| Title |
Search_for_Galaxy_Cluster_Candidates_in_the_Cosmic_Microwave_Background_Maps_of_the_Planck_Space_Mission_Using_a_Convolutional_Neural_Network_Based_on_the_Method_of_Tracing_the_Sunyaev-Zeldovich_Effect |
| Authors |
O._V._Verkhodanov,_A._P._Topchieva,_A._D._Oronovskaya,_S._A._Bazrov,_D._A._Shorin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10189 |
畳み込みニューラルネットワークを使用して、プランクミッションデータから多周波放射マップでスニヤエフゼルドビッチ効果を示す電波源を検索する方法を提案します。電波源を認識するためのカタログは、100、143、217、353、および545GHzの周波数でGLESPピクセル化スキームを使用して編集されます。提案されたアプローチの品質が評価され、モデルデータのS/N比への依存性の品質が推定されます。提示されたニューラルネットワークアプローチにより、スニヤエフゼルドビッチ効果のあるソースの検出が可能になることを示します。提案された方法は、大きな赤方偏移で最も可能性の高い銀河団候補を見つけるために使用できます。
等曲率初期条件からのCMBの固有のバイスペクトル
初期の宇宙における非線形効果は、原始的な非ガウス性がない場合でも、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光の非ゼロのバイスペクトルを生成します。この論文では、2次ボルツマンソルバーSONGの修正版を使用して、等曲率モードからCMBバイスペクトルへの寄与を計算します。バイスペクトルの観測でこれらのモードを制約する現在および将来のCMB実験の能力を調査します。私たちの結果は、断熱モードと混合された単一の等曲率モードによる強化は、最新のPlanckの結果で現在許可されているパラメーター範囲では無視できることを示しています。ただし、大きな補償された等曲率モードは、断熱モードとの相関が認められる場合に、検出可能なバイスペクトルを生成できることがわかります。Planckからのレンズバイスペクトルの検索でこの寄与が観察されないため、$f_{\rmCIP}=1\pm100$の補償された等曲率モードの相関部分の相対振幅に新しい制約を課すことができます。COrE、SO、CMB-S4による将来の観測と理想的な実験の予測を計算し、補償モードからのバイスペクトルの専用検索により、カーブトンモデルで実現される多くのシナリオを除外できると結論付けます。さらに、CMB-S4実験では、これらのシナリオの最も極端なシナリオ（$f_{\rmCIP}=16.5$）を2〜3$\sigma$の有意性で検出できます。
ビッグバン元素合成の初期条件：ワゴナーらの再考。 （1967）
ワゴナーらを再訪します。（1967）、ビッグバン元素合成の開発における古典的な貢献。高温限界$T\gtrsim10^{10}$Kで、時間の関数として初期宇宙の温度の誤った表現を提示することを示します。この誤った表現は他の場所で再現されているため、ビッグバンの原始元素の形成を計算するために必要な初期条件の修正された形式を提示します。
宇宙の膨張率と空間曲率に対する観測上の制約
過去数十年にわたって行われた観測は、宇宙の膨張が加速していることを示しています。宇宙論の標準モデルでは、この加速膨張は宇宙定数の形の暗黒エネルギーに起因します。しかし、暗黒エネルギーが穏やかなダイナミクスを示すこと（そのエネルギー密度が一定の値ではなく時間とともに変化すること）、または暗黒エネルギー以外の何らかのメカニズムによって引き起こされる宇宙の加速膨張が考えられます。この作業では、観測データを使用して、動的暗黒エネルギーの単純なモデルと暗黒エネルギーのない宇宙モデルのパラメーターに制約を課すことにより、これらの可能性の両方を調査します。これらのデータは、動的な暗黒エネルギーの余地を残しながら、標準モデルを支持していることがわかりました。標準模型はまた、宇宙が大きな空間スケールで平らであるとしています。暗黒エネルギーのダイナミクスをテストするために使用されるのと同じ観測データを使用して、宇宙の大規模な湾曲を制限できます。これらのデータは、一般に空間の平坦性を優先し、一部のデータの組み合わせでは空間の湾曲が若干優先されます。
小規模相関器の解析的ハイブリッドハロー+摂動理論モデル：バリオン、ハロー、銀河
| Title |
An_Analytic_Hybrid_Halo_+_Perturbation_Theory_Model_for_Small-scale_Correlators:_Baryons,_Halos,_and_Galaxies |
| Authors |
James_M._Sullivan,_Uros_Seljak,_Sukhdeep_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10676 |
暗黒物質の2点統計の解析モデルであるHaloZeldovich摂動理論（HZPT）を更新して、ハローと銀河のクラスター化、および非線形スケールでの銀河と物質の相互相関を記述します。ゼルドビッチを修正するモデルは、分析的なフーリエ変換を備えているため、構成空間とフーリエ空間の両方で有効です。モデルは、$P_{mm}$（k<1h/Mpc）、$P_{hm}$（k<1h/Mpc）、$P_{hh}の$2\％$レベル以下で正確です。$（k<2h/Mpc）、$P_{gm}$（k<1h/Mpc）、$P_{gg}$（k<1h/Mpc）、$\xi_{mm}$（r>1Mpc/h）、$\xi_{hm}$（r>2Mpc/h）、$\xi_{hh}$（r>2Mpc/h）、$\xi_{gm}$（r>1Mpc/h）、$\xi_{gg}$（r>2Mpc/h）、LRGのような模擬銀河の場合。物質相関器のHZPTモデルは、広範囲のバリオンフィードバックモデルの影響を説明でき、k<10（8）hに対して$1\％〜（3\％）$の精度の拡張暗黒物質モデルを提供できることを示します。/Mpc。ハロハロおよび銀河-銀河相関器のハロー排除の非摂動的特徴、および銀河物質および銀河-銀河相関関数の衛星の存在を明示的にモデル化します。N体シミュレーションとさまざまなHOD銀河モックを使用して密度推定を実行し、モデルパラメーターと宇宙論パラメーター$\Omega_{m}$および$\sigma_{8}$との相関関係を取得します。HZPTは、非線形領域へのスケールを使用した赤方偏移調査の複合プローブ分析のための、高速で解釈可能な分析モデルを提供できます。
アタカマ宇宙論望遠鏡：惑星9の探索
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_A_search_for_Planet_9 |
| Authors |
Sigurd_Naess,_Simone_Aiola,_Nick_Battaglia,_Richard_J._Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_Halpern,_J._Colin_Hill,_Brian_J._Koopman,_Mark_Devlin,_Jeff_McMahon,_Simon_Dicker,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Alexander_Van_Engelen,_Valentina_Fanfani,_Simone_Ferraro,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Dongwon_Han,_Matthew_Hasselfield,_Adam_D._Hincks,_Kevin_Huffenberger,_Arthur_B._Kosowsky,_Thibaut_Louis,_Amanda_Macinnis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_Page,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_John_Orlowski-Scherer,_Alessandro_Schillaci,_Benjamin_Schmitt,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_Staggs,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10264 |
プラネット9のブラインドシフトアンドスタック検索を実行するために、98GHz（2015--2019）、150GHz（2013--2019）、および229GHz（2017--2019）でのAtacamaCosmologyTelescope（ACT）観測を使用します。この検索では、距離に応じて、300AUから2000AUまでの距離と、年間最大6.3分角の速度を調査します。5地球質量プラネット9の場合、検出限界は、空の位置に応じて325AUから625AUまで変化します。10地球質量の惑星の場合、対応する範囲は425AUから775AUです。この検索は、ACT調査の18,000平方度全体を対象としていますが、惑星9の予想される軌道傾斜角と一致する空の部分に対して、少し深い検索が実行されます。惑星9の軌道の大部分にわたってミリ波フラックス密度に制限を設けるために使用される重要な検出は見つかりませんでした。全体として、5個と10個の地球質量プラネット9のパラメーター空間の約17％と9％をそれぞれ排除します。また、可能なフォローアップの検索からの10の最強の候補者のリストを提供します。
高温の準矮星の周りの惑星を検索するための通過調査：I。Kepler、K2、TESS、およびCHEOPSからの光度曲線の方法と性能テスト
| Title |
A_transit_survey_to_search_for_planets_around_hot_subdwarfs:_I._methods_and_performance_tests_on_light_curves_from_Kepler,_K2,_TESS,_and_CHEOPS |
| Authors |
