学に対するナノ粒子の枯渇の影響を研究しました。加熱とH2形成、したがってH2ガスライン上。ホースヘッドのナノ粒子の枯渇は、光電効果によるガス加熱に強く影響し、したがってガス温度とH2形成、したがってH->H2位置に強く影響することがわかります。その結果、H2の最初の4つの純粋な回転線（たとえば、0-0S（0）、S（1）、S（2）、およびS（3））は2〜14倍変化します。0-0S（3）光電効果によるガス加熱の減少により、ナノ粒子の枯渇を考慮すると、モデルで過小評価されることが多い線はさらに過小評価されます。これは、ホースヘッド、より一般的にはPDRにおけるH2の励起および/または加熱プロセスの理解がまだ不完全であることを強く示唆しています。ホースヘッドの外側部分でのナノ粒子の枯渇は、照射された雲のJWST観測で顕著になるいくつかのガストレーサーに強い影響を及ぼします。したがって、ホースヘッド、より一般的にはPDRの理解を深め、ミッションの最適な科学的リターンに貢献するために、この枯渇を考慮に入れる必要があります。
観測されたCNとHCNの強度比は、極端な銀河環境で微妙な変動を示します
| Title |
Observed_CN_and_HCN_intensity_ratios_exhibit_subtle_variations_in_extreme_galaxy_environments |
| Authors |
B._Ledger,_C._D._Wilson,_T._Michiyama,_D._Iono,_S._Aalto,_T._Saito,_A._Bemis,_R._Aladro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08224 |
CNとHCNのそれぞれ3つのエネルギーラインの新しいALMAデータとアーカイブALMAデータの両方を使用して、NGC3256、NGC7469、およびIRAS13120-5453の高密度ガスの強度比を調査します。HCN（3-2）/HCN（1-0）強度比は、NGC3256とNGC7469で異なり、それぞれ1.53$\pm$0.07と1.55$\pm$0.05の超線形傾向があります。NGC3256（〜0.3-0.4）およびNGC7469（〜0.3-0.5）と比較して、IRAS13120-5453ではより高いHCN（3-2）/HCN（1-0）強度比（〜0.8）へのオフセットが見つかりました。NGC7469のHCN（4-3）/HCN（3-2）強度比の傾きは、1.34$\pm$0.05です。NGC3256内の変動は、北と南の核に関連する励起に起因すると考えられます。NGC7469では、活動銀河核の周囲の領域に変動が局在しています。私たちの解像度（〜700pc）では、IRAS13120-5453はHCN強度比にほとんど変化を示しません。個々の銀河は、ほぼ一定のCN（2-1）/CN（1-0）強度比を示しています。NGC3256では、他の2つの銀河（〜0.8）と比較して、CN（2-1）/CN（1-0）の強度比（〜0.5）が低くなるオフセットが見られます。CN（3-2）/CN（2-1）強度比の場合、NGC7469は1.55$\pm$0.04の超線形傾向を示し、ピークは活動銀河核に向かって局在しています。IRAS13120-5453およびNGC3256の北核で高い（〜1.7）CN（1-0）/HCN（1-0）強度比が見られますが、NGC7469およびNGC3256のスターバースト以外の領域。
ローカルULIRGはAGNを利用していますか？ 220GHz連続体のサブkpcビュー。 PUMA II
| Title |
Are_local_ULIRGs_powered_by_AGN?_The_sub-kpc_view_of_the_220_GHz_continuum._PUMA_II |
| Authors |
M._Pereira-Santaella,_L._Colina,_S._Garc\'ia-Burillo,_I._Lamperti,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_M._Perna,_S._Arribas,_A._Alonso-Herrero,_S._Aalto,_F._Combes,_A._Labiano,_J._Piqueras-L\'opez,_D._Rigopoulou,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08238 |
「MUSEとALMAを使用したULIRGの物理」の一部として、22個のローカル（z<0.165）ULIRGシステム（32個の個別の核）の代表的なサンプルの高解像度（400pc）220GHz連続体とCO（2-1）ALMA観測を分析します。「（PUMA）プロジェクト。220GHzの連続光源のデコンボリューションされた半光半径は<60-350pc（中央値90pc）です。これらの領域を、赤外線光度の大部分を放出する領域と関連付けます。220GHzのフラックスと赤外線グレイボディの外挿の間の2倍以内の良好な一致、および小さなシンクロトロンとフリーフリーの寄与がこの仮定を裏付けています。低温分子ガスの放出サイズは60〜700pcで、連続体の平均2.6倍です。L_IRと低温分子ガスの表面密度を導き出します：logSigma（L_IR）=11.5-14.3Lsun/kpc^2およびlogSigma（H2）=2.9-4.2Msun/pc^2。L_IRが星形成によって生成されると仮定すると、これは中央値Sigma（SFR）=2500Msun/yr/kpc^2に対応します。これは、非常に短い枯渇時間、<1-15Myr、および70に対して>1の非物理的SF効率を意味します。サンプルの％。したがって、これは、L_IRを支配する可能性のある不明瞭なAGNの存在に有利に働きます。また、ULIRG核を2つのグループに分類します。（a）光学的に分類されたAGNに見られる高い中赤外過剰放射を伴うコンパクトな核（r<130pc）。（b）rを減少させるための中赤外過剰の減少との関係に従う核。相互作用する核の大部分（65％）は、この関係のローエンド（<130pc）にありますが、高度な合併の25％のみがそうしています。これは、相互作用の初期段階では、活動が高度な合併段階よりもコンパクトでほこりが隠された領域で発生することを示唆しています。原子核の約3分の2は、エディントン限界を上回っています。これは、局所的なULIRGでの大量の流出の検出と、発射プロセスにおける放射圧の潜在的な役割と一致しています。
SDSS-IV MaNGA：渦巻銀河とS0銀河の3Dスピン整列
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_3D_spin_alignment_of_spiral_and_S0_galaxies |
| Authors |
Katarina_Kraljic,_Christopher_Duckworth,_Rita_Tojeiro,_Shadab_Alam,_Dmitry_Bizyaev,_Anne-Marie_Weijmans,_Nicholas_Fraser_Boardman,_and_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08275 |
MaNGA調査を用いて、大規模フィラメントに関する銀河の3Dスピン配列を調査します。宇宙ウェブは、Disperseを使用してSloanDigitalSkySurveyから再構築され、MaNGA銀河の3Dスピンは、面分光キネマティクスを使用した薄円盤近似を使用して推定されます。後期型の渦巻銀河は、スピンが最も近いフィラメントの軸に平行であることがわかっています。アラインメント信号は、低質量スパイラルによって支配されていることがわかります。S0型銀河のスピンは、フィラメントの軸に対して垂直方向に優先的に配向する傾向があります。この直交配向は、恒星ガス速度場とイオン化ガス速度場の運動学的成分の間に顕著な不整合を示すS0、および/または高質量の対応物と比較して回転サポートが低い低質量S0によって支配されることがわかります。秩序だった恒星の自転の程度に基づいて銀河を分割すると、定性的に同様の結果が得られます。たとえば、スピンの大きさが大きい銀河とスピンの大きさが小さい銀河は、フィラメントに垂直な方向に整列します。条件付き潮汐トルク理論の文脈では、これらの発見は、銀河のスピンがそれらのより大規模な環境の記憶を保持していることを示唆しています。流体力学的宇宙論的シミュレーションからの測定と一致して、低赤方偏移で測定された信号は弱いですが、統計的に有意です。銀河のスピンフィラメントの向きが恒星の質量、形態、運動学に依存していることは、信号を検出するためのサンプル選択の重要性を浮き彫りにしています。
AGN降着円盤内のコンパクトオブジェクトの最後の移行トラップ
レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）とおとめ座検出器によって検出された多くのブラックホール（BH）は、X線連星のものよりも数倍大きいです。1つの可能性は、いくつかのBBHが超大質量ブラックホール（SMBH）のいくつかのシュワルツシルト半径内で融合し、重力波（GW）が高度に赤方偏移し、GW信号から推測される質量が実際の質量よりも高く見えることです。このシナリオの難しさは、BBHをSMBHまでのこのような短い距離に配信することにあります。ここでは、活動銀河核（AGN）の降着円盤内のコンパクトオブジェクト（CO）の移動の理論モデルを再検討します。降着率が高く、ディスクがスリムディスクモデルで最もよく説明される場合、ディスク内のCOは最内安定円軌道（ISCO）に近い半径に移動し、残りの寿命の間そこに閉じ込められる可能性があることがわかります。AGNの。正確なトラッピング半径は、スリムディスクのサブケプラー回転とスーパーケプラー回転の間の遷移領域と一致します。この領域を「最後の移行トラップ」と呼びます。これは、その内部でCOを長期間トラップできなくなったためです。このようなトラップを引き起こす可能性のあるパラメーター空間を特定し、最後の移行トラップがLIGO/Virgoイベントの数パーセントに寄与すると推定します。私たちの結果は、LIGO/Virgoによって発見されたいくつかのBBHがより小さな固有質量を持つ可能性があることを意味します。
相対論的ディスクからのFeK _ {\ alpha}線による高次画像の探索：ブラックホールスピンの決定とバイアス
| Title |
Exploring_higher_order_images_with_Fe_K_{\alpha}-lines_from_relativistic_disks:_black_hole_spin_determination_and_bias |
| Authors |
M._Falanga,_P._Bakala,_R._La_Placa,_V._De_Falco,_A._De_Rosa,_L._Stella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07707 |
最内安定円軌道（ISCO）半径と最内安定円軌道（ISCO）半径の間に位置するプランジ領域を横切るディスクからの強く偏向された光線によって生成された高次画像（HOI）からの相対論的Fe$K_{\alpha}$ラインプロファイルへの寄与を研究します。カーブラックホールの事象の地平線。さまざまなブラックホールスピン、ディスク放射率の法則、および傾斜について、ラインプロファイルにHOIによって刻印された特性の特徴を調査します。それらはプロファイルの赤い翼から青いピークのエネルギーよりわずかに低いエネルギーまで伸びており、総ラインフラックスに$\sim0.4-1.3$\％を追加していることがわかります。特定のフラックスへの寄与は、多くの場合、$\sim1$\％から7\％の範囲にあり、中間の傾斜角（$i\sim40^{\circ}$）ディスク。計画されたX線天文学の大面積検出器\emph{強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッション}（eXTP）を使用して、ブラックホールX線連星システムの将来の観測をシミュレートし、システムの\fekal\が降着することを発見します。$\lesssim1$\％では、エディントン率はさまざまなパラメーターのHOI機能の影響を受けます。これは、HOI光線の極端な重力レンズ効果の証拠を提供します。私たちのシミュレーションは、Fe$K_{\alpha}$ラインプロファイルへのHOIの寄与を考慮しないと、ブラックホールスピンパラメーターの測定値が、入力された値よりも最大$\sim0.3$高い値に系統的にバイアスされる可能性があることも示しています。
高質量バイナリLS5039の位相分解硬X線放射：INTEGRALで検出された50keVを超えるスペクトル硬化
| Title |
Phase-resolved_hard_X-ray_emission_of_the_high-mass_binary_LS_5039:_a_spectral_hardening_above_50_keV_detected_with_INTEGRAL |
| Authors |
M._Falanga,_A._M._Bykov,_Z._Li,_A._M._Krassilchtchikov,_A._E._Petrov,_E._Bozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07711 |
LS5039は、強力なO6.5Vコンパニオンをホストする謎めいた高質量ガンマ線バイナリですが、コンパクトオブジェクトの性質は、多波長観測分析によってまだ確立されていません。LS5039からの非熱発光の位相分解マルチ機器スペクトルを分析して、信頼性の高いスペクトルモデルを作成します。このモデルをさらに使用して、バイナリのさまざまなシナリオと理論モデルから選択できます。XMM-Newton、Suzaku、NuSTAR、INTEGRAL、およびComptelで得られた位相分解硬X線とMeV範囲のガンマ線スペクトルの組み合わせは、50keVを超える意味のあるスペクトル硬化を示しています。バイナリの両方の主要なフェーズで観測されたスペクトルの破れは、放出領域に加速レプトンの2つの集団が存在することを示している可能性があります。
穴を突く：LIGO / Virgoのブラックホール人口のギャップを探す
恒星進化モデルは、対不安定型超新星（PISNe）により、ブラックホールの質量スペクトルに$\sim55M_\odot-120M_\odot$のギャップが存在することを予測します。ブラックホール質量の天体物理学的分布を階層的にモデル化することにより、2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）にそのような「上部」質量ギャップが存在する可能性を調査します。TruncatedおよびPowerlaw+Peak質量分布ファミリを拡張して、質量分布の明示的なギャップを考慮し、拡張モデルをGWTC-2に適用します。切り捨てられたモデルでは、logベイズ因子$\ln\mathcal{B}=2.79$の上限質量ギャップを支持する穏やかな証拠があり、下限と上限が$56.12_{-4.38}^{+7.54}であることがわかります。M_\odot$、および$103.74_{-6.32}^{+17.01}M_\odot$。Powerlaw+Peakモデルを使用する場合、ギャップの優先順位は見つかりません。予想されるPISNギャップ境界を中心とするギャップ境界により厳しい事前確率を課すと、ギャップを支持する対数ベイズ因子がわずかに増加します。ただし、これらの結果は、最も大規模なバイナリであるGW190521のパラメータ推定に依存します。フォローアップ分析では、ソースがギャップにまたがる成分質量を持つ中間質量比の合併である可能性があることが示されました。Nitz＆Capano（2021）での分析から得られたGW190521後方サンプルを使用すると、ギャップに有利なベイズ因子の増加が見られます。ただし、全体的な結論は変わりません。Powerlaw+Peakモデルを使用する場合、ギャップは優先されません。この研究は、対不安定型超新星と脈動対不安定型超新星および高質量ブラックホール形成の物理学を制約するための道を開きます。
奇妙な星の潮汐変形能とGW170817イベント
| Title |
Tidal_deformability_of_strange_stars_and_the_GW170817_event |
| Authors |
Odilon_Louren\c{c}o,_C\'esar_H._Lenzi,_Mariana_Dutra,_Efrain_J._Ferrer,_Vivian_de_la_Incera,_Laura_Paulucci,_J._E._Horvath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07825 |
この研究では、色の超伝導のカラーフレーバーロック（CFL）段階でクォーク物質によって形成されたストレンジクォークを考察します。CFLフェーズは、4フェルミオンベクトルとダイクォーク相互作用チャネルを持つNambu-Jona-Lasinioモデルによって記述されます。グルーオンに対する色超伝導媒体の効果は、熱力学的ポテンシャルにグルーオンの自己エネルギーを含めることによってモデルに組み込まれます。ベクトル結合$G_V$を変化させ、その結果をGW170817イベントからの潮汐変形能に関するデータ、MSPJ0740+6620などの大規模パルサーからの最大質量に関する観測データ、および質量/と比較することにより、モデルのパラメーター化を構築します。半径は、PSRJ003+0451のNICERデータに適合します。私たちの結果は、グルーオン効果が含まれる場合と含まれない場合のモデルの$G_V$パラメーター空間のウィンドウを示しています。これは、これらすべての天体物理学的制約、つまり$0.21<G_V/G_S<0.4$および$0.02<G_V/G_Sと互換性があります。それぞれ<0.1$。また、GW170817イベントの潮汐変形と$G_V$の間には強い相関関係が見られます。我々の結果は、構造的な観点から、コンパクトなバイナリの衝突で奇妙な星を除外することはできないことを示しています。
正確な有限体積シミュレーションによるオーミック、ホール、アンビポーラ効果の結合による中性子星の磁気熱進化
| Title |
