予熱による重力波の振幅のインフレーションエネルギースケールへの依存性
| Title |
Dependence_of_the_amplitude_of_gravitational_waves_from_preheating_on_the_inflationary_energy_scale |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Pei-Ze_Ding,_Cheng-Jie_Fu,_Jing_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00427 |
確率的重力波背景（SGWB）はますます注目を集め、初期の宇宙を直接調査する新しい可能性を提供します。インフレーション終了時の予熱プロセスでは、パラメトリック共振が大きなエネルギー密度の摂動を生成し、インフレーションに関する固有の情報を運ぶ重力波（GW）を効率的に生成できます。このようなGWのピーク周波数は、インフレーションエネルギースケール$\Lambda_{\mathrm{inf}}$にほぼ比例するため、予熱によるGWは、小規模インフレーションモデルの干渉計GW検出器によって観測されると予想されます。このようなGWの振幅の$\Lambda_{\mathrm{inf}}$への依存性を調査し、これらのGWの現在のエネルギースペクトルが$\Lambda_{\mathrm{inf}}$にのみ依存しないことを確認します。$\Lambda_{\mathrm{inf}}$の場合は、共振強度に依存するパラメーターである臨界値$\Lambda_{c}$を上回っています。線形近似のモデルパラメータに関して$\Lambda_{c}$を数値的に取得し、格子シミュレーションを実行してこの結果を検証します。$\Lambda_{\mathrm{inf}}\lesssim\Lambda_{c}$の場合、GWの振幅は$\Lambda_{\mathrm{inf}}$とともに急速に減少し、観察が困難になります。次に、干渉計検出器でこのようなGWを観察すると、$\Lambda_{\mathrm{inf}}$と予熱中の共振強度を決定するのにも役立ちます。
ガンマ線バーストの光度曲線への重力マイクロレンズ法の痕跡
| Title |
Imprints_of_Gravitational_Microlensing_on_the_Light_Curve_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Zeinab_Kalantari,_Alaa_Ibrahim,_Mohammad_Reza_Rahimi_Tabar_and_Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00585 |
この作業では、ガンマ線バースト（GRB）で重力マイクロレンズ法の特徴を検索します。この場合、ソースレンズオブザーバーのジオメトリは、GRB光度曲線に同一の時間的変動（またはエコー）を持つ重ね合わせたピークとして現れる2つの画像を生成します。2つの画像間の時間遅延で区切られます。GRBの約半分のレンズ赤方偏移で$10^5〜10^7M_{\odot}$の範囲の点質量レンズによるマイクロレンズイベントを考慮し、時間遅延は$10$秒のオーダーです。現在のGRB天文台は、上記の条件が満たされた場合、このレンズシナリオを解決および制約することができます。自己相関法を使用して2008年から2020年の間にFermi/GBMGRBアーカイブを調査したところ、検索された2965個のGRBから1個のマイクロレンズGRB候補が見つかりました。これを使用して、モンテカルロシミュレーションを実行してマイクロレンズGRBの光学的厚さを推定します。私たちの検出方法の効率。レンズが超大質量ブラックホールである重力レンズの点質量モデルを考えると、質量$\upperx10^6M_\odot$のブラックホール（$\Omega_{BH}$）の密度パラメーターが約$8\times10^{-4}$。私たちの結果は、より低い質量範囲（$10^2-10^3M_{\odot}$）での以前の研究で構成されており、密度パラメーター$\Omega_{BH}\upperx5\times10^{-4}$、および$\Omega_{BH}\約4.6\times10^{-4}$を報告した$10^2-10^7M_{\odot}$の質量範囲の最近の研究。このブラックホールが原始ブラックホールであると考えられる場合、原始ブラックホールへの暗黒物質の寄与の割合を$f\upperx\Omega_{BH}/\Omega_M=3\times10^{-3}と見積もることができます。$。
強い結合定数の変化によるインフレ：Planck2018の更新
標準的な宇宙論的摂動理論法を適用して、定数の変化によって生成されたインフレーションモデルの定式化を再導出し、それが重力に非最小的に結合している場合を研究します。Planck2018データに対応するには、Planckの長さ$L_{pl}$よりも短い長さスケール$\ell$が必要です。ただし、2つの指数ポテンシャルで表されるモデルのバリアントは、データを$\ell>L_{pl}$に適合させます。
AI支援の超解像宇宙論シミュレーションII：Haloの下部構造、速度、および高次の統計
| Title |
AI-assisted_super-resolution_cosmological_simulations_II:_Halo_substructures,_velocities_and_higher_order_statistics |
| Authors |
Yueying_Ni,_Yin_Li,_Patrick_Lachance,_Rupert_A._C._Croft,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01016 |
この作業では、最近開発した超解像（SR）モデルの機能を拡張およびテストして、計算上安価な低エネルギーから、変位と速度の両方を含む完全な位相空間物質分布の高解像度（HR）実現を生成します。解像度（LR）宇宙論的N体シミュレーション。SRモデルは、512倍のトレーサー粒子を生成することでシミュレーションの解像度を向上させ、複雑な構造形成プロセスが行われる深く非線形な領域にまで拡張します。ボックスサイズ100Mpc/hの10回のテストシミュレーションでモデルを展開することによりSRモデルを検証し、赤方偏移空間での物質パワースペクトル、バイスペクトル、および2Dパワースペクトルを調べます。生成されたSRフィールドは、k〜10h/Mpcのスケールまでのパーセントレベルで真のHR結果と一致することがわかります。また、暗黒物質ハローとその下部構造を特定して検査します。私たちのSRモデルは、視覚的に本物の小規模構造を生成しますが、これはLR入力では解決できず、実際のHR結果と統計的によく一致しています。SRモデルは、ハロー占有分布、実空間と赤方偏移空間の両方でのハロー相関、およびペアワイズ速度分布で十分に機能し、HRの結果を同等の散乱と一致させ、模擬ハローカタログを作成する可能性を示しています。SR技術は、大規模な宇宙論的ボリュームで小規模な銀河形成物理学をモデル化するための強力で有望なツールになり得ます。
ACCESS＆LRG-BEASTS：超高温ジュピターWASP-103bの正確な新しい光透過スペクトル
| Title |
ACCESS_&_LRG-BEASTS:_a_precise_new_optical_transmission_spectrum_of_the_ultrahot_Jupiter_WASP-103b |
| Authors |
James_Kirk,_Ben_Rackham,_Ryan_MacDonald,_Mercedes_L\'opez-Morales,_N\'estor_Espinoza,_Monika_Lendl,_Jamie_Wilson,_David_J._Osip,_Peter_J._Wheatley,_Ian_Skillen,_D\'aniel_Apai,_Alex_Bixel,_Neale_P._Gibson,_Andr\'es_Jordan,_Nikole_K._Lewis,_Tom_Louden,_Chima_D._McGruder,_Nikolay_Nikolov,_Florian_Rodler,_Ian_C._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00012 |
超高温木星WASP-103b（$T_{eq}=2484$K）の新しい地上ベースの光透過スペクトルを提示します。私たちの透過スペクトルは、ACCESS調査からの5つの新しいトランジットとLRG-BEASTS調査からの2つの新しいトランジットを、3つのアーカイブGemini/GMOSトランジットと1つのVLT/FORS2トランジットの再分析と組み合わせた結果です。私たちが組み合わせた11トランジットの透過スペクトルは、3900〜-9450Aの波長範囲をカバーし、トランジット深度の不確実性の中央値は148ppmであり、これは惑星の1大気スケールハイト未満です。WASP-103bの光学と赤外線の透過スペクトルを組み合わせた検索分析では、隠されていない明るい領域（$4.3\sigma$）の強い証拠と、H$_2$O（$1.9\sigma$）、HCN（$1.7\sigma$）、およびTiO（$2.1\sigma$）。これは、WASP-103bで観測された温度反転の原因である可能性があります。私たちの光透過スペクトルは、VOの存在が推測されている、広く研究されている超高温のジュピターWASP-121bと非常によく一致する重要な構造を示しています。WASP-103bの場合、VOは、その存在量が信じられないほど高く、恒星の活動を考慮していない場合にのみ、データに妥当な適合を提供できることがわかります。私たちの結果は、地上での観測によって達成できる精度と、F型星からの恒星の活動が太陽系外惑星の透過スペクトルの解釈に与える影響を強調しています。
強い摂動体を持つシステムの太陽系外衛星：$ \ alpha $ CenABへの応用
| Title |
Exomoons_in_Systems_with_a_Strong_Perturber:_Applications_to_$\alpha$_Cen_AB |
| Authors |
Billy_Quarles_and_Siegfried_Eggl_and_Marialis_Rosario-Franco_and_Gongjie_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00034 |
恒星の伴侶の存在は、太陽系外惑星、すなわち太陽系外惑星を周回する衛星の発生と軌道進化に制約を課す可能性があります。この研究では、星-惑星-衛星からなる3体システムの場合の逆行軌道の以前の軌道安定限界を修正します。後者は、ヒル半径の単位で$e_p\leq0.8$に対して$a_{\rmsat}^{\rmcrit}\approx0.668（1-1.236e_{\rmp}）$を読み取り、下限臨界軌道を表します。惑星の離心率$e_{\rmp}$の関数として。同様の公式は、連星系の惑星によってホストされている太陽系外衛星について決定されます。ここで、$e_{\rmp}$は、経年軌道進化理論からの自由で強制的な離心率の成分に置き換えられます。$\alpha$CentauriABで推定される太陽系外衛星のダイナミクスを調べることにより、連星との重力相互作用によって引き起こされる惑星軌道離心率の振動により、外側の安定限界がヒル球の半分よりはるかに小さくなる可能性があることがわかります。さらに、結果として生じる外側の安定限界の切り捨てが、トランジットタイミング変動（TTV）を通じて、太陽系外衛星の外向きの潮汐移動と潜在的な観測可能性にどのように影響するかを示します。連星系の太陽系外衛星によって引き起こされる典型的なTTV（RMS）の振幅は、$\lesssim$10分であり、より質量の小さい恒星成分を周回する惑星の可能性が高いようです。GitHubリポジトリ（saturnaxis/exomoon-in-binaries）を使用して、図を再現できます。
サブネプチュニアン砂漠とその恒星型への依存性：生涯X線照射によって制御される
かなりの揮発性エンベロープを持つ短周期サブネプチューンは、既知の太陽系外惑星の最も一般的なタイプの1つです。しかし、ケプラー集団に関する最近の研究では、高度に照射された軌道上にサブネプチューンが不足していることが示唆されており、大気中の光蒸発に対して脆弱です。物理的には、この「光蒸発砂漠」は、大気散逸の主な要因である全寿命のX線と極紫外線フラックスに依存すると予想されます。この作業では、高エネルギー放射線とホスト星の質量への生涯曝露の関数としてサブネプチューンの人口統計を研究します。与えられた現在の日射量に対して、0.3$M_{sun}$の星を周回する惑星は、1.2$M_{sun}$の星と比較して、生涯にわたって$\sim$100$\times$多くのX線フラックスを経験することがわかります。光蒸発砂漠を2$\sigma$でのゼロ発生と一致する領域として定義すると、砂漠の開始は、1.43$\times10^{22}$erg/cm$^2$を超える統合X線フラックスで発生します。8.23$\times10^{20}$erg/cm$^2$は、1.8-4$R_{\oplus}$の惑星半径の関数です。また、さまざまな恒星タイプの光蒸発砂漠の位置を比較します。統合されたX線フラックス空間と比較して、ボロメータフラックス空間での砂漠の開始の変動がはるかに大きいことがわかります。これは、砂漠の場所の支配的な制御として、定常状態の恒星X線放射によって駆動される光蒸発を示唆しています。最後に、M＆K矮星について、太陽のような星の周りで最初に見られたサブネプチューンバレーの暫定的な証拠を報告します。TESSミッションなどの調査から低質量星の周りに追加の惑星が発見されると、これらの傾向を詳細に調査できるようになります。
Shellspec39-相互作用連星と太陽系外惑星のスペクトル、光度曲線、画像をモデル化するためのツール
| Title |
Shellspec39_--_a_tool_for_modelling_the_spectra,_light_curves,_and_images_of_interacting_binaries_and_exoplanets |
| Authors |
Jan_Budaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00346 |
プログラムSHELLSPECは、移動するガス状またはほこりっぽい星周物質に浸された相互作用連星と太陽系外惑星の光度曲線、スペクトル、および画像を計算するように設計されています。これは、3D移動メディアの視線に沿った単純な放射伝達を解決します。Rocheモデルと、IvanHubenyのTLUSTYなどの恒星大気モデルの合成スペクトルは、放射伝達の境界条件として使用できます。公開されている最新バージョンはShellspec39です。このコードは、ドップラー断層撮影法や干渉法などの他の方法と組み合わされており、連星や通過する太陽系外惑星の分光、測光、干渉法による観測を分析するために使用されています。いくつかの例を簡単に説明します。
惑星がない場合に同位体貯留層を隔離するために雪線に圧力トラップを形成する
| Title |
Forming_pressure-traps_at_the_snow-line_to_isolate_isotopic_reservoirs_in_the_absence_of_a_planet |
| Authors |
S\'ebastien_Charnoz,_Guillaume_Avice,_Ryuki_Hyodo,_Francesco_C._Pignatale,_Marc_Chaussidon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00456 |
圧力の最大値は、圧力勾配が局所的に存在しないために小石がトラップされる可能性がある原始惑星系円盤の領域です。これらの地域は、微惑星を形成したり、同位体貯留層を分離したりするのに理想的な場所である可能性があります。原始惑星系円盤の観測は、ほこりっぽいリング構造が一般的であり、可能な説明として圧力の最大値が時々呼び出されることを示しています。私たちの太陽系では、異なる元素合成組成を持つ貯留層を分離するための可能なメカニズムとして、圧力バンプが提案されています。この手紙では、層状ディスクの雪線のすぐ内側に圧力の最大値が形成されるメカニズムについて詳しく説明します。このメカニズムは惑星の存在を必要としません。解析的調査と数値的調査を組み合わせて使用して、不感帯の内側と雪線のちょうど内側に形成される最大圧力の条件の範囲を調査します。垂直方向に平均化された$\alpha$が表面密度の減少関数である場合、雪線での水蒸気の放出により音速が低下し、次に圧力バンプが発生します。これには、小石の流入からガスへの流入を伴う氷の小石の一定の流入が必要です。$1\％$氷/ガス比のべき乗則ディスクの場合は$>0.6$、氷/ガス比が$\sim0.3のディスクの場合は$>1.8$です。\％$。これらの条件が満たされると、蒸発フロントで死んだ層とアクティブな層を結合するプロセスにより、圧力の最大値が雪線のすぐ内側に現れます。氷のような小石のフラックスが十分に高い限り、圧力バンプは存続します。圧力バンプの形成は、水蒸気の放出による雪線の内側への音速の低下によって引き起こされます。このメカニズムは、太陽系で異なる同位体特性を持つ初期の貯留層を分離し、不感帯の垂直方向に平均化された記述が有効である場合、雪線の内側の微惑星の乾燥形成を促進するために有望です。
