曲線弧ベースの重力レンズ形式：弱いレンズ領域から強いレンズ領域への観測量と縮退の連続的な記述
| Title |
Gravitational_lensing_formalism_in_a_curved_arc_basis:_A_continuous_description_of_observables_and_degeneracies_from_the_weak_to_the_strong_lensing_regime |
| Authors |
Simon_Birrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09522 |
重力レンズの湾曲した円弧は、基礎となるレンズの歪みに関する豊富な情報を提供します。拡張されたソースから正確なレンズ情報を抽出することは、宇宙に関する基本的な質問に答えることを目的とした多くの研究の重要な要素です。精度を高めて精度を維持するには、レンズの観測量に固有の縮退の影響を特徴づけて理解することが非常に重要です。この作業では、ローカルレンズヤコビアンの固有ベクトルと固有値、およびそれらの方向差に基づいて、湾曲した拡張アークをもたらす重力レンズ歪み効果を説明する形式を提示します。これらのローカルプロパティを継承する非ローカルおよび非線形拡張デフレクターベースを識別します。私たちのパラメータ化は、拡張ソースの観測可能な特徴と密接に関連しており、明示的なグローバルデフレクターモデルを課すことなく、拡張画像のレンズ情報を正確に抽出することができます。局所的なレンズの性質に関する特定の仮定と仮定された固有の光源形状に基づいて、どの縮退を壊すことができるかを定量化します。私たちの形式は、弱い線形領域、半線形領域から、複数の画像の非常に拡大された弧の高度に非線形な領域まで適用できます。この作業で提示された方法論と実装は、体系を評価し、手元のデータに基づいて複雑さの正しい選択で推論の取り組みを導き、モデルに依存しない方法で抽出されたレンズ情報を定量化するためのフレームワークを提供します。
強いレンズを使用した光速の時間変化に対する制約
強い重力レンズ（SGL）システムの発見が最近増加しているため、161個の銀河スケールSGLシステムからレンズ特性と宇宙パラメータの両方を統計的に研究することができます。べき乗則質量モデルに依存する赤方偏移と面密度を採用することにより、レンズの速度分散を伴うmeVSLモデルを分析します。分析によると、$\Lambda$CDM、$\omega$CDM、CPLなどのさまざまなダークエネルギーモデルを使用したmeVSLモデルは、$\Omega_{m0}の前に置くと、meVSLパラメーターの負の値$b$を提供します。Planckからの$値。これらは、過去の光速が速く、重力が強いことを示しています。ただし、$\Omega_{m0}$の前にWMAPを採用すると、さまざまな暗黒エネルギーモデルの1-$\sigma$CL内の$b$でnullの結果が得られます。
CMBと21cmの観測からのWIMPと原始ブラックホールの混合暗黒物質シナリオの制約
| Title |
Constraining_Mixed_Dark-Matter_Scenarios_of_WIMPs_and_Primordial_Black_Holes_from_CMB_and_21-cm_observations |
| Authors |
Hiroyuki_Tashiro_and_Kenji_Kadota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09738 |
WIMPとPBHの混合物で構成される暗黒物質（DM）シナリオを検討し、DM全体のどの部分がPBHになるかを調査します。このようなシナリオでは、PBHはWIMPを蓄積し、その結果、WIMPの消滅により銀河間媒体の加熱とイオン化を強化する可能性があります。CMBデータは、DM質量に応じて、ガンマ線データの境界に匹敵するか、それよりもさらに厳しい、許容されるPBHフラクションの厳密な境界を与えることができることを示しています。たとえば、プランクCMBデータを使用したMCMC尤度分析は、暗黒物質の合計$f_{\rmPBH}\lesssim{\calO}（10^{-10}\sim）に関するPBHDMフラクションの限界につながります。WIMP質量$m_{\chi}\sim{\calO}（10\sim10^3）$GeVの場合は10^{-8}）$、従来のDM消滅断面積$\langle\sigmav\rangle=3\times10^{-26}〜\rmcm^3/s$。また、グローバル21cm信号測定の実現可能性を調査して、PBHフラクションに対する厳しい制約を提供します。
暗黒物質ハローの二次バイアス：線形密度場の展望
| Title |
Secondary_bias_of_dark_matter_halos:_Perspective_in_the_linear_density_field |
| Authors |
Xiaoyu_Wang,_Huiyuan_Wang,_H.J._Mo,_JingJing_Shi,_Yipeng_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10123 |
2セットの大きな$N$ボディシミュレーションを使用して、ハローアセンブリ時間（$z_{\rmf}$）、濃度（$v_{\rmmax}/v_{\rm200}の相関の起源を研究します。$）とスピン（$\lambda$）を、ハローの周りの大規模な密度場で行います。3つのハロー特性と$z=0$での大規模密度との相関は、初期の線形密度場との相関の二次的影響であることがわかります。異なるスケールの線密度を使用して、2つのタイプの相関関係を見つけます。$L$相関。これは、ハロープロパティとハローラグランジアン半径$R_{\rmL}$内の平均線形過密度$\delta^{\rmi}_{\rmL}$との相関を表します。、は$z_{\rmf}$と$v_{\rmmax}/v_{\rm200}$の両方で正であり、$\lambda$では負です。$E$-correlationは、与えられた$\delta^{\rmi}_{に対するハロープロパティと$\delta^{\rmi}（R/R_{\rmL}>1）$との相関関係を記述します。\rmL}$は、$L$相関とは逆の傾向を示します。$E$-と$L$-の両方の相関は、ハローの質量にわずかに依存するだけであり、異なる質量のハローの起源が類似していることを示しています。3つのハロー特性に対するハローバイアスの依存性は、$E$-および$L$-相関の競合と、さまざまなスケールでの線密度フィールドの相関によって十分に説明できます。これらの2つのタイプの相関関係により、3つのハロープロパティによって生成されるクラスタリングバイアスの複雑なハロー質量依存性を確立できます。
Schr \ "{o} dinger-Poissonを超えて：スカラー暗黒物質の非相対論的有効場の理論
| Title |
Beyond_Schr\"{o}dinger-Poisson:_Nonrelativistic_Effective_Field_Theory_for_Scalar_Dark_Matter |
| Authors |
Borna_Salehian,_Hong-Yi_Zhang,_Mustafa_A._Amin,_David_I._Kaiser,_Mohammad_Hossein_Namjoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10128 |
巨大なスカラー場は優れた暗黒物質候補を提供し、そのダイナミクスは宇宙論的文脈で非相対論的Schr\"{o}dinger-Poisson（SP）方程式を使用して分析的および数値的に探索されることがよくあります。拡大する宇宙におけるゴードン-アインシュタイン（KGE）方程式では、「高速モード」を統合し、非線形メトリックと物質の寄与を含めることにより、SP方程式を導出するための体系的なフレームワークと、それらに対する相対論的補正を提供します。明示的な方程式を提供します。システムが相対論的レジームに近づくにつれてSP方程式からの逸脱への洞察を提供する一次相対論的補正の場合。一次補正を含めると、私たちの方程式はSPシステムの有効性の領域を超えて適用可能であり、より単純です。いくつかの文脈で完全なKGEの場合よりも使用する具体的なアプリケーションとして、ソリトンの質量半径関係を計算しますスカラー暗黒物質で、SPシステムからKGEシステムへのこの関係の偏差を正確にキャプチャします。
エリアス2-27におけるディスク質量の動的測定
| Title |
A_dynamical_measurement_of_the_disk_mass_in_Elias_2-27 |
| Authors |
Benedetta_Veronesi,_Teresa_Paneque-Carreno,_Giuseppe_Lodato,_Leonardo_Testi,_Laura_Per\`ez,_Giuseppe_Bertin,_Cassandra_Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09530 |
エリアス2-27の周りを周回する原始惑星系円盤の最近の多波長ALMA観測は、2つの武装した渦巻き構造を明らかにしました。観測された形態と、星の若い年齢、および塵の連続体放出から推定されたディスクと星の質量比により、このシステムは、星形成の初期段階における自己重力の役割を調査するための完璧な実験室になります。これは、重力の不安定性が微惑星と惑星の形成の基本的な最初のステップである可能性があることを考えると、特に興味深いものです。この手紙では、エリアス2-27のCOデータによって得られた回転曲線を、ディスクの自己重力と重力ポテンシャルへの星の寄与の両方を含む理論的な回転曲線でモデル化します。このモデルを、純粋なケプラーのモデルおよび単純なべき乗則関数と比較します。（特に$^{13}$COアイソトポログの場合）回転曲線は、星だけでなくディスクの自己重力も考慮することで、より適切に記述されることがわかります。したがって、ディスクの質量$0.08\pm0.04\、M_{\odot}$と星の質量$0.46\pm0.03\、M_{\odot}$の動的推定値を初めて取得できます（より一般的なケースでは）、後者は以前の見積もりと同等です。これらの値から、ディスクは星の質量の17$\％$であることがわかります。これは、重力が不安定になる可能性があることを意味します。この結果は、2つの渦巻腕が重力の不安定性によって生成されるという仮説を強く支持します。
Disc Miner I：ディスク内の若い惑星によって引き起こされる運動学的摂動を検出および定量化するための統計的フレームワーク
| Title |
The_Disc_Miner_I:_A_statistical_framework_to_detect_and_quantify_kinematical_perturbations_driven_by_young_planets_in_discs |
| Authors |
Andres_F._Izquierdo,_Leonardo_Testi,_Stefano_Facchini,_Giovanni_P._Rosotti,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09596 |
[要約]ディスク運動学の研究は、目に見えない惑星を検出するための有望な方法として最近開かれました。ただし、そのようなアプローチの体系的で統計的に意味のある分析は欠落したままです。この作業の目的は、ガスディスク内の惑星の存在によって引き起こされる運動学的摂動を識別し、それらの位置を正確に推測するための自動化された統計的に堅牢な手法を考案することです。この目的のために、ディスク内の半径$R=100$auで、さまざまな惑星質量0.3、1.0、3.0$M_{Jup}$との惑星-ディスク相互作用の水力シミュレーションを作成し、次の放射伝達計算を実行します。13の惑星方位角の観測量をシミュレートするCO。DISCMINERパッケージを使用して、合成データキューブをチャネルごとの放射のケプラーモデルに適合させ、ケプラー回転からの偏差を含むラインプロファイルの違いを研究します。線重心の違いに基づく検出技術は、局所的な惑星駆動の摂動をキャプチャし、それらを軸対称の速度摂動と区別することができます。この方法では、3つのシミュレートされた惑星すべてを、すべての方位角で、方位角で$\pm3^\circ$、半径で$\pm8$auの平均精度で検出できます。ディスク構造と視線投影効果により、方位角が$\pm45^\circ$に近い惑星は速度変動が最も大きくなりますが、極限の場合の惑星は$0^\circ$と$\pm90^\circ$、最低を運転します。観測されたピーク速度は、0.3、1.0、および3.0$M_{Jup}$惑星で40$-$70、70$-$170、および130$-$450ms$^{-1}$の範囲です。私たちの分析は、ピーク速度の分散が、それらの局所的な重力井戸によって引き起こされた組織化されたガスの動きのために、惑星の近くで後押しされることを示しています。この速度コヒーレンスを利用して、ガスディスク運動学における局所的な惑星駆動摂動の統計的に有意な検出を初めて提供するアプローチを提案します。
大気反応ネットワークにおける多変量情報による太陽系外惑星の不均衡の推測
| Title |
Inferring_Exoplanet_Disequilibria_with_Multivariate_Information_in_Atmospheric_Reaction_Networks |
| Authors |
Theresa_Fisher,_Hyunju_Kim,_Camerian_Millsaps,_Michael_Line,_Sara_Imari_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09776 |
太陽系外惑星の大気からの特性を推測する一方で、私たちが導き出したい量の文脈で低解像度と低信号対雑音比に直面する一方で、観測から収集されたデータに厳しい要求を課します。この課題をさらに複雑にしているのは、太陽系外惑星の特性の推論がフォワードモデルから構築されていることです。これには、大気の物理学と化学における不完全または不正確な仮定によるエラーが含まれる可能性があります。観測ノイズとモデルエラーの合流により、太陽系外惑星の科学にとって、低s/nとモデルエラーの両方に対してロバストな予測機能を特定するための技術の開発がますます重要になっています。熱力学的統計や反応ネットワーク構造など、現在の大気モデルにすでに存在する十分に活用されていない多変量情報を利用することで、両方の問題に同時に対処する方法を示します。そのために、ホットジュピター大気における垂直混合（渦拡散としてパラメータ化）の予測のケーススタディを提供し、予測の有効性が使用されるモデル情報にどのように依存するかを示します。化学種の存在量、ネットワーク統計、および/または熱力学的統計。また、最も予測力のある変数が、温度や金属量などの惑星の特性によってどのように変化するかを示します。私たちの結果は、単一のメトリックに基づいて構築された推論が、考えられるすべてのユースケースにわたって有用性を持たないことを示しています。また、欠測データや観測の不確実性の可能性を説明する際に、ネットワーク分析から得られた統計的測定値がより良い予測因子になる傾向があることも示します。太陽系外惑星の大気に関連する特徴を抽出することを目的とした推論の信頼性を高めるためのフレームワークとして多変量およびネットワークモデル情報を適用する将来の方向性と、地球上の生命の検出への将来の応用について説明します。
水素が支配的な大気中の大気微量種を使用して太陽系外惑星の表面を特定する方法
| Title |
How_to_identify_exoplanet_surfaces_using_atmospheric_trace_species_in_hydrogen-dominated_atmospheres |
| Authors |
Xinting_Yu,_Julianne_I._Moses,_Jonathan_J._Fortney,_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09843 |
サブネプチューン（Rp〜1.25-4REarth）は、これまでで最も一般的に検出された太陽系外惑星のままです。しかし、これらの中型の太陽系外惑星に表面があるかどうか、そしてそれらの表面がどこにあるかを観測することは依然として困難です。ここでは、これらのサブネプチューンの可視大気中の微量種の存在量を、表面の存在とおおよその表面状態を決定するためのプロキシとして使用できることを提案します。例として、最先端の光化学モデルを使用して、K2-18bの大気の進化をシミュレートし、さまざまな圧力レベル（Psurf）にある表面での最終的な定常状態の組成を調査しました。表面の位置が微量種の大気中の存在量に大きな影響を及ぼし、それらを熱化学的平衡および「表面なし」の状態から大幅に逸脱させていることがわかりました。この結果は主に、表面の圧力-温度条件によって、光化学的に生成された化学種をリサイクルして好ましい熱化学平衡形態に戻し、上層大気に戻すことができるかどうかが決まるために発生します。K2-18bのH2が豊富な雰囲気を想定して、表面の存在に最も敏感な7つの化学種を特定します。アンモニア（NH3）、メタン（CH4）、シアン化水素（HCN）、アセチレン（C2H2）、エタン（C2H6）、一酸化炭素（CO）、および二酸化炭素（CO2）。これらの種の観察された存在量と表面のない存在量の比率は、浅い表面（Psurf<10bar）、中間表面（10bar<Psurf<100bar）、および深い表面（Psurf<100bar）の存在を区別するのに役立ちます。>100バール）。このフレームワークは、将来の観測とともに、関心のある他のサブネプチューンに適用できます。
