Abell 370での質量光度比のトリオのさらなるサポート：BUFFALOの強いレンズデータを使用した自由形式のGraleレンズ反転
| Title |
Further_support_for_a_trio_of_mass-to-light_deviations_in_Abell_370:_free-form_Grale_lens_inversion_using_BUFFALO_strong_lensing_data |
| Authors |
Agniva_Ghosh,_Liliya_L._R._Williams,_Jori_Liesenborgs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11781 |
融合銀河団Abell370のBeyondUltra-deepFrontierFieldsandLegacyObservations（BUFFALO）の強いレンズ画像カタログを使用して、自由形式のレンズ反転アルゴリズムGraleを使用した質量モデルを取得します。強いレンズデータの品質が向上した結果、レンズ面のrmsはわずか0.45秒角になり、既存のHFFv4再構成の約2分の1になりました。画像数はどちらもほぼ同じであるため、データ品質の向上によるものと考えています。再構築された質量モデルでは、Abell370に3つの異なる質量特徴の兆候が見つかりました：（i）北のBCGと最も近い質量ピークの間の$\sim\！35$kpcオフセット、（ii）$\sim\！メインクラスターの東にあるほぼ臨界密度$\sim\！250$kpcの100$kpc質量濃度、および（iii）クラスターをNSを通過するフィラメント状の構造の可能性。（i）は、パラメトリック、ハイブリッド、フリーフォームなどのモデリング手法の範囲にまたがるほとんどの公開されている再構成に何らかの形で存在しますが、（ii）と（iii）は再構成の約半分でしか回復されません。外部質量を持つクラスターの状況をあざける合成クラスター（IrtyshIIIc）を作成することにより、フィラメントのような構造の存在に関する仮説をテストしました。また、光源面の倍率分布も計算しました。それらを使用して、ソース平面での倍率の確率を推定し、それらの赤方偏移依存性を精査しました。最後に、$z_s=9.0$での光源の光度関数に対するAbell370のレンズ効果を調査し、公開された結果と一致していることを確認しました。
巨大なブラックホール連星の重力波観測と統計的赤方偏移情報を使用した宇宙パラメータの制約
| Title |
Constraining_the_cosmological_parameters_using_gravitational_wave_observations_of_massive_black_hole_binaries_and_statistical_redshift_information |
| Authors |
Liang-Gui_Zhu,_Yi-Ming_Hu,_Hai-Tian_Wang,_Jian-dong_Zhang,_Xiao-Dong_Li,_Martin_Hendry,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11956 |
天琴のような宇宙搭載重力波検出器は、巨大なブラックホール連星の合併によって放出された重力波信号を検出することが期待されています。光度距離の情報は重力波の観測から得られ、レッドシフト情報も抽出できれば宇宙論的推論を行うことができます。これは、電磁的な対応物が存在する場合は簡単です。この研究では、電磁的対応物が利用できない保守的なシナリオに焦点を当て、銀河の不均一な分布とブラックホールの質量を利用して、統計的アプローチを通じて宇宙パラメータを推測できるかどうかを包括的に研究します。ホスト銀河バルジの光度の関係。さまざまな大規模ブラックホール連星合併モデルを採用し、さまざまな検出器構成を想定することにより、宇宙論的パラメーターの統計的推論が実際に可能であると結論付けます。TianQinは、ハッブル定数を約7％の相対誤差に制限すると予想されます。最も楽観的なケースでは、TianQinとLISAのマルチ検出器ネットワークを想定すると、1.5％のレベルを達成できます。電磁気の対応物がなければ、他のすべての宇宙論的パラメーターは十分に制約されていないことがわかります。ただし、電磁気の対応物が利用できる楽観的なケースでは、標準的なラムダ冷暗黒物質宇宙論のすべての宇宙論的パラメーターを制約することができます。ダークエネルギーの状態方程式の進化を研究することさえ可能です。
$ \ Lambda $ CDMのターンアラウンド半径、およびせん断と渦度を伴う暗黒物質宇宙論
$\Lambda$CDMおよび暗黒エネルギーシナリオで、拡張球崩壊モデルを使用して、ターンアラウンド半径$R_{\rmt}$と質量$M_{\rmt}$の関係を決定します。せん断と渦度の影響を考慮に入れます。通常、文献に記載されている式よりも一般的な式が見つかり、せん断と渦度からの$R_{\rmt}$の依存性が示されています。$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の関係は、せん断と回転を考慮せずに得られた関係とは異なり、特に銀河系のスケールでは、文献に示されている結果とは$\simeq30\％$異なります。これは、状態方程式の$w$パラメーターの制約に影響を与えます。$\Lambda$CDMで得られた$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の関係、およびさまざまな暗黒エネルギーモデルを$f（R）$修正重力（MG）シナリオで得られたものと比較します。。$\Lambda$CDMの$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の関係、およびダークエネルギーのシナリオは、$f（R）$理論の予測に相当します。次に、$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の関係は、アインシュタインの一般相対性理論を超えて重力理論をテストするための良いプローブではありません。
電波望遠鏡のドリフトスキャン校正に対するモデルの不完全性の影響
| Title |
Effects_of_model_incompleteness_on_the_drift-scan_calibration_of_radio_telescopes |
| Authors |
Bharat_K._Gehlot_(1),_Daniel_C._Jacobs_(1),_Judd_D._Bowman_(1),_Nivedita_Mahesh_(1),_Steven_G._Murray_(1),_Matthew_Kolopanis_(1),_Adam_P._Beardsley_(1),_Zara_Abdurashidova_(2),_James_E._Aguirre_(3),_Paul_Alexander_(4),_Zaki_S._Ali_(2),_Yanga_Balfour_(5),_Gianni_Bernardi_(6,_7_and_5),_Tashalee_S._Billings_(3),_Richard_F._Bradley_(8),_Phil_Bull_(9),_Jacob_Burba_(10),_Steve_Carey_(4),_Chris_L._Carilli_(11),_Carina_Cheng_(2),_David_R._DeBoer_(2),_Matt_Dexter_(2),_Eloy_de_Lera_Acedo_(4),_Joshua_S._Dillon_(2),_John_Ely_(4),_Aaron_Ewall-Wice_(12),_Nicolas_Fagnoni_(4),_Randall_Fritz_(5),_Steven_R._Furlanetto_(13),_Kingsley_Gale-Sides_(4),_Brian_Glendenning_(11),_Deepthi_Gorthi_(2),_Bradley_Greig_(14),_Jasper_Grobbelaar_(5),_Ziyaad_Halday_(5),_Bryna_J._Hazelton_(15_and_16),_Jacqueline_N._Hewitt_(12),_et_al._(42_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12240 |
機器の正確なキャリブレーションは、宇宙の夜明けと再電離の時代（z〜30-6）からの中性水素の赤方偏移した21cm信号を精査する実験に課題をもたらします。単一アンテナと干渉計の両方が信号の検索に使用されており、どちらのタイプでも、体系的なキャリブレーションがエラーの主な原因です。キャリブレーションの多くの側面が研究されてきましたが、2つのタイプの機器間のオーバーラップはあまり注目されていません。この論文では、全電力測定の空ベースのキャリブレーションを調査します。HERAディッシュとEDGESスタイルのアンテナを比較することで、干渉計で自動相関が果たす可能性のある役割と、全電力機器の校正で空が果たす可能性のある役割を全体的に理解したいと考えています。シミュレーションを使用して、時間可変ゲイン、不完全な空のキャリブレーションモデル、プライマリビームモデルなどのさまざまなシナリオを研究します。時間的ゲインドリフト、スカイモデルの不完全性、およびビームの不正確さが、レシーバーゲイン振幅とレシーバー温度推定値にバイアスを引き起こすことがわかりました。場合によっては、これらのバイアスはビームと空の間のスペクトル構造を混合し、スペクトル的に変動するゲインエラーをもたらします。HERAとEDGESからのデータにキャリブレーション方法を適用すると、より標準的な方法によるキャリブレーションとの良好な一致と、シミュレーションされたものとスケールが類似したビームと空のエラーと一致する偏差が見つかります。時間依存のゲインモデルをキャリブレーションに組み込むことにより、モデルの不正確さによるバイアスを部分的に軽減できることを示しますが、キャリブレーション製品で結果として生じるエラーはより大きく、より相関があります。干渉計の空のキャリブレーションの場合のように、これらのバイアスに完全に対処するには、より正確な空のモデルと一次ビームモデルが必要になります。
CMB弱レンズ効果スペクトルからの原始パワースペクトル再構成
| Title |
Primordial_Power_Spectrum_Reconstruction_From_CMB_Weak_Lensing_Power_Spectrum |
| Authors |
Rajorshi_Sushovan_Chandra,_Tarun_Souradeep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12253 |
修正されたリチャードソン-ルーシーデコンボリューションアルゴリズムを使用して、CMB異方性から再構築された弱いレンズ効果スペクトルから原始パワースペクトルを再構築します。これにより、CMB温度パワースペクトルと比較して、さまざまな$k$スケールに沿ってPPS$P_R（k）$を監視および制約するための独立したウィンドウが提供されます。弱いレンズ効果スペクトルには、パワーの2次変動が含まれていないため、PPS再構成で見られるレンズ効果に悩まされる温度パワースペクトルとは異なり、よりクリーンです。弱いレンズ効果カーネルの物理的動作が温度カーネルとは異なり、$k$を超える幅広い特徴を再構築することを示します。Planckの最適な宇宙パラメータに基づいて、シミュレーションデータとモンテカルロサンプリングを使用してエラー伝播の詳細な分析を提供し、データと宇宙分散が制限されたエラーバーをシミュレートします。エラーと初期条件の分析は、推定量の最適な再構成領域の明確な画像を提供し、与えられたデータ、エラー、およびそのビニングプロパティに基づいて使用される$P_R（k）$サンプリングのアルゴリズムを提供します。最終的には、実際のミッションデータでこの方法を使用し、他のセクターから再構築されたPPSとその中で可能な機能への相互参照を提供する予定です。
Illustris-TNGシミュレーションにおける星形成銀河の内在的整列の最適推定量
| Title |
An_Optimal_Estimator_of_Intrinsic_Alignments_for_Star-forming_Galaxies_in_Illustris-TNG_Simulation |
| Authors |
Jingjing_Shi,_Ken_Osato,_Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12329 |
輝線銀河（ELG）、より一般的には星形成銀河は、大規模構造の貴重なトレーサーであり、したがって、今後の広域分光銀河調査の主なターゲットです。固有アライメント（IA）信号を抽出するための各ELGの固定開口形状推定器を提案し、空の背景ノイズなどの観測効果を含むIllustrisTNGシミュレーションから生成されたELGの画像シミュレーションを使用してメソッドのパフォーマンスを評価します。私たちの方法は、線形スケール係数$A_{\rmIA}\simeq（13$-$15）\pm3.0$から$z=2$まで、標準的な方法でのヌル検出とは対照的に、小さなシミュレーションボリューム$\sim0.009\、（h^{-1}{\rmGpc}）^3$。したがって、私たちの方法で測定されたELGIA信号は、高赤方偏移宇宙で宇宙論と銀河物理学を利用する機会を開きます。
最適な調査パラメータ：再電離中の21cm信号との相乗効果のためのLy $ \ alpha $およびH $ \ alpha $強度マッピング
| Title |
Optimal_survey_parameters:_Ly$\alpha$_and_H$\alpha$_intensity_mapping_for_synergy_with_the_21cm_signal_during_reionization |
| Authors |
Caroline_Heneka,_Asantha_Cooray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12739 |
複数の輝線の強度マッピングは、電離源とその間の媒体、特に銀河間媒体の両方の特性を調査するために、天文学への新しい分岐として浮上しています。エポックオブリイオン化（EoR）研究では、マルチライン実験と分析方法の両方がまだ初期段階にあります。ここでは、再電離の高赤方偏移までのLy$\alpha$（およびH$\alpha$）強度マッピングの最適な調査パラメーターと、21cmの実験による最適化された相乗効果の要件について説明します。最適な（信号対雑音比の高い）ミッション出力のために、ライン感度、スペクトル分解能、および検出器のピクセルサイズ要件を調査します。モック強度マップと同様に、基準設定でのパワーおよびクロスパワースペクトルが導出されます。ラインパワースペクトル測定の場合、累積信号対雑音比はO$\left（10^3\right）$であり、SKAを使用したそれぞれのクロススペクトルでは、O$\left（10\right）$からO$までの21cmの観測値です。\left（10^2\right）$は、再電離の中間点付近の赤方偏移ビンごとに可能です。これらの高い信号対雑音比のトモグラフィー測定は、ライン感度$>8\times10^{-18}$erg$\、$s$^{-1}$sr$^{-1}$Hz$で到達可能です。^{-1}$、スペクトル分解能$R>250$、検出器のピクセルサイズ$<2\、$arcsec;3つの要件はすべて、提案されているCosmicDawnIntensityMapper（CDIM）によって満たされます。CDIMの場合、同様のS/N値がH$\alpha$に到達します。すでに計画されているNASAミッションSPHERExは、EoRLy$\alpha$オートパワーと21cmのクロスパワーの間に、$10^{-18}$erg$\、$s$^{-1}$sr$^よりも優れた感度で検出します。中程度の21cmの前景シナリオでの{-1}$Hz$^{-1}$（$10^{-17}$erg$\、$s$^{-1}$sr$^{-1}$よりも良い楽観的なシナリオではHz$^{-1}$）。私たちは、IMの飛躍のためにCDIMのフレーバーでIRミッションを提唱し、EoR中にマルチラインIMを成功させるためのクックブックを提供することで終了します。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 V.グローバルコア降着モデルにおける惑星タイプの事前決定
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._V._Predetermination_of_planet_types_in_global_core_accretion_models |
| Authors |
M._Schlecker,_D._Pham,_R._Burn,_Y._Alibert,_C._Mordasini,_A._Emsenhuber,_H._Klahr,_Th._Henning,_L._Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11750 |
最先端の惑星形成モデルは、既知の惑星タイプの全範囲を説明できるようになりました。これは、モデルの複雑さを増すことを犠牲にしてもたらされ、初期条件と計算された惑星観測量との間に確立されたリンクが維持されるかどうかに疑問を投げかけます。この論文では、データ駆動型のアプローチを採用して、同様の特性を持つ合成惑星のクラスターとそれらの形成履歴との関係を調査します。類似の惑星のクラスターを特定するために、惑星形成のグローバルモデルによって計算された典型的な太陽系外惑星の観測量でガウス混合モデルをトレーニングしました。次に、それらに関連する惑星の形成履歴をさかのぼりました。クラスターの所属をラベルとして使用して、ランダムフォレスト分類子をトレーニングし、元の原始惑星系円盤のプロパティから惑星種を予測しました。惑星の種類を前提とせずに、合成集団で4つの異なるクラスを特定しました。それらは、（サブ）ネプチューン、巨大惑星、および（スーパー）地球の観測された集団に加えて、「氷のコア」と呼ばれる追加の観測されていないクラスにほぼ対応します。これらのグループは、形成段階の最初の0.1Myr以内にすでに出現しており、ディスクのプロパティから全体の精度が90％を超えると予測されています。最も信頼できる予測因子は、惑星核の初期軌道距離と利用可能な微惑星の総質量です。巨大惑星は、純粋に分析的な予測と一致するこのパラメータ空間の特定の領域でのみ形成されます。惑星間のN体相互作用を含めると、特に巨大な衝突を頻繁に受けてスーパーアースに変わるサブネプチューンの場合、予測可能性が低下します。重力相互作用の影響は、低質量惑星のシステムの現実的な予測のためのN体積分器の必要性を浮き彫りにします。（要約）
| Title |
Characterization_of_Exogenic_Boulders_on_Near-Earth_Asteroid_(101955)_Bennu_from_OSIRIS-REx_Color_Images |
| Authors |
Lucille_Le_Corre,_Vishnu_Reddy,_William_F._Bottke,_Daniella_N._DellaGiustina,_Keara_Burke,_Jennifer_Nolau,_Robin_B._Van_Auken,_Dathon_R._Golish,_Juan_Sanchez,_Jian-Yang_Li,_Christian_d'Aubigny,_Bashar_Rizk,_Dante_Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11802 |
地球近傍の瓦礫の山の小惑星（101955）ベンヌにある少数の異常に明るい岩が、小惑星（4）ベスタに由来する真正物質として最近同定されました。この発見に基づいて、ベンヌの外因性巨礫の世界的な存在を調査しました。私たちの分析は、OSIRIS-RExミッションからの4色のMapCamデータに特徴的な1ミクロンの輝石吸収帯を示す1mを超える巨礫に焦点を当てました。ユークライトに類似した外因性の巨礫の存在を確認し、ユークライトと炭素質物質の混合物も一部の巨礫の可能な組成であることを発見しました。いくつかの外因性の岩石は、通常のコンドライト（OC）隕石と同様のスペクトル特性を持っていますが、これらの隕石の実験室スペクトルは、ベンヌで測定されたものよりも高いアルベドを持っています。インパクトメルト、またはダストコーティングによる炭素質材料との光学的混合。私たちのモンテカルロシミュレーションでは、ベンヌの親体に追加されたOC質量の中央値は、直径100kmと200kmの親体の体積のそれぞれ0.055％と0.037％であると予測しています。ベンヌが親体とS型発射体の均一に混合された副産物である場合、OC材料の等価質量は、直径36〜40m（または体積24,200〜33,600m3）の球になります。MapCamデータから推定されたベンヌ内部のOC物質の総量はわずかに多い（91,000-150,000m3）。
YORP効果の半解析的熱モデルを使用した小惑星傾斜角とスピンの振る舞いの制限
| Title |
Limiting_behavior_of_asteroid_obliquity_and_spin_using_a_semi-analytic_thermal_model_of_the_YORP_effect |
| Authors |
