銀河群の新しいサンプルの弱いレンズ効果の質量について
| Title |
On_the_weak_lensing_masses_of_a_new_sample_of_galaxy_groups |
| Authors |
Elizabeth_J._Gonzalez,_Facundo_Rodriguez,_Manuel_Merch\'an,_Diego_Garc\'ia_Lambas,_Mart\'in_Makler,_Mart\'in_Chalela,_Maria_E._S._Pereira,_Bruno_Moraes_and_HuanYuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10690 |
銀河群の質量は、これらのシステムをダークマターハローホストと関連付けるために重要です。ただし、正確な質量推定値を導き出すことは、低質量銀河群にとって特に困難です。さらに、弱いレンズ効果の推定値を使用した保存マスプロキシのキャリブレーションは、主に大規模なクラスターに焦点が当てられてきました。ここでは、広い質量範囲にわたる分光カタログに従って特定された銀河群のサンプルのハロー質量の研究を紹介します。私たちの分析の主な動機は、存在量マッチング光度技術によって導き出された銀河群カタログによって提供される質量推定値を評価することです。スタッキング弱レンズ分析に従って、全ハロー質量の推定値を導き出します。私たちの研究では、大規模なグループサンプルのハロー質量の代用として、この手法に基づいた質量推定の精度をテストできます。レンズプロファイルは、質量、豊富さ、赤方偏移に一致する豊富さの異なるビンのグループを組み合わせて計算されます。適合レンズ質量は、存在量マッチングから得られた質量と相関しています。ただし、低質量範囲と中間質量範囲のグループを検討する場合、特徴的なグループの光度に従って計算された質量は、弱レンズ分析によって決定された値よりも高い値を予測する傾向があります。選択されたグループが中央の初期型銀河を持っている場合、低質量範囲の合意は改善されます。提示された結果は、広い質量範囲でハローホスト質量に優れたプロキシを提供するアバンダンスマッチング技術に基づく質量推定の使用を検証します。
原始ブラックホールに対する21cmの森林の制約
暗黒物質（DM）の一部としての原始ブラックホール（PBH）は、大規模構造の進化と宇宙の熱履歴を変更します。小規模および銀河間媒体（IGM）の熱状態に敏感な、将来の21cmの森林観測は、そのようなPBHの存在を調査する可能性があります。この記事では、PBHの存在によって引き起こされる小規模のショットノイズ等曲率モードが、低質量ハローまたはミニハロの量、つまり21cmの吸収線の数を増やすことができることを示します。ただし、PBHの質量が$M_{\rmPBH}\gtrsim10\、M_\odot$と同じくらい大きく、DM、$f_{\rmPBH}$、IGM加熱などのPBHの十分な割合が豊富な場合PBHへの降着により、等曲率モードによる増強が打ち消され、代わりに吸収線の数が減少します。両方の効果の一致は、吸収体の数に独特の特徴を刻み、PBHの豊富さを制限することを可能にします。将来の21cmの森林観測でPBHを制約する見通しを計算し、$M_{\rmPBH}=で$f_{\rmPBH}\sim10^{-3}$という低い存在量で達成可能な競争上の上限を見つけます。現在のプローブによるパラメータ空間の未探索領域では、100\、M_\odot$、またはより大きな質量ではさらに低くなります。天体物理学的X線源がIGM温度に与える影響も研究されており、境界を弱める可能性があります。
シミュレートされたFAST強度マップから21cmの信号を回復する
| Title |
Recovering_21-cm_signal_from_simulated_FAST_intensity_maps |
| Authors |
Elimboto_Yohana,_Yin-Zhe_Ma,_Di_Li,_Xuelei_Chen,_Wei-Ming_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10937 |
中性水素（HI）の21cm強度マッピング（IM）は、大規模構造をプローブするための有望なツールです。21cmの強度の星図は、銀河系シンクロトロン、自由放射、銀河系外の点光源、大気ノイズなど、さまざまな前景によって高度に汚染されている可能性があります。ここでは、特にHIIMを測定するための500メートル球面電波望遠鏡（FAST）の可能性を定量化するために、前景コンポーネントのモデルと除去方法を紹介します。HI信号に対する空の位置と角度スケールの両方で前景の有意な変動をキャプチャするために、$20,000\、{\rmdeg}^{2}$の調査領域での1年間の観測時間を考慮します。最初に観測空をシミュレートし、次に主成分分析（PCA）の前景分離手法を採用します。さまざまな前景、熱ノイズ、および$1/f$ノイズを含めることにより、再構築された21cmIMマップと入力された純粋な21cm信号の間の標準偏差の値が$\DeltaT=0.034\、{\rmmKであることを示します。}$、これは十分に管理されています。固有モードベースの分析は、基礎となるHI固有モードが全空成分の$1$パーセントレベルよりわずかに少ないことを示しています。合計マップからPCAでクリーンアップされた前景+ノイズマップを差し引くことにより、PCAメソッドがFASTのHIパワースペクトルを高精度で復元できることを示します。
初期の宇宙に関する結論を解決するには、正確な核測定が必要です
| Title |
Resolving_conclusions_about_the_early_Universe_requires_accurate_nuclear_measurements |
| Authors |
Cyril_Pitrou,_Alain_Coc,_Jean-Philippe_Uzan,_Elisabeth_Vangioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11148 |
原子核物理学の実験は、モデリングと原始的な存在量との比較を介して、宇宙論的パラメーターを制約する反応速度を与えます。重要な反応のエラーバー\dpgは、2020年に引き締められ、さまざまな分析間の不一致が明らかになり、他の反応のより正確な測定が求められました。
線強度マッピング実験の信号予測におけるスペクトル線広がりのモデル
| Title |
A_model_of_spectral_line_broadening_in_signal_forecasts_for_line-intensity_mapping_experiments |
| Authors |
Dongwoo_T._Chung,_Patrick_C._Breysse,_H{\aa}vard_Tveit_Ihle,_Hamsa_Padmanabhan,_Marta_B._Silva,_J._Richard_Bond,_Jowita_Borowska,_Kieran_A._Cleary,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Joshua_Ott_Gundersen,_Laura_C._Keating,_Jonas_Gahr_Sturtzel_Lunde,_Nils-Ole_Stutzer,_Marco_P._Viero,_Duncan_J._Watts_and_Ingunn_Kathrine_Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11171 |
線強度マッピングの観測では、線放射プロファイルの幅が原因で、統合された線放射の変動が小規模でさまざまな程度で減衰していることがわかります。この減衰は、測定から得られた天体物理学的または宇宙論的量の推定に大きな影響を与える可能性があります。ハローモデルを使用して、一般的なライン強度パワースペクトルのパワースペクトルのクラスタリング成分とショットノイズ成分の両方に対するライン広がりの影響の理論的処理を検討します。次に、特に大きなパラメーター空間全体でモデルの線強度信号を多数、繰り返し、高速に計算する必要がある推論のコンテキストで、分析に簡単に適用できるように、可能な簡略化を検討します。COマッピングアレイプロジェクト（COMAP）と$z\sim3$のCO（1-0）ライン強度フィールドが主要なケーススタディとして機能する場合、球形平均パワースペクトルの$\sim10\％$減衰が予想されます。COからのショットノイズを対象とした干渉計ミリ波強度マッピング実験（mmIME）の$\sim25\％$と比較して、平均して$k\upperx0.2$-$0.3$Mpc$^{-1}$の関連スケールで$k\gtrsim1$Mpc$^{-1}$のスケールで$z\sim1$-$5$の行。また、線の広がりの簡略化された処理によって導入されるエラーの性質と振幅を考慮し、単一の有効速度スケールを使用した近似で球平均パワースペクトルには十分ですが、次のような他の統計を考慮する場合は、より注意深い処理が必要であることがわかります。異方性パワースペクトルまたはボクセル強度分布のより高い多極子。
HST PanCETプログラム：ホットジュピターWASP-79bの完全な近UVから赤外線への透過スペクトル
| Title |
HST_PanCET_Program:_A_Complete_Near-UV_to_Infrared_Transmission_Spectrum_for_the_Hot_Jupiter_WASP-79b |
| Authors |
Alexander_D._Rathcke,_Ryan_J._MacDonald,_Joanna_K._Barstow,_Jayesh_M._Goyal,_Mercedes_Lopez-Morales,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Jorge_Sanz-Forcada,_Gregory_W._Henry,_David_K._Sing,_Munazza_K._Alam,_Nikole_K._Lewis,_Katy_L._Chubb,_Jake_Taylor,_Nikolay_Nikolov,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10688 |
ホットジュピターWASP-79bの新しい光透過スペクトルを紹介します。STIS機器をHSTに取り付けた状態で、0.3〜1.0umの3つのトランジットを観測しました。これらのトランジットを以前の観測と組み合わせて、WASP-79bの完全な0.3〜5.0umの透過スペクトルを構築します。HSTと地上観測の両方で、レイリー散乱やヘイズからの予想に反して、青色の波長に向かって通過深度が減少していることが示されています。3つの独立した検索コードを使用して、WASP-79bの完全な近UVから赤外線の透過スペクトルから大気および恒星の特性を推測します。これらはすべて一貫した結果をもたらします。私たちの検索では、H$_{2}$Oの以前の検出（4.0$\sigma$の信頼度）が確認され、H$^{-}$の境界のない不透明度（3.3$\sigma$）の適度な証拠と強力な証拠が提供されます。掩蔽されていない白斑（4.7$\sigma$）からの恒星汚染の分析。取得されたH$_{2}$Oの存在量（$\sim$1$\％$）は、超恒星の大気の金属量を示唆していますが、恒星または亜恒星の存在量は現在の観測と一致しています（O/H=0.3-34$\times$恒星）。3つの検索コードはすべて、正確なH$^{-}$存在量制約を取得します：log（X$_{\rm{H^{-}}}$）$\upperx$-8.0$\pm$0.7。H$^{-}$の潜在的な存在は、JWST観測がWASP-79bの大気中のイオン化学に敏感である可能性があることを示唆しています。推定される白斑は、恒星の光球よりも$\sim$500K高温であり、恒星の表面の$\sim$15$\％$を覆っています。私たちの分析は、惑星の透過スペクトルから隠されていない恒星の不均一性の影響を解きほぐすために、UV-光透過スペクトルを観察することの重要性を強調しています。