亜音速ジェット実験とアポロ月着陸船着陸における侵食速度のスケーリング
| Title |
Scaling_of_Erosion_Rate_in_Subsonic_Jet_Experiments_and_Apollo_Lunar_Module_Landings |
| Authors |
Philip_T._Metzger,_John_E._Lane,_Christopher_D._Immer,_Jacob_N._Gamsky,_Whitney_Hauslein,_Xiaoyi_Li,_Robert_C._Latta_III,_Carly_M._Donahue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10038 |
小規模なジェット誘起侵食実験は、さまざまな物理的パラメータ（重力、粒子サイズ、ガス速度、ガス密度、粒子密度など）に関して侵食のスケーリングを特定するのに役立ち、ベンチマーク用のデータセットを提供するためです。数値フローコード。上記の物理的パラメータを変化させて実験を行いました（たとえば、重力が低下した航空機の飛行では重力が変化しました）。これらすべての実験において、亜音速のガスジェットが砂または月の土壌模擬物質の層に垂直に衝突し、ジェットの下に局所的な洗掘穴を形成します。ビデオグラフィーは侵食と洗掘穴の形成プロセスをキャプチャし、テスト後のこれらのビデオの分析により、これらのプロセスのスケーリングが特定されます。これは侵食の物理学への重要な新しい洞察を生み出しました。これらの洞察に基づいて、惑星表面の水平ガス流下の土壌の侵食など、一般的な状況に適用できる侵食速度モデルを開発しました。着陸する宇宙船のロケット排気プルームの下の侵食速度が、周囲のハードウェアに与える可能性のあるサンドブラストによる損傷の量を決定するため、これは月探査にとって重要です。ノズル出口のロケット排気プルームは超音速ですが、侵食が発生する月面の境界層は亜音速です。モデルは、吹く月の土壌を示すアポロ着陸ビデオとの比較、およびそれらの着陸の計算流体力学シミュレーションによってベンチマークされています。
大マゼラン雲に対する銀河ハローの全天動的応答
| Title |
All-Sky_Dynamical_Response_of_the_Galactic_Halo_to_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Charlie_Conroy,_Rohan_P._Naidu,_Nicolas_Garavito-Camargo,_Gurtina_Besla,_Dennis_Zaritsky,_Ana_Bonaca,_Benjamin_D._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09515 |
大マゼラン雲（LMC）と天の川の恒星および暗黒物質のハローとの間の重力相互作用は、天の川の外側で不均衡現象を引き起こすと予想されます。局所的な伴流はLMCの軌道をたどると予測され、大規模な過密度は北銀河半球の広い領域に存在すると予測されています。ここでは、60<R_gal<100kpcの1301個の星に基づく銀河の全天星図で、局所的な伴流と北部の過密度（以下「集合応答」）の両方の検出を示します。伴流の位置は、天の川のハローに対するLMCの動的効果を含むN体シミュレーションとよく一致しています。伴流と集合応答の密度コントラストは、シミュレーションよりもデータの方が強くなっています。強い局所的な伴流の検出は、マゼラン雲が天の川の周りの最初の軌道上にあるという独立した証拠です。伴流はLMCの経路をたどり、LMCの軌道への洞察を提供します。これは、LMCと天の川の質量の高感度プローブです。これらのデータは、しばしば想定されるように、外側のハローが動的平衡状態にないことを示しています。後流の形態と強度は、暗黒物質と重力の性質をテストするために使用できます。
内側の天の川ハローに生息する矮小銀河の流れの証拠
| Title |
Evidence_of_a_dwarf_galaxy_stream_populating_the_inner_Milky_Way_Halo |
| Authors |
Khyati_Malhan,_Zhen_Yuan,_Rodrigo_Ibata,_Anke_Arentsen,_Michele_Bellazzini,_Nicolas_F._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09523 |
矮小銀河から生成された恒星の流れは、天の川の階層的形成の直接的な証拠を提供します。ここでは、STREAMFINDERアルゴリズムを使用してガイアEDR3データセット内の広いストリームを検索することによって検出した、「LMS-1」恒星ストリームの最初の包括的な研究を紹介します。このストリームは最近Yuanらによって発見されました。（2020）。LMS-1は、銀河バルジの北、太陽から$\sim20$kpcの距離にある、$60\deg$の長いストリームとして検出されます。また、ストリーム全体が完全に包まれていることを示唆する追加のコンポーネントも含まれています。内側の銀河。LAMOST、SDSS、およびAPOGEEからの分光測定を使用して、ストリームは非常に金属量が少なく（${\rm\langle[Fe/H]\rangle=-2.1}$）、かなりの金属量分散（$\sigma_{\）があると推測します。rm[Fe/H]}=0.4$）であり、大きな視線速度分散（${\rm\sigma_v=20\pm4\、km\、s^{-1}}$）を持っています。これらの推定値は、LMS-1が矮小銀河の流れであることを示しています。LMS-1の軌道は極に近く、銀河面に対して$75\deg$の傾きがあります。LMS-1の軌道と金属量はどちらも、球状星団NGC5053、NGC5024、星団「インダス」と非常によく似ています。これらの発見により、LMS-1は天の川の内側のハローの星の種族への重要な貢献者となっています。
バーの座屈なしに形成された箱型/ピーナッツ/ X字型の膨らみの星の年齢分布
| Title |
Age_distribution_of_stars_in_boxy/peanut/X-shaped_bulges_formed_without_bar_buckling |
| Authors |
Junichi_Baba_(1),_Daisuke_Kawata_(2),_Ralph_Sch\"onrich_(2)_((1)_NAOJ,_(2)_MSSL,_UCL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09526 |
天の川を含むいくつかの棒渦巻銀河は、箱型/ピーナッツ/X字型のバルジ（BPX型のバルジ）をホストしています。以前の研究では、BPX型のバルジは、バーの座屈によって、または座屈せずに垂直方向の内側リンドブラッド共鳴（vILR）加熱によって発生する可能性があることが示唆されていました。この論文では、孤立した天の川銀河のN体/流体力学シミュレーションを使用して、座屈せずにvILR加熱によるバーフォーメーションの直後に構築されたBPX型バルジの観察可能な結果を研究します。BPX型バルジが見つかりました。バーが形成される前に生まれた星が支配的です。これは、核星円盤（NSD）領域とその先端を除いて、バーが星形成を抑制するためです。バーエンドの近くに形成された星はより高いヤコビエネルギーを持っており、これらの星が角運動量を失うと、それらの半径方向の作用が増加してヤコビエネルギーを節約します。これにより、それらがvILRに到達してBPX領域に加熱されるのを防ぎます。対照的に、NSDはバーの形成後に形成されます。このシミュレーションと一般的な考慮事項から、バーの座屈なしに形成されたNSDとBPX型のバルジの年齢分布は互いに重ならないことが予想されます。次に、これらのコンポーネント間の遷移年齢は、バーの形成時間を裏切り、天の川と銀河系外の棒渦巻銀河の将来の観測でテスト可能です。
大規模な静止銀河の周りの赤方偏移空間歪みからのMgII吸収体の運動学
MgII吸収体の運動学は、巨大な静止銀河の銀河周辺の媒体における、金属が豊富な冷たいガス雲の起源を理解するための鍵です。これらの雲の視線速度分布が銀河の周りの3D実空間分布からMgII吸収体の赤方偏移歪み（RSD）を予測するための唯一の未知であるという事実を利用して、銀河の周りの3D実空間分布から推論する新しい方法を開発します。赤方偏移空間銀河と雲の相互相関関数$\xi^{s}$からのクールな雲の運動学。$0.4{<}z{<}0.8$の明るい赤い銀河のサンプルの周りの〜$10^4$MgII吸収体の$\xi^{s}$を測定します。銀河のRSDと比較すると、$\xi^{s}$は強力な神の指の効果を示さないが、相対速度〜$300\、km/s$で大幅に切り捨てられていることがわかります。LRGハロー内に存在する吸収体の赤方偏移と実空間の雲数密度分布の両方を再構築します。それぞれ$\xi^{s}_{1h}$と$\xi_{1h}$です。したがって、クラウド運動学の特定のモデルについて、再構築された$\xi_{1h}$から$\xi^{s}_{1h}$を予測し、観測された$\xi^{s}_{1hと比較できます。}$自己矛盾のない方法で。単一速度分散を伴う等温モデル、冷たい雲がサブハロに存在する衛星降着モデル、冷たい雲が宇宙の暗黒物質の降着に従う雲の降着モデル、および疲れた風を含む、4つのタイプの雲の運動学を検討します。冷たい雲が銀河の風によって引き起こされる泡から発生するモデル。4つのモデルすべてがRSDデータに統計的によく適合していることがわかりますが、〜$400\、kpc/のスケールで〜$250\、km/s$で古代の風の泡を伝播することにより、観測された切り捨てを再現できるのは疲れた風モデルだけです。h$。私たちの方法は、今後の分光学的調査による小規模RSDモデリングから金属吸収体の動的起源を解読するための刺激的な道を提供します。
PHANGSからの〜100 pcでの星形成スケーリング関係：完全性と空間スケールの影響
| Title |
Star_formation_scaling_relations_at_~100_pc_from_PHANGS:_Impact_of_completeness_and_spatial_scale |
| Authors |
I._Pessa,_E._Schinnerer,_F._Belfiore,_E._Emsellem,_A._K._Leroy,_A._Schruba,_J._M._D._Kruijssen,_H.-A._Pan,_G._A._Blanc,_P._Sanchez-Blazquez,_F._Bigiel,_M._Chevance,_E._Congiu,_D._Dale,_C._M._Faesi,_S._C._O._Glover,_K._Grasha,_B._Groves,_I._Ho,_M._Jim\'enez-Donaire,_R._Klessen,_K._Kreckel,_E._W._Koch,_D._Liu,_S._Meidt,_J._Pety,_M._Querejeta,_E._Rosolowsky,_T._Saito,_F._Santoro,_J._Sun,_A._Usero,_E._J._Watkins,_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09536 |
目的：分子雲の物理的スケールでの星形成の複雑さはまだ完全には理解されていません。PHANGSサンプルから、近くの星形成銀河内のさまざまな環境で星の形成を調節するメカニズムを調査します。方法：18個の銀河の積分フィールド分光データと電波干渉観測を組み合わせて、分解された星形成主系列（rSFMS）、分解されたケニカット-シュミット関係（rKS）、および分解された分子ガス主系列（rMGMS）の存在を調査しました。そして、100pcから1kpcまでの空間分解能でそれらの勾配と散乱を導き出しました（さまざまな仮定の下で）。結果：3つの関係はすべて、最高の空間分解能（100pc）で回復しました。さらに、これらのスケーリング関係の有意な変動が、さまざまな銀河環境にわたって観察されました。非検出の除外は、空間スケールの関数として推定される勾配に体系的な影響を及ぼします。最後に、$\Sigma_\mathrm{molの散布図。ガス+ステラ}$対$\Sigma_\mathrm{SFR}$の相関は、rSFMSの相関よりも小さいですが、rKSで見つかった相関よりも高くなっています。結論：rMGMSは、100pc（0.34dexの散布図）の空間スケールで最も緊密な関係にあり、rKS（0.41dex）、rSFMS（0.51dex）の順です。これは、分子雲の進化サイクルに関与するタイムスケールからの期待と一致しています。驚いたことに、rKSは銀河や環境全体での変動が最も少なく、分子ガスとその後の星形成との密接な関係を示唆しています。3つの関係のばらつきは、空間解像度が低くなると減少し、rKSは1kpcの空間スケールで最もタイト（0.27dex）になります。銀河間のrSFMSの傾きのばらつきは、$\Sigma_\mathrm{stellar}$に対する$\Sigma_\mathrm{SFR}$の検出率の違いに部分的に起因しています。
顕著性マップを使用した自動AGN分類子の解釈
| Title |
Interpreting_automatic_AGN_classifiers_with_saliency_maps |
| Authors |
T._Peruzzi,_M._Pasquato,_S._Ciroi,_M._Berton,_P._Marziani,_E._Nardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09551 |
活動銀河核（AGN）の光学スペクトルをさまざまなタイプに分類することは、AGN物理学に基づいていますが、ある程度の人間の監視が必要であり、大規模なデータセットに確実にスケーリングすることはできません。機械学習（ML）は、このような分類の問題に迅速かつ再現可能な方法で取り組みますが、多くの場合、ブラックボックスとして認識されます。ただし、MLの解釈可能性と説明可能性は、コンピューターサイエンスの活発な研究分野であり、この問題を軽減するためのツールをますます提供してくれます。ML解釈可能性ツールを、スペクトルからAGNタイプを予測するようにトレーニングされた分類器に適用して、このコンテキストでのそのようなツールの使用法を示しました。タイプ1、タイプ2、または中間タイプとしての既存の信頼できる分類を使用して、SDSSDR15からの3346個の高品質で低赤方偏移のAGNスペクトルでサポートベクターマシンをトレーニングしました。テストセットスペクトルの選択について、予測されたクラス確率の勾配を計算し、顕著性マップを作成しました。また、t-distributedstochasticneighborembedding（t-SNE）を使用して、AGNスペクトルの高次元空間を視覚化し、顕著性マップを計算したスペクトルがどこにあるかを示しました。予測されるAGNタイプに影響を与える領域は、スペクトル線などの物理的に関連する特徴と一致することがよくあります。t-SNEの可視化は、タイプ1とタイプ2のスペクトルの良好な分離性を示していますが、中間タイプのスペクトルは、予想どおりに中間にあるか、タイプ2のスペクトルと混合しているように見えます。顕著性マップは、特定のAGNタイプが分類子によって予測された理由を示しています。その結果、決定に影響を与えたスペクトルの領域に関して物理的な解釈が行われ、ブラックボックスではなくなりました。これらの領域は、関連するスペクトル線などの人間の専門家によって使用される領域と一致し、同様の方法で使用されます。線の中心と尾を反対に計量することにより、線の幅を効果的に測定します。
プロトクラスター雲G0.253 + 0.016（「レンガ」）のシミュレーションおよび観測された放出マップの複雑なマルチスケール構造
| Title |
The_complex_multi-scale_structure_in_simulated_and_observed_emission_maps_of_the_proto-cluster_cloud_G0.253+0.016_(`the_Brick') |
| Authors |
Maya_A._Petkova,_J._M._Diederik_Kruijssen,_A._Louise_Kluge,_Simon_C._O._Glover,_Daniel_L._Walker,_Steven_N._Longmore,_Jonathan_D._Henshaw,_Stefan_Reissl_and_James_E._Dale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09558 |
中央分子ゾーン（CMZ;天の川の中央約500pc）は、強いせん断力、高いガス圧と密度、および複雑な化学作用の極端な環境で分子雲をホストします。「ブリック」としても知られるG0.253+0.016は、これらの雲の中で最も密度が高く、最もコンパクトで静止しています。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した高解像度の観測により、その複雑な階層構造が明らかになりました。この論文では、ブリックの最近の流体力学的シミュレーションの特性をALMA観測の特性と比較します。比較を容易にするために、シミュレーションを後処理し、8つの分子からの分子線放出の合成ALMAマップを作成します。輝線マップを相互に、および質量カラム密度と相関させ、HNCOが8つの輝線の中で最良の質量トレーサーであることを確認します。さらに、密度確率分布関数（PDF）、空間パワースペクトル、フラクタル次元、および慣性モーメントを使用して、観測およびシミュレートされたクラウドの空間構造を特徴付けます。パワースペクトルとフラクタル次元に関しては、観測データとシミュレーションデータの間に良好な一致が見られますが、密度PDFと慣性モーメントに関しては重要な違いがあります。これは、シミュレーションでの磁場の省略に起因します。CMZの星によって生成された外部重力ポテンシャルを含むモデルは、観測された構造をよりよく再現し、CMZの雲の構造は、内部物理学（乱流、自己重力、磁場）との影響の間の複雑な相互作用に起因することを強調しています。極端な環境。