白色矮星を周回する昇華または部分的に破壊された小惑星からの奇行ガスディスクの形成
| Title |
Formation_of_eccentric_gas_discs_from_sublimating_or_partially_disrupted_asteroids_orbiting_white_dwarfs |
| Authors |
David_Trevascus_(Monash),_Daniel_J._Price_(Monash),_Rebecca_Nealon_(Warwick),_David_Liptai_(Monash),_Christopher_J._Manser_(Warwick/Imperial)_and_Dimitri_Veras_(Warwick) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00626 |
白色矮星の周りの21の既知のガス状デブリディスクのうち、それらの大部分は、ガスの偏心分布によってよく説明される観測的特徴を示しています。埋め込まれたオブジェクトや追加の力がない場合、これらのディスクは長い時間スケールで偏心したままであってはならず、代わりに粘性の広がりのために円形になるはずです。これらの星から観測された金属汚染と赤外線超過は、潮汐によって破壊された亜恒星天体の存在と一致しています。平滑化粒子流体力学を使用して、白色矮星の周りの離心率軌道上で昇華または部分的に破壊する惑星が、軌道離心率が軌道体の0.1以下のガスディスクを形成および維持することを示します。また、白色矮星SDSSJ1228+1040の周囲で観測された偏心ガス円盤は、同じ仮説で説明できることも示しています。
動的惑星上の真の極移動：近似法と完全解
ほぼ30年前、動的惑星での長期極移動の問題は、ノーマルモード理論の枠組みの中で定式化され単純化されました。それ以来、根本的な単純化が議論されてきました。最近、Huらによる一連の論文で議論されています。2017a、2017b、2019は、身体の短期的なリラクゼーションモードを無視することの役割を明らかにしています。ただし、著者は、リウヴィル方程式（LE）に近似しているため、支配方程式を完全には解きません。この論文では、時間領域アプローチを使用し、以前に研究したテスト負荷に対して、身体の弛緩とLEの両方を完全に解決します。また、既存のLE近似を分析するために、真の極移動（TPW）のエネルギーバランスを計算します。地球などの高速回転体の場合、自由振動が減衰すると、回転軸は常に最大主慣性軸（w||MMOI）と整列することを示します。w||MMOIの仮定も理論的に再導出されます。以前の信念に反して、荷重と回転に対する体の粘弾性応答の準流体の単純化に必ずしも関連しているわけではなく、運動方程式でコリオリとオイラー力を無視する表現であることを示します。金星のようなゆっくりと回転する物体の場合、完全なLEとエネルギー分析は、法線方向のTPWの以前の推定値を再検討する必要があることを示しています。数値コードLIOUSHELLは無料で入手できます。
天体力学と天体力学のための高次テイラー法の再考
常微分方程式の数値解法のためのテイラーの積分法の新しい、現代的で汎用的な実装であるheyokaを紹介します。天体力学と天体力学における難しい高精度の重力問題に焦点を当てた詳細な数値テストは、私たちの汎用インテグレーターが、速度と精度の両方で、最先端の特殊なシンプレクティックおよび非シンプレクティックインテグレーターとどのように競合し、多くの場合優れているかを示しています。特に、テイラー法が、数十億の動的タイムスケールにわたる惑星系の長期統合におけるエネルギー保存の法則をどのように満たすことができるかを示します。また、カークウッドの空隙の形成とアポフィスの2029年の地球との接近遭遇（ハオカーがドメイン固有の方法の速度と精度を上回っている）のシミュレーション中に、接近遭遇がどのように正確にモデル化されるかを示します。heyokaはC++とPythonの両方から使用でき、オープンソースプロジェクトとして公開されています。
超ホットジュピターKELT-16b：動的進化と大気特性
| Title |
The_ultra-hot-Jupiter_KELT-16_b:_Dynamical_Evolution_and_Atmospheric_Properties |
| Authors |
L._Mancini,_J._Southworth,_L._Naponiello,_O._Basturk,_D._Barbato,_F._Biagiotti,_I._Bruni,_L._Cabona,_G._D'Ago,_M._Damasso,_A._Erdem,_D._Evans,_Th._Henning,_O._Ozturk,_D._Ricci,_A._Sozzetti,_J._Tregloan-Reed,_S._Yalcinkayaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00889 |
5つの中型望遠鏡を使用し、望遠鏡の焦点ぼけ技術を使用して、通過する超高温木星KELT-16bの28の惑星通過の広帯域測光を提示します。トランジットは標準の$B、V、R、I$フィルターで監視され、4つが異なる場所から同時に観測され、合計34の新しい光度曲線が得られました。これらの新しい測光データとTESS宇宙望遠鏡からのデータを使用して、KELT-16惑星系の主な物理的特性を確認しました。私たちの結果は以前の測定値と一致していますが、より正確です。これらの各トランジットの中間トランジット時間を推定し、それらを文献の他のトランジットと組み合わせて、4年以上にわたるタイムベースラインを持つ69エポックを取得し、トランジット時間の変動を検索しました。周期変化の証拠は見つかりませんでした。これは、2Myrでの軌道減衰の下限と、減少した潮汐品質係数の下限$Q^{\prime}_{\star}>（2.2\pm0.4）を示唆しています。\times10^5$、$95\％$の信頼度。惑星の観測的で低解像度の透過スペクトルを構築し、重要性は低いものの、光吸収体の存在の証拠を見つけました。TESSデータを使用して、位相曲線を再構築し、KELT-16bの位相オフセットが$25.25\pm14.03$$^{\circ}$E、昼と夜の輝度温度が$3190\pm61$であることを確認しました。Kと$2668\pm56$K、それぞれ。最後に、TESSとスピッツァーの波長での星に対する惑星のフラックス比を理論上の発光スペクトルと比較し、惑星の大気の温度逆転の証拠を見つけました。その化学組成は炭素よりも酸素に富んでいることが好ましいです。
地球の潮汐力は、その揮発性物質の原始月を取り除きます
| Title |
Tidal_pull_of_the_Earth_strips_the_proto-Moon_of_its_volatiles |
| Authors |
S._Charnoz,_P.A._Sossi,_Y-N_Lee,_J._Siebert,_R._Hyodo,_L._Allibert,_F.C._Pignatale,_M._Landeau,_A.V._Oza,_F._Moynier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00917 |
月の形成に関する一般的なモデルは、惑星の胚と原始地球の\citep{Canup_2004、Cuk_Stewart_2012}との間に巨大な影響を引き起こします。地球のマントルと比較した耐火性元素の同位体および化学的存在量の類似性にもかかわらず、月は揮発性物質\citep{Wolf_Anders_1980}が枯渇しています。現在のモデルは、地球-月の塵円盤\citep{Charnoz_Michaut_2015、Canup_2015、Lock_2018}での原始月の不完全な凝縮による揮発分除去を支持しています。しかし、この原始月の円盤の物理学はよく理解されておらず、ガスの熱的逃げは地球の強い重力場\citep{Nakajima_Stevenson_2014}によって妨げられています。ここでは、地球の潮汐力が、3〜6個の地球半径で組み立てられている溶融した原始月の液体表面からの強力な流体力学的脱出を促進する単純なプロセスを調査します。$\sim1600-1700$Kの温度で1Kyr未満持続するこのような潮汐によって引き起こされる大気散逸は、KとNaで測定された月の枯渇を再現します。
木星と巨大惑星内部の超断熱性
巨大惑星の内部モデルは、伝統的に、与えられた半径（つまり圧力）で、密度が惑星全体の均一な断熱成層（「外部断熱」と呼ばれる）に対応する密度以上でなければならないと想定しています。ジュノによる木星の重力場の観測は、その大気組成の制約と組み合わされて、そのようなプロファイルと両立しないように見えます。この手紙では、上記の仮定がシュワルツシルト・レドゥー基準の誤った理解に起因していることを示しています。これはローカルスケールでのみ有効です。浮力の安定条件を満たすためには、非断熱領域での圧力による密度勾配は、{\itlocal}断熱密度勾配よりも実際に急に上昇する必要があります。ただし、密度勾配は、不均一に成層した媒体の温度が高いため、同じ圧力で外側の断熱に対応する勾配よりも小さくなる可能性があります。したがって、十分に深くなると、密度は外側の断熱に対応する密度よりも低くなる可能性があります。これは、特定のエントロピーと深さとともに断熱指数の両方が増加するため、最近のジュピターモデルで見られるように、同じ圧力で局所断熱材の傾斜が外側断熱材の傾斜よりも浅くなる場合にのみ許可されることを示します。この構造の動的安定性を調べ、非断熱摂動に対して安定していることを示します。木星におけるそのような型破りな密度プロファイルの可能性は、（太陽系外）巨大惑星の内部構造と進化についての私たちの理解をさらに複雑にします。
ALMAによるうみへび座TW星周辺の原始惑星系円盤に向かう分子線の高空間分解能観測
| Title |
High_Spatial_Resolution_Observations_of_Molecular_Lines_towards_the_Protoplanetary_Disk_around_TW_Hya_with_ALMA |
| Authors |
Hideko_Nomura,_Takashi_Tsukagoshi,_Ryohei_Kawabe,_Takayuki_Muto,_Kazuhiro_D._Kanagawa,_Yuri_Aikawa,_Eiji_Akiyama,_Satoshi_Okuzumi,_Shigeru_Ida,_Seokho_Lee,_Catherine_Walsh_and_T.J._Millar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00976 |
うみへび座TW星周辺の原始惑星系円盤における13COおよびC18OJ=3-2、CNN=3-2、およびCSJ=7-6線の分子線観測を、約9auの高空間分解能（角度分解能0.15''）、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用。可能性のあるガスギャップは、惑星の流体力学シミュレーションからの予測に似ている、〜52auのauスケールのダスト塊の位置をわずかに超えた、〜58auのディスク半径の周りの統合C18Oラインの投影されていない半径方向強度プロファイルに見られます-ディスクの相互作用。さらに、高空間分解能のダスト連続体観測から得られたダスト表面密度プロファイルを考慮して、TWHyaディスクの物理的および化学的構造のモデルを構築します。その結果、CN線強度の観測された平坦な半径方向のプロファイルは、約20au以内の高いダスト対ガスの面密度比のために再現されます。一方、COアイソトポログ線の強度は高温ガスを追跡し、約30auのディスク半径内で急速に増加します。TWHyaディスクに向けた以前の原子および分子線の観測と一致して、外側のディスクで観測された比較的弱いCOアイソトポログ線の強度を再現するには、COガスの枯渇または気相酸素元素の存在量の枯渇のいずれかを伴うモデルが必要です。{原子状炭素やHCNなどの炭素含有種の線放出を高い空間分解能でさらに観察すると、ディスクガス中の元素状炭素の存在量の分布をより適切に制限するのに役立ちます。
ライマンアルファエミッターのUV光度と恒星質量関数のz〜2からz〜6への進化
| Title |
The_evolution_of_the_UV_luminosity_and_stellar_mass_functions_of_Lyman-alpha_emitters_from_z~2_to_z~6 |
| Authors |
S\'ergio_Santos,_David_Sobral,_Josh_Butterworth,_Ana_Paulino-Afonso,_Bruno_Ribeiro,_Elisabete_da_Cunha,_Jo\~ao_Calhau,_Ali_Ahmad_Khostovan,_Jorryt_Matthee_and_Pablo_Arrabal_Haro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00007 |
SC4Kから約4000個のLAEを探索することにより、ライマンα（Lya）エミッター（LAE）のレストフレームUV光度関数（LF）と恒星質量関数（SMF）のz〜2からz〜6への進化を測定します。サンプル。Lyaの光度（LLya）とレストフレームUV（M_UV）の間に相関関係があり、最適なM_UV=-1.6+-0.2log10（LLya/erg/s）+47+-12であり、LLyaと恒星の質量（Mstar）、最適なlog10（Mstar/Msun）=0.9+-0.1log10（LLya/erg/s）-28+-4.0。LLyaカットが増えると、主にかすかなM_UVと低いMstarLAEの数密度が低下します。かすかな端の傾きを単純に仮定して、LAEの完全なUVLFとSMFのプロキシを推定します。UVLFの場合、赤方偏移の増加と特徴的な数密度（Phi*）の減少に伴い、特徴的なUV光度（M_UV*）が明るくなることがわかります。SMFの場合、赤方偏移の増加に伴う特徴的な恒星質量（Mstar*/Msun）の増加と、Phi*の減少を測定します。ただし、log10（LLya/erg/s）>=43.0の均一な光度カットを適用すると、LAEのUVおよびSMFの変化がはるかに穏やかまたはまったくないことがわかります。LAEの完全なサンプルのUV輝度密度（rho_UV）は中程度の進化を示し、恒星の質量密度（rho_M）は減少します。どちらも、より一般的な銀河の合計rho_UVおよびrho_Mよりも常に低くなりますが、レッドシフトが増加するにつれてゆっくりと近づきます。全体として、我々の結果は、LAEのrho_UVとrho_Mの両方が、z>6で連続体選択銀河の測定値にゆっくりと近づくことを示しています。これは、再電離の時代におけるLAEの重要な役割を示唆しています。
乱流高密度コアにおける原始星宇宙線の輸送
| Title |
Transport_of_Protostellar_Cosmic_Rays_in_Turbulent_Dense_Cores |
| Authors |
Margot_Fitz_Axen,_Stella_S._S._Offner,_Brandt_A._L._Gaches,_Chris_L._Fryer,_Aimee_Hungerford,_Kedron_Silsbee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00028 |