V._Van_Grootel,_F._J._Pozuelos,_A._Thuillier,_S._Charpinet,_L._Delrez,_M._Beck,_A._Fortier,_S._Hoyer,_S._G._Sousa,_B._N._Barlow,_N._Billot,_M._D\'evora-Pajares,_R._H._{\O}stensen,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada_Escud\'e,_J._Asquier,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_A._Bekkelien,_W._Benz,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_G._Bruno,_T._B\'arczy,_J._Cabrera,_A._C._Cameron,_S._Charnoz,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._Guedel,_K._Heng,_K._G._Isaak,_L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_M._Mecina,_A._Mustill,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_J.-Y._Plesseria,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10462 |
環境。高温の準矮星は赤色巨星分枝（RGB）で強い質量損失を経験し、現在は高温で小さなHe燃焼物体です。目的。このプロジェクトでは、カスタムメイドのパイプラインSHERLOCKを使用して、宇宙ベースの望遠鏡（Kepler、K2、TESS、およびCHEOPS）からの高温準矮星の利用可能なすべての光度曲線で通過調査を実行し、公転周期と惑星半径の関数としての、これらの星の周りの惑星。メソッド。この最初の論文では、代表的なケプラー、K2、TESSの光度曲線を選択して、合成トランジットの注入と回復のテストを実行し、オブジェクトの半径と公転周期の観点から、どのトランジットボディを検出できるかを判断します。私たちのツールで。また、pycheopsパッケージで分析するCHEOPSデータのそのような推定値も提供します。結果。半径$\lesssim$1.0$R_{\Earth}$の通過するオブジェクトは、ほとんどのケプラー、K2、およびCHEOPSターゲットで、最短の軌道周期（1日以下）で検出でき、$\sim$0.3という小さな値に達します。最良の場合は$R_{\Earth}$。地球以下のサイズの天体に到達することは、最も明るいTESSターゲット、およびかなりの数のセクターで観測されたターゲットに対してのみ達成されます。また、パフォーマンスがターゲットの大きさ、長さ、およびデータの品質に強く依存する、より遠く、より大きな惑星の一連の代表的な結果を示します。結論。TESSサンプルは、高温の準矮星周辺の惑星の発生率を測定するという世界的な目的のための最も重要な統計を提供します。ケプラー、K2、およびCHEOPSのデータにより、赤色巨星のホストへの巻き込みを部分的に生き延びたであろう惑星の残骸、つまり非常に近くて小さい（おそらく崩壊している）オブジェクトを検索できます。
| Title |
Ammonia_snow-lines_and_ammonium_salts_desorption |
| Authors |
F._Kruczkiewicz,_J._Vitorino,_E._Congiu,_P._Theul\'e,_F._Dulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10464 |
環境。惑星系の窒素貯蔵所は長年の問題です。N含有分子の一部は、おそらく恒星進化の寒冷期に氷塊に組み込まれ、活発な彗星のように、氷が加熱されると徐々に気相に放出される可能性があります。N貯留層の化学的性質は、Nがどのように、いつ、どのような形で気相に戻るか、または惑星体を形成する耐火材料に組み込まれるかに大きく影響するはずです。目的。金の表面と水氷基板からのギ酸アンモニウムと酢酸アンモニウムの2つのアンモニウム塩の熱脱着の研究を紹介します。メソッド。アンモニウム塩の脱着挙動を調査するために、温度プログラム脱着実験とフーリエ変換赤外反射分光法を実施しました。結果。アンモニウム塩は半揮発性の種であり、水氷の熱脱着温度よりも高い温度で、脱着時に主成分として中性種、つまりアンモニアと対応する有機酸（HCOOHおよびCH3COOH）を放出します。それらの脱着は、一次ウィグナー-ポランニーの法則に従います。一次反応速度パラメータA=7.7$\pm$0.6$\times$10$^{15}$s$^{-1}$およびE$_{bind}$=68.9$\pm$0.1kJギ酸アンモニウムの場合は〜mol$^{-1}$、A=3.0$\pm$0.4$\times$10$^{20}$s$^{-1}$およびE$_{bind}$=83.0酢酸アンモニウムの場合は$\pm$0.2kJ〜mol$^{-1}$。水氷基質の存在は、脱着速度に影響を与えません。塩に閉じ込められたアンモニア分子は、通常は耐火物に起因すると以前に予想されていたよりもはるかに高い温度で中性分子として脱着します。結論。アンモニア雪線は、水雪線よりも半径が小さくなっています。結果として、太陽系本体のNH3/H2O比の含有量は、それらが形成され、その後移動した場所に関するヒントになります。
惑星大気中のシアン化水素（HCN）分子は、生命の構成要素を形成するための鍵です。バンド7の観測で、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray（ALMA）のアーカイブデータを使用して、土星の大気中のニトリル種シアン化水素（HCN）の回転分子線の分光学的検出を示します。HCNの強い回転輝線は、周波数$\nu$=354.505GHz（>4$\sigma$統計的有意性）で検出されます。また、周波数$\nu$=345.795GHzで一酸化炭素（CO）の回転輝線を検出します。シアン化水素と一酸化炭素の輝線の統計カラム密度は、N（HCN）$\sim$2.42$\times$10$^{16}$cm$^{-2}$およびN（CO）$\sim$5.82$\です。回$10$^{17}$cm$^{-2}$。H$_{2}$に対する土星の大気中のHCNとCOの存在量は、f（HCN）$\sim$1.02$\times$10$^{-9}$とf（CO）$と推定されます。\sim$2.42$\times$10$^{-8}$。土星の大気中で検出されたニトリルガスHCNの形成への可能な化学的経路について議論しました。
表面組成と惑星居住性に対するコア形成の影響
分化した惑星のマントルの溶融生産性は、主にその鉄含有量によって制御され、それ自体が惑星のコア質量分率（CMF）によって概算されます。ここでは、太陽系外惑星のCMFの推定により、派生クラストの厚さ、組成、鉱物学のロバストな予測が可能になることを示します。これらの予測された地殻組成は、居住可能な惑星表面の進化に影響を与えながら、表面と深い惑星内部との間の揮発性循環に制約を課すことを可能にします。大きな地球のようなCMF（$\geq$0.32）を持つ惑星は、地表水やその他の揮発性物質を下層のマントルに輸送するのに非効率的な薄い地殻を示します。対照的に、CMFが小さく（$\leq$0.24）、火星のようなマントル鉄の含有量が多い岩石惑星は、含水鉱物を安定化できる厚い地殻を発達させ、揮発性物質を惑星内部に効果的に隔離し、タイムスケールで地表水を除去するように作用します進化に関連しています。コア形成の程度は、その後の惑星表面環境に深刻な影響を及ぼし、居住可能な地球のような太陽系外惑星の探索に追加の制約を与える可能性があります。
ステラルーメンの特徴またはコンパニオンを検出するための最小限のデータ忠実度
計装の技術的進歩により、太陽系外惑星の検出が指数関数的に増加し、斑点や白斑などの恒星の特徴が精査されています。斑点と白斑は私たちが恒星のダイナミクスを理解することを可能にしますが、太陽系外惑星は私たちに恒星の進化を垣間見ることを提供します。ノイズ（地電流、機器、フォトニックなど）の偏在は避けられませんが、これを分光分解能の向上と組み合わせると、技術的な課題が複雑になります。これらのノイズ源と解像度の問題を説明するために、時間的マルチフラクタルフレームワークを使用して、スポット、白斑、または惑星の存在下で恒星のスペクトルをシミュレートするSOAP2.0ツールからのデータを調査します。これらの制御されたシミュレーションを前提として、解像度と信号対雑音（S/N）比を変化させて、特徴を確実に検出するために必要な解像度とS/Nの下限を取得します。星の円盤を1％カバーするスポットと白斑は、視線速度が20,000を超える惑星で、S/N（ピクセルあたり）がそれぞれ35と60で、スペクトル分解能が20,000を超える場合に確実に検出できることを示します。S/N（ピクセルあたり）が600の場合、10m/sの（RV）を検出できます。ノイズを障害として見るのではなく、情報源としてノイズを使用します。
SAMI銀河調査：基本平面全体の星の種族と構造的傾向
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_stellar_population_and_structural_trends_across_the_Fundamental_Plane |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Matthew_Colless,_Nicholas_Scott,_Arjen_van_der_Wel,_Roger_L._Davies,_Jesse_van_de_Sande,_Sarah_M._Sweet,_Sree_Oh,_Brent_Groves,_Rob_Sharp,_Matt_S._Owers,_Joss_Bland-Hawthorn,_Scott_M._Croom,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Michael_Goodwin,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P.F._Lorente_and_Samuel_N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10167 |
