宇宙論的な$N$体シミュレーションからの情報をさまざまな解像度で効果的に組み合わせる物質パワースペクトルをエミュレートする方法を紹介します。エミュレーターを使用すると、少数のシミュレーションのパラメーター空間全体を補間することにより、シミュレーション出力を推定できます。宇宙論におけるマルチフィデリティエミュレーションの最初の実装を紹介します。ここでは、多くの低解像度シミュレーションをいくつかの高解像度シミュレーションと組み合わせて、エミュレーション精度を向上させます。パワースペクトルの宇宙論への依存性は、低解像度のシミュレーションから学習されます。低解像度のシミュレーションは、高解像度のシミュレーションを使用して較正されます。マルチフィデリティエミュレーターは、わずか3ドルの高忠実度シミュレーションで平均してパーセントレベルの精度を達成でき、11ドルのシミュレーションを使用するシングルフィデリティエミュレーターよりも優れていることを示しています。固定数の高忠実度トレーニングシミュレーションを使用して、マルチ忠実度エミュレーターが$k\leq2\、h\textrm{Mpc}{^{のシングル忠実度エミュレーターよりも$\simeq100$優れていることを示します。-1}}$、および$\simeqは、$3\leqk<6.4\、h\textrm{Mpc}{^{-1}}$で20倍優れています。マルチフィデリティエミュレーションは、標準のガウス過程に簡単な変更を加えるだけで、トレーニングが高速です。提案されたエミュレーターは、さまざまな忠実度からのシミュレーションを融合することにより、非線形スケールを予測する新しい方法を示しています。
解決されたスニャーエフ-近くの銀河群のゼルドビッチプロファイル
| Title |
The_Resolved_Sunyaev--Zel'dovich_Profiles_of_Nearby_Galaxy_Groups |
| Authors |
C.T._Pratt_(1),_Z._Qu_(1),_J.N._Bregman_(1)_((1)_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01123 |
銀河群のバリオンの多くは、フィードバックによって長距離（$\gtrsim$$R_{500}$）に追い出されたと考えられていますが、この拡張ガスの制約的な観測はほとんどありません。この作品は、質量範囲log$_{10}（M_{500}[M_{\odot}]）=13.6内の10個の近くの銀河群の積み重ねられたサンプルの解決されたSunyaev--Zel'dovich（SZ）プロファイルを示しています。13.9ドル。PlanckCollaborationから公開されている$y$マップと、最新バージョンの$Planck$データから作成された独自の$y$マップを使用して、SZプロファイルを測定しました。最新のデータリリースから抽出された$y$マップは、3$R_{500}$までの有意なSZ検出をもたらしました。さらに、これらのデータからのスタックプロファイルは、AGNフィードバックを含むシミュレーションと一致していました。最新の$Planck$データを使用した最適なモデルでは、$R_{500}$内のバリオンの割合$\約5.6\％$が示唆されました。これは、宇宙の値である$\約16\％$よりも大幅に低く、バリオンがAGNフィードバックによって大きな半径に駆動されているという考えを裏付けています。最後に、$\sim2$$R_{500}$の近くに、内部降着ショックの兆候である可能性が最も高い重要な（$\sim3\sigma$）「バンプ」機能を発見しました。
超伝導宇宙ひもからのグローバル21cm吸収信号
| Title |
Global_21cm_Absorption_Signal_from_Superconducting_Cosmic_Strings |
| Authors |
Roxane_Th\'eriault,_Jordan_T._Mirocha_and_Robert_Brandenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01166 |
超伝導宇宙ひもは、再結合と再電離の間に電磁波を放出します。したがって、それらはグローバル21cm信号に影響を及ぼします。臨界電流のある弦に焦点を当てて、結果として生じる吸収特性を計算し、弦の張力$\mu$への依存性を調べ、観測結果と比較します。$G\mu=10^{-10}$の範囲の弦張力（$G$はニュートンの重力定数）の場合、2つの特徴的な吸収特性の興味深い増幅があります。1つは宇宙の夜明け、$z\です。lesssim30$、そして宇宙の暗黒時代のもう1つ、$z\sim80$。前者は、EDGES実験で観測されたものと振幅が同等です。
| Title |
Multi-tasking_the_growth_of_cosmological_structures |