VLT / MUSEを使用したIC1459のイオン化ガスの発生源の解読
IC1459は、急速に逆回転する恒星の核を持つ初期型銀河（ETG）であり、ガスが豊富な渦巻きのグループの中心銀河です。この作業では、IC1459の豊富なイオン化ガスを調査し、新しい恒星軌道モデルを提示して、観測された特性の複雑な配列を接続し、その進化のより完全な全体像を構築します。超大型望遠鏡（VLT）の光学面分光器（IFU）であるマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）を使用して、IC1459のガスと恒星の特性を調べ、銀河のイオン化ガスの起源と電力供給メカニズムを解読します。。中心の星とは逆の方向に回転する非円盤状の構造のイオン化ガスを検出します。フルスペクトルフィッティングからの輝線フラックス比と速度分散を使用して、IC1459で衝撃を受けた輝線ガスの2つの運動学的に異なる領域を見つけます。これは、狭い（$\sigma$$\leq$155kms$^{-1}$）および幅広い（$\sigma$$>$155kms$^{-1}$）プロファイル。私たちの結果は、IC1459の輝線ガスが、その逆回転する恒星成分の輝線ガスとは異なる起源を持っていることを示唆しています。イオン化されたガスは、中央の恒星成分の形成のずっと後に起こった、グループ環境からのガスの後期降着からのものであると提案します。IC1459では、衝撃加熱とAGN活動の両方が電離メカニズムであるが、支配的な励起メカニズムは、その古い星の種族からの漸近巨星分枝星によるものであることがわかります。
火の宇宙論的シミュレーションにおける天の川銀河の周りの恒星流の銀河前駆体
| Title |
The_Galaxy_Progenitors_of_Stellar_Streams_around_Milky_Way-mass_Galaxies_in_the_FIRE_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Nondh_Panithanpaisal,_Robyn_E._Sanderson,_Andrew_Wetzel,_Emily_C._Cunningham,_Jeremy_Bailin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09660 |
ステラストリームは、ホスト銀河の降着履歴を記録します。破壊された矮小銀河からの一連のシミュレートされたストリームを、7つの孤立した天の川-質量システムと6つのホストに似た$z=0$のFIRE-2スイートからの天の川（MW）-質量銀河の13の宇宙シミュレーションで提示します。MW-M31ペア（完全なデータセット：https：//flathub.flatironinstitute.org/sapfire）。合計で、106のシミュレートされた恒星のストリームを識別します。孤立した環境とペアの環境の間で、ストリームの数とその前駆体の質量に大きな違いはありません。MWのオーファンストリームと射手座ストリームの間の質量範囲と同様に、$\sim5\times10^5$から$\sim10^{9}M_\odot$までの範囲の恒星質量を持つシミュレートされたストリームを解決します。現在のシミュレートされた伴銀河は、恒星の質量関数、速度分散、[Fe/H]と[$\alpha$/H]の進化軌道、軌道分布などの同様の特性を備えた、恒星のストリーム前駆体の優れたプロキシであることを確認します。銀河円盤面に関して。各前駆体の寿命は、いくつかの重要なタイムスケールによって特徴づけられます：その落下、星形成の消光、および流れの形成時間。これらのタイムスケールの順序は、恒星の質量が$\sim2\times10^6M_\odot$よりも高い前駆体と低い前駆体の間で異なることを示しています。最後に、MW-massホストの伴銀河からの潮流の位相混合、したがってフェージングの速度を制御する主な要因は、ホストポテンシャルの非断熱的進化であることを示します。前駆体の質量や軌道の真円度など、相混合のタイムスケールを予測するために一般的に使用される他の要因は、ストリームが相混合されるのに必要な動的時間の数と実質的に相関関係を示しません。
天の川の星の種族の青写真。 III。ローカルハロースターの空間分布と人口の割合
| Title |
A_Blueprint_for_the_Milky_Way's_Stellar_Populations._III._Spatial_Distributions_and_Population_Fractions_of_Local_Halo_Stars |
| Authors |
Deokkeun_An,_Timothy_C._Beers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09737 |
ガイア計画からの固有運動に加えて、測光的に導出された金属量と距離の推定値に基づいて、局所的な金属量の少ない星の観測された空間的、化学的、および動的分布を分析します。銀河本初子午線に沿ったサンプルボリューム（$|Z|\leq6$kpc）全体で、金属量対回転速度空間で異なる特性を持つ星の種族を識別し、それらの位相空間分布をモデル化します。私たちの分解は、このシリーズの以前の論文で特定されたこの位相空間における個々の集団の洗練された位置を提供します。ガイアソーセージ/エンセラダス（GSE）に関連する星は、銀河中心からの距離が遠いほど（$R_{\rmGC}$）、金属量の少ない星の割合が高く、傾きは$\Delta\langle{\rm[Fe/H]}\rangle/\DeltaR_{\rmGC}=-0.05\pm0.02$dexkpc$^{-1}$。この観察された傾向は、平均回転速度と金属量の穏やかな反相関（$\Delta\langlev_\phi\rangle/\Delta\langle{\rm[Fe/H]}\rangle\sim-10$kms$^{-1}$dex$^{-1}$）は、GSE前駆体の内部領域にある金属量の多い星が徐々に剥ぎ取られ、落下時の合併の順行軌道が放射状になったことを意味します。力学的摩擦による。金属が豊富なGSE星は、スプラッシュ構造からの分解で因果的に切り離されています。スプラッシュ構造の星は、主に順行軌道にあり、GSEよりも中央に集中した分布を示します。金属の弱い厚い円盤はスプラッシュと同様の空間分布を示しており、天の川の原始円盤内の星の初期の動的加熱を示唆しています。
炭素材料-2、グラフェン分子のボイド欠陥誘起磁性と構造変化
| Title |
Void_defect_induced_magnetism_and_structure_change_of_carbon_material-2,_Graphene_molecules |
| Authors |
Norio_Ota,_Aigen_Li,_Laszlo_Nemes_and_Masaaki_Otsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09745 |
ボイド欠陥は、純粋な炭素材料の強磁性特性の考えられる原因です。以前の論文では、グラフェン-ナノリボンのボイド欠陥は高度に偏極したスピン配置を示しています。本論文では、量子論、天文観測、実験室実験によりグラフェン分子の事例を研究した。密度汎関数理論のモデル分子は、ボイド欠陥によって誘発されるC23およびC53のグラフェン分子です。それらは六角形のネットワーク内に炭素五角形のリングを持っています。シングルボイドには3つのラジカル炭素があり、6つのスピンを保持しています。これらのスピンはいくつかのスピン状態を作り、それが分子構造と分子振動に影響を与え、最終的に赤外線スペクトルに影響を与えます。安定したスピン状態は一重項ではなく三重項でした。これは、磁性の純粋な炭素分子を示唆しています。これらの分子が、特に炭素が豊富な惑星状星雲で観測された、天文学的に観測されたものと近い赤外スペクトルを示すことは驚きでした。メジャーバンドを18.9マイクロメートルに割り当て、サブバンドを6.6、7.0、7.6、8.1、8.5、9.0、および17.4マイクロメートルに割り当てることができます。また、計算されたスペクトルは、レーザー誘起炭素プラズマによる実験室実験のスペクトルとほぼ一致します。これは、星間空間での宇宙炭素生成のアナロジーです。
炭素材料のボイド欠陥誘起磁性と構造変化-3、多環芳香族炭化水素
| Title |
Void_defect_induced_magnetism_and_structure_change_of_carbon_material-3,_Polycyclic_aromatic_hydrocarbon |
| Authors |
Norio_Ota,_Aigen_Li_and_Laszlo_Nemes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09747 |
グラフェン分子のボイド欠陥誘起磁性は、このシリーズ研究の以前の論文で最近報告されました。この論文では、水素化グラフェン分子の場合を、化学用語で、多環芳香族炭化水素（PAH）について調査しました。密度汎関数理論によって得られた分子赤外スペクトルを天文観測と比較した。PAHのボイド欠陥は深刻な構造変化を引き起こしました。C23H12の典型的な例では、六角形のネットワークの間に2つの炭素五角形リングがありました。安定したスピン状態は非磁性の一重項状態でした。これは、磁気三重項状態を示すC23の純炭素の場合とは対照的です。水素は、SP2ネットワーク間にSP3結合を作成することにより、磁性を減少させるために重要な役割を果たしていることが議論されました。このような構造変化は分子振動に影響を及ぼし、最終的には赤外領域の光電子放出スペクトルに影響を及ぼしました。ジカチオン-C23H12は、3.2、6.3、7.7、8.6、11.2、および12.7マイクロメートルに特徴的なバンドを示しました。それらの計算されたバンドが多くの惑星状星雲で天文学的に観測されたバンドとよく一致したことは驚くべきことでした。私たちの研究を確認するために、C53H18の大きなサイズの分子が研究されました。計算は再び同様の天文バンドを再現しました。また、C12H8の小さなサイズの分子は、若い星で観察されたスペクトルとよく一致していました。この論文は、宇宙における特定のPAHを示す最初の報告となるでしょう。
近くの恒星の流れをより遠いハローの過密度にリンクする
最近、太陽の近くのハローには、過去の降着イベントに関連するいくつかの運動学的下部構造が含まれていることが示されました。より遠いハローについては、大規模な密度変動の証拠があります-恒星の雲または過密度の形で。地元のハロー運動学グループと、これらの恒星雲の3つ、ヘラクレス-アクイラ雲、おとめ座の過密度、エリダヌス-フェニックスの過密度との関連を調べます。銀河の他の場所での合併破片の位置を予測することを目的として、GaiaEDR3から抽出されたローカルハローサンプルの標準的な天の川ポテンシャルで軌道統合を実行します。特に、3つの恒星雲が占める領域に焦点を当て、それらの運動学的および距離分布を、近くの破片の軌道から予測されたものと比較します。局所的なハローの下部構造には、恒星の雲が見つかった領域に積み重なる傾向のある軌道のファミリーがあることがわかります。雲のメンバー星の距離と速度は、特にガイア-エンセラダス星の場合、軌道統合から予測されたものとよく一致しています。これは、3つの過密度すべての主要な原因であり、わずかな部分はヘルミストリームに由来し、セコイアに由来するものはさらに少ないです。軌道積分は、ハロー星の空の分布に非対称性がないことを予測し、局所的なハロー下部構造に関連する追加の破片がどこにあるかを特定します。
質量と金属量の関係を介して銀河の金属含有量に及ぼす銀河周辺媒体の考えられる影響の調査
| Title |
Probing_possible_effects_of_circumgalactic_media_on_the_metal_content_of_galaxies_through_the_mass-metallicity_relationship |
| Authors |
Sai_Zhai,_Yong_Shi,_Jianhang_Chen,_Longji_Bing,_Yanmei_Chen,_Xiaoling_Yu,_Songlin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09836 |
銀河系媒体（CGM）は、星間物質（ISM）と銀河の進化に重要な役割を果たす銀河間物質の間のガスを接続します。恒星の質量と金属量の関係を使用して、CGMの共有が銀河ペアの金属の分布に影響を与えるかどうかを調査します。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース（SDSSDR7）からの輝線は、気相の金属量を測定するために使用されます。星形成と星形成のペア（$\rm\Deltalog（O/H）_{diff}$）の2つのメンバー間の金属量の差の分布に有意差はなく、金属量は最良からオフセットされていることがわかります-「偽の」ペアと比較した、ペアの銀河の適合した恒星の質量-金属量関係（$\rm\Deltalog（O/H）_{MS}$）。$\rm\Deltalog（O/H）_{diff}$と$\rm\Deltalog（O/H）_{MS}$を星形成率（SFR）の関数として見ると、特定の星形成率（sSFR）と星の質量比では、ペアの銀河と対照銀河の間に違いは見られません。私たちの結果から、CGMのシェアは、銀河の金属含有量の進化を形作る上で重要な役割を果たしていない可能性があります。
急速に回転する種族IIIの星からの恒星風と金属の濃縮
急速に回転するPopulationIII（PopIII）星からの恒星風は、初期の金属濃縮に重要な貢献をしていると長い間疑われてきました。ローカルユニバース。特に、軽い元素が豊富な恒星風は、炭素強化金属欠乏（CEMP）星の炭素強化を説明するための別の経路を提供することができます。この作業では、超新星（SNe）と組み合わされたポップIII恒星風のフィードバックに焦点を当て、濃縮された媒体で結果として生じる化学的特徴を導き出します。半解析的モデルを使用して、ポップIIIの星形成とフィードバックの大きなパラメーター空間を探索します。第2世代の星の炭素と鉄の存在量の予測パターンは、CEMPの観測結果とよく一致しています-$[\rmFe/H]\lesssim-3$に星がない（$[\rmBa/Fe]<0$）$A（\mathrm{C}）\lesssim7$、風による大幅な質量損失の楽観的な仮定の下で。このシナリオでは、炭素が豊富で鉄を含まない第2世代の星が、風による濃縮が支配的なシステムで形成され、星間物質からの付着によって微量の鉄を獲得し、最も鉄が少なく、炭素が強化された星になる可能性があります。観測で（$[\rmFe/H]\lesssim-4$、$[\rmC/Fe]\gtrsim2$）。PopIIIスピンスターからの風のフィードバックは、初期の宇宙構造形成においてより詳細なモデリングに値します。
z = 2.09で銀河を形成するレンズ状の塵の多い星からの解決された中性流出
| Title |
Resolved_Neutral_Outflow_from_a_Lensed_Dusty_Star_Forming_Galaxy_at_z=2.09 |
| Authors |
Kirsty_M._Butler,_Paul_P._van_der_Werf,_Matus_Rybak,_Tiago_Costa,_Pierre_Cox,_Axel_Wei{\ss},_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Dominik_A._Riechers,_Dimitra_Rigopoulou,_Lucia_Marchetti,_Stephen_Eales,_Ivan_Valtchanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10077 |
空間分解アタカマ大型ミリ波を使用したOH+（1_1-1_0）遷移による吸収で見られる、z=2.09重力レンズダスティスター形成銀河HATLASJ085358.9+015537（G09v1.40）での大量の中性ガス流出の検出を報告します。/submillimeterArray（ALMA）観測。拡散原子ガスを追跡するOH+線は、CO（9-8）輝線とその下にある塵の連続体と同時に観測され、ホスト銀河内の暖かい高密度ガスと塵の運動学的および形態学的情報をそれぞれ提供します。ソース平面の再構築は、円錐形のOH+流出が現れるコンパクトな核ダスト領域を明らかにし、より拡張されオフセットされたCO（9-8）と恒星の分布から離れています。観測された流出の総原子ガス質量は、銀河内の分子ガス成分と同じ大きさの6.7x10^9M_sun>25です。可能な円錐形の流出傾斜角（0.38度-64度）の範囲で流出特性を導き出し、傾斜角が>3.6度（質量負荷係数=0.3-4.7）。運動エネルギーと運動量フラックスは、それぞれ4.4-290x10^9L_sunと0.1-3.7x10^37ダインの範囲内です（エネルギー負荷係数=0.013-16）。傾斜が小さい場合（<12度）、星形成は、その向きに応じて、エネルギー駆動または運動量駆動のシナリオを介して中立的な流出を駆動する原因となる可能性があります。傾斜が12度を超える場合は、ISMへの異常に高い結合効率、または追加のエネルギー源（活動銀河核など）が必要です。