SAMI調査からの560個の初期型銀河の体積と光度が制限されたサンプルの基本平面（FP）を研究します。新しいマルチガウス拡張（MGE）測光測定からのrバンドサイズと光度を使用し、光度を従属変数として扱うと、FPの係数はa=1.294$\pm$0.039、b=0.912$\pm$0.025、およびゼロ-ポイントc=7.067$\pm$0.078。SAMI面分光法の高い信号対雑音比を利用して、構造的および星の種族の観測量がFPの散乱にどのように影響するかを判断します。FP残差は、光度加重の単純星の種族（SSP）の年齢と最も強く相関します（8$\sigma$の有意性）。対照的に、構造的に観察可能な表面質量密度、回転対分散比、S\'ersicインデックス、および投影された形状はすべて、有意な相関関係をほとんどまたはまったく示していません。FP残差を、年齢（または恒星の質量光度比$\Upsilon_\star$）と、FP観測量に基づくパラメーターの中でSSP年齢の最良の予測因子である表面質量密度との間の経験的関係に関連付けます。FP残差（反）が面密度と$\Upsilon_\star$の関係の残差と相関していることを示します。この相関関係は、FP散乱の一部が、任意の面密度での幅広い年齢と$\Upsilon_\star$分布によるものであることを意味します。ビリアル質量と$\Upsilon_\star$を使用して、シミュレートされたFPを作成し、観測されたFPと比較します。観測された星の種族関係とFP観測量の間の経験的関係は、FP散乱の大部分（75％）の原因ですが、それ自体では、ビリアル面から離れたFPの観測された傾きを説明していないことがわかります。
モデル選択フレームワークを使用して動的モデルの正則化と評価を最適化するための新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_optimize_the_regularization_and_evaluation_of_dynamical_models_using_a_model_selection_framework |
| Authors |
Mathias_Lipka,_Jens_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10168 |
軌道重ね合わせモデルは、銀河の中央の超大質量ブラックホール（SMBH）、その星、またはその暗黒物質ハローの質量を決定するためのノンパラメトリック動的モデリング手法です。主な問題の1つは、さまざまな想定質量分布に基づいて、試行モデルの大規模なプールからどのモデルが観測された銀河の真の構造を最もよく表すかをどのように決定するかです。モデルを適合度だけで判断する従来のアプローチは、モデルの柔軟性の変化によって引き起こされる推定銀河特性にかなりのバイアスをもたらす可能性があることを示しています。ブートストラップ反復を使用してモデルの柔軟性を推定する方法を示し、モデル評価で変数の柔軟性を考慮に入れることでこれらのバイアスを取り除くモデル選択フレームワークを提示します。モデル選択アプローチを拡張して、データから直接正則化の程度を最適化します。全体として、これはモデリング手法の制約力の大幅な改善につながります。完全に分解された視線速度分布（LOSVD）を使用した現実的な観測データから、軸対称銀河の質量、異方性、および視野角を数パーセントの精度で再構築できることをシミュレーションで示します。最初のアプリケーションでは、円盤銀河NGC3368の傾きの測光推定を、銀河のSMBHの周りの影響範囲の半径の数個のみをカバーする運動学的データから5度以内の精度で再現します。これは、完全に解決されたLOSVDとモデル選択フレームワークに基づく軌道モデルで達成できる制約力を示しています。
KBSS-KCWI調査：拡張されたLy $ \ alpha $ハローと$ z \ sim 2-3 $での銀河方位角との関係
| Title |
The_KBSS-KCWI_Survey:_The_connection_between_extended_Ly$\alpha$_halos_and_galaxy_azimuthal_angle_at_$z\sim_2-3$ |
| Authors |
Yuguang_Chen,_Charles_C._Steidel,_Dawn_K._Erb,_David_R._Law,_Ryan_F._Trainor,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Anthony_J._Pahl,_Allison_L._Strom,_Zhihui_Li_and_Gwen_C._Rudie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10173 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）を使用したKeckBaryonicStructureSurvey（KBSS）で、$z=2-3$銀河周辺の運動学的に分解された空間的に拡張されたLy$\alpha$放射の最初の統計分析を示します。59個の星形成銀河（$z_\mathrm{med}=2.29$）のサンプルは、典型的なKCWI統合時間が$\sim5$時間で、ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学からの既存の画像データを持つサブセットで構成されています。支援された積分フィールド分光法。高解像度画像を使用して、$\lesssim30$適切なkpcの投影されたガラクトセントリック距離内の恒星連続体に関する拡散Ly$\alpha$放射の強度分布と運動学の方位角依存性を評価しました。銀河周辺の衝突パラメータの関数として、指定された方位角範囲にわたって平均化されたLy$\alpha$スペクトルプロファイルをマッピングする円筒投影2Dスペクトル（CP2D）を紹介します。すべての銀河の平均CP2Dスペクトルは、流出するガスによるLy$\alpha$共鳴散乱の明確な兆候を示しています。投影された長軸と短軸に対応する方位角の範囲を使用してCP2Dスペクトルをビニングすると、2つのビンのスペクトルは、$\le2\％$（$\sim2\sigma$）を構成するマイナー残差のみとほぼ一致します。統合されたLy$\alpha$放出の。対称性は、Ly$\alpha$散乱媒体が30kpc以内のすべての方向への流出によって支配されることを意味します。一方、Ly$\alpha$放出の青方偏移成分は、Ly$\alpha$放出が比較的弱い銀河の場合、銀河の短軸に沿ってわずかに強いことがわかります。Ly$\alpha$放出のこの弱い方向依存性は、Ly$\alpha$エスケープ率が低い場合にのみ識別可能になると推測されます。これらの発見は、Ly$\alpha$放射伝達モデリングを使用したシミュレーションでの同様の分析の必要性を浮き彫りにします。
超高速星によるMONDのプロービング
| Title |
Probing_MOND_with_hypervelocity_stars |
| Authors |
Sankha_Subhra_Chakrabarty,_Luisa_Ostorero,_Arianna_Gallo,_Stefano_Ebagezio,_Antonaldo_Diaferio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10174 |
超高速星（HVS）の速度成分を測定することで、修正ニュートン力学（MOND）とニュートン重力を区別できることを示します。HVSは、銀河の参照フレーム内の接線速度成分がヌルの動径軌跡で銀河中心から放出されます。それらは銀河の重力ポテンシャルの非球形成分のために接線成分を獲得します。軸対称ポテンシャルは緯度成分$v_\theta$にのみ影響し、非ヌル方位角成分$v_\phi$は非軸対称物質分布に由来します。放出速度が十分に大きいHVSの場合、方位角速度成分は、重力ポテンシャルの軸対称からの偏差に比例します。駆出速度のしきい値は、4つの$M_{\odot}$星に対して$\sim$750kms$^{-1}$であり、HVS質量の減少とともに増加します。QUMOND定式化のMONDが正しい重力理論であり、3軸銀河バルジが主な原因である場合、これらの高速HVSのガラクトセントリック距離の関数として$v_\phi$の上限を決定します。方位角コンポーネント$v_\phi$。ニュートン重力では、暗黒物質ハローが3軸である場合、または暗黒物質ハローとバリオン成分が軸対称であるが2つの対称軸がずれている場合、この制限よりも大きい$v_\phi$の値が簡単に現れる可能性があります。したがって、高速HVSの限られたサンプルでさえ、観測されたHVSの方位角成分$v_\phi$がQUMONDの上限を満たさない場合、原則としてQUMONDシナリオと暗黒物質モデルを区別できます。ただし、現在知られているHVSのガラクトセントリック方位角速度成分の不確実性は、このテストを決定的にするには、少なくとも$\sim10$の係数が大きすぎます。マイクロ秒単位の精度での位置天文測定は、このテストを実行可能にします。
両極拡散の指標としての分子雲のコア寿命とフラグメンテーションスケールの変化
| Title |
Variation_of_the_Core_Lifetime_and_Fragmentation_Scale_in_Molecular_Clouds_as_an_Indication_of_Ambipolar_Diffusion |
| Authors |
Indrani_Das,_Shantanu_Basu,_Philippe_Andre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10179 |
両極拡散は、弱くイオン化された分子雲の高密度コアの形成と進化において極めて重要な役割を果たす可能性があります。線形分析は、進化時間と断片化スケールが、穏やかに超臨界の質量対フラックス比を持つ雲の場合でも、流体力学的（ジーンズ）値よりも大幅に大きいことを示しています。分子雲内の典型的なイオン化率に対応するフラグメンテーションスケールと成長時間の値を利用し、星前のコアの観測された推定寿命と、親の塊に形成されるそのような埋め込まれたコアの観測された数のコンテキストに適用します。観測的に測定された密度の範囲にわたって、単一のパラメーターである質量対フラックス比を変化させることにより、ハーシェルで識別された推定星前コア寿命の範囲（$\sim0.1$から数Myr）とその数に適合します。サブミリメータアレイ（SMA）を使用してペルセウスで測定された親クランプに形成された埋め込みコアの私たちのモデルは、星前のコアが超臨界質量対フラックス比で形成され、密度が高いほど質量対フラックス比がいくらか高くなるが、正規化された質量対フラックス比$\mu$は$1\の範囲にとどまると示唆しています。lesssim\mu\lesssim2$。私たちの最適なモデルは、両極拡散の結果としての部分的なフラックス凍結のために、星前のコアに対して$B\propton^{0.43}$を示します。