Magneto-thermal_evolution_of_neutron_stars_with_coupled_Ohmic,_Hall_and_ambipolar_effects_via_accurate_finite-volume_simulations |
| Authors |
Daniele_Vigan\`o,_Alberto_Garc\'ia-Garc\'ia,_Jos\'e_A._Pons,_Clara_Dehman,_Vanessa_Graber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08001 |
中性子星の温度と磁場の長期的な変化をシミュレートすることは、天体物理学における主要な取り組みであり、いくつかのトピックに大きな影響を及ぼします。詳細な進化モデルには、同時に、熱拡散方程式の数値解法、誘導方程式の非線形項を制御するための適切な数値手法の使用、および現実的な微物理係数の局所計算が必要です。ここでは、地殻の進化を両極拡散を含むコアの進化に結合した、磁気熱2Dコードの最新の拡張を紹介します。また、モジュール性、精度、および効率も向上しています。マグネターのような磁場を正確にシミュレートするために最適な数値手法を改訂し、ホール駆動の磁気の不連続性を再現します。計算性能の観点から、負荷のほとんどは微物理係数の計算にかかります。それほどではありませんが、熱進化部分は、陰解法を使用するために大きな行列反転を必要とするため、計算コストも高くなります。2つの代表的なケーススタディを示します。（i）地殻に限定され、長寿命の小規模な構造と不連続性を示す、自明ではない多極構成。（ii）通常の物質における両極拡散の予備研究。後者は、関心のあるタイムスケールに関連する影響を与えるには長すぎるタイムスケールに作用しますが、超流動と超伝導を含める必要がある将来の作業の準備を整えます。
IC4329AのAstroSat / UVIT観測：降着円盤の内半径の制約
| Title |
AstroSat/UVIT_observations_of_IC4329A:_Constraining_the_accretion_disc_inner_radius |
| Authors |
G._C._Dewangan_(1),_P._Tripathi_(1),_I._E._Papadakis_(2_and_3),_K._P._Singh_(4)_((1)_IUCAA,_Pune,_India,_(2)_University_of_Crete,_Heraklion,_Greece,_(3)_Institute_of_Astrophysics,_Vassilika_Vouton,_Greece,_(4)_IISER,_Mohali,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08053 |
アストロサットに搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）で行われた観測を使用して、強力なセイファート1銀河IC4329Aの降着円盤からの遠紫外線および近紫外線放射の研究を紹介します。これらのデータは、これまでに取得された遠紫外線および近紫外線帯域でのIC4329Aの最高の空間分解能と最も深い画像を提供します。UVITデータの優れた空間分解能により、ホスト銀河からの拡張放射と、遠紫外線および近紫外線帯域のAGN放射を正確に分離することができました。銀河系と内部の赤み、および輝線領域と狭線領域からの輝線の寄与を補正した後、固有のAGNフラックスを導き出します。固有のUV連続放射は、降着円盤の「標準」モデルから予想されるものと比較して、ディスクが最内安定円軌道まで伸びるときの推定ブラックホール質量1〜2x10^8Msun付近で著しい赤字を示します。固有のUV連続体は、標準のディスクモデルと完全に一致していることがわかりますが、ディスクが80〜150の重力半径よりも大きい距離から放出される場合に限ります。
超大質量ブラックホールの周りの標準的な薄いディスクからの電気力線によって駆動される電磁流体力学的風：I。弱い磁場の場合
| Title |
Magnetohydrodynamic_Winds_Driven_by_Line_Force_from_the_Standard_Thin_Disk_around_Supermassive_Black_Holes:_I._the_case_of_weak_magnetic_field |
| Authors |
Xiao-Hong_Yang_(CQU),_Kamarjan_Ablimit_(CQU),_and_Qi-Xiu_Li_(CQU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08058 |
青方偏移速度の高い吸収線は、発光活動銀河核（AGN）の紫外線（UV）およびX線スペクトルで頻繁に見られます。これは、高速の風/流出がAGNで一般的であることを意味します。高速風、特に超高速流出（UFO）の形成を研究するために、2次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行します。最初は、磁場はディスク表面のガス圧よりも弱いように設定されています。私たちのシミュレーションでは、コロナからのX線放射は、ある角度で内部領域の高密度ガスによって遮蔽されるため、線力はフィラメントのような領域に作用します。フィラメントの位置は時間とともに変化し、その後、ライン駆動の風がX線にさらされ、高度にイオン化されます。UVバンドでの線力は、高度にイオン化された風を直接駆動しません。時間平均の意味で、高速風の特性はUFOの形成条件を満たしています。電気力線と比較して、直接風を駆動する場合、磁場の機能は無視できます。MHDモデルでは、回転軸の周りの領域が磁力圧が支配的になり、ガスが高緯度に広がるのを防ぎ、中緯度と低緯度でガス柱の密度を高めます（20$^{\rmo}$-70$^{\rmo}$）。より高いカラム密度は、X線フォトンをシールドするのに役立ちます。これにより、ラインフォースはHDモデルよりもMHDモデルでより効果的になります。MHDモデルでは、より広い開口角を持つより高速の風が生成されます。
強いMHD乱流における粒子加速
電磁流体力学（MHD）乱流における粒子の非熱的加速は、さまざまな天体物理学的サイトで中心的な役割を果たします。この物理学は、準線形理論の領域外で、波ではなくコヒーレント構造で構成される強い乱流のコンテキストでここで扱われます。現在の説明では、元のフェルミシナリオの精神に基づいて、電界が消失する一連の（非慣性）フレームを通じて、粒子の履歴に沿った運動量を追跡します。したがって、エネルギーの利得（または損失）のソースを磁力線の速度の勾配、特に力線の方向に沿って投影された速度の流れの加速度とせん断、および横方向の圧縮に接続します。飛行機。これらの異なる寄与に関連する運動量拡散係数は、これらの速度変動のパワースペクトルの関数として表されます。重要なことに、これらの速度勾配は間欠性の影響を受けます。ジョンズホプキンス大学データベースの非圧縮性MHDシミュレーションで直接測定することで示されるように、それらの強度は空間的に局所化され、べき乗則の分布に従います。この間欠性は、加速プロセスに大きな影響を与えます。これにより、豊富な現象論、特にべき乗則の裾が拡張された非熱スペクトルの可能性が広がります。これらの発見は、最近の動的数値シミュレーションと概ね一致しています。この説明の拡張と可能な探索方法について説明します。
| Title |
Katu:_a_fast_open-source_full_lepto-hadronic_kinetic_code_suitable_for_Bayesian_inference_modelling_of_blazars |
| Authors |
Bruno_Jim\'enez_Fern\'andez_and_Hendrik_van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08207 |
ブレーザーやその他の放射プラズマ流のモデリングでは、さまざまな粒子種に対して結合された一連の運動方程式が時間とともに正しく進化することは、計算上困難な問題です。この論文では、光子、レプトン、ハドロンなどの多数の粒子種とそれらの相互作用を同時に進化させることができるコードKatuを紹介します。粒子ごとに、反応速度式の数式が効率のために最適化され、コードは拡張や変更を簡単に行えるように記述されています。さらに、Katuを2つの統計ソフトウェアemceeとpymultinestに関連付けます。これにより、スイートをブレーザーに適用し、電磁（および該当する場合はニュートリノ）フラックスから関連する統計情報を抽出できるようになります。例として、KatuをMrk421に適用し、レプトンモデルとレプトンハドロニックモデルを比較します。これらのモデルの完全な運動シミュレーション間のこの初めての直接ベイズ比較では、純粋に電磁スペクトルからのレプトハドロニックモデルの実質的な証拠（ベイズ因子$\sim7$）が見つかります。コードは、LGPLライセンスの下でhttps://github.com/hveerten/katuからオンラインで入手できます。
PHANGS-ALMAデータ処理とパイプライン
| Title |
PHANGS-ALMA_Data_Processing_and_Pipeline |
