| Title |
Toward_a_concordance_teleparallel_Cosmology_II:_Linear_perturbation |
| Authors |
Mahmoud_Hashim,_Amr_A._El-Zant,_Waleed_El_Hanafy_and_Alexey_Golovnev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08311 |
遅い時間の宇宙の加速は、大規模に重力を修正することによって達成されるかもしれません。これは、摂動の進化にも影響を与えるはずです。したがって、指数赤外線$f（T）$テレパラレル重力の研究を拡張して、線形摂動レベルでの理論の実行可能性を調べ、完全なCMBおよび物質パワースペクトルを評価します。理論は余分な自由パラメーターを導入しないため、標準の$\Lambda$CDMの最小6パラメーター空間に収まります。Planck2018CMB（TT+TE+EE+lensing）のみを使用すると、最適な結果は、これらのパラメーターが$\Lambda$CDMとほぼ同じで、$\chi^2_{min}$がわずかに小さいと予測します。結果として得られる$H_0=72.24\pm0.64$km/s/Mpcは、遅い時間のファントム動作によるローカル測定による緊張を「実質的に」緩和します。ただし、BAOデータを含めると、$H_0$が減少します。これは、超新星の距離と構造の成長率にも存在するデータからの系統的な偏差をさらに反映しています（後者の場合は見かけの張力が増加します）。理論は、他の実行可能な$f（T）$モデルとは異なり、追加の自由パラメーターによって$\Lambda$CDMに還元されないため、これらの結論は一般的です。ファントムの振る舞いを伴う修正ニュートン力学または動的暗黒エネルギーに適用します。最適なパラメータを使用すると、現在のシナリオでは、宇宙分散が大きい低多重極$\ell<30$でわずかな偏差があり、$\Lambda$CDMとほぼ同じCMBスペクトルが生成されます。マターパワースペクトルも$\Lambda$CDMに非常に近いです。パーセントレベルのスケールフリーの変更は、主に変更されたバックグラウンドの進化から生じる、地平線よりも大幅に小さいモードに影響を与えます。より大きな偏差はより大きなスケールで現れ、原則として、ここで研究されたタイプの修正重力シナリオを動的暗黒エネルギーから区別する可能性があります。
銀河団合併のシミュレーションにおけるクールコアの弾力性とエントロピー混合の研究
| Title |
A_study_of_cool_core_resiliency_and_entropy_mixing_in_simulations_of_galaxy_cluster_mergers |
| Authors |
R._Valdarnini,_C.L._Sarazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08358 |
一連のバイナリマージクラスターシミュレーションの結果を示します。流体力学的クラスターシミュレーションは、積分アプローチによって勾配が大幅に低減されるSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）定式化を使用して実行されます。断熱シミュレーションと放射シミュレーションを検討します。このシミュレーションには、ガス冷却、星形成、超新星からのエネルギーフィードバックが含まれます。最終的な合併残骸の銀河団ガスの熱力学的構造に対する合併の影響を調査します。特に、マージ中にコアエントロピーがどのように生成されるか、および破壊に対する初期クールコアプロファイルの安定性特性を研究します。この目的のために、初期質量比と衝突パラメータの範囲を検討します。断熱マージシミュレーションの最終的なエントロピープロファイルは、以前の調査結果（ZuHone2011）とよく一致しており、すべての初期マージ設定でクールコアが中断されています。等質量の軸外合併の場合、最終的な一次コアエントロピーへの重要な寄与は、最初の中心付近の通過中に潮汐トルクによって引き起こされる回転運動によって生成される流体力学的不安定性によるものであることがわかります。放射シミュレーションでは、クールコアは加熱プロセスに対してより弾力性があります。それにもかかわらず、それらは非常に不均等な質量を持つ軸外合併の場合にのみ完全性を維持することができます。これらの結果は、特にAGN熱フィードバックを含めることで、ガス物理モデリングの変更に対してロバストであることをお勧めします。私たちの調査結果は、観察されたコアクラスターの形態がマージクラスターのコンテキストで自然に現れるという見解を支持し、マージ角運動量が最終的なマージ残骸の熱力学的特性を形成する上で重要なパラメーターであると結論付けます。
宇宙ひもループによって生成されたCMB異方性
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性に対する宇宙ひもループの寄与を調査します。これは、非接続セグメントモデル（USM）を拡張して、宇宙ストリングネットワークの宇宙進化全体で作成された宇宙ストリングループの応力エネルギーテンソルへの寄与を含めることによって行われます。次に、この拡張USMを公開されているCMBACTコードに実装し、線形CDMパワースペクトルと宇宙ストリングループによって生成されたCMB角度パワースペクトルを取得します。ループによって生成される角度パワースペクトルの形状は、一般に、長いストリングの形状に類似していることがわかります。ただし、一般に、小さな角度スケールでは異方性が向上します。ループによって生成されるベクトルモードは、大きな多重極モーメント$\ell$の長いストリングによって生成されるベクトルモードよりも優勢です。宇宙ストリングネットワークによって生成されるCMB異方性へのループの寄与は、大きなループでは10％のレベルに達する可能性がありますが、ループのサイズが小さくなると減少します。この寄与は重要である可能性があり、したがって、この拡張は、宇宙ストリングネットワークによって生成されたCMB異方性のより正確な予測を提供します。
| Title |
ECLIPSE:_a_fast_Quadratic_Maximum_Likelihood_estimator_for_CMB_intensity_and_polarization_power_spectra |
| Authors |
J._D._Bilbao-Ahedo,_R._B._Barreiro,_P._Vielva,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_D._Herranz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08528 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のパワースペクトルを推定するための二次最尤法（QML）の最適化された実装である、ECLIPSE（EfficientCmbpoLarizationandIntensityPowerSpectraEstimator）を紹介します。このアプローチにより、この手法に関連する計算コストを大幅に削減でき、以前の実装よりも高い多重極までのパワースペクトルを推定できます。特に、$N_\mathrm{side}=64$、$\ell_{\mathrm{max}}=192$の解像度、および一般的な銀河マスクの場合、操作の数を約1000分の1に減らすことができます。強度と偏光を含む完全な分析で。さらに、偏光のみを研究することに関心がある場合は、結果を低下させることなく、計算リソースをさらに削減して、EモードとBモードのパワースペクトルを取得することができます。また、空のごく一部を観測する実験では、フィッシャー行列が特異になり、この場合、標準のQMLを適用できないことも示しています。この問題を解決するために、偏りがなく分散が最小のメソッドのビン化バージョンを開発しました。また、仮定された基準モデルが空のモデルと異なる場合のQML推定量のロバスト性をテストし、反復アプローチのパフォーマンスを示します。最後に、QMLと次世代衛星の疑似$C_{\ell}$推定量（NaMaster）によって得られた結果の比較を示します。これは、予想どおり、QMLが低い多重極で大幅に小さいエラーを生成することを示しています。この作業で開発されたECLIPSE高速QMLコードは公開されます。
ほとんどの強い重力レンズシステムは、光源と観測者の間の単一の巨大なオブジェクトによって大まかにモデル化できますが、詳細には、光路の近くのすべての構造が観測画像に寄与します。視線効果として知られるこれらの追加の寄与は、実際には無視できません。この記事では、弱いレンズ効果と強いレンズ効果のインターフェースでの非常に有望なアプリケーションとともに、視線効果をモデル化するための新しい理論的フレームワークを提案します。私たちのアプローチは、ドミナントレンズ近似に依存しています。この近似では、1つのデフレクターがメインレンズとして扱われ、他のデフレクターは摂動として扱われます。結果として得られるフレームワークは、マルチプレーンレンズ形式よりも技術的に処理が簡単ですが、あらゆる種類の摂動を一貫してモデル化できます。特に、通常の外部収束および外部せん断パラメータ化に限定されません。最初のアプリケーションとして、メインレンズの楕円率で縮退しない、したがって強いレンズ画像から抽出できる見通し内せん断の特定の概念を特定します。この結果は、アインシュタインの環が宇宙せん断の強力なプローブである可能性があるという最近の提案を支持し、改善しています。2番目のアプリケーションとして、視線効果の下での強いレンズの臨界曲線の歪み、より具体的には空全体でのそれらの相関を調査します。このような相関関係は、宇宙の大規模構造だけでなく、強力なレンズの暗黒物質ハロープロファイルの調査にも使用できることがわかりました。この最後の可能性は、時間遅延宇宙誌によるハッブル-レマ\^itre定数の測定の精度を向上させるための重要な資産となるでしょう。
若いソーラーアナログYSES2に直接画像化された惑星の発見
| Title |
Discovery_of_a_directly_imaged_planet_to_the_young_solar_analog_YSES_2 |
| Authors |
Alexander_J._Bohn,_Christian_Ginski,_Matthew_A._Kenworthy,_Eric_E._Mamajek,_Mark_J._Pecaut,_Markus_Mugrauer,_Nikolaus_Vogt,_Christian_Adam,_Tiffany_Meshkat,_Maddalena_Reggiani,_and_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08285 |
省略形。年齢と質量が類似している星を選択することにより、YoungSunsExoplanetSurvey（YSES）は、さそり-ケンタウルス協会の太陽型ホスト星の惑星質量コンパニオンを検出して特徴づけることを目的としています。私たちの調査は、フィルターごとに星ごとに5分のオーダーの短い露出シーケンスでVLT/SPHEREを使用して実行されます。恒星点広がり関数（PSF）の減算は、主成分分析と組み合わせて調査の他のターゲットを使用する参照星微分イメージング（RDI）に基づいています。K1星YSES2（TYC8984-2245-1）の惑星質量コンパニオンであるYSES2bの発見を報告します。プライマリのGaiaEDR3距離は110pcで、修正された質量は$1.1\、M_\odot$で、年齢は約14Myrです。星の南西にある2つの観測エポックで、位置角205$^\circ$で、間隔$\sim1.05''$でコンパニオンを検出します。これは、距離で115auの最小物理分離に相当します。システムの。AMES-CONDおよびAMES-dusty進化モデルを使用して、$6.3^{+1.6}_{-0.9}\、M_\mathrm{Jup}$の測光惑星質量を導出します。この質量は、プライマリとの$q=（0.5\pm0.1）$％の質量比に対応します。これは、これまでの太陽型星の周りの直接イメージング惑星の最低質量比です。潜在的な形成メカニズムについて議論し、惑星の現在の位置がディスク重力不安定性による形成と互換性があることを発見しましたが、その質量は数値シミュレーションから予想されるよりも小さいです。コア降着による形成は星の近くで起こったに違いありませんが、システム内の別の未発見のコンパニオンからの散乱など、必要な外向きの移動をサポートする証拠は見つかりません。YSES2bは、広軌道の木星惑星の物理的および化学的形成メカニズムの理解を深めるための追跡観測の理想的なターゲットです。
銀河系外惑星系外惑星の探索：BD + 202457の奇妙な事例
| Title |
Searching_for_Extragalactic_Exoplanetary_Systems:_the_Curious_Case_of_BD+20_2457 |
| Authors |
Helio_D._Perottoni,_Joao_A._S._Amarante,_Guilherme_Limberg,_H._J._Rocha-Pinto,_Silvia_Rossi,_Friedrich_Anders,_and_Lais_Borbolato_Soares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08306 |
惑星とそれらのホスト星は、それらの化学組成においてそれらの銀河起源の長期記憶を持っています。したがって、さまざまな環境で形成された惑星を特定することで、惑星形成の過小評価が改善されます。太陽系外惑星の検出に限定されていますが、小さな外部銀河で形成され、後に天の川と合流した惑星系を検出できる可能性があります。実際、ガイアのデータは、銀河が最初の10億年の形成の間に、いくつかの重要なマイナーな合併を経験したことを明確に示しています。これらの合併の1つであるガイア-エンセラダスの恒星の残骸は、太陽の近隣の恒星のハローのほとんどを構築したと考えられています。この手紙では、NASA太陽系外惑星アーカイブからのデータとガイアEDR3を組み合わせた既知の惑星ホスト星の起源と、大規模な分光学的調査を調査します。運動学的基準を採用し、天の川の厚い円盤に関連する42個の星と1個のハロー星を特定します。識別された唯一のハロー星であるBD+202457は、2つの太陽系外惑星を収容することが知られており、逆行性の高度に偏心した軌道を移動します。その化学的豊富なパターンは、厚い円盤、古いハロー、および降着した集団の間の境界に星を配置します。その軌道パラメータと化学的性質を考えると、BD+202457は銀河の陽子円盤で形成される可能性が高いと思われますが、ガイア・エンセラダスの破片に属する星の可能性を排除するものではありません。最後に、星の最小年齢と質量制限を推定します。これは、その惑星系に影響を及ぼし、将来のTESS観測でテストされます。
暖かい惑星ホスティングディスクの継承された複雑な有機分子リザーバー
| Title |
An_inherited_complex_organic_molecule_reservoir_in_a_warm_planet-hosting_disk |
| Authors |
Alice_S._Booth,_Catherine_Walsh,_Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Ewine_F._van_Dishoeck,_John_D._Ilee,_Michiel_R._Hogerheijde,_Mihkel_Kama_and_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08348 |
原始惑星系円盤の物質の組成を定量化することは、太陽系外惑星系が居住可能な環境を作り出し、サポートする可能性を決定するために最も重要です。検出する重要な複合有機分子（COM）は、メタノール（CH3OH）です。CH3OHは、主に低温で氷塵粒子の表面のCO氷の水素化を介して形成され、アミノ酸やタンパク質などのより複雑な種の形成に必要な基礎となります。若い、明るいA型星HD100546の周りのディスクでCH3OHが検出されたことを報告します。このディスクは暖かいので、重要なCO氷貯留層をホストしていません。CH3OHはその場で形成できないため、このディスクは、初期の冷たい暗い雲の段階からCOMの豊富な氷を継承している可能性が高いと主張します。これは、有機物質の少なくとも一部がディスク形成プロセスを生き延び、惑星、衛星、彗星の形成に組み込まれる可能性があることを示す強力な証拠です。したがって、重要なプレバイオティクスの化学進化は、すでに暗い星形成雲で起こっています。
隕石ガス放出実験からの地球型外惑星大気の組成
| Title |
Composition_of_Terrestrial_Exoplanet_Atmospheres_from_Meteorite_Outgassing_Experiments |
| Authors |
Maggie_A._Thompson,_Myriam_Telus,_Laura_Schaefer,_Jonathan_J._Fortney,_Toyanath_Joshi,_David_Lederman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08360 |
地球型外惑星は、降着中および降着後のガス放出によって初期大気を形成する可能性がありますが、現在、惑星のバルク組成をその初期の大気特性に接続する方法についての第一原理の理解はありません。この関係についての重要な洞察は、惑星の構成要素の代表的なサンプルである隕石を分析することによって得ることができます。質量分析計を使用して、隕石サンプルが1200$^{\circ}$Cに加熱されたときに放出される揮発性物質の存在量を測定する実験室のガス放出実験を実行します。3つの炭素質コンドライトサンプルからのガス放出は、一貫してH$_2$Oに富む（平均〜66％）雰囲気を生成しますが、かなりの量のCO（〜18％）とCO$_2$（〜15％）を含み、H$_2$およびH$_2$Sの数量（最大1％）。これらの結果は、地球型惑星大気の理論モデルにおける初期化学組成に対する実験的制約を提供し、温度の関数として主要なガス種の存在量を提供します。
HD135344Bのほこりっぽいフィラメントと乱流COスパイラル-SAO206462
| Title |
A_dusty_filament_and_turbulent_CO_spirals_in_HD135344B_-_SAO206462 |
| Authors |