原始惑星系円盤の寿命内でのガス巨大惑星の形成は、特に星から遠く離れた場所で困難です。巨大惑星コアの急速な形成のための有望なモデルは、遭遇中のガス抗力が高い降着率につながるペブル集積です。ペブル集積のほとんどのモデルは、単調な半径方向の圧力プロファイルを持つディスクを考慮しています。これは、小石の継続的な内向きの流れと非効率的な成長を引き起こします。ここでは、複数の固有の圧力バンプを持つディスク内の惑星形成を調べます。外側の円盤では、小石がこれらの隆起の近くに閉じ込められ、適切な条件下で急速に成長します。内側の円盤では、内向きのガス移流速度が速すぎるため、ペブルトラップが存在しない可能性があります。ここの小石は急速に取り除かれます。外側の円盤では、成長は初期の惑星の質量と乱流の強さに非常に敏感です。これは、乱流密度の変動が惑星の偏心を高め、惑星と小石の相対速度を増加させるためです。距離に依存する臨界質量を超える惑星の種子は、0.03太陽質量ディスクで少なくとも60AUまで、50〜300万年で木星質量に成長します。小さな体は最初の質量の近くにとどまり、成長の結果に鋭い二分法をもたらします。乱流アルファ=1e-4の場合、臨界質量は、それぞれ9AUと75AUでの1e-4と1e-3の地球質量です。ディスクの圧力バンプは、巨大惑星とカイパーベルトオブジェクト間の大きな質量差、および一部のシステムにおける広軌道惑星の存在を説明している可能性があります。
合成画像に基づくガスダストディスクのパラメータの復元
| Title |
Restoration_of_the_Parameters_of_a_Gas-Dust_Disk_Based_on_Its_Synthetic_Images |
| Authors |
A._M._Skliarevskii,_Ya._N._Pavlyuchenkov,_E._I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10787 |
本研究のトピックは、原始惑星系円盤の動的モデルを放射伝達の計算と組み合わせて、モデルと観測値を即座に比較するのに適した合成スペクトルとディスク画像を取得することです。ディスクの進化は、FEOSAD流体力学モデルを使用して計算されました。このモデルには、2D薄ディスク近似におけるダストとガスのダイナミクスの自己無撞着な計算が含まれています。放射伝達は、オープンコードRADMC-3Dによってシミュレートされました。ディスク進化の3つのフェーズが考慮されました：若い重力的に不安定なディスク、降着光度バースト中のディスク、および進化したディスク。これらの段階では、ディスクの熱構造に対するさまざまなプロセスの影響、および初期動的モデルと放射伝達の詳細な計算を使用したモデルで得られた温度の違いを分析しました。内部領域での粘性加熱とディスクスパイラルでの断熱加熱が重要な加熱源になり得ることが示されています。計算されたスペクトルエネルギー分布に基づいて、観測に使用されたSED-fitterソフトウェアパッケージを使用して、モデルディスクの物理パラメータが再構築されました。再構築されたパラメータとディスクの初期特性の間の有意な広がりは、異なるスペクトル範囲でのディスクの空間的に分解された観測のフレームワーク内でのモデルの検証の必要性を示しています
ExoMol分子ラインリスト-XLII：NOの低位状態のロビブロニック分子ラインリスト
| Title |
ExoMol_molecular_line_lists_--_XLII:_Rovibronic_molecular_line_list_for_the_low-lying_states_of_NO |
| Authors |
Qianwei_Qu,_Sergei_N._Yurchenko,_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10854 |
XABCと呼ばれる正確なラインリストは、その純粋な回転、振動、および回転振動スペクトルをカバーする一酸化窒素に対して計算されます。$^{14}\mathrm{N}^{16}\mathrm{O}$rovibronic$\mathrm{A}\、^2\Sigmaの最終計算には、経験的および理論的な電子遷移双極子モーメントの混合が使用されます。^+$-$\mathrm{X}\、^2\Pi$、$\mathrm{B}\、^2\Pi$-$\mathrm{X}^2\Pi$および$\mathrm{C}\、^2\Pi$-$\mathrm{X}\、^2\Pi$は、それぞれ$\gamma$、$\beta$、$\delta$バンドシステムに対応し、$\mathrm{X}\、^2\Pi$基底状態内の遷移に対するマイナーな改善。この作業は、ExoMolNOname行リストのメジャーアップデートです。$\mathrm{B}\、^2\Pi$-$\mathrm{C}\、^2\Pi$状態が相互作用する複雑な領域をカバーする高精度のNO紫外線ラインリストを提供します。XABCは、$\lambda>160〜\mathrm{nm}$（$\tilde{\nu}<63〜000〜\mathrm{cm}^{-1）の領域におけるNOの下位4つの二重項状態の包括的なデータを提供します}$）地球、金星、火星の大気中のNOの分析、その他の天文観測と応用。データはwww.exomol.comから入手できます。
火星北部の高緯度の3 {\ mu} mでの新しいスペクトルシグネチャの識別：表面組成への影響
| Title |
Identification_of_a_new_spectral_signature_at_3_{\mu}m_over_Martian_northern_high_latitudes:_implications_for_surface_composition |
| Authors |
Aur\'elien_Stcherbinine,_Mathieu_Vincendon,_Franck_Montmessin,_Pierre_Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10924 |
火星の北極緯度は、軌道から観測したときに、強化された3${\mu}$mのスペクトルシグネチャを持っていることが知られています。これは、表面に吸着または結合した水の量が多いことを示している可能性がありますが、軌道観測とフェニックスによる地上測定を簡単に一致させることはまだできていません。ここでは、北半球の夏に取得されたOMEGA/MarsExpressの観測を再処理して、この3${\mu}$mの吸収帯の増加をさらに特徴づけました。3.03${\mu}$mを中心とする追加の狭い吸収機能と${\lambda}$${\geq}$3.8${\mu}での吸収で構成される、新しい特定のスペクトルシグネチャの存在を識別します。$m。この特徴は、〜68{\deg}Nと76{\deg}Nと〜0{\deg}Eと270{\deg}Eの間の周極低アルベド地形を囲む明るいアルベドオープンリング全体に均一に分布しています。この場所には、フェニックスの着陸地点が含まれます。この特徴は時間変動を示さず、季節的に安定した表面成分に自信を持って帰することができます。全体として、安定性、スペクトル形状、および1$-$2.5${\mu}$mの範囲の他のシグネチャとの有意な相関関係の欠如は、水氷または容易に交換可能な吸着水に依存する解釈を破棄します。硫酸塩、特に低水和Ca-硫酸塩は興味深い比較を提供しますが、正確な完全なスペクトル形状を純粋な鉱物サンプルで簡単に再現することはできません。追加の硫酸塩汚染物質を含む可能性のある土壌の化学的または物理的特性の変更、または硫酸塩の水和状態の変更、および/またはそれらの粒子サイズの変更は、この観察に対するもっともらしい説明のようであり、地質学的に最近のことを示している可能性があります北の高緯度での水の変化。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星のコマにおけるダスト粒子のダイナミクスに対する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_to_the_dynamics_of_dust_particles_in_the_coma_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Elisa_Frattin,_I._Bertini,_S.L.Ivanovski,_F._Marzari,_M._Fulle,_V.V._Zakharov,_F._Moreno,_G._Naletto,_M._Lazzarin,_P._Cambianica,_G._Cremonese,_S._Ferrari,_F._Ferri,_C._Guettler,_F._La_Forgia,_A._Lucchetti,_M._Pajola,_L._Penasa,_A._Rotundi,_H._Sierks,_C._Tubiana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10950 |
この研究では、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の内部コマの塵の動きを特徴づけて、理論的な3Dコマモデルの制約を提供することを目的としています。ロゼッタミッションに搭載されたOSIRISカメラは、初めて、核に非常に近い彗星の昏睡状態の内部から単一の塵の粒子の画像を取得することができました。多数の粒子を分析し、宇宙船が80〜400kmの範囲の核からの距離をカバーした、近日点通過後の期間中のそれらの動作の有意な統計を実行します。粒子の軌道を説明し、それらの方向を調査し、原子核に対して非常に放射状の動きを見つけます。次に、粒子の輝度プロファイルから、v<3.6Hzの粒子回転周波数を導き出し、それらが低速回転子であり、断片化を受けないことを明らかにします。散乱モデルを使用して、粒子の観測されたスペクトル放射輝度をシミュレートされたものと比較して、粒子のサイズを推定し、ミリメートルからセンチメートルまでの範囲の値を見つけます。この論文で実行された統計は、彗星コマの動的モデルを制約するための有用なパラメータを提供します。
（6478）ゴールト：アクティブなメインベルト小惑星の物理的特性
| Title |
(6478)_Gault:_Physical_characterization_of_an_active_main-belt_asteroid |
| Authors |
Maxime_Devog\`ele,_Marin_Ferrais,_Emmanuel_Jehin,_Nicholas_Moskovitz,_Brian_A._Skiff,_Stephen_E._Levine,_Annika_Gustafsson,_Davide_Farnocchia,_Marco_Micheli,_Colin_Snodgrass,_Galin_Borisov,_Jean_Manfroid,_Youssef_Moulane,_Zouhair_Benkhaldoun,_Artem_Burdanov,_Francisco_J._Pozuelos,_Michael_Gillon,_Julien_de_Wit,_Simon_F._Green,_Philippe_Bendjoya,_Jean-Pierre_Rivet,_Luy_Abe,_David_Vernet,_Colin_Orion_Chandler,_Chadwick_A._Trujillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11177 |
2018年12月、メインベルト小惑星（6478）〜ゴールトが活動を示したと報告されました。ゴールトは、フォカエア動的ファミリーに属する小惑星であり、以前は活動的であることが知られておらず、ポカイアファミリーの他のメンバーもいませんでした。この作品では、活動の発見の直後に開始された測光および分光観測の結果を提示します。その活動、自転周期、組成、および可能な非重力軌道進化を監視するために、2つの出現にわたって観測を取得しました。Gaultの自転周期は$P=2.4929\pm0.0003$時間で、光度曲線の振幅は$0.06$であることがわかります。スピン障壁限界に近いこの短い自転周期は、密度が$\rho=1.85$〜g/cm$^3$以上のGaultと、その活動がYORPスピンアップメカニズムによってトリガーされることと一致しています。$0.4^{\circ}$から$23.6^{\circ}$の範囲の位相角にわたるゴールト位相曲線の分析は、$H=14.81\pm0.04$、$G1=0.25\pm0.07$、およびの絶対等級を提供します。$G2=0.38\pm0.04$。モデルが位相曲線に適合し、表面のレゴリスの粒子サイズが100〜500$\rm{\mu}$mの間に制限されていることがわかります。位相曲線とアルベドの関係を使用して、Gaultの幾何学的アルベドは$p_{\rmv}=0.26\pm0.05$であり、これは$D=2.8^{+0.4}_{-0.2}の等価直径に対応します。$km。私たちの分光学的観察はすべて、通常のコンドライトのような組成（S、またはBus-DeMeo分類学分類のQタイプ）と一致しています。アーカイブ写真乾板の調査を検索したところ、1957年と1958年にさかのぼるGaultの以前は未確認の検出が見つかりました。後者のみがデジタル化されており、Gaultの観測弧をほぼ2倍に測定しました。最後に、2020年の出現中の活動の兆候や、その軌道への非重力の影響は見つかりませんでした。