Oleksiy_Golubov,_Vladyslav_Unukovych,_Daniel_J._Scheeres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11840 |
ヤルコフスキー-オキーフ-ラジエフスキー-パダック（YORP）効果は、小さな小惑星のスピン進化を支配します。小惑星の回転速度を変えるYORPの軸方向成分は、その熱慣性にほとんど依存しませんが、傾斜成分は小惑星の熱モデルに非常に敏感です。ここでは、YORPの傾斜成分の半解析的理論を開発します。小惑星の表面上の近似熱モデルを統合し、2つのYORP係数の観点から傾斜成分の解析式を見つけます。このアプローチにより、小惑星の回転状態の全体的な進化を調査し、熱慣性がゼロの場合に以前に得られた結果を一般化することができます。提案された理論はまた、YORPの非ゼロ傾斜成分が、その有限の熱慣性のために対称小惑星に対してさえどのように発生するかを説明します。多くの場合、これにより小惑星の赤道面が軌道面と整列します。熱モデルの関数として研究されたYORPの自明でない振る舞いは、小惑星に重要な進化的結果をもたらす可能性のある新しい種類の回転平衡を可能にします。
外惑星の磁気圏における乱流
外惑星の磁気圏は、太陽風や星間物質とは質的に異なる環境で乱流現象を示します。主な違いは、磁気圏の物理的境界によって制限される有限サイズ、強い惑星背景磁場の存在、および磁気圏内の空間的に非常に不均一なプラズマ特性です。典型的な乱流変動は、バックグラウンドフィールドよりもはるかに小さい振幅を持ち、非線形相互作用の時間スケールよりも小さい可能性があるAlfv\'en時間によって特徴付けられます。したがって、外惑星の磁気圏は、プラズマ乱流の興味深い実験室です。木星と土星の磁気圏では、いくつかの宇宙船、特にガリレオとカッシーニのオービターによるその場測定のおかげで、乱気流が十分に確立されています。対照的に、天王星と海王星の磁気圏の変動は、十分なデータがないためによく理解されていません。外惑星の磁気圏の乱流は、システム全体に重要な影響を及ぼします。波動粒子相互作用による乱流変動の散逸は重要な熱源であり、これは大きな磁気圏プラズマ温度を説明することができます。
冥王星、エウロパ、火星のカオス地形におけるブロックの形態学的比較
| Title |
Morphological_Comparison_of_Blocks_in_Chaos_Terrains_on_Pluto,_Europa,_and_Mars |
| Authors |
Helle_L._Skjetne,_Kelsi_N._Singer,_Brian_M._Hynek,_Katie_I._Knight,_Paul_M._Schenk,_Cathy_B._Olkin,_Oliver_L._White,_Tanguy_Bertrand,_Kirby_D._Runyon,_William_B._McKinnon,_Jeffrey_M._Moore,_S._Alan_Stern,_Harold_A._Weaver,_Leslie_A._Young,_and_Kim_Ennico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12033 |
カオス地形は、既存の表面が不規則に配置された山のブロックに崩壊し、混沌とした外観になることを特徴としています。カオス形成のいくつかのモデルが提案されていますが、この謎めいた地形タイプの形成と進化はまだ完全には制約されていません。さまざまな混沌とした風景を構成する個々のブロックの広範なマッピングを提供し、冥王星、木星の月エウロパ、火星で見つかった混沌とした地形の形態学的比較を、混沌とした山のブロックの直径、高さ、軸比の測定値を使用して示します。さらに、火星の混沌とした地形とフレット地形の山岳地帯を比較します。冥王星と火星のカオスブロックのサイズと高さの間には正の線形関係がありますが、エウロパのブロックは、ブロックサイズの増加に伴ってブロックの高さが一般に増加しないため、フラットな傾向を示します。冥王星のブロックの高さは、それらが浮かぶ氷山である場合、ブロックの根の深さを推定するために使用されます。エウロパのブロックの高さは、ブロックが形成された氷の層の合計の厚さを推測するために使用されます。最後に、火星のブロックの高さを、表面近くの物質の潜在的な層の厚さと比較します。冥王星、エウロパ、火星の混沌とした山岳ブロックの高さを使用して、地殻の岩相と表層の厚さに関する情報を推測できることを提案します。
TOI-1431b / MASCARA-5b：最も高温で最も明るい太陽系外惑星のホスト星の1つを周回する高度に照射された超高温木星
| Title |
TOI-1431b/MASCARA-5b:_A_Highly_Irradiated_Ultra-Hot_Jupiter_Orbiting_One_of_the_Hottest_&_Brightest_Known_Exoplanet_Host_Stars |
| Authors |
Brett_Christopher_Addison,_Emil_Knudstrup,_Ian_Wong,_Guillaume_Hebrard,_Patrick_Dorval,_Ignas_Snellen,_Simon_Albrecht,_Aaron_Bello-Arufe,_Jose-Manuel_Almenara,_Isabelle_Boisse,_Xavier_Bonfils,_Shweta_Dalal,_Olivier_Demangeon,_Sergio_Hoyer,_Flavien_Kiefer,_N._C._Santos,_Grzegorz_Nowak,_Rafael_Luque,_Monika_Stangret,_Enric_Palle,_Rene_Tronsgaard,_Victoria_Antoci,_Lars_A._Buchhave,_Maximilian_N._Gunther,_Tansu_Daylan,_Felipe_Murgas,_Hannu_Parviainen,_Emma_Esparza-Borges,_Nicolas_Crouzet,_Norio_Narita,_Akihiko_Fukui,_Kiyoe_Kawauchi,_Noriharu_Watanabe,_Markus_Rabus,_Marshall_C._Johnson,_Gilles_P._P._L._Otten,_Geert_Jan_Talens,_Samuel_H._C._Cabot,_Debra_A._Fischer,_Frank_Grundahl,_Mads_Fredslund_Andersen,_Jens_Jessen-Hanse,_Pere_Palle,_Avi_Shporer,_David_R._Ciardi,_Jake_T._Clark,_Robert_A._Wittenmyer,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12078 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星ミッション（TESS）とマルチサイトAll-SkyCAmeRA（TESS）によって最初に検出された、高度に照射され、適度に膨張した超高温木星、TOI-1431b/MASCARA-5b（HD201033b）の発見を紹介します。マスカラ）。信号は、SONG、SOPHIE、FIES、NRES、およびEXPRESを使用して取得された視線速度測定によって惑星起源であることが確立されました。これらは、$K=294.1\pm1.1$ms$^{-1}$の反射運動を示します。TESS、MuSCAT2、およびLCOGT測光、視線速度測定、およびホスト星のスペクトルエネルギー分布の共同分析により、TOI-1431bの質量は$M_{p}=3.14_{-0.18}^{+0.19であることがわかります。}$$\rm{M_J}$（$1000\pm60$M$_{\oplus}$）、膨張半径$R_{p}=1.51\pm0.06$$\rm{R_J}$（$16.9_{-0.6}^{+0.7}$R$_{\oplus}$）、および$P=2.65022\pm0.00001$の公転周期d。惑星は明るい（$\mathrm{V}=8.049$mag）と若い（$0.29^{+0.32}_{-0.19}$Gyr）Amタイプの星を$T_{\rmeff}=7690^{+400}_{-250}$$\rm{K}$、$\langleF\rangle=7.24^{+0.68}_{-0.64}\times$10$^の入射フラックスを持つ高度に照射された惑星になります9$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$（$5300^{+500}_{-470}\mathrm{S_{\oplus}}$）および平衡温度$T_{eq}=2370\pm100$K.TESS測光は、深さ$124\pm5$ppmの二次日食と、赤色光学系での惑星の熱放射の全位相曲線も明らかにします。これにより、大気の昼側と夜側の温度を$T_\mathrm{day}=2983^{+63}_{-68}$Kおよび$T_\mathrm{night}=2556^{+62として測定できます。}_{-65}$K、2番目に暑い夜間の測定温度。惑星の低い昼/夜の温度コントラスト（$\sim$400K）は、昼側と夜側の半球間の非常に効率的な熱輸送を示唆しています。
巨大惑星の内向きの移動は、原始惑星系円盤の気相中の流体力学的シミュレーションによって予測されます。この現象は、共鳴および近共鳴の太陽系外惑星系の構造を説明するためにも呼び出されます。初期の内向きの移動はまた、私たちの太陽系に影響を及ぼし、そのさまざまな小惑星の貯水池を形作った可能性があります。この研究では、巨大惑星の初期の内側への移動がカイパーベルトをどのように形成するかを探ります。海王星と天王星だけで、4つの巨大惑星すべてでさまざまなシナリオをテストします。これには、ガス分散後の微惑星によるネプチューンの外向きの移動を伴ういくつかのモデルも含まれます。海王星と天王星がまったく移動しないか、内側にのみ移動する場合でも、平均運動共鳴を生成するオブジェクトが見つかります。惑星が固定されている場合、微惑星は一時的に平均運動共鳴に固執しますが、内向きの移動は、収束移動を呼び出さずに共鳴を生成するための新しいチャネルを生成します。ただし、これらの場合、微惑星の円盤を横切らない平均運動共鳴（2：1や5：2など）を設定することは困難であり、ネプチューンの軌道を横切る共鳴KBOが不足しています。これらの海王星の交差点は、海王星の外向きの移動の明白なサインです。海王星の開始位置と成長率は、隣接する地域からの古典的なカイパーベルト地域の汚染にとって重要です。すべての巨大惑星が含まれると、ホットクラシカルと散乱円盤天体の離心率と傾斜空間がはるかに多くなります。海王星との5：2の共鳴は、海王星のより深い内向きの移動でますます人口が増えるようになります。ただし、全体的な傾斜分布は、カイパーベルト人口モデルの場合と同様に、観測結果よりも依然として狭くなっています。
K2キャンペーン9からの小惑星の大規模なサンプルの自転周期の決定
| Title |
Determination_of_rotation_periods_for_a_large_sample_of_asteroids_from_K2_Campaign_9 |
| Authors |
Edyta_Podlewska-Gaca,_Rados{\l}aw_Poleski,_Przemys{\l}aw_Bartczak,_Iain_McDonald,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12403 |
ケプラーミッションは、遠方の宇宙のさまざまな種類の天体物理学的オブジェクトまたはイベントを研究するための強力なツールです。しかし、宇宙船は望遠鏡の視野を通過する太陽系の物体を研究する機会も与えます。この論文の目的は、K2キャンペーン9の間にケプラー衛星によって観測されたいくつかの小惑星の自転周期を初めて決定することです。ケプラーミッションから公開されているデータを使用して、修正因果ピクセルモデル（MCPM）コードを使用しました。1026個の小惑星のアパーチャのようなおよびPRFのような測光を実行します。その結果、188個の小惑星の自転周期を決定することができました。以前に測定された自転周期の小惑星について、結果を比較し、非常に良い一致を見つけました。自転周期の下限を取得した小惑星がさらに20個あり、すべての場合でこれらの制限は少なくとも100時間です。
超高温木星TOI-1431b（MASCARA-5b）の傾斜と大気：軌道のずれと原子または分子の吸収の兆候なし
| Title |
The_obliquity_and_atmosphere_of_the_ultra-hot_Jupiter_TOI-1431b_(MASCARA-5b):_A_misaligned_orbit_and_no_signs_of_atomic_ormolecular_absorptions |
| Authors |
M._Stangret,_E._Pall\'e,_N._Casasayas-Barris,_M._Oshagh,_A._Bello-Arufe,_R._Luque,_V._Nascimbeni,_F._Yan,_J._Orell-Miquel,_D._Sicilia,_L._Malavolta,_B._C._Addison,_L._A._Buchhave,_A._S._Bonomo,_F._Borsa,_S.H._C._Cabot,_M._Cecconi,_D._A._Fischer,_A._Harutyunyan,_J._M._Mendon\c{c}a,_G._Nowak,_H._Parviainen,_A._Sozzetti,_R._Tronsgaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12414 |
超高温木星は、平衡温度が2000Kを超える巨大惑星として定義されています。それらのほとんどは、明るいA-Fタイプの星を周回していることがわかり、高分解能分光法を使用して大気を研究するのに非常に適したオブジェクトになっています。最近の研究では、このタイプの惑星の大気で検出されたさまざまな原子や分子が示されています。ここでは、HARPS-Nスペクトログラフによる2つのトランジット観測と、EXPRESスペクトログラフによる1つのトランジット観測を使用して、新しく発見された超高温木星TOI-1431b/MASCARA-5bの分析を示します。ロシター-マクラフリン効果の分析は、惑星が極軌道にあり、赤道傾斜角$\lambda=-155^{+20}_{-10}$度であることを示しています。夜を組み合わせ、相互相関法と透過分光法の両方を適用すると、惑星の大気中にCaI、FeI、FeII、MgI、NaI、VI、TiO、VO、またはH$\alpha$の証拠は見つかりません。大気の特徴の欠如についての私たちの最もありそうな説明は、惑星の大きな表面重力です。
オープンソースのベイジアン大気放射伝達（BART）コード：I。設計、テスト、および太陽系外惑星HD 189733bへの適用
| Title |
An_Open-Source_Bayesian_Atmospheric_Radiative_Transfer_(BART)_Code:_I._Design,_Tests,_and_Application_to_Exoplanet_HD_189733_b |
| Authors |
Joseph_Harrington_(1,_2),_Michael_D._Himes_(1),_Patricio_E._Cubillos_(3,_1),_Jasmina_Blecic_(4,_5,_1),_Patricio_M._Rojo_(6),_Ryan_C._Challener_(1,_7),_Nate_B._Lust_(1,_8),_M._Oliver_Bowman_(1),_Sarah_D._Blumenthal_(1,_9),_Ian_Dobbs-Dixon_(4,_5,_10),_Andrew_S._D._Foster_(1,_11),_Austin_J._Foster_(1),_M._R._Green_(1),_Thomas_J._Loredo_(11),_Kathleen_J._McIntyre_(1),_Madison_M._Stemm_(1),_David_C._Wright_(1)_((1)_Planetary_Sciences_Group,_Department_of_Physics,_University_of_Central_Florida,_(2)_Florida_Space_Institute,_University_of_Central_Florida,_(3)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_(4)_Department_of_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(5)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(6)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Chile,_(7)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_(8)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(9)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(10)_Center_for_Space_Science,_NYUAD_Institute,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(11)_Center_for_Astrophysics_and_Planetary_Science,_Cornell_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12522 |
オープンソースのベイジアン大気放射伝達（BART）検索パッケージを提示します。これは、観測から大気の熱プロファイルと化学物質の存在量の推定値と不確実性を生成します。いくつかのBARTコンポーネントもスタンドアロンパッケージであり、いくつかのベイジアンサンプラーを実装する並列マルチコアマルコフ連鎖モンテカルロ（MC3）が含まれます。行ごとの放射伝達モデル、トランジット。熱化学平衡存在量、TEAを計算するコード。放射伝達および検索コードを検証するためのテストスイート、BARTTest。コードはPythonとCです。BARTとTEAはReproducibleResearch（RR）ライセンスの下にあり、レビューされた論文の著者は、論文の科学的主張を裏付けるすべての入力、コード、および出力の概要を公開する必要があります。BARTとTEAが大要のコンテンツを作成します。それ以外の場合、これらのコードは、MC3やBARTTestと同様に、あらゆる目的で許容されるオープンソースの条件の下にあります。このホワイトペーパーでは、コードの概要、BARTTest、および太陽系外惑星HD189733bのEclipseデータへのアプリケーションについて説明します。付録では、科学を加速するためのRR方法論、検索用紙のレポートチェックリスト、合成テストに必要なスペクトル解像度、およびベイズ事後分布を特定の精度で推定するために必要な有効サンプルサイズの導出について説明します。これにより、実行する反復回数が決まります。。Cubillosetal。によるPaperIIは、基礎となる放射伝達スキームと、太陽系外惑星HAT-P-11bのデータを転送するためのアプリケーションを示しています。Blecicetal。によるPaperIIIは、太陽系外惑星WASP-43bのEclipseデータへの適用とともに、初期化および後処理ルーチンについて説明しています。http://GitHub.com/ExOSPORTS/BART/で、BARTとそのコンポーネントを使用および改善するようにコミュニティを招待します。
オープンソースのベイジアン大気放射伝達（BART）コード：II。 {\ transit}放射伝達モジュールとHAT-P-11bの取得
| Title |
An_Open-source_Bayesian_Atmospheric_Radiative_Transfer_(BART)_Code:_II._The_{\transit}_Radiative-Transfer_Module_and_Retrieval_of_HAT-P-11b |
| Authors |
Patricio_E._Cubillos,_Joseph_Harrington,_Jasmina_Blecic,_Michael_D._Himes,_Patricio_Rojo,_Thomas_J._Loredo,_Nate_B._Lust,_Ryan_C._Challener,_Austin_J._Foster,_Madison_M._Stemm,_Andrew_S._D._Foster,_Sarah_D._Blumenthal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12524 |