Simon_Casassus,_Valentin_Christiaens,_Miguel_Carcamo,_Sebastian_Perez,_Philipp_Weber,_Barbara_Ercolano,_Nienke_van_der_Marel,_Christophe_Pinte,_Ruobing_Dong,_Clement_Baruteau,_Lucas_Cieza,_Ewine_van_Dishoeck,_Daniel_Price,_Olivier_Absil,_Carla_Arce-Tord,_Virginie_Faramaz,_Christian_Flores,_Maddalena_Reggiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08379 |
惑星と円盤の相互作用は、原始惑星の塵の半径方向のドリフトを止め、それをリングや三日月に積み上げる可能性のある極大圧力を構築します。HD135344BディスクのALMA観測により、〜mmサイズの塵に起因する熱連続体の2つのリングが明らかになりました。より高い周波数では、内側のリングは外側のリングに比べて明るくなります。外側のリングも完全なリングではなく三日月形になっています。近赤外散乱光画像では、ディスクは、ALMA内輪の内側で発生する2アームのグランドデザインスパイラルによって変調されます。そのような構造は、中央の空洞を空にする巨大な仲間と、両方のリングを隔てるギャップ内の巨大な惑星によって引き起こされる可能性があります。ここでは、J=（2-1）COアイソトポログラインと隣接する連続体でのALMA観測を、最大12kmのベースラインで示します。0.03''の角度分解能は、両方のリングを接続するフィラメントの暫定的な検出を明らかにします。これは、このスパイラルを駆動する原始惑星の位置として以前に提案されたIRスパイラルのピッチ角の局所的な不連続性と一致します。ライン診断は、乱流、または重ね合わされた速度成分がスパイラルで特に強いことを示唆しています。12CO（2-1）の3D回転曲線は、内側のダストリング内の半径でのステロセントリック降着を指しており、視線速度は最大6％+-0.5％ケプレリアンであり、これは非常に大きな降着率に相当します。すべてのCO層が12CO（2-1）の運動学に従う場合、2E-6M_sun/yr。これは、ディスクの表層のみが降着していること、および線の広がりが層流の重なりによるものであることを示唆しています。
巨大惑星H / He大気におけるエネルギー、再結合、および光子が制限された脱出体制の証拠
| Title |
Evidence_of_energy-,_recombination-,_and_photon-limited_escape_regimes_in_giant_planet_H/He_atmospheres |
| Authors |
M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_S._Czesla,_A._S\'anchez-L\'opez,_L._M._Lara,_M._Salz,_J._Sanz-Forcada,_K._Molaverdikhani,_A._Quirrenbach,_E._Pall\'e,_J._A._Caballero,_Th._Henning,_L._Nortmann,_P._J._Amado,_D._Montes,_A._Reiners,_and_I._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08832 |
ハイドロダイナミックエスケープは、惑星の質量損失の最も効率的な大気メカニズムであり、惑星の進化に大きな影響を与えます。理論的には、エネルギー制限、再結合制限、光子制限の3つのハイドロダイナミックエスケープレジームが特定されています。しかし、これらの体制の証拠はこれまで報告されていませんでした。ここでは、10830オングストロームでのヘリウムIトリプレットと、水素の再結合と移流速度を推定できる1D流体力学モデルを含むLy-$\alpha$吸収の分析を通じて、これら3つのレジームの証拠を報告します。特に、HD209458bがエネルギー制限領域にあり、HD189733bが再結合制限領域にあり、GJ3470bが光子制限領域にあることを示します。これらの太陽系外惑星は、それぞれの体制のベンチマークケースと見なすことができます。
| Title |
A_major_asymmetric_ice_trap_in_a_planet-forming_disk:_I._Formaldehyde_and_methanol |
| Authors |
N._van_der_Marel_(1),_A.S._Booth_(2),_M._Leemker_(2),_E.F._van_Dishoeck_(2,3),_S._Ohashi_(4)_((1)_University_of_Victoria,_Canada,_(2)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands,_(3)_Max_Planck_Institut_fur_Extraterrestrische_Physik,_Germany,_(4)_RIKEN_Cluster_for_Pioneering_Research,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08906 |
惑星形成ディスクの化学的性質は、太陽系外惑星の大気組成とプレバイオティクスの分子含有量を設定します。小石の成長と輸送は、巨大な惑星が形成されている場所の化学的性質を設定するために重要であるため、ダストトラップは特に重要です。半径60auに配置された非対称OphIRS48ダストトラップは、0.01までのガス対ダスト比が低い暖かいHerbigディスクの小石が集中した環境で化学を研究するためのユニークな実験室を提供します。深いALMAバンド7線観測を使用して、複雑な有機化学の最初のステップであるH$_2$COおよびCH$_3$OH線放出についてIRS48ディスクを検索します。エネルギーレベルが17〜260Kの7本のH$_2$CO線と6本のCH$_3$OH線の検出を報告します。線の放出は、塵の連続体に似た三日月形の形態を示し、氷の小石が重要な役割を果たしていることを示唆しています。これらの分子の送達における役割。回転図と線の比率は、両方の分子が、温度が$>$100K、カラム密度が$\sim10^{14}$cm$^{-2}$または存在比が$\sim10のディスク内の暖かい分子領域に由来することを示しています。^{-8}$。ガス対ダスト比が低い物理化学的モデルからの議論に基づいて、ダストトラップがディスクミッドプレーンまたは「アイストラップ」に巨大な氷粒貯留層を提供し、その結果、ガスが高くなる可能性があるシナリオを提案します。効率的な垂直混合による暖かいCOMの位相の豊富さ。複雑な有機分子がダストトラップの存在と明確に関連しているのはこれが初めてです。これらの結果は、氷のようなダスト濃度がディスク内の複雑な有機化学の重要な貯蔵所を提供するため、化学ディスクモデルにダストの進化と垂直輸送を含めることの重要性を示しています。
惑星形成ディスクの主要な非対称氷トラップ：II。 C / O <1を指す顕著なSOおよびSO2
| Title |
A_major_asymmetric_ice_trap_in_a_planet-forming_disk:_II._prominent_SO_and_SO2_pointing_to_C/O_ |
| Authors |
A.S._Booth_(1),_N._van_der_Marel_(2),_M._Leemker_(1),_E.F._van_Dishoeck_(1,3),_S._Ohashi_(4)_((1)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands,_(2)_University_of_Victoria,_Canada_(3)_Max_Planck_Institut_fur_Extraterrestrische_Physik,_Germany,_(4)_RIKEN_Cluster_for_Pioneering_Research,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08908 |
気相の硫黄含有揮発性物質は、原始惑星系円盤でひどく枯渇しているように見えます。多くのディスクでCSが検出され、SOとSO2が検出されなかったため、巨大惑星が大気を蓄積する暖かい分子層のガスのC/O比が高いことが示されました。この手紙では、ALMAを使用したOph-IRS48ディスクでのSOとSO2の検出について報告します。これは、原始惑星系円盤から検出された顕著なSO2放出の最初のケースです。両方の分子の分子放出は、非対称ダストトラップと空間的に相関しています。これは、ダストキャビティの端での氷の昇華によるものであり、氷の貯留層の大部分がミリメートルのダスト粒子と一致していることを提案します。耐火性物質と揮発性物質の間の元素硫黄の分配に応じて、観察された分子は、ディスク内の総硫黄収支の15〜100％を占める可能性があります。以前の結果とは非常に対照的に、CS/SO比からのC/O比を1未満に制限し、潜在的に太陽になります。これは、暖かい遷移ディスクの空洞内に形成される惑星の元素組成に重要な意味を持っています。
太陽系外惑星の透過スペクトルの位相曲線汚染
| Title |
Phase_curve_pollution_of_exoplanet_transmission_spectra |
| Authors |
G._Morello,_T._Zingales,_M._Martin-Lagarde,_R._Gastaud_and_P.-O._Lagage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08979 |
ホスト星の前を通過する惑星の発生は、星の光をフィルタリングする惑星の大気を観察する機会を提供します。掩蔽された恒星フラックスの割合は、惑星の光学的に厚い領域にほぼ比例し、その程度は、観測された波長での惑星のガスエンベロープの不透明度に依存します。化学種、ヘイズ、および雲は、現在、太陽系外惑星の大気中で、透過スペクトルのかなり小さな特徴、つまり、複数のスペクトルビンおよび/または測光バンドにわたる惑星対星の面積比のコレクションを通じて日常的に検出されています。技術の進歩により、最も明るいターゲットの場合、エラーバーがスペクトルポイントあたり数十ppmにまで縮小しました。今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、10ppmまでの精度で透過スペクトルを提供することが期待されています。測定の精度を高めるには、通過光度曲線モデルを含む天体物理学モデルでこれまで採用されてきた近似の再評価が必要です。最近、惑星の熱放射を無視すると、5〜12$\mu$mの間に統合されたJWST/Mid-InfraRedInstrumentで測定された通過深度に大きなバイアスが生じる可能性があることが示されました。この論文では、さまざまなJWST機器がカバーする0.6〜12$\mu$mの波長範囲にわたる透過スペクトルに対する近似の影響を分析することにより、一歩前進します。スペクトルバイアスを予測するためのオープンソースソフトウェアを紹介します。修正しないと、推定される分子量と一部の太陽系外惑星大気の熱構造に影響を与える可能性があることを示しています。
金星の雲におけるホスフィンのスペクトルの回復
| Title |
Recovery_of_Spectra_of_Phosphine_in_Venus'_Clouds |
| Authors |
Jane_S._Greaves,_Anita_M._S._Richards,_William_Bains,_Paul_B._Rimmer,_David_L._Clements,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Clara_Sousa-Silva,_Sukrit_Ranjan,_Helen_J._Fraser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09285 |
3つの異なるキャリブレーション方法を使用して、ALMAで取得したデータで金星の大気中のPH3を回収します。惑星全体の信号は、金星のバンドパス自己校正を使用して5.4{\sigma}の信頼度で回復され、赤道帯の例4.5-4.8{\sigma}の検出をもたらす2つのより簡単なアプローチが示されています。ヴィラヌエバらによる非回復。これは、（a）高いスペクトルアーチファクトのある惑星の領域を含み、（b）すべてのアンテナベースラインを保持してノイズを約2.5倍に上昇させることに起因します。惑星全体の結果を再現できるデータ処理スクリプトをリリースしました。PH3のJCMT検出は引き続き堅牢であり、Villanuevaetalによって提案された代替SO2帰属があります。ライン速度とミリメートル波長のSO2モニタリングの両方で一貫性がないように見えます。ALMAPH3ラインのSO2汚染は最小限です。〜55kmを超えるガス柱におけるPH3の正味の存在量は、JCMTでは惑星全体で最大〜20ppb、ALMAでは最大7ppbです（ただし、惑星サイズに近いスケールでは信号損失が発生する可能性があります）。PH3が制限された高度を占める場合、導出される存在量は異なります-雲の中の分子は、同等の数の中間圏分子よりも線の中心での吸収が大幅に少なくなります-しかし、後者のゾーンでは、PH3の寿命は短いと予想されます。ホスフィンを回収することを考えると、可能な解決策を提案します（かなりのさらなるテストが必要です）：衝突の広がり係数が小さいと、低高度から細い線が得られるか、渦拡散係数が高いと、分子が高高度で長く生き残ることができます。あるいは、PH3は中間圏の未知のメカニズムによって活発に生成される可能性がありますが、これはパイオニアヴィーナスによって遡及的に検出された雲レベルのPH3に追加する必要があります。
高赤方偏移Ly $ \ alpha $-エミッターの局所類似体としてのグリーンピース銀河のコンパクトUVサイズ
| Title |
The_Compact_UV_Size_of_Green_Pea_Galaxies_As_Local_Analogs_of_High_Redshift_Ly$\alpha$-Emitters |
| Authors |
Keunho_J._Kim,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08282 |
高赤方偏移のLy$\alpha$エミッター（LAE）の最良の局所類似体である40個のグリーンピース（GP）銀河のサンプルを使用して、銀河からのLy$\alpha$エスケープのUV連続体サイズと光度への依存性を研究します。）。\textit{HubbleSpaceTelescope}からの宇宙起源分光器の近紫外線画像を使用して$0.047''$の空間分解能でUVサイズと光度を測定します。ほとんどの銀河と同様に、GPは対数正規サイズ分布を示します。それらはまた、サイズとUV連続光度の間に正の相関関係を示します。GPのサイズと連続体の光度の関係の傾きは、低赤方偏移と高赤方偏移での連続体で選択された星形成銀河の傾きと一致しています。GPの際立った特徴は、0.33kpcの非常にコンパクトな典型的な半径であり、人口の広がり（1$\sigma$）は0.19kpcです。GPのサイズ分布のピークとサイズと光度の関係の切片は、同様の赤方偏移で連続体が選択した星形成銀河のものよりも著しく小さいです。円形の半光半径（$r_{\rmcir、50}$）、Ly$\alpha$相当幅（EW（Ly$\alpha$））、およびLyの間には、統計的に有意な反相関が見られます。$\alpha$エスケープファクション（$f^{Ly\alpha}_{esc}$）は、小さなUV連続半径がLy$\alpha$放出に重要であることを示唆しています。GPと高赤方偏移LAEは、空間分解能の影響が適切に考慮されると、同様のサイズになります。私たちの結果は、Ly$\alpha$光子の脱出にはコンパクト/小さいサイズが重要であり、Ly$\alpha$エミッターは赤方偏移に関係なく一定の特性サイズを示すことを示しています。
自己教師あり機械学習を使用してMaNGA銀河の物理をキャプチャする
| Title |
Capturing_the_physics_of_MaNGA_galaxies_with_self-supervised_Machine_Learning |
| Authors |
Regina_Sarmiento,_Marc_Huertas-Company,_Johan_H._Knapen,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Helena_Dom\'inguez_S\'anchez,_Niv_Drory,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08292 |
利用可能なデータセットのサイズと複雑さが増すにつれて、それらの調査と分析を可能にする高度な視覚化ツールがより重要になります。現代の天文学では、面分光銀河調査は、データセットの次元と複雑さが増していることの明確な例であり、データセットに含まれる物理情報を抽出するために使用される従来の方法に挑戦しています。2次元平面でのMaNGA調査で、星の種族と運動学に関する多次元情報を視覚化するための、新しい自己教師あり機械学習手法の使用を紹介します。私たちのフレームワークは、面分光器（IFU）のサイズなどの非物理的特性に影響されないため、解決された物理的特性に従って銀河を順序付けることができます。抽出された表現を使用して、銀河が純粋にデータ駆動の観点から3つのよく知られたカテゴリに自然にクラスター化することを示します。回転する主系列ディスク、大規模な低速回転子、および低質量回転が支配的な急冷銀河です。データ探索のフレームワークは、この出版物で公開されており、MaNGAまたは他の統合フィールドデータセットで使用する準備ができています。
VANDELS調査とGAEA半解析モデルからの質量-金属量関係の進化
| Title |
The_evolution_of_the_mass-metallicity_relations_from_the_VANDELS_survey_and_the_GAEA_Semi-Analytic_model |
| Authors |