| Authors |
Adam_K._Leroy,_Annie_Hughes,_Daizhong_Liu,_Jerome_Pety,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Antonio_Usero,_Christopher_M._Faesi,_Cinthya_N._Herrera,_Melanie_Chevance,_Alexander_P._S._Hygate,_Amanda_A._Kepley,_Eric_W._Koch,_Miguel_Querejeta,_Kazimierz_Sliwa,_David_Will,_Christine_D._Wilson,_Gagandeep_S._Anand,_Ashley_Barnes,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Beslic,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Alberto_D._Bolatto,_Mederic_Boquien,_Yixian_Cao,_Rupali_Chandar,_Jeremy_Chastenet,_I-Da_Chiang,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Jakob_S._den_Brok,_Cosima_Eibensteiner,_Eric_Emsellem,_Axel_Garc{\i}a-Rodr{\i}guez,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Jonathan_D._Henshaw,_Maria_J._Jimenez_Donaire,_Jenny_J._Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_et_al._(21_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07665 |
PHANGS-ALMA調査の処理について説明し、PHANGS-ALMAパイプラインを紹介します。これは、校正された干渉計および総電力データを科学対応のデータ製品に処理するパブリックソフトウェアパッケージです。PHANGS-ALMAは、近くの銀河からのCOJ=2-1放出の大規模で高解像度の調査です。観測は、ALMAのメインの12mアレイ、7mアレイ、および総電力観測を組み合わせて、数十から数百の個別のポインティングのモザイクを使用します。u-vデータの処理、イメージングとデコンボリューション、線形モザイク処理、干渉計と総電力データの組み合わせ、ノイズ推定、マスキング、データ製品の作成、および品質保証について説明します。私たちのパイプラインは一般的な設計であり、他のスペクトル線や連続発光のVLAおよびALMA観測にも適用できます。マルチスケールクリーン、シングルスケールクリーン、および自動マスク生成を堅牢で効果的に見える方法で組み合わせた、複雑なスペクトル線観測のデコンボリューションのレシピを強調します。また、マスキングとデータ製品の作成に対する2トラックアプローチを強調します。完全性は高いがノイズによる重大な汚染がある「広くマスクされた」データ製品のセットと、信頼性は高いが信号対ノイズ比の微弱な放出を排除する「厳密にマスクされた」データ製品のセットを構築します。シミュレーションによってサポートされている当社の品質保証テストは、12m+7mのデコンボリューションされたデータが、7mのデコンボリューションされたデータのみよりも総電力フラックスに大幅に近い総フラックスを回復することを示しています。付録では、PHANGS--ALMAでのALMA総電力キャリブレーションの安定性を測定し、一般的な短い間隔の補正アルゴリズムのパフォーマンスをテストします。
天文データのコクチョウ
天文学は常に前例のない新しい現象の発見によって推進されてきました、そしてしばしばそれらの存在と特性を説明するための新しい理論が続きます。かつてないほど高い精度とサンプリングレートで空を並べる大規模な調査の現代では、これらの偶然の発見は、ボヤジアンの星、高速電波バースト、オウムアムアなどの最近の例で、継続するように見えます。したがって、ここでは、問題の現象が未知の一定速度$\lambda$で確率的に繰り返されるという基本的な前提の下で、このようなイベントを解釈し、将来の観測にガイダンスを提供するための統計的フレームワークを提供することを目指しています。具体的には、1）$\lambda$の事後分布、2）再発時間の事後分布、および3）次の観測値と比較したさらなる観測値の費用便益比の式が導出されます。初開催のイベント。これらのそれぞれの経験則の結果は、1）$\lambda<\{0.7、2.3、4.6\}\、t_1^{-1}$から$\{50、90、95\}であることがわかります。\％$信頼度（最初の検出を取得するための$t_1=$時間）、2）繰り返し時間は$t_2<\{1、9、99\}\、t_1$から$\{50、90、95\}\％$信頼度、時間$t_2$までの繰り返しがないため、$p$値は$1/[1+（t_2/t_1）]$になり、3）$\lesssim10\のフォローアップ、t_1$は、オブジェクトの固有の科学的価値に関するさまざまな仮定の下で、科学的に価値があると期待されています。これらの方法を、TESSによって観測されたBreakthroughListenCandidate1信号および潮汐破壊現象に適用します。
宇宙論への応用を伴う測光赤方偏移の文脈で実証された、戦略の最適化を観察するための情報ベースのメトリック
| Title |
An_information-based_metric_for_observing_strategy_optimization,_demonstrated_in_the_context_of_photometric_redshifts_with_applications_to_cosmology |
| Authors |
Alex_I._Malz,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_John_Franklin_Crenshaw,_Melissa_L._Graham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08229 |
銀河調査の観測戦略は、結果として得られるデータを使用して科学の目標を達成できる程度に影響を与えます。したがって、LSSTは、リズムを最適に選択するために、複数の科学事例の戦略を観察するための指標を求めています。測光赤方偏移は、宇宙論を含むがこれに限定されないLSSTのデータの多くの銀河系外科学アプリケーションに不可欠ですが、利用できるメトリックはほとんどなく、特定のユースケースに影響を与える可能性のある他のケイデンス依存量のメトリックと直接統合されていません。現実的な観測戦略の制約の下で、測光サンプルからの赤方偏移に関する潜在的に回復可能な相互情報に基づいて、観測戦略の最適化のためのメトリックを提案します。条件付き正規化フローを使用して、パブリックコードに実装されたこの相互情報量の変動下限の扱いやすい推定を示します。観測戦略全体で回復可能な赤方偏移情報を比較することにより、堅牢な赤方偏移制約を排除するものと、データがより多くの赤方偏移情報を保持するものを区別して、ダウンストリーム分析で一般的に利用できます。宇宙論や、赤方偏移を超えた真のパラメータ値から測光をモデル化できるその他の科学アプリケーションを含むがこれらに限定されない、赤方偏移に依存する銀河系外のユースケースの戦略最適化を観察するには、この用途の広いメトリックを使用することをお勧めします。
高性能保護銀薄膜ミラーの臨界処理温度
| Title |
Critical_processing_temperature_for_high_performance_protected_silver_thin_film_mirrors |
| Authors |
David_M._Fryauf,_Andrew_C._Phillips,_Nobuhiko_P._Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08233 |
天体望遠鏡用の銀（Ag）ミラーは、複数の金属および誘電体薄膜で構成されています。さらに、このようなAgミラーの最上面は保護コーティングで覆われている必要があります。保護コーティングは室温で堆積されることが多く、ミラー全体も室温で処理されますが、さまざまな薄膜堆積技術により、高温で実行されたときに特性が改善された保護コーティングが提供されます。したがって、この作業では、高性能Agミラーが新しいベンチマークで設計および製造されました。得られたAgミラーをさまざまな温度でアニール（つまり、製造後のアニーリング）して、保護された銀ミラーの全体的な光学性能と耐久性を改善するために、製造中および/または製造後に熱プロセスを導入する可能性を調査しました。私たちの実験では、Agミラーサンプルは電子ビーム蒸着によって堆積され、その後60{\deg}Cから300{\deg}Cの範囲のさまざまな温度でアニールされ、ミラーサンプルは80で環境ストレステストを受けました。{\deg}C、湿度80％で10日間。200{\deg}C未満でアニールされたすべてのミラーサンプルは、応力テストを受けた後、ごくわずかな腐食を示しましたが、160{\deg}C未満でアニールされたミラーサンプルは、堆積されたままの参照サンプルと同等またはそれ以上のスペクトル反射率を示しました。対照的に、200{\deg}C以上でアニールされたミラーサンプルは、応力テスト後に大幅な劣化を示しました。包括的な分析は、アニーリング中のAg粒子の成長によって引き起こされる層間剥離とボイドが劣化の主要なメカニズムであることを示しました。