これとハリントンらによるコンパニオンペーパー。およびBlecicetal。太陽系外惑星の大気を特徴づけるオープンソースのオープン開発パッケージであるベイジアン大気放射伝達（{\BART}）コードを提示します。{\BART}は、熱化学的平衡存在量（{\TEA}）、放射伝達（{\transit}）、およびベイズ統計（MC3）モジュールを組み合わせて、特定の分光観測の気温と分子存在量を制限します。ここでは、P。Rojoによって開発され、UCF太陽系外惑星グループによってさらに修正された、1次元大気用の効率的な行ごとの放射伝達Cコードである{\transit}放射伝達パッケージについて説明します。このコードは、透過および半球積分発光スペクトルを生成します。{\transit}は、HITRAN、Partridge\＆Schwenke（{\water}）、Schwenke（TiO）、およびPlez（VO）からの行ごとの不透明度を処理します。Borysow、HITRAN、およびExoMolからの衝突による吸収。{\transit}発光スペクトルモデルはC.Morley（priv。comm。）のモデルと数パーセント以内で一致しています。海王星サイズの惑星HAT-P-11bの{\Spitzer}と{\Hubble}の通過観測に{\BART}を適用しました。私たちの結果は、以前の研究の結果と概ね一致しており、{\water}の存在量を制限し、重元素で強化された雰囲気を見つけています。他の研究とは異なる仮定をすると、異なる結論が出始めます。{\BART}のソースコードとドキュメントは、https：//github.com/exosports/BARTで入手できます。
オープンソースのベイズ大気放射伝達（BART）コード：III。初期化、大気プロファイルジェネレータ、後処理ルーチン、および太陽系外惑星WASP-43bへの適用
| Title |
An_open-source_Bayesian_atmospheric_radiative_transfer_(BART)_code:_III._Initialization,_atmospheric_profile_generator,_post-processing_routines,_and_application_to_exoplanet_WASP-43b |
| Authors |
Jasmina_Blecic,_Joseph_Harrington,_Patricio_E._Cubillos,_M._Oliver_Bowman,_Patricio_Rojo,_Madison_Stemm,_Ryan_C._Challener,_Michael_D._Himes,_Austin_J._Foster,_Ian_Dobbs-Dixon,_Andrew_S._D._Foster,_Nathaniel_B._Lust,_Sarah_D._Blumenthal,_Dylan_Bruce,_and_Thomas_J._Loredo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12525 |
これとハリントンらによるコンパニオンペーパー。2021年に提出され、Cubillosetal。2021年に提出されたものは、https：//github.com/exosports/BARTを介して再現性のある研究ライセンスの下でコミュニティが利用できるオープンソースの検索フレームワークであるベイジアン大気放射伝達（BART）について説明しています。BARTは放射伝達コード（トランジット、https：//github.com/exosports/transit、Rojo2009、2009ASPC..420..321R）であり、ThermochemicalEquilibriumAbundances（TEA、https：//github.com）によって初期化されます。/dzesmin/TEA、Blecicetal。2016、arXiv：1505.06392）コード、および差分進化マルコフ連鎖モンテカルロ（MC3、https：//github.com/pcubillos/mc3、Cubillos）によってパラメーター位相空間を介して駆動されますetal。2017、arXiv：1610.01336）サンプラー。このホワイトペーパーでは、フレームワークと、他の科学的な目的で個別に使用できるモジュールについて簡単に説明します。検索分析フローの概要。初期化ルーチンを提示し、大気プロファイルジェネレータと温度および種のパラメータ化を詳細に説明します。スペクトルバンド積分器、最適なモデル選択、および寄与関数に重点を置いて、後処理ルーチンと出力を指定します。また、宇宙および地上での観測から得られたWASP-43bの二次日食データの大気分析についても説明します。私たちの結果を文献の結果と比較し、追加の不透明度ソースを含めることが最適モデルにどのように影響するかを調査します。
革新的な展開可能な熱シールドを備えた火星でのエアロキャプチャの実現可能性調査
| Title |
Feasibility_Study_of_Aerocapture_at_Mars_with_an_Innovative_Deployable_Heat_Shield |
| Authors |
Giorgio_Isoletta_(1),_Michele_Grassi_(1),_Elena_Fantino_(2),_David_de_la_Torre_Sangr\`a_(3),_Jes\'us_Pel\'aez_\'Alvarez_(4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12541 |
推進軌道投入操作の代わりにエアロキャプチャを使用して火星の周りに軌道投入を実行すると、リソースを節約したり、ペイロードの質量分率を増加させたりすることができます。Aerocaptureは、主に大気密度モデリングとナビゲーションエラーに関連して、依存するパラメータの不確実性が高いため、これまで採用されたことはありません。この作業の目的は、飛行中に開口部を調整できる革新的な展開可能な抗力装置を使用した火星での航空捕獲の実現可能性を調査し、操縦の成功に対する主な不確実性の影響を評価することです。この論文は、空気の密度と弾道係数の幅広い不確実性レベルが考慮されている、エアロキャプチャの有効性のパラメトリック二次元分析の提示から始まります。次に、惑星の影響範囲の限界で実行されたターゲティング操作のエラーを含む、実際のミッションシナリオへの適用が実行されます。分析は、大気密度と弾道係数の不確実性の強い影響を示しています。これにより、解空間が大幅に狭くなり、その連続性が制限されます。ただし、エアロキャプチャの実行可能なソリューションは、最悪の状況でも特定できます。
セレスへの微小隕石衝撃による揮発性物質の侵食、および月と水星との比較
| Title |
Erosion_of_volatiles_by_micro-meteoroid_bombardment_on_Ceres,_and_comparison_to_the_Moon_and_Mercury |
| Authors |
Petr_Pokorn\'y,_Erwan_Mazarico,_Norbert_Schorghofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12616 |
（1）メインベルトで最大の貯水池であるセレスは、最近、ドーン宇宙船が訪れ、H$_2$O-iceの特徴を持ついくつかの領域を明らかにしました。独立した望遠鏡による観測は、現在未知の起源の水外気圏を示しました。広く使用されている微小隕石モデルとレイトレーシング技術を使用して、ドーンミッションから得られた地形を考慮して、セレスに対する流星物質の影響の影響を調査します。直径が$0.01〜2$mmの流星物質の集団が考慮されます。セレスが現在の軌道で経験する短期的な影響と、歳差運動サイクル全体にわたる長期的な影響を分析します。表面全体が流星物質の衝撃を受け、流星物質の流入に関して恒久的な影の領域が残っていないことがわかります。セレスの赤道部分は、長周期彗星の大きな衝突速度のために、極域よりも$80\％$多くの噴出物を生成します。質量流束、エネルギー流束、および噴出物の生成は、離心率が傾斜しているため、季節によって3〜7ドル変動します。マーキュリーとムーンと比較して、セレスは微小隕石の衝撃の影響が大幅に小さく、総質量流束は$4.5\pm1.2\times10^{-17}$kgm$^{-2}$s$^{-1}$。平均して、水星はセレスよりも$50\times$大きい質量流束にさらされ、$700\times$多い噴出物を生成しますが、月の質量流束は$10\times$大きく、噴出物の生成はセレスよりも$30\times$大きいです。。これらの理由から、流星物質の影響は、水外気圏の生成や表面の特徴の重要な発掘の候補となる可能性は低いことがわかりました。考慮された微小隕石集団からの表面回転率は、セレスで$1.25$Myrと推定されています。
南ザナドゥとトゥイ地域における水氷の特徴の分布と強度
| Title |
Distribution_and_intensity_of_water_ice_signature_in_south_Xanadu_and_Tui_Regio |
| Authors |
Ma\'elie_Coutelier,_Daniel_Cordier,_Beno\^it_Seignovert,_Pascal_Rannou,_Alice_Le_Gall,_Thibaud_Cours,_Luca_Maltagliati,_S\'ebastien_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12719 |
タイタンの表面はカッシーニの計器によって明らかにされ、湖に液体炭化水素が存在すること、そして川床のような特徴が見られました。タイタンの水路における土砂流送を研究し、これらの地形における水氷の特徴の分布をマッピングするために、独自の方法でVIMS誤差を推定した後、放射伝達モデルを使用して表面アルベドを取得します。また、水氷の特徴の強度に関連する基準を確立します。放射伝達モデルの調整は、タイタンのエアロゾルのフラクタル次元が以前に考えられていたよりも高く、約2.3〜2.4であることを示しています。トゥイ地域の端にある下流の水氷の信号が増加しているスポットが見つかりました。これは、扇状地、三角州、または火口の縁に対応している可能性があります。また、TuiRegioで非常に低い水氷信号が観測され、おそらく蒸発岩層の厚さの変動が原因で、中央領域と領域の境界の間に正の勾配があります。河床は、エラーバー内で水路の上部から下部に向かって粒径が減少していることを示しています。
| Title |
White_Dwarf_Subsystems_in_Core-Collapsed_Globular_Clusters |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Nicholas_Z._Rui,_Newlin_C._Weatherford,_Sourav_Chatterjee,_Giacomo_Fragione,_Frederic_A._Rasio,_Carl_L._Rodriguez,_Claire_S._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11751 |
数値的および観測的証拠は、巨大な白色矮星が、数と総質量の両方によって、コアが崩壊した球状星団の最も内側の領域を支配していることを示唆しています。テストケースとしてNGC6397を使用して、現在およびその寿命全体の両方で、コアが崩壊したクラスター内の白色矮星集団の特徴を制約します。これらの白色矮星サブシステムのダイナミクスには、天体物理学的な意味がいくつかあります。球状星団のコアの崩壊は、白色矮星のバイナリの動的燃焼によって最終的に停止することを示しています。ローカル宇宙のコア崩壊クラスターは、白色矮星の合併率が$\mathcal{O}（10\rm{）\、Gpc}^{-3}\、\rm{yr}^{-1}になると予測しています。$、観測されたタイプIa超新星率のおよそ$0.1-1\％$。合併の前に、刺激的な白色矮星のバイナリがミリヘルツとデシヘルツの周波数で重力波源として観測できることを示します。これらの合併の$90\％$以上は、チャンドラセカール限界を超える総質量を持っています。合併/衝突の残骸が爆発的な過渡現象で完全に破壊されない場合、残骸は、標準的な白色矮星の冷却シーケンスからオフセットされた若い巨大な白色矮星として、または若いパルサーとして（の場合）、コア崩壊クラスターで観察される可能性があると主張します。降着による崩壊による中性子星形成）。最後に、白色矮星と主系列星の間の衝突を示します。これは、明るいトランジェントとして検出できる可能性があり、$\mathcal{O}（100\rm{）\、Gpc}^{-3}\、\の割合で発生します。コアが崩壊したクラスターのrm{yr}^{-1}$。
ジェットに乗り込む：30kpcの逆行軌道上の細い恒星の流れ
| Title |
DELVE-ing_into_the_Jet:_a_thin_stellar_stream_on_a_retrograde_orbit_at_30_kpc |
| Authors |
Peter_Ferguson,_Nora_Shipp,_Alex_Drlica-Wagner,_Ting_Li,_William_Cerny,_Kiyan_Tavangar,_Andrew_Pace,_Jennifer_Marshall,_Alex_Riley,_Monika_Adamow,_Jeffrey_L._Carlin,_Yumi_Choi,_Denis_Erkal,_David_James,_Sergey_Koposov,_Nikolay_Kuropatkin,_Clara_Martinez-Vazquez,_Sid_Mau,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_Knut_Olsen,_Joanna_Sakowska,_Guy_Stringfellow,_Brian_Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11755 |
DECamLocalVolumeExplorationSurvey（DELVE）DR1および\emph{Gaia}EDR3の最初のデータリリースからのデータを使用して、ジェット気流内の星の詳細な測光および位置天文分析を実行します。ストリームが空の$\sim29^{\circ}$を超えて伸びていることを発見しました（既知の長さを$18^{\circ}$増やします）。これは、運動学的に冷たいフェニックス、ATLAS、およびGD-1に匹敵します。ストリーム。青い水平分枝の星を使用して、ジェット気流に沿った0.2kpc/degの距離勾配を解決し、距離は$D_\odot\sim27-34$kpcの範囲です。自然スプラインを使用して、ストリームトラック、幅、および強度を同時に適合させ、大きなギャップを含むジェットストリームの密度変動を定量的に特徴付け、ストリームのメイントラックから離れた下部構造を識別します。さらに、ジェット気流の固有運動の最初の測定を報告し、それがストリームトラックとよく整列していることを発見しました。これは、ストリームが視線に対して垂直に大きく摂動されていない可能性が高いことを示しています。最後に、ストリームを動的モデルに適合させ、ストリームが逆行軌道上にあり、天の川や大マゼラン雲などの重力ポテンシャルにうまく適合していることを確認します。これらの結果は、ジェット気流が、天の川の可能性を研究し、バリオニックおよび暗黒物質の下部構造からの摂動を調査するための、より深い測光、位置天文学、および分光法による将来の研究の優れた候補であることを示しています。
1.4GHzで測定された宇宙の星形成の歴史
星形成銀河（SFG）と活動銀河核の1.4GHzの局所光度関数を、光度と密度の進化の組み合わせを使用して、$0.25\\mu\mathrm{Jy}$から25Jyまでの1.4GHzの微分光源数に一致させました。近くのSFGのボリュームが制限されたサンプルで、これまでで最も堅牢で完全なローカル遠赤外線（FIR）/無線光度の相関関係を示します。これは、非常にタイトですが、明らかに劣線形であることがわかります。線形：$L_\mathrm{FIR}\proptoL_\mathrm{1.4\、GHz}^{0.85}$。ローカルFIR/無線相関が進化しない場合、SFGの進化する1.4GHzの光度関数は、進化する星形成率密度（SFRD）$\psi（M_\odot\\mathrm{year}^{-1}\\ビッグバン以降の時間の関数としてのmathrm{Mpc}^{-3}$）。1.4GHzで測定されたSFRDは、早い時期に急速に成長し、$t\approx3\\mathrm{Gyr}$および$z\approx2$の「宇宙正午」にピークに達し、その後$e$の折り畳み時間で減衰します。スケール$\tau=3.2\\mathrm{Gyr}$。この進化は、UVおよびFIRデータから推定されたSFRDの進化と似ていますが、いくらか強力です。
Sh 2-208のスピッツァー中赤外線研究：低金属量環境における原始惑星系円盤の進化
| Title |
Spitzer_Mid-infrared_Study_of_Sh_2-208:_Evolution_of_Protoplanetary_Disks_in_Low-metallicity_Environments |
| Authors |
Chikako_Yasui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11764 |
この研究は、銀河系で最も金属量の少ないHII領域の1つであるSh2-208（S208）の若いクラスターに対してスピッツァー/IRACで得られた高感度MIR測光を示しています。${\rm[O/H]}=-0.8$dex。以前の研究では、クラスターは$\sim$0.5-Myr古く、距離は$D=4$kpcであることが示唆されていました。これは、ガイアEDR3からの位置天文距離と一致しています。$\sim$$3.5\times4$-arcminフィールドでは、$\ge$10$\sigma$の少なくとも1つのMIRバンドで、中間質量星を$\sim$1.0-$M_\odot$でカバーする96個のソースが検出されました。質量検出限界。NIR$K_S$およびIRACバンドとソースの消滅から導出されたスペクトルエネルギー分布勾配の空間分布に基づいて、合計41の推定クラスターメンバーが特定されました。S208クラスターメンバーとして識別された未検出のMIRソースも考慮すると、S208クラスターのSED勾配の累積分布は、中間質量星の年齢がほぼ同じである太陽金属量環境の他のクラスターの累積分布と有意差はありませんでした。NIR観測から。これは、ダストの成長/沈降の程度が、$\sim$1dexのように異なる金属量で大幅に変化しないことを示唆しています。$\ge$1-$M_\odot$の質量を持つクラスターメンバーのMIRディスク放出を伴う星の割合は64％-93％であり、これは太陽金属量環境での結果に匹敵します。これは、中間質量星の支配的なディスク分散メカニズムが金属量に依存しないか、非常に弱いことを示唆しているかもしれませんが、これは、ディスク分散プロセスがこの若い段階で効果的に機能していないことを示唆しているかもしれません。
3つの散開星団（Collinder 467、Dolidze 18、およびRuprecht 70）のガイア位置天文および測光研究
| Title |
Gaia_astrometric_and_photometric_study_of_3_open_clusters_(Collinder_467,_Dolidze_18,_and_Ruprecht_70) |
| Authors |
A.L._Tadross_and_y.h._Hendy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11778 |
これまで測光的に研究されたことのない3つの開いた星団（コリンダー467、ドリーゼ18、ルプレヒト70）の測光および位置天文学研究を実施しました。ガイア（DR2）データベースを使用するための最も重要なことは、位置、視差、および固有運動にあります。これにより、クラスターメンバーをフィールドメンバーから分割し、正確な天体物理学的パラメーターを取得できます。調査中のクラスターの半径方向の密度プロファイルを調査すると、実際のサイズが推定され、ガイアを使用してより大きくなります。色と大きさの図と理論上の等時線から、クラスターの年齢、距離係数、および赤みを同時に決定しました。ただし、クラスターメンバーのガイアDR2の視差を考慮して、クラスター距離を計算し、色と大きさの図から得られたものを確認しました。次に、デカルトの銀河中心座標（Xsun、Ysun、Zsun）、および銀河中心からの距離（Rg）も推定されました。光度と質量関数に従って、クラスターの総光度と総質量が推定されます。私たちの研究によると、コリンダー467は動的に緩和され、ルプレヒト70は最近緩和されましたが、ドリーゼ18はまだ緩和されていません。
星の種族のフルスペクトルフィッティングの精度について。 III。年齢スプレッドの特定
| Title |
On_the_Precision_of_Full-spectrum_Fitting_of_Stellar_Populations._III._Identifying_Age_Spreads |
| Authors |
Randa_Asa'd,_Paul_Goudfrooij,_A._M._As'ad,_H._G._El-Mir,_L._Begum,_A._Aljasmi_and_O._Almatroushi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11873 |
