ビッグバン元素合成と暗黒物質の凍結によるツァリス宇宙論への制約
| Title |
Constraints_on_Tsallis_Cosmology_from_Big_Bang_Nucleosynthesis_and_Dark_Matter_Freeze-out |
| Authors |
Anish_Ghoshal_and_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11296 |
Tsallis宇宙論を熱力学的重力へのアプローチと見なし、観測データからの原始軽元素、ヘリウム、重水素、リチウムの形成から導出された制約を使用して、Tsallisパラメーターの限界を$\beta<2$と導出します。一般相対性理論（GR）からのごくわずかな逸脱のみを許容するビッグバン元素合成（BBN）から。次に、Tsallis宇宙論時代の熱暗黒物質（DM）凍結メカニズムを検討し、観測されたDM熱的残存粒子からTsallisパラメーターの限界を$1-\beta<10^{-5}$と導きます。
DES-CMASSカタログを使用した銀河-銀河レンズ効果：銀河と物質の相互相関の測定と制約
| Title |
Galaxy-galaxy_lensing_with_the_DES-CMASS_catalogue:_measurement_and_constraints_on_the_galaxy-matter_cross-correlation |
| Authors |
S._Lee,_M._A._Troxel,_A._Choi,_J._Elvin-Poole,_C._Hirata,_K._Honscheid,_E._M._Huff,_N._MacCrann,_A._J._Ross,_T._F._Eifler,_C._Chang,_Y._Omori,_J._Prat,_G._M._Bernstein,_C._Davis,_J._DeRose,_M._Gatti,_M._M._Rau,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_P._Vielzeuf,_J._Zuntz,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_B._Hoyle,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11319 |
DMASSサンプルは、DESとBOSSの小さな重複領域を超えた共同分析をサポートするために、BOSSからのCMASSサンプルのプロパティを複製するように設計されたDESYear1データセットからの測光サンプルです。この論文では、DESY1イメージングデータの重力レンズとしてDMASSサンプルを使用した銀河-銀河レンズの測定について説明します。せん断推定、測光赤方偏移、観測条件など、銀河-銀河レンズ信号にバイアスをかける可能性のあるいくつかの潜在的な系統学をテストします。注意深い体系的なテストの後、銀河-銀河レンズ信号の非常に重要な検出が得られ、合計$S/N=25.7$になります。測定された信号を使用して、銀河物質の相互相関係数$r_{\rmcc}$を推定することにより、DMASSをCMASSと同等の重力レンズとして使用することの実現可能性を評価します。銀河-銀河レンズ測定をCMASSからの銀河団測定と共同でフィッティングすることにより、$4〜h^{-のスケールカットに対して$r_{\rmcc}=1.09^{+0.12}_{-0.11}$を取得します。1}{\rmMpc}$および$r_{\rmcc}=1.06^{+0.13}_{-0.12}$は、固定宇宙論で$12〜h^{-1}{\rmMpc}$です。DMASSの角銀河団を追加することにより、$4〜h^{-1}{\rmMpc}$と$r_{\rmccのスケールカットに対して$r_{\rmcc}=1.06\pm0.10$が得られます。}=1.03\pm0.11$for$12〜h^{-1}{\rmMpc}$。結果として得られる$r_{\rmcc}$の値は、DMASSのレンズ信号が、CMASSが特定の統計的不確かさの範囲内でDES領域に入力された場合に測定された信号と同等であることを示しています。この論文で提示されている銀河-銀河レンズの測定は、準備中の次の宇宙論分析のためのデータベクトルの一部として機能します。
初期の宇宙における水素形成の準分子メカニズム-計算のスキーム
私たちの最近の論文（Kereslidzeetall2019a、2021）では、非標準の準分子メカニズムが提案され、宇宙論的再結合を処理するために適用されました。宇宙の進化の再結合前の段階で、電子が2つの隣接する陽子と結合し、高度に励起された状態で水素分子イオン$H_2^+$を生成し、それが低位状態に降下するか、解離したと想定されました。。この作業では、赤方偏移$z$の関数として、$H_2^+$の魅力的な状態への自由境界放射遷移の計算スキームを詳しく説明します。$H_2^+$で以前に開発された境界境界放射遷移の処理とともに、精巧な計算スキームを使用して、高速で完全な宇宙論的再結合コードを設計できます。
TESS衛星を用いたGalaxy-Galaxyレンズシステムで観測可能な超新星率
| Title |
The_Observable_Supernova_Rate_in_Galaxy-Galaxy_Lensing_Systems_with_the_TESS_Satellite |
| Authors |
B._W._Holwerda_(UofL),_S._Knabel_(UofL),_R._C._Steele_(UofL/Capella_Space),_L._Strolger_(STSCI),_J._Kielkopf_(UofL),_A._Jacques_(UofL/NOIR),_and_W._Roemer_(UofL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11654 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、太陽系外惑星を見つけて明るい過渡光学現象をマッピングするための最新の観測努力です。超新星（SN）は、宇宙の距離測度の宇宙標準キャンドルとして特に興味深いものです。TESSの限界の大きさは、超新星の検出を非常に近くの宇宙に強く制約します（$m\sim$19、$z<0.05$）。重力レンズで前景銀河によって拡大されたより遠い超新星が、光路間の時間遅延を測定し、ハッブル定数を独立して制約する機会であるTESSによって検出できる可能性を探ります。倍率、ホストダストの減衰、赤方偏移の妥当な分布を想定して、このようなシステムの発生率を推定します。TESSで毎年観測できると予想されるタイプIaは約16個とコア崩壊SN（SNcc）は43個あり、これはそれぞれ年間18％と43％の検出確率に相当します。Petrilloetal。からの既知の強力な銀河-銀河レンズの最大のコレクションを監視すると、これは、SNIaとSNccの年間0.6％と1.3％の可能性に相当します。TESSの全天観測率は、掃天観測（ZTF）やベラルービン天文台よりも低くなっています。ただし、日食極では、TESSは、その継続的なカバレッジのおかげで、全天検索とほぼ同じように実行されます。毎年、観測されるSN（Iaまたはcc）の確率は2％と4％です。これらのレートは、フォローアップを容易にするためのフルフレームTESSイメージングのタイムリーな処理を主張しており、低赤方偏移レンズシステムのさらなる検索を動機付けるはずです。
水星の起源の動的な道I：原始世代の短周期原始惑星の唯一の生存者
| Title |
Dynamical_avenues_for_Mercury's_origin_I:_The_lone_survivor_of_a_primordial_generation_of_short-period_proto-planets |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_John_E._Chambers,_Alan_P._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11246 |
水星の内部に惑星がないことは、特に太陽のような星の周りの短周期惑星の比較的高い派生発生率とは対照的に、地球型惑星形成モデルを困惑させ続けています。最近の研究では、高温のスーパーアースをホストするシステムの大部分が、準安定で密集した構成で形成された後、動的不安定性の時代を通じて軌道アーキテクチャを達成することが提案されました。同位体の証拠は、地球形成ディスクがCAIの約2Myrから大幅に質量を奪われたと考えられているため、スーパーアース質量領域での物体の形成が太陽系で発生した可能性は低いことを示唆しているようです。木星の成長または固有のディスク機能のいずれかの結果。それにもかかわらず、地球型惑星形成モデルとガスディスク相の微惑星ダイナミクスの高解像度調査は、火星のそれに匹敵する質量を持つ準安定原始惑星が水星の現代の軌道の近くに出現することを時折発見します。この論文では、他の地球の世界を乱すことなく、マーキュリーを唯一の生存者として残すような方法で、そのようなオブジェクトの原始的な構成が破局的に破壊される可能性があるかどうかを調査します。数値シミュレーションを使用して、このシナリオが妥当であることを示します。多くの場合、生き残ったマーキュリーアナログは一連の侵食的な影響を経験します。それにより、Fe/Si比が向上します。水星のために提案された発生シナリオの警告は、金星が通常少なくとも1つの遅い巨大な影響を経験するということです。
ELT / HARMONI高コントラストモジュールによる太陽系外惑星の直接イメージングと分光法
| Title |
Direct_imaging_and_spectroscopy_of_exoplanets_with_the_ELT/HARMONI_high-contrast_module |
| Authors |
Mathis_Houll\'e,_Arthur_Vigan,_Alexis_Carlotti,_\'Elodie_Choquet,_Faustine_Cantalloube,_Mark_W._Phillips,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Noah_Schwartz,_Gilles_P._P._L._Otten,_Isabelle_Baraffe,_Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11251 |