銀河活動、トーラスおよび流出調査（GATOS）I。セイファート銀河のほこりっぽい分子トーラスのALMA画像
| Title |
The_Galaxy_Activity,_Torus_and_Outflows_Survey_(GATOS)_I._ALMA_images_of_dusty_molecular_tori_in_Seyfert_galaxies |
| Authors |
S._Garcia-Burillo,_A._Alonso-Herrero,_C._Ramos_Almeida,_O._Gonzalez-Martin,_F._Combes,_A._Usero,_S._Hoenig,_M._Querejeta,_E._K._S._Hicks,_L._K._Hunt,_D._Rosario,_R._Davies,_P._G._Boorman,_A._J._Bunker,_L._Burstcher,_L._Colina,_T._D\'iaz-Santos,_P._Gandhi,_I._Garcia-Bernete,_B._Garcia-Lorenzo,_K._Ichikawa,_M._Imanishi,_T._Izumi,_A._Labiano,_N._Levenson,_E._Lopez-Rodriguez,_C._Packham,_M._Pereira-Santaella,_C._Ricci,_D._Rigopoulou,_D._Rouan,_M._Stalevsk,_K._Wada,_and_D._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10227 |
ほこりっぽい分子トーラスの特性と近くのセイファート銀河のホスト銀河との関係を理解することを目的としたプロジェクトである銀河活動、トーラスおよび流出調査（GATOS）の最初の結果を提示します。私たちのプロジェクトは、ALMAが実施したセイファート銀河の以前の調査でカバーされたAGNの光度とエディントン比の範囲を拡大し、19個のセイファート銀河の組み合わせサンプルでガス供給とフィードバックサイクルを研究できるようにします。ALMAを使用して、CO（3-2）およびHCO+（4-3）線を使用した分子ガスとダストの放出の新しい画像と、高空間分解能（0.1''〜7-13pc）近くの10個のCND（D<28Mpc）セイファート銀河。私たちの新しいALMA観測は、すべてのソースのAGNの周りにある空間的に分解されたディスクからの870ミクロンの連続体とCO線の放出を検出します。連続体フラックスの大部分は、ターゲットの大部分のダストからの熱放射によって説明できます。ほとんどのソースでは、ほこりっぽい分子トーラスで予想されるように、ディスクはAGN風軸に垂直な優勢な方向を示しています。トーラスの直径の中央値と分子ガスの質量は、それぞれ〜42pcと〜6x10**5Msunです。X線の吸収に関与する見通し内ガス柱密度と、COからAGNに向かって得られる分子ガス柱密度との間に正の相関関係があることがわかります。組み合わせたサンプルのCNDにおける分子ガスの動径分布は、核規模の分子ガス不足の兆候を示しています。また、サンプルで最も極端な核規模のガス不足を示すソースでの分子の流出も検出します。これらの観測は、AGNフィードバックの痕跡がより高い光度および/またはより高いエディントン比セイファート銀河でより極端であるという証拠を初めて支持することを発見しました。
TIGRESSフレームワークによる核リングの星形成
| Title |
Star_Formation_in_Nuclear_Rings_with_the_TIGRESS_Framework |
| Authors |
Sanghyuk_Moon,_Woong-Tae_Kim,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10349 |
核リングは、棒渦巻銀河の中心にある強い星形成の場所です。核リングの構造と星形成率（SFR;$\dot{M}_{\rmSF}$）を決定するものを理解するために、一定の質量流入率$\に従う核リングのセミグローバルな流体力学シミュレーションを実行します。dot{M}_{\rmin}$。Kim\＆OstrikerのTIGRESSフレームワークを採用して、放射加熱と冷却、星形成、および関連する超新星（SN）フィードバックを処理します。SNフィードバックは、リングを破壊したり、リング内のあらゆる場所で星形成を抑制したりするほど強力ではないことがわかりました。一定の$\dot{M}_{\rmin}$の下では、リングスターの形成は非常に安定していて持続的であり、SFRはわずかな時間的変動しか示しません。リングSFRは、$\dot{M}_の範囲で、$\dot{M}_{\rmSF}\upperx0.8\dot{M}_{\rmin}$として流入速度と密接に相関しています。{\rmin}=0.125-8\、M_\odot\、{\rmyr}^{-1}$。リング内では、垂直方向の動的平衡が維持され、ミッドプレーン圧力（SNフィードバックによって駆動）が上にあるガスの重量のバランスを取ります。SFRの面密度は、圧力調整され、フィードバック変調された星形成理論によって予測されるように、ミッドプレーン圧力とほぼ線形に相関しています。私たちの結果に基づいて、リングSFRは$\dot{M}_\text{in}$によって因果的に制御され、リングガスの質量はSFRに適応して、ガスと星の両方。
天の川の核恒星円盤：中央分子帯から形成された動的に冷たく金属が豊富な成分？
| Title |
The_Milky_Way's_nuclear_stellar_disc:_A_dynamically_cool_and_metal-rich_component_formed_from_the_Central_Molecular_Zone? |
| Authors |
M._Schultheis,_T.K._Fritz,_G._Nandakumar,_A._Rojas-Arriagada,_F._Nogueras-Lara,_A._Feldmeier-Krause,_O._Gerhard,_N._Neumayer,_L.R._Patrick,_M.A._Prieto,_R._Sch\"odel,_A._Mastrobueno-Battisti,_M.C._Sormani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10439 |
核星団（NSD）は、核星団（NSC）と中央の巨大なブラックホールとともに、私たちの天の川の中心部の主要な構成要素の1つです。しかし、最近まで、極端な絶滅と恒星の混雑のために、NSDの恒星の内容に関する研究はほとんど得られていませんでした。専用のKMOS（VLT、ESO）分光調査を使用して、K/M巨星の観測に基づいてNSDの運動学とグローバルな金属量を研究します。NSDに沿ったスペクトル指数（NaIとCO）に基づいて導出された視線速度と金属量を追跡し、それらをAPOGEEの銀河バルジサンプル（DR16）およびNSCからのデータと比較します。NSDの金属量分布関数と金属に富む星と金属に乏しい星の割合は、NSCと銀河バルジの対応する分布と比率とは異なることがわかります。金属量の関数として速度分散を追跡することにより、NSDが運動学的に冷たく、APOGEEの内部バルジサンプル（$\rm|b|<4^{o}）とは対照的に、速度分散が金属量の増加とともに減少することがはっきりとわかります。$）。中央分子ゾーン（CMZ）の分子ガストレーサー（$\rmH_{2}CO$、CO（4-3））を使用すると、ガスの回転と金属が豊富な集団の回転との間に驚くべき一致が見られます。金属が豊富な星は、CMZ内のガスから形成された可能性があります。一方、金属量の少ない星は、回転プロファイルがはるかに遅く、逆回転の兆候があり、これらの星の起源が異なることを示しています。運動学とグローバルな金属量を組み合わせることで、我々の結果は、NSDが内部バルジに関して化学的および運動学的に異なることを示しており、異なる形成シナリオを示しています。
ガイアEDR3カタログのデータに基づく太陽系との接近したステラルーメンの遭遇の研究
| Title |
Study_of_Close_Stellar_Encounters_with_the_Solar_System_Based_on_Data_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue |
| Authors |
Vadim_V._Bobylev_and_Anisa_T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10487 |
私たちは、太陽系との接近した（1個以内の）遭遇のための恒星の候補を研究しました。検討中のすべての星について、運動学的特性はガイアEDR3カタログから取得されています。これらの星と太陽系との遭遇のパラメータは、3つの方法を使用して計算されています：（1）線形のもの、（2）軸対称ポテンシャルの軌道を積分すること、および（3）ポテンシャルの軌道を積分することによってらせん状の密度波。3つの方法すべてで、同様の結果が得られることが示されています。オールトの雲の境界に到達して通過するのに適した5つの星を選択しました。2番目の方法に基づいて、他の2つの方法とよく一致して、星GJ710の遭遇パラメーターの次の推定値を取得しました。$t_{min}=1.320\pm0.028$Myrおよび$d_{min}=0.020\pm0.007$pc。パラメータ$t_{min}=-2.863\pm0.046$Myrおよび$d_{min}=0.057\pm0.079$pcのスターGaiaEDR3510911618569239040に注目することも興味深いです。
できればキャッチミー：視線方向に応じたLy $ \ alpha $放出銀河の偏った分布
| Title |
Catch_Me_if_You_Can:_Biased_Distribution_of_Ly$\alpha$-emitting_Galaxies_according_to_the_Viewing_Direction |
| Authors |
Rieko_Momose,_Kazuhiro_Shimasaku,_Kentaro_Nagamine,_Ikkoh_Shimizu,_Nobunari_Kashikawa,_Makoto_Ando,_Haruka_Kusakabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10580 |