フルスペクトルフィッティング手法を使用して星の種族の年齢を取得する精度に関するシリーズのこの3番目の論文では、星団内の可能な年齢の広がりを導出する際のこの手法の精度を調べます。クラスターの年齢、母集団の質量分率、および信号対雑音（S/N）比の関数として、内部の年齢の広がりをどれだけうまく解決できるかをテストします。このテストでは、2つの年齢（年齢（SSP1）と年齢（SSP2））は、SSP1の質量分率とともに自由パラメーターです。6.8<log（age/yr）<10.2の範囲のすべての年齢をカバーする118,800の模擬星団で分析を実行し、2つの年齢ギャップ（0.2dexと0.5dex）の質量分率を10％から90％にします。ランダムノイズがモデルスペクトルに追加され、波長ピクセルあたり50〜100のS/N比を実現します。導出された年齢（SSP1）の平均は、一般に、実際の年齢（SSP1）と、対数（年齢/年）=9.5前後の年齢まで0.1dex以内で一致することがわかります。質量分率またはS/Nのlog（age/yr）>9.6の場合、これらの年齢のSED形状が類似しているため、精度が低下します。年齢スプレッドの回復に関しては、特にlog（age/yr）<8.0およびSSP1の質量分率が高い場合、導出された年齢スプレッドが実際の年齢スプレッドよりも大きいことがよくあります。モッククラスターの年齢差を大きくすると、派生パラメーターが改善されますが、年齢（SSP2）はまだ若い年齢では過大評価されています。
SDSS-IV MaNGA：銀河規模の流出における強化された星形成
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Enhanced_Star_Formation_in_Galactic-scale_Outflows |
| Authors |
Min_Bao,_Yanmei_Chen,_Qirong_Yuan,_Yong_Shi,_Dmitry_Bizyaev,_Xiaoling_Yu,_Shuai_Feng,_Xiao_Cao,_Yulong_Gao,_Qiusheng_Gu,_Ying_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11886 |
アパッチポイント天文台（MaNGA）調査での近くの銀河のマッピングからの積分フィールドユニット（IFU）データを使用して、イオン化気相で銀河規模の流出をホストする36個の星形成銀河のサンプルを収集します。対照サンプルは、恒星の質量、星形成率、傾斜角の3次元パラメーター空間で一致します。地球規模の特性に関しては、流出するホスト銀河は、対照銀河よりもサイズが小さく、非対称のガス円盤があり、中心部でより活発な星形成があり、星の種族が古い傾向があります。軸に沿った星の種族の特性を比較すると、流出するホスト銀河の星形成は2つの枝に分けることができると結論付けます。1つのブランチは、裏返しの形成シナリオに従って進化します。銀河中心にあるもう1つの場所は、ガスの降着または銀河の相互作用によって引き起こされ、銀河規模の流出をさらに促進します。その上、流出ホスト銀河の短軸に沿った強化された星形成と金属量は、銀河規模の流出における正のフィードバックと金属の巻き込みを明らかにします。星形成の進行に対する銀河規模の流出の影響を詳細に明らかにするには、より高い空間分解能を持つさまざまな段階の観測データが必要です。
ペルセウス分子雲への視線に沿った2成分磁場：前景おうし座分子雲の寄与
| Title |
Two-component_Magnetic_Field_along_the_Line_of_Sight_to_the_Perseus_Molecular_Cloud:_Contribution_of_the_Foreground_Taurus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Yasuo_Doi,_Tetsuo_Hasegawa,_Pierre_Bastien,_Mehrnoosh_Tahani,_Doris_Arzoumanian,_Simon_Coud\'e,_Masafumi_Matsumura,_Sarah_Sadavoy,_Charles_L._H._Hull,_Yoshito_Shimajiri,_Ray_S._Furuya,_Doug_Johnstone,_Rene_Plume,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Jungmi_Kwon,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11932 |
ペルセウス分子雲方向の光学的恒星偏光測定は、雲全体の位置角の完全に混合されたバイモーダル分布を示すことが知られています（Goodmanetal.1990）。これらの星のそれぞれまでのガイア三角関数の距離を調べ、位置角の2つの成分が視線に沿って2つの異なる塵の雲をトレースしていることを明らかにします。-37.6度+/-35.2度の偏光角と2.0+/-1.7％のより高い偏光率を示す1つのコンポーネントは、主に300pcの距離でPerseus分子雲をトレースします。+66.8度+/-19.1度の偏光角と0.8+/-0.6％の低い偏光率を示す他のコンポーネントは、150pcの距離で前景の雲をトレースします。前景の雲はかすかで、最大の視覚的消滅は1等未満です。その前景の雲をおうし座分子雲の外縁として識別します。ペルセウス分子雲とおうし座分子雲の間で、100〜160個のサイズの低密度の楕円体ダスト空洞を特定します。このダストキャビティは、l=170度、b=-20度、およびd=240pcにあります。これは、一般にOB2ごとの関連付けに関連付けられているHIシェルに対応します。したがって、ペルセウス分子雲に向かって観測された2成分分極の特徴は、このダスト空洞の前面と背面の両方での磁場の空の面の向きの組み合わせによって説明できます。
拡大源のランダムマイクロレンズ法のための拡大統計の新しい近似
| Title |
New_Approximation_of_Magnification_Statistics_for_Random_Microlensing_of_Magnified_Sources |
| Authors |
Liang_Dai,_Massimo_Pascale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12009 |
重力レンズの銀河系外の光源は、銀河やクラスターレンズの星による統計的なマイクロレンズの影響を受けることがよくあります。フラックス観測から光源とレンズの特性を推測するには、フラックス統計の正確なモデルが必要です。拡大率の平均と分散を計算するための正確な半解析的近似を導き出します。これは、ガウスソースプロファイルと任意の不均一なマクロレンズモデルに適用できるため、高価な数値シミュレーションを実行する必要がなくなります。結果は、単純な非振動被積分関数を使用した単一および二重レンズ平面積分として示されるため、一般的なモンテカルロ積分器を使用して高速に計算できます。数値光線撮影実験を使用して、マクロフォールド苛性アルカリの近くの非常に拡大された光源の場合を調べ、複数のマイクロ画像の領域でこの半解析的近似の優れた精度を示します。さらに、マクロ苛性アルカリの近くで達成可能な最大持続倍率が、線源の物理的サイズに加えて、前景マイクロレンズの質量と数密度によって基本的にどのように制限されるかを指摘します。
Perseus分子雲におけるアミノ酸の中赤外バンドの検索
アミノ酸はタンパク質の構成要素であり、すべての生物の基本的な構成要素であり、地球上の生命に不可欠です。それらは炭素質コンドライト隕石や彗星に存在しますが、それらの起源はまだ不明です。星間物質でのアミノ酸の形成は、暗い雲の中での特定の気相反応を介して可能ですが、ミリメートル波長での高感度のラジオサーチはまだそれらの存在を明らかにしていません。アミノ酸の中赤外振動スペクトルは、それらを識別するための代替パスを提供します。PerseusMolecularCloudの星形成領域IC348でのスピッツァー分光観測を示し、3つの芳香族アミノ酸、チロシン、フェニルアラニン、トリプトファン、および脂肪族アミノの最も強い実験室バンドと一致する中赤外輝線の検出を示します。酸イソロイシンとグリシン。カラム密度の推定値は、一部の隕石のように、芳香族アミノ酸よりもイソロイシンとグリシンの方が10〜100倍高い値を示します。各アミノ酸の最も強いバンドは、アミノ酸が星間空間に広く広がっているという示唆を裏付ける、多様な星形成領域の30を超える星間位置の組み合わせスペクトルにも見られます。原始星、原始惑星系円盤、星間物質におけるタンパク質構成アミノ酸の将来の中赤外探索は、隕石アミノ酸の外因性起源を確立し、生命の前生物的条件が初期地球でどのように設定されたかを理解するための鍵となるでしょう。
BACCHUSコード$-$ IIIを使用したAPOGEE調査からの球状星団の均質分析。 $ \ omega $ Cen
| Title |
Homogeneous_Analysis_of_Globular_Clusters_from_the_APOGEE_Survey_with_the_BACCHUS_Code_$-$_III._$\omega$_Cen |
| Authors |
Szabolcs_M\'esz\'aros,_Thomas_Masseron,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_L\'aszl\'o_Szigeti,_Katia_Cunha,_Matthew_Shetrone,_Verne_V._Smith,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_Joel_R._Brownstein,_Doug_Geisler,_Christian_R._Hayes,_Henrik_J\"onsson,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_Dante_Minniti,_Ricardo_R._Munoz,_Christian_Nitschelm,_Alexandre_Roman-Lopes,_Olga_Zamora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12075 |
高解像度、高信号対雑音比（S）からのFe、C、N、O、Mg、Al、Si、K、Ca、およびCeの存在量を使用して、$\omega$Cenの複数の集団を研究します。/N$>$70）SDSS-IV/APOGEE-2調査で観測された982個の赤色巨星のスペクトル。Al-MgとN-Cの反相関の形状は、金属量の関数として変化し、金属量の少ないグループでは連続的ですが、金属量が高い場合はバイモーダル（またはユニモーダル）であることがわかります。以前に公開された調査で見つかったものと同様に、4つのFe集団がありますが、Fe、Al、およびMgの存在量に基づいて7つの集団が見つかります。$\omega$CenでのAlの進化は、天の川と5つの代表的な球状星団での進化と比較されます。$\omega$Cenの金属が豊富な星のAlの分布は、銀河で観察されたものに厳密に従っていることがわかります。他の$\alpha-$要素とC、N、O、およびCeも天の川と比較され、ほとんどすべての要素の厚い円盤に見られるものよりも大幅に高い存在量が観察されます。しかし、金属量が高く[Al/Fe]が低い星もいくつかあり、$\omega$Cenが矮小銀河の残骸の核である可能性を示唆していますが、これらの特異星の存在は独立した確認が必要です。また、以前に文献で報告された金属量の関数としてのCNOの合計の増加を確認し、[C/N]比が金属量の関数としてAl-poor星とAl-rich星の間で反対の相関を示すように見えることを発見します。
銀河の進化を追跡するためのプロトクラスターの発見：I。ファインダーとその性能
| Title |
Finding_proto-clusters_to_trace_galaxy_evolution:_I._The_finder_and_its_performance |
| Authors |
Kai_Wang,_H.J._Mo,_Cheng_Li_and_Yangyao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12223 |
高赤方偏移の銀河の調査から選択された銀河群によって表される暗黒物質ハローに基づいてプロトクラスターを識別する方法を開発します。N体シミュレーションのハローでこの方法のパフォーマンスをテストし、$\gtrsim$95％の純度で、真のプロトクラスターの85％以上を正しく識別できることを確認しました。質量の推定値は、真の真から0.25dex以内です。値。原始銀河団によって提供された情報を使用して、現在の銀河団の銀河をそれらの高赤方偏移の前駆体とリンクする方法を示します。私たちのテストは、私たちの方法で特定されたプロトクラスターが銀河の前駆星の質量分布を確実に回復できることを示し、それによって現在の銀河団とそのメンバー銀河の形成と進化を調査する手段を提供します。
天の川の量子コヒーレント暗黒物質を観測する、または観測しない、それが問題です
| Title |
To_observe,_or_not_to_observe,_quantum-coherent_dark_matter_in_the_Milky_Way,_that_is_a_question |
| Authors |
Tanja_Rindler-Daller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12252 |
近年、ボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質（BEC-DM）は、標準的な無衝突のコールドダークマター（CDM）の人気のある代替物になりました。このBEC-DM（スカラー場暗黒物質（SFDM）とも呼ばれる）は、構造形成を抑制し、それによって、さまざまなボソン質量に対するCDMの小規模な危機を解決することができます。しかし、これらの同じボソンの質量は、銀河内、特に私たち自身の天の川内のBEC-DM下部構造にも影響を及ぼします。BEC-DM下部構造の観測シグネチャ効果は、その固有の量子力学的特徴に依存し、その存在を明らかにする可能性があります。私たちの天の川の暗黒物質の下部構造を決定するための継続的な努力は、今後数年間にわたって継続し、大幅に拡大するでしょう。この寄稿では、バリオントレーサーへのBEC-DMの影響に関して、既存の制約のいくつかと潜在的に新しい制約について説明します。私たちの天の川で暗黒物質の下部構造を研究することで、暗黒物質が$\lesssim1$kpcのスケールで古典的または量子的に振る舞うかどうかという問題は、すぐに解決されます。
銀河における原子ガスと棒の間の相関について
大規模な棒の特性と銀河の原子ガス含有量との相関関係を分析して、銀河の棒の進化に対するHIガスの役割を調査します。絶対バーサイズは銀河の全星の質量に強く依存し、固定された星の質量でのHIガスの割合によって大きく変化しないことを示します。さらに、棒の物理的サイズは小さく、高Hiガス分率と低質量銀河ではほぼ一定であり、低ガス分率銀河では銀河の恒星質量が増加するにつれて大きくなります。恒星の質量が固定されている場合、ディスクに正規化された相対的なバーの長さは、ガスが豊富な銀河のディスクが大きいため、HIガスの割合が増えるにつれて減少します。サンプルのガス不足を測定したところ、ガスが豊富な銀河は、特に巨大な銀河の場合、恒星の質量が固定されたHiガスが不足している銀河と比較して、長くて強いバーを持っていることがわかりました。サンプルを星形成と静止サブグループに分割するとき、星形成銀河は、固定された恒星の質量とガス不足で、静止銀河よりも長いバーを持つ傾向があります。さらに、我々の結果は、ガスが豊富な銀河のバーはより長く成長するが、時間の経過とともに同様の軸比を保持する一方で、ガスの少ない銀河ではより長く成長し、時間の経過とともに太くなる、2つの異なるタイプのバー特性を示唆しています。
バーナード5における中性線幅とイオン線幅：MHD波による浸透の証拠
| Title |
Neutral_vs_Ion_Linewidths_in_Barnard_5:_Evidence_for_Penetration_by_MHD_Waves |
| Authors |
Jaime_E._Pineda_(1),_Anika_Schmiedeke_(1),_Paola_Caselli_(1),_Steven_W._Stahler_(2),_David_T._Frayer_(3),_Sarah_E._Church_(4),_Andrew_I._Harris_(5)_((1)_Max-Planck-Institut_fur_extraterrestrische_Physik,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_California,_Berkeley,_(3)_Green_Bank_Observatory,_(4)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology,_Physics_Department,_Stanford_University,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12411 |
密なコアは、乱流が消散する最後の場所です。非熱速度分散は、分子イオン（中性イオンと比較して）と臨界密度の高い遷移の両方で狭くする必要があることが理論的な議論から提案されています。これらの仮説をテストするために、N$_2$H$^+$（1--0）（n$_{\rmcrit}$=$6\times10^4$cm$^{-3}）の速度分散を比較します。）およびNH$_3$（n$_{\rmcrit}=2\times10^3$cm$^{-3}）、高密度コアBarnard5で。十分に分解された高信号対雑音観測を分析します。GBTとVLAデータを組み合わせて得られたNH$_3$（1,1）と（2,2）、およびGBTArgusで得られたN$_2$H$^+$（1--0）は、同様の形態を示します。。％驚くべきことに、イオンの非熱速度分散は、中性イオンの非熱速度分散よりも系統的に20\％高くなっています。導出されたソニックマッハ数$\mathcal{M}_s=\sigma_{\rmNT}/c_s$は、ピーク値$\mathcal{M}_{s、{\rmN_2H^+}}=0.59$および$\mathcal{M}_{s、{\rmNH}_3}=0.48$、それぞれN$_2$H$^+$とNH$_3$。％この観察された違いは、高密度コアの深部でさえ、コアの外側の乱流領域にあるため、磁場がまだ振動していることを示している可能性があります。イオンは、中性イオンよりもこの振動場に動的に強く結合する必要があるため、線幅が広くなります。さらなる観察によって裏付けられた場合、この発見は、高密度コアにおける静止への移行にさらなる光を当てるでしょう。
楕円銀河NGC5128（ケンタウルス座A）の分子ディスクにある巨大な分子雲カタログ
| Title |
A_Giant_Molecular_Cloud_Catalog_in_the_Molecular_Disk_of_the_Elliptical_Galaxy_NGC_5128_(Centaurus_A) |
| Authors |
E._R._Miura,_D._Espada,_A._Hirota,_C._Henkel,_S._Verley,_M._Kobayashi,_S._Matsushita,_F.P._Israel,_B._Vila-Vilaro,_K._Morokuma-Matsui,_J._Ott,_C._Vlahakis,_A.B._Peck,_S._Aalto,_M._Hogerheijde,_N._Neumayer,_D._Iono,_K._Kohno,_H._Takemura,_S._Komugi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12442 |
10$^6M_{\odot}$まで完全で、最も近い巨大な楕円銀河で強力な電波銀河であるケンタウルス座Aの内側4kpc内にある巨大分子雲（GMC）の最初の人口統計を示します。COを使用して689個のGMCを特定しました。（1--0）AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）で得られた1"空間分解能（$\sim20$pc）および2km/s速度分解能のデータ。$I$（CO）-$Nvirialメソッドに基づく$（H$_2$）変換係数は、$X_{\rmCO}$=$（2\pm1）\times10^{20}$cm$^{-2}$（Kkm/s）分子円盤全体の$^{-1}$は、天の川を含む渦巻き銀河の円盤の円盤と一致し、$X_{\rmCO}$=$（5\pm2）\times10^{20}$cm$^{-2}$（Kkm/s）$^{-1}$核周囲円盤（CND、銀河中心半径200pc以内）GMC質量スペクトル分布を取得し、それを見つけました。インデックス$\gamma\simeq-2.41\pm0.02$および上限カットオフ質量$\sim1.3\times10^{7}M_{\odot}$を使用して、分子ディスク全体に最適な切り捨てられたパワー則、近くの円盤銀河のそれとも一致しています。内側の半径に移動すると、マススペクトルインデックスに急勾配から浅幅への傾向が見られます。GMCは楕円銀河にありますが、分子ディスクの一般的なGMC特性は、渦巻銀河と同じです。ただし、CNDでは、線幅とサイズのスケーリング関係の大きなオフセット（$\sim$0.3dexが分子ディスクのGMCのオフセットよりも高い）、異なる$X_{\rmCO}$係数、および最も浅いGMC質量分布形状（$\gamma=-1.1\pm0.2$）はすべて、GMCがAGNおよび/またはせん断運動の存在によって最も強く影響を受けることを示唆しています。