高コントラストのイメージングと中解像度の分光法を組み合わせると、太陽系外惑星の直接検出が大幅に向上することが示されています。ESOのELTに搭載される最初の光機器の1つであるHARMONIには、太陽系外惑星イメージング専用の高コントラストモジュールであるHおよびKバンドでELTの回折限界に到達するための単一共役補償光学システムが装備されます。、および中解像度（R=17000まで）の光学および近赤外面分光器。これらのシステムを組み合わせると、50〜400masの間隔で前例のないコントラスト制限が提供されます。この論文では、若い巨大な太陽系外惑星を直接検出するためのHARMONI高コントラストモジュールの能力を推定します。機器のエンドツーエンドモデルを使用して、現実的な観測シナリオと条件に基づいて観測をシミュレートします。コンパニオンをホストの星や地電流から解きほぐし、惑星信号のS/Nを増加させるために、マッチドフィルターアプローチと組み合わせたいわゆる「分子マッピング」技術を使用してこれらのデータを分析します。機器のいくつかのスペクトル構成で、最大16等のコントラストと、最大75マスの間隔で5シグマを超える惑星を検出します。分子マッピングにより、角度微分イメージングに基づく最先端の高コントラストイメージング技術と比較して、最大2.5等の暗いコンパニオンを検出できることを示します。また、パフォーマンスがホスト星のスペクトルタイプに強く影響されないこと、およびアルマゾンでの観測条件の最高の3四分位数に対して近い感度に達することを示します。これは、HARMONIが60年の近臨界観測で使用できることを意味します。ELTでの望遠鏡時間の70％まで。最後に、人口合成モデルから惑星をシミュレートして、HARMONIとその高コントラストモジュールが間もなく開くパラメーター空間をさらに調査します。
水星の起源IIの動的な道：内側の地球の円盤におけるその場での形成
| Title |
Dynamical_avenues_for_Mercury's_origin_II:_in-situ_formation_in_the_inner_terrestrial_disk |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11252 |
現代の地球型惑星形成モデルは、地球や金星と同様の質量と軌道を持つ惑星を一貫して生成することに非常に成功しています。岩石の太陽系外惑星の多惑星系の古典的な理論的予測と推定人口統計とはまったく対照的に、金星と地球、および隣接する水星と火星の間の質量（>10）と公転周期（>2）の比率は、数値的に生成された一般的な結果ではありませんシステム。小火星の問題に対する実行可能な解決策は文献に豊富にありますが、水星の独特の起源はかなり神秘的なままです。この論文では、水星が地球の円盤の質量が枯渇した内部領域（a<0.5au）で形成された可能性を調査します。この体制は、地球型惑星形成モデルでは、約100Myrのタイムスケールで数百の短周期オブジェクトを解決するための計算コストが高いため、しばしば無視されます。複数のディスクプロファイルと質量分布をテストすることにより、非常に成功したアナログシステムにつながるいくつかの有望な初期条件のセットを特定します。特に、私たちの最も成功したシミュレーションは、水銀形成物質の中程度の総質量（0.1-0.25地球質量）を考慮しています。初期質量が大きいと不均衡な水銀類似体が生成される傾向がありますが、値が小さいと、物質の領域全体が金星によって容易に付着するため、惑星の形成が阻害されることがよくあります。さらに、浅い面密度プロファイルと小さな微惑星のより大きな目録が、水星を適切に繁殖させる可能性を適度に改善することを発見しました。
高離心率小惑星のスピン軌道相互作用：規則的、スイッチング、およびジャンプ
| Title |
Spin-orbit_resonances_of_high-eccentricity_asteroids:_regular,_switching,_and_jumping |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Alexey_Goldin,_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11338 |
太陽系の小惑星や彗星は、離心率の高い軌道（$e>0.9$）にはほとんど見られませんが、原始微惑星円盤や、死にゆく星の周りの太陽系外惑星系では、このような天体が一般的であると考えられています。既知の離心率0.9684が最も高いメインベルト小惑星である2006HY51について、コンピューター効率の高いカオスプロセスシミュレーション法を使用して、今日の予想される回転状態を調査します。ランダムな初期条件から始めて、この小惑星は必然的に安定したスピン軌道相互作用に捕らえられ、通常は数十から百ミル以内であることがわかります。共振は、終点付近の運動方程式を直接積分することによって確認されます。ほとんどの共鳴は、平均運動の960倍を超える高いスピン値（964：1や4169：4など）にあり、数日の自転周期に対応します。高離心率レジームで3つのタイプの共鳴を発見します。1）弱く秤動する遠日点速度と整数のスピン軌道相互作用を伴う規則的な循環。2）アフェリアとペリヘリアで整列した角度（0または$\pi$）と横方向の角度（$\pi/2$）の間で向きが交互になる高次のスイッチング共振。3）スピン軌道相互作用がない場合に、2つの量子状態間で交代する遠地点スピンによるジャンプ共鳴。平衡の島は、高いスピン速度では多数ありますが、パラメーター空間領域では小さいため、それらの1つに誤って閉じ込められるには、何百万ものカオス的な彷徨いの軌道が必要です。この発見が高離心率オブジェクトの起源と運命に与える影響と、この分析を完全な3D処理に拡張する可能性について説明します。
2惑星系における傾斜型共鳴
原始惑星系円盤後期の2惑星系の傾斜成長メカニズムを調査します。これまでの研究では、傾斜型共鳴に注目が集まっており、巨大惑星の移動中に高い偏心を獲得することが求められていることが示されています。（K処方の代わりに）流体力学的シミュレーションに基づく偏心と傾斜減衰の公式を採用することにより、初期の惑星の偏心、移動率、およびガスディスクの分散時間を変化させる20000の数値シミュレーションを実行しました。我々の結果は、高度に相互に傾斜したシステムが、2つの移動する巨大惑星の傾斜型共鳴によって生成される可能性が低いことを確認しています。ただし、シミュレーションの約1％で、傾斜型共振が観察され、進化の動的研究により、傾斜型共振メカニズムは次の3つの場合に機能することが明らかになりました。（i）内惑星が内惑星に到達したときディスク、（ii）より速い移動速度のための中程度から高い偏心、および（iii）軌道の不安定化と再配置の段階の後の低いから中程度の偏心。
| Title |
Formation_of_Earth-sized_planets_within_the_Kepler-1647_System_Habitable_Zone |
| Authors |
G._O._Barbosa,_O._C._Winter,_A._Amarante_and_E._E._N._Macau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11628 |
ケプラー1647は、2つの太陽型星（約1.22と0.97の太陽質量）を持つ連星です。それは、ケプラープローブによって検出された最長の公転周期（1、107。6日）を持つ最も巨大な周連星（1.52木星質量）を持ち、システムの居住可能ゾーン（HZ）内にあります。この作業では、HZ内に地球サイズの惑星を形成して収容する能力を調査しました。まず、HZの限界を計算し、その領域内で数値安定性テストを実行しました。HZには、安定性を示す3つのサブ領域があり、1つは内部、1つは共軌道、外部はホスト惑星Kepler-1647bであることがわかりました。これら3つの領域の範囲内で、惑星形成の数値シミュレーションを実行しました。惑星の内側と外側の領域では、2つの異なる密度プロファイルを使用して、異なる形成条件を調査しました。共有軌道領域では、ディスクの総質量の8つの異なる値を使用しました。惑星が形成される前に、多くの共振が領域内にあり、ディスク材料の多くが放出されることを示しました。したがって、システムには、太陽系の小惑星のメインベルトと同様に、カークウッドの空隙を持つ2つの小惑星帯がある可能性があります。共有軌道領域は非常に敏感であることが証明され、惑星の形成を許可していませんが、このバイナリシステムがトロイの木馬の体を持つ能力を持っていることを示しています。最後に、地球サイズの月の安定領域を探しました。この質量がホスト惑星から半径0.4ヒルまでの月には安定性があることがわかりました。
乾いた世界か水の世界か？内側のサブネプチューンの水分含有量が巨大惑星の形成と水氷線の位置をどのように制約するか
| Title |
Dry_or_water_world?_How_the_water_contents_of_inner_sub-Neptunes_constrain_giant_planet_formation_and_the_location_of_the_water_ice_line |
| Authors |
Bertram_Bitsch,_Sean_N._Raymond,_Lars_A._Buchhave,_Aaron_Bello-Arufe,_Alexander_D._Rathcke,_Aaron_David_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11631 |
小石の付着シナリオでは、惑星を形成する小石が外側の円盤領域から内側に漂い、水氷を運びます。ウォーターアイスラインでは、内側に漂う小石のウォーターアイスが蒸発して気相に放出され、その結果、水分が豊富なガスと乾燥した小石が内側の円盤領域に移動します。大きな惑星核は、原始惑星系円盤の軌道の外側に圧力バンプを形成することによって、内側に漂う小石をブロックすることができます。水氷線に対する成長中の惑星核の相対的な位置に応じて、水に富む小石が水氷線の外側または内側でブロックされる可能性があります。水氷線の外側でブロックされた小石は蒸発せず、したがって水蒸気を気相に放出せず、乾燥した内部ディスクをもたらしますが、水氷線の外側でブロックされた小石は水蒸気を気相に放出し、水をもたらします内側のディスクに蒸気が拡散します。結果として、ディスクからいくらかのガスを蓄積する近接したサブネプチューンは、巨大な惑星が速く形成されると仮定して、外側のガス巨人が水氷線の外側または内側にある場合、それぞれ乾いたまたは湿っているはずです。私たちの太陽系の木星。あるいは、海王星が水氷線の外側に形成され、大量の氷の小石が堆積し、非常に湿った海王星として内側に移動する可能性があります。内側に漂う小石を効率的にブロックできる巨大惑星を持つシステムの内側のサブネプチューンの含水量は、これらのシステムの形成条件を制約する可能性があるため、これらのサブネプチューンを詳細な特性評価のエキサイティングなターゲットにすることをお勧めします（たとえば、JWST、ELT、またはARIEL）。さらに、すでに特徴付けられたサブ海王星を持つシステムでの巨大惑星の検索は、巨大惑星の形成条件を制約するためにも使用できます。