APOGEEとGaiaを使用した正確な準巨星の特性評価の限界のテスト：前例のない天体物理学研究への窓を開く
| Title |
Testing_the_Limits_of_Precise_Subgiant_Characterization_with_APOGEE_and_Gaia:_Opening_a_Window_to_Unprecedented_Astrophysical_Studies |
| Authors |
Diego_Godoy-Rivera,_Jamie_Tayar,_Marc_H._Pinsonneault,_Romy_Rodriguez_Martinez,_Keivan_G._Stassun,_Jennifer_L._van_Saders,_Rachael_L._Beaton,_D._A._Garcia-Hernandez,_Johanna_K._Teske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07679 |
ヘルツシュプルングラッセル（HR）ダイアグラム上の位置を考えると、完全に特徴付けられた準巨星は、広範囲の天体物理学的問題に厳しい制約を課す可能性があります。したがって、それらはトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションの主要な星震学的ターゲットです。この作業では、星震振動を示す可能性に基づいて選択したTESS連続表示ゾーン（CVZ）にある347個の準巨星のサンプルの恒星特性を推測します。古典的な制約（測光、位置天文学）を使用してそれらをどれだけうまく特徴付けることができるかを調査し、分光値を使用して結果を検証します。平均1$\sigma$のランダム（系統的）不確実性が4.5％（2％）、33K（60K）、2.2％（2％）の光度、有効温度、半径、およびその他のモデルを導き出します-表面の重力、質量、年齢などの依存量。サンプルを使用して、準巨星がHRダイアグラムの位置のみに基づく質量と年齢の決定の理想的なターゲットであることを示し、広く利用可能なカタログに対する詳細な特性評価から得られた恒星パラメータの利点について説明し、一般的に使用される3D絶滅マップが過大評価される傾向があることを示します近くの星（距離$\lesssim$500pc）の絶滅、および主系列星の後の回転と活動の接続をサポートする相関関係を見つけます。古典的および星震学的データセットが果たす補完的な役割は、準巨星を使用した前例のない天体物理学研究への窓を開きます。
彩層-コロナ遷移領域を横切る磁気接続
冷たい彩層（$\le10^4$K）と熱いコロナ（$\ge10^6$K）の間の太陽からの放出に寄与するプラズマは、多くの異なる解釈を受けています。ここでは、石川らによって最近発表された活動領域のCLASP2データ、および以前の静穏領域のIRISおよびSDOデータの意味に基づいて、この遷移領域（TR）プラズマの磁気構造を調べます。石川ほか黒点プラージュの広い領域は、低プラズマ-$\beta$条件下で下部遷移領域に形成された、\ion{Mg}{2}共鳴線のコアで測定されるように磁気的に単極であることがわかりました。ここでは、ラインコアのIRIS画像に、SDOの171\AA{}チャネルで見られる上にあるコロナループセグメントとよく一致するフィブリルがあることを示します。活性領域でのTR放出が、コロナに磁気的および熱的に接続されたプラズマから発生する場合、ラインコアは、コロナに拡張された力のない計算のための最初の信頼できる磁気境界条件を提供できます。また、静かな太陽からの遷移領域放出の主な原因として以前に報告された動的TRクールループのIRIS画像を再検討します。動的なクールループは、静かな太陽からの総TR放出のごく一部にしか寄与しません。
微分スペックル測量器による観測。 X.K型ドワーフバイナリと他の星の予備軌道
| Title |
Observations_with_the_Differential_Speckle_Survey_Instrument._X._Preliminary_Orbits_of_K_Dwarf_Binaries_and_Other_Stars |
| Authors |
Elliott_P._Horch,_Kyle_G._Broderick,_Dana_I._Casetti-Dinescu,_Todd_J._Henry,_Francis_C._Fekel,_Matthew_W._Muterspaugh,_Daryl_W._Willmarth,_Jennifer_G._Winters,_Gerard_T._van_Belle,_Catherine_A._Clark,_Mark_E._Everett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07760 |
この論文では、2016年1月から2019年9月の間にローウェルディスカバリー望遠鏡、WIYN望遠鏡、ジェミニ望遠鏡で撮影された連星のスペックル観測について詳しく説明します。ジェミニとローウェルで行われた観測は、微分スペックルサーベイ機器（DSSI）で行われ、WIYNで行われた観測は、そのサイトのDSSIの後継機器であるNN-EXPLORE太陽系外惑星星とスペックルイメージャー（NESSI）で行われました。合計で、178のシステムの378の観測値を提示し、結合されたデータセットの測定精度の不確かさは、分離で約2マス、分離に応じて位置角で約1〜2度、$\sim$0.1であることを示しますマグニチュード差のマグニチュード。すでに文献にあるデータと合わせて、これらの新しい結果により、25の視覚軌道と1つの分光視覚軌道を初めて計算することができます。三元星HD173093で行われる分光学的視覚分析の場合、そのシステムの3つの星すべてについて1％を超える精度で質量を計算します。計算された21の視軌道には、K型矮星が主星として含まれています。これらをK型主系列星の既知の軌道に追加し、この段階でこれらの星の基本的な軌道特性について説明します。不完全ではありますが、これまでに存在するデータは、K型矮星原色を持つバイナリが1から数十AUの間隔で、つまり太陽系スケールで低離心率軌道を持たない傾向があることを示しています。
太陽風の乱流陽子加熱率は$ 5 $から$ 45〜R _ {\ odot} $
| Title |
Turbulent_Proton_Heating_Rate_in_the_Solar_Wind_from_$5$_to_$45~R_{\odot}$ |
| Authors |
K._Sasikumar_Raja,_Prasad_Subramanian,_Madhusudan_Ingale,_R._Ramesh,_Milan_Maksimovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07766 |
これまで、太陽風の乱流特性を調べるために、さまざまなリモートセンシング観測が使用されてきました。1952年から2013年のかに星雲の角度広がり観測を使用して導出された最近報告された密度変調指数を使用して、動的$\rmAlfv\acute{e}n$波分散方程式を使用して太陽風陽子加熱を測定しました。推定加熱速度は、$\約1.58\times10^{-14}$から$1.01\times10^{-8}〜\rmerg〜cm^{-3}〜s^{-1}$までさまざまです。地動説の距離範囲5〜45$\rmR_{\odot}$。さらに、我々は、密度変調指数と相関して、太陽周期によって加熱速度が変化することを発見した。最近発売されたパーカーソーラープローブが観測するその場測定（たとえば、電子/陽子密度、温度、磁場）を使用して導出されたモデル（計画された最も近いペリヘリア$\rm9.86〜R_{\odot}$太陽）は、乱流加熱率を正確に推定するのに役立ちます。さらに、加熱速度の推定値を、以前に報告されたリモートセンシングとその場観察を使用して得られた推定値と比較しました。
最近の太陽周期における銀河宇宙線の変動
| Title |
Variations_of_the_Galactic_Cosmic_Rays_in_the_Recent_Solar_Cycles |
| Authors |
Shuai_Fu,_Xiaoping_Zhang,_Lingling_Zhao,_Yong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07862 |