| Authors |
Louis_Perenon,_Matteo_Martinelli,_St\'ephane_Ili\'c,_Roy_Maartens,_Michelle_Lochner,_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01613 |
次世代の大規模構造調査により、成長データの精度が大幅に向上し、宇宙論モデルを想定せずに「不可知論的」手法を使用して摂動の進化を研究できるようになります。特定の機械学習ツールであるガウス過程に焦点を当てて、成長率$f$、物質の二乗平均平方根変動$\sigma_8$、およびそれらの積$f\sigma_8$を再構築します。この方法をシミュレーションデータに適用し、今後のステージIV銀河調査の精度を表します。標準のシングルタスクアプローチを、3つの機能を同時に再構築するマルチタスクアプローチに拡張し、それによってそれらの相互依存性を考慮に入れます。このマルチタスクアプローチは、将来の調査でシングルタスクアプローチよりも優れており、より重要性の高い標準モデルからの逸脱を検出できるようになることがわかりました。対照的に、現在のデータの感度が限られているため、堅牢な再構成を取得するためにガウス過程パラメーターを微調整する必要があるため、不可知論的手法の使用が大幅に妨げられます。
Axi-Higgs宇宙のハッブル定数
$\Lambda$CDMモデルは、CMBデータへの優れた適合性を提供します。ただし、ハッブル定数$H_0$の決定をローカル距離-赤方偏移の測定値と比較すると、統計的に有意な緊張が生じます。超軽量アクシオンをヒッグス場に結合するaxi-Higgsモデルは、$\Lambda$CDMモデルの特定のバリエーションを提供します。これは、$H_0$張力を緩和するだけでなく、ビッグバン元素合成における$^7$Liパズル、弱いレンズ効果データによる$S_8$張力、およびCMBで観測された等方性宇宙複屈折を説明します。この手紙では、初期宇宙と後期宇宙へのアクシオンの影響を相関させることにより、$H_0$と$S_8$の緊張を同時に解決する方法を示しています。間もなく実験テスト用に選択されたベンチマークシナリオでは、CMB+BAO+WL+SNデータを組み合わせた分析により、$H_0=71.1\pm1.1$km/s/Mpcおよび$S_8=0.766\pm0.011$が得られます。これ（SN（超新星）部分を除く）をローカル距離-赤方偏移測定と組み合わせると、$H_0=72.3\pm0.7$km/s/Mpcが得られますが、$S_8$は変更されません。
プラネットナインの存在下での海王星の遠方共鳴の安定性
| Title |
Stability_of_Neptune's_distant_resonances_in_the_presence_of_Planet_Nine |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Scott_S._Sheppard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01065 |
50<a<100auの散乱円盤内の太陽系外縁天体（TNO）は、海王星のn：1共鳴（例：3：1、4：1など）の近くに集まっていると考えられています。これらの天体は長い太陽周回軌道距離で長い時間を費やしますが、それらの周回軌道が約40au未満のままである場合、それらの動的進化は依然として海王星のものと大部分が結びついています。逆に、250auを超え、分離したペリヘリアを持つ約12の極端なTNOは、遠すぎて巨大惑星の影響を受けず、近すぎてダイナミクスを外力によって支配できない体制に存在するようです。最近の研究は、物理空間におけるこれらの軌道の見かけの整列が、遠くの巨大な惑星による重力シェパーディングのサインであることを示唆しています。この論文では、3：1と14：1の間の海王星のn：1共鳴のそれぞれにおけるTNOの進化を調査します。〜157au付近の12：1を超える共鳴物体と非共鳴物体の両方が、仮想のプラネットナインからの摂動によってかなり効率的に除去されると結論付けます。さらに、海王星とプラネットナインの両方との共鳴相互作用のエピソードを経験する<100au、40<q<45au、および低い傾斜を持つシミュレートされたTNOの母集団を明らかにします。最後に、100auを超える観測オブジェクトの進化をシミュレートし、海王星とのn：1共鳴でロックされる可能性のあるいくつかのTNOを特定します。それぞれ10：1と11：1の共振にあるように見える最も遠い既知の共振候補2014JW80と2014OS394を含みます。私たちの結果は、同様の遠隔オブジェクトの検出が、追加の遠方の惑星の存在を引き起こす仮説に有用な制約を提供する可能性があることを示唆しています。