| Title |
Hermeian_dark_matter_haloes_of_the_Local_Group |
| Authors |
Oliver_Newton_(1),_Noam_I._Libeskind_(2,1),_Alexander_Knebe_(3,4,5),_Miguel_A._S\'anchez-Conde_(6),_Jenny_G._Sorce_(7,2),_Sergey_Pilipenko_(8),_Matthias_Steinmetz_(2),_Ruediger_Pakmor_(9),_Elmo_Tempel_(10),_Yehuda_Hoffman_(11),_Mark_Vogelsberger_(12)_((1)_Universit\'e_Claude_Bernard_Lyon_1,_France,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_Germany,_(3)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(4)_Centro_de_Investigaci\'on_Avanzada_en_F\'isica_Fundamental_(CIAFF),_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(5)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_Australia,_(6)_Institute_for_Theoretical_Physics_(IFT_UAM/CSIC)_and_the_Department_of_Theoretical_Physics,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Spain,_(7)_ENS_de_Lyon,_France,_(8)_P._N._Lebedev_Physical_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(9)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astrophysik,_Garching,_Germany,_(10)_Tartu_Observatory,_University_of_Tartu,_Estonia,_(11)_Racah_Institute_of_Physics,_Hebrew_University,_Israel,_(12)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge_MA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11242 |
局部銀河群は、銀河形成の天体物理学を研究するためのユニークな環境です。天の川とM31が近接しているため、低質量のハロー集団の大部分がより質量の大きい暗黒物質のハローと相互作用し、それらの濃度が上昇してガスやその他の物質が取り除かれます。一部の低質量ハローは天の川またはM31のハローを通過し、フィールドに放出されるか、2つの主要なホスト間で交換されます。高解像度のガス力学シミュレーションを使用して、天の川とM31の両方のハローを初期に通過し、孤立したフィールドハローのほぼ2倍の濃度の新しいクラスのフィールドハローを記述します。これらの「ヘルメイアン」ハローは、局部銀河群の重心から一次ハローよりも遠い距離に異方的に分布しており、天の川とM31の近くに集まっているように見えます。一部のエルメイアンハローは、間接的な暗黒物質探索の有望なターゲットであり、他の矮小銀河からの信号と競合する銀河をホストできることを示しています。局部銀河群のエルメア銀河は、今後の広視野画像調査によって検出できるはずです。
NGC 1261：Gaia-Enceladusイベントからの$ r $プロセス拡張球状星団
私たちの天の川（MW）は、一連の主要な降着イベントを目撃しています。後の追加の1つであるガイア・エンセラダスは、内側のギャラクシーにかなりの質量を与えましたが、外側のハローにも惜しみなく寄付しました。これまでのところ、現在のMW球状星団（GC）との関連は、主に運動学と年齢に基づいています。ここでは、付着物であることが示唆されている外側のハロー（R$_{\rmGC}$=18kpc）GCNGC1261の化学的存在量の研究を示します。高解像度のマゼラン/MIKEスペクトルから2つの星の29元素の31種を測定し、[Fe/H]=-1.26でクラスターが適度に金属に乏しいことを発見しました。NGC1261は適度に$\alpha$-0.3-dexレベルに強化されています。小さなサンプルだけからは、存在量の相関関係を主張することはあいまいなままですが、軽い元素Na、O、Mg、およびAlは、散乱が小さい他の元素の大部分とは対照的に、2つの星の間で大幅に異なり、複数を支持すると主張していますこのGCには何世代にもわたる星が共存しています。その金属量に興味をそそるのは、NGC1261が、$r$プロセスの元素合成と一致する重元素の存在量を示しており、さまざまな場所でのそれらの起源について説明しています。特に、Euの過剰存在は、中性子星中性子星合体やまれな種類の超新星などの単一の$r$プロセスイベントが、恒星の強化や、過剰なクラスターの濃縮にさえ関与している可能性があることを定量的に示唆しています。$r$-材料。その重い元素パターンにより、NGC1261は、ハローで一般的に見られ、ガイア・エンセラダスでも検出されている、適度に強化されたr-I星に似ています。したがって、すべての運動学的、年齢、および化学的証拠を組み合わせると、NGC1261は、ガイア・エンセラダスで生まれ、その後MWハローに付着した化学的に興味深いGCであると結論付けられます。[要約]
ぎょしゃ座シミュレーションにおけるディスク内のガス流のパラメータ化
| Title |
The_parametrization_of_gas_flows_in_discs_in_the_Auriga_simulations |
| Authors |
Periklis_Okalidis,_Robert_J._J._Grand,_Robert_M._Yates,_Guinevere_Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11257 |
天の川銀河の14個の磁気流体力学的宇宙論的ズームインシミュレーションのセットの経年進化段階における冷たい星形成ガスの半径方向の動きを研究します。一連の同心リングにおけるディスク面内の物質の半径方向の輸送を研究します。特定の時間における各リング内のガスについて、時間と半径の関数として2つの量を計算します。1）ガスの半径方向のバルクフロー。2）バルクフローに対するガスの半径方向の広がり。すべてのハローからのデータを平均すると、半径方向の広がりは、べき乗則の形で半径とともに増加し、付着した物質の割合とガスの局所的な視線速度分散に強い二次依存性があることがわかります。ガスのバルク運動は、半径方向に依存しない平均内向き流速$-$2.4kms$^{-1}$によって、内側の円盤領域で十分に説明されていることがわかります。この値の周りの広がりは、ガスの角運動量の変化と、付着した物質の量にも関係しています。銀河形成の完全に宇宙論的なMHDシミュレーションからのこれらのスケーリングは、ディスク内のガスの半径方向の流れをより適切にパラメータ化するために、半解析モデルで使用できます。
X線および中赤外線観測から制約されたダストガスAGNトーラス
| Title |
The_dust-gas_AGN_torus_as_constrained_from_X-ray_and_mid-infrared_observations |
| Authors |
Donaji_Esparza_Arredondo,_Omaira_Gonz\'alez_Mart\'in,_Deborah_Dultzin,_Josefa_Masegosa,_Cristina_Ramos_Almeida,_Ismael_Garc\'ia_Bernete,_Jacopo_Fritz_and_Natalia_Osorio_Clavijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11263 |
過去数十年の間に、いくつかの多波長研究が活動銀河核（AGN）の不明瞭な物質の特性を調査することに専念してきました。この材料の構造と分布を記述し、スペクトルフィッティング技術を通じてその物理的および幾何学的パラメータを制約するために、さまざまなモデルが開発されています。ただし、トーラスの中赤外線（mid-IR）とX線放射がどのように関連しているかなどの質問には答えられていません。この研究では、中赤外でのダストの連続体とX線でのガス反射がAGNのサンプルで同じ分布を持っているかどうかを調べます。両方のアーカイブで利用可能なNuSTARおよびSpitzerスペクトルを使用して、36個の近くのAGNのサンプルを慎重に選択しました。この構造の滑らかで塊状の分布を想定して、中赤外およびX線波長用に開発されたモデルを使用して、スペクトルフィッティングを通じて核ダストおよびガスの特性を導き出しました。赤池基準によると、ガスとダストのそれぞれの滑らかな分布と塊状の分布の組み合わせが、良好なスペクトル適合を持つソースの約80％に適していることがわかりました。ただし、吸収の変動性など、個々の発生源に関する追加情報を考慮すると、発生源の約50％は、ダストとガスの両方の塊状の分布によって最もよく説明されていることがわかりました。私たちのソースの残りの約50％は、ガスのスムーズな分布とダストの塊状の分布で説明できます。この論文で提示された結果は、AGNにおけるガスとダストの分布が複雑であることを示唆しています。サンプルの観察された特性を説明するために、少なくとも6つのシナリオが見つかります。これらのシナリオでは、3つのガスダスト分布の組み合わせが可能です：塊状-塊状、滑らか-滑らか、および滑らか-塊状。それらのほとんどは、ガスが無塵領域に位置する可能性があるという考えと一致しており、これは、見つかった塵とガスの比率と一致しています。