PCconesを使用したHSC-SSPおよび10年間のLSST予測のシミュレーションでのプロトクラスター検出
| Title |
Protocluster_detection_in_simulations_of_HSC-SSP_and_the_10-year_LSST_forecast,_using_PCcones |
| Authors |
Pablo_Araya-Araya,_Marcelo_C._Vicentin,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Roderik_A._Overzier,_Hector_Cuevas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10161 |
現在の銀河団の先祖は、大規模構造の進化、宇宙の質量の集合、銀河の進化についての重要な手がかりを与えています。シミュレーションは、観察結果の解釈に使用されるため、これらの研究の主要なツールです。この作品では、PCconesと呼ばれる「protocluster-lightcones」のセットを紹介します。これらは、L-GALAXIES半解析モデルを使用したミレニアムシミュレーションから生成された模擬銀河カタログです。これらのライトコーンは、コーンの中心にある対象の赤方偏移に目的の構造を配置することによって構築されました。このアプローチでは、マグニチュードの制限やマグニチュードの不確実性、測光赤方偏移（photo-zs）などの一連の観測制約を採用して、測光調査の現実的なシミュレーションを作成できます。PCconesで得られたphoto-zsは、主に見かけの等級の計算方法の違いにより、MillenniumSimulationで直接得られたものよりも正確であることを示しています。HSC-SSPのワイドレイヤーと10年間のLSST予測で、$z=1-3$の範囲のphoto-zsを使用して、プロトクラスター検出の期待される精度を決定する際にPCconesを適用します。私たちの手法では、HSC-SSPとLSSTの純度がそれぞれ70\％を超える、すべての巨大な銀河団の前駆体のうち、それぞれ$\sim38\％$と$\sim43\％$のみを回収することを期待しています。実際、観測上の制約とphoto-zの不確実性の組み合わせは、両方のエミュレーションで構造の検出に重大な影響を及ぼし、検出を改善するために分光学的赤方偏移が必要であることを示しています。また、ライトコーンとメソッドの追加の検証として、$z<1.5$のDeepCFHTLSのモックを観測されたクラスターカタログと比較します。
ブラックホールのスピンと質量分布における階層的合併の特徴
| Title |
Signatures_of_Hierarchical_Mergers_in_Black_Hole_Spin_and_Mass_distribution |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Zolt\'an_Haiman,_Imre_Bartos,_Bence_Kocsis,_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09510 |
LIGO/Virgoによる最近の重力波（GW）観測は、階層的合併の証拠を示しています。ここで、合併するBHは、以前のBH合併イベントの残骸です。これらのイベントは、GWソースの天体物理学的ホスト環境に関する重要な手がかりをもたらす可能性があります。この論文では、有効スピンパラメータ（$\chi_\mathrm{eff}$）、歳差運動スピンパラメータ（$\chi_\mathrm{p}$）、およびチャープ質量（$m_\mathrm）の分布を示します。{chirp}$）は階層的な合併で期待されます。幅広い仮定の下で、階層的マージは（i）バイナリをマージするための典型的な総スピンの平均の単調な増加を生み出します。これは${\bar\chi}_\mathrm{typ}\equiv\overline{で特徴付けられます。（\chi_\mathrm{eff}^2+\chi_\mathrm{p}^2）^{1/2}}$、最大で第1世代（1g）の最大$m_\mathrm{chirp}$BH、および（ii）より高い$m_\mathrm{chirp}$での${\bar\chi}_\mathrm{typ}\sim0.6$でのプラトー。1gBHの最大質量と典型的なスピンの大きさは、$m_\mathrm{chirp}$の関数として${\bar\chi}_\mathrm{typ}$から推定できることをお勧めします。LIGO/VirgoO1--O3aで観察されたGWデータは、低い$m_\mathrm{chirp}$で${\bar\chi}_\mathrm{typ}$の増加を好みます。これは、BHの成長と一致しています。$\sim2\sigma$の信頼度で、階層的合併によるスピンの大きさ。ベイズ分析によると、合併の大部分が高世代BH（1g-1gBHではない）である場合、1gBHの最大質量は$\sim15$-$30\、M_\odot$であり、これは活動銀河核ディスクおよび/または核星団での合併。一方、合併が主に球状星団から発生する場合、1gBHは$\sim0.3$のゼロ以外のスピンの大きさを持つことが好まれます。また、GWイベントの数が$\gtrsimO（100）$に増えると、${\bar\chi}_\mathrm{typ}$分布の階層的合併のシグネチャを確実に回復できると予測しています。
| Title |
X-ray_binary_accretion_states_in_Active_Galactic_Nuclei?_Sensing_the_accretion_disc_of_supermassive_black_holes_with_mid-infrared_nebular_lines |
| Authors |
Juan_A._Fern\'andez-Ontiveros_and_Teo_Mu\~noz-Darias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09538 |
X線連星の恒星質量ブラックホールで普遍的に観察される降着状態は、活動銀河核（AGN）でも予想されます。これは、ジェットコロナ結合が両方の母集団のエネルギー出力を支配する低光度の場合です。このフレームワークをより広いAGN集団に拡張する以前の試みは、降着円盤の連続体の大量の水素吸収とホスト銀河からの星の光の汚染のために非常に困難でした。[OIV]$_{25.9\mum}$および[NeII]$_{12.8\mum}$中赤外星状線束に基づいた光度励起図（LED）を示します。このツールを使用すると、イオン化連続体への降着円盤の寄与を調べることができます。近くの167個のAGNのサンプルに適用すると、LEDは、典型的な降着エピソード中に個々のX線連星によって輪郭が描かれた特徴的なq字型の形態を回復し、主な降着状態を暫定的に特定できるようにします。ソフト状態には、ブロードラインのセイファートとセイファート2の人口の約半分が含まれ、ディスクが支配的な核と一致する高度に励起されたガスと電波が静かなコアを示します。ハード状態には、ほとんどの場合、低励起の電波大核とごくわずかなディスクの寄与を特徴とする低光度AGN（$\leq10^{-3}\、\rm{L_{Edd}}$）が含まれます。セイファート2原子核の残りの半分と明るいライナーは、高い降着光度で低い励起を示し、明るい硬い状態と中間の状態で識別できます。彼らのホストは、中央のキロパーセクで進行中の星形成を示しています。上記のシナリオ、銀河の進化の図との潜在的な関連性、および変化する外観のクエーサーの人口の増加によって示唆されるように、AGNにおける降着状態遷移の存在の可能性について説明します。
| Title |
Magnetar_Models_of_Superluminous_Supernovae_from_the_Dark_Energy_Survey:_Exploring_Redshift_Evolution |
| Authors |
Brian_Hsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_and_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09639 |
超高輝度超新星（SLSNe）は、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの今後の光学的時間領域調査で高赤方偏移まで検出できる発光過渡現象です。興味深い未解決の質問は、SLSNeの特性が宇宙時間を通じて進化するかどうかです。この質問に対処するために、この論文では、モジュラーオープンソースフィッターに実装されたマグネタースピンダウンエンジンを備えたダークエネルギーサーベイ（DES）の21種類すべてのSLSNeのマルチカラー光度曲線を初めてモデル化します。トランジェント（MOSFiT）。最大$z\約2$の赤方偏移で、このサンプルには最も高い赤方偏移のSLSNeがいくつか含まれています。DESSLSNeは、ほとんどが低赤方偏移のSLSNeの以前のサンプルと同様の範囲のイジェクタおよびマグネターエンジンパラメータにまたがっています（スピン周期$P\約0.79-13.64$ms、磁場$B\約（0.03-7.12）\times10^{14}$G、イジェクタ質量$M_{\rmej}\approx1.51-30.50$M$_{\odot}$、およびイジェクタ速度$v_{\rmej}\approx（0.56-1.45）\10^4$kms$^{-1}$）を掛けます。DESSLSNサンプル自体は、$M_{\rmej}$と$P$の間に以前に見つかった負の相関を示し、エジェクタの質量が小さく、スピンが速いSLSNeが顕著に存在しません。DESSLSNeの結果を、同じ方法でモデル化された60個の以前のSLSNeと組み合わせると、主要な物理パラメーターのいずれにも赤方偏移の進化の証拠は見つかりません。
クエーサーとマイクロクエーサーで観測された準周期的振動に適合するモデルに適用されたカーブラックホールの周りの回転粒子運動における遊星振動
| Title |
Epicyclic_oscillations_in_spinning_particle_motion_around_Kerr_black_hole_applied_in_models_fitting_the_quasi-periodic_oscillations_observed_in_quasars_and_microquasars |
| Authors |
Misbah_Shahzadi,_Martin_Kolo\v{s},_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik,_Yousaf_Habib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09640 |
恒星質量ブラックホール（BH）のバイナリまたはクエーサーで観測されたX線フラックスの準周期的振動（QPO）の研究は、強い重力領域で発生する現象をテストするための強力なツールを提供できます。したがって、KerrBHを周回する回転する試験粒子の遊星振動用に修正されたケプラーディスクの測地線振動のモデルのフレームワークに、よく知られているクエーサーとマイクロクエーサーで観測されたQPOのデータを適合させます。QPOの修正測地線モデルは、クエーサーとマイクロクエーサーからの観測固定データを説明できるが、すべてのソースについて説明できるわけではないことを示します。遊星共鳴とその変形、相対論的歳差運動とその変形、潮汐破壊、および歪んだディスクモデルの高周波QPOモデルのフィッティングを成功させ、スピン$であるモデルのパラメーターの対応する制約について説明します。テスト粒子のS$、質量$M$、BHのスピン$a$。
INTEGRALによって発見された硬X線源を分類するためのチャンドラローカリゼーションとガイア距離および固有運動の使用
| Title |
Using_Chandra_Localizations_and_Gaia_Distances_and_Proper_Motions_to_Classify_Hard_X-ray_Sources_Discovered_by_INTEGRAL |
| Authors |
John_A._Tomsick,_Benjamin_M._Coughenour,_Jeremy_Hare,_Roman_Krivonos,_Arash_Bodaghee,_Sylvain_Chaty,_Maica_Clavel,_Francesca_M._Fornasini,_Jerome_Rodriguez,_Aarran_W._Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09646 |
ここでは、INTEGRAL衛星によって発見された17〜60keVの10個の線源のX線観測について報告します。主な新しい情報は、チャンドラX線天文台によって取得された1秒未満の位置です。6つのケース（IGRJ17040-4305、IGRJ18017-3542、IGRJ18112-2641、IGRJ18434-0508、IGRJ19504+3318、およびIGRJ20084+3221）では、一意のチャンドラの対応物が高い確実性で識別されます。これらのソースのうちの5つ（J19504を除くすべて）について、ガイア距離または固有運動は、それらが銀河ソースであることを示しています。これらのうちの4つについて、最も可能性の高い分類は、ソースが磁気激変星（CV）であるというものです。J20084は、磁気CVまたは高質量X線連星のいずれかです。6番目のソース（J19504）を活動銀河核（AGN）の可能性があるものとして分類します。さらに、IGRJ18010-3045およびIGRJ19577+3339に対応するチャンドラの可能性があります。後者は明るい電波源であり、AGNの可能性があります。他の2つのソース、IGRJ12529-6351とIGRJ18013-3222には、Chandraに対応するものがない可能性があり、一時的、変動性が高い、または吸収性が高いことを示しています。
高速電波バーストの明るい光学的対応物を制約する
| Title |
Constraining_bright_optical_counterparts_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
C._Nu\~nez,_N._Tejos,_G._Pignata,_C._D._Kilpatrick,_J._X._Prochaska,_K._E._Heintz,_K._W._Bannister,_S._Bhandari,_C._K._Day,_A._T._Deller,_C._Flynn,_E._K._Mahony,_D._Majewski,_L._Marnoch,_H._Qiu,_S._D._Ryder_and_R._M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09727 |
高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の持続時間と原因不明の非常にエネルギーの高いパルスです。これらのパルスを放出する現象を理解するために、光学を含む多波長の対応物に対して、ターゲット検索と非ターゲット検索が実行されました。この作業の目的は、バーストが到着した後、さまざまな時間スケール（通常、FRB検出後、1日、数か月、および1年）で、8つの十分にローカライズされたFRBの位置での光トランジェントを順番に検索することです。既知の過渡光度曲線と比較します。ラス・クンブレス天文台グローバル望遠鏡ネットワーク（LCOGT）を使用しました。これにより、世界中で23個の望遠鏡が稼働しているため、迅速に画像を撮影できます。さまざまなエポックで収集したすべての画像にテンプレート減算手法を使用しました。減算を2つのグループに分けました。一方のグループでは、最後のエポックの画像をテンプレートとして使用し、もう一方のグループでは、最初のエポックの画像をテンプレートとして使用します。テンプレートを差し引いた画像で、FRBのローカリゼーション（<1秒角）で明るい光トランジェントを検索しました。光学的過渡現象は検出されなかったため、対応する光学的対応物の大きさを制限しました。LCOGTデータの見かけの（絶対）等級の典型的な限界等級は、rバンドで約22（-19）等です。超高輝度超新星（SLSNe）、Ia型超新星（SNe）、ガンマ線バーストに関連する超新星（GRBSNe）、キロノバ、潮汐破壊現象（TDE）の光度曲線と限界の大きさを比較しました。FRBが約99.9％の信頼度でSLSNに関連付けられていることを除外します。タイプIaSNe、GRBSNe、およびTDEの最も明るいサブタイプ（特定の条件下）を同様の信頼度で除外することもできますが、FRBがこれらの各一時クラスの最も弱いサブタイプに関連付けられているシナリオを除外することはできません。
高分解能散逸磁気圏からのパルサーガンマ線放出