太陽の出生円盤における強い圧力上昇の影響：小石の降着ではなく微惑星の降着による地球型惑星の形成
| Title |
The_effect_of_a_strong_pressure_bump_in_the_Sun's_natal_disk:_Terrestrial_planet_formation_via_planetesimal_accretion_rather_than_pebble_accretion |
| Authors |
Andr\'e_Izidoro,_Bertram_Bitsch,_and_Rajdeep_Dasgupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01101 |
炭素質および非炭素質隕石の質量に依存しない同位体異常は、内側と外側の太陽系の効率的な分離を示唆する明確な二分法を示しています。観測によると、原始惑星系円盤のmmサイズの小石の分布におけるリング状の構造が一般的です。これらの構造は、ガスディスク内の局所的な圧力の最大値によってトラップされている漂流小石に関連していることがよくあります。同様の構造が太陽の出生円盤にも存在していた可能性があり、これは隕石/惑星の同位体二分法を自然に説明する可能性があります。ここでは、内側の太陽系の形成に対する外側の円盤（例：$\sim$5〜au）の強い圧力バンプの影響をテストします。塵の凝固と進化、微惑星の形成、および微惑星とペブル集積を介した胚の成長をモデル化します。我々の結果は、陸生胚が小石の降着ではなく微惑星の降着を介して形成されたことを示している。私たちのモデルでは、小石の放射状のドリフトが微惑星の形成を促進します。ただし、圧力バンプが形成されると、内側のディスクの小石はドリフトによって失われ、$\gtrapprox$1〜auで成長する胚によって効率的に付着することができます。$\sim$0.5-1.0au内の胚は比較的速く成長し、小石をより効率的に蓄積することができます。しかし、これらの同じ胚はより大きな塊に成長するので、それらは実質的に内側に移動するはずであり、これは現在の太陽系と一致していません。したがって、地球型惑星は、月の巨大な衝撃から、$\gtrapprox$1.0〜au付近に形成された大まかに火星の質量の惑星胚に降着した可能性が最も高いです。最後に、私たちのシミュレーションは、小惑星帯が低質量で生まれたことを示唆する形成モデルと定性的に整合している、陸域の微惑星の急な放射状質量分布を生成します。
照射された海洋惑星の質量と半径の関係
巨大で水が豊富な惑星は、宇宙のいたるところにあるはずです。それらの世界の多くは、それらのホスト星からの重要な照射を受け、拡張された蒸気雰囲気に囲まれた超臨界水層を表示することが期待されています。そのような膨張した水圏で照射された海洋惑星は、サブネプチューンの質量半径分布を一致させるための良い候補であることが最近示されました。ここでは、内部モデルと水の更新された状態方程式（EoS）を組み合わせることにより、水に富む惑星の現実的な構造を計算するモデルと、放射伝達を考慮した大気モデルについて説明します。不適切なEoSを使用すると、惑星のサイズと構成によっては、惑星の半径が最大$\sim$10\％過大評価される可能性があることがわかりました。私たちのモデルはテストケースとしてGJ9827システムに適用されており、それぞれ惑星bとcの地球または金星のような内部を示しています。惑星dは、水塊の割合が$\sim$$20\pm10\％$の照射された海洋惑星である可能性があります。また、質量と半径の関係に適合しているため、モデルを実行しなくても、さまざまな惑星の組成を直接取得できます。私たちの計算は、高度に照射された惑星が大気損失プロセスによってH/He含有量を失い、残った物質が水の質量分率に応じてスーパーアースまたはサブネプチューンのいずれかにつながったことを最終的に示唆しています。
ウラン衛星の宇宙船探査の科学的事例：天王星型惑星の候補海洋世界
| Title |
The_science_case_for_spacecraft_exploration_of_the_Uranian_satellites:_Candidate_ocean_worlds_in_an_ice_giant_system |
| Authors |
Richard_J._Cartwright,_Chloe_B._Beddingfield,_Tom_A._Nordheim,_Catherine_M._Elder,_Julie_C._Castillo-Rogez,_Marc_Neveu,_Ali_M._Bramson,_Michael_M._Sori,_Bonnie_J._Buratti,_Robert_T._Pappalardo,_Joseph_E._Roser,_Ian_J._Cohen,_Erin_J._Leonard,_Anton_I._Ermakov,_Mark_R._Showalter,_William_M._Grundy,_Elizabeth_P._Turtle,_Mark_D._Hofstadter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01164 |