天の川の球状星団システムの年齢-金属量固有の軌道エネルギー関係は、その形成のための降着の重要性を確認します
| Title |
The_Age-Metallicity-Specific_Orbital_Energy_Relation_for_the_Milky_Way's_Globular_Cluster_System_Confirms_the_Importance_of_Accretion_for_Its_Formation |
| Authors |
Turner_Woody_and_Kevin_C._Schlaufman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10697 |
球状星団は、ガス密度が高く、ガスが豊富な合併が一般的であったときに、高い赤方偏移でそれらのホスト銀河の内部に形成される可能性があります。それらはまた、その後付着して潮汐的に破壊された低質量銀河の内部に形成され、球状星団の補体が高質量ハローに結合したままになる可能性があります。銀河の球状星団システムにおける年齢-金属量固有の軌道エネルギー関係は、その起源を特定するために使用できると主張します。ガスが豊富な合併は、金属が豊富なクラスターが金属が少ないクラスターよりも若い、緊密に結合されたシステムを生み出すはずです。巨大な円盤に形成されてハローに散乱した球状星団は、年齢と特定の軌道エネルギーとの間に関係がないはずです。付着した球状星団は、年齢と金属量が互いに相関しているが、特定の軌道エネルギーとは逆相関している、弱く結合したシステムを生成するはずです。正確な相対年齢、自己無撞着な金属量、および空間ベースの固有運動情報軌道を使用して、天の川の金属量の少ない球状星団システムが年齢金属量固有の軌道エネルギー空間の平面にあることを示します。比較的若いまたは金属が少ない球状星団は天の川に弱く結合しているのに対し、比較的古いまたは金属が豊富な球状星団は銀河にしっかりと結合していることがわかります。金属が豊富な球状星団は、その場または生息域外のいずれかで形成される可能性がありますが、我々の結果は、現在破壊されている矮小銀河の天の川の外側で金属が少ないクラスターが形成されたことを示唆しています。$L^{*}$銀河の球状星団システムにおける年齢、金属量、および特定の軌道エネルギーの間のこの関係は、$\Lambda$CDM宇宙における銀河形成の自然な結果であると予測します。
星形成率の高い銀河における過剰なFeK $ \ alpha $線放出のチャンドラ観測：銀河スケールでのX線反射？
| Title |
Chandra_Observations_of_Excess_Fe_K$\alpha$_Line_Emission_in_Galaxies_with_High_Star_Formation_Rates:_X-ray_Reflection_on_Galaxy_Scales? |
| Authors |
Wei_Yan,_Ryan_C._Hickox,_Chien-Ting_J._Chen,_Claudio_Ricci,_Alberto_Masini,_Franz_E._Bauer_and_David_M._Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10702 |
活動銀河核（AGN）では、蛍光FeK$\alpha$（鉄）線の放出は、一般に、数パーセク（pc）のスケールで超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの不明瞭な物質に由来すると解釈されます。しかし、最近のチャンドラの研究は、ホスト銀河のkpcスケールに及ぶ鉄線放出の存在を示しています。鉄線放出と大規模物質との関係は、近くの銀河でのみ空間的に直接解決できますが、より遠いAGNでは、線放出と星形成ガスおよび塵との関係によって、pc-よりも拡張されていると推測できます。スケールトーラス。ここでは、チャンドラディープフィールドサウス（CDFS）の7Ms観測でソースに対して実行されたスタッキング分析とX線スペクトルフィッティングの結果を示します。深く積み重ねられたスペクトルから、$0.5<z<2$で恒星の質量$\log（M_*/M_\odot）>10$のソースを選択し、高赤外線光度（${\rmSFR}_{\rmFIR}\geq17\;M_{\odot}\;{\rmyr}^{-1}$）およびこのしきい値を下回る32のソース。鉄線EW（Fe）の相当幅は3倍高く、ハーシェル観測から測定された高赤外線光度の有意性は3$\sigma$であり、鉄線放出と銀河上の星形成物質との関係を示しています。スケール。EW（Fe）が$M_*$またはX線の光度に有意に依存していないことを示し、ホスト銀河での大規模なAGNX線放射の反射が広範囲に及ぶ可能性があることを示唆しています。
巨大分子雲における大質量星団形成の放射流体力学シミュレーション
| Title |
Radiation_hydrodynamics_simulations_of_massive_star_cluster_formation_in_giant_molecular_clouds |
| Authors |
Hajime_Fukushima,_Hidenobu_Yajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10892 |
3次元放射流体力学シミュレーションを実行することにより、表面密度が$\Sigma_{の範囲の雲における若い大質量星団（YMC、$M_{*}>10^4〜M_{\odot}$）の形成を研究します。\rmcl}=80$から$3200〜M_{\odot}\;{\rmpc^{-2}}$。光イオン化フィードバックは、表面密度の低い雲の星形成を大幅に抑制することがわかります。$M_{\rmcl}=10^{6}〜M_{\odotの雲の場合、初期面密度が$\sim100〜M_{\odot}\;{\rmpc^{-2}}$を超えると}$および$Z=Z_{\odot}$の場合、光イオン化フィードバックは深い重力ポテンシャルでは非効率的であるため、ほとんどのガスは星に変換されます。この場合、星団は巨大で、YMCとして重力的に制限されています。金属量が減少すると遷移面密度が増加し、$Z=10^{-2}〜Z_{\odotの場合は$\sim350〜M_{\odot}\;{\rmpc^{-2}}$になります。}$。雲が崩壊した後でも、星団を重力で制限するためには、星形成効率（SFE）の10％以上が必要であることを示しています。また、シミュレーションで得られたSFEを再現した半分析モデルを開発します。SFEは、低面密度に対して依存関係$\propto\Sigma_{\rmcl}^{1/2}$のべき乗則関数に適合し、遷移面密度で急速に増加することがわかります。面密度と金属量の条件は、近くの銀河でYMCを形成する巨大な分子雲の最近の観測と一致しています。
PGC 38025：核外の星形成コアを持つ星形成レンズ状銀河
| Title |
PGC_38025:_A_Star-forming_Lenticular_Galaxy_With_an_Off-nuclear_Star-forming_Core |
| Authors |
Chen_Zhengyi,_Gu_Qiu-Sheng,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito,_Zhang_Zhi-Yu,_Ge_Xue,_Xiao_Mengyuan,_Yu_Xiaoling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10909 |
レンズ状銀河（S0）は、長い間環境の影響を受けて、主に受動的に進化した渦巻きと見なされていました。ただし、フィールド内のほとんどのS0は、この一般的なシナリオに適合できません。この研究では、1つの特別なケースであるSDSSJ120237.07+642235.3（PGC38025）を研究します。これは、核外の青いコアを持つ星形成場のS0銀河です。カラルアルト（CAHA）天文台の3.5メートル望遠鏡による光学面分光（IFS）観測と、NOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）による高解像度ミリメートル観測を紹介します。星形成の主系列星と恒星に従うPGC38025の星形成率（SFR=0.446$M_\odotyr^{-1}$）とガス状金属量（12+log（O/H）=8.42）を推定しました。質量-金属量の関係。PGC38025のイオン化ガスと低温分子ガスは、恒星成分とずれて回転しながら、同じ空間分布と運動学を示すことがわかりました。核外の青いコアはPGC38025と同じ赤方偏移に位置しており、その光学スペクトルはそれが\rmH\、{\scii}領域であることを示唆しています。PGC38025での星形成は、ガスが豊富なマイナーな合併によって引き起こされ、核外の青いコアは、降着/合併プロセス中に発生した局所的な星形成である可能性があることをお勧めします。
セイファート銀河NGC3516における変化する外観イベントの多波長モニタリングと残響マッピング
| Title |
Multi-Wavelength_Monitoring_and_Reverberation_Mapping_of_a_Changing_Look_Event_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_3516 |
| Authors |
V._L._Oknyansky,_M._S._Brotherton,_S._S._Tsygankov,_A._V._Dodin,_D.-W._Bao,_B.-X._Zhao,_P._Du,_M._A._Burlak,_N._P._Ikonnikova,_A._M._Tatarnikov,_A._A._Belinski,_A._A._Fedoteva,_N._I._Shatsky,_E._O._Mishin,_S._G._Zheltouhov,_S._A._Potanin,_J.-M._Wang,_J._N._McLane,_H._A._Kobulnicky,_D._A._Dale,_T._E._Zastrocky,_J._Maithil,_K._A._Olson,_C._Adelman,_Z._Carter,_A._M._Murphree,_M._Oeur,_S._Schonsberg,_T._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11097 |
X線から光学までの波長範囲をカバーする2018年から2020年に実施された変化する外観AGNNGC3516の測光および分光モニタリングキャンペーンの結果を提示します。施設には、CMOSAIMSUの望遠鏡、2.3mWIRO望遠鏡、SwiftのXRTとUVOTが含まれていました。NGC3516が高い状態に明るくなり、2020年の春の終わりにSy1.5として分類される可能性があることがわかりました。連続体の変動に対するBalmerおよびHeII4686ラインの応答の時間遅延を測定しました。最も特徴的な広いH-ベータ線の場合、連続体の変動までの遅延は、青い翼では約17日であり、赤い翼では明らかに短く、9日であり、流入を示唆しています。幅の広い線が強くなると、青い側がバルマー線を支配するようになり、この高い状態の間に青方偏移したピークを持つ非常に非対称なプロファイルが生じました。爆発の間、X線フラックスは2020年4月1日に最大に達し、Swift天文台によってNGC3516でこれまでに観測された最高値でした。X線硬光子指数は柔らかくなり、2020年4月21日の最大値は約1.8でしたが、2020年以前の初期のエポックの平均値は約0.7でした。UVと光学的変動はよく相関していることがわかりました（わずかな時間遅延1-2日）2020年4月の初めまでX線で、しかしその後、2020年6月の終わりまで、これらの変動は相関していませんでした。この事実は、視線を横切るコンプトンの厚い雲による部分的な覆い隠しの結果である可能性があることを示唆しています。
修正ニュートン力学と青色超巨星のフラックス加重重力-光度の関係
| Title |