パルサーの光度曲線とエネルギースペクトルは、粒子加速と放射反応のバランスが完全に取れているアリストテレス電気力学（AE）を使用して、散逸性パルサー磁気圏で調査されます。ペアの多重度がゼロ以外のAE磁気圏は、共動フレームで疑似スペクトル法によって計算されます。LCの外側の現在のシートの近くの散逸領域は、高解像度シミュレーションによって正確にキャプチャされます。パルサーの光度曲線とスペクトルは、一貫した加速電場と放射反応の両方の影響を含むテスト粒子軌道法によって計算されます。私たちの結果は、一般に、ペアの多重度$\kappa\gtrsim1$のフェルミ観測と一致して、ダブルピーク光度曲線とGeVカットオフエネルギースペクトルを再現できます。
3C454.3のブロードバンド放射のモデリング
{\itFermi}-LATおよびSwiftXRT/UVOTデータを使用した強力なフラットスペクトル無線クエーサー3C454.3の長期多波長研究の結果が報告されています。$\gamma$線帯では、{\itFermi}-LAT観測は、ソースフラックスが$>10^{-5}\：{\rmphoton\：cm^{-2}\の場合にいくつかの主要なフレアを示しています。：s^{-1}}$;$141.6$MeVを超えるピーク$\ガンマ$線束、$（9.22\pm1.96）\times10^{-5}\：{\rmphoton\：cm^{-2}\：s^{-1MJD55519.33で観測された}}$は、$2.15\times10^{50}\：{\rmerg\：s^{-1}}$等方性$\gamma$線の光度に対応します。SwiftXRTおよびUVOTデータの分析により、X線および光学/UV帯域でも、振幅は小さいものの、フラックスの増加が明らかになりました。3C454.3のX線放射は、ハードスペクトルインデックスが$\Gamma_{\rmX}=1.16-1.75$であり、フレア状態のフラックスは$（1.80\pm0.18）\times10^まで増加しました。{-10}{\rmerg\：cm^{-2}\：s^{-1}}$。分析されたデータを組み合わせることにより、2008年から2018年にかけて3C454.3の362個の高品質で準同時のスペクトルエネルギー分布を組み立てることができました。、シンクロトロン、シンクロトロン自己コンプトンおよび外部コンプトンメカニズムを含む。このような大規模なモデリングは、3C454.3ジェットの基礎となる放出メカニズムを制約するための鍵であり、ジェットの物理的パラメーターを導き出し、時間の経過とともにそれらの進化を調査することを可能にします。モデリングは、フレア中に、放出電子パラメータの変化とともに、ドップラーブースト係数が大幅に増加したことを示唆しており、これらの期間の放出は、より速く移動する領域で発生した可能性が最も高いことを意味します。
X-PerseiのようなバイナリシステムCXOUJ225355.1 +624336の深いXMM-Newton観測
| Title |
A_deep_XMM-Newton_observation_of_the_X-Persei-like_binary_system_CXOU_J225355.1+624336 |
| Authors |
N._La_Palombara_(1),_L._Sidoli_(1),_P._Esposito_(1,_2),_G._L._Israel_(3),_G._A._Rodr\'iguez_Castillo_(4)_((1)_INAF_-_IASF_Milano,_(2)_IUSS_Pavia,_(3)_INAF_-_OA_Roma,_(4)_INAF_-_IASF_Palermo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09868 |
アーカイブチャンドラデータのCATS@BARプロジェクトで発見された永続的なX線パルサーCXOUJ225355.1+624336のフォローアップXMM-Newton観測について報告します。ソースは$f_{\rmX}$（0.5-10keV）=3.4$\times10^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$で検出されました。ROSAT、Swift、およびChandraで実行された以前の観測と完全に一致するフラックスレベル。測定されたパルス周期$P$=46.753（3）sは、以前の測定と比較して、平均速度$\dotP=5.3\times10^{-10}$ss$^{-1で一定のスピンダウンを意味します。}$。パルスプロファイルはエネルギーに依存し、低エネルギーで3つのピークを示し、約3.5keVを超えると構造化されていないプロファイルを示します。パルスの割合は、エネルギーとともにわずかに増加します。部分的にカバーされたべき乗則、カットオフべき乗則、および追加の熱成分（黒体または衝突イオン化ガス）を伴うべき乗則の4つの異なる放出モデルを使用した時間平均EPICスペクトルについて説明しました。すべての場合において、同等に良好な適合が得られたため、統計に基づいて排出モデルを優先または拒否することはできませんでした。ただし、中性子星の表面よりも広い領域から生じるモデル化されたX線フラックスがパルサーからのX線放射を主に支配するため、熱成分の存在は好ましくありません。位相分解スペクトル分析は、単純なフラックス変動ではソースの変動を説明できないことを示し、パルス位相に沿ったスペクトル変動によって特徴付けられることを証明しました。XMM-Newton観測の結果により、CXOUJ225355.1+624336は低光度（$L_{\rmX}\sim10^{34-35}$ergs$^{-1}）のBeXBであることが確認されました。$）、限られた変動性、および一定のスピンダウン。したがって、永続的なBeXBとしてのソース分類を強化します。
ALMA / Chandra / NuSTARを使用した最近の爆発中のMAXIJ1348-630の多波長観測
ALMA、Swift、Chandra、NuSTARを使用して、2019年4月と6月の2回の連続爆発（MJD58596からMJD58710）中に、高質量X線連星MAXIJ1348$-$630の多波長タイミングとスペクトル特性を調べました。ラジオ、光学、紫外線、X線のエネルギーバンドのフラックスを含むこのブラックホールの最初の広帯域スペクトルを研究しました。高解像度のALMAデータを使用して、バンド3、4、6、および7（89.56$-$351.44GHz）のコンパクトジェットからのミリメートル電波放射を研究しました。紫外線とX線の対応物は、Swift天文台に搭載されたUVOT（$\lambda=$2246オングストローム）とXRT（0.9$-$9keV）を使用して検出されます。X線スペクトルは、3$-$70keVの範囲のNuSTARデータを使用して集中的に研究されています。6月の爆発の厳しい状態の間に3つのNuSTAR観測（MJD58655からMJD58672まで）を使用して、ソースのスペクトルパラメータの日中変動を研究しました。MJD58654のNICERデータを使用して、周波数0.82HzでRMS変動が7.6％のハード状態で6.8$\sigma$の有意性を持つ低周波準周期振動を検出しました。別のQPOは、5.58$\sigma$および2.1％RMSの有意性を持つNuSTARデータを使用して、MJD58655で0.67Hzで検出されました。硬度比は4月の爆発時に大きな変動を示しますが、6月の爆発時にはほぼ一定のままでした。硬度強度図のスペクトル変化は、爆発中に研究されます。ソースの位置はチャンドラによって測定され、RA=13h48m12.878s、Dec=$-$63$^{\circ}$16'28.85"の精度が向上します。
完全な相対論的薄い円盤-急落領域の物理学とISCOでの応力の値
広く使用されているNovikov-Thorne相対論的薄円盤方程式は、最内安定円軌道（ISCO）の半径までしか有効ではありません。これは、ディスクの内部応力として知られるISCOでの未決定の境界条件につながり、ISCOでのディスクの光度を設定し、観測されたスペクトルからブラックホールの質量、スピン、降着率を正確に決定する際にかなりのあいまいさをもたらします。。新しいディスク内粒子技術を使用して、乱流ディスク力を受ける平均的なディスク粒子のインスピレーションを計算することにより、ISCOを介して相対論的ディスクソリューションをブラックホールの地平線まで自己無撞着に拡張することにより、このあいまいさを解決します。従来、ISCOでの応力はゼロであり、材料は光速に近い速度でブラックホールにほぼ放射状に突入すると想定されていました。実際、インスピレーションはそれほど深刻ではなく、地平線の前にいくつか（〜4-17）の軌道が完了していることを示しています。これにより、動的に重要な正味の磁場がない場合、ISCOの局所表面温度がディスクの最大表面温度の約0.15〜0.3倍になり、ISCO内およびISCO内の小さな非ゼロ応力と光度が発生します。現在。ディスクパラメータの範囲について、相対論的な薄いディスクモデルを観測に適合させるときに必要な内部応力/表面温度の値を計算します。乱流加熱が不正確になり、プランジ領域内でゼロに低下する相対論的スリムディスクモデルの問題を解決します。
この研究では、質量$10^{16}\kg$から$3\cdot10^{19}\kg$のマイクロスコピックブラックホール（MBH）が、低速で恒星物質内を移動するときに加速を経験する場合を示します。加速力は、恒星の物質を移動するMBHが高温の希薄ガスの痕跡を残すという事実によって引き起こされます。MBHの背後にある希薄ガスは、MBHの前にある高密度ガスよりもMBHにかかる重力が低くなります。MBHがマッハ数$\mathcal{M}<\mathcal{M}_0$で移動すると、加速力は重力抗力を超えます。平衡マッハ数$\mathcal{M}_0$は、MBHの質量と恒星の物質の特性に依存します。私たちの計算は、マッハ数$\mathcal{M}_0$で太陽を含む星の中でMBHが周回する可能性を開きます。この作業の最後に、計算の結果として生じる未解決の問題をいくつかリストします。
マーチソン広視野アレイによる急峻なスペクトルの低光度パルサーの発見
| Title |
Discovery_of_a_steep-spectrum_low-luminosity_pulsar_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
N._A._Swainston,_N._D._R._Bhat,_M._Sokolowski,_S._J._McSweeney,_S._Kudale,_S._Dai,_K._R._Smith,_I._S._Morrison,_R._M._Shannon,_W._van_Straten,_M._Xue,_S._M._Ord,_S._E._Tremblay,_B._W._Meyers,_A._Williams,_G._Sleap,_M._Johnston-Hollitt,_D._L._Kaplan,_S._J._Tingay_and_R._B._Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10018 |
マーチソン広視野アレイ（MWA）、PSRJ0036$-$1033、分散測定（DM）が23.1${\rmpc\、の長周期（0.9秒）非リサイクルパルサーを備えた最初の新しいパルサーの発見を報告します。cm^{-3}}$。進行中の全天パルサー調査からのデータのごく一部（$\sim$1％）を処理した後に発見されました。フォローアップ観測は、MWA、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）、および$\sim$150MHzから4GHzの周波数範囲にわたるParkes64m望遠鏡で行われました。パルサーはかすかで、400MHzでの推定磁束密度（$S$）は$\sim$1mJyで、スペクトルは$S（\nu）\、\propto\、\nu^{-2.0\pm0.2}$、ここで$\nu$は頻度です。DMから導出された距離は、それが低光度の光源でもあることを意味します（1400MHzで$\sim$0.1${\rmmJy\、kpc^2}$）。アーカイブMWA観測の分析は、パルサーの平均フラックス密度が数週間から数ヶ月のタイムスケールで最大$\sim$5-6の係数で変化することを明らかにしています。MWAとuGMRTのデータを組み合わせることにより、パルサーの位置が秒単位の精度で決定されました。また、MWAおよびParkesバンドで検出された偏光特性についても報告します。以前のパルサーおよび連続体イメージング調査でのパルサーの非検出、観測された高い変動性、およびこれまでに検索された調査データのごく一部での検出はすべて、MWAで南半球での発見を待っているパルサーのより大きな集団を示唆していますそして将来の低周波スクエアキロメートルアレイ。
超新星残骸と関連するパルサーの定量的年齢推定
超新星残骸（SNR）の年代は、間違いなくその進化を研究するための最も重要な特性の1つですが、ほとんどの場合、確実に推定することは困難です。この研究では、SNRの動的年齢とプラズマ年齢、および関連するパルサーの特徴的な年齢を、一般に信頼できると考えられている対応するSNRの年齢（$t_{\rmr}$）と比較します。SNRの年齢、エジェクタノットの運動学的年齢、および関連する中性子星（NS）の運動学的年齢。エジェクタノットまたはNSの運動学的年齢は、爆発中心から現在の位置に到達するまでにかかった時間です。$t_{\rmr}$がすでに利用可能（歴史的、光エコー、および噴出運動学的年齢）または測定可能（NS運動学的年齢）である利用可能な24のシステムすべてを使用します。SNRシェルの幾何学的中心を定量的に決定することにより、8つのSNR-NSシステムのNS運動学的年齢を推定します。得られた$t_{\rmr}$は、33年から$\約400$kyrの範囲です。動的年齢とプラズマ年齢の2つのSNR年齢は、4倍以内で$t_{\rmr}$と一致しているのに対し、パルサーの特徴的な年齢は$t_{\rmr}$とは一部のシステムでは4倍です。この研究で要約された$t_{\rmr}$を使用して、関連するパルサーの初期スピン周期を提示します。これは、以前の研究よりも厳密に制約されています。
平滑化関数によって導出された連続ウェーブレットとその宇宙論への応用
ウェーブレット分析手法は強力なツールであり、工学、技術、科学の幅広い分野で広く使用されています。この作業では、連続ウェーブレット関数を構築する新しいスキームを提示します。ウェーブレット関数は、スケールパラメータに関して平滑化関数の一次導関数をとることによって取得されます。このウェーブレット構築スキームにより、逆変換はスケールパラメータに関して1次元の統合にすぎず、したがって、この方法で構築された連続ウェーブレット変換は、通常のスキームよりもすぐに使用できます。次に、私たちのスキームによって構築されたガウス導出ウェーブレットを、暗黒物質の密度パワースペクトル、速度パワースペクトル、およびバリオニック流体の運動エネルギースペクトルの計算に適用します。これらの計算は、連続ウェーブレット変換の利便性と強度を示しています。変換は非常に簡単に実行できます。ウェーブレットスキームが単純なため、連続ウェーブレット変換が実際に非常に役立つと考えています。
火星の生息地のための空中風力と太陽光発電の組み合わせエネルギーシステム
| Title |
Combined_Airborne_Wind_and_Photovoltaic_Energy_System_for_Martian_Habitats |
| Authors |
Lora_Ouroumova,_Daan_Witte,_Bart_Klootwijk,_Esm\'ee_Terwindt,_Francesca_van_Marion,_Dmitrij_Mordasov,_Fernando_Corte_Vargas,_Siri_Heidweiller,_M\'arton_G\'eczi,_Marcel_Kempers,_Roland_Schmehl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09506 |
火星で再生可能エネルギーを生成することは、技術的に困難です。第一に、地球と比較して、太陽や風などの主要なエネルギー資源は、非常に低い大気圧と低い太陽放射の結果として弱いためです。第二に、過酷な環境条件のために、高度な自動化が必要であり、地球に物質を輸送するための並外れた労力とコストが必要でした。地球と同様に、効果的な再生可能エネルギーソリューションのために補完的なリソースを組み合わせることが重要です。この作業では、火星の生息地の建設とその後の使用に電力を供給するためのポンピングカイト電力システムと太陽光発電ソーラーモジュールに基づいた、設計合成演習の結果、10kWマイクログリッドソリューションを紹介します。避けられないエネルギー変動を緩衝し、季節的および日中の資源変動のバランスをとるために、2つのエネルギーシステムは圧縮ガス貯蔵システムおよびリチウム硫黄電池と組み合わされています。空中風力エネルギーソリューションが選択されたのは、その軽量対翼表面積比、コンパクトな梱包量、および空中駐車モードでの強い砂嵐に耐えることができる高い設備利用率のためです。メンブレンウィングの表面積は50m2で、カイトコントロールユニットと地上局を含むシステム全体の質量は290kgです。マイクログリッドのパフォーマンスは、火星の選択された展開場所で利用可能なリソースデータを使用した計算シミュレーションによって評価されます。システムの予想コストは、火星への輸送を除いて、895万ユーロです。
サイモンズ天文台：大口径望遠鏡（LAT）
| Title |
The_Simons_Observatory:_the_Large_Aperture_Telescope_(LAT) |
| Authors |