MaNGAにおける巨大コンパクト銀河の不可解な起源
| Title |
The_Puzzling_Origin_of_Massive_Compact_Galaxies_in_MaNGA |
| Authors |
A._Schnorr-M\"uller,_M._Trevisan,_R._Riffel,_A._L._Chies-Santos,_C._Furlanetto,_T._V._Ricci,_F._S._Lohmann,_R._Flores-Freitas,_N._D._Mallmann_and_K._A._Alamo-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12737 |
MaNGAサーベイ（DR15）で、巨大なコンパクト静止銀河（MCG）のサンプルの運動学、形態、星の種族（SP）の特性を特徴づけ、それらの形成、集合履歴を制約し、非銀河との関係を評価することを目的としました。コンパクトな静止銀河。それらの特性を、同様の有効速度分散を持つ中央サイズの静止銀河の対照サンプルの特性と比較しました。ガウス・エルミートモーメント$h_3$と$V/\sigma$の間の強い反相関によって証明されるように、MCGは回転サポートが高くなっています。対照的に、対照サンプル銀河（CSG）の30$\％$は低速回転であり、高速回転CSGは一般に弱い$h_3$-$V/\sigma$反相関を示します。MCGとCSGの年齢は似ていますが、MCGは金属が豊富で、$\alpha$が強化されています。MCGとCSGはどちらも、浅い負の金属量勾配と平坦な[$\alpha$/Fe]勾配を持っています。平均して、MCGとCSGの年齢勾配は平坦ですが、CSGの勾配値の分散は大幅に大きくなっています。MCGの運動学とSP特性は、4〜10Gyr前（$z\sim0）に、合併などの散逸性の高いガスが豊富なイベントに続いて、星形成の激しい、短く、中央に集中したバーストを経験したことを示唆しています。4-2$）、それ以来静かな降着の歴史がありました。この一連のイベントは、それほど極端ではありませんが、$z\sim2$でコンパクトな静止銀河を形成した圧縮イベントに類似している可能性があります。MCGのサイズが小さく、最後の星形成エピソードの効率が高く、持続時間が短いことは、MCGがコンパクトなスターバースト後の銀河の子孫であることを示唆しています。
急速に降着する超大質量星の一般相対論的不安定性：回転の影響
| Title |
General-relativistic_instability_in_rapidly_accreting_supermassive_stars:_the_impact_of_rotation |
| Authors |
Lionel_Haemmerl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11754 |
一般相対論（GR）の不安定性を介して崩壊する超大質量星（SMS）は、超大質量ブラックホールの可能な前駆体として呼び出されます。不安定性の開始時のそれらの質量と角運動量は、多くの点で、特に直接崩壊の観測的兆候の可能性に関して重要です。ここでは、回転し、急速に降着するSMSのGRに対する安定性を研究し、死んだときのこれらの星の特性を導き出します。急速に降着するSMSに関連するhylotropic構造に基づいて、放射領域での局所的な角運動量の保存を仮定して回転プロファイルを定義します。これにより、回転差が可能になります。降着した角運動量がケプラーの角運動量の0.1％を超える割合を表すとすぐに、回転が急速に降着するSMSの安定性に有利であることがわかります。f=0.3％-0.5％の場合、GRの安定性と一致する最大質量は、非回転の場合と比較して1桁増加します。f=1％の場合、恒星の質量が10^7-10^8Msunを超えないと、GRの不安定性に到達できません。これらの結果は、非回転の場合と同様に、直接崩壊ブラックホールの前駆体の最終質量は、考慮されるシナリオに応じて異なる間隔で変動することを意味します。原始的な原子冷却ハローの場合、10^5Msun<M<10^6Msun;10^6Msun<M<10^9Msunは金属が豊富な銀河の合体です。モデルは、SMSの崩壊時に超大質量ブラックホールが直接形成されるのを防ぐには、遠心力バリアが非効率的であることを示唆しています。さらに、銀河の合体の条件は、検出可能な重力波の放出とブラックホール形成時の超長ガンマ線バーストに関して、原子的に冷却されたハローの条件よりも好ましいように見えます。
銀河宇宙線の起源はまだ議論の余地がありますが、超新星残骸が高エネルギー宇宙線が加速される主な場所であると一般に考えられています。それにもかかわらず、現在のモデルは、観測と一致しない宇宙線スペクトルを予測しており、加速メカニズムの効率はまだ決定されていません。一方で、銀河宇宙線集団への他の種類の線源の寄与はまだ不明であり、調査する価値があります。この作品では、マイクロクエーサーが宇宙線を生成する可能性のある新しいメカニズムを探ります。このシナリオでは、マイクロクエーサージェットは相対論的中性子を生成し、それはシステムの外で逃げて崩壊します。これらの中性子が崩壊するときに生成される陽子と電子は、宇宙線として星間物質に逃げます。最も有望なシナリオは、非常に明るいシステム（$L_\mathrm{jet}\sim10^{40}\、\mathrm{erg\、s}^{-1}$）で発生し、ジェットパワーの一部が蓄積されます。宇宙線では$\sim0.001$に達する可能性があります。遅いジェット（$\Gamma\lesssim2$、ここで$\Gamma$はバルクローレンツ因子）は中性子生成に有利に働きます。結果として得られる宇宙線スペクトルは、陽子と電子で類似しており、中性子崩壊によって与えられる比率でパワーを共有します。スペクトルは、ジェット内の相対論的陽子の最小エネルギーの約半分でピークに達します。このエネルギーより上では柔らかく（スペクトル指数$\sim3$）、下ではほぼ平坦です。私たちのモデルの宇宙線では、2ドルよりも急なスペクトル指数の値が可能であり、これらは銀河宇宙線のスペクトルシグネチャを説明するために必要な値と実際に一致しますが、最も極端なマイクロクエーサーだけが典型的な超新星残骸に匹敵するパワーを提供します。この研究で探求されたメカニズムは、初期の宇宙でより強くてより柔らかい宇宙線源を提供するかもしれません、そしてそれ故に銀河間媒体の加熱と再電離に貢献するかもしれません。
Markarian421の極端なHBLのような振る舞いとその2ゾーンフォトハドロニック解釈
| Title |
Extreme_HBL-like_behavior_of_Markarian_421_and_its_two-zone_photohadronic_interpretation |
| Authors |
Sarira_Sahu,_Carlos_E._L\'opez_Fort\'in,_Isabel_Abigail_Valadez_Polanco,_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11999 |
Markarian421は、最も近い高エネルギーのピークブレーザーであり、マルチTeV$\gamma$線で検出された最初の銀河系外天体でもあります。高密度のモニタリングにより、非常に長い期間、多波長で観測されており、このソースからいくつかの主要な爆発が検出されています。2010年3月、線源は活動状態が高く、さまざまな望遠鏡で13日間連続して多波長で観測されました。この期間中、シンクロトロンピークの位置は$10^{17}$Hzを超えることがわかり、2番目のピークの位置もより高いエネルギーにシフトしました。これは極端なHBLのような動作の兆候です。標準的なフォトハドロニックモデルでは、観測されたスペクトルを説明するには不十分であることがわかりました。しかし、最近提案された2ゾーン光ハドロニックモデルは、MAGIC望遠鏡とVERITAS望遠鏡の両方で観測されたGeV-TeVフレアイベントを非常によく説明しています。MJD55266での最高エネルギー$\gamma$線イベントの観測から、最小バルクローレンツ因子も推定しました。
MAVERIC調査：銀河球状星団における電波源の動的起源
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_Dynamical_Origin_of_Radio_Sources_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
Yue_Zhao,_Craig_O._Heinke,_Laura_Shishkovsky,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Thomas_J._Maccarone,_Arash_Bahramian,_Gregory_R._Sivakoff,_James_C._A._Miller-Jones,_Evangelia_Tremou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12049 |
MAVERIC調査からの22個の銀河球状星団（GC）の電波源数（バックグラウンド補正後）と、GCの恒星遭遇率（$\Gamma$）および質量（$M$）との間の潜在的な相関関係を調査します。$L_\mathrm{lim}=5.0\times10^{27}〜\mathrm{erg〜s^{-1}}$の電波輝度制限を適用して、コア内の電波源とその中の電波源の人口調査を行います。半光半径。最尤法に従い、簡略化された線形モデルを採用することにより、90％の信頼度でコア電波源数が$\Gamma$および/または$M$に明確に依存していることがわかりますが、半分の範囲内で電波源数の明確な依存性はありません。$\Gamma$または$M$のいずれかの光半径。採用された制限を超えるコアで特定された電波源の5つは、ミリ秒パルサーまたは中性子星X線連星（XRB）であり、$\Gamma$への依存はよく知られていますが、もう1つは公開されたブラックホール（BH）です。XRB候補、および他の10人は特定されていません。検証されたクラスターメンバーを考慮すると、$\Gamma$への依存を除外しながら、コアおよび半光領域の光源数への適合について、$M$および/または$\Gamma$との相関の重要性が高まります（99％の信頼度まで）。90％（コア）および68％（ハーフライト）の信頼度で単独で。これは、$\Gamma$がGC内の降着BHの分布の予測に乏しいと主張するGCBH相互作用の公開された動的シミュレーションと一致しています。クラスタメンバーシップを検証するための将来の多波長フォローアップにより、電波源クラスのクラスタプロパティへの依存に対するより強い制約が可能になり、GCのBHのダイナミクスに関する新しい見解が約束されます。
2019-20フレア中のPKS0208-512の時間的およびスペクトル的研究
| Title |
Temporal_and_spectral_study_of_PKS_0208-512_during_2019-20_flare |
| Authors |
Rukaiya_Khatoon,_Raj_Prince,_Zahir_Shah,_Sunder_Sahayanathan,_Rupjyoti_Gogoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12130 |
フェルミ-LAT、Swift-XRT/UVOT天文台によって検出された、2019年11月から2020年3月までの最近のフレア活動を使用して、ブレーザーPKS0208-512の時間的およびスペクトル的研究を提示します。線源は10年間低${\gamma}$線束状態にあり、2019年11月にフレアを開始し、2020年3月まで続きます。活動状態の間、2日間ビニングされた${\gamma}$線光曲線は、サブフレアを示す複数のピークを示しています。フラックス増強の背後にある可能な物理的メカニズムを理解するために、活動をいくつかのフラックス状態に分割することにより、詳細な時間的およびスペクトル的研究が実施されました。光度曲線のタイミング分析は、サブフレアのピークの上昇時間と減衰時間が日単位であり、フラックス倍加時間$\sim$2日であることを示しています。2日間ビニングされた${\gamma}$線の光度曲線は、二重対数正規フラックス分布を示しています。選択された3つのフラックス状態の広帯域スペクトルエネルギー分布は、シンクロトロン、シンクロトロン-自己-コンプトン（SSC）、および外部-コンプトン（EC）の放出メカニズムの下でうまく適合させることができます。${\chi}^2$-statisticsを使用して、ソースの物理パラメータとその信頼区間を取得しました。私たちのスペクトル研究は、静止状態の間、ガンマ線スペクトルは、ほこりっぽいトーラスからのIR光子のEC散乱を考慮することによって十分に説明できることを示唆しています。ただし、フレアに対応するガンマ線スペクトルは、IRとともにブロードライン領域（BLR）からの追加のターゲット光子を必要とします。これらは、フレアの間、放出領域がBLRの端に近いのに対し、静止状態の場合、放出領域はBLRから離れていることを示唆しています。最適な結果は、磁場のわずかな増加が磁束の増強をもたらす可能性があることを示唆しています。これは、静止状態と比較した場合のフレア状態中の粒子加速の効率に関連している可能性があります。
かすかなAGNは、予想外に長いバンド間タイムラグを好む
| Title |
Faint_AGNs_Favor_Unexpectedly_Long_Inter-band_Time_Lags |
| Authors |
Ting_Li_(XMU),_Mouyuan_Sun_(XMU),_Xiaoyu_Xu_(XMU),_W._N._Brandt_(PSU),_Jonathan_R._Trump_(UConn),_Zhefu_Yu_(OSU),_Junxian_Wang_(USTC),_Yongquan_Xue_(USTC),_Zhenyi_Cai_(USTC),_Wei-Min_Gu_(XMU),_Y._Homayouni_(UConn),_Tong_Liu_(XMU),_Jun-Feng_Wang_(XMU),_Zhixiang_Zhang_(XMU),_Hai-Kun_Li_(XMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12327 |
一貫性のない結論は、最近の活動銀河核（AGN）降着円盤のバンド間タイムラグ測定から得られます。測定されたタイムラグがShakura\＆Sunyaevディスク（SSD）モデルの理論的予測よりも大幅に大きい（$\sim3$の係数）ことを示す作品もありますが、タイムラグの測定値がSSDモデルの（またはわずかに大きい）。これらの相反する観測結果は、AGN降着物理学の理解が不十分なことの兆候である可能性があります。ここでは、予想よりもタイムラグが大きい光源は、輝度の低いAGNになる傾向があることを示しています。バンド間のタイムラグが、静的SSDへの照明可変X線光子の光移動時間遅延に起因する場合、このような依存性は予想外です。代わりに、測定されたバンド間ラグが静的SSDだけでなく、外側の広い輝線領域（BLR、たとえば、混合された広い輝線および/または拡散連続体）にも関連している場合、我々の結果は、観測されたUV/光学連続体への非ディスクBLRの寄与は、光度（$L$）の増加とともに減少します。つまり、よく知られているボールドウィン効果に似た反相関です。あるいは、観測された依存性は、関連する熱タイムスケール$\tau_{\mathrm{TH}}\proptoL^{0.5}$としてのコヒーレントディスク熱ゆらぎの結果である可能性があると主張します。バンド間タイムラグの将来の正確な測定では、可変スペクトルのBLRコンポーネントまたはタイムスケールのいずれかに対するバンド間タイムラグの依存性を調べることにより、上記の2つのシナリオを区別できます。
マルチメッセンジャーの検出率と連星合体の分布およびそれらの宇宙論的意味
| Title |
Multi-messenger_Detection_Rates_and_distributions_of_Binary_Neutron_Star_Mergers_and_Their_Cosmological_Implications |
| Authors |
Jiming_Yu,_Haoran_Song,_Shunke_Ai,_He_Gao,_Fayin_Wang,_Yu_Wang,_Youjun_Lu,_Wenjuan_Fang_and_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12374 |
連星中性子星（BNS）の合体によって生成された重力波（GW）イベントは、それらの赤方偏移が電磁気観測から決定できれば、宇宙の膨張履歴を調べるための標準サイレンとして扱うことができます。高赤方偏移（$z\gtrsim0.1$）イベントの場合、短い$\gamma$線バースト（sGRB）と残光は常に主要な電磁的対応物と見なされます。この論文では、sGRBと残光のさまざまなモデルを調査することにより、検出可能なsGRBと残光を伴う第2世代（2G）、2.5G、3G時代のGW検出器を使用したBNS合併のマルチメッセンジャー観測の速度と分布について説明します。。たとえば、CosmicExplorerGW検出器の場合、$\gamma$線放射用のGECAMのような検出器と、光学残光用のLSST/WFST検出器を使用すると、年間約（300〜3500）の速度になります。さらに、これらのイベントには赤方偏移$z\lesssim2$と傾斜角$\iota\lesssim20^{\circ}$があることがわかります。これらの結果は、以前の研究での大まかな見積もりを正当化します。これらのイベントをダークエネルギー$w_{0}$と$w_{a}$の状態方程式パラメーターを制約する標準サイレンと見なすと、$\Deltaw_{0}\simeq0.02-0.05の潜在的な制約が得られます。$および$\Deltaw_{a}\simeq0.1-0.4$。
| Title |
Short_gamma-ray_burst_jet_propagation_in_binary_neutron_star_merger_environments |
| Authors |
Andrea_Pavan,_Riccardo_Ciolfi,_Jay_Vijay_Kalinani,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12410 |
マルチメッセンジャーイベントGW170817/GRB170817Aは、連星中性子星（BNS）の合併が短いガンマ線バースト（SGRB）ジェットを生成できることを確認しました。この証拠は、BNS合併の残党がそのような強力な相対論的流出を開始できるメカニズムと、周囲の合併後の環境全体への後者の伝播に関する新しい調査を促進しました。特に、ジェット伝播モデルは大きく進歩し、初期ジェット発射時間（合併に関して）を含む初期ジェット発射条件と噴射パラメーター、および観測可能なSGRBプロンプトと残光放出の間の接続を確立しました。ただし、現在の半分析モデルと数値シミュレーション（1つの注目すべき例外を除く）は、合併後の環境を説明するために単純な手作りの処方箋を採用しており、特定の合併BNSシステムとの直接的な関連はありません。ここでは、以前の一般相対論的BNS合併シミュレーションの結果から直接インポートされた、合併後の環境を伝播する初期SGRBジェットの最初の3次元相対論的流体力学シミュレーションを提示します。私たちの結果は、ジェットの進化と最終的な特性が、異方性と、より現実的なBNS合併環境を特徴付ける軸対称性と相同膨張からの逸脱によって大きく影響を受ける可能性があることを示しています。さらに、見過ごされがちな中央のコンパクトオブジェクトからの引力が含まれていると、大きな影響を与える可能性があることがわかります。最後に、同じBNS合併モデルを参照したさまざまなジェット発射時間を検討し、最終的なジェット特性の結果について説明します。
銀河のプラズマにおける粒子加速と輸送について：理論と観測
加速された粒子は宇宙に遍在し、星や惑星の形成と進化に関連するサブAUのものから、銀河の組み立てに関与するMpcのものまで、あらゆる規模で宇宙の進化を支配する多くのプロセスで基本的な役割を果たします。非熱放射の生成のおかげで、多くのクラスの天体物理学源にエネルギー粒子が存在することを明らかにし、それらを宇宙線として地球上で直接検出します。過去20年間で、直接観測と間接観測の両方により、宇宙線と、発生源と伝播中、銀河系と太陽系の両方でのそれらの相互作用に関する豊富な新しい高品質のデータが提供されました。新しいデータのいくつかは、粒子の加速と伝播、およびそれらが発生する環境との相互作用に関する既存の理論を確認しています。他のいくつかは興味深い驚きをもたらしました。その解釈は標準的な枠組みの中で簡単ではなく、異なる種または異なるエネルギー範囲の宇宙線の起源についての私たちの考えの観点からパラダイムの変更を必要とするかもしれません。この記事では、銀河起源の宇宙線、つまり、地球で検出されたエネルギー粒子のスペクトルで急峻化が観察される数PeV未満のエネルギーに焦点を当てます。最近の観測結果と銀河宇宙線の起源と伝播に関する理論の現状をレビューします。
タイプIILSN2008fqの閉じ込められた巨大な星周シェル