最近の研究は、低エネルギー宇宙線（CR）が、星形成に関連する衝撃によって分子雲の内部で加速される可能性があることを示唆しています。モンテカルロ輸送コードを使用して、原始星のコアを介した原始星の降着衝撃によって加速されたCRの伝播をモデル化します。CRの減衰とエネルギー損失を計算し、原始星からの半径方向の距離と角度位置の両方の関数として、結果として生じるフラックスとイオン化率を計算します。原始星のコアは、広範囲のCRイオン化率を生み出す不均一なCRフラックスを持ち、最大値は、特定の距離での半径方向の平均よりも最大2桁高いことを示しています。特に、CRフラックスは流出キャビティの方向に集中し、「懐中電灯」効果を生み出し、CRがコアから漏れることを可能にします。放射状に平均化されたイオン化率は、$\zeta\約10^{-16}\rms^{-1}$の天の川の測定値よりも小さくなっています。ただし、原始星から$r\約0.03$pc以内では、最大イオン化率がこの値を超えています。原始星のパラメーター、特に降着率の変動が、基準値よりも数桁高いまたは低いイオン化率を生み出す可能性があることを示します。最後に、統計的手法を使用して、コア内の未解決のサブグリッド磁気乱流をモデル化します。乱流がCRスペクトルを変更し、CR分布の均一性を高めますが、結果として生じるイオン化率に大きな影響を与えないことを示します。
ベイズ推定を使用してSgrA *周辺の物理的状態を明らかにする-I。観測と放射伝達
| Title |
Revealing_the_Physical_Conditions_around_Sgr_A*_using_Bayesian_Inference_--_I._Observations_and_Radiative_Transfer |
| Authors |
Tomas_A._James,_Serena_Viti,_Farhad_Yusef-Zadeh,_Marc_Royster_and_Mark_Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00042 |
SgrA*のCircumnucleardisk（CND）に向けた272〜375GHzのサブ秒ALMA観測を報告します。私たちのデータは8つの個別のポインティングで構成され、これらのポインティング内の98の位置に向かって有意なSiO（8（7）-7（6））およびSO（7-6）の放出が検出されました。さらに、H2CS（9（1,9）-8（1,8））、OCS（25-24）、およびCH3OH（2（1,1）-2（0,2））を、より小さな位置のサブセットに向けて識別します。。観測されたピークラインフラックス密度を、放射伝達モデルによって通知されるベイズ推定手法と一緒に使用することにより、これらの各位置に向かって物理的なガス状態を体系的に回復します。調査対象のガスの大部分の温度はT<500K、密度はn$\lessapprox10^{6}$cm$^{-3}$であると推定されます。これは、HCNの塊によって追跡された同様の位置に関する以前の研究と一致しています。ただし、北東部の腕では、特徴のない高温（T$\約600$K）および高密度（n$\約10^{6}$cm$^{-3}$）の発生源を特定します。この位置は、乱流が支配的な重力結合領域とほぼ一致していることがわかります。また、近くの寒さ（T$\約60$K）と非常に密度の高い（n$\約10^{7}$cm$^{-3}$）位置を特定します。これらの位置も、乱気流によって拘束され、支配される可能性があります。また、CNDに含まれる総ガス質量はM$\約4\times10^{4}$$M_{\odot}$であると判断します。さらに、CND内で大規模に観察された化学物質の濃縮は、バルク粒子処理と一致していることを定性的に示していますが、複数の脱着メカニズムが原因であると考えられます。穀物加工の物理的起源、および局所的なH2CSとOCSの排出を特定するには、さらなる化学的モデリングが必要です。
ろ座矮小球形銀河における6番目の球状星団の分光学的確認
| Title |
Spectroscopic_Confirmation_of_the_Sixth_Globular_Cluster_in_the_Fornax_Dwarf_Spheroidal_Galaxy |
| Authors |
Andrew_B._Pace_(CMU),_Matthew_G._Walker,_Sergey_E._Koposov,_Nelson_Caldwell,_Mario_Mateo,_Edward_W._Olszewski,_John_I._Bailey_III,_Mei-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00064 |
ろ座矮小球形銀河は、その恒星の質量に対して、異常な数の球状星団（5つ）を持っています。最近DECamイメージングで「再発見」された潜在的な6番目の球状星団（Fornax〜6）については長年の議論があります。Fornax〜6クラスターとFornaxdSphの新しいマゼラン/M2FS分光法を紹介します。文献データと組み合わせて、この過密度が実際に星団であり、ろ座dSphに関連付けられているFornax〜6クラスターの$\sim15-17$メンバーを特定します。このクラスターは、他の5つのろ座球状星団（$-2.5<[Fe/H]）よりもはるかに金属量が豊富です（$\overline{\rm[Fe/H]}=-0.71\pm0.05$の平均金属量）。<-1.4$）そしてFornaxの大部分よりも金属が豊富です。15$<$M/Lの異常に高い質量光度比に対応する$5.6_{-1.6}^{+2.0}\、{\rmkm\、s^{-1}}$の速度分散を測定します。平衡を仮定して計算した場合、90\％の信頼度で$<$258。2つの星がこの分散を膨らませ、ろ座のフィールド星またはまだ解決されていない連星のいずれかである可能性があります。あるいは、ろ座〜6クラスターが潮汐破壊を受けている可能性があります。金属が豊富な性質に基づいて、ろ座6クラスターは、他のろ座クラスターよりも若い可能性が高く、恒星の等時線と比較した場合、推定年齢は$\sim2$Gyrです。ろ座の化学力学と星形成の歴史は、天の川への落下、複数の中心周辺の通路、星形成のバースト、および/または潜在的な合併や相互作用などの主要なイベントの痕跡を示しています。これらのイベントのいずれかが、Fornax〜6クラスターの形成を引き起こした可能性があります。
WISE調査の大規模および遠隔クラスターからの候補者の大規模なサンプルのAtacamaCosmology
Telescope測定：ACTを使用したMaDCoWS候補者のSunyaev-Zeldovich効果の確認
| Title |
Atacama_Cosmology_Telescope_measurements_of_a_large_sample_of_candidates_from_the_Massive_and_Distant_Clusters_of_WISE_Survey:_Sunyaev-Zeldovich_effect_confirmation_of_MaDCoWS_candidates_using_ACT |
| Authors |
John_Orlowski-Scherer,_Luca_Di_Mascolo,_Tanay_Bhandarkar,_Alex_Manduca,_Tony_Mroczkowski,_Stefania_Amodeo,_Nick_Battaglia,_Mark_Brodwin,_Steve_K._Choi,_Mark_Devlin,_Simon_Dicker,_Jo_Dunkley,_Anthony_H._Gonzalez,_Dongwon_Han,_Matt_Hilton,_Kevin_Huffenberger,_John_P._Hughes,_Amanda_MacInnis,_Kenda_Knowles,_Brian_J._Koopman,_Ian_Lowe,_Kavilan_Moodley,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Charles_Romero,_Maria_Salatino,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_Staggs,_S._A._Stanford,_Robert_Thornton,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_and_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00068 |
銀河団は宇宙論にとって重要なツールであり、それらの検出と特性評価は現在および将来の調査の重要な目標です。広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からのデータを使用して、WISEサーベイの大規模および遠隔クラスター（MaDCoWS）は、赤方偏移$0.7\lesssimz\lesssim1.5$で2,839の重大な銀河過密度を特定しました。これには、クラスターの豊富さを決定するためのスピッツァー宇宙望遠鏡。同時に、AtacamaCosmologyTelescope（ACT）は、データリリース5（DR5）の一部として、Sunyaev-Zeldovich（SZ）が選択したクラスターの大規模なカタログとともに、3つの周波数帯域で大面積のミリ波マップを作成しました。DR5のマップとクラスターカタログを使用して、SZの質量とクラスターの豊富さの間のスケーリングを調べます。超大型アレイからの補完的な無線調査データ、ハーシェルからのサブミリ波データ、およびACT224〜GHzデータを使用して、SZ信号に対する汚染源の影響を評価します。次に、階層ベイズモデルを使用して、質量とリッチネスのスケーリング関係を適合させます。MaDCoWSクラスターにはサブミリ波汚染があり、これはグレーボディスペクトルと一致していますが、ACTクラスターは平均してサブミリ波放射がないことと一致しています。最適なACTSZ質量とMaDCoWSリッチネススケーリングの関係の傾きは$\kappa=1.84^{+0.15}_{-0.14}$であり、傾きは$M\propto\lambda_{15}として定義されています。^{\kappa}$ここで、$\lambda_{15}$は豊かさです。さらに、ACTおよびMaDCoWSクラスターSZ信号のインフィルのおおよそのレベルがパーセントレベルであることがわかります。元のMaDCoWS調査の選択関数は十分に定義されていないと結論し、そのため、サンプルは宇宙論的分析ではなく、クラスターと銀河の進化の調査に適しているというMaDCoWSコラボレーションの推奨を繰り返します。
銀河の回転曲線は、従来の自己相互作用する暗黒物質ハローを嫌い、ディスクコンポーネントまたはアドホックなエイナスト関数を好みます
| Title |
Galaxy_rotation_curves_disfavor_traditional_and_self-interacting_dark_matter_halos,_preferring_a_disk_component_or_ad-hoc_Einasto_function |
| Authors |
Nicolas_Loizeau_and_Glennys_R._Farrar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00119 |
SPARCデータベースの銀河の回転曲線を使用して、恒星の質量光度比に特別な注意を払いながら、9つの異なる暗黒物質と修正ニュートン重力モデルを同じ足場で比較します。3つの非相互作用暗黒物質モデル、自己相互作用DM（SIDM）モデル、2つのハドロニック相互作用DM（HIDM）モデル、および3つの修正ニュートン力学タイプモデル（MOND、RadialAccelerationRelation（RAR）、および最大ディスクモデル）を比較します。。Gas-DM相互作用のあるモデルは、暗黒物質内に円盤状の成分を生成します。これにより、アドホックなEinastoハローを除く他のすべてのモデルと比較して、回転曲線への適合が大幅に改善されます。MONDタイプのモデルでは、適合性が大幅に低下します。
偏極ダスト放出におけるパリティ違反の起源と宇宙複屈折への影響
| Title |
The_Origin_of_Parity_Violation_in_Polarized_Dust_Emission_and_Implications_for_Cosmic_Birefringence |
| Authors |
S._E._Clark,_Chang-Goo_Kim,_J._Colin_Hill,_Brandon_S._Hensley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00120 |
銀河の偏光ダスト放出の最近の測定では、ゼロ以外の$TB$信号、つまり全強度と$B$モードの偏光成分との相関関係が見つかりました。このパリティ奇数信号は、磁場の相対的な形状と投影中のフィラメント状の星間物質によって駆動されるという証拠を提示します。中性水素の形態とプランク分極データを使用して、強度構造と空面磁場の向きの間の角度が銀河系の$TB$と$EB$の兆候を予測していることがわかります。私たちの結果は、磁気的に不整合なフィラメント状のダスト構造がダスト分極にゼロ以外の$TB$と$EB$の相関関係を導入し、同じ空でのダスト$TB$と$TE$の測定から固有のダスト$EB$を予測できることを示唆しています。マスク。$TE$、$TB$、$EB$、および$EE/BB$間の相関を予測し、電磁流体力学シミュレーションからの合成ダスト分極マップを使用して予測を確認します。スケールに依存する有効な磁気不整合角度$\psi_\ell^{dust}\sim5^\circ$を$100\lesssim\ell\lesssim500$に導入して測定し、正の固有ダスト$EB$を次のように予測します。スカイマスク上の353GHzでの同じ多重極範囲の振幅$\left<D_\ell^{EB}\right>\lesssim2.5〜\mu\mathrm{K^2_{CMB}}$。銀河系の$EB$信号の符号と振幅の両方は、考慮される空の領域によって変化する可能性があります。私たちの結果は、宇宙マイクロ波背景放射でのパリティ違反の検索は、ゼロ以外の銀河系の$EB$および$TB$信号を説明する必要があり、宇宙複屈折の証拠の既存の分析の改訂を必要とすることを意味します。
UGC8839の超安定ディスク
低表面輝度（LSB）スパイラルUGC8839は、極端な外側の円盤にある大きなHII領域の複合体を除けば、星形成をほとんど欠いています。この複合体の起源と性質を理解するために、UGC8839の新しいH{\alpha}とアーカイブブロードバンド画像を、他の4つの渦巻銀河の同様のデータと比較します。UGC8839での極端な軸外星形成は、すべての半径で暗黒物質が支配的であり、Toomreパラメータが極端な外側の円盤でのみ最小に達する超安定円盤が原因である可能性が高いと結論付けます。低表面輝度オブジェクトの落とし穴と少数の統計に特に鈍感になるように設計された分析戦略を使用して、HII領域の光度関数がべき法則によってモデル化されている場合、UGC8839でのこの複合体の存在は例外ではないと判断します。それはネイティブ構造であり、マージ衛星ではないこと。ただし、UGC8839のHII領域の母集団全体は、サンプルの他の銀河のHII領域と比較した場合、より大きなガラクトセントリック半径を好むことがわかります。UGC8839は、バリオン/暗黒物質比とディスクの安定性の関係を劇的に強調しています。マリン1の原因であると疑われる相互作用の縮小版と同様の3体相互作用は、UGC8839の拡張ディスクに見られる極端な外側の円盤星形成と一致しています。
Lambda Orionis Barnard35Aクラウドで氷とガスをつなぐ
| Title |
Linking_ice_and_gas_in_the_Lambda_Orionis_Barnard_35A_cloud |
| Authors |
G._Perotti,_J._K._J{\o}rgensen,_H._J._Fraser,_A.N._Suutarinen,_L._E._Kristensen,_W._R._M._Rocha,_P._Bjerkeli,_K._M._Pontoppidan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00652 |