Fabio_Fontanot_(1,2),_Antonello_Calabr\`o_(3),_Margherita_Talia_(4,5),_Filippo_Mannucci_(6),_Marco_Castellano_(3),_Giovanni_Cresci_(6),_Gabriella_De_Lucia_(1),_Anna_Gallazzi_(6),_Michaela_Hirschmann_(7),_Laura_Pentericci_(3),_Lizhi_Xie_(8),_Ricardo_Amorin_(10,11),_Micol_Bolzonella_(5),_Angela_Bongiorno_(3),_Olga_Cucciati_(5),_Fergus_Cullen_(12),_Johan_P._U._Fynbo_(13),_Nimish_Hathi_(14),_Pascale_Hibon_(15),_Ross_J._McLure_(12),_Lucia_Pozzetti_(5)_((1)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Trieste,_Italy_(2)_IFPU_-_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Trieste,_Italy_(3)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Rome,_Italy_(4)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\'a_di_Bologna,_Italy_(5)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Bologna,_Italy_(6)_INAF_-_Astrophysical_Observatory_of_Arcetri,_Firenze,_Italy_(7)_DARK,_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_Denmark_(8)_Tianjin_Astrophysics_Center,_Tianjin_Normal_University,_China_(10)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_Chile_(11)_Departamento_de_F\'isica_y_Astronom\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_Chile_(12)_SUPA_Scottish_Universities_Physics_Alliance,_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_Royal_Observatory_(13)_The_Cosmic_Dawn_Center,_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_Denmark_(14)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_USA_(15)_ESO-Chile,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08295 |
この作業では、GAlaxyEvolutionandAssembly（GAEA）半解析モデルによって予測された質量-金属量関係（MZR）の進化を研究します。これらの予測をVANDELS調査の最近の結果と対比します。これにより、恒星MZRのアクセス可能なレッドシフト範囲を$z\sim3.5$まで拡張できます。同じ赤方偏移範囲での気相MZRの進化を検討することにより、研究を補完します。GAEAは、$z<3.5$気相MZRと$z<0.7$恒星MZRの観測された進化を再現できる一方で、$z\sim3.5$で恒星の金属量を過大予測できることを示しています。さらに、GAEAは、気相金属量、恒星質量、星形成率（SFR）の間のいわゆる基本金属量関係（FMR）も再現します。特に、GAEAの気相FMRはすでに$z\sim5$に配置されており、より低い赤方偏移ではほとんど変化を示していません。GAEAは、恒星のFMRの存在を予測しますが、その形状は気相FMRに厳密に従うものの、関連する赤方偏移の進化によって特徴付けられます。また、モデルとデータの間の追加の未解決の緊張を報告します。予測されたMZRの全体的な正規化は、$\sim$0.1dex内の観測値とのみ一致します。最大の不一致は$z\sim3.5$で見られ、モデルは観測された金属量をわずかに過大予測する傾向があります。固定SFRでの予測MZRの傾きは、数${\rmM}_\odot\{\rmyr}^{-1}$より下では急すぎます。最後に、より高い赤方偏移でのMZRの進化のモデル予測を提供します。これは、JWSTで実行される調査のように、将来の調査のコンテキストで役立ちます。
光学的連続放射の主要なフレアに続くULIRGF01004-2237の暖かい流出からの光エコー
| Title |
A_light_echo_from_the_warm_outflow_in_the_ULIRG_F01004-2237_following_a_major_flare_in_its_optical_continuum_emission |
| Authors |
C._Tadhunter,_M._Patel,_J._Mullaney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08317 |
輝線変動研究は、AGNの核に近い流出領域の構造に関する重要な情報を提供する可能性があります。ここでは、統合された発光の主要なフレアから約8年後の2018年8月に撮影されたULIRGF01004-2237の核のVLT/Xshooterスペクトルを示します。2015年9月のWHT/ISISスペクトルと比較すると、HeII（4686）、NIII（4100,4640）、HeI（5876）など、フレアイベントに最も密接に関連する輝線の幅の広い赤い翼は大幅に減少しています。フラックス。対照的に、[OIII]、[NeIII]、[NeV]、および[OI]の禁止線を支配する幅の広い青い翼は、フラックスが1.4〜4.4倍増加しています（線によって異なります）。さらに、[FeVII]（6087）線が新しいスペクトルで初めて検出されました。これらの結果は、流出する暖かいガスからの光エコーの観点から解釈されます。フレアイベントからの直接放射はフェードし続けていますが、移動時間の影響が軽いため、フレアがからの放射に与える影響を観察しているだけです。拡張された流出領域。流出が私たちの視線に近い狭い範囲の角度に制限されていない限り、これらの観察は、流出が比較的コンパクトでなければならないことを意味します（r<50pc）。フレアイベントの性質に関して、F01004-2237フレアの特性は、既存のAGN活動を持つオブジェクトで発生する潮汐破壊イベント（TDE）の結果である可能性があると推測されます。
私たちの太陽の近所の新しい家族：天の川とシミュレーションにおける構造の客観的な分類のためのガウス混合モデルの適用
| Title |
New_families_in_our_Solar_neighborhood:_applying_Gaussian_Mixture_models_for_objective_classification_of_structures_in_the_Milky_Way_and_in_simulations |
| Authors |
Farnik_Nikakhtar,_Robyn_E._Sanderson,_Andrew_Wetzel,_Sarah_Loebman,_Sanjib_Sharma,_Rachael_Beaton,_J._Ted_Mackereth,_Vijith_Jacob_Poovelil,_Gail_Zasowski,_Ana_Bonaca,_Sarah_Martell,_Henrik_Jonsson,_Claude-Andre_Faucher-Giguere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08394 |
銀河形成の標準的な図は、天の川を3〜4個の星の種族に分解し、運動学的および元素の存在量の分布が明確になっていることを示しています。薄い円盤、厚い円盤、バルジ、星のハローです。このアイデアをテストするために、分解する分布として測定された速度と鉄の存在量（つまり、拡張されたトゥームレ図）を使用して、太陽近傍のシミュレートされた星と観測された星の両方のガウス混合モデル（GMM）を構築します。太陽近傍のガイア-APOGEEDR16クロスマッチカタログの結果を、天の川銀河のFIRE-2宇宙論的シミュレーションから構築された一連の合成ガイア-APOGEEクロスマッチの結果と比較します。合成データと実際のデータの両方で、最適なGMMは5つの独立したコンポーネントを使用し、そのプロパティの一部は銀河形成理論によって予測された標準的な母集団に似ていることがわかります。2つのコンポーネントは、明確に薄いディスクとして識別され、もう1つはハローとして識別されます。ただし、シックディスクに対応する単一のコンポーネントの代わりに、年齢とアルファ存在量の分布が異なる3つの中間コンポーネントがあります（ただし、これらのデータはモデルの構築には使用されません）。合成データの分解を使用して、分類されたコンポーネントが実際に異なる起源の星に対応していることを示します。シミュレートされたデータとの類推により、実際のGaia-APOGEEクロスマッチの混合モデルが次のコンポーネントを区別することを示します：（1）円軌道上の若い星の古典的な薄い円盤（46％）、（2）加熱された薄い円盤の星衛星との相互作用（22％）、（3、4）アルファ強化厚い円盤の速度非対称性を表す2つの成分（27％）、および（5）初期の大規模な付着と一致する恒星のハロー（4％）。
高銀河緯度での紫外線絶滅マップとダスト特性
| Title |
The_Ultraviolet_Extinction_Map_and_Dust_Property_at_High_Galactic_Latitude |
| Authors |
Mingxu_Sun,_Biwei_Jiang,_Haibo_Yuan,_and_Jun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08505 |
紫外線での消光は、光学や赤外線よりもはるかに重要です。これは、消光を正確に測定し、低消光領域のダスト特性を理解するのに非常に役立ちます。銀河系外の高緯度の空はそのような領域であり、銀河系外の空と宇宙を研究するために重要です。LAMOSTおよびGALAH分光法によって測定された恒星パラメータと、\emph{GALEX}宇宙望遠鏡による紫外線光度に基づいて、\emph{GALEX}/NUVバンドの1,244,504個の星と、\emph{GALEXの56,123個の星の消滅}/FUVバンドは正確に計算されます。\textbf{$E_{\rmG_{BP}、G_{RP}}$、$E_{\rmNUV、G_{BP}}$、$E_{の場合、色過剰の誤差は0.009、0.128、0.454等です。\rmFUV、G_{BP}}$それぞれ。}これらは、主に銀河緯度の高い領域で、角度分解能が$\sim0.4\の空の約3分の1の\emph{GALEX}/NUV絶滅マップを示しています。\、\rmdeg$。$E_{{\rmNUV、G_{BP}}}/E_{{\rmG_{BP}、G_{RP}の場合、空の領域全体の平均色過剰率は3.25、2.95、および-0.37になります。}}$、$E_{{\rmFUV、G_{BP}}}/E_{{\rmG_{BP}、G_{RP}}}$および$E_{{\rmFUV、NUV}}/E_それぞれ{{\rmG_{BP}、G_{RP}}}$であり、これは以前の作品と概ね一致しており、銀河緯度と星間減光によるそれらの変化について説明しています。
独特のギガヘルツピークスペクトルクエーサー0858-279のパーセクスケールの特性
| Title |
Parsec-scale_properties_of_the_peculiar_gigahertz-peaked_spectrum_quasar_0858-279 |
| Authors |
N._A._Kosogorov_(MIPT,_Lebedev),_Y._Y._Kovalev_(Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_M._Perucho_(U._Valencia),_Yu._A._Kovalev_(Lebedev) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08544 |
ギガヘルツピークスペクトルの高赤方偏移クエーサー0858-279で多周波研究を行いました。当初、ソースは初期のVLBI画像で非常に独特な解決されたブロブとして現れました。二重偏波モードで1.4〜24GHzのVLBAを使用してクエーサーを観測しました。高い空間分解能とスペクトルインデックスマップにより、コアジェット構造を解決し、逆転クオリアによって弱くてコンパクトなコアを見つけることができました。コアから20パーセク離れた主要なジェット成分は、10GHzを超えると光学的に薄く、その下では不透明であることがわかりました。また、明るいジェットの特徴で異常に強い磁場が推定され、約3Gであることが判明しました。ファラデー回転測定マップは、6000rad/m^2を超える高いRM値を示しました。さらに、これらのマップにより、ジェットの伝播方向に垂直な明るいジェットフィーチャの磁場方向を追跡することができました。すべての結果は、周囲の物質との相互作用から生じる主要なコンポーネントでの衝撃波の形成を強く示しました。提案された仮説とコアシフトアプローチを使用して、コア領域の磁場が0.1Gのオーダーであることを発見しました。
低ベータプラズマにおける高速MHDモードと異常勾配配向の領域の間欠性
| Title |
Intermittency_of_Fast_MHD_Modes_and_Regions_of_Anomalous_Gradient_Orientation_in_Low-beta_Plasmas |
| Authors |
Ka_Wai_Ho_and_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08627 |
小規模な乱流Alfv\'enic運動と、小規模な渦に浸透して磁場の方向を刻印する磁場の方向との強い整列は、MHD理論と乱流再結合の理論に続く特性です。。Alfv\'enic渦は、局所磁場の方向に垂直な磁場を混合し、このタイプの運動は、速度勾配技術（VGT）で磁場を追跡するために使用されます。他のタイプの乱流運動である高速モードは、Alfv\'enic渦に直交する異方性を誘発し、VGTによる磁場の追跡を妨害します。新しい効果を報告します。つまり、磁気的に支配された低ベータ亜音速媒体では、高速モードは非常に断続的であり、体積では、充填率が小さいため、高速モードが他の乱流運動を支配します。これらの局所的な領域を、合成観測で勾配の方向が時折変化する原因として特定します。勾配振幅の勾配を測定する新しい技術が、高速モードが支配的な領域からの寄与を抑制し、磁場追跡を改善することを示します。さらに、高速モードによる勾配測定の歪みがシンクロトロン強度勾配にも適用可能であることを示しますが、その影響はVGTと比較して減少しています。
GALAH調査：Nyxストリームの銀河系外起源の化学的証拠はありません
| Title |
The_GALAH_Survey:_No_chemical_evidence_of_an_extragalactic_origin_for_the_Nyx_stream |
| Authors |
Daniel_B._Zucker,_Jeffrey_D._Simpson,_Sarah_L._Martell,_Geraint_F._Lewis,_Andrew_R._Casey,_Yuan-Sen_Ting,_Jonathan_Horner,_Thomas_Nordlander,_Rosemary_F._G._Wyse,_Tomaz_Zwitter,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sven_Buder,_Martin_Asplund,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Janez_Kos,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Katharine_J._Schlesinger,_Sanjib_Sharma_and_Dennis_Stello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08684 |
ESAガイアの位置天文ミッションと深い測光調査の結果は、私たちの天の川の知識に革命をもたらしました。これらのデータを検索して恒星の下部構造を探し、天の川とそのハローを構築した個々の降着イベントの証拠を見つけるための多くの継続的な取り組みがあります。Nyxと呼ばれるこれらの新しく識別された機能の1つは、ディスクの平面を移動する付着した恒星の流れとして発表されました。GALAHとAPOGEEの調査からの元素の存在量と恒星のパラメーターの組み合わせを使用して、最も可能性の高いNyxメンバーの存在量は、厚い円盤のメンバーシップと完全に一致し、矮小銀河の起源と一致しないことがわかります。仮定されたNyxストリームは、おそらく天の川の厚い円盤の高速成分であると結論付けます。運動学、恒星パラメータ、詳細な存在量などの大規模なデータセットの可用性が高まるにつれ、偶然の関連を検出する可能性が高まります。したがって、下部構造を新たに検索するには、できるだけ多くのデータ次元で確認する必要があります。
全景に隠れている大規模な散開星団
| Title |
A_massive_open_cluster_hiding_in_full_sight |
| Authors |
Ignacio_Negueruela_(Alicante),_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e_(Valpara\'iso_et_Gemini-Hilo),_Hugo_M._Tabernero_(Oporto),_Ricardo_Dorda_(IAC),_Jura_Borissova_(Valpara\'iso),_Amparo_Marco_(Alicante),_Radostin_Kurtev_(Valpara\'iso) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08778 |
曖昧さと混乱は、内側の天の川についての私たちの知識を制限するために共謀します。適度な距離であっても、恒星系の識別は、非常に高密度のバックグラウンドソースによって複雑になります。ここでは、$G=13$より明るい30を超える星が含まれているにもかかわらず、これまで検出を逃れてきた射手りゅう座の腕にある大きくて巨大な若いクラスターを明らかにすることで、これらの合併症の非常に明白な例を示します。GaiaDR2位置天文学、Gaiaおよび2MASS測光と光学分光法を組み合わせることにより、$\sim2.3\：$kpcにあるValparaiso〜1という名前の新しいクラスターは、約75〜Ma古く、大きなものが含まれていることがわかります。進化した星の補足。その中で、4〜dの古典的セファイドCM〜Sctと、おそらく銀河系の若いオープンクラスターでのAGB星の最初の検出を表すM型巨星を強調しています。強い差分赤化は現在のデータセットでは正確なパラメータ決定を実行不可能にしますが、同様の年齢のクラスターとの直接比較は、バルパライソ〜1が太陽近隣で最も大規模なクラスターの1つとして生まれ、初期質量が$10^{4に近いことを示唆しています}\：$M$_{\odot}$。