発見後6。8日目に撮影された発光型IILSN2008fqのスペクトルで星周HアルファとHベータ吸収線の現象を調べます。吸収は、最大800km/sの放射加速された衝撃前の風で識別されます。必要な初期光度は、約0.08Msunの閉じ込められた高密度シェルとの初期の星周相互作用に起因します。同じアプローチに基づく同様の発光タイプIILSN1998Sのモデリングでは、約0.1Msunの同等のシェル質量が得られます。タイプIIP超新星の質量と比較して両方のSNeIILの閉じ込められた高密度シェルの1デックス以上の質量は、タイプIIL超新星のより大きな前駆体質量に起因します。
光学調査における自己レンズ人口の予測
| Title |
Predicting_the_self-lensing_population_in_optical_surveys |
| Authors |
Grzegorz_Wiktorowicz,_Matthew_Middleton,_Norman_Khan,_Adam_Ingram,_Poshak_Gandhi_and_Hugh_Dickinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12666 |
コンパクトオブジェクトと通常の星を含むバイナリの大部分は、コンポーネント間で強い相互作用が発生しない静止状態でほとんどの時間を過ごします。これらのバイナリの検出は非常に困難であり、光学分光法で検出された候補はごくわずかです。セルフレンズは、バイナリ内のコンパクトオブジェクトを検出する新しい手段であり、コンパクトオブジェクトによる可視コンポーネントからの光の重力レンズが周期的な光学フレアを生成します。ここでは、現在および計画中の大面積光学調査が、これらの自己レンズバイナリのかなりの数（$\sim100$-$10,000$s）を検出し、コンパクトレンズの特性に関する洞察を提供できることを示します。観測可能な自己レンズバイナリの予測された母集団の多くが、複数の自己レンズフレアで観察されることを示します。これにより、検出の可能性が向上するだけでなく、チャンスアラインメントマイクロレンズイベントとすぐに区別されます。セルフレンズを使用することで、バイナリ進化の長い（ただし以前は隠されていた）段階を調査でき、その結果、二重コンパクトオブジェクトのマージの数と性質に影響を与える進化モデルに新しい制約を提供できます。
マグネターのライフサイクル：それらの年齢を推定するための新しいアプローチ
異常X線パルサーと軟ガンマ線リピーターはゆっくりと回転し、若くて孤立した中性子星であり、散発的な爆発と高いX線静止光度を示します。それらは、「マグネター」に関連する超強力な磁場$B\sim10^{14}-10^{15}$Gによって動力を供給されていると考えられています。SGR0418+5729の特殊なケースでは、タイミングパラメータは$6.1\times10^{12}$Gの双極子$B$磁場を意味します。この発見は、$B$磁場強度の観点からマグネターの従来の図に挑戦しました。進化の段階、そして年齢。ここでは、最先端の磁気圏粒子加速ギャップを備えたプラズマで満たされた斜めパルサーの自己無撞着な時間発展を考慮することにより、マグネターの年齢を推定するための新しいアプローチを提供します。マグネターの自転周期は、重力波放射、磁気双極子放射、および粒子風による角運動量の抽出により、時間の経過とともに増加します。これらのトルクは、磁気軸と回転軸の間の傾斜角も変更します。SGR0418+5729の場合、マグネターパラダイム内で一貫した$1.0\times10^{14}$Gの双極子$B$フィールドと$\sim18$kyrの現実的な年齢が得られます。
Multi-TeVガンマ線エネルギーでの銀河中心領域のVERITAS観測
| Title |
VERITAS_Observations_of_the_Galactic_Center_Region_at_Multi-TeV_Gamma-Ray_Energies |
| Authors |
C._B._Adams,_W._Benbow,_A._Brill,_R._Brose,_M._Buchovecky,_M._Capasso,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_M._K._Daniel,_M._Errando,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_G._H._Gillanders,_C._Giuri,_D._Hanna,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_N._Kelley-Hoskins,_M._Kertzman,_D._Kieda,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_G._T._Richards,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_B._Stevenson,_S._P._Wakely,_A._Weinstein,_D._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12735 |
銀河中心（GC）地域には、さまざまな強力な天文源と、大量の非熱放射を放出するまれな天体物理学的プロセスがあります。中央分子ゾーンと呼ばれる内側の375pcx600pc領域には、超大質量ブラックホールのいて座A*、巨大な雲の複合体、超新星残骸などの粒子加速器があります。2010年から2018年の間にVERITASイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で取得した125時間のデータを使用して、GCからの2TeVを超える超高エネルギー（VHE）ガンマ線放出の改善された分析の結果を示します。SagittariusA*の位置と一致するVERJ1745-290は、バックグラウンドレベル$（38\sigma）$を超える38標準偏差の有意性で検出され、そのスペクトルと光曲線を報告します。その微分スペクトルは、指数カットオフのべき乗則と一致しており、スペクトルインデックスは$2.12^{+0.22}_{-0.17}$、5.3TeVでのフラックスの正規化は$1.27^{+0.22}_{-0.23}\10^{-13}$TeV-1cm-2s-1の倍、および$10.0^{+4.0}_{-2.0}$TeVのカットオフエネルギー。また、GCの尾根に沿った複数の領域からのデータを組み合わせて得られたGC付近の拡散放射に関する結果も示します。これにより、累積的な有意性は$9.5\sigma$になります。拡散GCリッジスペクトルは、2.19$\pm$0.20のハードインデックスのべき乗則に最もよく適合し、40TeVまでのカットオフの証拠を示していません。これは、GCに存在するPeV宇宙線の潜在的な加速器の証拠を強化します。また、重要な検出、複合超新星残骸G0.9+0.1およびHESSJ1746-285を使用して、視野内の他のソースのスペクトルを提供します。
| Title |
Simulating_instrumental_systematics_of_Cosmic_Microwave_Background_experiments_with_s4cmb |
| Authors |
Giulio_Fabbian,_Julien_Peloton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11816 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性の観測は、物理宇宙論の重要なプローブの1つです。この信号の弱い性質は、何千もの偏光に敏感な検出器で複数の周波数で空を観測するますます複雑で敏感な実験の構築を推進しました。そのような実験の感度が高いことを考えると、機器の体系的な効果は、それらのデータの完全な科学的活用に向けた制限要因になる可能性があります。この論文では、s4cmb（SystematicsforCMB）を紹介します。これは、ボロメータ技術に基づく最新のCMB実験の時間領域で生データストリームをシミュレートし、これらの現実的な機器分類学効果を注入するように設計されたPythonパッケージです。このパッケージの目的は、実際のデータに対する機器の体系的な影響による汚染の評価を支援し、将来の機器の設計をガイドし、正確なデータ分析方法の開発に必要なシミュレートされたデータセットのリアリズムを高めることです。
不規則に観測された時系列を予測および予測するための新しい二変量自己回帰モデル
| Title |
Novel_bivariate_autoregressive_model_for_predicting_and_forecasting_irregularly_observed_time_series |
| Authors |
Felipe_Elorrieta,_Susana_Eyheramendy,_Wilfredo_Palma_and_Cesar_Ojeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12248 |
いくつかの分野では、不規則な観測時間で測定された時系列を見つけるのが一般的です。特に、天文学では、不規則な時間ギャップや複数の通過帯域で情報を収集する調査が多数あります。いくつかの例は、パンスターズ、ZTF、およびLSSTです。ただし、天文光度曲線の時間依存性を推定する現在一般的に使用されている時系列モデルは、異なる通過帯域間に存在する可能性のある依存性を無視して、各バンドの情報を個別に考慮します（CIAR、IAR、CARMAモデルなど）。この論文では、二変量不規則自己回帰（BIAR）モデルと呼ばれる、不規則にサンプリングされた時系列の新しい二変量モデルを提案します。BIARモデルは、各時系列で自己回帰構造を想定しており、定常であり、2つの不等間隔の時系列間の自己相関、相互相関、および現代の相関を推定できます。ALeRCEブローカーによって処理されたZTFアラートから取得したgおよびrバンドの光度曲線にBIARモデルを実装しました。2つのバンドの光度曲線が高度に相関している場合、モデルは、単変量情報のみを使用する同様の方法よりも、二変量モデルを使用した方が正確な予測と予測を行うことができます。さらに、BIARの推定パラメーターは、LongPeriod変光星の特性を明らかにし、確率的オブジェクトのクラスを区別するのに役立ち、分類の目的で使用できる有望な機能を提供します。
ObsMode2020プロセス
| Title |
The_ObsMode_2020_Process |
| Authors |
Satoko_Takahashi,_Edward_B._Fomalont,_Yoshiharu_Asaki,_Geoff_Crew,_Lynn_D._Matthews,_Paulo_Cortes,_Baltasar_Vila-Vilaro,_Tim_Bastian,_Masumi_Shimojo,_Andy_Biggs,_Hugo_Messias,_Antonio_Hales,_Eric_Villard,_and_Elizabeth_Humphreys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12681 |
ObsModeは、将来のALMA監視サイクルに備えて機能を準備することを目的とした毎年のプロセスです。このプロセスは、さまざまなリーダーシップを発揮して、各ALMA観測サイクルに関連付けられて何年にもわたって実行されてきました。このドキュメントでは、ObsMode2020プロセス（2020年4月から10月）を、ALMA合同天文台が主導する新しいスキームで具体的に要約しています。ObsMode2020プロセスでは、7つの機能が優先度の高い項目として識別され、当初はサイクル9の準備ができていました。しかし、covid-19のパンデミックによる天文台の閉鎖のため、テスト計画を延期せざるを得ませんでした。1年までに。天文台のシャットダウン中に新しいデータセットは取得されませんでしたが、既存のデータを使用した検証により、2021年10月から始まるサイクル8の7mアレイ分極機能（ACAスタンドアロンモード、シングルフィールド）を提供できました。さらに、サブシステムの準備ができています。サイクル8では、フェーズドアレイ監視モードのポリシー側の準備が改善されました。その他の優先度の高い項目は、ObsMode2021プロセスに引き継がれることが決定されました。
Euclid：EuclidNISP機器を使用したフラックス測定の相関読み出しノイズの影響の推定
| Title |
Euclid:_Estimation_of_the_impact_of_correlated_readout_noise_for_flux_measurements_with_the_Euclid_NISP_instrument |
| Authors |
A._Jimenez_Munoz,_J._Macias-Perez,_A._Secroun,_W._Gillard,_B._Kubik,_N._Auricchio,_A._Balestra,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_R._Casas,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_A._Ealet,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_M._Kummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_R._Laureijs,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Mansutti,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_E._Medinaceli,_S._Mei,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_L._Moscardini,_S.M._Niemi,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12752 |
2022年にESAによって打ち上げられるEuclid衛星は、今後数十年の間、宇宙論の主要な機器となるでしょう。\Euclid\は、可視（VIS）機器と近赤外線分光光度計（NISP）の2つの機器で構成されています。この作業では、最終的な飛行中のフラックス測定のためのNISP検出器の相関読み出しノイズの影響を推定します。UTR（UpTheRamp）露出フレームがグループで平均化される多重累積（MACC）読み出しモードを考慮して、相関ノイズが存在する場合のグループ間のノイズ共分散行列の分析式を導出します。また、長い暗積分を使用して、NISPエンジニアリンググレードの検出器の相関読み出しノイズ特性を特徴付けます。この目的のために、$（1/f）^{\、\alpha}$のようなノイズモデルを想定し、モデルパラメータをデータに適合させて、$\sigma=19.7^{+1.1}_{の典型的な値を取得します。-0.8}$e$^{-}\rm{Hz}^{-0.5}$、$f_{\rm{knee}}=（5.2^{+1.8}_{-1.3}）\times10^{-3}\、\rm{Hz}$および$\alpha=1.24^{+0.26}_{-0.21}$。さらに、現実的なシミュレーションと最尤フラックス推定量を使用して、入力フラックスと復元されたフラックスの間のバイアスを導き出します。相関読み出しノイズの共分散行列の解析式を使用すると、共分散行列のホワイトノイズ近似に対して、このバイアスが最大4分の1に減少することがわかります。最後に、Euclid\on-board処理のベースラインとして採用されているホワイトノイズ近似でも、飛行中のNISPフラックス測定の最終的なバイアスは無視できるはずであると結論付けます。
スペクトルエネルギー分布とガイアEDR3からのハービッグAe / Be星の均質な研究
| Title |
Homogeneous_study_of_Herbig_Ae/Be_stars_from_spectral_energy_distributions_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
J._Guzman-Diaz,_I._Mendigutia,_B._Montesinos,_R.D._Oudmaijer,_M._Vioque,_C._Rodrigo,_E._Solano,_G.Meeus,_P._Marcos-Arenal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11759 |
（要約）ハービッグAe/Be星（HAeBes）は、これまで、空中に散らばっている比較的小さなサンプルに基づいて研究されてきました。それらの基本的な星と星周のパラメータと統計的特性は、ガイアの前に異種のアプローチで導き出されました。私たちの主な目標は、スペクトルエネルギー分布（SED）とガイアEDR3視差および測光の分析から星と星周の特性が均一に決定された、これまでのそのようなソースの最大のサンプルからのHAeBesの研究に貢献することです。多波長測光は、ガイアEDR3距離が推定された209の真正なHAeBesに対してコンパイルされました。VirtualObservatorySEDAnalyzer（VOSA）を使用して、光球モデルを光学SEDに適合させて星のパラメーターを導き出し、赤外線（IR）およびより長い波長での過剰を特徴づけて、いくつかの星周特性を導き出しました。恒星の温度、光度、半径、質量、および年齢は、光学測光に基づいて各星について導き出されました。さらに、それらのIRSEDは、2つの異なるスキームに従って分類され、それらの質量降着率、ディスク質量、および内部ダストホールのサイズも均一に推定されました。初期質量関数は、2<M_star/M_sun<12内のサンプルの恒星質量分布に適合します。したがって、この側面では、サンプルはHAeBeレジームを表しており、境界を考慮に入れると統計目的で使用できます。十分に調査されていません。統計分析は、主にHerbigAe（HAe）星とBe（HBe）星のさまざまな星周特性に焦点を当てて実行されました。完全なデータセットは、仮想天文台に準拠したアーカイブを通じてオンラインで入手できます。これは、HAeBe体制に関する統計研究の最新のリファレンスを表しています。
$ \ nu $ Centauriと$ \ gamma $ LupiのBRITE観測、新しいクラスの初期バイナリの最初の非食のメンバー
| Title |
BRITE_observations_of_$\nu$_Centauri_and_$\gamma$_Lupi,_the_first_non-eclipsing_members_of_the_new_class_of_nascent_binaries |
| Authors |
M._Jerzykiewicz,_A._Pigulski,_G._Michalska,_D._Mo\'zdzierski,_M._Ratajczak,_G._Handler,_A.F.J._Moffat,_H._Pablo,_A._Popowicz,_G.A._Wade,_K._Zwintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11770 |
2つの単線分光連星システム$\nu$Centauriと$\gamma$LupiのBRITE-ConstellationとSMEI測光、および視線速度観測のアーカイブと新規の分析結果が報告されています。視覚連星である$\gamma$LupABの場合、光時間効果を調べると、成分Aが分光連星であることがわかります。$\nu$Cenと$\gamma$Lupはどちらも、公転周期によって光の変化を示します。変動は、反射効果、つまり、初期B型主系列（MS）の一次成分の光による二次半球の加熱によって引き起こされます。文献の測光データとヒッパルコス視差から得られた一次成分の基本パラメータで補強された光度曲線のモデリングは、二次成分がMSに収縮する過程でMS前の星であることを示しています。したがって、$\nu$Cenと$\gamma$LupAは、B2IV食変光星（および$\beta$Cephei変数）16（EN）Lac、B5IV食変光星（およびSPB変数）$\mu$Eri、および最近発見されたLMCの初期の食変光星。
大振幅スイッチバック乱流：可能な磁気速度整列構造
| Title |
Large_Amplitude_Switchback_Turbulence:_Possible_Magnetic_Velocity_Alignment_Structures |
| Authors |
Honghong_Wu_(PKU),_Chuanyi_Tu_(PKU),_Xin_Wang_(BUAA),_Liping_Yang_(NSSC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11876 |
スイッチバックは、パーカーソーラープローブによって観察された広く認められた現象であり、パッチで発生しているように見えます。以前の研究は、磁気逆転での変動に焦点を合わせていました。ただし、スイッチバック内の変動の性質は不明なままです。ここでは、最初の4回の遭遇でパーカーソーラープローブによって測定された磁場データとプラズマデータを利用します。すべての瞬間でBR>0の100秒のスイッチバック間隔の変動を調査し、すべての瞬間でtheta_RB>160oの100秒の非スイッチバック間隔の変動と比較します。正規化されたクロスヘリシティsigma_c、正規化された残留エネルギーsigma_r、dvAとdvの間の相関係数C_vb、アルフベン比rA、および磁気変動と運動変動の振幅を計算します。スイッチバック間隔は、非スイッチバック間隔と同様のsigma_cの分布を示すことがわかります。ただし、スイッチバック間隔のrAは約0.35ですが、非スイッチバック間隔のrAは約0.65であり、スイッチバックの変動がより磁気的に支配されていることを示しています。また、C_vb-sigma_r平面のスイッチバック間隔のdvAとdvの両方のピクセル平均振幅の分布パターンは、C_vb>0.8で垂直ストライプの特徴を示し、磁気的に支配的な磁気速度アラインメント構造の可能性を示しています。これらの結果は、スイッチバック乱流の性質と形成を理解するのに役立ちます。