天王星の27の衛星は謎めいていて、暗い表面は有機物が豊富である可能性のある材料でコーティングされています。ボイジャー2号は、天王星の5つの最大の「古典的な」月、ミランダ、アリエル、ウンブリエル、チタニア、オーベロンの南半球と、最大のリングムーンパックを画像化しましたが、北半球はフライバイの時点ではほとんど観測できませんでした。画像化されていません。さらに、他の21の既知の衛星については、空間的に分解されたデータセットは存在せず、それらの表面特性は本質的に不明です。ボイジャー2号には近赤外線マッピング分光計が装備されていなかったため、天王星の衛星の表面組成とそれらを変更するプロセスに関する知識は、地上および宇宙ベースの望遠鏡によって収集されたディスク統合データセットに限定されています。それにもかかわらず、ボイジャー2号の画像科学システムによって収集された画像と望遠鏡施設によって収集された反射スペクトルは、5つの古典的な月が、氷の表面の下に液体の地下層を現在持っている、または持っていた可能性のある海洋世界の候補であることを示しています。これらの衛星が海洋世界であるかどうかを判断し、天王星の環月と不規則衛星を調査するには、天王星のオービターに搭載された機器によるクローズアップ観測と測定が必要です。
天王星と海王星IIの熱進化-深い熱境界層
| Title |
Thermal_evolution_of_Uranus_and_Neptune_II_--_Deep_thermal_boundary_layer |
| Authors |
Ludwig_Scheibe,_Nadine_Nettelmann,_Ronald_Redmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01359 |
熱進化モデルは、天王星と海王星の両方の光度が断熱内部の古典的な仮定と矛盾していることを示唆しています。このようなモデルは通常、天王星がより明るく、最近では海王星が観測よりも暗いと予測しています。この作業では、天王星と海王星のような惑星の進化に対する熱伝導性境界層の影響を調査します。この熱境界層（TBL）は惑星の奥深くに位置していると考えられており、H-Heが優勢な外側のエンベロープと氷が豊富な内側のエンベロープの間の急な組成勾配によって引き起こされます。惑星の冷却挙動に対するTBLの厚さ、熱伝導率、およびTBL形成の時間の影響を調査します。計算は、恒星進化論のためのHenyey法に基づいて最近開発されたツールを使用して実行されました。水素、ヘリウム、水の最新の状態方程式と、abinitio法で計算された水の熱伝導率データを利用します。数キロメートルの薄い導電層でさえ、惑星の冷却に大きな影響を与えることがわかります。私たちのモデルでは、天王星の測定された光度は、惑星が長時間太陽入射フラックスとほぼ平衡状態にある場合にのみ再現できます。海王星の場合、天王星と同様に、15km以上の層の厚さでほぼ一定の有効温度を持つ一連のソリューションが見つかります。さらに、数kmの薄いTBLと大幅に強化された熱伝導率のソリューションを見つけます。$\sim$1$〜$Gyr後のTBLの開始により、現在の$\DeltaT$が1桁減少してわずか数100Kになります。私たちのモデルは、TBLが現在の惑星の光度に両方向で大きく影響する可能性があることを示唆しています。、断熱の場合よりも明るくまたは暗く見えるようにします。
小惑星表面への斜めの衝撃からの噴出物の分布と運動量の伝達
| Title |
Ejecta_distribution_and_momentum_transfer_from_oblique_impacts_on_asteroid_surfaces |
| Authors |
S.D._Raducan,_T.M._Davison,_G.S._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01474 |