Zhilei_Xu,_Shunsuke_Adachi,_Peter_Ade,_J._A._Beall,_Tanay_Bhandarkar,_J._Richard_Bond,_Grace_E._Chesmore,_Yuji_Chinone,_Steve_K._Choi,_Jake_A._Connors,_Gabriele_Coppi,_Nicholas_F._Cothard,_Kevin_D._Crowley,_Mark_Devlin,_Simon_Dicker,_Bradley_Dober,_Shannon_M._Duff,_Nicholas_Galitzki,_Patricio_A._Gallardo,_Joseph_E._Golec,_Jon_E._Gudmundsson,_Saianeesh_K._Haridas,_Kathleen_Harrington,_Carlos_Hervias-Caimapo,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Iuliano,_Daisuke_Kaneko,_Anna_M._Kofman,_Brian_J._Koopman,_Jack_Lashner,_Michele_Limon,_Michael_J._Link,_Tammy_J._Lucas,_Frederick_Matsuda,_Heather_McCarrick,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Lucio_Piccirillo,_Karen_Perez_Sarmiento,_Emmanuel_Schaan,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Rita_Sonka,_Shreya_Sutariya,_Osamu_Tajima,_Grant_P._Teply,_Tomoki_Terasaki,_Robert_Thornton,_Carole_Tucker,_Joel_Ullom,_Eve_M._Vavagiakis,_Michael_R._Vissers,_Samantha_Walker,_Zachary_Whipps,_Edward_J._Wollack,_Mario_Zannoni,_Ningfeng_Zhu,_Andrea_Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09511 |
サイモンズ天文台（SO）は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の実験で、30GHzから290GHzまでの6つの周波数帯域でマイクロ波の空を観測します。天文台（標高$\sim$5200m）は、チリのアタカマ砂漠にある3つの小口径望遠鏡（SAT）と1つの大口径望遠鏡（LAT）で構成されています。このリサーチノートでは、LATの設計と現在のステータス、および将来のタイムラインについて説明します。
解釈可能なオートエンコーダによる化学ネットワークの複雑さの軽減
| Title |
Reducing_the_complexity_of_chemical_networks_via_interpretable_autoencoders |
| Authors |
T._Grassi,_F._Nauman,_J._P._Ramsey,_S._Bovino,_G._Picogna,_B._Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09516 |
多くの天体物理学のアプリケーションでは、常微分方程式（ODE）のシステムで表される化学ネットワークを解くコストは、ネットワークのサイズとともに大幅に増加し、特に結合化学力学モデルでは、多くの場合、重大な計算上のボトルネックとなる可能性があります。熱化学に合わせた標準的な数値手法と複雑なソリューションによってコストをいくらか削減できますが、最近では、機械学習アルゴリズムがデータ駆動型の次元削減手法を介してこの課題に取り組み始めています。この作業では、機械学習技術を利用して複雑なデータセット（オートエンコーダー）、マルチパラメーターシステムの最適化（標準的なバックプロパゲーション）、および確立されたODEソルバーの堅牢性を活用する新しいクラスのメソッドを紹介します。時間依存性を明示的に組み込みます。この新しい方法により、大規模な化学ネットワークの圧縮された簡略化されたバージョンを半自動化された方法で見つけることができます。これは、標準のODEソルバーで解決できると同時に、圧縮された潜在的なネットワークの解釈可能性も可能にします。概念実証として、29種と224反応の天体物理学的に関連する化学ネットワークでこの方法をテストし、5種と12反応のみの縮小された代表的なネットワークと65倍の高速化を実現しました。
テセウス宇宙ミッション：科学の目標、要件、ミッションの概念
| Title |
The_THESEUS_space_mission:_science_goals,_requirements_and_mission_concept |
| Authors |
L._Amati,_P.T._O'Brien,_D._G\"otz,_E._Bozzo,_A._Santangelo,_N._Tanvir,_F._Frontera,_S._Mereghetti,_J._P._Osborne,_A._Blain,_S._Basa,_M._Branchesi,_L._Burderi,_M._Caballero-Garc\'ia,_A._J._Castro-Tirado,_L._Christensen,_R._Ciolfi,_A._De_Rosa,_V._Doroshenko,_A._Ferrara,_G._Ghirlanda,_L._Hanlon,_P._Heddermann,_I._Hutchinson,_C._Labanti,_E._Le_Floch,_H._Lerman,_S._Paltani,_V._Reglero,_L._Rezzolla,_P._Rosati,_R._Salvaterra,_G._Stratta,_C._Tenzer_(on_behalf_of_the_THESEUS_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09531 |
コミックビジョンプログラム内の次のM5ミッションの候補としてESAによって研究されている2つの宇宙ミッションの概念の1つであるテセウスは、ガンマ線バースト（GRB）を十分に活用して、初期の宇宙に関する重要な質問を解決し、マルチメッセンジャーと時間領域の天体物理学の基礎。これらは、高赤方偏移GRBを通じて宇宙の最初の10億年を調査することにより、原始的な低質量および光度銀河の人口、宇宙の再電離の発生源と進化、SFRなど、現代宇宙論の主要な未解決の問題に光を当てます。そして「宇宙の夜明け」までそしてPop-III星を横切る金属量の進化。同時に、ミッションは、重力波とニュートリノの発生源に対応する電磁波の識別、正確な位置特定、および研究を可能にすることにより、マルチメッセンジャーおよび時間領域天体物理学の大幅な進歩を提供します。第2世代および第3世代の重力波（GW）干渉計と将来のニュートリノ検出器、およびすべての種類のGRBと他のほとんどのクラスのX/ガンマ線過渡源による20年代と30年代初頭。これらすべての場合において、THESEUSは、マルチメッセンジャードメインの将来の大規模な観測施設との大きな相乗効果を提供します。TargetofOpportunity（ToO）観測で構成されるゲストオブザーバープログラムは、ミッションの科学的リターンを拡大し、太陽系の小体、太陽系外惑星、AGNなどを含めます。
THESEUSによって可能になった高赤方偏移宇宙の探査
| Title |
Exploration_of_the_high-redshift_universe_enabled_by_THESEUS |
| Authors |
N._R._Tanvir,_E._Le_Floc'h,_L._Christensen,_J._Caruana,_R._Salvaterra,_G._Ghirlanda,_B._Ciardi,_U._Maio,_V._D'Odorico,_E._Piedipalumbo,_S._Campana,_P._Noterdaeme,_L._Graziani,_L._Amati,_Z._Bagoly,_L._G._Bal\'azs,_S._Basa,_E._Behar,_E._Bozzo,_A._De_Cia,_M._Della_Valle,_M._De_Pasquale,_F._Frontera,_A._Gomboc,_D._G\"otz,_I._Horvath,_R._Hudec,_S._Mereghetti,_P._T._O'Brien,_J._P._Osborne,_S._Paltani,_P._Rosati,_O._Sergijenko,_E._R._Stanway,_D._Sz\'ecsi,_L._V._To\'th,_Y._Urata,_S._Vergani,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09532 |
ピーク時には、長時間のガンマ線バーストが既知の電磁放射の最も明るい光源です。それらの前駆体は巨大な星であるため、それらは宇宙の歴史全体にわたって星形成と星形成銀河のトレーサーを提供します。それらの明るいべき乗則の残光は、宇宙の再電離の時代に戻る星間および銀河間媒体の吸収研究に理想的なバックライトを提供します。提案されているTHESEUSミッションは、主要な次世代施設での観測をサポートできる時期に、2030年代に$z>6$でGRBの大規模なサンプルを検出するように設計されているため、さまざまな変換科学が可能になります。これらは、銀河の光度関数のかすかな終わりと、高赤方偏移に対する星形成率密度を調査することを可能にします。$z\gtrsim6$を超えて再電離の進行を制限します。星の種族IIIの星の特徴を含む、星の爆発による初期の化学的濃縮を詳細に研究する。そして潜在的に最も高い赤方偏移での暗黒エネルギーの状態方程式を特徴づける。
THESEUS衛星による時間領域天文学
| Title |
Time_Domain_Astronomy_with_the_THESEUS_Satellite |
| Authors |
S._Mereghetti,_S._Balman,_M._Caballero-Garcia,_M._Del_Santo,_V._Doroshenko,_M._H._Erkut,_L._Hanlon,_P._Hoeflich,_A._Markowitz,_J.P._Osborne,_E._Pian,_L._Rivera_Sandoval,_N._Webb,_L._Amati,_E._Ambrosi,_A.P._Beardmore,_A._Blain,_E._Bozzo,_L._Burderi,_S._Campana,_P._Casella,_A._D'A\`i,_F._D'Ammando,_F._De_Colle,_M._Della_Valle,_D._De_Martino,_T._Di_Salvo,_M._Doyle,_P._Esposito,_F._Frontera,_P._Gandhi,_G._Ghisellini,_D._Gotz,_V._Grinberg,_C._Guidorzi,_R._Hudec,_R._Iaria,_L._Izzo,_G._K._Jaisawal,_P._Jonker,_A.K.H._Kong,_M._Krumpe,_P._Kumar,_A._Manousakis,_A._Marino,_A._Martin-Carrillo,_R._Mignani,_G._Miniutti,_C.G._Mundell,_K._Mukai,_A.A._Nucita,_P.T._O'Brien,_M._Orlandini,_M._Orio,_E._Palazzi,_A._Papitto,_F._Pintore,_S._Piranomonte,_D._Porquet,_C._Ricci,_A._Riggio,_M._Rigoselli,_J._Rodriguez,_T._Saha,_A._Sanna,_A._Santangelo,_R._Saxton,_L._Sidoli,_H._Stiele,_G._Tagliaferri,_F._Tavecchio,_A._Tiengo,_S._Tsygankov,_S._Turriziani,_R._Wijnands,_S._Zane,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09533 |
THESEUSは、欧州宇宙機関の中規模宇宙ミッションであり、現在2032年の打ち上げの可能性について評価中です。その主な目的は、ガンマ線バーストの観測を通じて初期の宇宙を調査し、重力波の電磁対応物とニュートリノを研究することです。イベント。一方、ロブスターアイ集束光学系に基づく広視野X線（0.3-5keV）望遠鏡と2〜150keVの範囲のイメージング機能を備えたガンマ線スペクトロメータを含むその機器は、また、時間領域天体物理学で前例のない研究を実施するのに理想的です。さらに、70cmの近赤外線望遠鏡が搭載されているため、多波長の同時研究が可能になります。ここでは、ガンマ線バーストハントと並行して、影響を与えることなく、さまざまなクラスの線源の時間変動を研究するためのTHESEUS機能を紹介します。
2030年代のTHESEUSによるマルチメッセンジャー天体物理学
| Title |
Multi-Messenger_Astrophysics_with_THESEUS_in_the_2030s |
| Authors |
Riccardo_Ciolfi,_Giulia_Stratta,_Marica_Branchesi,_Bruce_Gendre,_Stefan_Grimm,_Jan_Harms,_Gavin_Paul_Lamb,_Antonio_Martin-Carrillo,_Ayden_McCann,_Gor_Oganesyan,_Eliana_Palazzi,_Samuele_Ronchini,_Andrea_Rossi,_Om_Sharan_Salafia,_Lana_Salmon,_Stefano_Ascenzi,_Antonio_Capone,_Silvia_Celli,_Simone_Dall'Osso,_Irene_Di_Palma,_Michela_Fasano,_Paolo_Fermani,_Dafne_Guetta,_Lorraine_Hanlon,_Eric_Howell,_Stephane_Paltani,_Luciano_Rezzolla,_Serena_Vinciguerra,_Angela_Zegarelli,_Lorenzo_Amati,_Andrew_Blain,_Enrico_Bozzo,_Sylvain_Chaty,_Paolo_D'Avanzo,_Massimiliano_De_Pasquale,_H\"usne_Dereli-B\'egu\'e,_Giancarlo_Ghirlanda,_Andreja_Gomboc,_Diego_G\"otz,_Istvan_Horvath,_Rene_Hudec,_Luca_Izzo,_Emeric_Le_Floch,_Liang_Li,_Francesco_Longo,_S._Komossa,_Albert_K._H._Kong,_Sandro_Mereghetti,_Roberto_Mignani,_Antonios_Nathanail,_Paul_T._O'Brien,_Julian_P._Osborne,_Asaf_Pe'er,_Silvia_Piranomonte,_Piero_Rosati,_Sandra_Savaglio,_Fabian_Sch\"ussler,_Olga_Sergijenko,_Lijing_Shao,_Nial_Tanvir,_Sara_Turriziani,_Yuji_Urata,_Maurice_van_Putten,_Susanna_Vergani,_Silvia_Zane,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09534 |
マルチメッセンジャー天体物理学は、宇宙を探索するための主要な手段になりつつあり、広範囲の赤方偏移にまたがる可能性があります。異なるプローブ間の相乗効果の高まりは、基本的な物理学と宇宙論のいくつかの側面への深い洞察を約束する新しいフロンティアを開いています。これに関連して、THESEUSは、次世代検出器の前例のない感度が現在よりもはるかに高い速度で発見する重力波およびニュートリノ源の電磁的対応物を検出および位置特定する上で、2030年代に中心的な役割を果たします。ここでは、THESEUSが検出および特性評価できるマルチメッセンジャーソースからの最も重要なターゲット信号を確認し、検出率の期待と科学的影響について説明します。
THESEUSと30年代の大規模施設との相乗効果とGOの機会
| Title |
Synergies_of_THESEUS_with_the_large_facilities_of_the_'30s_and_GO_opportunities |
| Authors |
P._Rosati,_S._Basa,_A.W._Blain,_E._Bozzo,_M._Branchesi,_L._Christensen,_A._Ferrara,_A._Gomboc,_P.T._O'Brien,_J.P._Osborne,_A._Rossi,_F._Sch\"ussler,_M._Spurio,_N._Stergioulas,_G._Stratta,_L._Amati,_S._Casewell,_R._Ciolfi,_G._Ghirlanda,_S._Grimm,_D._Guetta,_J._Harms,_E._Le_Floc'h,_F._Longo,_M._Maggiore,_S._Mereghetti,_G._Oganesyan,_R._Salvaterra,_N.R._Tanvir,_S._Turriziani,_S.D._Vergani,_S._Balman,_J._Caruana,_M.H._Erkut,_G._Guidorzi,_F._Frontera,_A._Martin-Carrillo,_S._Paltani,_D._Porquet,_O._Sergijenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09535 |