均一に加速されたジェットの伝播の推定
| Title |
Estimating_the_propagation_of_a_uniformly_accelerated_jet |
| Authors |
J.I._Castorena,_A.C._Raga,_A._Esquivel,_A._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_L._Hern\'andez-Mart\'inez,_J._Cant\'o_and_F._Clever |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11881 |
均一な環境に移動する、均一に加速する駆出速度を持つハービッグハロージェットの問題を研究します。放出密度については、時間に依存しない密度と時間に依存しない質量損失率の2つのケースを検討します。これらの2つのケースでは、ラム圧力バランスと重心運動方程式を使用して、ジェットヘッドの運動の解析解を取得します。また、同じ流れの軸対称数値シミュレーションを計算し、主要な作業面衝撃の時間依存位置を2つの解析モデルの予測と比較します。ジェットがその進化中に（環境に関して）過密および過圧になると、解析モデルとの良好な一致が得られ、流れは最初は重心解析ソリューションをたどります。一定の排出密度の場合）後でラム圧力バランスソリューションに近づきます。
ガイア時代では、散開星団（OC）のメンバーシップ分析とパラメーター決定がより正確になりました。GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）に基づいてOCの古典的セファイドのセンサスを実行し、空間位置、固有運動、視差、進化状態の制約を満たす33個のOCセファイドのサンプルを取得しました。33個中13個のOCセファイドが新たに発見されました。それらの中で、CMSctは、進化の直接的な証拠を持つ最初の交差するセファイドです。DPベルはおそらく4番目または5番目に交差するセファイドです。OCからの独立した距離に基づいて、CepheidsのW_1バンド周期-光度関係は3.5％の精度で決定されます：<MW1>=-（3.274+-0.090）logP-（-2.567+-0.080）。ガイアバンド期間とWesenheitの関係は、Ripepietal。とよく一致しています。（2019）。基本的なセファイドの直接的な期間と年齢の関係も、OCの年齢に基づいて決定されます。つまり、logt=-（0.638+-0.063）logP+（8.569+-0.057）です。
熱いコロナループの圧縮振動：スロッシング振動と立っている徐波は独立していますか？
| Title |
Compressive_oscillations_in_hot_coronal_loops:_Are_sloshing_oscillations_and_standing_slow_waves_independent? |
| Authors |
S._Krishna_Prasad_and_T._Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12038 |
SDO/AIAからの高解像度EUVイメージング観測を使用して、Kumaretal。によって最初に研究されたように、その足のポイントの1つ近くのCクラスフレアによって引き起こされる高温コロナループ内の圧縮プラズマ振動を分析します。131{\、}{\AA}チャネルと94{\、}{\AA}チャネルの両方で振動特性を調査し、131{\、}{\AA}チャネルで純粋なスロッシング振動として表示されるものを見つけました。実際には、後で94{\、}{\AA}チャネルで定在波に変換されます。これは、これら2つの振動が独立した現象ではないことを示唆する最近の数値研究の結果を確認する、そのような変換の最初の明確な証拠です。振動のスロッシング位相を適切に適合させ、振動特性を抽出するための新しい解析式を導入します。AIA131{\、}{\AA}チャネルの場合、得られる発振周期と減衰時間は、スロッシングフェーズ中にそれぞれ608$\pm$4{\、}sと431$\pm$20{\、}sです。AIA94{\、}{\AA}チャネルに対応する値は、617$\pm$3{\、}sと828$\pm$50{\、}sです。AIA94{\、}{\AA}チャネルでのみ観察される定常段階では、発振周期と減衰時間が791$\pm$5{\、}sと1598$\pm$138{\、に増加しました。それぞれ}s。DEM分析から得られたプラズマ温度は、振動中のプラズマの実質的な冷却を示しています。これを考慮して、観測された振動特性とそれに関連する変化が熱伝導による減衰と互換性があることを示します。さらに、131{\、}{\AA}チャネルに定常相がないことは、このチャネルの振動の減衰が速いことに加えて、プラズマの冷却の結果であることを示しています。
セフェウスフレアの3つの共動HAeBe星の周りの星形成
| Title |
Star_formation_around_three_co-moving_HAeBe_stars_in_the_Cepheus_Flare |
| Authors |
Piyali_Saha_(1_and_2),_Maheswar_G._(1),_Blesson_Mathew_(3),_and_U._S._Kamath_(1)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics_(IIA),_Sarjapur_Road,_Koramangala,_Bangalore_560034,_India,_(2)_Pt._Ravishankar_Shukla_University,_Amanaka_G.E._Road,_Raipur,_Chhatisgarh_492010,_India,_(3)_Department_of_Physics_and_Electronics,_CHRIST_(Deemed_to_be_University),_Bangalore_560029,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12061 |
HD200775を中心とする半径1.5$^{\circ}$内のCepheusFlareにさらに3つのHerbigAe/Be（HAeBe）星が存在することは、星形成がLDN1147/1158、LDNのより広い領域で蔓延していることを示唆しています。1172/1174、およびLDN1177クラウド。多くの若い恒星状天体（YSO）もこれらの雲の方に位置していることがわかります。さまざまな星形成研究は、この領域内で進行中の低質量星形成を示しています。より少ない近赤外線（IR）過剰とより少ないH-アルファ放出に関連する情報源は、以前の研究では特定されなかったより多くの低質量YSOがこの領域に存在する可能性を高めます。目的は、既知のYSOに運動学的に関連付けられている追加の若いソースを検索し、それらのプロパティを特徴付けることです。ガイアDR2の距離と固有運動に基づいて、BD+681118、HD200775、およびPVCepが空間的および運動学的に既知のYSOに関連付けられていることがわかりました。GaiaDR2データを使用して、BD+681118周辺の39の共動ソースを特定しました。これらのソースは、光学および近赤外の色-色および色-マグニチュード図を使用して特徴付けられます。BD+681118、HD200775、およびPVCepを含むアソシエーション全体までの距離は340+/-7pcと推定されました。すべての既知のYSOの距離と固有運動に基づいて、合計74の追加の共動ソースが見つかり、そのうち39がBD+681118を取り巻く緩い関連を形成します。これらのソースは主に、年齢が$\のMタイプです。sim$10Myrで、近赤外過剰放射はまったくないか、ほとんどありません。BD+681118およびHD200775を取り巻くソースの投影された内部運動を介して得られた正の膨張係数は、これらのソースがHAeBe星に関して膨張していることを示しています。セフェウスフレアシェルの中心に向かうこれらのソースの時空間勾配は、外部からの衝撃によって引き起こされる星形成の概念をサポートしています。
星震学を使用して巨人のリチウムの進化を追跡する：超Liに富む星は、ほとんど独占的に若いレッドクランプ星です
| Title |
Tracking_the_evolution_of_lithium_in_giants_using_asteroseismology:_Super-Li-rich_stars_are_almost_exclusively_young_red-clump_stars |
| Authors |
Raghubar_Singh,_Bacham_E._Reddy,_Simon_W._Campbell,_Yerra_Bharat_Kumar,_Mathieu_Vrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12070 |
星状地震とリチウム存在量データを組み合わせることにより、リチウムに富む巨星の進化状態に関する新しい観測証拠を報告します。星震重力モードの周期間隔$\Delta\Pi_{1}$の観測とモデルを比較すると、超Liに富む巨人（SLR、A（Li）〜$>3.2$〜dex）はほぼ例外なく若いことがわかります。レッドクランプ（RC）星。進化の正確な段階に応じて、洗練するためにより多くのデータが必要になりますが、SLR星は、（i）$\sim2$〜Myr未満、または（ii）メインコアヘリウムフラッシュを通過した$\sim40$〜Myr未満です（シェフ）。私たちの観察は、CHeF後の推定Li濃縮段階の時間に強い上限を設定し、CHeFの前後にリチウムが生成されるという考えを支持しています。対照的に、より進化したRCスター（$>40$〜Myrpost-CHeF）は、一般にリチウムの存在量が少ない（A（Li）〜$<1.0$〜dex）。若い、超Liに富む相と、ほとんど古いLiに乏しいRC相の間で、リチウムは平均して約3桁減少します。このLi破壊は急速に発生する可能性があります。超LiリッチとLiプアの2つの極値の間にLiが豊富にある星では、状況があまり明確ではないことがわかります。このグループ、「Li-rich」星（$3.2>$〜A（Li）〜$>1.0$〜dex）は、幅広い進化の状態を示しています。
Hリッチボディの最小公転周期
この作業では、土星の質量から1$M_{\odot}$までの質量の範囲で、Hに富む物体の最小許容軌道周期を導き出し、$0.0003〜0.074\、M_\odot$の範囲のガス巨星と褐色矮星を強調します。体の質量の関数および平均密度の関数としての$P_{\rmmin}$の解析的フィッティング式が示されています。ホスト星の密度は、最小周期を制限しないように十分に高いと仮定します。多くの場合、これはホスト星が白色矮星であることを意味します。この作業は、部分的には、褐色矮星を、近赤外線または視線速度測定に頼ることなく、ホストの白色矮星を通過することがわかっている惑星から区別することを目的としています。特に、$\lesssim100$分の公転周期は、褐色矮星である可能性が非常に高いです。この質量範囲全体にわたる全体的な最小期間は$\simeq37$分です。
IRISスペクトル線間の相互情報量の調査。 I.太陽フレア中と静かな太陽内のスペクトル線間の相関
| Title |
Exploring_mutual_information_between_IRIS_spectral_lines._I._Correlations_between_spectral_lines_during_solar_flares_and_within_the_quiet_Sun |
| Authors |
Brandon_Panos,_Lucia_Kleint_and_Sviatoslav_Voloshynovskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12161 |
スペクトル線を使用すると、太陽大気の熱力学を調べることができますが、単一のスペクトル線の形状は、さまざまな熱力学ソリューションで類似している可能性があります。したがって、マルチライン分析は非常に重要ですが、計算が面倒です。フレア中の太陽大気の熱力学的解を抑制するために、いくつかの彩層と遷移領域の線の間の相関を調査します。機械学習手法を使用して、NASAのインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）によって観測された21個の大きな太陽フレアから供給された6つのスペクトル線間の統計的依存関係をキャプチャしました。この手法は、相互情報量（MI）と呼ばれる情報理論量に基づいており、スペクトル線間の線形相関と非線形相関の両方をキャプチャします。MIは、カテゴリと数値の両方の方法を使用して推定され、静かな太陽とフレアの観測のコレクションに対して別々に実行されます。どちらのアプローチも一貫した結果を返し、静かな太陽条件下でのスペクトル線間の弱い相関と、フレア条件下での大幅に強化された相関を示します。MgIIやCIIなどの一部の線ペアは、正規化されたMIスコアが0.5と高くなっています。特定のスペクトル線が他のスペクトル線よりも結合しやすく、フレア中の多くのスケール高さにわたる太陽大気のコヒーレンスを示し、すべての線ペアがGOES導関数と相関しており、相関強度とエネルギー入力の間に正の関係があることを示しています。私たちの方法は、太陽大気の物理量間の依存関係を定量化するための非常に安定した柔軟なフレームワークを提供し、その状態の3次元画像を取得できるようにします。
日食のタイミング変動からの連星惑星と褐色矮星の伴星の検出可能性
| Title |
The_Detectability_of_Binary_Star_Planetary_and_Brown_Dwarf_Companions_From_Eclipse_Timing_Variations |
| Authors |
A._K._Getley,_B._Carter,_R._King,_S._O'Toole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12316 |
この論文では、ケプラーミッションデータセットを使用して、食のタイミング変動から食変光星の伴星の検出可能性を決定します。宇宙ベースのミッションからの広範囲で正確な恒星時系列測光は、連星の仲間の検索を可能にします。ただし、関連するデータセットと計算リソースが大きいため、これらの検索は検出シミュレーションからのガイダンスの恩恵を受けます。私たちのシミュレーションは、経験的なケプラーミッションデータの使用から始まり、その恩恵を受けています。このデータに、連星食の結果として生じるタイミングを予測するために、サードボディを注入します。第三体の軌道離心率とホスト連星の公転周期がコンパニオンを検出する際の重要な要素であることがわかります。ターゲットの明るさも、コンパニオンを検出する要因になる可能性があります。検出可能な第3体の質量と周期は、2つの方程式を使用して効率的にバインドできます。私たちの結果は、食変光星の惑星と褐色矮星の仲間の検索を計画するときに現実的な期待の設定を可能にします。私たちの結果はまた、褐色矮星の砂漠が観測的な選択ではなく本物であることを示唆しています。
階層的三項系V1031Orionisにおける潮汐摂動斜め脈動
三重星系V1031Ori（AB）CのTESS測光を提示します。これは、日食光度曲線に重ね合わされた短周期振動を示します。高品質のデータを詳細に分析し、公開されている分光測定と組み合わせて、プログラムターゲットの基本的な恒星パラメータを取得しました。日食ペア（AB）の質量と半径は、それぞれ約0.5\％と0.7\％の精度で決定されました。日食を差し引いた残差から、$<$2日$^{-1}$と10.9$-$12。7日$^{-1}$の2つの範囲で23の有意な頻度が見つかりました。それらの中で、重力（$g$）モード領域の16は、TESSデータからの体系的な傾向とバイナリ効果の不完全な除去によるエイリアスとアーティファクトである可能性があります。圧力（$p$）モード領域の7つの周波数は、軌道周波数によって分離され、隣接する高調波からの0.042$\pm$0。003日$^{-1}$の平均オフセットによって分割されました。さらに、脈動の振幅は連星軌道で明確に変調されています。結果は、$p$モード周波数が二次成分からの潮汐的に摂動された脈動であり、脈動軸が潮汐軸と整列している可能性があることを示しています。
通常のA星とAm星のHERMES分光法
名目上のケプラーミッションは、非常に高精度の測光データを提供しました。これらのデータを使用して、スポットや「こぶとスパイク」の特徴などの興味深い現象が、いくつかの通常のA星と金属で裏打ちされたA星（Am星）の光度曲線で観察されました。しかし、そのような現象とAm星の化学的特異性との関係はまだ不明です。これらの問題を進展させるためには、高分解能の分光データを収集して、それらの基本的なパラメータと個々の化学物質の存在量を決定することが重要です。この論文では、名目上のケプラーフィールドにおける「こぶとスパイク」星のサンプルの分光学的研究を提示します。高効率および分解能のメルカトル図法\'{E}シェル分光器（HERMES）で収集されたデータを使用しました。これらの星のスペクトル型を決定し、有効温度、表面重力、投影された回転、微視的乱流、視線速度などの大気の恒星パラメータを取得しました。また、ターゲットごとに詳細な個別の化学物質存在量分析を実行しました。KIC3459226とKIC6266219をAm星、KIC9349245を限界Am星、KIC4567097、KIC4818496、KIC5524045、KIC5650229、KIC7667560、KIC9272082を非Am星として確認しました。それらの進化段階を推定するために、すべての星はヘルツシュプルングラッセル（HR）図に配置されました。それらのスペクトル分類と化学的存在量パターンに基づいて、KIC6266219（以前は化学的に正常として扱われていました）をAmスター（kA3hA7mF1）として、KIC9272082（以前はAmとして扱われていました）を非Amとして再分類しました。
通常のA星とAm / Fm星の自転と斑点
長期の超精密測光の周波数分析は、ピリオドグラムに「こぶとスパイク」の特徴がある回転する星の回転周波数の正確な値につながる可能性があります。これらの機能を使用して、回転周波数と振幅を計算しました。対応する赤道回転速度（$v_{\rmrot}$）とスポットサイズが推定されました。光度曲線の自己相関関数を適切なモデルに適合させる際に、星黒点の崩壊時間スケールを決定しました。$v_{\rmrot}$は、文献の予測回転速度（$v\、{\rmsin}\、i$）とよく一致しています。単一の円形の黒いスポットを考慮して、「スパイク」の振幅からその半径を推定します。Am/Fm星と通常のA星では、平均「スパイク」振幅とスポット半径に有意差があるという証拠は見つかりませんでした。実際、フォトメトリック振幅の平均値は$\rm\sim21\pm2$と$\sim19\pm2\、{\rmppm}$、$\rm1.01\、\pm\、0.13$の平均値を導き出しました。スポット半径（$R_{\rmE}$は地球半径）の場合、それぞれ$1.16\、\pm\、0.12\、R_{\rmE}$です。平均スポット崩壊時間スケールには有意差があり、Am/Fm星と通常のA星でそれぞれ$3.6\pm0.2$と$1.5\pm0.2$日になります。一般に、通常のA星のスポットは、Am/Fm星のスポットとサイズが似ており、どちらも以前の推定よりも弱いです。周波数スペクトルにおける「スパイク」の存在は、恒星表面の星黒点の出現に強く依存していない可能性があります。G、K、Mの星と比較して、通常のAとAm/Fmの星のスポットは弱く、弱い磁場の存在を示している可能性があります。
矮新星RXのちらつきのUBVRI観測そして
矮新星RXと5つのバンド（UBVRI）の2夜のちらつき変動の観測を報告します。2019年10月25日、星の明るさは$B\約13.9$mag、ちらつきの振幅は0.47magで、ちらつきの発生源の温度$T_{fl}=10700\pm400$K、半径を推定しました。$R_{fl}=0.046\pm0.004$$R_\odot$。2020年1月2日、星は約3等級明るくなり（$B\約10.7$）、ちらつきの振幅は大幅に低くなり（0.07等）、ちらつきの原因について導出しました$T_{fl}=9600\pm700$K、半径$R_{fl}=0.098\pm0.009$$R_\odot$。結果は、星が3等級明るくなると、ちらつきのある光源の半径が2倍になることを示しています。データは、著者からの要求に応じて入手できます。
SKAのラジオスター