NASAのダブルアステロイドリダイレクションテスト（DART）ミッションは、ターゲットの小惑星であるディモルフォスに、衝突前にはわからない斜めの角度で衝突します。さまざまな衝撃角度での小惑星表面へのDARTのような衝撃のiSALE-3Dシミュレーションを計算し、垂直運動量伝達効率$\beta$がさまざまな衝撃角度で類似していることを発見しましたが、与えられた運動量は衝撃として減少します角度が減少します。45$^\circ$の衝撃から与えられる運動量は、垂直方向の衝撃と比較して最大50\％減少すると予想されます。放出された運動量の方向は表面に垂直ではありませんが、クレーターの成長とともに「まっすぐになる」ことが観察されています。垂直方向の衝撃のiSALE-2Dシミュレーションは、iSALE-3Dシミュレーション結果のコンテキストを提供し、放出角度がターゲットプロパティとクレーターの成長の両方で変化することを示しています。排出角度はターゲットの気孔率に比較的影響を受けませんが、ターゲットの内部摩擦係数によって最大30$^\circ$変動します。この論文で提示されたシミュレーション結果は、LICIACubeによって画像化されるDARTクレーターイジェクタコーンからのターゲットプロパティを制約するのに役立ちます。ここに示す結果は、斜めの衝撃に対する経験的なスケーリング関係の基礎を表しており、既知のターゲットプロパティが与えられた場合に、噴出運動量の垂直成分$\beta-1$の分析的近似を決定するためのフレームワークとして使用できます。
画像特徴抽出と銀河分類：自動機械学習による斬新で効率的なアプローチ
| Title |
Image_feature_extraction_and_galaxy_classification:_a_novel_and_efficient_approach_with_automated_machine_learning |
| Authors |
F._Tarsitano_(1),_C._Bruderer_(2),_K._Schawinski_(2),_W._G._Hartley_(3)_((1)_Institute_for_Particle_Physics_and_Astrophysics,_ETH_Z\"urich,_Wolfgang-Pauli-Strasse_27,_CH-8093_Z\"urich,_Switzerland,_(2)_Modulos_AG,_Technoparkstrasse_1,_8005_Z\"urich,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Geneva,_ch._d'_\'Ecogia_16,_CH-1290_Versoix,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01070 |
この作業では、1次元問題用に設計された機械学習手法を銀河画像分類のタスクに適用する可能性を探ります。画像分類に使用されるアルゴリズムは、通常、点像分布関数（PSF）のデコンボリューションや、数千または数百万ものパラメーターの複雑な畳み込みニューラルネットワーク（CNN）のトレーニングと適用など、複数のコストのかかるステップに依存します。私たちのアプローチでは、銀河の画像から、光の分布にある楕円形のアイソフォットを分析して特徴を抽出し、情報を順番に収集します。この方法で得られたシーケンスは、滑らかなS\'ersicプロファイルとは対照的に、銀河のタイプを直接区別できる明確な特徴を示します。次に、プラットフォームModulosAutoMLを介して設計された機械学習アルゴリズムを使用してシーケンスをトレーニングおよび分類し、分類タスクを最適化する方法を研究します。この方法のデモンストレーションとして、DarkEnergySurvey（DESDR2）の2番目の公開リリースを使用します。このサンプルに適用することで、信号対雑音比が300を超える画像について、初期型と後期型の銀河をうまく区別できることを示します。これにより、初期の精度は$86\％$になります。-タイプの銀河と後期タイプの銀河の$93\％$は、最新の自動画像分類アプローチと同等です。私たちの新しい方法は、銀河画像を正確に分類することを可能にし、他のアプローチよりも高速です。データの次元削減は、計算コストの大幅な削減も意味します。例えばで得られる将来のデータセットの観点から。ユークリッドとベラルービン天文台（VRO）のこの作品は、ペタバイトスケールで銀河分類の問題に効率的に取り組むために、業界で十分にテストされ広く使用されているプラットフォームを使用するための道を示しています。
天の川銀河の分子雲寿命のスケーリング関係
| Title |
A_scaling_relation_for_the_molecular_cloud_lifetime_in_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Sarah_M._R._Jeffreson,_Benjamin_W._Keller,_Andrew_J._Winter,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Mark_R._Krumholz,_Yusuke_Fujimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01073 |