Ly$\alpha$を放出する銀河（LAE）は、中性水素（HI）の宇宙網を忠実に追跡できない可能性があることを報告しますが、それらの分布は、視線方向によって偏っている可能性があります。$z\sim2$の3つの銀河サンプルについて、銀河と銀河の手前側と遠側のLy$\alpha$森林透過率変動との間の相互相関（CCF）を別々に計算します：LAE、[OIII]エミッター（O3E）、および連続体で選択された銀河。LAEのみが異方性CCFを持ち、手前側は$r=3-4〜h^{-1}$まで共動Mpcまで低い信号を示していることがわかります。これは、LAEの手前側の平均HI密度が、変動するガン・ピーターソン近似の下で、向こう側の平均HI密度よりも2.1ドル低いことを意味します。Ly$\alpha$相当幅（$EW_\text{Ly$\alpha$}^\text{obs}$）値を経験的関係のあるO3Eに割り当てて作成されたモックLAEも、オブジェクトのみを使用すると、同様の異方性CCFを示します。$EW_\text{Ly$\alpha$}^\text{obs}$が特定のしきい値よりも高い。これらの結果は、私たちへのLy$\alpha$放出が高密度の中性水素によって吸収されるため、高密度領域の向こう側にある銀河をLy$\alpha$で検出（「隠蔽」）するのがより困難であることを示しています。同じ領域を別の方向から見ると、銀河がHIガスを使ってかくれんぼをしているように、別のLAEのセットが選択されます。LAEを使用して過密度を検索する場合は注意が必要です。
ホット分子コアG331.512-0.103のイソシアン酸（HNCO）：観察と化学モデリング
| Title |
Isocyanic_acid_(HNCO)_in_the_Hot_Molecular_Core_G331.512-0.103:_Observations_and_Chemical_Modelling |
| Authors |
Carla_M._Canelo,_Leonardo_Bronfman,_Edgar_Mendoza,_Nicolas_Duronea,_Manuel_Merello,_Miguel_Carvajal,_Am\^ancio_C.S._Fria\c{c}a_and_Jacques_Lepine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10605 |
イソシアン酸（HNCO）は、プレバイオティクスで複雑な有機種を形成する可能性のある単純な分子です。AtacamaPathfinderEXperiment（APEX）で収集されたスペクトル調査を使用して、この作業では、高温分子コア/流出G331.512-0.103（以下G331）でのHNCOの42の遷移の検出を報告します。スペクトル線は、周波数間隔$\sim$160〜355GHzで観測されました。回転図法を適用した局所熱力学的平衡（LTE）分析により、HNCOの励起条件を研究しました。励起温度とカラム密度は、$T_{ex}$=58.8$\pm$2.7Kおよび$N$=（3.7$\pm$0.5）$\times$10$^{15}$cm$と推定されます。^{-2}$、ビーム希釈効果を考慮。導出された相対存在量は、（3.8$\pm$0.5）$\times$10$^{-9}$と（1.4$\pm$0.2）$\times$10$^{-8}$の間です。他のホット分子コアと比較して、カラムの密度と存在量は一致しています。4つのCHNO異性体の内部分配関数の更新：HNCO;シアン酸、HOCN;雷酸、HCNO;イソフルミン酸、HONCが提供されます。また、天体化学コードNautilusを使用して、HNCOの存在量をモデル化して議論しました。シミュレーションでは、60Kの温度で、G331の推定動的年齢よりも大きい$\sim$10$^5$年の化学年齢で、単純なゼロ次元モデルを使用して存在量を再現できます。この結果は、より堅牢なモデルの必要性、さらにはHNCOに関連する化学反応の修正の必要性を示唆している可能性があります。
流出と流入が出会う場所：SSA22ライマンのガス運動学-高度な放射伝達モデリングによってデコードされた{\ alpha}ブロブ2
| Title |
Where_Outflows_Meet_Inflows:_Gas_Kinematics_in_SSA22_Lyman-{\alpha}_Blob_2_Decoded_by_Advanced_Radiative_Transfer_Modelling |
| Authors |
Zhihui_Li,_Charles_C._Steidel,_Max_Gronke,_Yuguang_Chen_and_Yuichi_Matsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10682 |
SSA22プロトクラスター領域（$z\sim$3.1）でのLy$\alpha$Blob2（LAB2）の新しい分光観測を示します。狭帯域のLy$\alpha$画像を作成することにより、3つの異なる領域で拡張Ly$\alpha$放射が観察されました。この領域では、最高のLy$\alpha$表面輝度（SB）中心が既知の連続体ソースから遠く離れています。。高いLy$\alpha$SB領域をカバーするMOSFIREスリットを検索しましたが、最も高いSB中心付近で有意な輝線星雲を検出することはできません。さらに、青と赤のフラックス比をマッピングし、べき乗則指数が$\sim$-0.4のLy$\alpha$SBと反相関していることを確認します。モンテカルロ放射伝達（MCRT）モデリングを使用して空間的に分解されたLy$\alpha$プロファイルをデコードするために、多相の塊状モデルとシェルモデルの両方を使用し、妥当な物理パラメータで多様なLy$\alpha$形態を正常に再現しました。2つの異なるモデルのパラメーター間には有意な相関関係があり、多相の塊状モデルパラメーターは、シェルモデルパラメーターとデータの間で以前に報告された不一致を自然に軽減しました。さらに、異なる空間位置で同時にLy$\alpha$スペクトルをモデル化し、推定された凝集塊の流出速度の変動は、見通し内投影効果によってほぼ説明できることがわかりました。私たちの結果は、「中央電源+散乱」シナリオをサポートしています。つまり、Ly$\alpha$光子は中央電源によって生成され、流出する多相HIガスで散乱しながら外側に伝播します。ブロブ周辺の近くでの冷たいガスの落下は、観測された青が優勢なLy$\alpha$プロファイルを形作りますが、そのエネルギーの寄与は、星形成銀河やAGNによる光イオン化と比較して小さい可能性があります。
ブラックホールX線連星MAXIJ1820 + 070 / ASASSN-18eyの18か月間の光学および紫外線モニタリング
| Title |
Optical_and_Ultraviolet_Monitoring_of_the_Black_Hole_X-ray_Binary_MAXI_J1820+070/ASASSN-18ey_for_18_Months |
| Authors |
Hanna_Sai,_Xiaofeng_Wang,_Jianfeng_Wu,_Jie_Lin,_Hua_Feng,_Tianmeng_Zhang,_Wenxiong_Li,_Jujia_Zhang,_Jun_Mo,_Tianrui_Sun,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Davron_Mirzaqulov,_Liming_Rui,_Weili_Lin,_Xulin_Zhao,_Han_Lin,_Jicheng_Zhang,_Xinghan_Zhang,_Yong_Zhao,_Xue_Li,_Danfeng_Xiang,_Lingzhi_Wang,_Chengyuan_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10370 |
MAXIJ1820+070は、爆発期間中の光学バンドとX線バンドの両方で高い光度を備えた低質量ブラックホールX線連星システムです。X線、紫外線、および光学バンドでの広範な測光、および光バーストの開始から$\sim$550日までのフェーズをカバーする密集した光スペクトルを提示します。再増光プロセス中、発光はX線より20.80$\pm$2。85日先行しました。スペクトルは、バルマー系列、HeI、HeII線、および幅広いボーエンブレンドの青色の連続体と発光特性によって特徴付けられます。輝線の疑似相当幅（pEW）は、同等の位相で測定されたX線束と反相関を示すことがわかります。これは、光学連続体による抑制の増加によるものです。X線ピーク付近では、H$_{\beta}$とHeII$\lambda$4686の最大値の半分の全幅（FWHM）は、19.4オングストロームと21.8オングストロームで安定する傾向があります。これは線形成領域に対応します。ディスク内の半径1.7および1.3R_sun。さらに線の絶対フラックスを分析したところ、H$_{\beta}$とHeII$\lambda$4686のフラックスは、X線フラックスと正の相関を示し、照射モデルが光学に関与していることがわかりました。放出。しかし、X線放射が爆発後t$\sim$200日で劇的なフラックス低下を経験する一方で、光フラックスはほとんど変化を示さないという事実は、粘性エネルギーなどの追加エネルギーがに加えて光放射に寄与する可能性があることを示唆していますX線照射。
2009〜2010年の爆発時のXTEJ1752-223のジェット特性
| Title |
Jet_Properties_of_XTE_J1752-223_During_its_2009-2010_Outburst |
| Authors |
Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Debjit_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10485 |