Zシーケンス：シーケンシャルランダムk最近傍を持つ銀河団の測光赤方偏移予測
| Title |
Z-Sequence:_Photometric_redshift_predictions_for_galaxy_clusters_with_sequential_random_k-nearest_neighbours |
| Authors |
Matthew_C._Chan_and_John_P._Stott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11335 |
Z-Sequenceを紹介します。これは、指定された検索半径内で観測された銀河の測光測定を利用して、銀河団の測光赤方偏移を推定する新しい経験的モデルです。Zシーケンス自体は、k最近傍アルゴリズムに基づく機械学習アンサンブルで構成されています。フォトメトリック赤方偏移予測エラーを最小限に抑えるために、フィルターと色の適切な組み合わせを繰り返し決定する自動化された特徴選択戦略を実装します。Z-Sequenceはスタンドアロンの手法となる予定ですが、独自のDEEP-CEEなど、本質的にレッドシフトを予測しないクラスターファインダーと組み合わせることができます。この概念実証研究では、SloanDigitalSkySurveyから派生した公開されているクラスターカタログでZ-Sequenceをトレーニング、微調整、およびテストします。Z-Sequenceの測光赤方偏移予測誤差は、中央値$|\Deltaz|/（1+z）$（$0.05\le\textit{z}\le0.6$の測光赤方偏移範囲全体）を介して決定されます。小さな検索半径を適用する場合は$\sim0.01$になります。テストサンプルの測光赤方偏移予測誤差は、検索半径が拡大されると30〜50％増加します。これは、視線のインターロッピング銀河が原因である可能性があります。最終的には、Z-SequenceをLegacySurveyofSpaceandTimeなどの今後の画像調査に適用して、まだ発見されていない遠方のクラスターの大規模なサンプルの測光赤方偏移推定を提供することを目指しています。
CygnusX領域での流出の特性評価
この論文では、CygnusX星形成領域における13の流出の分析を実行します。アーカイブ$^{12}$CO（3）と組み合わせた$^{13}$CO（3-2）およびC$^{18}$O（3-2）分子輝線のジェームズクラークマクスウェル望遠鏡観測を使用します-2）データ。これらの新しい観測を使用して、流出の機械的特性を測定し、関連する原始星を特定して、天の川全体の流出の以前の調査と一致するそれらの特性を見つけます。最後に、既存の$^{12}$CO（3-2）ラインデータのみを使用して同じプロパティを測定する方法を開発およびテストし、プロパティが2倍以内で一致することを確認します。
リア光子の脱出におけるダスト、UV光度および大規模環境の役割：z = 3.1でのプロトクラスター場の事例研究
| Title |
The_Role_of_Dust,_UV_Luminosity_and_Large-scale_Environment_on_the_Escape_of_Lya_Photons:_A_Case_Study_of_a_Protocluster_field_at_z_=_3.1 |
| Authors |
Yun_Huang,_Kyoung-Soo_Lee,_Ke_Shi,_Nicola_Malavasi,_Rui_Xue,_Arjun_Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11354 |
カナダ-フランス-ハワイ-望遠鏡レガシー調査のD1フィールドから選択されたz〜3.1での93個のLyaエミッター（LAE）のLya特性の詳細な特性を示します。これには、大規模なプロトクラスターの24人のメンバーが含まれます。中央値が積み上げられたLya画像は、銀河を取り巻く拡張Lyaハロー（LAH）を示しており、指数スケールの長さは4.9+/-0.7kpcであり、これは全ラインフラックスの約半分を占めています。LAHの寄与を考慮すると、Lyaエスケープ率の合計f_escは40+/-26％です。データセットを既存の測定値と組み合わせると、銀河のUV勾配（ベータ）とUV光度（L_UV）に対するf_escの依存性がわかります。両方のパラメーターを同時に使用すると、0.18dex以内のf_escを予測できます。これは、ベータのみを使用した場合の0.23dexよりも大幅に改善されています。f_escとE（B-V）の相関関係は、Lya光子が連続光子と同様の方法で星間塵の減衰を受けることを示唆しています。それでも、Lyaの透過率は、通常、同様の波長の連続光子で予想される透過率よりも、UVの光度に依存する係数で、調査したサンプルでは最大2倍高くなっています。これらの結果は、星間物質の複雑な形状と物理的条件を示唆しており、これらはLyaの透過または生成に影響を及ぼします。あるいは、ダストの法則は光度によって変化し、f_escの過大評価または過小評価につながる可能性があります。最後に、プロトクラスターメンバーのLAEは、フィールドのいとこよりも青く、UV発光が多い傾向があり、その結果、f_esc値が体系的に高くなることを報告します。これは、ガスが豊富な高密度環境での若い低質量銀河の広範囲にわたる形成によるものと推測されます。
残響マッピングと分光天文測定の間のブロードライン領域サイズの偏差
| Title |
The_Deviation_of_the_Broad-line_Region_Size_Between_Reverberation_Mapping_and_Spectroastrometry |
| Authors |
Xiaer_Zhang,_Zhicheng_He,_Tinggui_Wang_and_Hengxiao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11417 |
活動銀河核（AGN）の残響マッピング（RM）からの線形サイズと分光天体測定（SA）からの広線領域（BLR）の角距離の組み合わせは、ハッブル定数を測定するための「標準定規」として使用できます。$H_0$。最近、\cite{wang2020}はこのアプローチをうまく採用し、3C273から$H_0$を推定しました。ただし、特に応答加重半径（RM測定）と輝度加重半径（SA測定）の間には系統的な偏差がある可能性があります。サイズインジケータには、さまざまな太線が採用されています（たとえば、RMの場合は\hb\、SAの場合は\pa\）。ここでは、BLRの局所的に最適に放出される雲（LOC）モデルを介して、6対の水素線（\hb、\ha\、\paなど）によって測定されたサイズ偏差を評価します。同じ線の半径比$K$（=$R_{\rmSA}$/$R_{\rmRM}$）は、0.063〜0.083の分散で、1（0.85〜0.88）から体系的に逸脱していることがわかります。驚いたことに、\pa（SA）/\hb（RM）と\ha（SA）/\hb（RM）のペアからの$K$値は、1に最も近いだけでなく、不確実性もかなり小さくなっています。現在の赤外線干渉法技術を考慮すると、\pa（SA）/\hb（RM）ペアは、SARMプロジェクトの低赤方偏移オブジェクトに最適です。将来的には、\ha（SA）/\hb（RM）ペアが高赤方偏移の発光クエーサーに使用される可能性があります。SA/RM半径のこれらの理論的推定は、将来のSARM測定が標準的な宇宙論モデルをさらに制約するための道を開きます。
リチウムの進化：普遍的なSpite高原の意味
宇宙論的な{7Li問題は、WMAPとプランクからの制約がある標準的なビッグバン元素合成理論によって予測される原始的なLi存在量が、によって定義されたスパイト高原の星で測定されたLi存在量よりも3倍大きい理由を説明することにあります。ミルキーウェイハローの古くて暖かい矮星。この違いを説明するために、さまざまなLi枯渇プロセスや非標準のビッグバン元素合成など、いくつかの説明が提案されていますが、主な質問は未解決のままです。この論文では、矮小楕円体銀河と超微弱銀河の詳細な化学進化モデルを提示し、これらの天体における7Li存在量の銀河進化を計算し、同様の天体の観測と比較します。私たちのモデルでは、Liは主に新星と宇宙線によって生成され、少量は低質量と中間質量の星によって生成されます。天の川の星のLiの存在量に最もよく合う収量の組み合わせを採用しています。矮星の観測が天の川銀河で観測されたものと同じスパイトプラトーを定義していることは明らかであり、したがって、スパイトプラトーは普遍的な特徴である可能性があり、その意味を議論する必要があることを示唆しています。矮小銀河のモデルの予測は、Liの原始存在量として、最も古いハロー星の大気で検出されたもの（Spite高原;A（Li）=2.2dex）、または宇宙論的観測からのもの（WMAP）のいずれかを想定することによって得られます。;A（Li）=2.66dex）。最後に、Spiteプラトーの結果の普遍性の意味について説明します。
TMC-1のシアノポリインピークにあるO含有複合有機分子：C2H3CHO、C2H3OH、HCOOCH3、およびCH3OCH3の検出
| Title |
O-bearing_complex_organic_molecules_at_the_cyanopolyyne_peak_of_TMC-1:_detection_of_C2H3CHO,_C2H3OH,_HCOOCH3,_and_CH3OCH3 |
| Authors |
M._Agundez,_N._Marcelino,_B._Tercero,_C._Cabezas,_P._de_Vicente,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11506 |
スターレスコアTMC-1のシアノポリインピークに向けて、酸素含有錯体有機分子プロペナール（C2H3CHO）、ビニルアルコール（C2H3OH）、ギ酸メチル（HCOOCH3）、およびジメチルエーテル（CH3OCH3）の検出を報告します。これらの分子は、Yebes40m望遠鏡で実行されたTMC-1の深いQバンドライン調査でいくつかの輝線を通して検出されます。これらの観測は、炭素鎖が豊富な冷たい暗い雲のプロトタイプであるTMC-1のシアノポリインピークが、以前に少数の冷たい星間雲で見られたHCOOCH3やCH3OCH3のようなO含有の複雑な有機分子も含んでいることを明らかにしています。。さらに、これは宇宙でのC2H3OHの最初の安全な検出であり、C2H3CHOとC2H3OHが寒い環境で検出されるのは初めてであり、冷たいソースの複雑な有機分子のパズルに新しいピースを追加します。（2.2+/-0.3）e11cm-2、（2.5+/-0.5）e12cm-2、（1.1+/-0.2）e12cm-2、および（2.5+/-0.7）e12のカラム密度を導き出しますC2H3CHO、C2H3OH、HCOOCH3、およびCH3OCH3の場合はそれぞれcm-2。興味深いことに、C2H3OHは、そのよく知られている異性体アセトアルデヒド（CH3CHO）と同様の存在量を持ち、シアノポリインのピークにC2H3OH/CH3CHO〜1があります。これらの分子への潜在的な形成経路について議論し、冷たい星間源におけるこれらのO含有複合有機分子の形成の真のメカニズムを解明するために、さらなる実験的、理論的、および天文学的な研究が必要であることを認識しています。