Modified_Gravity_and_the_Flux-weighted_Gravity-Luminosity_Relationship_of_Blue_Supergiant_Stars |
| Authors |
Eva_Sextl,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Jochen_Weller,_Miguel_A._Urbaneja_and_Achim_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11174 |
非常に重い星の恒星進化のモデルを計算し、修正ニュートンの影響を含めて、青色超巨星の物理的特性への影響と銀河系外の距離指標としての使用を調査します。セファイドと赤色巨星の先端（TRGB）の星の以前の研究と同様の範囲の遮蔽と第5の力のパラメーターを使用すると、恒星の光度とフラックス加重重力に明確な影響が見られます。フラックス加重重力g_F=g/Teff^4と、正確な距離測定に使用されてきたボロメータ等級M_bol（FGLR）との関係は、体系的に影響を受けます。恒星進化のFGLRは、観測された関係からの系統的なオフセットを示していますが、ニュートン式と修正ニュートンのモデル間の差分シフトを使用して、FGLR距離の決定への影響を推定できます。修正ニュートン力学により、距離係数が0.05から0.15マグニチュード増加します。これらの変化は、セファイド星に見られる変化に匹敵します。修正ニュートン力学の自由パラメーターを制約するために、9つの銀河の観測されたFGLRとTRGBの距離を比較します。5*10^-7と10^-6のシールドパラメータと1/3と1の第5の力パラメータのTRGBとFGLR距離の体系的な違いを考慮しないと、約90％の信頼度で除外できます。TRGB距離とFGLR距離の間の潜在的な系統的オフセットを考慮に入れると、10^-6のシールドパラメータを決定することはできません。5*10$^-7の場合、5番目の力パラメータ1は92％まで除外できますが、1/3は60％にすぎない可能性があります。
超音速プロジェクト：球状星団の前駆体として提案されているSIGOと、それらの重力波異方性との関係
| Title |
The_Supersonic_Project:_SIGOs,_a_Proposed_Progenitor_to_Globular_Clusters,_and_their_Connections_to_Gravitational_Wave_Anisotropies |
| Authors |
William_Lake,_Smadar_Naoz,_Yeou_S._Chiou,_Blakesley_Burkhart,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger,_and_Kyle_Kremer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11226 |
超音波誘導ガスオブジェクト（SIGO）は、再結合時にバリオンと暗黒物質の間の相対速度が大きい宇宙の領域に存在すると予測される暗黒物質成分がほとんどまたはまったくない構造です。それらは、現在の球状星団の祖先であることが示唆されています。シミュレーションを使用して、SIGOは、これらの相対速度がコヒーレントである小規模（約2Mpc）で研究されています。ただし、数Mpcを超えるスケールでは相対速度が変化するため、大規模なシミュレーションを使用してSIGOを研究することは困難です。ここでは、SIGOの存在量を半分析的に研究します。摂動論を使用して、SIGOの数密度を分析的に予測し、これらの結果を小さなボックスの数値シミュレーションと比較します。数値計算と分析計算の間の一致を使用して、さまざまな河川速度にわたるSIGO存在量の大規模な変動を推定します。その結果、JWSTで観測される可能性のある、再電離前のガス密度の高い物体の同様の大規模な変動を予測します。確かにSIGOが球状星団の前駆細胞である場合、大規模な球状星団の存在量の同様の変動が予想されます。重要なことに、SIGOの予想される数密度は、観測された球状星団の数密度と一致していることがわかります。概念実証として、また球状星団がブラックホール連星（BBH）の合併による重力波源の自然形成サイトであると提案されたため、SIGOが空の重力波信号に異方性を刻印する必要があることを示します。SIGOの配布で。
おそらくGeV超新星残骸：SNR G206.9 + 2.3
新しい$\gamma$線超新星残骸（SNR）G206.9+2.3がこの研究で最初に報告され、フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）の12。4年の観測データが分析されました。その$\gamma$線の空間分布は、拡張機能としては表示されませんでした。その光子束は（3.68$\pm$1.21）10$^{-10}$cm$^{-2}$s$^{-1}$であり、そのべき乗則スペクトル指数は3.37$\pm$0.57でした。0.8〜500GeVのエネルギーバンド。SNRG206.9+2.3領域周辺のバックグラウンドを差し引くことにより、4つの異なるエネルギーバンドからのグローバルフィットのTS値が9より大きいことがわかりました。これが実際の$\gamma$線信号であることがわかります。さらに、そのGeV空間位置は、その無線帯域のそれとよく一致していることがわかりました。その12。4年の光度曲線（LC）は、有意な変動を示しませんでした。新しい$\gamma$線源は、SNRG206.9+2.3に対応する可能性が高いことをお勧めします。
スターバースト駆動の銀河風からの粒子加速とマルチメッセンジャー放出
| Title |
Particle_acceleration_and_multi-messenger_emission_from_starburst-driven_galactic_winds |
| Authors |
Enrico_Peretti,_Giovanni_Morlino,_Pasquale_Blasi_and_Pierre_Cristofari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10978 |
スターバースト銀河に典型的な強化された星形成活動は、kpcスケールで拡大し、気泡構造を特徴とする強い銀河風に力を与えます。ここでは、そのような風の終結衝撃で粒子加速が起こる可能性について議論します。そのような粒子のスペクトルとそれらの最大エネルギーを計算します。これは、パラメーターの一般的な値に対して$\sim10-10^2$PeVの範囲にあることがわかります。終了衝撃で加速された宇宙線は、風の泡の端に向かって移流し、最終的に銀河系外の空間に逃げることができます。また、気泡内のハドロン相互作用によって生成されたガンマ線とニュートリノのフラックス、および宇宙論的スケールでのスターバースト銀河の寄与の重ね合わせから生じる拡散フラックスを計算します。最後に、スターバーストバブルからの宇宙線の拡散フラックスを計算し、それを既存のデータと比較します。
サブTeVハドロン相互作用モデルの違いとそれらのエアシャワーへの影響
| Title |
Sub-TeV_hadronic_interaction_model_differences_and_their_impact_on_air_showers |
| Authors |
\'Alvaro_Pastor-Guti\'errez,_Harm_Schoorlemmer,_Robert_Daniel_Parsons_and_Michael_Schmelling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11034 |
サブTeVレジームでは、最も広く使用されているハドロン相互作用モデルは、宇宙線によって誘発されたエアシャワーからのポストファースト相互作用と地表レベルの粒子スペクトルの予測に大きく一致しません。これらの違いは、実験的な使用において体系的な不確実性の重要な原因を生み出します。基底レベルの粒子と最初の相互作用シナリオの同時分析を通じて、モデルの不確実性の性質と影響を調査します。高エネルギーと低エネルギーのハドロン相互作用モデル間の遷移に近いエネルギーを持つエアシャワープライマリに焦点を当てます。ここでは、非類似度が最大であり、加速器測定の範囲内に十分収まっていることが示されています。相互作用モデルは、モデル理論の枠組みの本質的な違いを反映して、いくつかのシャワーシナリオが比較されるにつれて発散することが示されています。最後に、モデル間の切り替えが発生するエネルギーレジーム（<1TeV）での相互作用の重要性と、高エネルギーの宇宙線誘導空気シャワー内のハドロン相互作用の数に対するモデルの選択の影響について説明します。
XTEJ1810-197の2018年の爆発のX線の進化と形状
| Title |
The_X-ray_evolution_and_geometry_of_the_2018_outburst_of_XTE_J1810-197 |
| Authors |
A._Borghese,_N._Rea,_R._Turolla,_M._Rigoselli,_J.A.J._Alford,_E.V._Gotthelf,_M._Burgay,_A._Possenti,_S._Zane,_F._Coti_Zelati,_R._Perna,_P._Esposito,_S._Mereghetti,_D._Vigan\'o,_A._Tiengo,_D._G\"otz,_A._Ibrahim,_G.L._Israel,_J._Pons,_R._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11083 |
15年後、2018年後半に、マグネターXTEJ1810-197は2回目の記録されたX線爆発イベントを経験し、ラジオパルサーとして再活性化されました。Swift、XMM-Newton、NuSTAR、およびNICERの観測を使用して、マグネターのフラックスが減衰するときのマグネターのタイミングとスペクトルの変化を追跡するために、X線モニタリングキャンペーンを開始しました。1年間のキャンペーン中に、マグネターは最初の爆発で見つかったものと同様の動作を再現しましたが、スピンダウン率が$\sim7.2\times10^{-12}$ss$^{から2倍変化しました。-1}$から$\sim1.5\times10^{-11}$ss$^{-1}$2か月後。この爆発に特有の、パルスプロファイルの特有のエネルギー依存位相シフトを確認します。最初の爆発に続いて、XTEJ1810-197のスペクトルは、より冷たい星の表面に重ねられた、より冷たいものに囲まれた非同心の熱いサーマルキャップのペアに対応する複数の黒体コンポーネントによって適切にモデル化されます。エネルギー依存のパルスプロファイルをモデル化して、表示と表面放射のジオメトリを制約し、XTEJ1810-197の全体的なジオメトリが2003年のイベントで見つかったものと比較して進化した可能性があることを確認します。
フラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）は、顕著な輝線と観測者の視線に沿ったコリメートされた大規模ジェットを特徴とするブレーザーのサブクラスです。X線スペクトルの平坦化がFSRQで報告されています（比較的高い赤方偏移で）。これは、視線に沿ったガスからの吸収または固有のジェットベースの放射プロセスのいずれかに起因します。29エポックにまたがるXMM-NewtonおよびSwift衛星で観測された16個の高赤方偏移FSRQ（zが1.1〜4.7、静止フレームエネルギーが最大50keV）のサンプルを研究します。X線スペクトルは、自由過剰吸収と、固有のジェットベースのプロセスを説明するための指数関数的ロールオフを掛けたものを含むべき乗則に適合しています。統計分析を使用してこれらのモデルを区別し、スペクトルの平坦化の原因を理解します。モデルの選択では、16個のFSRQのうち10個でそれらを区別できません。固有のジェットベースの放射プロセスは、4つのFSRQで示され、低エネルギーの周囲光子の外部コンプトン散乱からの期待と一致するエネルギーブレークを推測します。FSRQのうちの2つは、どちらのシナリオも支持する混合結果を示しており、X線吸収シグネチャを特定することの難しさを示しています。明確な検出を使用して、銀河団ガスと銀河団ガスからの相対的な寄与を解きほぐすことができます。その方法論の概要を説明し、後者の2つのソースに適用します。
GRBジェット構造とジェットブレーク