銀河系の短軌道周期ブラックホール候補（BHC）XTE〜J1752-223は、2009年10月21日にロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）によって発見されました。遷音速流ソリューションベースの2成分移流（TCAF）モデルを使用して、この爆発のスペクトル特性を研究します。TCAFモデル適合スペクトルは、ケプラーディスクレート、サブケプラーハローレート、ソースの質量と正規化以外の、いわゆる{\it{コンプトン雲}}のプロパティなどの物理的な流れパラメータの推定値を提供します。（$N$）。$N$は、TCAFで観測された光子束に対する放出の標準化された比率であり、ジェットからのX線放出は含まれていません。ジェットが存在する場合、この比率は変化し、この偏差はジェットからのX線寄与の推定値を取得するために使用されます。ジェットの性質は、低輝度のハード状態ではコンパクトであり、高輝度の中間状態では離散的またはボビーであることがわかります。さまざまなコンポーネントからの無線（5.5GHz）フラックスとX線（$2.5-25$keV）フラックスの間に相関関係があります。ラジオ（$F_R$）とジェットX線（$F_{ouf}$）のフラックスは、標準相関の許容範囲（$0.6$から$0.7$）内で相関していることがわかります。同様の相関指数が、他の3つの短い軌道周期の過渡BHC（Swift〜J1753.5-0127、MAXI〜J1836-194\＆XTE〜J1118+480）について私たちのグループによって報告されました。
Chandra、NuSTAR、および激変星の光学観測IGRJ17528-2022およびIGRJ20063 + 3641
| Title |
Chandra,_NuSTAR,_and_Optical_Observations_of_the_Cataclysmic_Variables_IGR_J17528-2022_and_IGR_J20063+3641 |
| Authors |
Jeremy_Hare,_Jules_P._Halpern,_John_A._Tomsick,_John_R._Thorstensen,_Arash_Bodaghee,_Maica_Clavel,_Roman_Krivonos,_and_Kaya_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10503 |
2つのINTEGRALソース、つまりIGRJ17528-2022とIGRJ20063+3641のChandra、NuSTAR、およびMDMの観測について報告します。IGRJ17528-2022は未確認のINTEGRALソースですが、IGRJ20063+3641は最近、Halpernetal。によって磁気激変星（mCV）として識別されました。（2018）。IGRJ17528-2022のチャンドラ観測により、光源に対応する光学部品を特定し、その光学スペクトルを取得することができました。これは、強力なH$\alpha$輝線を示しています。吸収された部分的に覆われた熱制動放射モデルによく適合するX線スペクトルと組み合わせた光学時系列測光で観察された光学スペクトルとちらつきは、この光源が強力なmCV候補であることを示唆しています。IGRJ20063+3641のX線観測は、172.46$\pm0.01$sの周期で明確な変調を示しています。これは、白色矮星の自転周期に起因すると考えられます。ソースの追加のMDM分光法により、0.731$\pm0.015$dでの公転周期の明確な決定も可能になりました。この線源のX線スペクトルは、吸収された部分的に覆われた熱制動放射モデルにもよく適合します。X線スペクトル、スピン周期性、および軌道周期性により、この線源を中間ポーラーとしてさらに分類することができます。
失敗した超新星では、陽子中性子星相でのニュートリノ放出によるコアの重力の弱体化により、前駆体の外側エンベロープの部分的な放出が発生する可能性があります。超新星残骸（SNR）と同様に、この噴出物が星周物質を一掃するときの放出を考慮します。青色超巨星の爆発の失敗に焦点を当て、軟X線で発光が明るくなる可能性があることを発見しました。そのソフトな放出のために、大マゼラン雲（LMC）のソースは、銀河円盤のソースよりも検出が有望であることがわかります。これらの残骸は、典型的なSNRと比較して、小ささ（$\lesssim10$pc）と遅さ（数百ドルの${\rmkm\s^{-1}}$）に特徴があります。検出可能なソースの予想数は少ないですが（eROSITA4年間の全天観測では数個まで）、LMCを対象としたより深い調査の見通しは良好です。これらの失敗したSNRの検出は、ブラックホール形成時の質量放出の観測研究を実現します。
化石場の仮説のテスト：強く磁化されたOB星は、すべての既知のマグネターを生成できるでしょうか？
| Title |
Testing_the_fossil_field_hypothesis:_could_strongly_magnetised_OB_stars_produce_all_known_magnetars? |
| Authors |
Ekaterina_I._Makarenko,_Andrei_P._Igoshev,_A.F._Kholtygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10579 |
スペクトル型OおよびBの星は、超新星爆発の後に中性子星（NS）を生成します。$B\propto10^{12}$Gの通常の電波パルサーや$B\propto10^{14}$Gのマグネターなど、ほとんどのNSは強く磁化されています。大質量星の7〜12パーセントの一部も$B\propto10^3$Gで磁化され、一部は$B\propto1$Gで弱く磁化されます。NSの磁場は、それらの前駆体の磁場の化石の残骸である可能性があることが示唆されました。この作品は、この仮説を研究することに専念しています。まず、O、B、Aの星の表面磁場の最新の正確な測定値をすべて収集します。次に、B星の磁場の対数正規分布のパラメーターを推定し、強く磁化されている場合は$\mu_B=2.83\pm0.1$$\log_{10}$（G）、$\sigma_B=0.65\pm0.09$であることがわかりました。弱く磁化されている場合は$\mu_B=0.14\pm0.5$$\log_{10}$（G）、$\sigma=0.7_{-0.27}^{+0.57}$。第三に、パルサーとマグネターの磁場は磁場に$2.7$DEXの差があり、マグネターはすべての若いNSの10％を占め、集団合成を実行すると仮定します。パルサーとマグネターの磁場の差が2.7DEXの場合、それらの集団を同時に再現することは不可能であることがわかりました。したがって、磁場の単純な化石起源はNSにとって実行可能ではないと結論付けます。
適応的に洗練されたメッシュ上のポアソンソルバーの重力自己力誤差
重力源がそれ自体に誘発する重力の誤差（自己力誤差）は、線形運動量の保存とエネルギー保存の両方に違反します。そのような誤差が自己重力システムに存在し、平均化するのに十分にランダムでない場合、得られた数値解は時間とともに次第に非物理的になります。システムは数値効果のために運動量とエネルギーを獲得または失います。この論文では、リファインメントが不均一であるときに、適応的にリファインされたメッシュ上で自己重力が解決される場合に、自己力エラーがどのように発生するかを示します。自己力誤差の解析式と、理想的な設定でのそのような自己力誤差を示す数値例を提供します。また、リファインメント境界に補正項を直接追加することにより、これらのエラーを任意の順序に補正する方法も示します。
| Title |
Gamma_Ray_Burst_studies_with_THESEUS |
| Authors |
G._Ghirlanda,_R._Salvaterra,_M._Toffano,_S._Ronchini,_C._Guidorzi,_G._Oganesyan,_S._Ascenzi,_M.G._Bernardini,_A._E._Camisasca,_S._Mereghetti,_L._Nava,_M.E._Ravasio,_M._Branchesi,_A._Castro-Tirado,_L._Amati,_A._Blain,_E._Bozzo,_P._O'Brien,_D._G\"otz,_E._Le_Floch,_J._P._Osborne,_P._Rosati,_G._Stratta,_N._Tanvir,_A._I._Bogomazov,_P._D'Avanzo,_M._Hafizi,_S._Mandhai,_A._Melandri,_A._Peer,_M._Topinka,_S._D._Vergani,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10448 |
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も強力なトランジェントであり、他のすべての$\gamma$線の空の光源を数秒間過剰に照らします。それらの放出は、巨大な星のコア崩壊またはコンパクトなバイナリの合併の後に発射された、狭くコリメートされた相対論的ジェット内で生成されます。THESEUSは、高$z$GRBの統計的に有意なサンプルを確保し、現在のサンプルを低光度に拡張する低中間赤方偏移で多数のGRBを提供することにより、宇宙論的ツールとしてGRBを使用するための新しいウィンドウを開きます。。軟X線イメージャ（SXI）およびX-ガンマ線イメージング分光計（XGIS）機器の広いエネルギー帯域と前例のない感度は、迅速な放出の性質を明らかにするための新しいルートを提供します。初めて、0.3keVから10MeVまでの迅速な放射スペクトルの完全な特性評価が、前例のない大規模な統計で可能になり、シンクロトロン放射の特徴が明らかになります。0.3keVまで伸びるSXIスペクトルは、局所的な金属吸収を抑制し、最も明るいイベントの場合は、前駆体の噴出物組成を抑制します。内部エネルギー散逸メカニズムの性質の調査は、このような広いエネルギー範囲にわたってこれまで調査されていない1秒未満の変動性のXGISを使用した体系的な研究を通じて得られます。THESEUSは、これらの初期の残光放出段階のスペクトル研究を10keV以上に拡張する独自の能力を備えて、初期の急降下中およびプラトー段階を通じて、軟X線バンドまでの迅速な放出のスペクトル進化を追跡します。
光害を寄せ付けない：赤線、目標値、トップダウンアプローチ
| Title |
Keeping_light_pollution_at_bay:_a_red-lines,_target_values,_top-down_approach |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Fabio_Falchi,_Raul_C._Lima,_Martin_Pawley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10616 |