高質量だが低スピン：対不安定型質量ギャップを埋めるメカニズムとしての階層的ブラックホール合併を除外するための除外領域
| Title |
High_mass_but_low_spin:_an_exclusion_region_to_rule_out_hierarchical_black-hole_mergers_as_a_mechanism_to_populate_the_pair-instability_mass_gap |
| Authors |
Davide_Gerosa,_Nicola_Giacobbo,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11247 |
対不安定型超新星の発生は、質量$\gtrsim50M_\odot$のブラックホールの形成を防ぐと予測されています。この質量範囲での最近の重力波検出には、標準的な恒星崩壊の説明を超えた説明が必要です。現在のモデリング戦略には、前世代のブラックホール連星の階層的集合、および天体物理学的性質の他のメカニズム（核反応速度の低下、エンベロープ保持、恒星の合併、降着、ドレッジアップエピソード）が含まれます。この論文では、階層的なブラックホールの合併では簡単に埋めることができない除外領域の発生を指摘します。質量$\gtrsim50M_\odot$とスピン$\lesssim0.2$のブラックホールの将来の重力波検出は、対不安定型質量ギャップが他の方法で汚染されていることを示します。このような推定外れ値は、質量比と先行するブラックホール連星のスピンの両方をかなり微調整するだけの階層的合併を使用して説明できます。この仮定は、重力波カタログの大部分に対してクロスチェックできます。
地域のISMにおける窒素X線吸収
窒素は星間物質（ISM）で最も豊富な金属のひとつであり、したがって、新星から活動銀河核に至るまで、さまざまな天体物理学的環境を研究するための優れたテストを構成します。12個の銀河系および40個の銀河系外天体の高解像度{\itXMM-Newton}スペクトルを使用して、NKエッジのガス成分の詳細な分析を示します。ソースごとに、{\rmN}〜{\sci}、{\rmN}〜{\scii}、{\rmN}〜{\sciii}、{\rmNの列密度を推定しました。}〜{\scv}、{\rmN}〜{\scvi}および{\rmN}〜{\scvii}イオン種。これらは、局所的な銀河星間物質の低温、高温、および高温相を追跡します。低温成分のカラム密度は銀河緯度とともに減少しますが、高温成分は減少しないことがわかりました。さらに、コールドカラムの密度分布はUV測定とよく一致しています。これは、高分解能X線スペクトルを使用したISMによる窒素Kエッジ吸収の最初の詳細な分析です。
ブラックホール磁場と円偏光画像へのそれらの痕跡
| Title |
Black_Hole_Magnetic_Fields_and_Their_Imprint_on_Circular_Polarization_Images |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Richard_Qiu,_and_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11301 |
ブラックホール降着流の円偏光は、基礎となる磁場構造の特性をエンコードすることができます。一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを使用して、イベントホライズンテレスコープ（EHT）で観測できる可能性のある円偏光画像への磁場ジオメトリのインプリントを研究します。これらのモデルでは、視線方向と磁場のねじれの両方に敏感な円偏光を生成するさまざまなメカニズムに画像を分解します。これらのモデルでは、いくつかのソースで観察されたように、時間の経過に伴う円偏光の安定した兆候は、これらの特性の安定性に起因する可能性があります。一般的ならせん磁場ジオメトリのさまざまな側面が円偏光画像にどのように刻印されるかを説明します。また、事象の地平線スケールで円偏光画像に影響を与える光の曲げの新しい効果を特定します。1つの結果は、ファラデー回転によって観測可能で破損していない場合、接近する磁場の利き手を直接エンコードできる、フェイスオンシステムでの連続する光子リングの符号反転です。
繰り返し（1回限りの）FRBとAxionStarのスペクトル時間的特徴
高速電波バースト（FRB）は、無線周波数でのみ観測されるミリ秒の持続時間を持つエネルギッシュな電波バーストです。生成メカニズムはまだ謎です。繰り返しFRBと1回限りのFRBの両方の生成メカニズムを提案しました。それらは、アクシオン星と中性子星または銀河系ブラックホールの磁化降着円盤との衝突から生じます。軸の存在を受け入れると、そのメカニズムが以前に観測されたスペクトル時間的特徴を十分に説明していることがわかります。この論文では、繰り返しFRBの下方ドリフトなどの最近観測された現象についても説明していることを示します。ドップラー効果に基づく下方ドリフトの分析は、分子または原子の超放射システムがFRBのソースとして提案されました。分析をメカニズムに適用すると、下向きのドリフト率と繰り返しのFRBの持続時間との関係がよく説明されていることがわかります。ドップラー効果は、繰り返しのFRBにおいて、中心周波数が高い電波バーストの持続時間が中心周波数が低い電波バーストの持続時間よりも短いという事実につながります。私たちの生成メカニズムは、繰り返しのFRB180301と1回限りのFRBで観察される偏光角の揺れを自然に説明します。また、FRB200428とマグネターSGRJ1935+2154の関連についても説明します。FRBの観測直後に観測されたX線バーストは、マグネターとのアクシオン星の衝突によって引き起こされた可能性があります。また、生成メカニズムと、繰り返しおよび1回限りのFRBで観測されたスペクトル時間の違いとの一貫性についても説明します。1回限りのFRBの持続時間（磁束密度）よりも、繰り返しFRBの持続時間（磁束密度が小さい）が長い。
PolarLightによるかに星雲のX線偏光測定：グリッチと経年位置角変化後の偏光回復
| Title |
X-ray_polarimetry_of_the_Crab_nebula_with_PolarLight:_polarization_recovery_after_the_glitch_and_a_secular_position_angle_variation |
| Authors |
Xiangyun_Long,_Hua_Feng,_Hong_Li,_Jiahuan_Zhu,_Qiong_Wu,_Jiahui_Huang,_Massimo_Minuti,_Weichun_Jiang,_Weihua_Wang,_Renxin_Xu,_Enrico_Costa,_Dongxin_Yang,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11391 |
かに星雲のPolarLightX線偏光計による追跡観測を報告します。これにより、2019年にパルサーグリッチに関連する偏光の変動の可能性が明らかになりました。新しい観測により、偏光がグリッチの約100日後に回復したことが確認されました。新しい観測により、全星雲放射からPolarLightで測定された偏光角（PA）は、42年前にOSO-8で測定されたものと18.0±4.6（deg）の差があり、偏光の経年変化を示しています。かに星雲かパルサーのどちらかで。PAの長期的な変動は、歴史における複数のグリッチ、星雲内のシンクロトロン放出構造の磁気リコネクションまたは移動、またはパルサーの磁気幾何学の経年変化の結果である可能性があります。
高速電波バーストの統計的性質はそれらの起源を解明します：マグネターはガンマ線バーストよりも好まれます
| Title |
Statistical_properties_of_fast_radio_bursts_elucidate_their_origins:_magnetars_are_favoured_over_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Xiang-Han_Cui,_Cheng-Min_Zhang,_Shuang-Qiang_Wang,_Jian-Wei_Zhang,_Di_Li,_Bo_Peng,_Wei-Wei_Zhu,_Richard_Strom,_Na_Wang,_Qingdong_Wu,_Chang-Qing_Ye,_De-Hua_Wang,_Yi-Yan_Yang,_and_Zhen-Qi_Diao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11617 |
高速電波バースト（FRB）は、数ミリ秒続く非常に強力な電波フレアであり、そのほとんどは宇宙論的な距離にある未確認の物体から発生します。それらは明らかに繰り返されているかどうかはわかりません。この論文では、CHIMEから400〜800MHzの周波数帯で観測された18個のリピーターと12個の非リピータFRBを分析しました。K補正を考慮して、FRB等方性等価電波光度の分布を調べた。統計的には、光度分布はべき乗則よりもガウス形式の方が適しています。上記の結果に基づいて、観測されたFRBイベント率、パルス持続時間、および電波光度とともに、マグネターまたは中性子が非リピーターからガンマ線バースト（GRB）を除外できるように、FRB起源モデルが評価および制約されます。超巨星パルスを放出する星（NS）は、リピーターに好まれます。また、考慮すべきマグネターからの小さなFRB放出ビーム立体角（約0.1sr）の必要性、および/または軟ガンマ線リピーター（SGR）とのFRBの関連付けが約10％の低い確率にある可能性があることもわかりました。。最後に、赤方偏移と分散測定（DM）の間の単純な関係によって推測される距離の推定によって引き起こされる、FRBの光度の不確実性について説明しました。