ダスト粒子は、最も単純な種から複雑な有機分子まで、星間物質での分子の合成に重要な役割を果たします。これらの固体分子のいくつかがどのように気相種に変換されるかは、まだ議論の余地があります。私たちの目的は、メタノール（CH$_3$OH）とCOの氷とガスの存在量を直接比較し、低質量の原始星エンベロープ内の氷とガスの関係を調査することです。B35A雲にある複数の原始星系IRAS05417+0907に向けた気相CH$_3$OHとCOのサブミリ波アレイとアタカマパスファインダー実験の観測結果を紹介します。同じターゲットに対するアーカイブAKARI氷データを使用して、CH$_3$OHおよびCOのガス対氷の比率を計算します。COアイソトポログの放出は延長されますが、CH$_3$OHの放出はコンパクトで、IRAS05417+0907から放出される巨大な流出を追跡します。サブミリ波の粉塵放出とH$_2$Oの氷柱密度の間の不一致は、以前に報告されたものと同様に、B35A$-$4とB35A$-$5で見られます。B35A$-$2とB35A$-$3は、サブミリ波の粉塵放出がピークに達する場所にあり、B35A$-$4よりもH$_2$Oカラム密度が低くなっています。サブミリ波連続放射と赤外線H$_2$O氷観測の違いは、この密な雲の中の若い恒星状天体の周りで塵とH$_2$O氷の分布が異なることを示唆しています。この理由は、干渉源が干渉観測によって解決されたさまざまな環境にあるためである可能性があります。B35A$-$2、B35A$-$3、特にB35A$-$5は、スパッタリングと加熱の影響を受けたと思われる衝撃を受けた領域にあります。サブミリ波の粉塵放出パターン、B35A$-$4は雲のより静かな部分に位置しています。ガスと氷の地図は、氷の組成の小規模な変動を、ガス観測によって調査された大規模な天体物理学的現象と結び付けるために不可欠です。
ESPRESSOによるクエーサー吸収線のシャープ化：$ z \ sim2 $での暖かいガスの温度、Mg同位体比の制約、および$ z \
sim0.5 $での冷たいガスの構造
| Title |
Sharpening_quasar_absorption_lines_with_ESPRESSO:_Temperature_of_warm_gas_at_$z\sim2$,_constraints_on_the_Mg_isotopic_ratio,_and_structure_of_cold_gas_at_$z\sim0.5$ |
| Authors |
P._Noterdaeme,_S._Balashev,_C._Ledoux,_G._Duchoquet,_S._L\'opez,_K._Telikova,_P._Boiss\'e,_J.-K._Krogager,_A._De_Cia,_J._Bergeron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00697 |
超大型望遠鏡でESPRESSOを使用して得られた、明るいクエーサーHE0001-2340（z=2.26）の高解像度（R=140,000）スペクトルを示します。複数コンポーネントのフォークトプロファイルフィッティングを使用して、z=0.45、z=1.65、およびz=2.19の3つのシステムを分析します。また、スペクトルをVLT/UVESで得られたスペクトルと比較し、合計17年間をカバーします。z〜2.19サブDLAシステムでは、約400km/sに広がる多くのコンポーネントの乱流と熱の広がりを解きほぐします。16000+/-1300Kの平均温度、つまり銀河星間物質の暖かい中性媒体の標準値の約2倍を導き出します。他の高z、低金属量の吸収体との比較は、ガス温度と総HIカラム密度の間の反相関を明らかにします。確認が必要ですが、これはガラクト中心距離に伴う熱減少の最初の観測証拠である可能性があります。つまり、銀河系周辺媒体とより低温のISMの間の熱遷移を目撃している可能性があります。z=0.45およびz=1.65でのMg同位体比を再検討し、これら2つのシステムでそれぞれxi=（26Mg+25Mg）/24Mg<0.6および<1.4になるように制約します。これらの値は、標準の太陽比と一致しています。つまり、UVESデータから以前に推測された重い同位体の強力な増強は確認されていません。最後に、z=0.45システムのFeI含有雲によるクエーサー輝線領域の部分的な被覆を確認し、わずか〜0.3km/のオーダーのドップラーパラメーターを持つガスの速度下部構造の証拠を提示します。s。この作品は、銀河内および銀河周辺のガスの熱状態とその空間および速度構造を小規模に調査し、関連する恒星を拘束するためのツールとして、大型望遠鏡での高忠実度、高解像度の光学分光器の独自性を示しています核合成の歴史。[要約]
ガイアDR2およびIPHASカタログのH {\ alpha}-過剰ソースの人口ベースの識別
| Title |
Population-based_identification_of_H{\alpha}-excess_sources_in_the_Gaia_DR2_and_IPHAS_catalogues |
| Authors |
M._Fratta_(Texas_Tech_University,_Durham_University),_S._Scaringi_(Texas_Tech_University,_Durham_University),_J._E._Drew_(University_College_London),_M._Monguio_(Universitat_de_Barcelona,_Universitat_politecnica_de_Catalunya),_C._Knigge_(University_of_Southampton),_T._J._Maccarone_(Texas_Tech_University),_J._M._C._Court_(Texas_Tech_University),_K._A._Ilkiewicz_(Texas_Tech_University,_Durham_University),_A._F._Pala_(European_Southern_Observatory),_P._Gandhi_(University_of_Southampton),_B._Gaensicke_(University_of_Warwick) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00749 |
北銀河面の点状のH{\alpha}過剰源のカタログを提示します。私たちのカタログは、ガイアからの位置天文およびフォトメリック情報を活用して、H{\alpha}-北銀河面のINTフォトメトリックH{\alpha}サーベイ（IPHAS）で、色の絶対値全体で明るい外れ値を選択する新しい手法を使用して作成されています。等級図。星の種族の混合と絶滅による選択バイアスを緩和するために、調査対象のオブジェクトは、最初に、ガイア色絶対等級空間と銀河座標空間での位置に関してそれぞれ分割されます。次に、両方のパーティションタイプで個別に選択が実行されます。各ターゲットには、パーティションタイプごとに1つずつ、合計2つの重要度パラメータが割り当てられます。これらは、対応するパーティション内の他のオブジェクトを参照して、指定されたソースが信頼できるH{\alpha}過剰候補であるという定量的な信頼度を表します。カタログには、ソースごとに2つのフラグがあり、どちらもH{\alpha}超過の有意水準を示しています。H{\alpha}狭帯域での強度を分析することにより、7,474,835個のうち28,496個のオブジェクトがH{\alpha}として識別されます。有意性が3を超える過剰な候補です。H{\alpha}外れ値の選択の完全性の割合は3％から5％の間。提案された5{\sigma}の保守的なカットでは、純度が81.9％になります。
LISA「検証バイナリ」としてのLSSTの超短期間大規模ブラックホール連星候補
ベラC.ルービン天文台による時空のレガシー調査（LSST）は、数千万のクエーサーを発見すると予想されています。多くのクエーサーは合併によって引き起こされると考えられているため、これらのかなりの部分は、巨大なブラックホール（MBH）バイナリを合体させることによって動力を供給される可能性があります。光度関数、寿命、およびクエーサーのバイナリ分数に関するもっともらしい仮定の下で、完全なLSSTクエーサーカタログには、質量$M=10^{5-9}M_{の2千万から1億のコンパクトなMBHバイナリが含まれると予想されることを示します。\odot}$、赤方偏移$z=0-6$、および公転周期$P=1-70$日。LSSTは数十、さらには数百のサイクルをカバーするため、それらの光度曲線は明確に周期的であると予想され、確率的なレッドノイズの変動とは確実に区別できます。これらの中で10〜150個の超小型（$P\lesssim1$日）バイナリクエーサーの非常に小さなサブセットは、$\sim$5〜15年にわたって、mHz重力波（GW）周波数帯域に進化し、検出できます。$\textit{LISA}$によって。したがって、これらは「$\textit{LISA}$検証バイナリ」と見なすことができ、短周期の銀河系コンパクトオブジェクトバイナリに類似しています。実用的な問題は、多数のクエーサーの中からこれらの一握りの「干し草の山の中の針」を見つける方法です。これには、この目的に最適化された調整された同時加算分析が必要になる可能性があります。
三次元相対論的再結合における高速粒子加速
| Title |
Fast_particle_acceleration_in_three-dimensional_relativistic_reconnection |
| Authors |
Hao_Zhang,_Lorenzo_Sironi,_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00009 |
磁気リコネクションは、エネルギー粒子を生成するための主要なメカニズムの1つとして呼び出されます。高エネルギー粒子のエネルギー物理学を研究するために、磁気が支配的な（$\sigma=10$）ペアプラズマにおける再結合の大規模な3次元（3D）素粒子シミュレーションを採用しています。3Dでのみ動作する新しい加速メカニズムを特定します。弱いガイドフィールドの場合、3Dプラズモイド/フラックスロープは、電流の$z$方向に沿って、断面半径に匹敵する長さで伸びます。粒子がプラズモイドに埋もれている2Dシミュレーションとは異なり、3Dでは、$\gamma\gtrsim3\sigma$の粒子の一部が、$z$に沿って移動することでプラズモイドから脱出できるため、大きな粒子を体験できます。上流領域のフィールドをスケーリングします。これらの「自由」粒子は、層の両側をサンプリングするシュパイザーのような軌道に沿って優先的に$z$で移動し、時間とともに直線的に加速されます。ローレンツ因子は、$\gammaとは対照的に、$\gamma\proptot$としてスケーリングされます。2Dの\propto\sqrt{t}$。エネルギー増加率は$\simeE_{\rmrec}c$に近づきます。ここで、$E_{\rmrec}\simeq0.1B_0$は再接続電界、$B_0$は上流磁場です。自由粒子のスペクトルは硬く、$dN_{\rmfree}/d\gamma\propto\gamma^{-1.5}$であり、ドメインサイズに関係なく散逸した磁気エネルギーの$\sim20\％$を含み、拡張します。ボックスサイズに比例してスケーリングするカットオフエネルギーまで。私たちの結果は、GRBおよびAGNジェットの相対論的再結合が、超高エネルギー宇宙線を生成するための有望なメカニズムである可能性があることを示しています。
ブレーザーの乱流噴流における直線偏光の周波数と時間依存性
時間可変分極は、ブレーザージェットの動的な物理的状態を調べるための非常に価値のある観測ツールです。2008年以来、私たちは光周波数でのガンマ線ブレーザーのサンプルのフラックスと直線偏光を監視してきました。一部の観測は、4つの光学帯域で夜間または夜間の時間スケールで実行され、偏光の周波数と時間依存性に関する情報を提供します。観測された挙動は、定常衝撃波および/またはらせん状のバックグラウンド磁場を含む相対論的ジェット内の乱流プラズマのシミュレーションで見られるものと類似しています。同様のシミュレーションにより、将来、ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）によって測定されるブレーザーのX線シンクロトロン偏光の特性が予測されます。
2020年のフレア中のBLLacのブロードバンド研究：スペクトルの進化とHBLコンポーネントの出現
とかげ座BL星（BLLac）は、TeVカタログで高エネルギー光子の発生源として分類され、天体物理学的ニュートリノの発生源の可能性があると見なされています。線源は、これまでに検出された中で最も明るいX線フレアを示しています。詳細な研究は、この種のソースでよく見られるマルチバンド放射と高速変動に関連する多くの不可解な質問に答えることができます。最も明るいフレアの時間的およびスペクトル分析を実行しました。変動性は、部分的な変動性の振幅と変動性の時間によって特徴付けられます。ブロードバンドSEDモデリングは、ブロードバンド放射の原因となる可能性のある物理的メカニズムに答えるために行われます。光源が以前のフラックスの限界をすべて超え、光学およびX線でこの光源から見た最大値に達していることがわかりました。X線では、変動の割合は1日の期間内に100$\％$（1.8397$\pm$0.0181）を超えることがわかります。最速のX線変動時間は、1日のうちに11.28時間と推定されます。これは、この情報源で初めて見られます。他のマルチバンド放射は、タイムラグの1日以内にX線と高度に相関していることがわかります。ブロードバンドSEDモデリングでは、2つの異なるロケーションサイトが必要です。2つは低フラックス状態と高フラックス状態を説明します。光学UVおよびX線スペクトルで有意なスペクトル変化が観察され、最終的にシンクロトロンピークがより高いエネルギーにシフトし、BLLacが高状態でHBLタイプの光源のように動作するという結果につながります。
低エネルギー宇宙線の確率的変動とボイジャーデータの解釈
| Title |
Stochastic_Fluctuations_of_Low-Energy_Cosmic_Rays_and_the_Interpretation_of_Voyager_Data |
| Authors |
Vo_Hong_Minh_Phan,_Florian_Schulze,_Philipp_Mertsch,_Sarah_Recchia,_and_Stefano_Gabici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00311 |
ボイジャープローブからのデータは、これまで調査されていなかったエネルギー範囲であるMeVエネルギーでの宇宙線強度の最初の測定値を提供してくれました。GeVエネルギーのデータに適合するモデルの単純な外挿。ただし、AMS-02からは、予測された強度が高すぎるため、Voyagerデータを再現できません。多くの場合、この不一致は、ソーススペクトルまたは拡散係数にアドホックな方法でブレークを追加することによって対処されますが、説得力のある物理的な説明はまだ提供されていません。ここでは、通常は無視される宇宙線源の離散的な性質が、代わりに、より可能性の高い説明であると主張します。離散ソースの統計モデルから期待される強度の分布をモデル化し、その期待値が代表的なものではなく、ソースの一般的な構成のスペクトル形状とは異なるスペクトル形状を持っていることを示します。ただし、ボイジャーの陽子と電子のデータは、強度分布の中央値と互換性があります。このモデルは、非物理的な中断を必要とせずにVoyagerデータを説明できることを強調します。
\ textit {Swift / BAT}、\ textit {Fermi / GBM}、および\ textit
{Konus-Wind}データから合成されたGRBの光度関数
| Title |
GRBs_luminosity_function_synthesized_from_\textit{Swift/BAT},_\textit{Fermi/GBM}_and_\textit{Konus-Wind}_data |
| Authors |
Hannachi_Zitouni,_Nidhal_Guessoum,_Walid_Jamel_Azzam,_Yassine_Benturki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00410 |