3つの天の川のような孤立した円盤銀河シミュレーション全体の分子雲の時間発展を1Myrの時間分解能で、空間スケールで約10pcから最大1kpcまでの2桁にわたる空間分解能の範囲で研究します。。最高の空間分解能で生成された雲進化ネットワークには、さまざまな銀河力学環境で累積合計約80,000個の個別の分子雲が含まれています。雲は重心間の交差時間に比例した速度で合併しますが、それらの物理的特性はこれらの相互作用にほとんど影響されないことがわかります。ガスディスクのスケールハイトより下では、雲の寿命は$\tau_{\rmlife}\propto\ell^{-0.3}$の形式のスケーリング関係に従い、雲のサイズは$\ell$であり、密度が高すぎることと一致しています。それは崩壊し、星を形成し、恒星のフィードバックによって分散されます。円盤のスケールハイトを超えると、これらの自己重力領域は解決されなくなるため、近くの円盤銀河で観察されるように、ガスディスクの乱流交差時間と一致して、スケーリング関係は約13Myrの一定値に平坦になります。
LBT-SONGで星が分解された近くの星形成銀河の伴銀河の探索
| Title |
A_Search_for_Satellite_Galaxies_of_Nearby_Star-Forming_Galaxies_with_Resolved_Stars_in_LBT-SONG |
| Authors |
Christopher_T._Garling,_Annika_H._G._Peter,_Christopher_S._Kochanek,_David_J._Sand,_Denija_Crnojevi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01082 |
大双眼望遠鏡からの深い（$m\sim27$mag）光学イメージングを使用して、近くにある6つの（D$<5$Mpc）、サブミルキーウェイの質量ホストの矮星伴銀河の解決された星の種族検索の結果を示します。画像シミュレーションを実行して、光度とサイズの広い範囲にわたる矮星の検出効率を定量化し、未解決の測光ブレンディングの処理を含む高速カタログベースのエミュレーターを開発します。新しい矮星衛星は発見されませんが、調査ボリュームにある$M_{\text{V}}<-12$で2つの既知の矮星（DDO113とLVJ1228+4358）を回復します。分析確率分布関数を使用して衛星の光度関数を予測する新しい理論的フレームワークをプレビューし、それをサンプルに適用すると、古典的な矮星が1つ少なく、かすかな矮星が1つ多いことがわかります（$M_{\text{V}}\sim-7.5$）観測サンプルに見られるよりも（つまり、観測サンプルはわずかに上に重い）。しかし、観測サンプル（2）の矮星の総数は、理論上の予想とよく一致しています。興味深いことに、DDO113は環境消光の兆候を示しており、LVJ1228+4358は潮汐的に混乱しており、低質量のホストが以前に考えられていたよりも深刻な衛星に影響を与える可能性があることを示唆しています。
| Title |
Intermediate_mass_black_holes_from_stellar_mergers_in_young_star_clusters |
| Authors |
Ugo_N._Di_Carlo,_Michela_Mapelli,_Mario_Pasquato,_Sara_Rastello,_Alessandro_Ballone,_Marco_Dall'Amico,_Nicola_Giacobbo,_Giuliano_Iorio,_Mario_Spera,_Stefano_Torniamenti,_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01085 |
質量範囲$10^2-10^5\、\mathrm{M_{\odot}}$の中間質量ブラックホール（IMBH）は、恒星ブラックホール（BH）と超大質量BHの間のギャップを埋めます。ここでは、暴走衝突とBH合併により、若い星団にIMBHが形成される可能性を調査します。高密度の若い星団の$10^4$シミュレーションを分析し、最新の恒星風モデルとコア崩壊および（脈動）対不安定性の処方を特徴としています。私たちのシミュレーションでは、バイナリBHマージを介して、218個のIMBHのうち9個だけが、質量$\sim{}100-140$M$_\odot$で形成されています。このチャネルは、私たちの星団の低い脱出速度によって強く抑制されています。対照的に、最大$\sim{}438$M$_{\odot}$の質量を持つIMBHは、特に低金属量で、暴走する天体衝突を介して効率的に形成されます。前駆体の金属量に応じて、シミュレートされたすべてのBHの最大$\sim{}0.2$〜％がIMBHです。暴走形成チャネルは、恒星風のために、金属が豊富な（$Z=0.02$）星団で強く抑制されます。IMBHは、他のBHとのペアリングにおいて非常に効率的です。それらの$\sim{}70$％は、シミュレーションの最後にバイナリBHのメンバーです。ただし、IMBH-BHの合併はありません。より大規模な星団は、IMBHの形成においてより効率的です：初期質量$10^4-3\times{}10^4$Mのシミュレートされたクラスターの$\sim{}8$％（$\sim{}1$％）$_\odot$（$10^3-5\times{}10^3$M$_\odot$）は、少なくとも1つのIMBHをホストします。