若いパルサーPSRJ0837 $-$ 2454の場所：銀河ハローまたは局所超新星残骸？
| Title |
The_Location_of_Young_Pulsar_PSR_J0837$-$2454:_Galactic_Halo_or_Local_Supernova_Remnant? |
| Authors |
Nihan_Pol,_Sarah_Burke-Spolaor,_Natasha_Hurley-Walker,_Harsha_Blumer,_Simon_Johnston,_Michael_Keith,_Evan_F._Keane,_Marta_Burgay,_Andrea_Possenti,_Emily_Petroff,_and_N._D._Ramesh_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11680 |
若い（年齢$\sim28.6$kyr）パルサーPSRJ0837$-$2454の発見とタイミングを紹介します。高緯度（$b=9.8^{\circ}$）と分散測定（DM$=143$〜pc〜cm$^{-3}$）に基づくと、パルサーは$z$-にあるように見えます。銀河面から$>$1kpcの高さですが、銀河の端の近くです。これは、標準的なパルサー集団の観測されたスケールハイトの何倍もあり、このパルサーが平面から遠く離れて生まれた可能性があることを示唆しています。正確であれば、若い年齢と高い$z$の高さは、これが暴走したO/B星から生まれたことが知られている最初のパルサーであることを意味します。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）を使用したフォローアップイメージングでは、フラックス密度$S_{1400}=0.18\pm0.05$mJyのパルサーを検出します。ATCAデータでは、パルサーの周りに明らかな超新星残骸は検出されませんが、アーカイブの銀河系および銀河系外の全天MWAで、同じ場所に配置された$\sim$1.5$^\circ$範囲の低表面輝度領域が検出されます。調査データ。また、南部のH$\alpha$SkySurveyAtlasから同じ場所にあるH$\alpha$の放出を検出します。これら2つの検出に基づく距離の推定値は、それぞれ$\sim$0.9kpcと$\sim$0.2kpcになります。どちらも、NE2001モデル（$6.3$kpc）とYMWモデル（$>25$kpc）そしてパルサーをギャラクシーの平面にはるかに近づけて配置します。パルサー/レムナントの関連性が成り立つ場合、この結果は、モデル化された銀河系電子の寄与のみに基づいて、銀河系反中心に向かう過渡現象を「銀河系」（パルサー）または「銀河系外」（高速電波バースト）として分類する際の固有の難しさも浮き彫りにします。検出に。
SPRINT：システムパラメータRecurrent INvasive Tracking、補償光学用の高速で最小コストのオンラインキャリブレーション戦略
| Title |
SPRINT:_System_Parameters_Recurrent_INvasive_Tracking,_a_fast_and_least-cost_online_calibration_strategy_for_adaptive_optics |
| Authors |
C._T._Heritier,_T._Fusco,_S._Oberti,_B._Neichel,_S._Esposito_and_P.-Y._Madec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11261 |
将来の大型適応望遠鏡は、焦点前変形可能ミラー（DM）を備えた補償光学（AO）システムのキャリブレーションに新しい制約を引き起こします。波面センサー（WFS）から見たDMアクチュエータグリッドの画像は、光路に存在する光機械コンポーネントのたわみにより、操作中に変化する可能性があります。後者は、科学的操作に影響を与える劣化したAOパフォーマンスをもたらします。この課題を克服するには、一部の光学コンポーネントを物理的に再調整するか、システムの制御マトリックスを更新することにより、これらのDM/WFSの位置ずれを定期的に監視および補正する必要があります。この論文では、AOシステムの疑似合成モデルを使用して誤登録を追跡するための新しい戦略を提示します。この方法は、科学的操作の前または最中に信号が空で取得され、モデルに供給されて位置ずれパラメータを抽出する侵襲的アプローチに基づいています。これらの位置ずれに対して最も敏感なモードを計算する方法を紹介します。これにより、アルゴリズムに必要な自由度の数を減らし、科学的パフォーマンスへの影響を最小限に抑えることができます。これらの適切に選択された信号のいくつかのみを使用して、この方法がパラメータ推定で非常に優れた精度を提供し、目標の精度をはるかに下回り、科学的経路への影響はごくわずかであることを示します。さらに、この方法は、ノイズや大気の乱気流のさまざまな動作条件に対して非常に堅牢であるように見え、ピラミッドとシャックハルトマンWFSの両方で同等に機能します。
回折格子のカスタム周期性を測定するための計測学
正確な周期のためのグレーティングマッパー（GMAP）と呼ばれる、高いマッピング解像度と高い測定精度で広い領域の溝周期を測定するための新しい安価なベンチトップ方式を紹介します。GMAPには、大きな溝周期の変化と平行でない溝を測定する機能があり、どちらも光干渉法では測定できません。このホワイトペーパーでは、GMAPのキャリブレーションとセットアップについて詳しく説明し、この機器を使用して3つの異なるグレーティングを測定します。これらの測定された格子のうちの2つは、光干渉法などの他の従来の方法で測定されないようにカスタマイズされた溝パターンを持っています。このツールの実装により、3$\mu$mサイズの溝周期で0.1mm$\times$0.1mmの空間分解能と1.7nmの周期誤差が達成されます。
Novaeは彼らの食物を加熱します：照射による物質移動
新星の噴火は、激変星のドナー星を照射して高温$T_{\rmirr}$に加熱し、その外層を膨張させてロッシュローブを溢れさせます。ドナーの加熱と膨張を解析的および数値的に計算し、照射がドナーからの物質移動を$\dot{m}\proptoT_{\rmirr}^{5/3}$の割合で促進することを発見しました。噴火のピーク時の\dot{m}\sim10^{-6}\textrm{M}_\odot\textrm{yr}^{-1}$-静止時の約1000倍の速さ。新星が沈静化し、白色矮星が冷えると、$\dot{m}$はより低い値に下がります。特定の状況下では、衰退が止まり、物質移動が$\dot{m}\sim10^{-7}\textrm{M}_\odot\textrm{yr}^の自立速度で持続することがわかります。噴火後最大$\sim10^3$年の{-1}$。この速度では、白色矮星の降着光度による照射は、それ自体で物質移動を駆動するのに十分です。自立率は白色矮星の安定した燃焼限界に近いため、このブートストラップメカニズムは、2つのクラスの不可解な連星系を同時に説明できます。-周期が$\約4$hの超軟X線源（RXJ0537.7-7034および1E0035.4-7230）。システムが自立状態に達するかどうかは、ドナーの彩層構造、および新星噴火中の公転周期の変化に敏感です。
太陽周期24および太陽極小期23/24および24/25における銀河宇宙線異方性の特徴
| Title |
Features_of_the_Galactic_Cosmic_Ray_Anisotropy_in_the_Solar_Cycle_24_and_Solar_Minima_23/24_and_24/25 |
| Authors |
R._Modzelewska,_K._Iskra,_W._Wozniak,_M._Siluszyk,_M.V._Alania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11277 |
銀河宇宙線（GCR）の異方性の時間的変化におけるドリフト効果の役割とそれに及ぼす太陽圏磁場のセクター構造の影響を研究します。中性子モニターのグローバルネットワークのデータを使用して、太陽周期24のGCR異方性と、2007年から2009年の期間の太陽極小期23_24と、2017年から2018年の正の極性のほぼ最小24_25を分析します。調和解析法を使用して、太陽圏磁場のさまざまなセクター（プラスは正の方向に対応し、マイナスは負の方向に対応）のGCRの異方性の半径方向および接線方向の成分を計算します。中性子モニター観測に関連する平均GCR剛性のさまざまな評価を使用して、GCR異方性の分析を比較します。次に、放射状成分と接線成分を使用して、太陽圏のGCR変調を特徴付けます。負の2007-2009年の太陽極小期23_24では、ドリフト効果は半径方向成分の変化で目に見えて明らかではありません。つまり、ドリフト効果は、GCRの異方性の半径方向成分に4％の変化をもたらすことがわかります。2007-2009。したがって、GCR輸送の拡散が支配的なモデルは、2007年から2009年にかけてより受け入れられます。次に、正の場合、2017-2018年の太陽極小期24_25の近くで、ドリフト効果が明らかに見え、2017-2018年のGCR異方性の半径方向成分に40％の変化をもたらします。したがって、2017年から2018年の期間では、ドリフトが顕著に現れる拡散モデルが許容されます。この作業の結果は、GCR変調のドリフト理論とよく一致しています。これによれば、負（正）の極性サイクル中に、GCRのドリフトストリームが太陽に向かって（太陽から離れて）方向付けられ、22-放射状GCRの異方性の年周期変動。
1965年から2014年までの銀河宇宙線の3次元太陽異方性の準周期的変化
| Title |
Quasi-periodic_changes_of_three_dimensional_solar_anisotropy_of_galactic_cosmic_rays_for_1965-2014 |
| Authors |
R._Modzelewska_and_M.V._Alania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11279 |