この論文では、NASAのACE/CRIS機器と地上の中性子モニター（NM）からの測定値を使用して、太陽周期23と24にわたる銀河宇宙線（GCR）の変動を研究します。結果は、2019-2020年の太陽極小期の1AUでの重い核（核電荷5-28、50-500MeV/nuc）の最大GCR強度が以前の記録を破り、1997年と2009年に記録されたものを〜それぞれ25％と〜6％であり、宇宙時代以来の最高レベルにあります。ただし、ピークNMカウント率は2009年後半のものよりも低くなっています。GCR強度とNMカウント率の違いはまだ説明されていません。さらに、太陽極小期P24/25中のGCR変調環境は、太陽黒点数が著しく少ない、太陽圏電流シートの傾きが極端に小さい、コロナ質量放出がまれである、惑星間磁気が弱いなど、いくつかの点で以前の太陽極小期とは大幅に異なることがわかります。フィールドと乱流。これらの変化は、太陽変調のレベルを下げるのに役立ち、惑星間空間における記録的なGCR強度のもっともらしい説明を提供します。
Kepler / K2で識別された惑星状星雲のバイナリ中央星
| Title |
Binary_Central_Stars_of_Planetary_Nebulae_Identified_With_Kepler/K2 |
| Authors |
George_H._Jacoby,_Todd_C._Hillwig,_David_Jones,_Kayla_Martin,_Orsola_De_Marco,_Matthias_Kronberger,_Jonathan_L._Hurowitz,_Alison_F._Crocker_and_Josh_Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07934 |
すべてのケプラー/K2キャンペーン（0から19）で惑星状星雲（PNe）の光度曲線を調べて、バイナリCSを示す可能性のある中心星（CS）の変動を特定しました。キャンペーン0の3つのPNeの中に変数CSは見つかりませんでしたが、キャンペーン2の4つのPNeの中に1つの可能性のある変数、キャンペーン7の12のPN候補の中に3つの変数、キャンペーン15の単一のPNに1つの可能な変数を特定しました。キャンペーン16（Abell30）の唯一のPNにある可能性が非常に高いバイナリCS。しかし、私たちの主な取り組みは、約183PNeの銀河バルジフィールドを対象としたキャンペーン11に焦点を当て、21の強力な候補変数CSに加えて、可能性はあるが説得力のない9つの変数を特定しました。変数の期間は2.3時間から30日までの範囲です。ほとんどの変数は連星である可能性があります。204個のターゲットPNeのサンプルから、選択したサブサンプル（たとえば、すべてのPN候補または「真の」PNeのみ）に応じて、バイナリ（または少なくとも可変）CSを持つPNeの割合が20〜25パーセントであることがわかります。不完全な修正の詳細。これらの割合は、主に星雲や隣接する星からの希釈やノイズによって引き起こされる変動を検出する感度が低下しているため、さまざまな理由で下限であると考えています。この劣化は、長期間の高度に分離されたシステムでは特に深刻です。
エントロピーで較正された混合長パラメータを持つ恒星進化モデル：赤色巨星への適用
| Title |
Stellar_evolution_models_with_entropy-calibrated_mixing-length_parameter:_application_to_red_giants |
| Authors |
Federico_Spada,_Pierre_Demarque_and_Friedrich_Kupka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08067 |
半径と有効温度のより正確な推定をもたらす対流の改善された処理を備えた太陽のような星の進化モデルを提示します。これは、恒星進化コードに実装された1D対流モデルの長さスケールを設定する混合長パラメーターのキャリブレーションを改善することによって実現されます。私たちのキャリブレーションは、対流の2Dおよび3D放射流体力学シミュレーションの結果に基づいて、星の対流層の下部にある断熱比エントロピーの値を、それらの有効温度、表面重力、および金属性の関数として指定します。初めて、このキャリブレーションは恒星進化コードのフローに完全に統合され、混合長パラメーターは実行時に継続的に更新されます。このアプローチは、太陽の長さスケールパラメータを較正し、質量、組成、進化の状態に関係なく、他の星のモデリングに太陽較正値を適用する、より一般的ですが疑わしい手順に代わるものです。現在の実装の内部一貫性により、進化した星、特に赤色巨星への適用に適しています。エントロピーで較正されたモデルが、標準モデルよりも観測上の制約とよく一致する赤色巨星分枝の修正された位置をもたらすことを示します。
Ap星の選択されたサンプルの基本的な特性：干渉計および星震学の制約からの推論
| Title |
Fundamental_properties_of_a_selected_sample_of_Ap_stars:_Inferences_from_interferometric_and_asteroseismic_constraints |
| Authors |
M._Deal,_M._S._Cunha,_Z._Keszthelyi,_K._Perraut_and_D._L._Holdsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08097 |
磁場は星の形成と進化に影響を与え、観測された恒星の特性に影響を与えます。Ap星（磁気A型星）はこの典型的な例です。質量や年齢などの恒星の基本的な特性の正確で正確な決定へのアクセスは、化石磁場の起源と進化を理解するために重要です。干渉測定から決定された半径と光度を使用して、利用可能な場合は地震の制約に加えて、明確に特徴付けられた14個のAp星の基本的な特性を推測することを提案します。\textsc{cestam}恒星進化コードで計算された恒星モデルと、\textsc{aims}最適化手法で実行されたパラメーター検索を使用して、グリッドベースのモデリングアプローチを使用しました。恒星モデルグリッドは、初期の化学組成に起因するバイアスを回避するために、広範囲の初期のヘリウムの存在量と金属量を使用して構築されました。サンプルの2つの高速振動Ap星であるHR\、1217（HD\、24712）と$\alpha$〜Cir（HD\、128898）の大きな周波数分離（$\Delta\nu$）が地震として使用されました制約。サンプル中の14個の星の基本的な特性を推測しました。全体的な結果は、以前の研究と$1\sigma$以内で一貫していますが、この研究で推定された恒星の質量はより高くなっています。この傾向は、この研究で検討された幅広い化学組成に起因している可能性があります。モデリングで$\Delta\nu$を使用すると、推論が大幅に改善され、初期の金属量に合理的な制約を設定できることを示します。これは、roAp星の大気中の原子拡散の効率を示し、それらの内部での化学元素の輸送を特徴づける可能性を開きます。
トモグラフィーによって明らかにされたグレートディミングイベントの前と最中のベテルギウスの大気
| Title |
Atmosphere_of_Betelgeuse_before_and_during_the_Great_Dimming_event_revealed_by_tomography |
| Authors |
K._Kravchenko,_A._Jorissen,_S._Van_Eck,_T._Merle,_A._Chiavassa,_C._Paladini,_B._Freytag,_B._Plez,_M._Montarg\`es,_H._Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08105 |
私たちの銀河で最もよく研究されている赤色超巨星であるにもかかわらず、ベテルギウスの測光変動と質量損失の背後にある物理学はよくわかっていません。さらに、最近、星はその視覚的な等級が歴史的な最小に達するという異常な退色を経験しました。最近開発された断層撮影技術の助けを借りて、このイベントの性質を調査します。トモグラフィーにより、恒星大気のさまざまな深さを調べ、対応するディスク平均速度場を回復することができます。ベテルギウスの数年の時系列高解像度分光観測に断層撮影法を適用して、その大気のダイナミクスを測光変動に関連付けます。我々の結果は、ベテルギウスのより涼しい上層大気における分子の不透明度の突然の増加が、観測された星の明るさの異常な減少の理由である可能性が高いことを示しています。
Born-Oppenheimerが量子重力でWigner-Weylと出会う
物質重力系の量子宇宙論のためのWheeler-DeWitt方程式のBorn-Oppenheimer分解から始めて、Wigner-Weyl変換を実行し、スケールファクターとその共役運動量のWigner関数を含む方程式を取得しました。これにより、重力の古典極限へのアプローチと、そのような極限で時間が現れる方法を以前よりも詳細に研究することができました。最も低い次数まで、フリードマン方程式と以前に得られた物質の進化の方程式を再現します。また、半古典極限に対する高次の補正の式も取得します。
GWTC-2イベントを使用したEinstein-dilation-Gauss-Bonnetモデルに対する厳しい制約