| Title |
GRB_jet_structure_and_the_jet_break |
| Authors |
Gavin_P_Lamb,_D._Alexander_Kann,_Joseph_John_Fern\'andez,_Ilya_Mandel,_Andrew_J._Levan_and_Nial_R._Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11099 |
さまざまな横方向のジェット構造プロファイルについて、ビーム内ガンマ線バースト（GRB）光学残光のジェットブレークの形状を調査します。横方向の広がりとジェットコアの半開き角度$\theta_c$内の傾斜の範囲がある場合とない場合を検討します。モデルを適合させ、ブレークの鋭さを表す自由パラメーター$\kappa$を使用して、滑らかにブレークしたべき乗則関数を使用して残光光度曲線を観測しました。横方向の広がりがない場合よりも横方向の広がりが含まれている場合、ジェットブレークはより鋭くなります（$\kappa$が大きくなります）。鋭いエッジのコアを持つプロファイルの場合、シャープネスパラメータの範囲は$0.1\lesssim\kappa\lesssim4.6$ですが、滑らかなエッジのコアを持つプロファイルの範囲は$0.1\lesssim\kappa\lesssim2.2です。横方向の広がりがあるモデルとないモデルの両方が含まれている場合は$。鋭いエッジのジェットの場合、ジェットブレークの鋭さは$\theta_c$内のシステムの傾きに強く依存しますが、滑らかなエッジのジェットの場合、$\kappa$は$\theta_c$のサイズに強く依存します。20個のGRBのサンプルを使用して、9個の候補の滑らかなエッジのジェット構造と8個の候補の鋭いエッジのジェット構造が見つかりましたが、残りの3個はどちらとも一致しています。シャープネスパラメータ$\kappa$で測定されるジェットブレークの形状は、ジェットブレークとその周辺で残光が十分にサンプリングされているビーム内GRBの横方向構造の存在の初期チェックとして使用できます。時間。
NGC6946の超新星残骸前駆体の質量
| Title |
The_Masses_of_Supernova_Remnant_Progenitors_in_NGC_6946 |
| Authors |
Brad_Koplitz,_Jared_Johnson,_Benjamin_F._Williams,_Knox_S._Long,_William_P._Blair,_Jeremiah_W._Murphy,_Andrew_Dolphin,_Tristan_Hillis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11118 |
169個の超新星残骸、8個の歴史的に観測された超新星、およびNGC6946のブラックホール形成候補の前駆体質量を制約し、それらが標準の初期質量関数に由来することと一致していることを発見しました。さらに、コア崩壊超新星と一致する近くの星形成の兆候を示さなかった16の残骸があり、それらを良いタイプIa候補にしました。$Hubble$$Space$$Telescope$ブロードバンドイメージングを使用して、F435W、F555W、F606W、およびF814WフィルターのACS/WFCフィールドと、F438W、F606W、およびF814WのWFC3/UVISフィールドの恒星測光を測定しました。次に、この測光を恒星進化モデルに適合させて、SNRとSNeの位置に存在する若い集団の年齢を決定しました。次に、適合年齢分布から前駆体の質量確率分布を推測します。37のSNRについて、さまざまなフィルターの組み合わせが推定質量にどのように影響するかをテストしました。H$\alpha$、[NII]、および[SII]のガス放出に敏感なフィルターは、私たちの手法に依存する残骸の質量推定にバイアスをかける可能性があることがわかりました。最も信頼性の高い測定でKSテスト分析を使用すると、前駆体の質量分布が、標準と一致する$-2.6^{+0.5}_{-0.6}$のべき乗則インデックスとよく一致していることがわかります。初期質量関数。
超大光度X線源NGC247ULX-1への準周期的浸漬
| Title |
Quasi-periodic_dipping_in_the_ultraluminous_X-ray_source,_NGC_247_ULX-1 |
| Authors |
W._N._Alston,_C._Pinto,_D._Barret,_A._D'Ai,_M._Del_Santo,_H._Earnshaw,_A._C._Fabian,_F._Fuerst,_E._Kara,_P._Kosec,_M._J._Middleton,_M._L._Parker,_F._Pintore,_A._Robba,_T._Roberts,_R._Sathyaprakash,_D._Walton,_E._Ambrosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11163 |
ほとんどの超大光度X線源（ULX）は、エディントン限界を超えて降着する恒星質量ブラックホールまたは中性子星であると考えられています。広帯域分光法からコンパクトオブジェクトの性質と降着モードを決定することは現在の課題ですが、観測されたタイミング特性は、コンパクトオブジェクトとジオメトリおよび降着プロセスの詳細への洞察を提供します。ここでは、超軟光度X線源NGC247ULX-1での800ksXMM-Newtonキャンペーンのタイミング分析を報告します。X線光度曲線には深く頻繁なディップが発生し、エネルギー帯域の増加に伴って振幅が増加します。パワースペクトルとコヒーレンス分析は、ディッピングが$\sim5$ksと$\sim10$ksのタイムスケールで優先的に発生することを示しており、メカニズムがコンパクトオブジェクトから$\sim10^4$$R_g$にあることを示しています。ディップは、降着円盤の反りなどの光学的に厚い構造による中央X線源の掩蔽、または降着円盤から放出される風による覆い隠し、あるいはその両方によって引き起こされる可能性があります。この振る舞いは、スーパーソフトULXが降着円盤の真正面近くで見られるという考えを支持します。
XMM-超大光度X線源NGC247 ULX-1に関するニュートンキャンペーン：流出
| Title |
XMM-Newton_campaign_on_the_ultraluminous_X-ray_source_NGC_247_ULX-1:_outflows |
| Authors |
C._Pinto,_R._Soria,_D._Walton,_A._D'Ai,_F._Pintore,_P._Kosec,_W._N._Alston,_F._Fuerst,_M._J._Middleton,_T._P._Roberts,_M._Del_Santo,_D._Barret,_E._Ambrosi,_A._Robba,_H._Earnshaw_and_A._Fabian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11164 |
ほとんどのULXは、超エディントン降着中性子星と、おそらくブラックホールを動力源としていると考えられています。エディントン率を超えると、ディスクは厚くなり、放射圧によって強力な風が発生すると予想されます。最近、いくつかのULXで風が発見されました。ただし、ディスクの肥厚または風の変動が、一部のULXで観察される古典的なソフト状態とスーパーソフト状態の間の切り替えを引き起こすかどうかはまだ不明です。このような現象論と全体的なスーパーエディントンメカニズムを理解するために、XMM-Newtonで大規模な（800ks）観測キャンペーンを実施し、スーパーソフトとクラシックソフトULX状態の間で移行するNGC247ULX-1を研究しました。新しい観測は、高度にイオン化されたイオン種からの輝線と吸収線の形で風の明白な証拠を示し、後者は他のULXでの検出と一致する穏やかな相対論的流出（-0.17c）を示しています。強いディップ活動は、光度曲線で、主に最も明るい観察中に観察されます。これは、ソフトULXで一般的であり、降着率とディップの外観との密接な関係を示しています。後者は、スペクトル線の青方偏移が徐々に増加することで示されるように、ディスクのスケールハイトと風が厚くなることが原因である可能性があります。
PAMELAおよびARINAの観測に基づいた、2007年から2008年のGCRフラックスの27日間の変動の研究
| Title |
Study_of_the_27-day_variations_in_GCR_fluxes_during_2007-2008_based_on_PAMELA_and_ARINA_observations |
| Authors |
R._Modzelewska,_G.A._Bazilevskaya,_M._Boezio,_S.V._Koldashov,_M.B._Krainev,_N._Marcelli,_A.G._Mayorov,_M.A._Mayorova,_R._Munini,_I.K._Troitskaya,_R.F._Yulbarisov,_X._Luo,_M.S._Potgieter,_O.P.M._Aslam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11193 |
RESURSDK-1衛星に搭載されたPAMELAおよびARINA分光計からの測定値を使用して、2007年から2008年の銀河宇宙線（GCR）陽子フラックスの27日間の強度変動を調べました。PAMELAとARINAのデータにより、約300MVから数GVまでの広い剛性範囲で宇宙で直接観測された27日間の変動の時間プロファイルと剛性依存性の研究が初めて可能になりました。27日間のGCR変動の振幅の剛性依存性は、低エネルギーと高エネルギーの両方で同じべき乗則では説明できないことがわかりました。フラットな間隔は、PAMELAのべき乗則インデックスガンマ=--0.13+/-0.44の剛性R=<0.6-1.0>GVで発生しますが、R>=1GVの場合、べき乗則依存性はインデックスガンマ=-で明らかです0.51+/-0.11。GCR輸送の力場近似を使用して、変調ポテンシャルの概念の枠組みの中で、PAMELAおよびARINAデータの27日間のGCR変動の剛性依存性について説明します。物理的な解釈のために、27日間のGCR変動と、太陽風プラズマおよびその他の太陽圏パラメーターとの関係を検討しました。さらに、共回転相互作用領域の影響に関する確率論的GCR輸送モデルとともに、太陽風プラズマのMHDモデリングの考えられる影響について説明しました。
超小型衛星の姿勢決定-I。広視野インフラセンサーの球面投影
| Title |
Attitude_determination_for_nano-satellites_--_I._Spherical_projections_for_large_field_of_view_infrasensors |
| Authors |
Korn\'el_Kap\'as,_Tam\'as_Boz\'oki,_Gergely_D\'alya,_J\'anos_Tak\'atsy,_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10960 |
超小型衛星技術の進歩により、CubeSatとCubeSatの艦隊は、拡張された空間カバレッジの利点を備えた高コストの大型衛星ミッションの代替を形成することができます。これらのイニシアチブの1つは、大規模なガンマ線宇宙観測所に匹敵する効率と精度でガンマ線バーストを検出およびローカライズすることを目的とした、過渡現象の測定と位置特定に適用されるCubesats（CAMELOT）ミッションの概念です。このようなミッションでは正確な姿勢制御は必要ありませんが、姿勢の決定は、シンチレータ検出器データの解釈およびダウンリンクテレメトリの最適化において重要な問題です。スタートラッカーの採用は、そのような小型衛星にとって常に実行可能な選択肢であるとは限らないため、別の代替手段が必要です。このシリーズの論文では、熱画像センサーを利用して、このような検出器の均一なアレイを採用することにより、太陽と地平線の姿勢を同時に測定する新しい方法を提案しています。太陽と地平線の検出との組み合わせw.r.t.宇宙船はその姿勢の完全な3自由度の回復を可能にするでしょう。この論文では、この目的のために使用される予定のMLX90640インフラセンサーの球面投影関数を決定します。半径補正を使用した多項式変換を適用して、空間座標をセンサー平面にマッピングします。決定された投影機能を使用すると、赤外線点光源の位置を約40フィートの精度で決定できます。これは、ガンマ線検出用に設計された超小型衛星の設計目標をはるかに下回っています。