1965年から2014年までの銀河宇宙線（GCR）の3D異方性の特徴を研究します。黄道面における2DGCR異方性の27日間の変動と、黄道面に垂直な南北異方性を分析します。3DGCR異方性の27日間の変動の太陽周期と太陽磁気周期への依存性を研究します。GCRの強度と異方性の27日間の変動は、太陽風、太陽活動、太陽圏を研究するための重要なツールとして使用できることを示しています。高調波解析と分光法を使用して、中性子モニター（NM）とミューオン望遠鏡（MT）の1時間ごとのデータに基づいて検出された3DGCR異方性のコンポーネントを使用します。地球磁場の影響について、GCR強度の2D日変化を補正します。名古屋多方向MTのGCR強度の差として計算されたGG指数に基づいて、GCR異方性の南北成分を導き出します。3D異方性の27バリエーションの振る舞いが、太陽上に安定した長寿命のアクティブなヘリオロンギチュードの存在を確認することを示します。この発見は、太陽風、太陽活動、太陽圏を研究するためのユニークなプロキシとしてのGCR異方性の27日間の変動の有用性を示しています。太陽活動周期に関連する2D異方性の27日間の変動の振幅の22年間の変化の傾向を区別します。異方性の南北成分の27日間の変動の振幅は、11年の太陽周期によって変化することを示していますが、太陽の磁気極性の依存性はほとんど認識できません。$GG$インデックスとAt成分の27日間の再発は高い正の相関関係にあり、両方とも太陽圏磁場のBy成分と高い相関関係があることを示しています。
| Title |
Forward_modelling_of_Kepler-band_variability_due_to_faculae_and_spots |
| Authors |
Luke_J._Johnson,_Charlotte_N._Norris,_Yvonne_C._Unruh,_Sami_K._Solanki,_Natalie_Krivova,_Veronika_Witzke,_Alexander_I._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11544 |
後期型星の測光光度曲線（1日より長いタイムスケールで）で観測された変動は、太陽系外惑星の調査における主要なノイズ源であり、主に星の磁気活動の表面症状、すなわち白斑とスポットに起因します。光度曲線モデルでの白斑の実装は未解決の問題であり、スケーリングは通常、高温の恒星大気と同等のスペクトルに基づいているか、太陽由来の白斑のコントラストを想定しています。アクティブなG2、K0、M0、およびM2星の回転（単一周期）光度曲線を、太陽のような表面分布と、白斑および斑点の現実的な四肢依存のコントラストでモデル化しました。恒星の傾き、特徴領域の範囲、スポット温度、顔面領域の磁束密度、アクティブバンドの緯度などのモデルパラメータの変化に対する光度曲線の変動の感度が調査されます。光度曲線モデリングのアプローチでは、星の変動の幾何学的に正確なモデルである女優を使用しました。女優は、恒星の表面を表す2球マップを生成し、ユーザーが指定したスポットと白斑の領域の分布をそれらに入力します。このことから、光度曲線は任意の傾斜で計算できます。静かな星の四肢の暗化と四肢に依存する白斑のコントラストは、ATLAS9を使用したMURaM3D磁気対流シミュレーションから導き出されました。スポットコントラストには、1D恒星大気モデルを使用しました。モンテカルロシミュレーションに女優を適用し、ケプラーバンドの光度曲線の変動振幅を計算しました。与えられたスペクトルタイプと恒星の傾きに対して、スポット温度とスポットエリアカバレッジがすべてのシミュレーションパラメータの変動に最大の影響を与えることがわかりました。スポットカバレッジが1％の場合、太陽型星の一般的な変動は約2ppmです。白斑の存在は明らかに平均輝度と光度曲線の形状に影響を与えますが、変動性には比較的影響を与えません。
ACE / CRIS、STEREO、SOHO /
EPHINおよび中性子モニターによる太陽極小期23/24および24/25における銀河宇宙線強度と異方性の再発。フーリエおよびウェーブレット分析。マイケルアラニアの記憶に捧げる
| Title |
Recurrence_of_galactic_cosmic_rays_intensity_and_anisotropy_in_solar_minima_23/24_and_24/25_by_ACE/CRIS,_STEREO,_SOHO/EPHIN_and_neutron_monitors._Fourier_and_wavelet_analysis._Dedicated_to_the_Memory_of_Michael_Alania |
| Authors |
R._Modzelewska_and_A._Gil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11562 |
目的。中性子モニター（NM）、ACE/CRIS、STEREO、SOHO/EPHINの測定に基づいて、太陽極小期23/24と24/25で、太陽の反対の極性を特徴とする銀河宇宙線（GCR）の27日間の変動を研究します。磁気サイクル。ここで、負のA<0の太陽磁気極性について2007-2009年に繰り返されるGCR変動の振幅の極性依存性を再分析し、正のAについて2017-2019年の太陽回転に関連する明確な周期的変動と比較する機会があります。>0。メソッド。フーリエ解析法を使用して、GCRフラックスの周期性を研究します。GCRの再発は太陽の自転の結果であるため、GCRフラックスだけでなく、27日間のGCR変動と太陽圏、および太陽風パラメーターとの関係を調べる太陽および太陽圏パラメーターも分析します。結果。NMデータのGCR強度と異方性の27日間の変動の振幅の極性依存性は、最後の2つの太陽極小期（23/24（2007-2009）と24/25（2017-2019））で維持されていることがわかります。正のA>0の太陽磁気極性でより大きな振幅を持ちます。ACE/CRIS、SOHO/EPHIN、およびSTEREOの測定は、正のA>0極性で振幅が大きくなるというこの原理には左右されません。低エネルギー（<1GeV）宇宙線の太陽の自転によって引き起こされるGCRの再発は、強化された拡散効果に対してより敏感であり、正と負の極性に対して同じレベルの27日間の振幅をもたらします。NMによって登録された高エネルギー（>1GeV）宇宙線は、大規模なドリフト効果に対してより敏感ですが、27日間のGCR変動で22年のヘイルサイクルにつながり、A>0極性の振幅がより大きくなります。A<0で。
赤色巨星のリチウム存在量と星震学：星震パラメータに基づいた巨星のリチウムの進化の理解
この研究では、星震学と巨星のリチウム存在量に関する文献から集められたデータに基づいて、巨星のリチウムの進化を調査します。187個の巨星の最終サンプルは、44個の赤色巨星分枝（RGB）、140個のコアHe燃焼（CHeB）、および分類されていない進化段階を持つ3個の巨星で構成されています。187個の星すべてについて、地震パラメータ$\nu\rm_{max}$（最大振動パワーの周波数）と$\Delta\nu$（大きな周波数間隔）が使用可能ですが、$\Delta\Pi\rm_{1}$（漸近重力モード周期間隔）は64のサブセットで使用できます。一部のCHeBジャイアントでは、地震データに基づく等時線からの質量推定と比較すると、アテローム地震スケーリング関係からの質量推定が過小評価されていることがわかります。サンプル内のほとんどのLiに富む巨人は、1.5$M_\odot$未満の質量を持っていますが、コアHeフラッシュ、つまり$M$$\leqに苦しんでいると予想される最大質量まで存在します。$2.25$M_\odot$：これは、Li濃縮に向けた他のプロセスからの貢献を示唆しています。$\Delta\Pi\rm_{1}$$-$$\Delta\nu$平面での巨人の進化を理解するために、ミニの存在を示す{\itModulesforExperimentsinStellarAstrophysics}モデルを使用します。最初の強力なコアHeフラッシュに続いてHeフラッシュ。$\Delta\nu$の関数としてのA（Li）の分布から、光度の関数としてのA（Li）の分布と同様であるため、光度バンプの近くにLi濃縮の兆候は見られません。また、A（Li）はRGBチップの近くで$\sim$-1.5dexに傾向があります。データはまた、CHeB巨人の$\Delta\Pi\rm_{1}$の増加に伴うA（Li）の減少を示唆しています。
「インシステム」核分裂イベント：太陽系外惑星と星のパズルへの洞察？
| Title |
"In-System"_Fission-Events:_An_Insight_into_Puzzles_of_Exoplanets_and_Stars? |
| Authors |
Elizabeth_P._Tito_and_Vadim_I._Pavlov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11744 |
太陽系の進化は2つの段階で起こったという私たちの最近の提案（Physics、2020、2、213-276）の拡張で、最初の段階ではガス状の巨人が形成され（ディスクの不安定性を介して）、2番目の段階では（「インシステム」核分裂駆動核形成につながる特定の恒星物体との遭遇によって引き起こされた）、形成された地球型惑星（降着を介して）-ここで、そのような恒星物体の形成のメカニズムは一般的に普遍的であり、したがって、そのような天体と恒星系との遭遇は、銀河全体のどこかで起こった可能性があります。もしそうなら、それらの後遺症はおそらく、個々の星のスペクトル（特異体質の化学的濃縮など）および/または太陽系外惑星システムの構造（異常に高い惑星密度や短い公転周期など）の不可解な特徴として観察される可能性があります。この論文は、「核分裂イベントフレームワーク」内の天文データをレビューして再解釈します。恒星系を「原始的」または「影響を受けた」として分類することができます。
| Title |
Generalizing_the_close_limit_approximation_of_binary_black_holes |
| Authors |
Lorenzo_Annulli,_Vitor_Cardoso,_Leonardo_Gualtieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11236 |