光害防止のための一般的な規制の枠組みは、個々の光源または単一の設備（ULOR、スペクトル、照度レベル、グレアなどの機能に関して）の条件を確立することに基づいており、個々に正しい照明設備のアンサンブルがどういうわけかこの問題を解決するのに効果的です。この「ローカルソース」アプローチは確かに必要であり、間違いなく実施されます。しかし、夜の劣化の実際のプロセスを抑制し、必要な修復目標を効果的に達成するには、明らかに不十分であるように思われます。この論文では、光害防止の政策において可能な限り早期に採用されるべきであると私たちの意見である補完的な（代替ではない）「レッドライン」戦略について説明します。このトップダウンアプローチは、夜の許容可能な劣化に明確な制限を設定することを目指しており、科学に基づいた公共政策決定を行い、移行プロセスを管理するために必要な方法論的ツールを提供します。光害の軽減は、領土管理計画の不可欠な部分として日常的に含まれるべきです。これらの概念を説明するために、実用的なアプリケーションのケーススタディについて説明します。
Herschel / HIFIによって観測された原始惑星状星雲と若い惑星状星雲の速い流出
| Title |
Fast_outflows_in_protoplanetary_nebulae_and_young_planetary_nebulae_observed_by_Herschel/HIFI |
| Authors |
Marta_Lorenzo,_David_Teyssier,_Valent\'in_Bujarrabal,_Pedro_Garc\'ia-Lario,_Javier_Alcolea,_Eva_Verdugo_and_Anthony_Marston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10209 |
速い流出と遅い殻（一般に漸近巨星分枝星の化石星周エンベロープとして知られている）との相互作用は、原始惑星系円盤と惑星状星雲（pPNe、PNe）の構造と運動学において重要な役割を果たします。これらの物体内でのそれらの影響を適切に研究するには、遠赤外線（FIR）およびサブミリ波（submm）遷移でのみ検出可能な中間温度ガスも観察する必要があります。温度と励起状態に焦点を当てて、いくつかのpPNeとPNeで提示される流出の物理的条件を研究します。9つのpPNeと9つのPNeで12COのサブミリ波線でハーシェル/HIFI観測を実行し、IRAM30m望遠鏡で取得して文献から取得した低JCOスペクトルでそれらを補完しました。HIFIのスペクトル分解能により、ラインプロファイル内のさまざまな星雲成分を識別および測定できます。大きな速度勾配（LVG）モデルの予測との比較を使用して、励起条件、温度、密度など、星雲内の暖かいガスの物理的条件を推定しました。pPNeの速風では、通常75K〜200Kに達する高い運動温度が見られました。対照的に、サンプリングされたPNeの高速ガスはより低温で、特徴的な温度は25K〜75Kであることがわかりました。より低い励起状態で。pPNフェーズ中に発生した冷却の結果として、高速流出の運動温度と励起状態と、加速（おそらく衝撃によって駆動される）からの経過時間とのこの相関関係を解釈します。
IRISとHinodeからの同時分光観測を使用した活性領域の上昇流とコア特性の比較
| Title |
A_comparison_of_the_active_region_upflow_and_core_properties_using_simultaneous_spectroscopic_observations_from_IRIS_and_Hinode |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Louise_Harra,_Lucia_Kleint,_Brandon_Panos,_and_David_H._Brooks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10234 |
遅い太陽風の起源はまだ未解決の問題です。活動領域（AR）の端での上昇流は、遅い太陽風に寄与する可能性があることが示唆されています。ここでは、上昇流領域とARコアを比較し、プラズマ特性が彩層から遷移領域を経由してコロナにどのように変化するかを調べました。四肢間の観察NOAA12687（2017年11月14日から25日）を調査しました。IRISとHinode/EISから同時に得られた分光データを6つのスペクトル線で分析しました。各輝線のプラズマ特性間の相互関係を研究し、隣接する地層温度線間のプラズマ特性を比較しました。最も特徴的なスペクトルを見つけるために、機械学習手法k-meansを使用して各波長のスペクトルを分類しました。上昇流領域では、冠状線のドップラー速度は強く相関しているが、遷移領域と冠状線は相関を示さないことがわかった。ただし、それらのフラックスには強い相関関係があります。上昇流領域は、ARコアよりも密度と温度が低くなっています。上昇流領域では、ドップラー速度と非熱速度は冠状線で強い相関を示しますが、ARコアでは相関は見られません。上昇流領域とARコアの境界では、上昇流領域は、冠状非熱速度の増加、DEMから得られた放射、および彩層の赤方偏移領域の支配を示しています。得られた結果は、少なくとも3つの並列メカニズムがプラズマの上昇流を生成することを示唆しています。（1）下部コロナまたは上部彩層の閉ループと開磁力線の間の再接続。（2）彩層の小規模ループと開放磁場の間の再結合。（3）彩層プラズマが太陽コロナに逃げることを可能にする磁力線の拡大。
非拡張磁気ブレーキ指数の星の年齢依存性：散開星団のテスト$ \ alpha $ Per
| Title |
Stellar_age_dependence_of_the_nonextensive_magnetic_braking_index:_a_test_for_the_open_cluster_$\alpha$Per |
| Authors |
Daniel_B._de_Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10248 |
恒星スピンダウン法則の一般化された関数を使用して、磁気ブレーキ指数（$q$）の年齢依存性を調査します。私たちの調査には、1Gyr未満で、質量が0.7から1.1$M_{\odot}$の範囲の9つの散開星団が含まれています。私たちの目的は、最も若いクラスターの星の回転速度の累積分布（$\alpha{\rmPer}$）をもたらす非拡張ブレーキインデックス$q$の時間的振る舞いを検証することです。古いクラスター。その結果、$q$-indexは時間の経過とともに計算されます$t-t_{\alpha{\rmPer}}$ここで、$t$は、回転の将来の累積分布を推定するために使用される古い散開星団の年齢です。現在の年齢が$t_{\alpha{\rmPer}}$の$\alpha{\rmPer}$クラスターの速度。$q$の値は、質量ビンに応じて1.36と1.38付近でわずかに一定であることがわかります。結論として、結果は、散開星団の星の回転減衰を制御するメカニズムが時間の増分に依存しないことを示しているようです。
星周エンベロープにおけるCOの光分解に関する考察
一酸化炭素（CO）は、水素分子に次いで最も豊富な分子であり、進化した星の周りの星周エンベロープの化学にとって重要です。分子線の強度と形状をモデル化する場合、COエンベロープのサイズは入力パラメーターであり、導出される質量損失率に影響を与えます。特に、低J遷移CO線は、CO光解離半径に敏感です。最近、かなり異なるさまざまな形式を使用して、新しいCO光解離半径が公開されました。計算の1つのセットは、80年代初頭に導出された数値近似を使用する脱出確率形式に基づいています。これらの近似の精度が調査され、主張されているよりも精度が低いことが示されています。改善された形式主義が導き出されます。それにもかかわらず、COエンベロープサイズの変化は小さいものから中程度であり、$10^{-7}<\dot{M}<10^{-4}$\msolyr\のモデルでは2\％未満で、最大で7\％です。$\dot{M}=10^{-8}$\msolyrのモデルの場合。
線で結ばれた境界条件により、共鳴吸収モデルが非物理的に大きな境界層を生成する可能性があります
| Title |
Line-tied_boundary_conditions_can_cause_resonant_absorption_models_to_generate_unphysically_large_boundary_layers |
| Authors |
A._P._K._Prokopyszyn,_A._N._Wright,_A._W._Hood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10497 |
この論文では、線形電磁流体力学を使用して、デカルト座標系で冠状プラズマの共鳴吸収をモデル化します。線で結ばれた境界条件を課し、遷移領域に対して斜めになるように背景磁場を傾けます。Halberstadt＆Goedbloed（1993、1995）;Goedbloed＆Halberstadt（1994）;Arreguietal。（2003）線で結ばれた境界条件が、それらの共鳴吸収モデルに急な境界層/エバネセント高速波を生成させることを示しています。私たちは、境界層の重要性を研究し、太陽の文脈におけるそれらの重要性を評価することを目指しています。線で結ばれた境界条件を課すモデルで解を計算し、代わりに彩層を含めるモデルと比較します。結果は分析的に計算され、数値的に検証されます。線で結ばれた境界条件により、モデルが境界層の振幅を大幅に過大評価する可能性があることを示します。高速波が彩層内を伝播できる場合、線で結ばれたモデルは境界層の振幅を正確に予測します。ただし、高速波がエバネセントである場合、境界層のサイズは大幅に縮小され、線で結ばれたモデルはそれらの振幅を過大評価します。これは、遷移領域に接する長さスケールが線で結ばれた境界条件の有効性を決定する上で重要な役割を果たすことができるという直感に反する結果につながります。結果は、線で結ばれた境界条件により、モデルが非物理的に大きな境界層を生成する可能性があることを示唆しています。ただし、研究者は、欠陥を理解して認識している場合、その単純さと計算時間を大幅に短縮する能力のために、モデルでそれらを引き続き使用することを望む場合があります。
近くの惑星をホストしている非アクティブな中期M矮星LHS3844の高エネルギースペクトル
| Title |
The_high-energy_spectrum_of_the_nearby_planet-hosting_inactive_mid-M_dwarf_LHS_3844 |
| Authors |