既知の赤方偏移を持つ3つのLGRBサンプルから得られたピークフラックスを使用して、長いガンマ線バースト（LGRB）の光度関数を研究します。（a）\textit{Swift/BAT}衛星/機器からの251個のLGRBのサンプル。（b）\textit{Fermi/GBM}望遠鏡からの37個のLGRBのサンプル。（c）\textit{Konus-Wind}機器からの152個のGRBのサンプル。\textit{Swift/BAT}および\textit{Fermi/GBM}のサンプルについては、SwiftBurstAnalyzerのWebサイト（\url{http://www.swift.ac.uk/burst_analyser};\citep）で入手可能なデータを使用します。{Evans：2010}）および（\url{http://swift.gsfc.nasa.gov/archive/grb/table/}）およびFermiWebサイト（\url{https：//heasarc.gsfc.nasa。gov/}\url{W3Browse/fermi/fermigbrst.html};\citep{{Gruber_2014}、{von_Kienlin_2014}、{Bhat_2016}}）カットオフパワー則を使用して、フラックスのピークでの輝度を計算しますスペクトル（CPL）。\textit{Konus-Wind}サンプルでは、Yonetoku相関関係\citep{Yonetoku：2010}を使用して、ソースフレーム\citep{Minaev：2019}で測定されたフラックスのピークでのエネルギーから等方性光度を決定します。。これらの3つのサンプル（合計439GRB）を使用して、モンテカルロ法を使用して、観測された各物理量が正規分布に従うことを考慮して、各実GRBに類似した10,000個の「人工」GRBを合成します。$3\sigma$エラー。私たちのデータサンプルから光度関数について得られた結果は、以前の研究で発表された結果と一致しています。
Chandra SourceCatalogからの分類されたX線源の多波長特性の視覚化
| Title |
Visualizing_Multiwavelength_Properties_of_Classified_X-ray_Sources_from_Chandra_Source_Catalog |
| Authors |
Hui_Yang,_Jeremy_Hare,_Igor_Volkov,_and_Oleg_Kargaltsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00635 |
ChandraSourceCatalogバージョン2.0の約2,700のX線源の多波長特性を文献で検証された分類で視覚化するためのシンプルで有益なオンラインツールを紹介します。ここでは、分類を収集し、これらのソースのMWプロパティとプロパティ自体を抽出するために使用したカタログについて説明します。また、ツールの設計と機能についても説明します。
複雑な磁気構造を持つ3次元コア崩壊超新星：I。爆発ダイナミクス
| Title |
Three-dimensional_core-collapse_supernovae_with_complex_magnetic_structures:_I._Explosion_dynamics |
| Authors |
Matteo_Bugli,_J\'er\^ome_Guilet_and_Martin_Obergaulinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00665 |
磁場は、GRBや極超新星などの激しいイベントに関連する顕著な爆発のダイナミクスにおいて主要な役割を果たすことができます。これは、磁場が中央の原始中性子星の回転エネルギーを利用し、恒星の前駆体を介して相対論的ジェットに電力を供給する自然なメカニズムを提供するためです。このような磁場の構造は非常に不確実であるため、MHD駆動のコア崩壊超新星のほとんどの数値モデルは、整列した双極子を初期磁場と見なしますが、磁場の形態は実際にははるかに複雑になる可能性があります。四重極場や初めて傾斜した双極子場など、より現実的な磁気構造を持つコア崩壊超新星の3次元シミュレーションを紹介します。整列した双極子以外の構成では、爆発が弱くなり、コリメートされた流出が少なくなりますが、同時に、PNSから回転エネルギーを抽出する際により効率的になる可能性があります。このエネルギーは、極ジェットに電力を供給するのではなく、PNSの周囲に蓄えられます。重要な軸方向双極子成分は、四重極場で始まるモデルによっても生成され、PNS表面の近くで動作する効果的なダイナモメカニズムを示します。
孤立した中性子星からのX線放射の再検討：3D磁気熱シミュレーション
| Title |
X-ray_Emission_from_Isolated_Neutron_Stars_revisited:_3D_magnetothermal_simulations |
| Authors |
Davide_De_Grandis,_Roberto_Taverna,_Roberto_Turolla,_Andrea_Gnarini,_Sergei_B._Popov,_Silvia_Zane_and_Toby_S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00684 |
現在、孤立した中性子星（NS）の表面からのX線放射がさまざまな線源で観測されています。脈動の遍在的な存在は、熱光子が、おそらく何らかの外部メカニズムによって加熱された限られた領域から、または（冷却）表面全体から、しかし不均一な温度分布で来ることを明確に示しています。NSでは、熱は主に磁力線に沿って地殻内を流れるため、熱マップは磁場トポロジーによって形成されます。したがって、自己無撞着な表面熱マップは、星の磁気的および熱的進化の結合をシミュレートすることによって作成できます。磁場のさまざまな初期構成について、中性子星クラストの進化を3次元で計算し、その後の熱表面マップを使用して、無限遠の観測者から見たスペクトルとパルスプロファイルを導き出し、一般相対論効果を説明します。特に、対称性の高いケースと、最初の双極子場に四重極を追加して得られた本質的に3Dのケースを比較します。軸対称のフィールドでは、パルスの割合がかなり小さくなり（$\lesssim5\％$）、構成が複雑になると、パルスの割合が大きくなり、最大$\sim25\％$になります。私たちの軸対称モデルのスペクトル特性は、ソースの推定された動的年齢に匹敵する進化時間で、明るく孤立したNSRX〜J1856.5-3754のスペクトル特性に近いことがわかります。
高速電波バーストのアジャイル観測
| Title |
AGILE_Observations_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
F._Verrecchia,_C._Casentini,_M._Tavani,_A._Ursi,_S._Mereghetti,_M._Pilia,_M._Cardillo,_A._Addis,_G._Barbiellini,_L._Baroncelli,_A._Bulgarelli,_P.W._Cattaneo,_A._Chen,_E._Costa,_E._Del_Monte,_A._Di_Piano,_A._Ferrari,_V._Fioretti,_F._Longo,_F._Lucarelli,_N._Parmiggiani,_G._Piano,_C._Pittori,_A._Rappoldi,_and_S._Vercellone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00685 |
AGILE衛星によって観測された高速電波バースト（FRB）と一致する硬X線およびガンマ線放出の体系的な検索について報告します。13年間のアジャイルアーカイブデータを使用して、露出したFRBと、ミリ秒から数日/週の範囲のタイムスケールでMCAL（0.4-100MeV）およびGRID（50MeV-30GeV）検出器によって検出可能なイベントとの間の時間の一致を検索しました。現在のアジャイルスカイカバレッジにより、FRBの発生前後の高エネルギー放出の検索を拡張することができました。現在カタログに含まれているすべてのFRBソースを検討し、MCALまたはGRIDのいずれかで良好なアジャイル露出が得られたサブサンプル（15イベント）を特定しました。この論文では、いくつかの近くの繰り返しソースと比較して、繰り返しのないFRBに焦点を当てます。どのイベントからも有意なMeVまたはGeVの放出は検出されませんでした。MeVエネルギー範囲の硬X線上限（UL）は、ミリ秒未満から秒までのタイムスケールで取得され、GeV範囲ではイベント時間の前後で数分から数週間で取得されました。距離が180916.J0158+65（150Mpc）よりも小さい可能性が最も高い5つの非繰り返しFRBソースと2つの繰り返しFRBソースのサブセットに焦点を当てます。これらのソースの場合、MeVULは、約3x10^46ergの等方的に放出されたエネルギーでULに変換されます。これは、銀河マグネターSGR1806-20からの2004年の巨大フレアで観測されたものに匹敵します。平均して、これらの近くのFRBは、最近検出されたSGR1935+2154よりも大幅に大きいエネルギーの電波パルスを放出し、まだ激しいMeVフレアリングとは関連していません。
バイナリシステムでの磁化された付着中性子星（NS）の回転は、そのスピン周期と2つの角度で表されます。軌道運動量に対するスピン傾斜角$\alpha$と、スピンと磁気の間の磁気角$\chi$瞬間。磁気圏降着はNSを上に回転させ、その回転軸を調整し、$\alpha$をほぼ完全な位置合わせに減らします。磁気角度への影響はより微妙で、比較的研究されていません。この作業では、剛体球降着NSの磁気角度の進化をモデル化します。NSをスピンアップするトルクが磁気角度に影響を与える可能性がある一方で、$\alpha$と$\chi$の両方がゼロから大幅に逸脱し、スピンアップトルクはスピン周期の位相によって変化することがわかります。NSの回転軸がスピンアップトルクと整列しているため、磁気軸が回転軸とずれます。良好な条件下では、磁気角度は$\Delta\chi\sim15^\circ-20^\circ$だけ増加する可能性があります。この直交化は、パルサーのトルクによって引き起こされる可能性のある$\chi$の減少を部分的に補償するため、ミリ秒パルサーの進化における重要な要因となる可能性があります。風で供給される高質量X線連星のように、スピンアップトルクの方向が時間とともにランダムに変化する場合、NSの回転軸とその磁気軸の両方が非線形ランダムウォークの進化に関与するようになります。このプロセスの最終的なアトラクタは、$\chi=0^\circ$および$\chi=90^\circ$でピークに達する$\chi$のバイモーダル分布です。
暗黒物質によって誘発された電波放射に対するSKAの感度
従来、無線周波数帯域でDMによって誘発されたシンクロトロン放射を検索することにより、GeVより重いDM質量との暗黒物質（DM）の相互作用を制限することができます。ただし、DMの消滅または崩壊によって生成された電子と陽電子が宇宙マイクロ波背景放射で逆コンプトン散乱（ICS）を受ける場合、MeVDMは検出可能な電波放射を生成することもできます。今後の電波望遠鏡SquareKilometerArray（SKA）は、非常に高い感度で動作するように設計されています。消滅と崩壊の両方のシナリオで、MeVからTeVまでのボード質量範囲のDM粒子を検出するSKAの機能を調査します。この論文では、将来のSKAの第1フェーズと第2フェーズ（SKA1とSKA2）の感度について考察します。包括的な研究として、磁場強度と粒子拡散係数から、DMによって誘発される信号計算への影響を体系的に研究します。2つの矮小楕円体銀河（ドラコとセグ1）、1つの電波不足銀河団（へびつかい座）、1つのDMに富む超拡散銀河（ドラゴンフライ44）の4つの非常に異なるソースの検出可能性を比較します。MeVからTeVまでのDM質量の消滅断面積と減衰時間に、100時間の曝露でSKA1とSKA2の感度を予測します。
| Title |
The_I-Love-Q_Relations_for_Superfluid_Neutron_Stars |
| Authors |
Cheung-Hei_Yeung,_Lap-Ming_Lin,_Nils_Andersson,_Greg_Comer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00798 |
I-Love-Q関係は、慣性モーメント、スピンによって引き起こされる四重極モーメント、および中性子星の潮汐変形性を接続する、近似状態方程式に依存しない関係です。この論文では、一般的な相対論的二流体モデルの超流動中性子星のI-Love-Q関係を研究します。1つの流体は中性子超流動であり、もう1つはすべての荷電成分の集合体です。単純な2成分ポリトロープモデルと状態方程式のエントレインメントを伴う相対論的平均場モデルを使用して、2流体力学がI-Love-Q関係のロバスト性にどの程度影響するかを調べます。私たちの結果は、中性子超流動の角速度と法線成分の間のスピン比$\Omega_{\rmn}/\Omega_{\rmp}$に大きく依存しています。I-Love-Qの関係は、2つの流体がほぼ共回転している限り、超流動中性子星に対して高精度で満たすことができることがわかります$\Omega_{\rmn}/\Omega_{\rmp}\approx1ドル。ただし、スピン比が1から外れると、I-Love-Q関係からの外れが大きくなります。特に、$\Omega_{\rmn}/\Omega_{\rmp}$が1と数十の差がある場合、Q-Love関係の偏差は$O（10\％）$まで大きくなる可能性があります。パーセント。$\Omega_{\rmn}/\Omega_{\rmp}\約1$は現実的な中性子星に期待されるため、我々の結果は、2流体力学が中性子星の重力波形モデルの精度に影響を与えないことを示唆しています。スピンによって引き起こされる四重極モーメントと潮汐変形能を接続する関係を採用する連星。
TIBET-AS $ \ gamma $ PeVガンマ線信号のパイ中間子崩壊モデル
チベット-AS$\gamma$コラボレーションは最近、PeVに達するエネルギー範囲での外側の銀河円盤からの拡散$\gamma$線束の測定を報告しました。この測定を同じ空の領域からの拡散フラックスのフェルミ/LAT測定で補完し、フェルミ/LAT+チベット-AS$\gamma$スペクトルの組み合わせのパイ中間子崩壊モデルを研究します。そのようなモデル内で、外側の銀河円盤の平均宇宙線スペクトルは、局所宇宙線スペクトルと同じ特徴を持っていることがわかります。特に、数百GVの剛性で硬化し、PV剛性範囲で膝の特徴があります。ブレークより上の平均宇宙線スペクトルの傾きは、ヘリウムスペクトル$\gamma\simeq2.5$の局所的に観測された傾きに近いですが、同じ剛性範囲内の局所陽子スペクトルの傾きよりも硬いです。フェルミ/LATとチベット-AS$\gamma$データの組み合わせは、平均的な宇宙線スペクトルに膝が存在することを示していますが、データの品質は、膝の形状と宇宙線の組成の研究にはまだ十分ではありません。
TeVソースの統合ビュー：CTAプロジェクトのレガシー
| Title |
INTEGRAL_View_of_TeV_Sources:_A_Legacy_for_the_CTA_Project |
| Authors |
Angela_Malizia_(INAF-OAS),_Mariateresa_Fiocchi_(INAF-IAPS),_Lorenzo_Natalucci_(INAF-IAPS),_Vito_Sguera_(INAF-OAS),_John_B._Stephen_(INAF-OAS),_Loredana_Bassani_(INAF-OAS),_Angela_Bazzano_(INAF-IAPS),_Pietro_Ubertini_(INAF-IAPS),_Elena_Pian_(INAF-OAS),_and_Antony_J._Bird_(University_of_Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00983 |
過去20年間に斬新で感度の高い機器を使用して実施された調査により、銀河系および銀河系外のブラックホール、中性子星、超新星残骸/パルサー星雲、および相対論的加速プロセスが実施されている宇宙の他の領域。ガンマ線衛星と地上ベースの高エネルギー望遠鏡による同時および/または複合観測により、磁場の存在下でのレプトンおよびハドロン加速粒子による高エネルギー光子放出の原因となるメカニズムのシナリオが明らかになりました。具体的には、欧州宇宙機関のINTEGRAL軟ガンマ線観測所は、軟ガンマ線帯域で1000を超える線源を検出し、正確な位置、光度曲線、および時間分解スペクトルデータを提供しています。フェルミ-LATによる宇宙観測と、HESS、MAGIC、VERITAS、およびGeV-TeV領域で感度の高い他の望遠鏡による地上からの観測は、同時に、宇宙源のかなりの部分が検出されたという証拠を提供しました。シンクロトロン-逆コンプトン過程を介して、特に恒星銀河系BHシステムや遠方のブラックホールから、keVからTeVのバンドで放出されています。この作業では、空間相互相関手法を使用して、安全な、または可能性の高い関連付けを検索するために、INTEGRAL/IBISとTeVの全天データを比較します。この分析はINTEGRAL全天観測のサブセットに基づいていますが、有意な相関関係があることがわかります。39個のオブジェクトが軟ガンマ線とTeV波長帯の両方で放射を示しています。現在利用可能なほぼ19年間の公開データで構成される完全なINTEGRALデータベースは、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）やその他の地上ベースの大規模プロジェクトに役立つ重要な遺産を表しています。