提案されたTHESEUSミッションは、高エネルギーの空を監視する機能を大幅に拡張し、ガンマ線バーストの大規模なサンプルを利用して、初期の宇宙を第1世代の星までプローブし、マルチメッセンジャー天体物理学を検出して前進させます。重力波と宇宙ニュートリノ源の対応物をローカライズします。これらの活動と、30年代に稼働すると予想される多波長、マルチメッセンジャー施設との組み合わせと調整により、天体物理学、宇宙論、基礎物理学の多くの分野で新しい探査の道が開かれ、テセウスとこれらの施設。ここでは、これらの強力な相乗効果について説明します。
宇宙の再電離のHERAフェーズIエポック21cmパワースペクトルソフトウェアパイプラインの検証
| Title |
Validation_of_the_HERA_Phase_I_Epoch_of_Reionization_21_cm_Power_Spectrum_Software_Pipeline |
| Authors |
James_E._Aguirre_(University_of_Pennsylvania),_Steven_G._Murray_(Arizona_State_University),_Robert_Pascua_(University_of_California,_Berkeley),_Zachary_E._Martinot_(University_of_Pennsylvania),_Jacob_Burba_(Brown_University),_Joshua_S._Dillon_(University_of_California,_Berkeley),_Daniel_C._Jacobs_(Arizona_State_University),_Nicholas_S._Kern_(Massachusetts_Institute_of_Technology),_Piyanat_Kittiwisit_(University_of_Western_Cape),_Matthew_Kolopanis_(Arizona_State_University),_Adam_Lanman_(McGill_University),_Adrian_Liu_(McGill_University),_Lily_Whitler_(Arizona_State_University),_Zara_Abdurashidova_(University_of_California,_Berkeley),_Paul_Alexander_(University_of_Cambridge),_Zaki_S._Ali_(University_of_California,_Berkeley),_Yanga_Balfour_(South_African_Radio_Observatory_(SARAO)),_Adam_P._Beardsley_(Arizona_State_University),_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09547 |
エンドツーエンドのシミュレーションを構築する一連のモジュラーテストによるHERAフェーズIソフトウェアパイプラインの検証について説明します。このアプローチの哲学は、フェーズIの上限分析で使用されるソフトウェアとアルゴリズムを、実際のデータがこれらの仮定を満たしているかどうかではなく、その分析の仮定を満たす完全に合成されたデータで検証することです。この検証アプローチの構成、実行される特定のモジュラーテスト、およびエンドツーエンドシミュレーションの構築について説明します。現在のシミュレーション作業の範囲の制限について明示的に説明します。既知の分析パワースペクトルと広範囲の現実的な機器効果および前景から生成された模擬可視性データを使用して、現在のパイプラインが、熱雑音レベル（2シグマレベル）内で既知の分析入力と一致するパワースペクトル推定値を生成することを示します。）考慮されるバンドとフィールドの両方でk>0.2h/Mpcの場合。入力スペクトルは意図的に増幅され、k〜0.2h/Mpc（〜25シグマのレベル）で強力な「検出」を可能にします。前景はより大きなスケールで支配的であり、熱雑音はより小さなスケールで支配的です。私たちのパイプラインは、ダイナミックレンジ（前景とノイズの比率）が10^7を超える前景を抑制した後、この増幅された入力信号を検出できます。私たちの検証テストスイートは、パイプライン全体でスケールに依存しない信号損失のいくつかの原因を明らかにしました。その振幅は十分に特徴付けられており、最終的な見積もりで説明されています。最後に、次のデータ分析に必要な手順について説明します。
星間通信ネットワーク。 III。深宇宙ノードの検索
星間通信ネットワークは、星の重力レンズに配置されたリレーノードの恩恵を受けています。信号ゲインは$10^{9}$のオーダーであり、最適な配置であり、パーセク距離にわたってメートルサイズのプローブを使用してkW電力レベルでGBits接続を可能にします。そのようなネットワークが存在する場合、私たちの太陽系にノードがあるかもしれません：それはどこにありますか？ネットワークトポロジに関するいくつかの仮定を使用して、候補の空の位置を計算できます。見かけの位置は、太陽の周りの地球の軌道からの視差運動と、近くの星の固有運動によって引き起こされる（遅い）ドリフトの影響を受けます。ガイア位置天文学では、瞬間的な位置を秒角の精度で決定できます。これらの潜在的なノードの場所は、ターゲットで観察できます
REXPACO：角度微分イメージングによる星周環境の高コントラスト再構成のためのアルゴリズム
| Title |
REXPACO:_an_algorithm_for_high_contrast_reconstruction_of_the_circumstellar_environment_by_angular_differential_imaging |
| Authors |
Olivier_Flasseur,_Samuel_Th\'e,_Lo\"ic_Denis,_\'Eric_Thi\'ebaut,_Maud_Langlois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09672 |
目的。この論文の目的は、軸外の光源、特に星周円盤から受け取った光の空間分布の再構築に特化した新しい後処理アルゴリズムを説明することです。メソッド。点状のソースの検出専用の最近のPACOアルゴリズムに基づいて構築された、提案された方法は、恒星の漏れの空間的変動をキャプチャするパッチ共分散のローカル学習に基づいています。この統計モデリングから、ADIシーケンスの軸外ソースの順方向画像形成モデルに基づく逆問題アプローチに従って、正則化画像再構成アルゴリズム（REXPACO）を開発します。結果。VLT/SPHERE-IRDIS機器からのADIシーケンスへの偽の星周円盤の注入は、ディスクの形態と測光の両方が、cADIのような標準的な後処理方法と比較してREXPACOによってよりよく保存されることを示しています。特に、空間共分散のモデリングは、典型的なADIアーティファクトを低減し、これらのソースの信号を残留恒星汚染からよりよく解きほぐすのに役立つことが証明されています。さまざまな形態の星周円盤をホストしている星への適用は、アーティファクトが低減された配光の画像を生成するREXPACOの能力を確認します。最後に、REXPACOをPACOと組み合わせて、星周円盤の信号を点状の候補ソースの信号から解きほぐす方法を示します。結論。REXPACOは、星周環境の数値的にぼけのない画像を生成する新しい後処理アルゴリズムです。これは、恒星の漏れとノイズの空間共分散を利用して、この厄介な項を効率的に排除します。
深宇宙でのCubeSatクルージングの自律軌道決定
CubeSatは深宇宙探査にとって意味のあるオプションになりましたが、運用の複雑さを制限しながら科学の利益を最大化するには、CubeSatの自律性を高める必要があります。ここでは、深宇宙を巡航するCubeSatのコンテキストでの自律軌道決定のソリューションを紹介します。研究事例は、地球から火星への旅です。CubeSat標準の光学センサーが考慮されます。画像処理は、0.2秒角の精度で遠方の天体の方向を抽出するために追加されます。これは、画像の背景に明るい星を使用する多重相互相関（MCC）アルゴリズムで構成されています。次に、無香料カルマンフィルター（UKF）が構築され、天体の連続する方向から非同期三角測量を実行します。UKFは、線形近似が不可能な状況で期待されるパフォーマンスを満たします。軌道の再構築は、地球-火星巡航の途中で30kmの3シグマ精度に達します。さらに、フィルターのCPUコストは、一般的なCubeSatハードウェアを使用して反復ごとに1秒未満で評価されます。データ融合、より迅速な収束、姿勢制御の節約に関連する新しい観測量に関して、さらなる改善の準備ができています。
FUV観測によるミリメートルを使用したプロキシマケンタウリからの非常に短時間のフレアの発見
| Title |
Discovery_of_an_Extremely_Short_Duration_Flare_from_Proxima_Centauri_Using_Millimeter_through_FUV_Observations |
| Authors |
Meredith_A._MacGregor,_Alycia_J._Weinberger,_R._O._Parke_Loyd,_Evgenya_Shkolnik,_Thomas_Barclay,_Ward_S._Howard,_Andrew_Zic,_Rachel_A._Osten,_Steven_R._Cranmer,_Adam_F._Kowalski,_Emil_Lenc,_Allison_Youngblood,_Anna_Estes,_David_J._Wilner,_Jan_Forbrich,_Anna_Hughes,_Nicholas_M._Law,_Tara_Murphy,_Aaron_Boley,_Jaymie_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09519 |
ASKAP、ALMA、HST、TESS、および2019年5月1日に発生したデュポン望遠鏡によるプロキシマケンタからの極端なフレアイベントの発見を紹介します。ミリメートルとFUVでは、このフレアはこれまでに検出された中で最も明るく、ALMAとHSTでそれぞれ見られるように、>1000と>14000の係数。ミリメートル放射とFUV連続放射は、フレア中に互いに密接にトレースします。これは、ミリメートル放射が恒星フレアからのFUV放射の代理として機能し、太陽系外惑星の高エネルギー放射環境を制約する強力な新しいツールになる可能性があることを示唆しています。驚くべきことに、イベントに関連する発光は、時間遅延を伴ってはるかに低いレベルでピークに達します。最初のバーストの持続時間は非常に短く、10秒未満続きます。ミリメートルMの矮星フレアの成長するサンプルと一緒に取られて、このイベントは、ミリメートル放射が実際に恒星フレアの間に一般的であり、しばしば短いバーストのようなイベントから発生することを示唆します。
Polar MQDraのM5V二次星からのエネルギーフレアの検出
MQDraは強磁性の激変星であり、白色矮星はその二次星から恒星風を介して低速度で物質を降着させます。TESS観測は、サイクル2の4つのセクターでMQDraについて行われ、M5V二次星からのフレアに特徴的なプロファイルを持つ短期間の高エネルギーフレア（〜10^35erg）を示しています。これは、極地からエネルギッシュなフレアが見られた数少ない機会の1つです。フレアがイベント後の光度曲線の変化を引き起こしたという証拠は見つかりません。コロナ質量放出がフレアに関連していたかどうかを検討します。MQDraの二次星からのエネルギーフレアの頻度をM矮星と比較し、自転周期が0.2dより短い星の全体的なフレア率と、そのような高速回転子が低差動回転率で磁場を生成する方法について説明します。
低周波数での孤立した無線タイプIIバーストの形成
| Title |
Formation_of_Isolated_Radio_Type_II_Bursts_at_Low_Frequencies |
| Authors |
Silja_Pohjolainen_and_Nasrin_Talebpour_Sheshvan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09891 |
デカメートル-ヘクトメートル（DH）波での無線タイプIIバースト放射の最初の出現は、通常、他のタイプの無線放射に関連して、多くの場合同時に発生します。タイプIIバーストは、フレアとコロナ質量放出（CME）に関連する伝播する衝撃波の兆候であるため、多種多様な電波放射が予想されます。ただし、DHタイプIIバーストが、他のまたは以前の無線シグネチャなしで動的スペクトルに表示される場合があります。それらの1つの説明は、フレアCMEの打ち上げが太陽の向こう側で発生し、放出が太陽大気で十分に高くなったときにのみ観測されるということである可能性があります。この研究では、DH波で始まり、他の無線放射機能から十分に分離された（「分離された」）26の無線タイプIIバーストを分析しました。これらのバーストは、1998年から2016年に観測されたすべてのDHタイプIIバーストから識別され、12のイベントについて、WindおよびSTEREO衛星に搭載された機器で少なくとも2つの異なる視野角から観測されました。タイプIIバーストの30％のみが太陽の反対側に発生源を持っていたが、太陽の中央領域（経度E30〜W40）から発生したバーストはなかったことがわかりました。孤立したDHタイプIIバーストのほとんどすべてが、CMEの先行フロント付近の衝撃に関連している可能性があり、CME側面領域付近の衝撃であると判断されたのはごくわずかでした。この点で、私たちの結果は以前の調査結果とは異なります。さまざまなCMEおよび電波放射特性の検査を含む私たちの分析は、孤立したDHタイプIIバーストが、電波放射が形成および消滅するために特定の冠状条件を必要とするDHタイプIIバースト内の特別なサブグループである可能性があることを示唆しています。
$ \ alpha $ CentauriABシステムの精密ミリメートル位置天文学
| Title |
Precision_Millimeter_Astrometry_of_the_$\alpha$_Centauri_AB_System |
| Authors |
Rachel_Akeson,_Charles_Beichman,_Pierre_Kervella,_Edward_Fomalont,_and_G._Fritz_Benedict |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10086 |
$\alpha$CentauriAは、太陽に最も近い太陽型の星であり、ハビタブルゾーン（HZ）にある地球サイズの惑星を見つけて最終的に特徴づけるための最良の機会を提供します。ここでは、ミリメートル波長で微分位置天文学を使用して$\alpha$CenABシステムで惑星を検索するALMAプログラムの初期結果について説明します。私たちの最初の結果には、固有運動、軌道運動、および$\alpha$Cenシステムの視差の新しい絶対位置天文測定が含まれています。これらは、$\alpha$CenAとBの両方の物理的特性に関する知識の向上につながります。ALMAの相対的な天体測定精度の推定は、1〜3の軌道にある地球質量の数十の惑星に最終的に敏感になることを示唆しています。安定した軌道が存在すると考えられているAU。
スイッチバックは、より低い太陽大気で発生する可能性がありますか？ II。太陽コロナにおけるスイッチバックの伝播
| Title |
Could_switchbacks_originate_in_the_lower_solar_atmosphere?_II._Propagation_of_switchbacks_in_the_solar_corona |
| Authors |
Norbert_Magyar,_Dominik_Utz,_Robertus_Erd\'elyi,_and_Valery_M._Nakariakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10126 |
パーカーソーラープローブによって最近観察された磁気スイッチバックは、それらの性質と起源についての疑問を提起しました。それらの起源の競合する理論の1つは、太陽コロナの交換再接続です。このシナリオでは、スイッチバックは、開いた磁場と閉じた磁場の間の再接続サイトで生成され、上昇流によって移流されるか、波として太陽風に伝播します。この論文では、波の仮説をテストし、一定の磁場の大きさの埋め込まれたAlfv\'en波束としてモデル化されたスイッチバックの伝播を、さまざまな程度のバックグラウンド磁場膨張を伴う重力成層太陽コロナを通して数値的にモデル化します。以前に報告されたように、重力のない均一な媒体で伝播するスイッチバックは比較的安定していますが、磁場の拡大とともに重力成層がスイッチバックを変形させるために複数の方法で作用することがわかります。これらには、磁場の膨張の程度に依存するWKB効果や、非線形移流とローレンツ力の間の対称性の破れなどの有限振幅効果が含まれます。真っ直ぐなまたは半径方向に拡大する磁場では、伝播するスイッチバックが波に展開し、磁場の偏向を最小限に抑えます。一方、超半径方向に拡大する磁場は、強い偏向を維持するのに役立ちます。他の重要な影響は、伝播するスイッチバックが誘発する質量の上昇と、スイッチバック内に含まれるプラズモイドの再接続と排出です。付録では、さまざまなスイッチバック構成とパラメーターを使用した一連のセットアップについて検討します。これにより、調査の範囲が広がります。