最初の調査における片側の頭尾銀河のカタログ
| Title |
Catalogue_of_One-side_Head_Tail_Galaxies_in_the_FIRST_Survey |
| Authors |
Tong_Pan,_Heng_Yu,_Reinout_J._van_Weeren,_Shumei_Jia,_Chengkui_Li,_Yipeng_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08791 |
片側ヘッドテール（OHT）銀河は、独特の形をした電波銀河です。それらは通常、銀河団に現れます。しかし、それらは体系的にカタログ化されたことはありません。FIRST（20センチメートルのラジオスカイのかすかな画像）ソースカタログでそれらを検索し、115個のHT候補を含むサンプルをコンパイルする自動手順を設計します。SDSS（SloanDigitalSkySurvey）の測光データと銀河団のカタログを照合したところ、そのうち69個がOHT銀河の可能性があることがわかりました。それらのほとんどは銀河団の中心に近いです。それらの尾の長さは、最も近い銀河団の中心までの投影距離とは相関していませんが、銀河団の豊富さとは弱い反相関を示し、銀河団とホスト銀河の間の視線速度の差に反比例します。私たちのカタログは、この特別なタイプの電波銀河を研究するためのユニークなサンプルを提供します。
銀河環境全体のコア質量関数。 III。大規模なプロトクラスター
| Title |
The_Core_Mass_Function_Across_Galactic_Environments._III._Massive_Protoclusters |
| Authors |
Theo_J._O'Neill,_Giuliana_Cosentino,_Jonathan_C._Tan,_Yu_Cheng,_Mengyao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08861 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、天体物理学の多くの分野の基本ですが、その起源はよくわかっていません。これは、コア質量関数（CMF）から継承されるか、より混沌とした競争力のある降着の結果として発生する可能性があります。分子雲には高密度の重力結合コアが見られ、いくつかの観測では、CMFの形状はIMFと似ていますが、$\sim3$の係数でより高い質量に変換されることが示唆されています。ここでは、ALMAGALプロジェクトによる$1.3\：{\rm{mm}}$ダスト連続放出によって観測された、大規模なプロトクラスターの中央領域である可能性が高い3.5kpc内の28個の密集した塊のCMFを測定します。質量が0.04から$252\：M_{\odot}$の範囲の樹状図アルゴリズムを使用して、222個のコアを識別します。コアの挿入と回復の実験から推定されたフラックスと数の回復に完全性補正を適用します。より高い質量では、最終的に導出されたCMFは、$dN/d\：{\textrm{log}}\：M\propto\：M^{-\alpha}$と$\の形式の単一のべき乗則によって適切に記述されます。alpha\simeq0.94\pm0.08$。ただし、$\sim5$と$15\：M_{\odot}$の間でこのべき乗則の動作が中断した証拠が見つかりました。これは、私たちの知る限り、このような中断が遠方（$\gtrsim1$〜kpc）ALMAによる領域。この大規模なプロトクラスターCMFを、G286プロトクラスターおよび赤外線暗黒雲のサンプルで同じ方法を使用して導出されたものと比較します。大規模なプロトクラスターCMFは大幅に異なります。つまり、より大規模なコアが含まれています。これは、CMFとIMFにおける環境の役割を示す可能性があります。
解決された星団からのバルジ球状星団NGC6440の新しいIDカード
| Title |
A_new_identity_card_for_the_bulge_globular_cluster_NGC_6440_from_resolved_star_counts |
| Authors |
Cristina_Pallanca_(1_and_2),_Barbara_Lanzoni_(1_and_2),_Francesco_R._Ferraro_(1_and_2),_Luca_Casagrande_(3),_Sara_Saracino_(4),_Bhavana_Purohith_Bhaskar_Bhat_(1_and_2),_Silvia_Leanza_(1_and_2),_Emanuele_Dalessandro_(2)_and_Enrico_Vesperini_(5)_--_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Bologna,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF),_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Italy,_(3)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Australian_National_University,_Canberra,_Australia,_(4)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_UK,_(5)_Department_of_Astronomy,_Indiana_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09362 |
銀河バルジにあるクラスターNGC6440の新しいIDカードを紹介します。高解像度のハッブル宇宙望遠鏡の画像、ESO-FORS2で実行された広視野地上観測、および公開調査カタログPan-STARRSの組み合わせを使用して、重力中心、投影密度プロファイル、および構造パラメータを決定しました。解決された星の数からのこの球形。クラスター中心の新しい決定は、表面輝度のピークに基づいた以前の推定値とは約2"（0.08pcに相当）異なります。中心から700"まで伸び、適切に除染された星の密度プロファイル銀河系の寄与は、文献値に対して、濃度が大幅に高く（$c=1.86\pm0.06$）、コア半径が小さい（$r_c=6.4"\pm0.3"$）キングモデルに最適です。。高品質の光学および近赤外の色と大きさの図を利用することにより、クラスターの年齢、距離、および赤みも推定しました。RGBバンプの光度も決定されました。この研究は、クラスターの方向のバルジの吸光係数が、銀河に伝統的に使用されている値（$R_V=3.1$）よりも大幅に小さい値（$R_V=2.7$）を持っていることを示しています。NGC6440の年齢、距離、および色の超過に対応する最適値は、それぞれ13Gyr、8.3kpc、および$E（B-V）\sim1.27$です。これらの新しい決定により、中央（$t_{rc}=2.5\10^7$yr）および半質量（$t_{rh}=10^9$yr）緩和時間の値を更新することもできました。NGC6440は、動的に進化した段階にあります。
全天X線調査中にSRG天文台に搭載されたミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡によって検出された活動銀河核候補の光学的識別
| Title |
Optical_identification_of_active_galactic_nucleus_candidates_detected_by_the_Mikhail_Pavlinsky_ART-XC_telescope_aboard_the_SRG_observatory_during_the_all-sky_X-ray_survey |
| Authors |
I._A._Zaznobin_(1),_G._S._Uskov_(1),_S._Yu._Sazonov_(1),_R._A._Burenin_(1),_P._S._Medvedev_(1),_G._A._Khorunzhev_(1),_A._R._Lyapin_(1),_R._A._Krivonos_(1),_E._V._Filippova_(1),_M._R._Gilfanov_(1,2),_R._A._Sunyaev_(1,2),_M._V._Eselevich_(3),_I._F._Bikmaev_(4,5),_E._N._Irtuganov_(4),_E._A._Nikolaeva_(4)_((1)_Space_Research_Institute_(IKI),_Russia,_(2)_Max_Planck_Institut_fur_Astrophysik_(MPA),_Germany,_(3)_Institute_of_Solar-Terrestrial_Physics,_Russia,_(4)_Kazan_Federal_University,_Russia,_(5)_Academy_of_Sciences_of_Tatarstan,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09390 |
最初の全天観測中にSRG天文台に搭載されたミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡によって4〜12keVのエネルギーバンドで検出されたX線源の予備カタログから8つの物体を特定した結果を示します。それらのうちの3つ（SRGAJ005751.0+210846、SRGAJ014157.0-032915、SRGAJ232446.8+440756）はART-XCによって発見され、5つは以前にX線源として知られていましたが、その性質は不明のままでした。最後の5つの線源は、SRG天文台のeROSITA望遠鏡によって軟X線でも検出されています。私たちの光学観測は、サヤン天文台の1.6mAZT-33IK望遠鏡と1.5mロシア-トルコ望遠鏡（RTT-150）で行われました。調査したすべての天体は、0.019から0.283までの赤方偏移で活動銀河核（AGN）であることが判明しました。それらのうちの6つはセイファート2銀河（1つのセイファート1.9銀河を含む）であり、1つ（SRGAJ005751.0+210846）は「隠された」AGN（エッジオン銀河）であり、1つ（SRGAJ224125.9+760343）は狭いです-ラインセイファート1銀河。後者のオブジェクトは、高いX線光度（4〜12keVバンドで〜（2-13）*10^44erg/s）と、ブラックホールの質量推定値（〜2*10^7）によって特徴付けられます。M_sun）、エディントン限界に近い降着率。ART-XC望遠鏡（eROSITA望遠鏡では検出されない）によって発見された3つのAGNはすべて、高い吸収カラム密度（N_H>3*10^23cm^-2）を特徴としています。得られた結果は、ART-XC望遠鏡が、近くの（z<0.3）宇宙で非常に不明瞭で他の興味深いAGNを検索するための効率的な機器であるという期待を裏付けています。SRG全天観測は3年以上続き、そのような物体の多くを発見することができます。
分子雲における複雑な有機分子の形成：C $ _2 $ H $ _2 $氷の「エネルギー」処理によるアセトアルデヒド、ビニルアルコール、ケテン、エタノール
| Title |
Formation_of_complex_organic_molecules_in_molecular_clouds:_acetaldehyde,_vinyl_alcohol,_ketene,_and_ethanol_via_the_"energetic"_processing_of_C$_2$H$_2$_ice |
| Authors |
K.-J._Chuang,_G._Fedoseev,_C._Scir\`e,_G._A._Baratta,_C._J\"ager,_Th._Henning,_H._Linnartz,_and_M._E._Palumbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09434 |
ケテン（CH$_2$CO）、アセトアルデヒド（CH$_3$CHO）、エタノール（CH）などのC$_2$H$_{\text{n}}$Oの形の有機分子の同時検出$_3$CH$_2$OH）、初期の星形成領域に向けて、共有された化学史のヒントを提供します。関与する形成経路を説明するために、いくつかの反応経路が提案され、さまざまな星間条件下で実験的に検証されています。最も注目すべきことに、OHラジカルとH原子によるC$_2$H$_2$氷の非エネルギー処理は、ケテン、アセトアルデヒド、エタノール、およびビニルアルコール（CH$_2$CHOH）への形成経路を提供することが示されました。粒子表面でのH$_2$O形成シーケンス。この作業では、非エネルギー形成スキームが拡張され、H$_2$Oに富む氷のマントルを透過する宇宙線によって誘発されるエネルギーの対応物に焦点を当てた実験室測定が行われます。ここでの焦点は、17Kでの星間C$_2$H$_2$：H$_2$O氷類似体のH$^+$放射線分解です。200keVのH$^+を調査するために、超高真空実験が行われました。混合および層状形状の両方として、事前に堆積されたC$_2$H$_2$：H$_2$O氷の$放射線分解化学。フーリエ変換赤外分光法を使用して、蓄積されたエネルギー線量（またはH$^+$フルエンス）の関数として、その場で新しく形成された種を監視しました。赤外線（IR）スペクトルの割り当ては、H$_2$$^{18}$Oを使用した同位体標識実験でさらに確認されます。C$_2$H$_2$：H$_2$O氷のエネルギー処理は、（半）飽和炭化水素（C$_2$H$_4$およびC$_2$H$_6$）の形成をもたらすだけではありません。）およびポリインとクムレン（C$_4$H$_2$およびC$_4$H$_4$）だけでなく、ビニルアルコール、ケテン、アセトアルデヒド、エタノールなどのO含有COMを効率的に形成します。反応断面積と生成物組成が導き出されます。蓄積されたエネルギー線量の関数として、Hに乏しい種からHに富む種への生成物の明確な組成遷移が観察されます。
| Title |
Kinematics_and_Star_Formation_of_High-Redshift_Hot_Dust-Obscured_Quasars_as_Seen_by_ALMA |
| Authors |
Tanio_Diaz-Santos,_Roberto_J._Assef,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Hyunsung_D._Jun,_Gareth_C._Jones,_Andrew_W._Blain,_Daniel_Stern,_Manuel_Aravena,_Chao-Wei_Tsai,_Sean_E._Lake,_Jingwen_Wu,_and_Jorge_Gonzalez-Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09495 |
ホットでほこりに覆われた銀河（ホットドッグ）は、WISEによって識別された超発光の覆い隠されたクエーサーの集団です。赤方偏移z〜3.0-4.6での7つの最も非常に明るい（EL;L_bol>=10^14L_sun）ホットドッグのサンプルにおける[CII]微細構造線とその下にあるダスト連続放出のALMA観測を提示します。[CII]ラインは、4つのオブジェクトで確実に検出され、暫定的に1つで検出され、追加のデータに基づいて、残りの2つのオブジェクトでスペクトルウィンドウから赤方偏移した可能性があります。平均して、[CII]はレストフレームの紫外線輝線から約780km/sだけ赤方偏移しています。ELHotDOGは、Sigma_[CII]〜1-2x10^9L_sun/kpc^2で、一貫して非常に高いイオン化ガス表面密度を示します。他の高赤方偏移クエーサーで見られる最も極端なケースと同じくらい高い。人口として、ELHotDOGのホストは、星形成銀河の主系列に大まかに集中しているように見えますが、不確実性はかなりのものであり、個々のソースは上下に落ちる可能性があります。平均の固有[CII]およびダスト連続体サイズ（FWHM）は、それぞれ約2.1kpcおよび約1.6kpcであり、線と連続体のサイズ比の範囲は非常に狭く、1.61+/-0.10であり、線形である可能性があります。比例。ELHotDOGの[CII]速度場は多様です。ほとんど回転しない構造から、秩序だった円運動を伴う解決されたホスト、進行中の合併の結果である可能性が高い複雑で乱れたシステムまでです。対照的に、すべての光源は、FWHM>〜500km/sの大きな線速度分散を示します。これは、平均して、同等以上の赤方偏移で光学的およびIRで選択されたクエーサーよりも大きくなります。共通の速度構造の欠如、イオン化ガスの体系的に大きな分散、および近くのコンパニオン銀河の存在についての考えられる仮説は、連続的な単一のイベントではなく、ELHotDOGフェーズが再発する可能性があると主張します。。
LOFARデータを使用したクールコアクラスターMS0735.6 +7421のAGNデューティサイクルの制約
| Title |
Constraining_AGN_duty_cycle_in_the_cool-core_cluster_MS_0735.6+7421_with_LOFAR_data |
| Authors |
Nadia_Biava,_Marisa_Brienza,_Annalisa_Bonafede,_Myriam_Gitti,_Etienne_Bonnassieux,_Jeremy_Harwood,_Alastair_C._Edge,_Christopher_J._Riseley_and_Adrian_Vantyghem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08294 |