| Title |
Tight_constraints_on_Einstein-dilation-Gauss-Bonnet_model_with_the_GWTC-2_events |
| Authors |
Hai-Tian_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Peng-Cheng_Li,_Ming-Zhe_Han,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07590 |
重力波データは、極端な、高度に非線形の、強い場の領域で一般相対性理論をテストするために使用できます。アインシュタイン-膨張-ガウス-ボネや動的チャーン-サイモン重力などの修正重力理論は、いくつかの特定の信号で十分にチェックされるはずです。AdvancedLIGO/Virgoの3回目の観測実行の前半からの重力波データを分析して、これら2つの理論のパラメーターに制約を課します。動的なチャーン・サイモン重力は制約されないままです。Einstein-dilation-Gauss-Bonnet重力の場合、$\sqrt{\alpha_{\rmEdGB}}\lesssim0.40\、\rmkm$があり、GW190814と$\sqrt{\alpha_{\rmEdGB}}\lesssim0.24\、\rmkm$（GW190425が中性子星$-$ブラックホールの合併イベントである場合）。現在の観測で許可されています。このような制約は、GWTC-1イベントによって設定された制約と比較して$\sim10-20$の係数で改善されます。また、ベイズのアプローチは、アインシュタイン-膨張-ガウス-ボネモデルを制約するために、リウェイト法よりも効果的であることを示しています。
カーニューマンブラックホールの準ノーマルモード：GW150914と基本的な物理学の意味
| Title |
Quasinormal-modes_of_the_Kerr-Newman_black_hole:_GW150914_and_fundamental_physics_implications |
| Authors |
Hai-Tian_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Peng-Cheng_Li,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07594 |
カーニューマンブラックホールの準ノーマルモードスペクトルを計算するために、数値相対論シミュレーションの結果との良好な一致によって検証された分析アプローチを開発します。次に、基本モードと倍音モードの両方を含むリングダウン波形モデルを使用して重力波データを分析し、ソースの電荷を効率的に制約できることを確認します。GW150914の場合、残りのブラックホールの電荷対質量比は、$90\％$の信頼性で$\leq0.38$に制限されます。私たちの波形モデルは、他のGW150914のようなイベントに広く適用できます。唯一のリングダウンデータを使用して、ブラックホールによって運ばれる電気、磁気、またはその他の$U（1）$の暗電荷、および修正重力ベクトルの偏差パラメーター（$\alpha$）を制約することができます。重力。実際、$\alpha\leq0.17$の制約は、リングダウンデータのみで初めて達成されました。
中性子星磁気圏におけるアクシオン-光子変換：Goldreich-Julianモデルにおけるプラズマの役割
| Title |
Axion-Photon_Conversion_in_Neutron_Star_Magnetospheres:_The_Role_of_the_Plasma_in_the_Goldreich-Julian_Model |
| Authors |
Samuel_J._Witte,_Dion_Noordhuis,_Thomas_D._P._Edwards,_and_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07670 |
アクシオン暗黒物質の存在の最も有望な間接探索では、電波望遠鏡を使用して、中性子星の磁気圏におけるアクシオンの共鳴変換から生成された狭いスペクトル線を探します。残念ながら、理論上の不確実性のリストが多いため、この検索戦略を堅牢なものとして完全に受け入れることはできませんでした。この作業では、プラズマの役割と影響に関連する主要な未解決の質問に対処しようとします。たとえば、$（i）$は磁気圏での電波光子の屈折と反射により、フラックスに強い不均一性が生じます。$（ii）$は屈折は時期尚早のアクシオン-光子デフェージングを誘発し、$（iii）$は光子-プラズマ相互作用がスペクトル線の広がりをどの程度誘発するか、$（iv）$はフラックスに強い時間依存性があるか、$（v）$は、アクシオンから供給された電波光子をプラズマに吸収させることができます。最先端の自動微分アルゴリズムを利用して、変換面から漸近的に長い距離に光子を伝播するレイトレーシングに基づくエンドツーエンドの分析パイプラインを紹介します。磁気圏に電荷対称のGoldreich-Julianモデルを採用し、妥当なパラメータについては、信号の強い異方性、屈折によって引き起こされるアクシオン-光子の位相のずれ、大幅な線の広がり、磁束の可変時間依存性を期待する必要があることを示します。、および、十分に大きい磁場の場合、異方性吸収。私たちのシミュレーションコードは、広範囲の磁気圏モデルを用いた追跡調査の基礎として役立つのに十分な柔軟性を備えています。
平衡状態にある2つの静的ブラックホールのシステムを表す4次元真空一般相対性理論の正確で分析的な解が提示されます。メトリックは、曲率と円錐特異点の両方から、イベント範囲外では完全に規則的です。2つのシュワルツシルト源の間のバランスは、重力以外の余分な物質場や弦や支柱を必要とせずに、外部の重力場によって与えられます。ソリューションの形状が分析されます。スマーの法則、ブラックホールの熱力学の第1法則と第2法則について説明します。
相互作用する真髄のダイナミクスを再考する
この研究では、力学系理論のツールを適用して、圧力のない暗黒物質と、以前に文献で調査されたスカラー場によって記述された暗黒エネルギーとの間の非重力相互作用の構造を再検討し、明らかにします。結合関数$Q=-（\alpha\dot{\rho}_m+\beta\dot{\rho}_{\phi}）$の場合、$Q=3Hの形式で書き換えることができることがわかりました。（\alpha\rho_m+\beta\dot{\phi}^2）/（1-\alpha+\beta）$であるため、暗黒物質密度とスカラー場の運動項への依存性は線形であり、ハッブルパラメータに比例します。次のシナリオ$\alpha=0$、$\alpha=\beta$、および$\alpha=-\beta$を個別に分析し、各ソリューションの宇宙進化を説明するために、さまざまな観測可能値を計算しました。標準的な真髄に見られるものを除いて、新しい安定した遅い時間の解決策はないことがわかりますが、それにもかかわらず、安定性の条件は大幅に変更されています。以前の研究に関して見つかった注目すべき結果は、私たちの場合、物質が支配的な解を除いて、残りの臨界点はスケーリングとして動作しますが、硬い物質の解と暗黒エネルギーが支配的な状態は限界$\で回復できます。beta\rightarrow0$と$\beta\rightarrow1$、それぞれ。さらに、$\alpha=\beta$および$\alpha=-\beta$（一般に$\alpha\neq0$の場合）の場合、位相空間の構造を顕著に変更する分離が発生することが示されています。これは、これまで文献で言及されていなかった新しい機能を表しています。
不均一な異方性プラズマの存在下でのカー時空における光線軌道の分析的研究
| Title |
Analytical_study_of_light_ray_trajectories_in_Kerr_spacetime_in_the_presence_of_an_inhomogeneous_anisotropic_plasma |
| Authors |
Mohsen_Fathi,_Marco_Olivares,_J.R._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07721 |
光線が不均一で異方性のプラズマ媒体で満たされていると見なされるカーブラックホールの外部を移動するときに、光線の軌道を支配する運動方程式の正確な解を計算します。これは、一定にされる放射状および角度構造関数を考えることによってプラズマを特徴づけることによってアプローチされます。運動の記述は、ハミルトン-ヤコビ法を使用して実行されます。これにより、極座標の進化を特徴付ける2つの有効なポテンシャルを定義できます。次に、運動の（超）楕円積分が解析的に解かれ、座標の進化が美濃時間で表されます。このようにして、光線軌道の3次元デモンストレーションがそれぞれ与えられます。
NonLinear Alfv \ 'enicStatesの新しい代替の外観