星からの電波放射は、例えば、イオン化された風や太陽フレアを研究するために使用することができます。電波放射は弱く、研究は少数の物体に限定されています。スクエアキロメートルアレイ（SKA）は、ラジオスターのトピックに調査能力をもたらします。この論文では、SKAが何を検出できるか、そして恒星の天の川の深い調査にどのような感度が必要になるかを調査します。OB星、Be星、M矮星からのフレア、および超コンパクトHII領域からの電波放射に焦点を当てています。天の川銀河の恒星分布は、ブザンソンモデルを使用してシミュレートされ、さまざまな関係を使用してそれらの電波フラックスを予測します。完全なSKAは、すべてのUltraCompactHII領域を簡単に検出できることがわかりました。5GHzで10nJyの制限で、SKAは1平方度あたり1500個のBe星と50個のOB星を、数kpcまで検出できます。また、1平方度あたり4500Mの矮星からのフレアを検出できます。100nJyでは、数値は約8分の1になります。銀河面のSKA調査は、高感度になるように設計する必要があります。ディープイメージングでは、天の川の平面の外側であっても、フィールド内のかなりの数のかすかなフレアを考慮する必要があります。
加熱/冷却の不均衡を伴うプラズマ中の遅い磁気音響波とエントロピー波の混合特性
| Title |
Mixed_properties_of_slow_magnetoacoustic_and_entropy_waves_in_a_plasma_with_heating/cooling_misbalance |
| Authors |
D.I._Zavershinskii,_D.Y._Kolotkov,_D.S._Riashchikov,_N.E._Molevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12652 |
冠状プラズマの加熱と冷却のプロセスは、低速の磁気音響（MA）波のダイナミクスに大きな影響を与え、増幅または減衰、さらには分散を引き起こすことが以前に示されていました。ただし、エントロピーモードは、このような熱力学的にアクティブなプラズマでも励起され、加熱/冷却の不均衡の影響も受けます。このモードは通常、冠状雨の現象と隆起の形成に関連しています。断熱プラズマとは異なり、連続的に加熱および冷却されるプラズマにおける低速MAおよびエントロピー波の特性と進化は混合されます。不均衡のさまざまな体制は、初期の摂動が進化するためのさまざまなシナリオにつながります。不均衡のさまざまな領域における遅いMAとエントロピー波の特性と進化を説明するために、線形進化方程式の正確な解析解を得ました。特徴的なタイムスケールと得られた正確なソリューションを使用して、低速MAモードとエントロピーモードの動作が質的に異なるレジームを特定しました。これらのレジームのいくつかについて、最初のガウスパルスの時空間進化が示されています。特に、低速のMAモードには、伝搬しない高調波の範囲がある可能性があることが示されています。この体制では、低$\beta$プラズマの遅いMAとエントロピーモードによって引き起こされる摂動は、プラズマ密度（および温度）の非伝播擾乱が時間とともに成長または減衰するため、観測では同じように見えます。また、低速MAモードとエントロピーモード間の初期エネルギーの分割は、関連する加熱および冷却プロセスの特性に依存することも示しました。得られた正確な解析解は、コロナ内の遅いMA波の観測と数値モデリングの結果、およびコロナ雨の形成と進化の解釈にさらに適用できます。
宇宙論的相関関係者の切断
私たちの宇宙の初期条件は、私たちが宇宙論的観測で精査する古典的な確率分布の形で私たちに見えます。現在の主要なパラダイムでは、この確率分布は宇宙の量子力学的波動関数から生じます。ここでは、量子力学の痕跡が遅い時間の観測量に何であるかを尋ねます。単一の時間発展の要件、口語的に確率の保存が、波動関数とそれがエンコードするすべての宇宙論的相関関係の分析構造を修正することを示します。特に、摂動論では、宇宙論的光学定理を一般化し、ツリーレベルの$n$ポイント関数の特定の不連続性をより低いポイント関数の不連続性に関連付ける無限のシングルカットルールのセットを導き出します。私たちのルールは、最近導出された宇宙論的カッティングルールと密接に関連していますが、それとは異なります。それらは、Bunch-Davies真空の選択と、（バルクからバルクへの）プロパゲーターの単純な特性に基づいており、驚くほど一般的です。線形分散関係と任意の質量、任意の整数スピンを持つフィールドに有効であることを証明します。および任意の数の派生物との任意のローカル相互作用。それらは、ド・ジッター、スローロールインフレーション、べき乗則宇宙論、さらにはアクシオンモノドロミーの共鳴振動を含む、バンチデイビス真空を認める一般的なFLRW時空にも適用されます。宇宙衝突型加速器の物理学に関連する4つの質量のないスカラーが質量スカラーを交換する、4つの重力子が重力子を交換する、スカラーの5点関数など、いくつかの重要な例でシングルカットルールを検証します。
初期宇宙における大規模なステライルニュートリノ：熱的デカップリングから宇宙論的制約まで
| Title |
Massive_sterile_neutrinos_in_the_early_universe:_From_thermal_decoupling_to_cosmological_constraints |
| Authors |
Leonardo_Mastrototaro,_Pasquale_Dario_Serpico,_Alessandro_Mirizzi_and_Ninetta_Saviano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11752 |
比較的重いニュートリノ$\nu_H$を考慮し、主に無菌状態$\nu_s$に寄与し、質量は10MeV$\lesssimm_s\lesssimm_{\pi}\sim135$MeVの範囲で熱的に生成されます。アクティブなニュートリノを含む衝突過程の初期宇宙、およびQCD相転移後の凍結。これらのニュートリノがアクティブなニュートリノデカップリングの後に崩壊する場合、それらは余分なニュートリノ放射を生成しますが、エントロピー生成にも寄与します。したがって、それらは、例えば宇宙マイクロ波背景放射（CMB）によって測定されるニュートリノ種の有効数$N_{\rmeff}$の値を変更し、原始元素合成（BBN）、特に${}^4に影響を与えます。$Heプロダクション。関連するボルツマン方程式の解の詳細な説明を提供します。また、現在のプランク衛星データで許可されているパラメータースペースを特定し、BBN感度と一致または上回ると予想される、将来のステージ4地上ベースのCMB観測によってプローブされるパラメータースペースを予測します。
中性子星クラスト中のガラス状量子核パスタ
| Title |
Glassy_quantum_nuclear_pasta_in_neutron_star_crusts |
| Authors |
William_G._Newton,_Mark_Alexander_Kaltenborn,_Sarah_Cantu,_Shuxi_Wang,_Amber_Stinson,_Jirina_Rikovska_Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11835 |
中性子星地殻の核パスタ相を、地殻-コア遷移につながる密度で多数の3次元ハートリーフォック+BCS計算を実行することによって調査します。一定圧力でのパスタの形状パラメーター空間を調査します。スパゲッティ、ワッフル、ラザニア、双連続相、および円筒形の穴は、結果として得られるギブズエネルギー面の極小値を占めます。中性子ガスと核物質の両方がすべての次元で連続的に伸び、したがって陽子が非局在化する双連続相は、広範囲の深さにわたって現れます。私たちの結果は、核パスタがガラス状のシステムであるという考えを支持しています。クラストの特定の層には、複数のパスタ構成が共存しています。$10^8$-$10^9$Kのオーダーの特徴的な温度では、さまざまな相が凍結してドメインになり、そのサイズは格子間隔の1〜50倍と推定され、局所密度と電子の割合が変化する可能性があります。この温度を超えると、長距離秩序はほとんどなく、物質はアモルファス固体になります。ドメイン境界からの電子散乱は、パスタ相の無秩序抵抗率に寄与する可能性があります。ドメインのアニーリングは、冷却中に発生する可能性があります。地殻加熱中の極小値の再生成は、地殻の深層における温度依存の輸送特性につながる可能性があります。4つの異なる領域を識別します。（1）核パスタは最初に極小値として表示されますが、球形の核は基底状態です。（2）核パスタは絶対最小値になりますが、球形核は依然として極小値です（3）核パスタのみが極小値に表示され、陽子は少なくとも1次元に局在しています（4）パスタのみが表示され、陽子は非局在化されます。パスタ領域全体が地殻の質量で最大70％、厚さで40％を占める可能性があり、プロトンが非局在化する層が地殻の質量の45％、厚さの25％を占める可能性があります。
LOFARを使用したネガティブリーダーのセクションの時間分解3D干渉イメージング
| Title |
Time_resolved_3Dinterferometric_imaging_of_a_section_of_a_negative_leader_with_LOFAR |
| Authors |
Olaf_Scholten,_Brian_Hare,_Joe_Dwyer,_Ningyu_Liu,_Chris_Sterpka,_Stijn_Buitink,_Tim_Huege,_Anna_Nelles,_Sander_ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.11908 |
低周波アレイ（LOFAR）が提供する、ベースラインが最大100kmの数百のアンテナから記録された超短波（VHF）無線データを使用して、稲妻の閃光をイメージングするための3次元（3D）干渉ビームフォーミング技術を開発しました。ベースラインが長いため、メートルのスケールで微細構造を区別できますが、アンテナの数が多いと、インパルス応答時間に近い時間分解能を使用したときに、バックグラウンドと同じ強度で放射するプロセスを観察できます。システム、100〜ns。新しいビームフォーミングイメージング技術は、既存のインパルスイメージング技術を補完するものです。この新しいツールを、2回のフラッシュで4段のネガティブリーダーのイメージングに適用します。1回のフラッシュについて、ステッピングプロセスで放出されるコロナルフラッシュのダイナミクスを観察します。さらに、ステッピングプロセス中にVHFで放出される強度が、2つの異なる雷雨の4人のリーダーの強度が4桁を超えるべき乗則に従うことを示します。
マンハイムについて-カザナスソリューション
マンハイムとカザナスによって提案されたメトリックによって記述された時空を検討しています。有効ポテンシャルと円軌道について説明します。測地線方程式から導出された回転速度は、観測された平坦な銀河の回転曲線と一致します。最後に、この時空で進化する質量のないボソンのゴードン方程式の解が、フンの一般関数の観点から得られます。
| Title |
Modeling_of_thermonuclear_fusion_flames_:_transition_to_detonation |
| Authors |
Peter_V._Gordon,_Leonid_Kagan,_and_Gregory_Sivashinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12002 |
この論文は、恒星媒体における爆燃から爆轟への遷移を制御する主要なメカニズムの特定に関係しています。進行する火炎と火炎駆動の予圧縮との間の正のフィードバックによって引き起こされる熱暴走の問題は、一次元火炎折り畳みモデルの枠組みの中で議論されています。この論文は、非化学量論的融合、$Fuel\toproducts$、動力学（Phys.Rev.E、103（2021））を物理的により関連性のある$Fuel+Fuel\toよりも扱った著者の以前の研究の拡張です。products$、動力学。この変化にもかかわらず、暴走効果は持続します。遷移は、火炎が火炎に支えられた前駆体衝撃と融合する前に発生します。つまり、遷移前の火炎は、チャップマン-ジュゲ爆燃のしきい値に達しません。
宇宙カルテットにおける自己相互作用：フェルミオン有効質量の振動の起源としての軸性暗黒物質、動的エーテル、スピノールおよび重力場
| Title |
Self-interaction_in_the_cosmic_quartet:_axionic_dark_matter,_dynamic_aether,_spinor_and_gravity_fields,_as_an_origin_of_oscillations_of_the_fermion_effective_mass |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Anna_O._Efremova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12025 |
Einstein-Dirac-axion-aether理論の枠組みの中で、自己相互作用する宇宙場のカルテットを検討します。これには、単位時系列ベクトル場である動的エーテルが含まれ、擬スカラー場で表される軸性暗黒物質です。フェルミオン粒子に関連するスピノル場と重力場。自己相互作用のメカニズムに関連するキーは、1つの不変量、1つの疑似不変量、および2つの相互不変量に依存するガイド関数に基づいて構築された擬スカラー（アクシオン）場の修正された周期ポテンシャルにインストールされます。スピノールフィールドとベクトルフィールドを含みます。等方性均質宇宙論モデルに関連するマスター方程式の全システムが解かれます。宇宙定数の非ゼロ、消失、臨界値の3つのケースのガイド関数の正確な解を見つけました。これらの解に基づいて、軸性暗黒物質および動的エーテルと相互作用するスピノール粒子の有効質量の式を取得しました。この有効質量は、宇宙論的時代とその時代の宇宙暗黒流体の状態の痕跡を持っていることが示されています。
順序の削減による修正されたループ量子宇宙論のための効果的な$ f（R）$アクション
| Title |
Effective_$f(R)$_actions_for_modified_Loop_Quantum_Cosmologies_via_order_reduction |
| Authors |
Ana_Rita_Ribeiro,_Daniele_Vernieri,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12283 |
一般相対性理論は、少なくとも弱い重力場では非常に成功した理論ですが、初期の特異点に対応するなど、非常に高いエネルギーで崩壊します。量子重力は、この未解決の質問に関してより多くの物理的な洞察を提供することが期待されています。確かに、特異点を完全に回避することに成功したビッグバンの代替シナリオの1つは、ループ量子宇宙論（LQC）によって提供されます。これは、宇宙がバウンスによって崩壊して膨張することを予測します。この作業では、メトリック$f（R）$重力を使用して、修正されたループ量子宇宙論のコンテキストで取得された修正されたフリードマン方程式を再現します。これを達成するために、$f（R）$場の方程式に次数削減法を適用し、物質をスカラー場と見なして、修正されたLQCの特定のモデルに対してバウンスにつながる共変の有効なアクションを取得します。
統計サンプルのカーネル密度推定のためのデータベースの最適帯域幅
統計サンプルから確率密度関数または物質空間密度関数を評価することは一般的な方法です。カーネル密度推定は頻繁に使用される方法ですが、完全にデータサンプルに基づくカーネル推定の最適な帯域幅を選択することは、これまで十分に解決されていない長期的な問題です。最適なカーネル帯域幅の分析式は存在しますが、サンプルが抽出される未知の基礎となる密度関数に依存するため、データサンプルに直接適用することはできません。この作業では、完全にデータベースの最適な帯域幅を選択するためのアプローチを考案します。まず、サンプルの密度関数の粗さを計算するために、最適な帯域幅の分析式の補正式を導き出します。次に、補正式を分析式に代入して最適な帯域幅を求め、反復を通じて、サンプルの最適な帯域幅を取得します。分析式と比較して、私たちのアプローチは非常に良い結果をもたらし、分析式との相対的な違いは、サンプルサイズが10^4より大きい場合にわずか2％〜3％です。このアプローチは、可変カーネル推定の場合にも簡単に一般化できます。
一時的な自然事象からの磁化されたクォーク-ナゲット暗黒物質の限界
| Title |
Limits_on_Magnetized_Quark-Nugget_Dark_Matter_from_Episodic_Natural_Events |
| Authors |
J._Pace_VanDevender,_Aaron_P._VanDevender,_Peter_Wilson,_Benjamin_F._Hammel,_and_Niall_McGinley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12312 |
クォークナゲットは、ほぼ同数のアップ、ダウン、ストレンジクォークで構成される架空の暗黒物質候補です。クォークナゲットのほとんどのモデルには、固有の磁場の影響は含まれていません。しかし、辰巳は粒子物理学の標準模型の数学的に扱いやすい近似を使用し、マグネターパルサーのコアが$10^{11}$Tと$10^{13の間の表面磁場Boを持つ強磁性液体状態のクォークナゲットである可能性があることを発見しました。}$T。その結果をクォークナゲット暗黒物質に適用しました。以前の研究では、磁化されたクォークナゲット（MQN）が崩壊する前に、広く磁気的に安定した質量分布に形成および凝集し、磁気圏境界面を介して通常の物質との相互作用に対処し、回転速度を獲得して電磁エネルギーを放射しながら並進速度を失いました。Boの辰巳推定における2桁の不確実性は、物質との予測された相互作用を通じてMQNを検出するための体系的な実験の実際的な設計を不可能にします。このホワイトペーパーでは、MQNの一意のシグネチャと一致する一時的なイベントを調べます。それらが実際にMQNによって引き起こされている場合、Boの最も可能性の高い値を$1.65x10^{12}$T$+/-$$21\％$に制限し、MQN暗黒物質仮説の決定的なテストの設計をサポートします。
原子核から中性子星へ：教室での単純な結合エネルギーコンピュータモデリング（パート2）
| Title |
From_nuclei_to_neutron_stars:_simple_binding_energy_computer_modelling_in_the_classroom_(part_2) |
| Authors |
A._Rios,_A._Pastore,_C._Diget,_A._M._Romero,_K._Leech,_P._Stokoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12449 |
中性子星の物理学を探求するための2つの簡単なオンライン活動を紹介します。これらは、中学生のために、質量や半径などのコンパクトオブジェクトの基本的なプロパティの概要を提供します。最初の活動では、中性子星の最小質量のアイデアを探ります。これは、結合エネルギーの概念に直接関連しており、これまでの活動に続いています。2番目のアクティビティは、中性子星内部の可解モデルを使用して、中性子星の最大質量に焦点を当てています。アクティビティは、補足資料として提供されるスプレッドシートに基づいており、さまざまなレベル、年齢層、およびディスカッショントピックに簡単に適合させることができます。特に、これらの活動は当然、理論モデルの外挿と限界に関する議論につながる可能性があります。
| Title |
Evaporation_of_dark_matter_from_celestial_bodies |
| Authors |
Raghuveer_Garani_(INFN,_Florence)_and_Sergio_Palomares-Ruiz_(IFIC,_Valencia_U._-_CSIC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12757 |
天体の構成要素による銀河暗黒物質（DM）粒子の散乱は、これらの天体内にそれらの蓄積をもたらす可能性があります。それにもかかわらず、媒体の有限温度は、DM粒子がトラップされたままであるために必要な最小質量である蒸発質量を設定します。この質量より下のDM粒子は、脱出速度よりも速い速度で散乱する可能性が非常に高いため、キャプチャオブジェクトから追い出されて脱出します。ここでは、静水圧平衡にあるすべての球形天体のDM蒸発質量を、質量範囲$[10^{-10}-10^2]〜M_\odot$にまたがって計算します。最近の文献では必ずしも認識されていない蒸発速度の指数テールの決定的な重要性を説明し、堅牢な結果を取得します。散乱断面積の幾何学的値とヌクロンとの相互作用について、DM蒸発質量は静水圧平衡にあるすべての球形天体は、おおよそ$E_c/T_\chi\sim30$で与えられます。ここで、$E_c$はオブジェクトのコアでのDM粒子の脱出エネルギーであり、$T_\chi$はDM温度です。DM蒸発質量の最小値は、スーパージュピターと褐色矮星の$m_{\rmevap}\simeq0.7$GeVで得られます。散乱断面積の他の値の場合、DM蒸発質量はわずかに小さくなりますが、$10^{-41}〜\textrm{cm}^2\leq\sigma_p\の範囲内で2倍以下しか変化しません。leq10^{-31}〜\textrm{cm}^2$、ここで$\sigma_p$はDM-核子散乱断面積です。局所的な銀河系のDM密度と速度、または散乱と消滅の断面積などのパラメーターへの依存は、対数にすぎません。