MS0735.6+7421は、非常に急峻なスペクトルを持つ中央電波銀河をホストする銀河団であり、最も強力な既知のジェット活動銀河核（AGN）の1つによって生成されます。中央のAGNからほぼ光速で放出された電波プラズマは、銀河団ガスを移動させ、X線で観測可能な2対の空洞を残し、2つの異なる爆発に関連付けられ、周囲の媒体にエネルギーを分配しました。この作業では、無線周波数でのソースの詳細な高解像度スペクトル研究を初めて実行し、以前のX線推定と比較するためにそのデューティサイクルを調査しました。LOwFrequencyARray（LOFAR）で生成された144MHzの新しい観測値と、より高い周波数のアーカイブデータを使用しました。LOFAR周波数では、ソースは、より高い周波数よりも幅の広い2つの大きな外側の無線ローブと、コアの南西にある小さな中間ローブを示します。X線データの新しい検査により、そのローブに関連する中間空洞を特定することができ、ジェット活動のさらなる段階の存在を示しています。無線ローブはLOFAR周波数でも急峻なスペクトルを持ち、外側ローブでは$\alpha_{144}^{610}=2.9$に達し、中間ローブでは$\alpha_{144}^{610}=2.1$に達します。粒子老化の単一注入モデルを使用してローブスペクトルをフィッティングし、X線データから得られた浮力と音の交差の時間スケールと一致して、170〜106Myrのソースの総年齢を導き出しました。次に、ソースのデューティサイクルを再構築しました。ジェット活動には3つのフェーズがあり、AGNはほとんどの時間アクティブで、短い静止フェーズのみで、中央ガスの繰り返し加熱を保証します。最後に、精力的な推定により、外部媒体の圧力に対して気泡を維持するために、追加の圧力サポートのソースが存在する必要があることが明らかになりました。
ミリ秒パルサーPSRJ0621 +1002の単一パルス研究
| Title |
A_single_pulse_study_of_a_millisecond_pulsar_PSR_J0621+1002 |
| Authors |
S._Q._Wang,_J._B._Wang,_N._Wang,_Y._Feng,_S._B._Zhang,_K.J._Lee,_D._Li,_J._G._Lu,_J._T._Xie,_D._J._Zhou,_L._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08439 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用したミリ秒パルサーPSRJ0621+1002の電波観測を紹介します。パルサーは、1番目と3番目のパルス成分の両方に対して周期的なパルス強度変調を示します。最初のパルス成分の変動スペクトルには3.0$\pm$0.1パルス周期の1つのピークがあり、3番目のパルス成分の変動スペクトルには3.0$\pm$0.1と200$\pm$1パルス周期の2つの拡散ピークがあります。このパルサーに対して単一パルスタイミング解析が実行され、単一パルスは、適合後のタイミング残差に基づいて2つのクラスに分類できます。1つのクラスのパルスまたは明るいパルスのみを使用して、達成可能なタイミング精度を調べました。ただし、タイミング精度の向上は実現できません。
$ RXTE $および$ Insight $ -HXMT観測によるScoX-1のkHzQPOのエネルギー制限に関する研究
| Title |
Study_on_the_energy_limits_of_kHz_QPOs_in_Sco_X-1_with_$RXTE$_and_$Insight$-HXMT_observations |
| Authors |
S.M._Jia,_J.L._Qu,_F.J._Lu,_S.N._Zhang,_S._Zhang,_Y._Huang,_D.H._Wang,_D.K._Zhou,_G.C._Xiao,_Q.C._Bu,_L._Chen,_X._Ma,_L.M._Song,_L._Tao,_X.L._Cao,_Y._Chen,_C.Z._Liu,_Y.P._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08479 |
ロッシX線タイミングエクスプローラー（$RXTE$）と硬X線モジュレーション望遠鏡（$Insight）のデータを使用して、ScoX-1のキロヘルツ準周期振動（kHzQPO）の詳細なスペクトルタイミング分析を示します。$-HXMT）。検出可能なkHzQPOのエネルギー帯域が初めて調査されます。水平分枝では、$によって検出された上下のkHzQPOでは$\sim$6.89--24.01keVおよび$\sim$8.68--21.78keVです。RXTE$、および$Insight$-HXMTによる上位kHzQPOの$\sim$9--27.5keV;下の法線分岐では、エネルギー帯域が狭くなります。kHzQPOの二乗平均平方根（rms）は、低エネルギーでエネルギーとともに増加し、約16keVと20keVでプラトーに達し、その後、大きな不確実性はありますが横ばいになります。$RXTE$/PCAのデッドタイム効果のシミュレーションは、デッドタイムがkHzQPOの検索にあまり影響を与えないが、rms振幅を過小評価することを示しています。$RXTE$データで示されているように、$\sim$6keV未満では有意なQPOは検出されません。これは、kHzQPOが降着円盤と中性子星表面の黒体放射に由来しないことを意味します。さらに、kHzQPOのエネルギースペクトルと絶対rmsスペクトルを組み合わせて分析すると、ScoX-1のkHzQPOは、回転によって周波数が設定される遷移層の内部のコンプトン化に由来することが示唆されます。内向きのバルク運動はスペクトルを難しくします。
超強磁場領域におけるマグネターの電磁流体力学的安定性I：コア
中性子、陽子、レプトンからなる中性子星核物質の磁気流体力学的安定性を、マグネター強度の磁場$10^{14}$-$10^{17}$Gで調べます。ここで、量子電気力学的効果とフェルミ粒子のランダウ準位は重要。安定性は、流体摂動の正準エネルギーのフリードマン-シュッツ形式を使用して決定されます。これは、$H\neqB$の磁化可能な流体に対して計算されます。これと、ランダウ量子化された荷電フェルミオンの強く磁化された流体のオイラー-ハイゼンベルク-フェルミ-ディラックラグランジアンを使用して、中性子星コアのセグメントの代用として流体スラブの局所安定性基準を計算します。、磁気および組成勾配浮力を説明します。スラブは、重力場に直交する場、トロイダル場にデカルトのアナロジーによって通されます。十分に強い磁場$B\gtrsim10^{15}$Gの場合、磁化された流体は、成長時間が$10^{-3}$sのオーダーで、磁気音速型の不安定性に対して不安定であることがわかります。不安定性は、オイラー-ハイゼンベルク-フェルミ-ディラックラグランジアンの2次フィールド導関数の急激な変化によって引き起こされます。これは、追加のランダウ準位が入力され始める場所で発生します。これらの急激な変化はゼロ温度で発散しますが、ゼロ以外の温度では有限であるため、現実的な中性子星コア温度$5\times10^7$K$<T<5\times10^8$Kが使用されます。BlandfordandHernquist（1982）およびSuhandMathews（2010）によって予測されたように、このメカニズムが磁区の形成を促進する可能性があると推測します。
フェルミ-LATによって検出された6つの最も明るいフラットスペクトル無線クエーサーの静止状態の多波長研究
| Title |
Multiwavelength_Study_of_the_Quiescent_States_of_Six_Brightest_Flat_Spectrum_Radio_Quasars_detected_by_Fermi-LAT |
| Authors |
Abhradeep_Roy_(1),_Sonal_R._Patel_(2),_Arkadipta_Sarkar_(1),_Anshu_Chatterjee_(1)_and_Varsha_R._Chitnis_(1)_((1)_Department_of_High_Energy_Physics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai-400005,_India,_(2)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron,_Platanenallee_6,_D-15738_Zeuthen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08566 |
過去12年以来のFermi-LATによる$\gamma$線のフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）の定期的な監視は、$10^{-5}の毎日のフラックスを横切る極端な$\gamma$線の爆発を示した6つの線源を示しました。$フォトン/cm$^{2}$/s。OVRO、スチュワード天文台、SMARTS、Swift-UVOT、Swift-XRT、およびFermi-LATから、電波から$\gamma$線の波長帯までのこれらのソースのほぼ同時の多波長データを取得しました。静止状態にあるこれらの光源の時間平均広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を調べて、基礎となるベースライン放射プロセスについてのアイデアを得ました。1ゾーンレプトンシンクロトロンと逆コンプトン放出シナリオを使用してSEDをモデル化し、球形プラズマブロブ内のべき乗則電子エネルギー分布を破壊し、相対論的に円錐ジェットを下に移動しました。このモデルは、ジェット内の外部および局所的に発生したシード光子の逆コンプトン散乱を考慮に入れています。静止状態のSEDに見られる大きな青い隆起は、降着円盤の光度と中央のブラックホールの質量を推定するのに役立ちました。放出領域内の磁場とディスクの光度に対する放出領域の距離の比率との間に相関関係があることを発見しました。これは、放出領域の距離の増加とディスクの光度の減少に伴って磁場が減少することを意味し、ディスクジェット接続を示唆しています。電子分布の高エネルギー指数は、$\gamma$線が高エネルギー粒子によって生成されるため、観測された$\gamma$線の光度と相関していることもわかりました。ほとんどの場合、電子によって運ばれる運動力は、静止状態の間にジェットが放射的に非効率になるので、ジェット放射力を説明することができます。
| Title |
The_Relative_Importance_of_Faraday_Rotation_and_QED_Birefringence_for_the_Linear_Polarization_of_X-rays_from_Mass_Accreting_Black_Holes |
| Authors |
Henric_Krawczynski_(1),_Lindsey_Lisalda_(1),_Charles_Gammie_(2)_((1)_Washington_University_in_St._Louis,_(2)_University_of_Urbana-Champaign) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08587 |
今後のIXPE（2-8keV）およびXL-Calibur（15-75keV）ミッションでは、これまでにない感度で恒星質量ブラックホールを質量蓄積するX線の直線偏光を測定できるようになり、パーセントの正確な測定が可能になります。-レベル、場合によってはサブパーセントレベルの偏光率。測定は、観測されたブラックホールの降着流のスピン、傾斜、および構造を制約することが期待されます。ファラデー回転と量子電磁力学（QED）真空の複屈折の影響は、観測可能な偏光の割合と角度に影響を与え、結果の解釈を複雑にする可能性があります。恒星質量と超大質量ブラックホールからのX線の両方の影響の重要性を推定し、今後のIXPEとXL-Caliburの観測に対する結果の影響について説明します。
$ Chandra $および$ AstroSat $軟X線望遠鏡によるARScoの観測
| Title |
Observations_of_AR_Sco_with_$Chandra$_and_$AstroSat$_Soft_X-ray_Telescope |
| Authors |
K.P._Singh,_V._Girish,_J._Tiwari,_P.E._Barrett,_D.A.H._Buckley,_S.B._Potter,_E._Schlegel,_V._Rana_and_G._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08662 |
コンパクトなバイナリシステムであるARScoの$AstroSat$軟X線観測と、$AstroSat$観測の約1週間前に行われた$Chandra$によるX線観測の分析を紹介します。軟X線（$0.3-2.0$keV）データの分析により、スピン、軌道、またはビート周期の変調が0.03カウント未満に制限されますs$^{-1}$または平均の$<$10\％カウント率。両方の観測所から得られたX線フラックスは、フラックスがほぼ同じ（数パーセント以内）であり、$XMM-Newton$を使用した9か月前の観測から報告されたものよりも約30\％低いことがわかりました。同じスペクトルパラメータを持つ2温度熱プラズマモデルは、$Chandra$および$AstroSat$データに非常によく適合し、見通し内での吸収をほとんど必要としません。低温コンポーネントの温度は以前に報告されたものと同じ（$\sim$1keV）ですが、高温コンポーネントの温度は8.0keVと比較して5.0$^{+0.8}_{-0.7}$keVと低くなっています。ただし、以前に測定した場合、その差は統計的に有意ではありません。
部分的な潮汐破壊現象の光度曲線
潮汐破壊現象（TDE）は、銀河の中心にある静止ブラックホール（BH）を明らかにすることができ、それらを研究するための有望な方法も提供します。部分的TDE（PTDE）では、BHの潮汐力で星を完全に破壊することはできないため、恒星の核は生き残り、恒星の質量のさまざまな部分だけがBHに結合してそれを供給します。PTDEとフルTDE（FTDE）のイベント率を計算します。一般に、PTDEのイベント率はFTDEのイベント率よりも高く、特にBHが大きい場合はそうです。また、掃天観測（ZTF）によるPTDEの検出率は年間約数十です。PTDEでのデブリストリームの循環プロセス中は、効率的な放射拡散のために流出を開始できません。次に、円形の破片リングは粘性の進化を経験し、降着円盤を形成します。これらの2つのプロセスによってもたらされるPTDEの光度曲線を、それらの放射温度の変化とともに計算します。光度曲線には二重のピークがあり、スペクトルはUVでピークになります。流出による放射線の不明瞭化や再処理なしに、PTDEはTDEの循環と一時的なディスク形成を研究するためのクリーンな環境を提供します。
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用した銀河中心のパルサーの86GHz検索
| Title |
An_86-GHz_search_for_Pulsars_in_the_Galactic_Center_with_the_Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array |
| Authors |
Kuo_Liu,_Gregory_Desvignes,_Ralph_P._Eatough,_Ramesh_Karuppusamy,_Michael_Kramer,_Pablo_Torne,_Robert_Wharton,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Geoffrey_B._Crew,_Ciriaco_Goddi,_Scott_M._Ransom,_Helge_Rottmann,_Federico_Abbate,_Geoffrey_C._Bower,_Christiaan_D._Brinkerink,_Heino_Falcke,_Aristeidis_Noutsos,_Antonio_Hernandez-Gomez,_Wu_Jiang,_Michael_D._Johnson,_Ru-Sen_Lu,_Yurii_Pidopryhora,_Luciano_Rezzolla,_Lijing_Shao,_Zhiqiang_Shen,_Norbert_Wex |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08986 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した銀河中心（GC）の最初のパルサーと過渡探査について報告します。観測は、2017年と2018年のグローバルミリメートルVLBIアレイキャンペーン中に実施されました。ストークスパラメータの形式で、全強度と他の偏光成分の両方の時系列を使用して検索を実行します。パルサー検索に加速度とその導関数を組み込み、パルサーの潜在的な軌道運動を補正するために、観測全体のセグメントを検索します。新しいパルサーは見つかりませんでしたが、私たちの観測では、GCマグネターPSRJ1745-2900の偏光プロファイルが初めてmm波長で得られ、ほぼ100％直線偏光であることがわかりました。さらに、システムとレッドノイズの両方によって配置された調査感度を推定し、SgrA*または連星コンパニオンのいずれかを使用して軌道運動中のパルサーを見つける能力を評価します。調査は既知の母集団の中で最も明るいパルサーのみに敏感であり、バンド1のALMAでの将来の観測は、GCパルサーの母集団に対して非常に深い調査感度を提供することを示しています。
Mrk421とMrk501の相対論的ジェットの運動力
標準の1ゾーンシンクロトロンセルフコンプトン（SSC）モデルとマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用して、Mrk421とMrk501の準同時多波長（MWL）スペクトルエネルギー分布（SED）を体系的に分析します。比較的活動が少ない状態の間。このモデルを使用して、放射モデルの縮退によって引き起こされるジェット出力推定の不確実性を調べるための半解析的手法が開発されました。半分析法をMCMC手法と組み合わせることで、広範囲の変動タイムスケールにわたってジェット特性を調べることができます。私たちの結果は次のことを裏付けているようです。（1）Mrk421とMrk501の両方で、ジェットは急速に回転するブラックホール（BH）によって動力を供給されます。Mrk501のBHスピンは、Mrk421のBHスピンよりも低い可能性があります。または、ブランドフォード-ナエックメカニズムの仮定の下では、それらが等しい可能性があります。（2）大規模無線構造を形成するために使用できるエネルギー損失は、大規模構造の観測とSEDフィッティング結果から得られた運動パワーの違いを調整するために重要です。さらに、伝播におけるジェットエネルギー損失は、Mrk421よりもMrk501の方が重要です。
異なる降着トルクを使用した超発光X線パルサーの磁場の研究