星間物質中のイミンのE / Z異性体比の起源
| Title |
The_origin_of_the_E/Z_isomer_ratio_of_imines_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jos\'e_Carlos_Corchado,_V\'ictor_M._Rivilla,_and_Jes\'us_Mart\'in-Pintado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07913 |
シアノメタニミン、エタニミン、2-プロピン-1-イミンなどのイミンの異性体EとZの両方の最近の天文観測では、これらの異性体のISMの存在量が約3〜10倍異なることが明らかになっています。観察された振る舞いを説明するためにいくつかの理論が提案されていますが、それらのどれも[E]/[Z]比をうまく説明していません。この作業では、星間条件下（10〜400Kの温度範囲）でのシアノメタニミン、エタニミン、2-プロピン-1-イミンのワンステップE-Z異性化反応の速度論の詳細な研究を紹介します。この反応は、関連する高エネルギー障壁（約13,000K）のため、以前はISMでは実行不可能であると考えられていました。この手紙では、多次元の小さな曲率のトンネリング近似を考慮すると、トンネリング効果によって低温でも異性化が可能になることを示しています。これは、代表的なトンネリングエネルギーが約150Kまでの最も安定性の低い異性体の振動基底状態にあり、最も安定性の低い異性体から最も安定性の高い異性体への異性化の反応定数を基本的に一定にするという事実によるものです。予測された[E]/[Z]比は、観測されたすべてのイミンの天文観測から報告されたものとほぼ同じです。この研究は、ISMのイミンの[E]/[Z]比がそれらの相対的な安定性に強く依存することを示しています。
コンスタントロールの温かいインフレと$ \ beta $関数アプローチ
コンスタントロールインフレの一般化として、コンスタントロールウォームインフレへの新しいアプローチを提案します。$\beta$関数の形式に基づいて、自然な終わりを持つ一定ロールの暖かいインフレーションモデルは、放射エネルギー密度が準安定。ウォームインフレーションが$\beta$関数と散逸係数比によって完全に指定されていることを前提として、$\betaのいくつかの組み合わせについて、バックグラウンドレベルで十分な数のe-foldingに対してインフレーションを物理的に実現できるかどうかを調査します。$関数と自明でない散逸係数比。
重力波データ分析では、コンパクトなバイナリ質量、赤方偏移、およびスピンに関する多くの自明でない事前確率を定期的に処理します。これらの事前確率を定期的に操作し、パラメーターに基づいて変換されたベースで暗黙の事前確率を計算するか、事後サンプルを次から次へと再重み付けする必要があります。ここでは、いくつかの一般的な操作について詳しく説明し、質量パラメーター化の間で事前確率を変換するためのヤコビアンの表を示し、ソースフレームと検出器フレームの事前確率の間の変換について説明し、で定期的に呼び出される「有効スピン」パラメーターの事前確率の分析式を導き出します。重力波天文学。
天体物理学環境におけるアクシオン電子制動放射放出率の再考
| Title |
Revisiting_axion-electron_bremsstrahlung_emission_rates_in_astrophysical_environments |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Giuseppe_Lucente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09524 |
アクシオン-電子結合$g_{ae}$は、非ハドロンアクシオンモデルの一般的な機能です。この結合は、特に天体物理学的環境において、さまざまな観測可能な兆候を引き起こす可能性があります。ここでは、アクシオン電子制動放射の計算を再検討し、任意のレベルの縮退と任意のアクシオン質量を持つ非相対論的プラズマに有効な一般的な定式化を提供します。結果を太陽、赤色巨星、白色矮星に適用します。補正の最も関連性のある影響は赤色巨星のコアにあり、完全に縮退した近似での計算に関してアクシオン放射率が$\sim25\％$減少していることがわかり、信頼できる処方の必要性を示しています中間縮退で有効です。
強い磁場に浸されたブラックホールの影とレンズ効果
| Title |
Shadows_and_lensing_of_black_holes_immersed_in_strong_magnetic_fields |
| Authors |
Haroldo_C._D._Lima_Junior,_Pedro_V._P._Cunha,_Carlos_A._R._Herdeiro_and_Lu\'is_C._B._Crispino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09577 |
ヌル測地線の流れ、特にライトリング（LR）、基本光子軌道（FPO）、および強力で均一な磁場に浸されたブラックホール（BH）の影を調査します。これは、Schwarzschilld-Melvin電気真空ソリューションによって記述されます。空のメルビン磁気宇宙には、平面LRのチューブが含まれています。BHを含め、弱い磁場の場合、影は扁平になりますが、固有の地平線の形状は扁平になります。強い磁場（過臨界解）の場合、BH層位の外側にLRはありません。この結果は、トポロジーの議論を使用して説明されています。この特徴は、メルビン宇宙の光閉じ込め構造とともに、観測者の空の赤道の周りに（ほぼ）見られる\textit{パノラマシャドウ}を生成します。LRがないにもかかわらず、シャドウエッジを定義する極平面のものを含むFPOがあります。また、空のメルビン宇宙を含む混沌としたレンズ効果や、複数の切り離された影についても観察し、話し合います。
炭素材料のボイド欠陥誘起磁性と構造変化-1、グラフェンナノリボン
ボイド欠陥は、純粋な炭素材料の特徴のような強磁性の考えられる原因です。密度汎関数理論をボイド欠陥誘起グラフェンナノリボン（GNR）に適用して、複数のスピン状態と構造変化の間の詳細な関係を研究しました。6つの電子を持つ最初の初期ボイドの等角三角形は、炭素原子を再結合することによって二等辺三角形に歪められます。可能なスピン状態の中で、最も安定した状態はSz=2/2でした。Sz=4/2の場合は、最初のフラットリボンが、リボンエッジで高度に分極したスピン構成を持つ3次元のカールしたリボンに変わったことは注目に値します。Sz=4/2の総エネルギーはSz=2/2の総エネルギーに非常に近く、これは平らなリボンとカールしたリボンの共存を示唆しています。三次元黒鉛のモデルとして、二層ABスタックGNRを分析した。スピン分布は、ボイドによって作成されたレイヤーに限定されていました。分布ボイド三角形は、異なるサイトボイドに対して時計回りに60度回転していることを示しています。これは、走査型トンネル顕微鏡を使用した実験的観察と一致していました。（2021年日本磁気学会誌に掲載予定）
光の曲がりとシャピロ時間遅延による軸性ファジィ暗黒物質への制約
質量$m_a\in（10^{-21}\rm{eV}-10^{-22}\rm{eV}）$の超軽量アクシオン様粒子（ALP）、アクシオン減衰定数$f_a\sim10^{17}\rm{GeV}$は、ファジーダークマター（FDM）の候補になる可能性があります。地球や太陽のような天体が低質量のアクシオンFDMポテンシャルに浸されており、ALPが核子と結合している場合、軸磁場のコヒーレント振動により、天体の外側に長距離のアクシオンヘアが生じます。アクシオンを介した湯川型の第5の力の範囲は、地球と太陽の間の距離によって決まります。これにより、アクシオンの質量の上限が$m_a\lesssim10^{-18}\rm{eV}$に固定されます。地球と太陽の間の長距離軸方向湯川ポテンシャルは、それらの間の重力ポテンシャルを変化させ、光の曲がりとシャピロ時間遅延に寄与します。これらの実験の観測の不確実性から、アクシオン減衰定数の上限を$f_a\lesssim9.85\times10^{6}\rm{GeV}$とします。これは、シャピロ時間遅延から得られるより強い限界です。これは、ALPがFDMの場合、核子に結合しないことを意味します。
偏極電子バックグラウンドを持つクーロン結晶の静電エネルギー
中性子星の外側の地殻と冷たい白色矮星の内部は、裸の原子核で構成され、結晶格子に配置され、縮退した電子のフェルミガスに浸されています。電子ガスの分極率を考慮し、基底状態を形成する可能性のあるさまざまな格子構造を考慮して、このようなクーロン結晶の静電特性を研究します。電子のバックグラウンド分極を考慮に入れるために、トーマス・フェルミ近似またはランダム位相近似（RPA）のいずれかによって与えられる電子誘電関数を使用した線形応答理論を使用します。広く使用されている非相対論的（リンドハード）バージョンのRPA近似を、より一般的な相対論的（Jancovici）バージョンと比較します。さまざまな近似の結果を比較して、トーマスフェルミ近似またはリンドハード近似を超えることの重要性を評価します。また、基底状態のエネルギーへのイオンのゼロ点振動の寄与も含まれています。bcc格子は、電子が相対論的である密度（$\rho\gtrsim10^6$gcm$^{-3}$）で、原子核の任意の電荷数$Z$の基底状態を形成することを示します。より低い密度では、fccおよびhcp格子が基底状態を形成する可能性があります。MgB$_2$のような格子は、縮退した星の結晶化領域で現実的な密度で基底状態を形成することはありません。RPA補正は、フェーズ間の境界に大きく影響します。その結果、異なる基底状態構造間の遷移は、自明ではない方法で$Z$に依存します。相対論的および量子補正は、劇的な効果を生み出さず、相境界を適度にシフトします。
GRETINAガンマ線エネルギー追跡アレイのUCGretinaGEANT4シミュレーション
| Title |
UCGretina_GEANT4_Simulation_of_the_GRETINA_Gamma-Ray_Energy_Tracking_Array |
| Authors |
L._A._Riley,_D._Weisshaar,_H._L._Crawford,_M._L._Agiorgousis,_C._M._Campbell,_M._Cromaz,_P._Fallon,_A._Gade,_S._D._Gregory,_E._B._Haldeman,_L._R._Jarvis,_E._D._Lawson-John,_B._Roberts,_B._V._Sadler,_C._G._Stine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09986 |
高度にセグメント化された高純度ゲルマニウム検出器のGRETINAガンマ線追跡アレイのGEANT4シミュレーションであるUCGretinaについて説明します。アレイ、特にクアッドモジュールとカプセルのモデルを開発しました。これにより、広範囲のガンマ線エネルギーにわたってシミュレーションと測定のフォトピーク効率がよく一致し、測定されたコンプトン連続体の形状が再現されます。これらの機能は両方とも、国立超伝導サイクロトロン研究所とレア施設で$v/c\gtrsim0.3$で移動するビームを使用したインビームガンマ線分光測定で収集されたスペクトルからガンマ線収量を正確に抽出するために必要です。アイソトープビーム。モデルを開発する過程で、測定されたフォトピーク効率を再現するために、シミュレートされた結晶のアクティブボリュームを囲むパッシブゲルマニウムのミリメートルスケールの層を含める必要があると判断しました。効果的なパッシブ層の単純なモデルを採用し、単結晶とフルアレイのシミュレーションと測定値を比較することにより、パッシブ層の厚さを決定するヒューリスティックな方法を開発しました。モデルの将来の開発の見通しが議論されています。
中性子星の状態方程式への愛のランク付け：第3世代の検出器の必要性
| Title |
Ranking_the_Love_for_the_neutron_star_equation_of_state:_the_need_for_third-generation_detectors |
| Authors |
Costantino_Pacilio,_Andrea_Maselli,_Margherita_Fasano,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10035 |
中性子星連星合体における潮汐変形性の重力波測定を使用して、核飽和密度を超える高密度物質のまだ未知の状態方程式（EoS）を推測することができます。ベイジアンランキングテストを採用することにより、現在および将来の重力波観測が、粒子含有量とab-initio顕微鏡計算が異なる現実的なEoSのファミリーを区別する能力を定量化します。GW170817の拘束力は限られていますが、LIGO-Virgoによって設計感度で検出された約10の合体で厳しい制約を課すことができますが、GW170817とすでにわずかに張力がかかっている比較的硬いEoSに対してのみです。ただし、EinsteinTelescopeやCosmicExplorerなどの第3世代の検出器を使用した単一の検出でも、統計的に非常に有意なEoSのいくつかのファミリが除外され、同様の柔らかさを備えたモデルを区別できるため、前例のないレベルへの核物質の特性。
ソレイユと変光星の変数を19世紀の終わりに理解する、または、19世紀の終わりに太陽と変光星の大気を理解する
| Title |
Comprendre_l_atmosphere_du_Soleil_et_celles_des_etoiles_variables_a_la_fin_du_19e_siecle_or,_Understanding_the_Sun_and_variable_stars_atmospheres_at_the_end_of_the_19th_Century |
| Authors |
Guy_Boistel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10043 |
ガイ・ボイステルは、オランダの天文学者アルバート・ブレスターの作品の中心にある太陽/変光星のアナロジーに疑問を投げかけています。学際性の問題は、19世紀の終わりの太陽の客体化に現れます。ブレスターが太陽の大気の知識を変光星の理解に適用しようとしたのは、天文学、物理学、化学を混合することによってです。その時はまだ勉強します。
9次元での最適な格子量子化器
最適な格子量子化器は、（無次元の）断面二次モーメント$G$を最小化する格子です。次元$1$から$8$では、最適な格子量子化器が古典的な格子の1つであることが証明されているか、これについての優れた数値的証拠があります。対照的に、20年以上前、説得力のある数値研究は、次元$9$では、非古典的な格子が最適であることを示しました。この格子の構造と特性は、単一の正の実数パラメーター$a$に依存し、その値はおおよそしか知られていませんでした。ここで、$a^2<1/2$の場合、この1パラメーターの格子ファミリーとそのボロノイセルの正確な解析的記述を行い、2次モーメントを計算します。これは$a$の$19$次多項式です。。これにより、$G$を最小化する$a$の正確な値を決定できます。これは代数的数であり、$9$次の多項式の根によって定義され、$a\upperx0.573223794$です。また、この$a$の値の場合、共分散行列（2次モーメントテンソル）が同一性に比例し、最適な量子化器のZamirとFederの定理と一致することも示します。同じ方法を積層格子の任意の1パラメータファミリに使用できるため、他の次元でも最適な量子化器を特定するための便利なツールを提供できます。
レンズ化された重力波の偏光歪み
一般相対性理論（GR）では、重力波（GW）は、質量のないスピン2場の特徴であるよく知られたプラス偏波モードと交差偏波モードを伝搬します。ただし、視線に沿って介在するオブジェクトによって引き起こされるGWの回折は、GWと曲率の相互作用のために追加の偏光の明らかな上昇を引き起こす可能性があります。この論文では、幾何光学を超えた重力波のレンズ化について、本稿の著者の2人による分析を続けます。特に、シュワルツシルト半径$R_s$が信号の波長$\lambda$よりもはるかに小さく、それ自体が衝突パラメータ$b$よりも小さい領域で、点状レンズによって引き起こされるレンズ効果を計算します。この場合、時空の曲率は波の偏光に歪みを引き起こし、効果的なスカラーおよびベクトルの偏光が現れる可能性があります。これらの見かけの非GR偏光の振幅は、GRのようなテンソルモードの振幅に対して係数$R_s\lambda/b^2$によって抑制されることがわかります。銀河の分布を移動するパルサータイミングアレイバンドのほぼ単色のGWに対して、これらの追加の偏光モードが発生する確率を推定します。