Hannah_Diamond-Lowe,_Allison_Youngblood,_David_Charbonneau,_George_King,_D._J._Teal,_Sandra_Bastelberger,_Lia_Corrales,_Eliza_M.-R._Kempton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10522 |
地球型外惑星の大気またはその欠如を完全に特徴づけるには、それらのホスト星によって提供される高エネルギー環境を含める必要があります。近くのM型矮星LHS3844は、実質的な大気を欠く地球の世界をホストしています。HST/COSによってキャプチャされた1131-3215AからのLHS3844の時系列UVスペクトルを提示します。FUVで1つのフレアを検出します。これは、絶対エネルギーが8.96+/-0.79e28ergで、同等の持続時間が355+/-31秒です。フレアと静止UVスペクトルを別々に抽出します。各スペクトルについて、UVライン強度間の相関関係を使用してLy-alphaフラックスを推定します。Swift-XRTを使用して、軟X線フラックスに上限を設定し、星間物質によって隠されているフラックスを推定するための微分放射モデル（DEM）を構築します。XUVのDEMフラックス推定値を、UVのLy-alpha、SiIV、およびNVラインからのスケーリングに依存する他の方法と比較します。ボロメータの光度に対するLHS3844のXUV、FUV、およびNUVフラックスは、静止状態の場合、それぞれlog10（Lband/LBol）=-3.65、-4.16、および-4.56です。これらの値は、初期M矮星のサンプルに対するMUSCLES調査によって発見された恒星の有効温度の関数としての高エネルギーフラックスの傾向と一致しています。最も分光的にアクセス可能な地球型外惑星の多くは、LHS3844のようなM中期から後期の不活性な矮星を周回しています。LHS3844のスペクトルは、これらの世界の現在の放射線環境の有用なプロキシです。
2D等温Cショックにおける抗力の不安定性
Gu\＆Chenによる1D垂直等温Cショックの抗力不安定性の線形解析を、星形成雲の典型的な環境における2D垂直および斜めCショックに拡張します。不安定モードについては、簡略化された分散関係が導き出されます。抗力不安定性のモード特性は、一般に、横波（衝撃流に垂直）と縦波（衝撃流に沿った）の比率に依存することがわかります。横方向に大規模なモードの場合、2D衝撃波での抗力不安定性の成長率と波動周波数は1D衝撃波でのそれらに似ています。横方向に小規模なモードの場合、抗力の不安定性は、主に横方向に沿った音響モードと結合した不安定なモードによって特徴付けられます。衝撃が垂直または斜めではない場合、ゆっくりと伝播するモードが存在します。これは潜在的に非線形領域に成長し、不安定性の最大の成長に寄与する可能性があります。対照的に、衝撃がより斜めになると、このゆっくりと伝播する不安定モードは消え、抗力不安定性の最大の成長は、横方向に大規模なモード（つまり、ほぼ1Dモード）に起因する可能性があります。私たちが考えるすべての場合において、密度の摂動の大きさは、速度と磁場の摂動の大きさよりも大幅に大きく、密度の向上が不安定性の線形領域のダイナミクスを支配していることを意味します。線形解析のいくつかの問題と、考えられる天体物理学的影響についても簡単に説明します。
量子コアと等温大気を伴うBEC暗黒物質ハローをパラメータ化する発見的波動方程式
| Title |
A_heuristic_wave_equation_parameterizing_BEC_dark_matter_halos_with_a_quantum_core_and_an_isothermal_atmosphere |
| Authors |
Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.09244 |
暗黒物質ハローを表す可能性のある自己重力ボーズ・アインシュタイン凝縮の進化を支配するグロス・ピタエフスキー・ポアソン方程式は、重力冷却と激しい緩和のプロセスを経験します。リンデンベルの無衝突恒星系の激しい緩和理論の精神に基づいて、この複雑なプロセスのヒューリスティックなパラメータ化を提案します。有効温度$T_{\rmeffに関連する対数非線形性を含む一般化された波動方程式（[PHChavanis、Eur。Phys。J。Plus{\bf132}、248（2017）]で現象論的に導入された）を導出します。}$と摩擦$\xi$に関連する減衰項。これらの項は、最大エントロピー生成の原理から取得でき、揺らぎ散逸定理を表すアインシュタインの関係式によってリンクされます。波動方程式は、リンデンベルエントロピーの$H$定理を満たし、固定質量とエネルギーでのエントロピーの最大値である安定した平衡状態に向かって緩和します。この平衡状態は、ボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質ハローの最も可能性の高い状態を表しています。それは一般的にコアハロー構造を持っています。量子コアは重力崩壊を防ぎ、コアカスプの問題を解決する可能性があります。等温ハローは、観測と一致して平坦な回転曲線につながります。これらの結果は、暗黒物質ハローの現象学と一致しています。さらに、前の論文[P.H.Chavanis、Phys。Rev.D{\bf100}、123506（2019）]、固定総質量および総エネルギーでのコア質量に関するエントロピーの最大化は、直接数値で得られた関係と一致するコア質量-ハロ質量の関係を決定しますシミュレーション。正規の説明ではなく、ミクロカノニカルの説明を使用することの重要性を強調します。また、フェルミオン暗黒物質ハローの場合に私たちの形式をどのように適用できるかについても説明します。
ベッセル関数の積の正確な積分対和の関係
2つのベッセル関数の無限和をそれらの無限積分に関連付ける有用なアイデンティティがDominicietal。で発見されました。（2012）。ここでは、この結果を$N$ベッセル関数の積に拡張し、アーベルプラナの定理を使用して簡単に証明できることを示します。$N=2$の場合、証明は前の作業よりもはるかに単純であり、有効性の範囲が大幅に拡大されます。
非最小インフレの世界的な肖像画
曲率に非最小結合されたスカラー場のヨルダンフレームモデルでインフレーション宇宙を分析するための力学系アプローチを再考します。採用された変数のセットにより、運動レジームやインフレーションレジームなど、位相空間のさまざまな漸近状態を明確に区別できます。インフレは、非双曲線漸近ド・ジッター点または通常のサドル・ド・ジッター点のいずれかから無限大で発生するヘテロクリニック軌道として実現されます。また、十分なインフレーション膨張につながる可能性のある初期条件の包括的な図を提示し、それらの範囲を状態図に示します。さらに、ジョーダンフレームに適用できる正しいスローロール条件を決定し、それらが主要なインフレの「アトラクタソリューション」にどのように近似するかを示します。特定の例として、2次および4次ポテンシャルモデルをポートレートし、非最小結合を増やすと、2次の場合の良好な初期条件の範囲が減少しますが、4次の場合は拡大することに注意してください。
ドップラー広がりを除去するための技術としての強度相関スペックル
| Title |
Intensity_correlation_speckles_as_a_technique_for_removing_Doppler_broadening |
| Authors |
R._Merlin,_N._Green,_I._Szapudi_and_G._Tarle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10200 |
従来のドップラーフリー測定ではアクセスできない遠方の線源からの電磁放射の放出におけるドップラー広がりの完全な除去を可能にする、強度相関測定を含む方法が説明されている。N-1次のg（2）の補正に依存するこの手法は、隣接するスペクトル線間の分離をプローブし、衝突による広がりの除去にも適用できます（Nは放出粒子の数であり、g（2）は2次フィールド相関関数です）。考えられるアプリケーションには、重力レンズ付きクエーサーの赤いシフトからの宇宙論的パラメーターの決定が含まれます。
2つの部分空間を持つEinstein-Gauss-Bonnet重力の指数宇宙論的解：一般的アプローチ
| Title |
Exponential_cosmological_solutions_in_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity_with_two_subspaces:_general_approach |
| Authors |
Sergey_A._Pavluchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10423 |
この論文では、空間セクションが2つの部分空間の積である、アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力におけるすべての可能な指数解の体系的な調査を実行します。与えられた$\{p、q\}>2$（2つの部分空間の次元数）と$\zeta$（これら2つの部分空間の拡張率の比率）の解を常に見つけることができるスキームについて説明します。パラメータに応じて、与えられた$\{\alpha、\Lambda\}$（ガウス・ボネ結合と宇宙定数）に対して、最大4つの異なる解（異なる$\zeta$を使用）が存在する可能性があります。安定性の要件により、$\zeta$、$\{p、q\}$と拡張率の符号の間に関係が生じます。それでも、$\{p、q\}>2$の場合は、結果の解が安定するように、拡張率の符号をいつでも選択できます。解を見つけるためのスキームが説明され、パラメータの境界が描かれます。$\{p、q\}=\{1、2\}$の特定のケースも考慮されます。最後に、部分空間の1つが3次元で拡張し（宇宙に似ている）、もう1つが収縮している（余分な次元に似ている）という物理的に意味のあるケースについて個別に説明し、コンパクト化の成功について説明しました。この場合、そのような体制が発生するパラメータにも限界を設けました。
標準インフレーションにおける予熱時間の研究
この論文では、e-folding数$N_{\rmpre}$と有効な状態方程式パラメーター$\omega_{\rmpre}$によってモデル化された予熱期間を研究します。予熱状態方程式パラメーター$\omega_{\rmpre}=0$は、インフレ後の拡張のe-foldを意味することを示します。ヒッグスと多項式のポテンシャルを考慮すると、プランク2018の結果によると、カオスモデルとヒッグスモデルは観測データとの良好な互換性を示していると結論付けます。