インスパイアから合体へのコンパクトなバイナリの進化をモデル化する能力は、重力波天文学の中心です。現在の波形カタログは、アインシュタイン方程式を数値的に進化させ、スローモーション展開からの知識でそれらを補完することにより、真空連星ブラックホールモデルから構築されています。物質の存在下での合体過程について、または一般相対性理論以外の理論では、ほとんど知られていません。ここでは、一般的な設定での合体プロセスを理解するための強力なツールとして、限界近似を検討します。特に、2つの等質量、コンパクトであるが地平線のないオブジェクトの正面衝突を研究します。私たちの結果は、「エコー」の出現を示しており、合併エネルギーのかなりの部分がこれらの遅い時間の繰り返しに入るということを示しています。また、接近限界近似を適用して、周囲のスカラー場に対する衝突するブラックホールの影響を調査します。特に、我々の結果は、摂動理論を通じて得られた観測量が、原則として数値的アプローチのみが適切である合併段階の重要なセグメントに拡張される可能性があることを示しています。
同変ウェーブレット：高速回転および並進不変ウェーブレット散乱変換
| Title |
Equivariant_Wavelets:_Fast_Rotation_and_Translation_Invariant_Wavelet_Scattering_Transforms |
| Authors |
Andrew_K._Saydjari,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11244 |
固定フィルターと重みを持つ畳み込みニューラルネットワーク（CNN）であるウェーブレット散乱ネットワークは、画像分析のための有望なツールです。画像統計に対称性を課すことで、人間の解釈可能性を向上させ、一般化を支援し、次元削減を実現できます。この作業では、高速計算、並進不変、回転同変のウェーブレット散乱ネットワーク（EqWS）とウェーブレットのフィルターバンク（トリガーレット）を紹介します。解釈可能性を示し、係数の不変性/等分散を定量化し、スケールの同変を実装する際の難しさについて簡単にコメントします。MNISTでは、係数の回転不変の削減に関するトレーニングが、データをテストし、残差対称性の破れの項を視覚化するために一般化されたときに、回転不変性を維持することを示します。回転同変性を利用して、数字の回転角を推定し、単一の角度から各係数の完全な回転依存性を再構築します。EMNISTおよびCIFAR-10/100の線形分類器を使用してEqWSのベンチマークを行い、カラー画像に新しい2次のクロスカラーチャネル結合を導入します。天体物理学的関連性のある電磁流体力学シミュレーションの等方性分類について、散乱係数の等方性低減と以前の係数低減であるRWSTの性能を比較することによって結論を下します。
| Title |
Sterile_neutrino_dark_matter_in_a_U(1)_extension_of_the_standard_model |
| Authors |
Sho_Iwamoto,_K\'aroly_Seller,_Zolt\'an_Tr\'ocs\'anyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11248 |
宇宙で観測された暗黒物質のエネルギー密度を説明する観点から、標準模型（超弱モデルとも呼ばれる）のU（1）拡張のパラメーター空間を調べます。新しい粒子スペクトルには、複雑なスカラー一重項と3つの右巻きニュートリノが含まれており、その中で最も明るいものが暗黒物質の候補です。暗黒物質生成の凍結メカニズムと凍結メカニズムの両方を調査します。どちらの場合も、現在の実験的制約によって除外されていない、超弱結合の平面内の領域と新しいゲージボソンの質量が見つかります。これらの領域は明確であり、フリーズアウトの領域は、近い将来、ニュートラルゲージボソンの検索で調査される予定です。
Gomera y la orientaci \' on de sus iglesias
| Title |
Cuando_la_ortodoxia_no_es_lo_m\'as_relevante:_el_paisaje_de_La_Gomera_y_la_orientaci\'on_de_sus_iglesias |
| Authors |
Adrian_Di_Paolo,_Alejandro_Gangui,_Juan_Antonio_Belmonte,_Maria_Antonia_Perera_Betancort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11290 |
カナリア諸島にあるラ・ゴメラ島のキリスト教教会の方向性を中心に、天文学と景観の関係についての研究を紹介します。フィールドワークは、38の教会の正確な座標を測定することで構成されました。これは、約370km2の面積を持つ島の宗教的建造物のほぼすべてを表しています。各教会について、各寺院の祭壇が指す方向にとられた地平線の方位角と角度の高さを測定しました。得られたデータは、天文考古学研究で頻繁に使用される数値地形モデルで裏付けられました。最後に、サンプルの研究のために、さまざまな分析が実行されました：統計的、カレンダー的、地形的、発見された方向のパターンを理解することを可能にする手がかりを見つけようとしました。この分析から、いくつかの場所で、キリスト教の寺院を太陽の範囲に向けるという標準的な伝統が尊重されたと推測できます。また、いくつかの建造物は、特に孤独な方向に、アボリジニのカルトの模倣パターンで方向付けられた可能性があります。しかし、大多数の教会の方向性は北東に向かっていることがわかり、より良い正当化がない場合、私たちは、天の風景よりも地上の風景の方が理由を探るべきだと考えています。寺院のいくつかの小さなグループが分布している方法から判断すると、この異常な世界的な方向性のパターンは、島の特定の地形によって動機付けられていると推定されます。教会のかなりの割合が彼らの場所の特徴に適応しているようであり、彼らが位置する多くの地理的特徴に従って彼ら自身を方向づけています。これらの結果から、ラ・ゴメラの既知の「突然の性質」が、おそらくその崇拝の聖域の特定の方向性のパターンの主な理由であると推測することができます。
コア崩壊超新星理論の長引く謎は、集団ニュートリノ振動がダイナミクスにどのように影響するかです。以前に特定されたすべてのフレーバーの不安定性は、その一部が影響を大きくする可能性があり、本質的に衝突のない現象です。ここでは、衝突不安定性も存在することが示されています。それらはニュートリノと反ニュートリノの相互作用率の間の非対称性に関連しており、おそらく超新星の奥深くで蔓延しており、熱環境とのデコヒーレント相互作用の異常な例を引き起こし、量子コヒーレンスの持続的な成長を引き起こします。
暗黒物質と初期の宇宙：レビュー
暗黒物質は現在、宇宙論と素粒子物理学の両方で未解決の問題を表しています。このレビューでは、暗黒物質の考えられる説明と、最終的に暗黒物質とその性質の発見につながる可能性のある実験的観測可能物について説明し、初期宇宙の宇宙論的特性と暗黒物質を拘束するために使用される観測可能物との密接な相互作用を示します標準模型を超える新しい物理学の文脈でのモデル。
| Title |
Identification_of_high-energy_astrophysical_point_sources_via_hierarchical_Bayesian_nonparametric_clustering |
| Authors |
Andrea_Sottosanti,_Mauro_Bernardi,_Alessandra_R._Brazzale,_Alex_Geringer-Sameth,_David_C._Stenning,_Roberto_Trotta,_David_A._van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11492 |
私たちが遠くの天体物理学の物体から受け取る光は、それらの起源とそれらに動力を与える物理的メカニズムについての情報を運びます。ただし、これらの信号の研究は、観測が空間的に変化する背景にある複数の局所的な光源から放出された光の混合であることが多いという事実によって複雑になっています。この場合、ロバストで正確なソース識別を実現するための一般的なアルゴリズムは、天体物理学では未解決の問題のままです。この論文では、観測所が個々の光子（光の量子）を検出し、それらの入射方向、到着時間、およびエネルギーを測定できる高エネルギー光（X線やガンマ線など）に焦点を当てています。提案されたベイズ方法論は、空間情報とエネルギー情報の両方を使用して、点光源を識別します。つまり、点光源を空間的に変化する背景から分離し、それらの数を推定し、各光子が識別された各光源から発生した事後確率を計算します。これは、ディリクレプロセスの混合によって実現され、同時に、Bスプラインに基づく柔軟なベイズノンパラメトリックモデルによって背景が再構築されます。私たちが提案する方法は、一連のシミュレーション研究で検証され、\emph{Fermi}ガンマ線宇宙望遠鏡によって観測された空の複雑な領域へのアプリケーションで示されています。
乱流確率的再結合における起電力の生成と影響
| Title |
Generation_and_Effects_of_Electromotive_Force_in_Turbulent_Stochastic_Reconnection |
| Authors |
Natalia_Nowak_and_Grzegorz_Kowal_and_Diego_A._Falceta-Gon\c{c}alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11732 |
再接続は、プラズマ内の磁気エネルギーの散逸と拡散を支配する重要なプロセスです。その速度が乱流によって高められ、再接続自体がその確率を高める可能性があることはすでに明らかですが、これら2つの効果を接続する主なメカニズムはまだ完全には理解されていません。この作業の目的は、起電力の観点から、乱流プラズマの再結合率を高めるための主要な物理的プロセスを特定することです。確率的再結合によって駆動される乱流の完全な3次元数値シミュレーションを採用し、乱流エネルギーとクロスヘリシティの生成と散逸、生成された残留ヘリシティの量を推定し、これらの量と再結合率の関係を決定します。プラズマ-$\beta=0.1-2$およびランキスト数$S=10^{-5}-10^{-4}$を使用して、調査したモデルで起電力の発生を観察します。乱流エネルギーと残留ヘリシティは大規模な電流シートで発生し、後者は乱流磁気拡散の影響を減少させます。乱流は別として、確率的再結合がかなりの量のクロスヘリシティも生成できることを示します。ただし、クロスヘリシティと乱流エネルギーの比率は、再接続率とは相関関係がありません。その十分に大きな値は、高速再接続が発生するための必要条件ではないことを示します。結果は、クロスヘリシティが乱流場に固有であることを示唆しているが、再結合率の向上は、磁気乱流拡散の影響によって引き起こされ、残留ヘリシティによって制御されている可能性がある。