超大光度X線（ULX）パルサーの磁場は、性質と降着物理学を理解するための重要なパラメーターです。ただし、これらのULXパルサーの典型的な磁場値はまだ議論中です。6つの異なるトルクモデルを使用して、ULXパルサーの磁場を研究し、導出された磁場が異なるモデルでどのように変化するかを確認し、どのモデルがULXパルサーにより適しているかを判断しました。確認済みの7つのULXパルサー、M82X-2、ULXNGC7793P13、ULXNGC5907、NGC300ULX1、NGC1313X-2、M51ULX-7、SwiftJ0243の現在利用可能な期間、期間導関数、およびフラックスデータを取得しました。.6+6124に加えて、1つの潜在的なULXパルサー、SMCX-3。これらのULXパルサーの磁場は、スピンアッププロセスとほぼ平衡という2つの物理的条件から制約されていました。磁場推定値がさまざまなトルクモデルに依存している可能性を確認しました。計算は、Ghosh＆Lamb[1]、Wang[2]、Kluzniak＆Rappaport[3]、Campbell[4]による降着トルクモデルがULXパルサーのマグネターモデルをサポートする可能性が高いことを示唆していますが、Lovelace、Romanova＆Bisnovatyi-Kogan[5]のモデルは一般に、通常の中性子星の磁場を予測します。他の独立した方法と組み合わせた結果の意味についても説明します。これは、これらのULXパルサーの性質と回転挙動を理解するのに役立ちます。
| Title |
Search_for_neutrinos_in_coincidence_with_gravitational_wave_events_from_the_LIGO-Virgo_O3a_Observing_Run_with_the_Super-Kamiokande_detector |
| Authors |
The_Super-Kamiokande_collaboration:_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kataoka,_S._Miki,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_G._Pronost,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_R._Wang,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Bergu\~no,_L._Labarga,_Ll._Marti,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_S._Mine,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_P._Weatherly,_J._Hill,_J._Y._Kim,_I._T._Lim,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_L._Bernard,_A._Coffani,_O._Drapier,_et_al._(147_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09196 |
スーパーカミオカンデ検出器は、LIGO-VirgoCollaboration（LVC）によって検出された重力波と時間的に一致するニュートリノを検索するために使用できます。非常に広いニュートリノスペクトルをカバーするために、低エネルギー（$7-100$MeV）と高エネルギー（$0.1-10^5$GeV）の両方のサンプルが分析されました。GWTC-2カタログで報告された36個（39個中）の重力波の追跡調査が行われました。高エネルギー（低エネルギー）サンプルで予想される4.8（25.0）のイベントと比較して、10（24）のニュートリノが観測され、バックグラウンドを超える有意な過剰は観察されませんでした。統計的アプローチを使用して、潜在的な一致の重要性を計算しました。各観測について、ニュートリノの方向とLVCスカイマップを使用してp値を推定しました。最も重要なイベント（GW190602_175927）は、試行後のp値$7.8\％$（$1.4\sigma$）に関連付けられています。さらに、フラックス限界は、サンプルごとに独立して、サンプルを組み合わせることによって計算されました。識別された重力波源によってニュートリノとして放出されるエネルギーは、特定のフレーバーと、異なるフレーバー間の等分配を想定したすべてのフレーバーの両方で、トリガーごとに独立して、同じ性質のソースを組み合わせることによって制約されました。
AGNディスクに埋め込まれた白色矮星の熱核爆発と降着によって誘発された崩壊からの電磁的特徴
| Title |
Electromagnetic_Signatures_from_Thermonuclear_Explosions_and_Accretion-Induced_Collapses_of_White_Dwarfs_Embedded_in_AGN_disks |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Yuan-Pei_Yang,_Bing_Zhang,_Liang-Duan_Liu,_Yun-Wei_Yu,_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09389 |
活動銀河核（AGN）のガス状円盤に埋め込まれた白色矮星（WD）は、円盤から物質を急速に降着させ、質量が増加してチャンドラセカール限界に達するか、それを超えることさえあります。バイナリWD（BWD）のマージは、AGN降着円盤でも発生すると考えられています。これらのイベントからの観察シグネチャを研究します。AGNディスクでの大量降着WDとBWDの合併は、熱核爆発を引き起こし、ディスク表面からの噴出物ショックの発生を引き起こし、ゆっくりと上昇する比較的薄暗いIa型超新星（SN）に電力を供給することを提案します。このようなSNeIaは、質量が$M_{\rmSMBH}\gtrsim10^8\、M_\odot$の超大質量ブラックホール（BH）の周りのAGNディスクの放出によって常に優れている可能性があります。さらに、AGNディスク内のWDの降着誘起崩壊（AIC）が時々発生する可能性があり、これにより高磁化ミリ秒中性子星（NS）が形成される可能性があります。この初期のマグネターのその後のスピンダウンプロセスは、その回転エネルギーをディスク材料に蓄積する可能性があり、その結果、マグネター駆動のショックブレイクアウトと明るいマグネター駆動の過渡現象が発生します。このようなAICイベントは、$B\sim10^{15}\、{\rmG}$の磁場に対して急速に進化する発光トランジェントに電力を供給することができることを示しています。$B\sim10^{14}\、{\rmG}$のマグネターを動力源とする過渡現象の立ち上がり時間とピーク光度は、超高輝度超新星と同様の特性を持つと予測されています。比較的質量の小さい超大質量BH（$M_{\rmSMBH}\lesssim10^8\、M_\odot$）の周りのディスクの内部で発生するAICイベントは、よりもはるかに明るいトランジェントに電力を供給する可能性が高くなります。AGNディスクの放出、したがって簡単に識別できます。
GAMMA：移動メッシュ上の相対論的流体力学と非熱放射をモデル化するための新しい方法
| Title |
GAMMA:_a_new_method_for_modeling_relativistic_hydrodynamics_and_non-thermal_emission_on_a_moving_mesh |
| Authors |
Eliot_H._Ayache,_Hendrik_J._van_Eerten,_Rupert_W._Eardley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09397 |
近年、動的相対論的ジェットシミュレーション技術は、スケールを超えたガンマ線バースト（GRB）爆風の進化を完全に数値的に解決することが可能になりつつあるところまで進歩しました。ただし、排出量のモデリングは現在遅れており、GRBの物理を完全に解釈するための取り組みを制限しています。この作業では、移動メッシュの相対論的力学の最近の開発と、新しいコードGAMMAでの非熱放射の局所処理を組み合わせます。このコードは、流体運動の支配的な方向にのみ任意のラグランジュ-オイラーアプローチを含み、メッシュの絡み合いと関連する計算コストを回避します。衝撃検出、粒子注入、および放射冷却を含むそれらの進化の局所計算は、実行時に行われます。GAMMAはGRB物理アプリケーションを念頭に置いて設計されていますが、モジュール式であるため、新しいソルバーとジオメトリをさまざまな潜在的なアプリケーションで簡単に実装できます。この論文では、私たちのアプローチの有効性を実証し、早い時間から遅い時間までの正確な広帯域GRB残光放射を計算します。私たちの結果は、スペクトル冷却ブレークが既存の方法と比較して約40倍シフトすることを示しています。その時間的挙動も、ジェットブレーク後の以前に計算された一時的な急激な増加から大幅に変化します。代わりに、ローカルアルゴリズムから計算した場合、相対論的漸近線とニュートン式漸近線の間で冷却ブレークが時間とともにシフトしないことがわかります。GAMMAは、https：//github.com/eliotayache/GAMMAで公開されています。
0.1から1PeVの間の拡散銀河ガンマ線フラックスは、最近、チベットAS$\gamma$コラボレーションによって測定されました。フラックスとスペクトルは、銀河宇宙線と星間物質（ISM）の間のハドロ核相互作用による中性パイ中間子の崩壊と一致しています。ガンマ線を生成するのと同じ相互作用プロセスから銀河拡散ニュートリノ放出のフラックスを導き出します。私たちの計算では、天の川内のガンマ線減衰の影響と、宇宙線のスペクトルと分布、ガス密度、およびISMの赤外線放射による不確実性を考慮しています。銀河面から全天ニュートリノフラックスへの寄与は、約100TeVで$\lesssim5-10\％$であることがわかります。銀河系と銀河系外のニュートリノ強度は、銀河面領域で同等です。私たちの結果は、IceCubeとANTARESのコラボレーションによって報告された上限と一致しており、次世代のニュートリノ実験で銀河成分が観測される可能性があると予測しています。また、チベットのAS$\gamma$データは、宇宙線核子スペクトルの追加成分、またはスーパーバブルや極超新星の残骸などのペバトロンやPeV電子加速器などの離散ソースからの寄与を示唆していることも示しています。1TeVと1PeVの間の将来のマルチメッセンジャー観測は、サブPeVガンマ線の起源を分解するために重要です。
linemake：原子および分子ラインリストジェネレーター
| Title |
linemake:_An_Atomic_and_Molecular_Line_List_Generator |
| Authors |
Vinicius_M._Placco,_Christopher_Sneden,_Ian_U._Roederer,_James_E._Lawler,_Elizabeth_A._Den_Hartog,_Neda_Hejazi,_Zachary_Maas,_Peter_Bernath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08286 |
このリサーチノートでは、オープンソースの原子および分子ラインリストジェネレーターであるlinemakeを紹介します。linemakeは、確立された多くの原子および分子スペクトルデータベースを置き換えるのではなく、スペクトル合成作業に適したフォーマット済みのキュレーションされたリストを生成するための軽量で使いやすいツールを目指しています。linemakeのユーザーは、遷移データのソースを理解し、公開された作品で適切に引用することをお勧めします。コード、行データベース、および文献参照の広範なリストをGitHubリポジトリ（https://github.com/vmplacco/linemake）で提供します。これらは、新しいデータが利用可能になると定期的に更新されます。
はやぶさ2拡張ミッション：小惑星が短期間で回転するランデブーへの新たな航海
| Title |
Hayabusa2_Extended_Mission:_New_Voyage_to_Rendezvous_with_a_Small_Asteroid_Rotating_with_a_Short_Period |
| Authors |
M._Hirabayashi,_Y._Mimasu,_N._Sakatani,_S._Watanabe,_Y._Tsuda,_T._Saiki,_S._Kikuchi,_T._Kouyama,_M._Yoshikawa,_S._Tanaka,_S._Nakazawa,_Y._Takei,_F._Terui,_H._Takeuchi,_A._Fujii,_T._Iwata,_K._Tsumura,_S._Matsuura,_Y._Shimaki,_S._Urakawa,_Y._Ishibashi,_S._Hasegawa,_M._Ishiguro,_D._Kuroda,_S._Okumura,_S._Sugita,_T._Okada,_S._Kameda,_S._Kamata,_A._Higuchi,_H._Senshu,_H._Noda,_K._Matsumoto,_R._Suetsugu,_T._Hirai,_K._Kitazato,_D._Farnocchia,_S.P._Naidu,_D.J._Tholen,_C.W._Hergenrother,_R.J._Whiteley,_N._A._Moskovitz,_P.A._Abell,_the_Hayabusa2_extended_mission_study_group |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08660 |
はやぶさ2は、宇宙航空研究開発機構（JAXA）が実施する、日本の小惑星帰還ミッションであり、炭素質小惑星リュウグウを対象としています。このミッションの目標は、リモートセンシング観測、材料サンプリング、小型機内持ち込み手荷物実験、およびサンプル分析を含む近接操作を実施することでした。2020年9月の時点で、宇宙船は2019年11月の出発に成功した後、リュウグウからのサンプルで地球に戻る途中であり、重大な問題はありません。ここでは、宇宙船が約30個の小さな小惑星とランデブーする拡張ミッションを提案します。m-直径約40mで、追加の約10年間の巡航段階の後、約10分のスピン周期で回転しています。2つのシナリオが拡張ミッションに適していることを紹介します。最初のシナリオでは、宇宙船は金星で1回、地球で2回スイングバイ操作を実行して、小惑星2001AV43に到達します。2番目のシナリオでは、小惑星1998KY26に到達するために、地球で2回スイングバイ操作を実行します。どちらのシナリオでも、ミッションは2030年代初頭まで続きます。JAXAは最近、宇宙船が1998KY26とランデブーするという決定を発表しました。このホワイトペーパーでは、2つのシナリオの科学的評価に焦点を当てていますが、将来のレポートのために1998KY26に進む決定プロセスを残しています。小さな惑星体の最小要素の1つであるターゲットの物理的特性と周囲の環境を詳細に説明するために、ランデブー操作が計画されます。計画された運用を達成することにより、ミッションは、太陽系における衝突と小天体の蓄積の暴力的な歴史に関する重要なヒントを提供します。さらに、確立された科学的知識と技術は、惑星防衛のための重要な技術を進歩させるでしょう。
| Title |
Photon-Inter-Correlation_Optical_Communication |
| Authors |
Zeng-Quan_Yan,_Cheng-Qiu_Hu,_Zhan-Ming_Li,_Zhong-Yuan_Li,_Hang_Zheng,_Xian-Min_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08913 |
現代の技術の開発は、人間の存在をシスルナー空間を超えて他の惑星にまで拡大します。これは、大容量、遠距離、惑星間通信の緊急の必要性を示しています。光子をキャリアとして使用する通信はチャネル容量が大きいですが、深宇宙での光回折限界は避けられない巨大な幾何学的損失につながり、既存の光通信技術に乗り越えられない伝送距離を設定します。ここでは、超高チャネル損失に対する光子相互相関光通信（PICOC）を提案し、実験的に実証します。光を光子の流れとして扱い、非常に弱いパルスシーケンスから内部相関と光子統計の追加情報をグローバルに取得します。10倍のノイズに埋め込まれた単一光子信号を分離することにより、最大160dBの損失で忠実度の高い通信チャネルを構築することに成功しました。PICOCでは、市販の望遠鏡のみを使用して、ミリワットレーザーを使用した火星から地球への通信、および数ワットのレーザーを使用した太陽系の端から地球への通信リンクを確立できます。
| Title |
Testing_the_effect_of_resolution_on_gravitational_fragmentation_with_Lagrangian_hydrodynamic_schemes |
| Authors |
Ysuyoshi_Yamamoto_(1),_Takashi_Okamoto_(1),_Takayuki_Saitoh_(2_and_3)_((1)_Hokkaido_University,_(2)_Kobe_University,_(3)_ELSI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09016 |
新しく開発されたラグランジュ流体力学スキーム、メッシュレス有限体積法（MFV）およびメッシュレス有限質量法（MFM）を使用して重力フラグメンテーションをシミュレートするために必要な解像度を研究するために、ジーンズテストのシミュレーションをいくつか実行し、結果を両方と比較しました。期待される分析ソリューションと、より標準的なラグランジュアプローチであるSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）の結果。流体要素の直径がジーンズの波長の4分の1、$\lambda_\mathrm{J}$より小さい場合、さまざまなスキームが解析解に収束することがわかります。3つのスキームの中で、SPH/MFVは分析ソリューションへの収束が最も速い/最も遅いことを示しています。オイラースキームのよく知られた動作とは異なり、調査されたラグランジアンスキームはいずれも、摂動波長$\lambda$が$\lambda_\mathrm{J}$よりも短い場合、数値分解能が低くても人工的な断片化を示しません。より大きな波長（$\lambda>\lambda_\mathrm{J}$）の場合、摂動の成長は、十分に解決されていない場合に遅延します。さらに、解像度が低いと、MFVスキームで見られる断片化は、収束ソリューションと比較して非常に異なる方法で進行します。これらすべての結果は、未解決の場合、サブレゾリューションスケールでの自己重力の大きさに対する流体力の大きさの比率がMFV/SPHで最大/最小であることを示唆しており、その理由について詳しく説明しました。これらのテストは、基準3次スプラインよりも高次のカーネルの効果を調査するために繰り返されます。私たちの結果は、カーネルの標準偏差が、コンパクトなサポート半径よりも流体要素のサイズのより適切な定義であることを示しています。