天文の一時的なイベントのリアルタイムの検出と分類：最先端
| Title |
Real-Time_Detection_and_Classification_of_Astronomical_Transient_Events:_The_State-of-the-Art |
| Authors |
Gianmario_Broccia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00089 |
ここ数年、天文学的過渡現象の自動化されたリアルタイムの検出と分類の必要性がより強くなり始めました。より優れたテクノロジーには、検出される候補者の数が多く含まれ、自動分類により、この量のデータを毎晩処理できるようになります。検出と分類に必要な最先端技術がその主要な機能で提示され、さまざまな実用的なアプローチも紹介されます。いくつかの進行中および将来の調査が提示され、時間領域天文学の現在の状況が示され、最終的には望ましい最先端のものと比較されます。このホワイトペーパーの最終的な目的は、まだ達成されていないレベルに関して、一般的なテクノロジの準備レベルを強調することです。
低軌道のCubesats：危険と対策
軌道上では、宇宙で使用できるコンポーネントでさえも損傷を与える可能性のある過酷な環境があります。主な脅威は次の行に1つずつリストされ、商用電子機器への影響の一部も示されます。文献によると、最も推奨される材料と対策は、各「材料と対策」の段落にも紹介されています。
測地学のための天文学VLBAキャンペーンMOJAVEの使用
天文15GHzVLBA観測プログラムMOJAVE-5が、測地座標や地球回転パラメータなどの測地パラメータを推定するための適合性を調査しました。2016年9月から2020年7月にかけて2.3GHzと8.6GHzで観測された最新の測地デュアルバンドRVおよびCN実験を参照データセットとして処理しました。MOJAVE-5実験からのベースライン長の再現性は、専用の測地データセットからの1.5倍であり、1〜ppb未満であることを示しました。参照IERSC04時系列に対する推定EOPの差のワームは、1.3から1.8倍悪化しています。測地結果への影響の可能性に関して、データセット間の3つの主要な違い、つまり、スケジューリングアプローチ、電離層遅延の処理、およびターゲット電波源の選択を分離しました。推定された測地パラメータの不一致を引き起こす主な要因は、データセットの異なるスケジューリングアプローチであることを示しました。MOJAVE-5データセットの体系的なエラーは、これらのデータが測地学および位置天文学における電波源構造の影響をさらに調査するための優れたテストベッドとして使用できるほど十分に低いと結論付けています。
天体分光学のためのステップインデックスマルチモードファイバにおけるモード展開理論と応用
| Title |
Mode_expansion_theory_and_application_in_step-index_multimode_fibres_for_astronomical_spectroscopy |
| Authors |
E._Hernandez_(1),_M._M._Roth_(1),_K.Petermann_(2),_A._Kelz_(1),_B._Moralejo_(1)_and_K._Madhav_(1)_((1)_Leibniz_Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(2)_Technische_Universit\"at_Berlin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00945 |
天体分光学では、制御された環境で安定性を提供するために、分光器を望遠鏡から多重化および分離するために光ファイバーが豊富に使用されています。ただし、ファイバは完全な光学部品ではなく、複雑な効果をもたらし、機器の全体的なスループット、効率、および安定性を低下させます。波動光学の厳密な処理により、モーダルノイズ、スクランブリング、および焦点比の劣化の影響をエミュレートする新しい数値フィールド伝搬モデルを提示します。分光器の光線追跡モデルに注入されたファイバーの近距離場と遠距離場の出力のシミュレーションにより、検出器レベルでの性能を評価できることを示します。
| Title |
THOR:_An_Algorithm_for_Cadence-Independent_Asteroid_Discovery |
| Authors |
Joachim_Moeyens,_Mario_Juric,_Jes_Ford,_Dino_Bektesevic,_Andrew_J._Connolly,_Siegfried_Eggl,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_R._Lynne_Jones,_J._Bryce_Kalmbach,_Hayden_Smotherman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01056 |
「トラックレットのない太陽周回軌道回復」（THOR）を紹介します。これは、夜間のトラックレットや検索ウィンドウ内の事前定義された観測のリズムを必要としない、複数のエポックにわたる太陽系オブジェクトの観測をリンクするためのアルゴリズムです。位相空間内の関心領域を「テスト軌道」でまばらにカバーし、数夜にわたる近くの観測を各エポックでテスト軌道の共回転フレームに変換し、変換された検出に対して一般化されたハフ変換を実行します。軌道決定（OD）フィルタリング、同じオブジェクトに属する観測の候補クラスターは、適度な計算コストで、ケイデンスにほとんどまたはまったく制約なしで回復できます。シミュレーションと掃天観測（ZTF）からの実際のデータを実行することにより、このアプローチの有効性を検証します。短い2週間のZTF観測のスライスに適用すると、THORは、5つ以上の観測と97.7の間の純度で、ターゲット（$a>1.7$au）母集団内のすべての既知および発見可能なオブジェクトの97.4％を回復できることを示します％および100％。これには、10個の可能性のある新しい発見と、$e\sim1$彗星C/2018U1の回復が含まれます（データが取得された2018年にTHORが実行されていた場合、彗星はZTF発見でした）。THORパッケージとデモJupyterノートブックはオープンソースであり、https：//github.com/moeyensj/thorで入手できます。
M矮星の風に対する新しい観測上の制約
| Title |
New_Observational_Constraints_on_the_Winds_of_M_Dwarf_Stars |
| Authors |
Brian_E._Wood,_Hans-Reinhard_Mueller,_Seth_Redfield,_Fallon_Konow,_Hunter_Vannier,_Jeffrey_L._Linsky,_Allison_Youngblood,_Aline_A._Vidotto,_Moira_Jardine,_Julian_D._Alvarado-Gomez,_Jeremy_J._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00019 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からの恒星HIライマンアルファ線の高分解能UVスペクトルは、恒星風と星間物質の間の相互作用によって作成された天球吸収シグネチャのおかげで、冠状主系列星の風に対する観測上の制約を提供します。M矮星の新しいHST調査の結果を報告し、天球吸収の6つの新しい検出をもたらします。これらの検出の質量損失率、および非検出の上限を推定します。これらの新しい制約により、M矮星風の性質とそれらの冠状活動への依存性を初めて特徴づけることができます。M矮星の明らかに大多数の場合、太陽の風よりも弱いか、それに匹敵する強さの風が見つかります。つまり、Mdot<=1Mdot_sunです。ただし、M矮星のうち2つは、はるかに強い風があります。YZCMi（M4Ve;Mdot=30Mdot_sun）とGJ15AB（M2V+M3.5V;Mdot=10Mdot_sun）です。フレアエネルギーとコロナ質量放出（CME）質量の間の太陽関係がM矮星にまで及ぶ場合、これらの風でさえ予想よりもはるかに弱いです。したがって、太陽フレアとCMEの関係は、M矮星には当てはまらないようであり、M矮星の周りの太陽系外惑星の居住性に重要な影響を及ぼします。X線束によって定量化されるように、冠状活動を伴うMdotのいくらかの増加の証拠がありますが、多くの散乱があります。スペクトル型と冠状活動に加えて、1つ以上の他の要因が風の強さを決定することに関与しなければならず、磁気トポロジーが1つの明確な可能性です。
軌道周期とスピン周期が短い炭素強化星
| Title |
Carbon-enhanced_stars_with_short_orbital_and_spin_periods |
| Authors |
L._J._Whitehouse,_J._Farihi,_I._D._Howarth,_S._Mancino,_N._Walters,_A._Swan,_T._G._Wilson,_J._Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00036 |
矮性炭素星の多くの特徴は、進化した伴星からの物質移動を含む、二元起源と広く一致しています。人口は全体的に古い円盤またはハローの運動学を持っているように見えますが、これらの星のおよそ2$\、$パーセントはH$\alpha$放出を示し、これは低質量の主系列星では一般に回転と相対的な若さに関連しています。したがって、より高齢の集団におけるその存在は、照射またはスピンアップのいずれかを示唆している。この研究は、H$\alpha$放出を伴う7つの矮性炭素星の測光および視線速度データの時系列分析を示しています。すべてが0.2〜5.2$\、$dの範囲の測光周期と、潮汐の同期と一致する同様の長さの軌道周期を持っていることが示されています。輝線のある矮性炭素星は、近接連星進化の結果であると仮定されており、低質量、金属弱、または金属量の少ない星が、共通外層に入る前にかなりの物質を蓄積する可能性があることを示しています。
掃天観測施設からの矮性炭素星の予想外の短周期変動
| Title |
Unexpected_Short-Period_Variability_in_Dwarf_Carbon_Stars_from_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Benjamin_R._Roulston,_Paul_J._Green,_Silvia_Toonen,_J._J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00037 |
炭素分子バンドを示す主系列星である矮星炭素（dC）星は、白色矮星に進化した以前の漸近巨星分枝（AGB）コンパニオンからの物質移動によって濃縮されます。以前の研究では、dCの大きなサンプルの視線速度の変動が見られましたが、文献にはまだ比較的少ないdC軌道周期があり、dC食変光星はまだ見つかっていません。ここでは、944dCの星のサンプルについて、掃天観測施設からの測光光度曲線を分析します。これらの光度曲線から、24個の周期的に変化するdC星を特定します。注目すべきことに、定期的なdCのうち、80\％の期間は1日未満です。また、これらの周期的システムのうち4つについて分光学的フォローアップを提供し、そのうち3つで視線速度の変動を測定します。周期性は軌道周期に関連している可能性が高いため、短周期dCはほぼ確実に共通外層後の連星系であり、スポットまたは楕円体の変化からdCの回転と測光変調が潮汐的にロックされます。そもそもそのような材料を提供するために必要な熱パルスAGB相の切り捨てを回避しながら、これらのバイナリが十分なCリッチ材料を蓄積するために取った可能性のある進化シナリオについて説明します。これらのdCを共通外層モデルと比較して、dC星はおそらく共通外層段階で十分なCに富む物質を降着できないことを示し、風ロッシュローブオーバーフローのような別のメカニズムが必要であることを示唆しています。この論文の周期的なdCは、分光学的フォローアップと、風ロッシュローブのオーバーフロー物質移動の将来のモデルとの比較のための主要なサンプルを表しています。
惑星と褐色矮星の潮汐破壊によるAGB星の内部での円盤の形成
| Title |
The_Formation_of_Discs_in_the_Interior_of_AGB_Stars_from_the_Tidal_Disruption_of_Planets_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Gabriel_Guidarelli,_Jason_Nordhaus,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Luke_Chamandy,_Eric_G._Blackman,_Adam_Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00077 |
孤立した白色矮星のかなりの部分が、メガガウスを超える磁場をホストしています。観測によれば、これらのフィールドは相互作用する連星系に由来し、コンパニオンが破壊されて、単一の高度に磁化された白色矮星が残ることが示唆されています。主系列星の後の進化では、親星の放射状の拡大により、軌道を回る仲間が飲み込まれる可能性があります。共通外層の段階では、軌道の分離が急速に減少するため、低質量のコンパニオンは、巨人のコアに近づくにつれて、きちんと混乱します。漸近巨星分枝の内部で、惑星と褐色矮星の潮汐破壊とそれに続く降着円盤の形成を流体力学的にシミュレートします。これらの動的に形成された円盤は以前の推定と釣り合っており、強い磁場がこれらの潮汐破壊現象から発生している可能性があることを示唆しています。
球状星団の赤色巨星分枝上の相互作用後の星と進化した青色はぐれ星の割合
| Title |
The_fractions_of_post-binary-interaction_stars_and_evolved_blue_straggler_stars_on_the_red_giant_branch_of_globular_clusters |
| Authors |
Dandan_Wei,_Bo_Wang,_Hailiang_Chen,_Haifeng_Wang,_Xiaobo_Gong,_Dongdong_Liu_and_Dengkai_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00291 |
球状星団（GC）の赤色巨星分枝（RGB）には、いくつかのエキゾチックな星があり、GCでの複数の星の種族の形成に関する手がかりを提供する可能性があります。バイナリ相互作用が多くのエキゾチックな星の原因であることはよく知られています。したがって、GCのRGB上の星のどの部分がバイナリ相互作用の結果であるかを理解することが重要です。この論文では、進化した青色はぐれ星（E-BSS）に特に重点を置いて、RGBに現れるバイナリ相互作用後（BI後）の星の数を追跡するために、バイナリ母集団合成研究を実行しました。初期のバイナリの割合をほぼ50％とすると、RGB上のオブジェクト（ジャイアントと呼ばれる）の約半分がバイナリの相互作用を受け、標準シミュレーションではE-BSSがジャイアントの約10％を占めることがわかります。また、さまざまなチャネルから進化したBI後の巨人の特性を比較します。初期の公転周期と質量比の分布が、BI後の巨人の割合に大きく影響することがわかりました。私たちの結果は、バイナリ相互作用からの非標準星が、GCのRGB星に無視できない寄与を提供することを意味します。これは、複数の星の種族の起源の将来の調査で考慮する必要があります。
活動領域NOAA11909における一時的なコロナシグモイド：ビルドアップフェーズ、Mクラスの噴火フレア、および関連する高速コロナ質量放出
| Title |