ホログラフィックアパーチャマスクの最初の光：Keck OSIRISImagerでの観測
| Title |
First_light_of_a_holographic_aperture_mask:_Observation_at_the_Keck_OSIRIS_Imager |
| Authors |
David_S._Doelman,_Joost_P._Wardenier,_Peter_Tuthill,_Michael_P._Fitzgerald,_Jim_Lyke,_Steph_Sallum,_Barnaby_Norris,_N._Zane_Warriner,_Christoph_Keller,_Michael_J._Escuti,_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11210 |
KeckOSIRISImagerで実装されたプロトタイプの開口マスキング技術であるホログラフィック開口マスクの設計、構築、および試運転について報告します。ホログラフィックアパーチャマスキング（HAM）は、（i）位相マスクを使用して、望遠鏡の瞳全体のすべてのサブアパーチャを複数のインターフェログラムで選択的に組み合わせることにより、スパースアパーチャマスキング（SAM）のスループットを向上させ、（ii）低解像度の分光機能を追加することを目的としています。液晶の幾何学的位相パターンを使用して、11穴のSAMデザインを中心コンポーネントとして使用するHAMマスクと、19の異なるサブアパーチャで構成されるホログラフィックコンポーネントを製造しています。多層液晶の実装のおかげで、マスクは1.1から2.5ミクロンまで96％より高い回折効率を持っています。中央コンポーネントから単色クロージャーフェーズを抽出し、ホログラフィックコンポーネントから多波長クロージャーフェーズを抽出するパイプラインを作成します。実験室と空でHAMマスクの性能をテストします。ホログラフィックコンポーネントは、R$\sim$6.5とR$\sim$15の間のスペクトル解像度で26のクロージャフェーズを生成します。2019年4月19日、Hbbフィルター（$\lambda_0=1638$nmおよび$\Delta\lambda=330$nm）で連星HDS1507を観測し、120.9$\pm0.5$masの一定の分離を取得しました。独立した波長ビン。これは、文献の値と非常によく一致しています。実験室での測定と未解決の参照星の観測の両方について、ゼロ以外の閉鎖段階を記録しました。これは、HAM光学系の偏光漏れに起因する系統的誤差の潜在的な原因です。パフォーマンスを向上させ、この影響を許容レベルまで低減する将来のアップグレードを提案します。ホログラフィックアパーチャマスキングは、スループットが向上したSAMの単純なアップグレードであり、新しい差分観測量を提供する同時低解像度分光法の新機能です。
ベクトルアポダイゼーション位相板コロナグラフ：設計、現在の性能、および将来の開発
| Title |
The_vector-apodizing_phase_plate_coronagraph:_design,_current_performance,_and_future_development |
| Authors |
D._S._Doelman,_F._Snik,_E._H._Por,_S._P._Bos,_G.P.P.L._Otten,_M._Kenworthy,_S._Y._Haffert,_M._Wilby,_A._J._Bohn,_B._J._Sutlieff,_K._Miller,_M._Ouellet,_J._de_Boer,_C._U._Keller,_M._J._Escuti,_S._Shi,_N.Z._Warriner,_K._J._Hornburg,_J._L._BirkbyJ._Males,_K._M._Morzinski,_L.M._Close,_J._Codona,_J._Long,_L._Schatz,_J._Lumbres,_A._Rodack,_K._Van_Gorkom,_A_Hedglen,_O._Guyon,_J._Lozi,_T._Groff,_J._Chilcote,_N._Jovanovic,_S._Thibault,_C._de_Jonge,_G._Allain,_C._Vall\'ee,_D._Patel,_O._C\^ot\'e,_C._Marois,_P._Hinz,_J._Stone,_A._Skemer,_Z._Briesemeister,_A._Boehle,_A._M._Glauser,_W._Taylor,_P._Baudoz,_E._Huby,_O._Absil,_B._Carlomagno_and_C._Delacroix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11211 |
過去10年間で、ベクトルアポダイジング位相板（vAPP）コロナグラフは、8mクラスの望遠鏡の多くの高コントラストイメージングシステムで、コンセプトからオンスカイアプリケーションまで開発されてきました。vAPPは、本質的に広帯域である幾何学的位相パターン化コロナグラフであり、その製造は、液晶パターンの直接書き込み技術によってのみ可能になります。vAPPは、点像分布関数（PSF）の反対側でスターライトをキャンセルし、反対の円偏光状態を持つ2つのコロナグラフPSFを生成します。効率、つまりこれらのPSFの光の量は、液晶リターダの半波からのリターダンスオフセットに依存します。さまざまな液晶レシピを使用してリターダンスを調整することで、さまざまなvAPPが可視および熱赤外線（0.55$\mu$mから5$\mu$m）で高効率（$>96\％$）で動作します。2015年以降、マゼラン/MagAO、マゼラン/MagAO-X、スバル/SCExAO、LBT/LMIRcamを含む合計6つの異なる機器に7つのvAPPがインストールされています。後者の2つの機器にインストールされた2つの面分光器を使用して、これらのvAPPは、1$\mu$mから5$\mu$mの間の低解像度スペクトル（R$\sim$30）を提供できます。委託されたすべてのvAPPの設計プロセス、開発、試運転、オンスカイパフォーマンス、および最初の科学的結果を確認します。学んだ教訓を報告し、将来の開発とアプリケーションの展望で締めくくります。
衝突恒星系のシミュレーションの信頼性について
| Title |
On_the_reliability_of_simulations_of_collisional_stellar_systems |
| Authors |
Long_Wang_(1_and_2)_and_David_M._Hernandez_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_Japan,_(2)_RIKEN_Center_for_Computational_Science,_Kobe,_Japan,_(3)_Harvard--Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10843 |
重力結合恒星系の$N$-bodyシミュレーションで数値誤差が指数関数的に増大することはよく知られていますが、アルゴリズムの精度パラメーターがシミュレーションの物理的進化にどのように影響するかはよく理解されていません。ハイブリッド$N$ボディコードであるPeTarを使用して、エスケープャーと衝突する星団（星団など）の構造進化が長距離および短距離の相互作用の精度にどのように依存するかを調査します。精度パラメータが変化する理想的な低質量星団のシミュレーションのグループを研究します。エスケープの数は個々のシミュレーションで異なりますが、すべてのシミュレーションからの分布はポアソン統計で記述できることがわかります。密度プロファイルにも同様の機能があります。軌道が十分に解決されるように、長距離および短距離の相互作用の精度パラメータの自己無撞着な設定を使用することにより、モデルの物理的進化は同一です。しかし、短距離の精度が低すぎると、非物理的な動的進化が簡単に発生する可能性があります。これは、長距離の相互作用には当てはまりません。これにより、衝突する恒星系の現実的なモデリングに適切なアルゴリズム（正則化手法など）を含める必要性が高まります。また、エネルギー節約はシミュレーションの品質を監視するための良い指標ではないことも示しています。システムのエネルギーエラーは最もハードなバイナリによって制御されるため、グローバルシステムのアンサンブルエラーを反映していない可能性があります。
降着する白色矮星の個体群合成：HおよびHe新星の速度と進化経路
| Title |
Population_synthesis_of_accreting_white_dwarfs:_Rates_and_evolutionary_pathways_of_H_and_He_novae |
| Authors |
Alex_J._Kemp,_Amanda_I._Karakas,_Andrew_R._Casey,_Robert_G._Izzard,_Ashley_J._Ruiter,_Floor_S._Broekgaarden,_Karel_D._Temmink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10870 |
Novaeは、最も一般的に検出される光トランジェントの一部であり、バイナリの進化に関する貴重な情報を提供する可能性があります。連星母集団合成コードは、連星システムの母集団をモデル化するための最も効果的なツールとして登場しましたが、そのようなコードは伝統的に非常に単純化された新星物理学を採用しており、詳細な研究は不可能です。この作業では、HとHeの新星を個別のイベントとして扱うモデルをバイナリ母集団合成コード\binarycに実装します。新星のこの処理は、現代の人口合成コードで現在採用されている「平均化」処理の大幅な改善を表しています。これらの現象につながる進化の経路について説明し、新星のイベント率といくつかの重要な物理的パラメータの分布を示します。ほとんどの新星は巨大な白色矮星で生成され、新星イベントの約70％と55％がそれぞれHとHeの白色矮星のO/Ne白色矮星で発生しています。H-novaシステムの15％のみが共通外層フェーズを経ますが、これらのシステムはH-novaイベントの大部分を担っています。すべてのHe降着He-novaシステムは、共通外層後のシステムと見なされ、ほとんどすべてが重力波駆動のインスピレーションでドナー星と融合します。M31（アンドロメダ）の現在の新星の年率は、H新星で約$41\pm4$と推定され、現在の観測推定値$65^{+15}_{-16}$と$0.14\pm0.015を過小評価しています。彼の新星のための$。共通エンベロープパラメータを変化させる場合、Hnovaレートは年間20〜80イベントの間で変化します。
星の極域への探査の旅：高い太陽緯度から太陽極と太陽圏を探査する
| Title |
A_journey_of_exploration_to_the_polar_regions_of_a_star:_probing_the_solar_poles_and_the_heliosphere_from_high_helio-latitude |
| Authors |
Louise_Harra,_Vincenzo_Andretta,_Thierry_Appourchaux,_Fr\'ed\'eric_Baudin,_Luis_Bellot-Rubio,_Aaron_C._Birch,_Patrick_Boumier,_Robert_H._Cameron,_Matts_Carlsson,_Thierry_Corbard,_Jackie_Davies,_Andrew_Fazakerley,_Silvano_Fineschi,_Wolfgang_Finsterle,_Laurent_Gizon,_Richard_Harrison,_Donald_M._Hassler,_John_Leibacher,_Paulett_Liewer,_Malcolm_MacDonald,_Milan_Maksimovic,_Neil_Murphy,_Giampiero_Naletto,_Giuseppina_Nigro,_Christopher_Owen,_Valent\'in_Mart\'inez-Pillet,_Pierre_Rochus,_Marco_Romoli,_Takashi_Sekii,_Daniele_Spadaro,_Astrid_Veronig,_Werner_Schmutz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10876 |