太陽圏休止を超えた弾性衝突による星間中性ヘリウムの減速と加熱
| Title |
Slowdown_and_Heating_of_Interstellar_Neutral_Helium_by_Elastic_Collisions_Beyond_the_Heliopause |
| Authors |
P._Swaczyna,_F._Rahmanifard,_E._J._Zirnstein,_D._J._McComas,_J._Heerikhuisen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08345 |
太陽に近い星間中性（ISN）原子の直接サンプリングにより、太陽圏周辺の非常に局所的な星間物質（VLISM）の研究が可能になります。ISNヘリウム原子の一次集団は、これまで、ヘリオポーズでの元のVLISM状態を反映していると想定されてきました。その結果、星間境界エクスプローラー（IBEX）によって1auで観測された原子は、太陽圏外の他の種との弾性衝突を考慮せずに、太陽に対するVLISMの温度と速度を決定するために使用されました。ここでは、これらの衝突が一次ISNヘリウム集団に及ぼす影響を評価します。ヘリウム原子の軌道をたどり、ヘリオポーズの前に、減速したプラズマや星間水素原子との衝突を追跡します。原子は通常、外側の太陽圏で数回衝突し、原子の約1.5％だけがまったく散乱しません。計算された微分断面積を使用して、これらの衝突における散乱角をランダムに選択します。結果として生じるヘリオポーズでの一次ISNヘリウム原子は、元のVLISMと比較して、約0.45km/s遅くなり、約1100K加熱されると推定されます。結果として得られる速度分布は非対称であり、反太陽方向に伸びた尾を示しています。IBEX観測から得られたパラメーターのこの変化を考慮すると、太陽の相対速度は25.85km/s、温度は元のVLISMで6400Kになります。最後に、この論文は、ヘリウム原子との弾性衝突の微分断面積のソースとして機能します。
太陽風の回転速度とコロナホール境界でのせん断、磁場反転の考えられる結果
| Title |
Solar_wind_rotation_rate_and_shear_at_coronal_hole_boundaries,_possible_consequences_for_magnetic_field_inversions |
| Authors |
R._F._Pinto,_N._Poirier,_A._P._Rouillard,_A._Kouloumvakos,_L._Griton,_N._Fargette,_R._Kieokaew,_B._Lavraud,_A._S._Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08393 |
いくつかの宇宙船によるその場測定は、太陽風が、太陽から離れて長距離にわたって急速に伝播する一時的な構造（磁気の褶曲、ジェット、波、フラックスロープ）によって頻繁に摂動されることを明らかにしました。パーカーソーラープローブは、驚くほど大きな太陽風回転速度を伴う、小さな地動説距離での磁場ベクトルの頻繁な回転を検出しました。そのような磁場の曲がりの物理的起源、惑星間空間を横切ってそれらが生き残るための条件、そして太陽風の回転とのそれらの関係はまだ明確に理解されていません。宇宙船の位置から太陽の表面までの測定された太陽風の流れを追跡して、それらの潜在的な発生源領域を特定し、コロナと太陽風のグローバルMHDモデルを使用して、それらを低太陽コロナの回転状態に関連付けました。太陽風の速度と回転シアーが重要で長寿命であり、磁気たわみの発達と太陽風の拡張された高さにわたるそれらの伝播に有利である可能性がある太陽コロナの領域を特定しました。コロナ回転は高度に構造化されており、コロナホールとストリーマーの間の境界付近、疑似ストリーマーの周囲とその上で、そのような境界が太陽の自転の方向と一致している場合でも、強化された流れせん断が発生することを示します。PSPによって識別されたスイッチバックの大部分は、瞬間的な磁場の接続性と宇宙船に到達する風の流れの軌道の両方の観点から、これらの領域にマッピングされます。強いせん断のこれらの領域は、長距離にわたって太陽風に痕跡を残し、遅い太陽風の横方向の速度変動を増加させる可能性があります。シミュレーションと接続性分析は、それらがパーカーソーラープローブによって観察されたスイッチバックとスパイクの原因である可能性があることを示唆しています。
拡張フィラメントチャネルからのコロナ質量放出のモデリング。 I.噴火と初期の進化
| Title |
Modeling_a_Coronal_Mass_Ejection_from_an_Extended_Filament_Channel._I._Eruption_and_Early_Evolution |
| Authors |
Benjamin_J._Lynch,_Erika_Palmerio,_C._Richard_DeVore,_Maria_D._Kazachenko,_Joel_T._Dahlin,_Jens_Pomoell,_Emilia_K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08643 |
ソーラーダイナミクス天文台によって観測された大規模な高緯度フィラメント噴火の磁場構成、形態、およびダイナミクスの観測とモデリングを提示します。2015年7月9〜10日のフィラメントの噴火と、その結果として生じる太陽コロナを介したコロナ質量放出（CME）の進化を分析します。遅いストリーマーブローアウトCMEは、拡張された極性反転線の上に細長い噴火後のアーケードを残します。これは、極端紫外線（EUV）ディスクの観測ではほとんど見えず、典型的な明るいフレアループシステムとは似ていません。この噴火のデータに触発されたモデリングからの電磁流体力学（MHD）シミュレーションの結果は、EUVおよび白色光コロナグラフ観測と比べて遜色ありません。シミュレーションのフレアアーケード成長から再結合フラックスを推定し、磁場の向きと噴火プロミネンスの進化を調べ、噴火するせん断アーケードフィラメントチャネルからストリーマーブローアウトフラックスロープCMEへの移行を強調します。私たちの結果は、EUVと白色光における複数のあいまいで複雑な観測シグネチャを完全に理解し、MHDシミュレーションで説明できる、地球規模のフィラメント噴火の最初の数値モデリングを表しています。これに関連して、我々の調査結果は、予期しないまたは「問題のある」地磁気嵐の推進力としてのいわゆる「ステルスCME」分類が、別個のまたは別個の噴火プロセスよりも、観測可能な/観測不可能なシグネチャの連続体に属することも示唆しています。。
アリエル0.6-7.8 $ \ mu $ m恒星の周縁減光係数
ここでは、アリエルESAM4宇宙ミッションの恒星周縁減光係数（LDC）の表を提供します。これらの表には、NIRSpec、AIRS-Ch0、およびAIRS-Ch1分光器のさまざまな波長ビンとホワイトバンドに対応するLDCと、VISPhot、FGS1、およびFGS2光度計に対応するLDCが含まれています。LDCは、ATLAS9およびPHOENIXコードで取得された恒星大気モデルの3つの完全なグリッドについて、オープンソースソフトウェアExoTETHySを使用して計算されます。PHOENIXコードはより最新の入力物理学と球面幾何学を採用しているのに対し、ATLAS9で計算されたモデルはより広い範囲の恒星パラメータをカバーしているため、3つのモデルグリッドは補完的です。ATLAS9およびPHOENIXグリッドの対応するモデルから取得されたLDCは、メインテキストで比較されます。モデルはすべて、有効温度（$1\、500\、K\leT_{\mbox{eff}}\le50\、000\、K$）、表面重力（0.0dex$\le\log{g}\le6.0$dex）、および金属量（$-5.0\le[M/H]\le1.0$）。
コンパクトディスク：ループスディスクでのかすかなCO排出の説明
| Title |
Compact_Disks:_an_explanation_to_faint_CO_emission_in_Lupus_disks |
| Authors |
Anna_Miotello,_Giovanni_Rosotti,_Megan_Ansdell,_Stefano_Facchini,_Carlo_F._Manara,_Jonathan_P._Williams_and_Simon_Bruderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09109 |
近くの星形成領域（SFR）で観測された原始惑星系円盤の大部分は、COアイソトポログ放出で予想されるよりも暗いです。13CO線放射で検出されなかったディスクもかすかであり、約0.2秒角の角度分解能での連続放射では解決されないことがよくあります。LupusSFRに焦点を当てて、この作業の目的は、COかすかなディスクの母集団が、これまで一般的に想定されていたように、放射状に拡張された低質量ディスクで構成されているかどうか、または本質的に放射状にコンパクトなディスクであるかどうかを調査することです。この論文で提案する。後者のシナリオは、個々のソースまたはディスクの小さなサンプルに対してすでに提案されていますが、この作業は、統計的な議論を行うことができる単一のSFR内の多数のディスクを対象としています。コンパクトディスクの物理化学的モデルの新しいグリッドがDALIで実行され、このコードでこれまで調査されていなかったパラメーター空間の領域をカバーします。このようなモデルは、ループスのかすかな円盤の12COおよび13COALMA観測と比較されています。13CO放出で検出されず、12CO放出がかすかな、または検出されないディスクは、コンパクトディスクモデルと一致しています。放射状にコンパクトなディスクの場合、COアイソトポログの放出はほとんど光学的に厚く、表面積に比例します。つまり、小さいオブジェクトの場合は暗くなります。コンパクトディスクの割合は、ループスサンプル全体の約50％から60％の間である可能性があります。中程度の角度分解能で12COと13COをより深く観察することで、かすかなディスクが本質的にコンパクトであるかどうか、またはそれらを分解する必要なしに拡張されているがかすかなかどうかを区別できます。ALMAディスク調査によって観察されたディスク母集団のかすかな端が、そのようなオブジェクトが非常にコンパクトであることに一致する場合、これは粘性拡散による緊張を生み出すか、ディスクを切り詰めるためにMHD風または外部プロセスを必要とします。
KIC5950759：終末期の主系列星の近くに振幅と周波数変調がある高振幅の$ \ delta $ Sct星
| Title |
KIC5950759:_a_high-amplitude_$\delta$_Sct_star_with_amplitude_and_frequency_modulation_near_the_terminal_age_main_sequence |
| Authors |
D._M._Bowman,_J._Hermans,_J._Daszy\'nska-Daszkiewicz,_D._L._Holdsworth,_A._Tkachenko,_S._J._Murphy,_B._Smalley,_D._W._Kurtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09279 |
$\delta$Sct星として知られている中間質量脈動星の中には、高振幅$\delta$Sct（HADS）星として知られている高振幅で主に放射状モードの脈動変光星のサブセットがあります。ケプラー宇宙ミッションによって観測された2000を超える$\delta$Sct星から、2つのHADS星のみが検出されました。これらの2つのHADS星、KIC5950759のより複雑な問題を調査します。地上および宇宙ベースの測光を使用してその変動性を研究し、分光法からその大気パラメーターを決定し、星震学モデリングを実行して、その質量と進化段階を制約します。分光法から、KIC5950759は金属に乏しい星であり、非断熱脈動モデルからその脈動モード周波数を再現するために必要な推定金属量と一致していることがわかります。さらに、地上ベースのWASPとKepler空間測光を組み合わせて、両方の次数$\dot{P}/P\simeq10^{-6}$yr$^{-1}$の周期の線形変化を測定します。数年のタイムベースにわたる基本および最初のオーバートーン放射状モード。これは、進化モデルによって予測されたものより少なくとも2桁大きく、これまでの$\delta$Sct星で測定された最大の周期変化です。私たちの分析によると、KIC5950759は、短命の収縮期と終末期の主系列星の近くにある金属の少ないHADS星であり、そのサブソーラー金属量がSXPhe星の候補となっています。KIC5950759は、数千の既知の$\delta$Sct星の中でユニークなオブジェクトであり、その脈動モードが恒星進化によって予測されるよりも著しく速く進化している理由を確認するためのさらなる研究が必要です。
急速に回転する星や惑星の回転の従来の近似。 I.強い変形の影響
| Title |
The_traditional_approximation_of_rotation_for_rapidly_rotating_stars_and_planets._I._The_impact_of_strong_deformation |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_Vincent_Prat,_Timothy_Van_Reeth_and_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09302 |
従来の回転近似（TAR）は、回転する安定した成層流体の流体力学的方程式の処理であり、浮力に比べて弱いため、エントロピーおよび化学的成層の方向に沿ったコリオリ加速度の作用が無視されます。。重力慣性波（GIW）のダイナミクスの方程式の従属変数は、非回転の場合と同様に、放射状部分と水平部分に分離できるようになります。TARは、星が球形であり（つまり、その遠心変形が無視されている）、均一に回転しているという仮定に基づいて構築されています。強く変形した均一で急速に回転する星（および惑星）の場合の遠心加速度を説明するためにTARの一般化を実行することの実現可能性を研究し、この近似の有効領域を特定します。球形の場合にTAR内で採用された周波数の階層を仮定し、一般化されたラプラス潮汐方程式を導出することにより、急速に回転する星の平坦化を考慮した球形座標でのGIWのダイナミクスの研究を可能にする完全な形式を分析的に構築しました。星震学で回転する変形した星の構造とダイナミクスを調べるために使用できる、GIWの水平固有関数とそれらの漸近波周期について。2DESTER恒星モデルを使用して、臨界角速度と疑似半径で正規化された星の回転速度の関数として、一般化されたTARの有効領域を決定します。この一般化により、急速に回転する変形した星のGIWに対する遠心効果の特徴を研究することができます。急速に回転する初期型の星の遠心加速度がGIWに及ぼす影響は、ケプラーの観測を使用した現代の宇宙測光で理論的に検出できることがわかりました。
急速に回転するA型星の最初の電波スペクトル
| Title |
The_first_radio_spectrum_of_a_rapidly_rotating_A-type_star |
| Authors |
Jacob_Aaron_White,_F._Tapia-V\'azquez,_A._G._Hughes,_A._Mo\'or,_B._Matthews,_D._Wilner,_J._Aufdenberg,_O._Feh\'er,_A._M._Hughes,_V._De_la_Luz,_A._McNaughton,_L._A._Zapata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09332 |
主系列星の電波スペクトルは、恒星大気モデルに情報を提供するための観測データが不足しているため、ほとんど制約されていません。そのため、長波長での主要な放射メカニズム、それらがスペクトルタイプによってどのように変化するか、およびそれらが特定の電波波長で期待される明るさにどの程度寄与するかは、ほとんどのスペクトルタイプでまだ比較的不明です。急速に回転するA型星であるアルタイルの電波連続観測を紹介します。2018年と2019年に1.34mm、2.09mm、3.22mmでNOEMAを使用し、2019年に6.7mmと9.1mmでVLAを使用してAltairを観測しました。電波スペクトルでは、ミリメートル波長で最小の明るさの温度が見られ、その後、光球よりも高い温度に急激に上昇します。これは、A型星では予想外の動作です。これらのデータを使用して、観測によって通知された、急速に回転するA型星の最初のサブミリメートルからセンチメートルのスペクトルを生成します。PHOENIXモデルとKINICH-PAKALモデルの両方の大気を生成し、KINICH-PAKALモデルがAltairの電波スペクトルをよりよく再現することを確認しました。合成スペクトルは、ミリメートルの輝度温度の最小値と、それに続くセンチメートルの波長での光球の発光を超える有意な発光を示しています。一緒に、これらのデータとモデルは、A型星の電波スペクトルが、おそらく急速な回転によって引き起こされる彩層の存在を明らかにする方法と、レイリー・ジーンズの恒星光球の外挿が星の電波の適切な表現ではないことを示していますスペクトラム。
宇宙の再電離時の軸性不安定性に起因するインフレーション後の重力波からのBモード
| Title |
B-modes_from_Post-inflationary_Gravitational_Waves_Sourced_by_Axionic_Instabilities_at_Cosmic_Reionization |
| Authors |
Michael_Geller,_Sida_Lu,_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08284 |