A_Transient_Coronal_Sigmoid_in_Active_Region_NOAA_11909:_Build-up_Phase,_M-class_Eruptive_Flare,_and_Associated_Fast_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Hema_Kharayat_(1),_Bhuwan_Joshi_(1),_Prabir_K._Mitra_(1),_P._K._Manoharan_(2_and_3),_Christian_Monstein_(4)_((1)_Udaipur_Solar_Observatory,_Physical_Research_Laboratoy,_India,_(2)_Radio_Astronomy_Centre,_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India,_(3)_Arecibo_Observatory,_University_of_Central_Florida,_Puerto_Rico,_USA,_(4)_Istituto_Ricerche_Solari_Locarno_(IRSOL),_Via_Patocchi_57,_6605_Locarno_Monti,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00411 |
この記事では、多波長および複数の機器の観測を分析することにより、2013年12月7日のアクティブ領域（AR）NOAA11909からの冠状シグモイドの形成と破壊を調査します。私たちの分析は、「一時的な」シグモイドの形成が、2つのねじれたコロナループシステム間の結合を介して、噴火の約1時間前に開始されたことを示唆しています。冠状画像と光球画像の比較は、冠状シグモイドが、光球内に分散磁場構造も持っている単純な$\beta$タイプのAR上に形成されたことを示唆しています。見通し内光球マグネトグラムはまた、移動する磁気的特徴、PIL付近の小規模なフラックスキャンセルイベント、および延長された噴火前段階中の全体的なフラックスキャンセルを明らかにします。フラックスロープ。シグモイドの崩壊は、2リボンの噴火性M1.2フレアで進行しました（SOL2013-12-07T07：29）。無線周波数では、フレアの衝撃位相中にメートル波長でタイプIIIおよびタイプIIのバーストが観測されます。フラックスロープの噴火が成功すると、SOHO/LASCOの視野でコロナ質量放出が速くなります（線形速度は$\upperx$1085kms-1）。フレアの進化中に、典型的な「シグモイドからアーケードへ」の変換がはっきりと観察されます。フレアの衝撃段階が始まる前に、フラックスロープはゆっくりと上昇し（$\約$15kms-1）、その後、速い噴火（$\約$110kms-1）に移行します。フラックスロープの2相進化は、軟X線前駆体とMクラスフレアの衝撃相放出との時間的関連をそれぞれ示しており、磁気リコネクションと初期のCMEダイナミクスの間のフィードバック関係を示しています。
へびつかい座で最年少の原始星の870ミクロンの塵の連続体
| Title |
870_Micron_Dust_Continuum_of_the_Youngest_Protostars_in_Ophiuchus |
| Authors |
Frankie_J._Encalada_(1),_Leslie_W._Looney_(1),_John_J._Tobin_(2),_Sarah_I._Sadavoy_(3),_Dominique_Segura-Cox_(4),_Erin_Cox_(5),_Zhi-Yun_Li_(6)_and_Giles_Novak_(5)_((1)_Department_of_Astronomy_University_of_Illinois,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_Department_of_Physics_Engineering_and_Astronomy_Queens_University,_(4)_Center_for_Astrochemical_Studies_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_(5)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics,_(6)_Department_of_Astronomy_University_of_Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00514 |
へびつかい座の分子雲にある31個の若い恒星状天体を含む25個のポインティングの0.15$^{\prime\prime}$解像度（21au）ALMA870$\mu$m連続体調査を提示します。サンプルのダスト質量と星周円盤半径の代用としてダスト連続体を使用して、2.8$^{+2.1}_{-1.3}$と2.5$^{+9.2}_{-1.1}の平均質量を報告します。$M$_{\oplus}$、平均半径23.5$^{+1.8}_{-1.2}$および16.5$^{+2.8}_{-0.9}$au、クラスIおよびフラットスペクトル原始星、それぞれ。さらに、へびつかい座の若い恒星状天体を取り巻く塵の多重度統計を計算します。この作業のみに基づいたクラスIとフラットの組み合わせの多重度（MF）とコンパニオンスターフラクション（CSF）は、それぞれ0.25$\pm$0.09と0.33$\pm$0.10であり、Perseusの値と一致しています。とオリオン。へびつかい座とペルセウス/オリオン原始星の調査の間で質量と半径に明らかな違いが見られますが、さまざまな地域の多重度に有意差は見られません。へびつかい座の星形成の条件にはいくつかの違いがあり、ディスクのサイズ（したがってディスクの質量）に強く影響しますが、システムの多重度には影響しません。これは、惑星形成プロセスの重要な変化を意味する可能性があります。
らゅうこつ座イータの消えゆく自然コロナグラフの分光学的特徴
| Title |
Spectroscopic_Signatures_of_the_Vanishing_Natural_Coronagraph_of_eta_Carinae |
| Authors |
A._Damineli,_D._J._Hillier,_F._Navarete,_A._F._J._Moffat,_F._M._Corcoran,_T._R._Gull,_N._D._Richardson,_G._Weigelt,_P._W._Morris_and_I._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00590 |
りゅうこつ座イータ星は、複雑な星周環境に包まれた大規模な相互作用連星系であり、その進化は過去80年間に観測された長期的な明るさの源です。自然のコロナグラフとして機能するオカルターは、私たちの視点からの観測に影響を与えますが、他のほとんどの方向からは影響を与えません。他の視線は、ホムンクルス反射星雲の研究を通して私たちに見えます。コロナグラフは消えて、中央の星に向かって絶滅を減らし、星の経年的な明るさを引き起こしているように見えます。対照的に、ホムンクルスはほぼ一定の明るさを保ちます。コロナグラフは主に星周の連続体を抑制しますが、星周の輝線ではなく、風の線を抑制します。これは、私たちの直視での輝線の相当幅（EW）の絶対値が、ホムンクルスによって反射されたものよりも大きい理由、直視の絶対EWが時間とともに減少している理由、および低励起スペクトル風線がなぜより大きな半径（例えば、FeII4585A）で形成されたものは、星の近くに形成されたより高い励起線（例えば、H\delta）よりも速いペースで強度が減少します。私たちの主な結果は、20年間で10倍明るくなったにもかかわらず、星は比較的安定しているということです。大きなフラックスの進化とはるかに弱いスペクトルの進化の両方を説明できる消失コロナグラフ。これは、長期変動が、質量損失率の低下と赤道よりも遅いペースで進化している極風で大噴火からまだ回復している主星に固有であるという提案とは反対です。
HH 175：複数の原始星から発する巨大なHHフロー
HH175は、ラムダオリ領域のB35雲に向かって見られる孤立したハービッグハロー天体です。深いスバル8m干渉フィルター画像とスピッツァー画像を使用して、HH175が近くの埋め込みソースIRAS05417+0907からの大規模なコリメート流出の末端衝撃であることを示します。東の流出ローブの本体は、ガスの密な尾根によって隠されています。西側の流出は、彗星の形をしたB35雲の前面から発生し、雲の破片を運びます。雲の破片は、巨大なラムダオリ星による光イオン化によって光学的に見えます。双極流出の総範囲は13.7分角であり、これは415pcの採用距離で、1.65pcの投影寸法に対応します。埋め込まれた光源IRAS05417+0907は、2つのローブのほぼ中間の流れ軸上にあり、近赤外線画像は、それが6つの光源の複数のシステムであり、合計輝度が31Lsunであることを示しています。CO、13CO、およびC18Oのミリメートルマップは、B35クラウドが複数のコアで高度に構造化されており、そのうちIRAS05417+0907を生成したものがB35の頂点にあることを示しています。埋め込まれたソースは、ラムダOriOB星によって駆動されるイオン化衝撃波面による圧縮の結果である可能性があります。
巨大進化後の星HD101584からの重元素Rydberg遷移線放出
| Title |
Heavy-element_Rydberg_transition_line_emission_from_the_post-giant-evolution_star_HD101584 |
| Authors |
H._Olofsson,_J.H._Black,_T._Khouri,_W.H.T._Vlemmings,_E.M.L._Humphreys,_M._Lindqvist,_M._Maercker,_L._Nyman,_S._Ramstedt,_D._Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00699 |
高角度分解能のALMA観測を使用して、ポストジャイアントおよびおそらくポストコモンエンベロープスターHD101584のすぐ周囲に向かってミリメートル波長で2本の線が検出されたことを報告します。この天体の星周環境はさまざまな分子種に富んでいますが、分子線の観点から実行可能な識別は見つかりません。これらの線が、炭素より重い元素の中性原子のリュードベリ遷移（X30alphaおよびX26alpha）に起因するかどうかを判断することを目的としています。中程度の温度の星（T_eff約8500K）の暖かいガス環境のための厳密な局所熱力学的平衡の単純なモデルは、我々の発見を裏付けるために構築されました。正面から見た幾何学的に薄い円盤状の形状が選択され、距離は1kpcでした。232GHzと354GHzで観測された線と連続体の磁束密度は、約2800Kの温度と約10^（12）cm（-3）の水素密度で10^（-3）M_sunのガスを使用して再現できます。）、要素の太陽の存在量を想定しています。ガスは星から約5auの距離内にあります（1kpcの距離を想定）。イオン化率は低く、約3x10^（-5）です。このような領域の起源は明確ではありませんが、共通外層の進化段階に関連している可能性があります。これらの条件では、ライン放出は、Mgの安定同位体内のリュードベリ遷移によって支配されます。ガウス線の形状に合わせるには、5.5〜7.5kms^（-1）の範囲の乱流速度場が必要です。1Gの線放出領域の平均磁場の上限は、これらの線のゼーマン効果を使用して設定されます。重元素のライドバーグ遷移は、AGB星、赤色超巨星、黄色極超巨星、さまざまなタイプのバイナリなど、他の中温天体の近接環境の興味深いプローブになる可能性があると推測しています。
満潮と対流の相互作用について
恒星エンベロープにおける平衡潮汐と対流の間の相互作用は、近接した二元惑星系および太陽系外惑星系における潮汐進化にとって重要であるとしばしば考えられています。しかしながら、潮汐の頻度が対流性の渦のターンオーバー頻度を超えるとき、速い潮汐に対するその効率は長い間物議を醸してきました。最近の数値シミュレーションは、対流が、速い潮汐の潮汐周波数で二次的に減衰する有効粘度のように作用し、前系列および主系列星や巨大惑星を含む多くのアプリケーションで非効率的な散逸をもたらす可能性があることを示しています。しかし、最近、Terquem（2021）によって新しいアイデアが提案されました。彼は、通常想定される対流成分間の相関ではなく、潮流成分間の相関を含むレイノルズ応力が相互作用を支配することを示唆しました。彼らはさらに、これが多くのアプリケーションで速い潮の干満を大幅に高める可能性があることを示しました。星や惑星の潮汐散逸に対するこの問題の重要性に動機付けられて、ブシネスクと非弾性流体力学モデルを使用した分析的議論とグローバル球形シミュレーションを使用して、この新しい項を直接計算します。テルケムによって提案された新しい用語は、ブシネスクモデルと非弾性モデルの両方で対流と相互作用する平衡潮汐に対して同じように消滅することを示しています。したがって、星や惑星の潮汐散逸に寄与する可能性は低いです。
活動領域における高勾配極性反転線に基づくフレア予測アルゴリズム
| Title |
Flare_Forecasting_Algorithms_Based_on_High-Gradient_Polarity_Inversion_Lines_in_Active_Regions |
| Authors |
Domenico_Cicogna,_Francesco_Berrilli,_Daniele_Calchetti,_Dario_Del_Moro,_Luca_Giovannelli,_Federico_Benvenuto,_Cristina_Campi,_Sabrina_Guastavino_and_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00897 |
太陽フレアは、複雑で強い双極磁束をホストする太陽活動領域から発生します。活動領域がフレアする確率を推定し、激しいフレアの信頼できる前兆を定義することは、宇宙天気の分野では非常に困難な作業です。この作業では、フレアの前兆として2つのメトリック、MDI/SOHOデータでテストされた符号なしフラックスR、およびフレア予測アプリケーションで最も使用されるパラメーターの1つ、および太陽活動領域の複雑さを表す新しいトポロジパラメーターDに焦点を当てます。。より詳細には、HMIマップのより高い空間分解能を活用するR値の計算のためのアルゴリズムを提案します。このアルゴリズムは、異なる方法で計算されたR値につながり、その機能は一連のサイクル24番目の太陽フレアでテストされます。さらに、識別されたアクティブ領域の磁気極性反転線の自動認識に基づくトポロジカルパラメータを導入し、その磁気トポロジカルな複雑さを評価することができます。ヒューリスティックアプローチと教師あり機械学習法の両方を使用して、これら2つの記述子の有効性を検証し、次の24時間の特定の太陽活動領域でのXクラスまたはMクラスのフレアの発生を予測します。私たちの特徴ランキング分析は、両方のパラメーターが予測パフォーマンスにおいて重要な役割を果たすことを示しています。さらに、分析は、新しいトポロジパラメータDが、173の全体的な予測子の中で唯一のものであり、すべてのテストサブセットに常に存在し、重量の計算に関するすべてのテストで上位10位以内に体系的にランク付けされていることを示しています。各予測子はフレア予測に影響を与えます。
脈動する星のクラスのプロトタイプである$ \ delta $ Scutiのモード識別と地震学的研究
| Title |
Mode_identification_and_seismic_study_of_$\delta$_Scuti,_the_prototype_of_a_class_of_pulsating_stars |
| Authors |
Jadwiga_Daszynska-Daszkiewicz,_A._A._Pamyatnykh,_P._Walczak,_G._Handler,_A._Pigulski,_W._Szewczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00905 |
マルチクーラー測光からのモード識別に基づいた$\delta$Scutiの地震学的研究を提示します。支配的な周波数はラジアルモードにのみ関連付けることができ、2番目の周波数はおそらくダイポールモードです。他の6つの周波数は、よりあいまいな識別を持っています。測光モードの識別は、大気の金属量[m/H]$\約$+0.5と微小乱流速度$\xi_t\約4〜\kms$にもいくつかの制約を与えました。