高いヘリオ緯度（60$^\circ$以上）から太陽極を見るミッションは、ソーラーオービターの経験と、成功したソーラーミッションと計装の長い遺産（例：SOHO\cite{SOHO}）に基づいて構築されます。STEREO\cite{stereo}、Hinode\cite{Hinode}、SDO\cite{SDO}）が、初めて太陽極に焦点を合わせ、他のミッションでは実行できない科学的調査を可能にします。太陽の主要な謎の1つは太陽周期です。太陽の活動周期は太陽圏の構造と振る舞いを推進し、もちろん宇宙天気の推進力でもあります。さらに、太陽活動と変動性は、地球気候モデルへの変動する入力を提供し、これらの同じ物理的プロセスは、太陽系外惑星をホストする恒星システムに適用できます。太陽周期、したがってすべての太陽活動を理解する上での主な障害の1つは、現在の極域の理解の欠如です。このホワイトペーパーでは、Voyage2050の呼びかけに応えて欧州宇宙機関に提出され、この基本的な問題に対処することを目的としたミッションの概念について説明します。並行して、極域の上から太陽を見ると、太陽周期に関連するものを超えて、グローバルな視点からのコロナ質量放出プロセスのユニークで強力な研究、コロナ構造の研究など、さらなる科学的利点が可能になることを認識しています。極地での活動。これらは、基本的な恒星物理学の研究に重要な科学的進歩をもたらすだけでなく、地球や他の惑星の宇宙環境への影響についての私たちの理解に役立ちます。
巨大な惑星を持つ星の化学組成
| Title |
Chemical_composition_of_stars_with_massive_planets |
| Authors |
T._Mishenina,_N._Basak,_V._Adibekyan,_C._Soubiran,_V._Kovtyukh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10894 |
25個の惑星をホストする星の恒星パラメータとLi、C、O、Na、Mg、Al、S、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Ni、Zn、Y、Zr、Baの存在量、Ce、Pr、Nd、Sm、およびEuは、均一な高分解能スペクトルと均一な技術に基づいて研究されました。惑星形成を示す鉄の存在量[Fe/H]と主要元素（Li、C、O、Mg、Si）、および[El/Fe]の$T_{cond}$への依存性を分析しました。検出された巨大な惑星を持つサンプル星で決定された鉄の存在量は、-0.3<[Fe/H]<0.4の範囲です。[Fe/H]に対する[C/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]の振る舞いは、銀河の化学進化の傾向と一致しています。C/Oと[C/O]の平均値は<C/O>=0.48+/-0.07と<[C/O]>=-0.07+/-0.07であり、太陽の値よりわずかに低くなっています。Mg/Si比は、サンプルの4つの星で0.83から0.95の範囲であり、残りの21の星で1.0から1.86の範囲です。[El/Fe]対Tcondのさまざまな勾配が見つかりました。惑星の質量の金属量、リチウム存在量、C/OおよびMg/Si比、さらに[El/Fe]-Tcond勾配への依存性が考慮されました。
ケプラー矮星の星震学的回転速度に支えられた弱められた磁気ブレーキ
| Title |
Weakened_magnetic_braking_supported_by_asteroseismic_rotation_rates_of_Kepler_dwarfs |
| Authors |
Oliver_J._Hall,_Guy_R._Davies,_Jennifer_van_Saders,_Martin_B._Nielsen,_Mikkel_N._Lund,_William_J._Chaplin,_Rafael_A._Garc\'ia,_Louis_Amard,_Angela_A._Breimann,_Saniya_Khan,_Victor_See,_Jamie_Tayar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10919 |
星震学の年代と恒星黒点の回転による回転速度を用いた研究では、標準的な年代と回転の関係が主系列星の寿命のほぼ半分で崩壊する可能性があることが示されています。これは磁気ブレーキの弱体化と呼ばれる現象です。スポットからの回転速度は、古くて活動性の低い星では決定が難しい場合がありますが、星震学的振動周波数の回転分割は、活動性星と静止星の両方の回転速度を提供できるため、この効果が主系列星で実際に発生するかどうかを確認できます。高い信号対雑音モードの振動を示す91個の主系列星の星震学的回転速度を取得しました。これらの新しい回転速度を、有効温度、金属量、地震の質量と年齢とともに使用して、階層ベイズ混合モデルを構築し、アンサンブルが標準の回転進化シナリオとより密接に一致するか、磁気ブレーキが弱くなるシナリオと一致するかを判断しました。弱められた磁気ブレーキのシナリオは、私たちの恒星のアンサンブルの可能性が98.4％高いことがわかり、恒星の回転進化のこの段階の証拠が増えています。この作品は、これまでの主系列星の地震回転の最大のカタログを表しており、ケプラーによる回転進化のより詳細なアンサンブル分析の可能性を開きます。
静かな太陽コロナにおける一時的な小規模の増光：ソーラーオービターで観測されたキャンプファイヤーのモデル
| Title |
Transient_small-scale_brightenings_in_the_quiet_solar_corona:_a_model_for_campfires_observed_with_Solar_Orbiter |
| Authors |
Yajie_Chen,_Damien_Przybylski,_Hardi_Peter,_Hui_Tian,_F._Auch\`ere,_and_D._Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10940 |
環境。ソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャー（EUI）による最近の観測は、キャンプファイヤーと呼ばれる静かな太陽の上のコロナで流行している小規模な一時的な増光を特徴づけています。目的。この研究では、数値モデルで同等の増光を検索し、磁場とこれらのイベントを駆動するプロセスとの関係を調査します。メソッド。MURaMコードを使用して、上部対流層からコロナまで伸びるボックス内の3D放射MHD方程式を解きます。モデルは、この静かな太陽の上に、磁場と熱いコロナの超粒状ネットワークを自己無撞着に生成します。モデルとの比較のために、EUIが174{\AA}チャネルで見たコロナ放射を合成し、7つの最も強い一時的な増光を分離し、これらの内部および周辺の磁場（の変化）を詳細に調査します。結果。私たちが分離したトランジェントの寿命は約2分で、長さが約1Mmから4Mmの細長いループ状の特徴です。それらは、明るい彩層ネットワークを示す磁気濃度から少しオフセットされた、光球から約2Mmから5Mmの高さで発生する傾向があり、1MKを超える温度に達します。これにより、それらは観測で見つかった（より大きな）キャンプファイヤーに非常に似ています。私たちのモデルでは、ほとんどのイベントは、コロナの高さで相互作用する力線（の束）間のコンポーネントの再接続によって活性化されます。あるケースでは、高度にねじれたフラックスロープをほどくと加熱が開始されることがわかりました。結論。私たちの研究に基づいて、EUIによって発見されたキャンプファイヤーイベントの大部分はコンポーネントの再接続によって引き起こされることを提案し、私たちのモデルは、このプロセスが静かな太陽の上のコロナの加熱に大きく寄与することを示唆しています。
S状結腸活動領域NOAA12734からの拡張Cクラス噴火フレア活動の2段階進化：SDOおよびUdaipur-CALLISTO観測
| Title |
Two-stage_evolution_of_an_extended_C-class_eruptive_flaring_activity_from_sigmoid_active_region_NOAA_12734:_SDO_and_Udaipur-CALLISTO_observations |
| Authors |
Bhuwan_Joshi_(USO/PRL,_India),_Prabir_K._Mitra_(USO/PRL,_India,_Dept._of_Physics,_Gujarat_Univ.,_India),_R._Bhattacharyya_(USO/PRL,_India),_Kushagra_Upadhyay_(USO/PRL,_India),_Divya_Oberoi_(NCRA/TIFR,_India),_K._Sasikumar_Raja_(IIA,_India),_Christian_Monstein_(IRSOL,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10947 |
2019年3月8日にアクティブ領域NOAA12734で発生したCクラスフレア活動の多波長調査を提示します。調査では、SDOに搭載されたAIAとHMIのデータ、および物理学のUdaipur-CALLISTOソーラーラジオスペクトログラフを利用します。研究所。この低強度のC1.3イベントは、長時間イベント（LDE）の典型的な機能によって特徴付けられます。拡張フレアアーケード、大規模な2リボン構造、ツインコロナル調光。噴火イベントは冠状シグモイドで発生し、時間的および空間的進化の観点から現れる、エネルギー放出の2つの異なる段階を示しました。ツイン調光領域の形成は、コロナルシグモイドの西端と東端にフットポイントがある大きなフラックスロープの噴火と一致しています。Udaipur-CALLISTOから得られたメートル法の電波観測は、タイプIV電波バーストに似たフレアリング活動の第2段階で、広帯域（$\約$50-180MHz）の定常プラズマ発光を$\約7分間明らかにします。開始周波数が$\約$2.5MHzのタイプIIIデカメートル-ヘクトメートル電波バーストは、ウダイプール-CALLISTOによって観測された定常タイプIVバーストに$\約$5分先行します。多波長観測と非線形フォースフリーフィールド（NLFFF）コロナルモデリングの合成と磁気減衰指数分析は、シグモイドフラックスロープが、上にある非対称磁気に応答して、西から東のフットポイントにジッピングのような根こそぎを受けたことを示唆しています。フィールドの閉じ込め。フラックスロープの非対称噴火も、観測された大規模構造の原因となっています。極性反転線（PIL）に沿ったフレアリボンとポストフレアループの明らかな東向きのシフトであり、噴火が進行するにつれて磁気リコネクションサイトが横方向に進行する証拠を提供します。
新しいクラスのトランジェントスターとバリアブルスターの説明の多様性に関する歴史的展望
| Title |
A_Historical_Perspective_on_the_Diversity_of_Explanations_for_New_Classes_of_Transient_and_VariableStars |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone_(Texas_Tech_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11104 |
トランジェントと変光星の新しいクラスが発見され、クラスの少数のメンバーに対して機能するか機能しないかの理論モデルが確立されると、一部の研究者は、すべてのメンバーがオッカムの剃刀に基づいて議論することがよくあります。クラスのは、オブジェクトの1つを最初に正常に説明したメカニズムによって生成される必要があります。また、この仮定がより暗黙的になることもよくあります。遡及的分析は、この議論が大部分の時間失敗することをかなり明確に示しており、多くの場合、この誤った一貫性の検索は、より根本的な天体物理学的エラーにつながり、そのいくつかは天文学の歴史で非常に顕著です。これの当然の結果として、トランジェントを説明する理論モデルは、最初に適用されたもの以外の実際の（しかしまだ発見されていない）現象を説明するモデルであることが多くの場合に判明しました。モデルは、それが説明しなかった既知の現象に適合しているように見えます。このようなイベントの一連の例をここに示します（そのうちのいくつかはほとんどの天文学者によく知られています）。この現象が発生する理由、現時点でどのように現れるかについての説明もあります。また、調査の設計がさまざまな一時的なメカニズムの即時の分離につながった理由と時期についても説明します。一般に、新しいクラスのオブジェクトを{\検出}するために必要なものに比べて何らかの方法で圧倒されます。