目に見えない暗い光子にのみ結合するアクシオンのような粒子が、再電離エポックの周りに目に見えるBモード信号を生成できることを示します。アクシオン場は再電離の直前に転がり始め、その結果、暗い光子のタキオン不安定性が生じます。これにより、暗光子量子の指数関数的成長が生成され、スカラーメトリックモードと重力波の両方が発生し、再電離したバリオンに痕跡が残ります。テンソルモードは、再電離時に宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光を変更し、現在の実験的制約を満たすパラメーター範囲の次世代CMB実験用の可視Bモードシグネチャを生成します。
グラビティーノと沼地
グラビティーノの質量の消失の限界は、無限の状態の塔の質量のない限界に対応し、その結果として有効場の理論が崩壊することを示す新しい沼地予想を提案します。弦理論を4次元にコンパクト化することで得られるモデルの大規模なクラスで提案をテストします。ここでは、州の塔が明るくなるカルツァクラインの性質を特定します。拡張超対称性を持つモデルにおけるグラビティーノ質量とアーベルゲージ結合の間の一般的な関係を指摘します。これは、最小超対称性の例でも生き残ることができます。これにより、私たちの予想を、弱い重力予想や量子重力のグローバルな対称性の欠如など、他の十分に確立された沼地予想に結び付けることができます。（準）ド・ジッター背景における予想の現象論的意味を議論し、ハッブルパラメーターの観点からグラビティーノ質量の下限を抽出します。
| Title |
Radio_Line_Properties_of_Axion_Dark_Matter_Conversion_in_Neutron_Stars |
| Authors |
R._A._Battye,_B._Garbrecht,_J._I._McDonald,_S._Srinivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08290 |
アクシオンは暗黒物質のやる気のある候補です。最近、中性子星磁気圏におけるアクシオン暗黒物質の共鳴変換によって生成された光子の検出に多くの関心が集まっています。さまざまなグループが信号を検索するために無線データを取得し始めていますが、対応する無線回線のロバストな理論予測を取得するには、さらに多くの作業が必要です。この作業では、信号の詳細なプロパティを導き出し、線の形状と時間依存性の両方を取得します。主な物理的影響は、プラズマ内の屈折と重力によるものであり、これらが一緒になって、パルス周期にわたって変化する実質的なレンズ効果をもたらします。プラズマとパルサーの共回転による時間依存性は周波数を歪め、幅が時間とともに変化するドップラー幅の広い信号につながります。私たちの予測では、曲線時空の分散媒体のハミルトン光学からの方程式の完全なセットを使用して、曲線光線を視線までトレースします。したがって、初めて、ライン信号の詳細な形状とその時間依存性について説明します。これは、以前の結果と比較してより顕著です。信号の特徴の予測は、この種の暗黒物質の探索に不可欠です。
不均一媒体における瞬間点源を用いた非線形放射拡散方程式の解析解
| Title |
Analytic_solutions_of_the_nonlinear_radiation_diffusion_equation_with_an_instantaneous_point_source_in_non-homogeneous_media |
| Authors |
Menahem_Krief |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08475 |
べき乗則の空間密度プロファイルを持つ不均一媒体の瞬間点光源を使用した非線形放射拡散方程式の解析解を示します。解決策は、均質媒体のよく知られた解決策を一般化したものです。解は、空間指数の値に応じて、質的に異なるさまざまな形式をとることが示されています。これらの異なる形式は、線形および非線形の熱伝導について詳細に研究されています。さらに、一般化された解を調べることにより、伝導フロントが一定の速度を持っている、または加速さえしているような空間指数の値が存在することを示します。最後に、さまざまな解の形式が数値シミュレーションと詳細に比較され、良好な一致が達成されます。
SU（2,1）/ SU（2）$ \ times $ U（1）対称性を破ることによって原始ブラックホールを生成するメカニズム
| Title |
Mechanisms_of_Producing_Primordial_Black_Holes_By_Breaking_The_SU(2,1)/SU(2)$\times$U(1)_Symmetry |
| Authors |
Ioanna_D._Stamou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08654 |
この論文では、宇宙における原始ブラックホール（PBH）の生成を説明するために、スケールのない超重力によって導出されたポテンシャルのクラスを提示します。SU（2,1）/SU（2）$\times$U（1）対称性を破ることにより、2つのカイラル場の1つを固定し、PBHを生成できる有効なスカラーポテンシャルを導き出します。具体的には、よく知られているスーパーポテンシャルを変更します。これは、スタロビンスキーのような有効なスカラーポテンシャルに還元されます。したがって、一方ではPBHの生成を説明し、他方では剰余類SU（2,1）/SU（2）のパラメーター化から生じる変換則を保存するスカラーポテンシャルを導出します。$\times$U（1）。さらに、ラングランジュ（またはカーラーポテンシャル）の運動項を変更することによってPBHを生成し、スーパーポテンシャルを変更しないようにします。すべての場合において、プレスシェクターアプローチとピーク理論を比較することによってPBHの存在量を評価します。宇宙の暗黒物質の説明に焦点を当てています。すべてのモデルは、プランクの制約と完全に一致しています。
| Title |
Rapid_model_comparison_of_equations_of_state_from_gravitational_wave_observation_of_binary_neutron_star_coalescences |
| Authors |
Shaon_Ghosh,_Xiaoshu_Liu,_Jolien_Creighton,_Wolfgang_Kastaun,_Geraint_Pratten,_Ignacio_Magana_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08681 |
連星中性子星GW170817の合体の発見は、重力波天文学の分野における分水嶺の瞬間でした。この発見から私たちが明らかにすることができた豊富な情報の中には、中性子星の半径の最初の非電磁測定と、冷たい核の状態方程式がありました。それはまた、重力波データからの状態方程式モデル選択研究の大規模な方程式につながりました。これらの研究では、ベイズのネストされたサンプリング実行が、重力波データの証拠を計算するために、各候補状態方程式モデルに対して実行されました。このような研究は非常に貴重ですが、計算コストが高く、新しいモデルに対して繰り返し冗長な計算が必要になります。任意のモデルで非常に迅速に（〜分）状態方程式のモデル選択を行うための新しい手法を紹介します。この手法を、LIGO/Virgoコラボレーションによって以前に公開されたネストされたサンプリングモデル選択手法の結果に対してテストし、結果がベイズ因子の中央値の分数誤差約10％とよく一致していることを示します。真のベイズ因子は、前述のネストされたサンプリング実行で計算されます。事後分布のサポートがほとんどない状態方程式モデルで最大の分数誤差が発生するため、統計的な不確実性が大きくなることがわかりました。次に、この方法を使用して、複数のバイナリ中性子星合体を組み合わせて、状態方程式モデル間の結合ベイズ因子を計算しました。これは、個々のイベントの証拠を積み重ね、状態方程式の各ペアについてこれらの積み重ねられた証拠からベイズ因子を計算することによって実現されます。
アクシオンのような粒子の人間原理の窓を通してNANOGrav信号を見る
| Title |
Looking_at_the_NANOGrav_Signal_Through_the_Anthropic_Window_of_Axion-Like_Particles |
| Authors |
Alexander_S._Sakharov,_Yury_N._Eroshenko,_Sergey_G._Rubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08750 |
ペッチェイ・クインのような相転移がインフレーション時代のかなり前に起こったアクシオン様粒子（ALP）場の進化の過程で、閉じた磁壁の形成につながるインフレーションのダイナミクスを調査します。磁壁は膨張後に進化し、パルサータイミングアレイ測定にアクセスできる周波数範囲で、確率論的重力波の背景に痕跡を残す可能性があります。閉じた磁壁の分布によって生成された特徴的なひずみパワースペクトルを導き出し、最近報告されたNANOGrav信号の過剰と関連付けます。磁壁によって生成された特徴的なひずみスペクトルの周波数依存性の傾きは、NANOGravによって報告された信号の傾きの範囲内に非常によく集中していることがわかりました。等曲率制約と一致して、ALPフィールドのインフレーションダイナミクスを分析し、インフレーションによって誘発されたALPドメイン壁からの信号がNANOGrav過剰の振幅を飽和させる可能性があるパラメーターの組み合わせを明らかにしました。十分に大きな閉じた磁壁の進化は、壁が赤ちゃんの宇宙に逃げるワームホールの形成を招く可能性があります。閉じた壁が赤ちゃんの宇宙に逃げ込んだときに、確率論的な重力波の背景に検出可能な痕跡を残すことができる条件を研究しました。
FRW時空における化学ポテンシャル支援粒子生成
化学ポテンシャルに助けられた重力粒子生成を分析します。均一に平滑化されたストークスライン法とボレル総和を利用することにより、強化された粒子生成のきめ細かい履歴への洞察を得ることができます。さまざまなFRW時空におけるスピン1粒子とスピン1/2粒子の両方について、生成量、時間、および幅を表す分析/半分析式が取得されます。私たちの仕事は、宇宙論に適用される均一に平滑化されたストークスライン法の具体的なデモンストレーションとしても役立ちます。
ホーキング放射反跳の観点からの暗黒物質としての原始ブラックホールの残骸の実現可能性
| Title |
Feasibility_of_Primordial_Black_Hole_Remnants_as_Dark_Matter_in_View_of_Hawking_Radiation_Recoil |
| Authors |
Sofia_Di_Gennaro,_Yen_Chin_Ong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.08919 |
最近、原始起源のブラックホールの残骸は、ホーキング放射の反動のために速度が大きすぎるため、実行可能な暗黒物質の候補ではないことが示唆されています。この興味深い主張をさらに詳細に検討したところ、そのような可能性を排除するものではないことがわかりました。逆に、プランクスケールに近い時空の非可換性に基づくモデルの場合、本質的に同じ引数を使用して、非可換性効果が重要になるスケールを推定できます。暗黒物質の「粒子」が最高温度を通過した非可換ブラックホールである場合、これは非可換スケールがプランク長の約100倍であることを意味します。同じ分析は、冷却する前に温度が最大に達する他のブラックホールの残骸、たとえば、漸近的に安全な重力のブラックホールにも当てはまります。
低周波数での小さな楕円率源からの連続重力波の探索
| Title |
The_search_for_continuous_gravitational_waves_from_small-ellipticity_sources_at_low_frequencies |
| Authors |
Vladimir_Dergachev_and_Maria_Alessandra_Papa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09007 |
楕円率1e-8の中性子星からの周波数20-500Hzの連続重力波信号の全天探索の結果を提示します。この周波数領域は、信号強度が周波数に2次依存するため、特に調査が困難です。この検索では、LIGOO2公開データのFalcon分析パイプラインを使用します。以前のFalcon分析と比較すると、コヒーレンス長は4倍になり、それに対応して感度が向上しています。これにより、最大44pc離れたこの低周波数領域で小さな楕円率の中性子星を検索できます。周波数微分範囲は最大3e-13Hz/sで、楕円率が1e-7で、対応する係数が10倍に達する光源に簡単に対応できます。新しい外れ値が見つかりましたが、その多くは機器の原因と関連付けることができません。
相対論的流体力学へのギブス安定性基準の適用
平衡状態の安定性は、動水力学説が合格する必要のある重要なテストの1つです。この特性を研究するための広く普及している手法は、二次エネルギーのような関数の形で、線形化された理論のリアプノフ関数を検索することで構成されています。相対論的流体の場合、そのような関数の明示的な表現は推測によって見つかることが多く、明確な物理的解釈が欠けています。最大エントロピー原理に基づいて、一般的な相対論的流体理論の関数を構築するための迅速で厳密かつ体系的な手法を紹介します。この方法は、機能がすでにわかっている場合に期待される結果をもたらします。この方法を適用するには、負ではない4つの発散を伴うエントロピー電流が存在する必要があります。この結果は、相対論的散逸に関連する主要な未解決の問題の決定的な解決に向けた重要なステップです。
| Title |
A_Bayesian_statistical_framework_for_identifying_strongly-lensed_gravitational-wave_signals |
| Authors |
Rico_K._L._Lo_and_Ignacio_Magana_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09339 |
電磁波と同様に、重力波は介在物によって重力レンズ化でき、レンズ化によるレンズ化されていない信号と比較して、異なる位相シフトで異なる見かけの光度距離から異なる時間に到着する同じ信号の複数のインスタンスを生成できると予想されます。。考慮されていない場合、これらのレンズ信号は、より高い質量とより低い赤方偏移を備えた別個のシステムになりすます。ここでは、天体物理学的情報を組み込み、選択効果を説明する、強くレンズ化された重力波信号を識別するためのベイズ統計フレームワークを提示します。また、レンズによって導入されたバイアスのないソースパラメータの確率と推論をより効率的に計算するための2段階の階層分析を提案します。天体物理学モデルを変更することで、観測された重力波の起源に関する解釈がどのように変化し、観測された波の強いレンズ効果の明白な証拠につながる可能性があるかについての例を示します。さらに、レンズ信号のソースの空のローカリゼーションの改善、および場合によってはレンズ信号のモールス信号の識別を示します。確認された場合、レンズ付き重力波により、より高い赤方偏移で宇宙を探査し、より少ない検出器で波の偏光成分を制限することができます。
フォトニックランタンの最適なSMFパッキング：理論的トポロジーと実際のパッキング配置の比較
| Title |
Optimal_SMF_packing_in_photonic_lanterns:_comparing_theoretical_topology_to_practical_packing_arrangements |
| Authors |
John_J._Davenport,_Momen_Diab,_Kalaga_Madhav,_Martin_M._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09354 |
フォトニックランタンは、シングルモードファイバーの密集した配置に依存しています。シングルモードファイバーは、テーパーが付けられ、1つのマルチモードコアに融合されています。トポロジー的に最適な円充填配置はよく研究されています。これを使用して、19個と37個のSMFを備えたPLを製造し、理論的に達成可能な値の95％と99％の充填密度で、それぞれ1.03と1.08の繊維径の隣接コア間隔を備えた密に充填された規則正しい配置を示します。トポロジカルサークルパッキングデータが最適なPLパラメータの優れた予測因子であることを示します。
| Title |
Early_warning_of_coalescing_neutron-star_and_neutron-star-black-hole_binaries_from_nonstationary_noise_background_using_neural_networks |
| Authors |
Hang_Yu_and_Rana_X._Adhikari_and_Ryan_Magee_and_Surabhi_Sachdev_and_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09438 |
マルチメッセンジャー天文学の成功は、LIGOやVirgoのような重力波観測所に依存して、中性子星（二元中性子星と中性子星ブラックホールの両方を含む）が関与する合併イベントの迅速な警告を提供します。典型的な二元中性子星としてのLIGOの低周波感度は、この帯域に数分間留まります。ただし、LIGOの現在のサブ60Hzの感度はまだ設計目標に達していないため、過剰なノイズは20Hz未満で1桁以上になる可能性があります。これは、補助制御ループからの非線形に結合されたノイズによって制限されます。これも非定常であり、現実的な早期警告パイプラインに課題をもたらします。それにもかかわらず、機械学習ベースのニューラルネットワークは、低周波感度を向上させ、その非定常性を軽減し、非常に短い計算時間でリアルタイムの重力波信号を検出する方法を提供します。主な重力波の読み出しと主要な補助的な目撃者の両方を複合ニューラルネットワークに入力することによってこれを達成することを提案します。実際のLIGO検出器を表す特性を持つシミュレーションデータを使用して、機械学習ベースのニューラルネットワークは、非線形結合ノイズを約5分の1に削減し、典型的なバイナリ中性子星（neutron-star-black-hole）を検出できます100s（10s）40Mpc（160Mpc）の距離での合併前。ノイズをさらに根本的な限界まで減らすことができれば、私たちのニューラルネットワークは連星中性子星と中性子星ブラックホールのそれぞれ80Mpcと240Mpcの距離までの検出を達成することができます。したがって、機械学習ベースのニューラルネットワークを利用することが、電磁的に明るいLIGO/Virgoソースの合体をタイムリーに検出するための有望な方向であることを示しています。