標準太陽モデル：更新された太陽ニュートリノフラックスと重力モード周期間隔からの展望
| Title |
Standard_solar_models:_a_perspective_from_updated_solar_neutrino_fluxes_and_the_gravity-mode_period_spacing |
| Authors |
S\'ebastien_Salmon,_Ga\"el_Buldgen,_Arlette_Noels,_Patrick_Eggenberger,_Richard_Scuflaire,_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00911 |
コンテキスト：太陽は、独自の精度で恒星モデルをテストするための非常に特権的なターゲットです。最近の懸念は、太陽の金属量の減少につながった太陽表面の存在量の導出の進歩に現れました。古代の高金属量モデルは他の太陽観測指標とかなり一致していましたが、低金属量モデルには当てはまりません。しかし、最近のデータ収集は、それに新たな光を当てることを約束しています。たとえば、Borexinoのコラボレーションは、2020年にCNOサイクルで放出されたニュートリノの史上初の完全な推定値を発表しました。それは、太陽モデリングプロセスにおけるニュートリノ制約の役割とそれに関連する問題を再確認しました。並行して、新たに主張された振動の太陽重力モードの検出は、太陽の中央層の成層を調査する別の機会を提供します。目的：太陽モデルの予測を評価するために、圧力モードと重力モードの両方からのニュートリノと日震学からの診断を組み合わせることを提案します。恒星モデルの計算のために現在自由に使えるさまざまな物理的処方を詳細に比較します。結果：CNOニュートリノフラックスは、高金属量モデルの選好を確認します。それにもかかわらず、核スクリーニング係数の穏やかな修正は、日震周波数比との一致を回復しないものの、低金属量モデルの予測を観測されたフラックスに再一致させることができることを発見しました。高金属量モデルも低金属量モデルも、重力モードの周期間隔を再現することはできません。不一致は非常に大きく、報告された値に対して100$\sigma$を超えています。逆に、標準モデルのファミリーは、太陽の周期間隔の予想範囲を狭めます：$\sim$2150から$\sim$2190〜sの間。さらに、この指標が化学混合物、不透明度、および太陽モデルの核反応をより低い程度で制約できることを示します。
電波観測から証明されたWXUMaの大きな閉体コロナ
| Title |
Large_closed-field_corona_of_WX_UMa_evidenced_from_radio_observations |
| Authors |
I._Davis,_H._K._Vedantham,_J._R._Callingham,_T._W._Shimwell,_A._A._Vidotto,_P._Zarka,_T._P._Ray,_A._Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01021 |
恒星風に起因する宇宙天気条件は、太陽系外惑星の居住性に大きな影響を与えます。条件は、必要な境界条件、つまり外側コロナのプラズマ密度と、プラズマが閉じた磁場を開いた形状に強制する半径方向の距離が指定されている場合、第一原理から計算できます。星からのプラズマとサイクロトロン放射の低周波無線観測（$\nu\lesssim200$MHz）は、これらの磁気イオン条件を調べます。ここでは、dMe6スターWXUMaに関連する低周波（$120-167\、{\rmMHz}$）電波放射の検出について報告します。放出がWXUMaのコロナで発生する場合、閉じたフィールド領域が少なくとも$\約10$の恒星半径、つまり太陽の値よりも約数倍大きい、場合によっては$\gtrsim20$まで広がることを示します。恒星の半径。我々の結果は、M矮星の磁場構造が太陽のような構成と惑星のような構成の間にあり、X線放出プラズマを伴うコンパクトな超高密度冠状ループがより低いプラズマ密度の大規模磁気圏と共存することを示唆している閉じた磁気ジオメトリ。
GALEXデータで紫外線発光オブジェクトを検索する
大規模な空の調査からのデータから極端なオブジェクトを選択することは、新しいクラスの天体物理学的オブジェクトまたはそれらの進化のまれな段階を検出するための強力なツールです。カタログのクロスマッチングとオブジェクトのカラーインデックスの分析は、この問題に対する通常のアプローチであり、すでに多くの興味深い結果を提供しています。ただし、1つの調査でのみ検出され、他のすべての調査では検出されないオブジェクトの分析も、トランジェントと極端な色の値を持つオブジェクトの両方の発見につながる可能性があるため、細心の注意を払う必要があります。ここでは、GALEX全天カタログをさまざまな波長範囲の他のいくつかの調査とクロスマッチングし、GALEXでのみ表示されるものを分析することにより、スペクトルに大幅なUV過剰があるオブジェクトの検出を目的とした最初の研究について報告します。極端紫外線から光学色（紫外線発光物体）。このような調査の方法論について説明し、この調査の調査の選択について説明し、空のごく一部での検索に基づいた初期結果を示します。より長い波長のカタログに対応するものがないいくつかの著名なUVのみのオブジェクトを発見し、それらの可能な性質について説明します。また、極端なUVから光学色を示し、クールなsdM準矮星のUVフレアに対応する単一の光源を検出しました。最後に、この種の将来の大規模な分析で明らかになる可能性のあるオブジェクトの可能な母集団について説明します。
その影からの毛深いカーブラックホールのパラメータ推定とM87 *からの制約
| Title |
Parameter_estimation_of_hairy_Kerr_black_holes_from_its_shadow_and_constraints_from_M87* |
| Authors |
Misba_Afrin,_Rahul_Kumar,_Sushant_G._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11417 |
最近取得されたヘアリーカーブラックホールは、追加のソースまたは暗黒物質などの周囲の流体が原因で、エネルギー運動量テンソルが保存されており、回転パラメーター$a$と質量は別として、偏差$\alpha$とプライマリヘア$l_0$があります。$M$。超大質量ブラックホールM87*のEHT観測を受けて、最近のブラックホールの影への関心の高まりは、一般相対性理論（GR）のブラックホールと修正された重力理論を比較してこれらのモデルの違いを評価することを示唆しています。これに動機付けられて、私たちは回転する毛深いカーブラックホールの広範な研究を行います。これには、特定の場合、カーブラックホール（$\alpha=0$）が含まれます。ブラックホールのエルゴ球と影を調査して、それらのサイズと形状が$l_0$によって影響を受け、より豊かな混沌とした構造を持っていることがわかったと推測します。特に、毛深いカーブラックホールは、カーブラックホールと比較すると、サイズは小さいが、影が歪んでいる。また、影の観測量を使用して、ヘアリーカーブラックホールに関連するパラメーター$l_0$と$a$を推定します。M87*ブラックホールの推定真円度偏差$\DeltaC\leq0.1$が満たされているのに対し、シャドウ角直径$\theta_{d}=42\pm3\muas$、$1\sigma$領域内$\alpha$を選択すると、パラメーター$a$と$l_0$に境界が設定されます。興味深いことに、$1<D_x\lesssim4/3$に従う影の軸比は、EHTの結果と一致しているため、天体物理学のブラックホールの適切な候補である毛深いカーブラックホールになります。
微視的な非局所Nambu-Jona-Lasinioモデルと定音速モデル間のパラメータマッピング
| Title |
Parameter_mapping_between_the_microscopic_nonlocal_Nambu-Jona-Lasinio_and_constant-sound-speed_models |
| Authors |
Sofija_Anti\'c,_Mahboubeh_Shahrbaf,_David_Blaschke,_Ana_Gabriela_Grunfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00029 |
ハイブリッド中性子星の色超伝導クォーク物質相を記述するために使用される共変非局所Nambu-Jona-Lasinio（nlNJL）モデルは、2つの自由パラメーター、無次元ベクトルとダイクォーク結合強度$\eta_V$と$\eta_D$でパラメーター化されます。。これらのパラメーターの値を変更すると、剛性が変化するさまざまな状態方程式（EoS）が発生します。一方、定音速（CSS）モデルは、頻繁に使用される単純なクォーク物質の状態方程式であり、勾配パラメーター$A$、音速$c_s$、バッグ圧力$Bの3つのパラメーターがあります。$。CSSモデルEoSがnlNJLモデルのそれに優れた適合性を提供することを示します。この作業は、これら2つのモデルのパラメーター空間、つまり$\eta_D-\eta_V$と$A-c_s^2-B$パラメーターセット間のマッピングのための単純な関数形式を提供します。これらの結果により、中性子星のクォーク物質相の簡単な説明と、ラグランジアンのクォーク物質モデルのパラメーターに関するハイブリッド中性子星の現象論の解釈が可能になります。
ブラックホールとアップトンネリングはボルツマン脳を抑制します
宇宙が永遠に膨らむと、ボルツマン脳の数は無限になりますが、通常の観測者の数も無限になります。スケールファクター測定を使用してこれらの無限大を正規化する場合、各真空の真空減衰率がボルツマン脳の核形成率よりも大きい場合、通常の観測者がボルツマン脳を支配します。ここで、小さなブラックホールの核形成は真空減衰率でカウントする必要があり、最小ボルツマン脳質量がプランク質量よりも大きい場合、この率は常にボルツマン脳速度よりも大きいことを指摘します。また、ボルツマン脳よりも速度が速い可能性がある、小さく急速に膨張する領域の核形成についても説明します。このプロセスは、永遠のインフレーションにおけるさまざまな真空の分布にも影響を与えます。
隠されたキリングフィールド、幾何学的対称性、ブラックホールの合併
現在の作業では、最近導入された局所的な幾何学的変形のフレームワークを使用して、特殊なタイプのベクトル場（いわゆる隠されたキリングベクトル場）が構築されます。。ベクトル場がキリング場と局所的に一致するという事実を利用して、局所的なスケールで正確な物理的保存則に変換される積分則の考慮を可能にし、可能な限り厳密に模倣するグローバルなキリング対称性のない動的システムのバランス法則が導き出されます高度に対称なモデルのエネルギーと角運動量の保存則。上記のバランス則の有用性は、具体的な幾何学的な例、つまり2つの極値ライスナーノルドストロームブラックホールのバイナリマージのおもちゃモデルによって示されます。
潮汐加熱の準局所計算に関する注意：準局所表面を介したエネルギー伝達
このノートでは、ブラウンとヨークの準局所形式を使用して、重力物理システムを含む閉じた表面を通るエネルギーの流れが、ブースとクレイトンによる主題に関する以前の結果を補強する方法で計算されます。この目的のために、総重力ハミルトニアン（バルクと境界部分）の変化を実行することにより、関連する潮汐加熱と変形の影響が一般に予想よりも大きいことが示されています。これは、この変動により、ブラウンヨークエネルギーの時間微分の元の計算には表示されないバルクから境界への流入項を含む、これまで認識されていなかった補正項が発生し、大きな球の制限。
ワームホールは、時空の仮想的なトポロジー的に重要な構造です。理論的な観点から、それらの存在の可能性は挑戦的ですが、除外することはできません。この記事は、宇宙の天体物理学のワームホールを検索するための過去と現在の取り組みの簡潔で網羅的ではないレビューです。
一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果におけるカオス開始のタイムスケール
| Title |
Timescales_of_the_chaos_onset_in_the_general_relativistic_Poynting-Robertson_effect |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_William_Borrelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.00965 |
カー解法の赤道面における一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果は、適切な範囲のパラメーターに対してカオス的振る舞いを示すことが証明されています。さらなるステップとして、リアプノフ指数によるカオスの開始のタイムスケールを計算し、この傾向が観測ダイナミクスにどのように影響するかを推定します。中性子星とブラックホールの天体物理学源でこの現象を観測する可能性についての議論で分析を締めくくります。
NANOGrav 12。5年のデータに照らして、暗い$ U（1）_D $相転移からの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_a_dark_$U(1)_D$_phase_transition_in_the_light_of_NANOGrav_12.5_yr_data |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta_and_Sin_Kyu_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01007 |
標準模型の$U（1）_D$ゲージ拡張内で、電弱スケールより下に強い一次相転移（FOPT）が生じる可能性を研究します。NANOGravの共同研究によって最近指摘されたように、適切な強度と核形成温度を持つそのような相転移からの重力波は、それらの12。5年のデータを説明することができます。最初に、この最小モデルのパラメーター空間が、複雑な一重項スカラーと$U（1）_D$ベクトルボソンのみを考慮したNANOGravの結果と一致していることを確認します。$U（1）_D$の下で帯電した一重項フェルミ粒子の存在は、このモデルに暗黒物質を生じさせる可能性がありますが、追加のスカラーを組み込むことで、軽いニュートリノの質量を放射的に説明することもできます。
イベントごとの変数を含むオン/オフ測定での信号推定
| Title |
Signal_estimation_in_On/Off_measurements_including_event-by-event_variables |
| Authors |
Giacomo_D'Amico,_Tomislav_Terzi\'c,_Jelena_Stri\v{s}kovi\'c,_Michele_Doro,_Marcel_Strzys_and_Juliane_van_Scherpenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01019 |
バックグラウンドノイズが存在する場合の信号推定は、いくつかの科学分野で一般的な問題です。「オン/オフ」測定は、バックグラウンド自体が不明な場合に実行され、バックグラウンドコントロールサンプルから推定されます。オン/オフ測定における信号推定の「頻度主義」アプローチとベイズアプローチをレビューして比較し、前者の弱点と、問題のポアソン的性質に正しく対処する際の後者の利点に焦点を当てます。この作業では、ベイズ形式に基づいて信号レートを推定するために、BASiL（シングルイベント尤度を含むベイズ分析）と呼ばれる新しい再構成方法を考案します。これは、イベントごとの個々のパラメーターと、信号およびバックグラウンドの母集団に対するそれらの分布に関する情報を使用します。これにより、イベントは信号またはバックグラウンドイベントである可能性に応じて重み付けされ、固定の基準カットを実行せずにバックグラウンド抑制を実現できます。作業全体を通して、この方法を一般的に適用できる一般的な表記法を維持し、チェレンコフ望遠鏡の性能のデモンストレーションとして、実際のデータとMAGIC望遠鏡による観測のシミュレーションを使用した性能テストを提供します。BASiLを使用すると、信号をより正確に推定でき、信号抽出のカットによる露出の損失を回避できます。同様のケースで、その適用性は簡単であると予想されます。