摂動と将来のコンフォーマル境界
| Title |
Perturbations_and_the_Future_Conformal_Boundary |
| Authors |
A._N._Lasenby,_W._J._Handley,_D._J._Bartlett,_and_C.S._Negreanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.02521 |
宇宙論の一致モデルは、将来の共形境界で有限量の共形時間で終了する宇宙を予測します。私たちが研究する特定のケースでは、背景変数と摂動がこの境界を超えて分析的に継続される可能性があり、「宇宙の終わり」が必ずしもそれらの物理的発達の終わりではないことを示します。驚くべきことに、宇宙の終焉に関するこれらの理論的考察は、今日観察可能な結果をもたらす可能性があります。これらの境界条件と一致する摂動モードには、大規模な宇宙マイクロ波背景放射に見られる特徴に関連する可能性のある量子化されたパワースペクトルがあります。数学的には、これらの宇宙論モデルは、時間的にミラーリングされた回文宇宙、反射境界条件、または二重カバーのいずれかとして解釈できますが、観測予測に関しては同一であり、共形サイクリック宇宙論の予測とは対照的です。
$ f（R）$モデルにおける重力波伝搬：新しいパラメータ化と観測上の制約
| Title |
Gravitational_wave_propagation_in_$f(R)$_models:_New_parametrizations_and_observational_constraints |
| Authors |
Isabela_S._Matos,_Maur\'icio_O._Calv\~ao_and_Ioav_Waga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10305 |
修正ニュートン（MG）理論は、一般に、重力波（GW）と電磁気（EM）の光度距離の比$\Xi$が、宇宙論的スケールでの一般相対性理論（GR）の値とは異なることを予測しています。MGへの別の摂動プローブ。この論文では、暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w_{\textを介して、$f（R）$モデルのフリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）バックグラウンド進化の両方の新しい現象論的パラメーター化を紹介します。{DE}}$、およびこのクラスの理論の$\Xi$の場合。バイナリ中性子星（BNS）のマージからの1000GW信号のアインシュタイン望遠鏡（ET）の模擬データセットと、対応するEMからの赤方偏移情報をシミュレートし、関連する重力、宇宙論、現象論のパラメータに対する結果として生じる制約を調査します。特に興味深いモデルとして、$\gamma$重力理論を採用し、GRの$\Lambda$CDMモデルと区別できるかどうかを調査します。次に、結果をIa型超新星（SNIa）の実際のデータと組み合わせ、バリオン音響振動（BAO）と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測を組み合わせます。さらに、特定の赤方偏移を超える宇宙論の標準モデルと背景の進化が区別できない実行可能な$f（R）$の$f_{R0}$の潜在的な境界も調査し、$\Lambda$CDMの場合を示します。基準モデルでは、ETデータは95\％レベルで$|f_{R0}|<10^{-2}$を提供します。ETの検出からのGW光度距離の赤方偏移の進化を最初の10年間で調査しても、$f（R）$重力理論の制約には実質的に役立たないと結論付けます。
コア崩壊超新星のプレショック領域における高速ニュートリノフレーバー変換の非線形進化
| Title |
Nonlinear_evolution_of_fast_neutrino_flavor_conversion_in_the_preshock_region_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Masamichi_Zaizen_and_Taiki_Morinaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10532 |
コア崩壊超新星（CCSNe）のように、高密度のニュートリノガスが存在する環境では、ニュートリノは自己相互作用のために集団的なニュートリノ振動を経験する可能性があります。特に、ニュートリノの角度分布の交差によって引き起こされる高速フレーバー変換は、爆発メカニズム、元素合成、およびニュートリノ観測に影響を与える可能性があります。プレショック領域で生成されると予想される小さな交差を伴うニュートリノ角度分布の非線形フレーバー進化の数値計算を実行します。ミューオン生成とSNダイナミクスの弱い磁性を考慮した現実的な3フレーバーモデルの下で、高速不安定性がトリガーされ、カスケードが発生することを示します。小さな交差が特定の空間モードを励起し、その後、フレーバーの不安定性が他のモードに伝播します。他のモードでは、非線形効果のために安定したままになります。我々の結果は、速いフレーバー変換がプレショック領域で上昇し、フレーバー含有量に十分な影響を与える可能性があることを示しています。
ブラックホールの重力フットプリントとそのマイクロステートジオメトリ
| Title |
Gravitational_Footprints_of_Black_Holes_and_Their_Microstate_Geometries |
| Authors |
Ibrahima_Bah,_Iosif_Bena,_Pierre_Heidmann,_Yixuan_Li_and_Daniel_R._Mayerson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10686 |
非超対称極値ブラックホールのファミリーとそれらの地平線のないマイクロステートジオメトリを4次元で構築します。ブラックホールは、超対称性のいとことは異なり、有限の角運動量と任意の電荷対質量比を持つことができます。これらの機能により、それらとそれらのマイクロステートジオメトリが天体物理的に関連するようになります。したがって、それらは、新しい地平線スケールの物理学によって引き起こされるカーソリューションからの逸脱を研究するための興味深いプロトタイプを提供します。この論文では、これらの解の重力多重極構造を計算し、それらをカーブラックホールと比較します。ブラックホールの多重極は、電荷対質量比に大きく依存するため、カーとは大きく異なります。地平線のないマイクロステートジオメトリは、対応するブラックホールと同じ多重極を持ち、微細構造のスケールによって小さな偏差が設定されます。
非相対論的磁気リコネクションにおける荷電粒子の加速とべき乗則エネルギースペクトルの形成
| Title |
The_Acceleration_of_Charged_Particles_and_Formation_of_Power-law_Energy_Spectra_in_Nonrelativistic_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Xiaocan_Li,_Fan_Guo,_Yi-Hsin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.10732 |
磁気リコネクションは、宇宙および天体プラズマにおける粒子加速プロセスの主要な推進力です。粒子がどのように加速され、結果として生じる粒子エネルギースペクトルを理解することは、再結合研究の中心的なトピックの1つです。宇宙や太陽プラズマなどに関連する非相対論的再接続におけるこの問題への取り組みにおける最近の進歩をレビューします。粒子加速メカニズム、3D再結合物理学による粒子輸送、およびべき乗則粒子エネルギースペクトルの形成におけるそれらの役割に焦点を当てます。最後に、大規模な再結合層における粒子の加速と輸送を研究する際の課題と、今後取り組むべき関連する問題を指摘します。
スカラーモードは、熱放射と宇宙論的特異点に近いことを考慮して、宇宙論的背景における重力波の伝播のために考慮されます。特に、熱放射の寄与が重力波のダイナミクスに大きく影響し、量子レベルと古典レベルの両方で増強または散逸効果をもたらす可能性があることを指摘します。これらの効果は、一般相対性理論と$F（R）$重力のような修正された理論の両方で考慮されます。確率的背景でのさまざまな重力モードの可能な検出と解きほぐしについても説明します。
不安定なド・ジッター解の知識はインフレーションを説明するのに役立つ可能性があるため、ド・ジッター解は宇宙論において重要な役割を果たしますが、安定したド・ジッター解は宇宙の遅い時間加速のモデルでよく使用されます。アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力宇宙論モデルは、インフレーションモデルとダークエネルギーモデルの両方として積極的に使用されています。アインシュタイン方程式を修正するには、ガウス・ボネ項の非線形関数またはガウス・ボネ項に乗算されたスカラー場の関数を追加します。安定したdeSitter解は有効ポテンシャルの最小値に対応するため、有効ポテンシャル法は本質的にdeSitter解の検索と安定性分析を単純化します。
せん断電流効果について：理論とシミュレーションが相互にかつ別々に矛盾する理由の理解に向けて
| Title |
On_the_shear-current_effect:_toward_understanding_why_theories_and_simulations_have_mutually_and_separately_conflicted |
| Authors |
Hongzhe_Zhou,_Eric_G._Blackman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11112 |
平均場ダイナモ理論のせん断電流効果（SCE）は、せん断流と乱流係数$\beta_{21}$の組み合わせを指し、拡散に対して正ではなく、指数関数的な平均場成長に対して好ましい負の符号を持ちます。。速度論的（$\beta^u_{21}$）および磁気的（$\beta^b_{21}$）の寄与の符号に関して、理論計算および理論と数値実験の比較の間には長年の不一致がありました。これらの不一致を解決するために、分析アプローチとシミュレーションを組み合わせて、$\beta^b_{21}$とは異なり、運動SCE$\beta^u_{21}$が運動エネルギースペクトルインデックスに強く依存することを示します。スペクトルが急すぎない場合、$\mathcal{O}（10）$レイノルズ数で正の値から負の値に遷移できます。逆に、$\beta^b_{21}$は、スペクトルインデックスとレイノルズ数に関係なく、常に負です。非常に急なエネルギースペクトルの場合、正の$\beta^u_{21}$は、エネルギー等分配$u_\text{rms}\simeqb_\text{rms}$でも支配的であり、結果として正の合計$\beta_{21$\beta^b_{21}<0$であっても、}$。私たちの調査結果は、2次相関近似（SOCA）とスペクトル-$\tau$クロージャー（STC）からの一見矛盾する結果の間のギャップを埋めます。これに対して、$\beta^u_{21}$の反対の符号があります。$\beta^b_{21}<0$の同じ符号で報告されました。結果は、$\beta^u_{21}>0$と、$\mathcal{O}（10）$レイノルズ数の$\beta_{21}$の不確定な全体的な符号を見つけるシミュレーションの説明も提供します。$\beta^u_{21}$の一時的な動作は、運動学的テストフィールド法を使用して示されます。ローテーションの有無にかかわらず、ダイナモの成長率を計算し、さらなる作業の機会について話し合います。