ホール電磁流体力学で持続可能な非線形Alfv\'enic状態の新しい形式は、線形HMHDの固有状態である円偏光ベルトラミーベクトルによって完全に開発されています。次に、非線形HMHDは、3つの相互作用するベルトラミモードのモデル問題が定式化され、分析的に解かれる、かなり単純に見えるスカラー方程式のセットに縮小されます。トリプレット相互作用は、エネルギーの定期的な交換だけでなく、再分配につながるさまざまなよく知られた非線形プロセスにまたがっています。エネルギー交換プロセス（その強度はエネルギー交換/枯渇時間によって測定されます）は、おそらく、最終的なAlfv\'enic状態のスペクトルコンテンツを決定する上で支配的な役割を果たします。すべての非線形性（相互作用する波数ベクトルの敏感な関数）は同等に機能し、k空間の実質的な領域で支配的なものはありません。それらの複雑な相互作用は、「普遍的な」絵が現れるのを防ぎます。たとえば、乱流状態につながる可能性のあるプロセスに関する一般化はほとんど不可能です。ただし、理論は間違いなく次のように主張できます。1）エネルギーは低い$k$から高い$k$に流れる傾向があり、2）与えられた$kのモードの高い$k_z$（周囲磁場の方向）成分$は枯渇/振動が速くなります-場合によってははるかに速くなります。関与する波数ベクトルがほぼ垂直である場合、モード結合が最も強くなる（枯渇時間が最も短い）ことは注目に値します。おそらく、カール（外積）の非線形性の予想される結果です。完全に信頼できる画像を作成するには、数値シミュレーションが必要になります。
適応周波数分解能を使用したコンパクトなバイナリ合体からの重力波の加速パラメータ推定
| Title |
Accelerating_parameter_estimation_of_gravitational_waves_from_compact_binary_coalescence_using_adaptive_frequency_resolutions |
| Authors |
Soichiro_Morisaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07813 |
コンパクトバイナリ合体（CBC）からの重力波のベイズパラメータ推定には、通常、計算コストの高いテンプレート波形の数百万を超える評価が必要です。CBC信号のチャープ動作を利用して波形生成のコストを削減する手法を提案します。私たちの手法は、分析に使用される周波数範囲のすべての周波数の波形を必要とせず、波形のアップサンプリングによる固定費の影響を受けません。私たちの手法は、$20\、\mathrm{Hz}$、および$\mathcal{Oの低周波数カットオフに対して、典型的な連星中性子星信号のパラメーター推定を$\mathcal{O}（10）$の係数で高速化します。}（10^2）$for$5\、\mathrm{Hz}$。オフラインでの準備や、検出パイプラインによって提供されるソースパラメータの正確な見積もりは必要ありません。
量子重力と量子確率
量子重力にはボルンの規則はないと主張します。正規化不可能なWheeler-DeWitt波関数$\Psi$によって記述される量子重力レジームは、確率分布$P\neq\left\vert\Psi\right\vert^{2}$で量子非平衡状態にある必要があります。（最初は常に）。ボルンの規則は、正規化可能なSchr\"{o}dinger波動関数$\psi$を使用して、古典的な時空背景上の量子システムの半古典的領域でのみ出現できます。基礎となる量子重力アンサンブルを条件付けると、非平衡分布$\rhoが生成されます。\neq\left\vert\psi\right\vert^{2}$は半古典的領域の開始時に、量子緩和$\rho\rightarrow\left\vert\psi\right\vert^{2}$が発生します量子重力は自然に初期の非平衡宇宙を作成します。また、Schr\"{o}dinger方程式を少し修正すると、ボルンの規則が不安定な中間領域がどのように生成されるかを示します。初期分布$\rho=\left\vert\psi\right\vert^{2}$は、最終的な分布$\rho\neq\left\vert\psi\right\vert^{2}$に進化する可能性があります。これらの結果は、量子重力のdeBroglie-Bohmパイロット波定式化で自然に発生します。インフレーション中の量子不安定性は、波数$k$での原始パワースペクトルに大規模な赤字$\sim1/k^{3}$を生成することを示しますが、その影響は小さすぎて観測できません。同様に、放射線が支配的な宇宙における量子不安定性の観測できないほど大きなタイムスケールを見つけます。ブラックホールの蒸発では、ボルンの規則に違反するホーキング放射の最終バーストを伴う量子不安定性が重要になる可能性があります。ボルンの規則からの逸脱は、地球の重力場の原子系に対しても生成される可能性がありますが、その影響は観察できない可能性があります。ボルンの規則違反を検出するための最も有望なシナリオは、原始ブラックホールの爆発からの放射線にあるようです。
プラズマ宇宙：航海2050の一貫した科学テーマ
| Title |
The_Plasma_Universe:_A_Coherent_Science_Theme_for_Voyage_2050 |
| Authors |
D._Verscharen,_R._T._Wicks_and_G._Branduardi-Raymont,_R._Erd\'elyi,_F._Frontera,_C._G\"otz,_C._Guidorzi,_V._Lebouteiller,_S._A._Matthews,_F._Nicastro,_I._J._Rae,_A._Retin\`o,_A._Simionescu,_P._Soffitta,_P._Uttley_and_R._F._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07983 |
Voyage2050プロセスのホワイトペーパーをレビューし、2019年10月にマドリードでこれらのペーパーを多数公開した後、ホワイトペーパーの筆頭著者として、トピックチームが存在する部門を超えた一貫した科学テーマを特定しました。構造化。このノートは、この相乗的な科学テーマを強調し、トピックチームとVoyage2050上級委員会に、これらのトピックの幅広い重要性と、世界中の科学コミュニティ全体での幅広いサポートを認識させることを目的としています。
| Title |
Dark_Gravitational_Sectors_on_a_Generalized_Scalar-Tensor_Vector_Bundle_Model_and_Cosmological_Applications |
| Authors |
Spyros_Konitopoulos,_Emmanuel_N._Saridakis,_P._C._Stavrinos_and_A._Triantafyllopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08024 |
この作業では、ベクトル束の構築から生じる一般化されたスカラーテンソル理論の基礎を提示し、運動学的、動的、および宇宙論的な結果を研究します。特に、擬リーマン多様体時空基本多様体上で、2つのスカラー場を持つファイバー構造を定義します。結果として得られる空間は、非線形接続を備えた6次元のベクトル束です。測地線とRaychaudhuriの形式、および一般的な場の方程式を、Palatini法と計量法の両方で提供します。宇宙論的枠組みで適用されると、この新しい幾何学的構造は、修正されたフリードマン方程式に余分な項を誘発し、効果的な暗黒エネルギーセクターの出現、および暗黒物質セクターとメートル法との相互作用をもたらします。物質と暗黒エネルギーのエポックのシーケンスを使用して、宇宙の標準的な熱履歴を取得できることを示します。さらに、有効な暗黒エネルギーの状態方程式パラメータは、クインテッセンスまたはファントムレジームにあるか、ファントム-分割交差。
非線形電子ストリーミング不安定性による磁場増幅
| Title |
Magnetic_field_amplification_by_a_nonlinear_electron_streaming_instability |
| Authors |
J._R._Peterson_and_S._Glenzer_and_F._Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08246 |
相対論的ストリーミングプラズマの不安定性による磁場増幅は、さまざまな高エネルギー天体物理学環境、および強力なレーザーや電子ビームに関連する実験室シナリオの中心です。線形ワイベル不安定性の飽和後に相対論的希薄電子ビームに対して生じる新しい二次非線形不安定性について報告します。この不安定性は、ビーム電流フィラメントに関連する横方向の磁気圧力のために大きくなりますが、バックグラウンドイオンの慣性のために迅速に中和することはできません。磁場強度と空間スケールを桁違いに増幅し、強力な磁場を備えた大規模なプラズマキャビティを実現し、ビームの運動エネルギーを非常に効率的に磁気エネルギーに変換できることを示します。不安定性の成長率、飽和レベル、およびスケールの長さは分析的に導き出され、完全な運動シミュレーションとよく一致していることが示されています。