すべての星がその重力ポテンシャルに寄与するため、星団は摂動を集合的に増幅します。小さな変動の限界では、これは線形応答理論、いわゆる応答行列によって記述されます。このマトリックスの評価は、不安定なモード（つまり、正の成長率）ではやや簡単ですが、減衰モード（つまり、負の成長率）では注意深く分析接続する必要があります。球対称星団でそのような計算を実行するための一般的な方法を提示します。等方性等方性クラスターに適用すると、低周波の弱減衰$\ell=1$モードの存在が回復します。最後に、一連の直接$N$-bodyシミュレーションを使用して、クラスターの密度中心が受けた相関ランダムウォークの統計を通じてこの予測を明示的にテストします。
宇宙塵粒子の表面の物理学と化学：実験室の見解
ダストグレインは、宇宙環境の物理学と化学において中心的な役割を果たします。それらは、恒星放射との相互作用により、媒体の光学的および熱的特性に影響を与えます。重要な天文分子のかなりの部分の合成に関与する化学反応の表面を提供します。そしてそれらは小石、彗星、小惑星、微惑星、そして惑星の構成要素です。この論文では、拡散、半透明、高密度の星間雲のプロセスに関連する、信頼性の高い宇宙塵粒子類似体の表面での、吸着、脱着、拡散、分子形成反応などの物理的および化学的プロセスの実験的研究をレビューします。原始星のエンベロープ、惑星を形成する円盤、および惑星の大気。このような実験で明らかになった情報は、さまざまな環境で使用できるほど柔軟である必要があります。さらに、新しいアイデア、実験的アプローチ、および研究の方向性について議論する前向きな展望を提供します。
高質量星形成領域IRAS18566 +0408における複雑なニトリル種のシアン化エチルの分光学的検出
| Title |
Spectroscopic_detection_of_complex_nitrile_species_ethyl_cyanide_in_the_high_mass_star_formation_region_IRAS_18566+0408 |
| Authors |
Soumyadip_Banerjee,_Sabyasachi_Pal,_Arijit_Manna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01421 |
高質量の星形成オブジェクトの研究は、大質量の星形成プロセスに関する貴重な詳細を示しています。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した、高質量星形成領域IRAS18566+0408における複雑なニトリル種のシアン化エチルの回転分子輝線の最初の分光学的検出を紹介します。$\nu$=86$-$111GHzの周波数範囲で異なる$^{13}C$アイソトポログを含む、合計13のシアン化エチルの回転輝線を検出しました。統計的有意性は$\geq$5$\sigma$です。シアン化エチルの統計カラム密度は3.42$\times$10$^{15}$cm$^{-2}$、回転温度$T_{rot}$=70Kです。IRAS18566+0408のシアン化エチルの存在量H$_{2}$に対して、1.61$\times$10$^{-9}$と見積もられています。シアン化エチルが豊富に含まれていることは、エタンと飽和炭化水素がIRAS18566+0408の一般的な元素であることを示している可能性があります。
大マゼラン雲の南東部のX線スプリアスの多波長解析
| Title |
Multiwavelength_analysis_of_the_X-ray_spur_and_southeast_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
J._R._Knies_and_M._Sasaki_and_Y._Fukui_and_K._Tsuge_and_F._Haberl_and_S._Points_and_P._J._Kavanagh_and_M._D._Filipovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01437 |
目的：大マゼラン雲の東部に位置する巨大なHII領域30ドラダス（30ドル）は、局部銀河群で最も活発な星形成領域の1つです。HIデータの研究により、約30ドルの領域で互いに衝突したに違いない2つの大きなガス構造が明らかになりました。X線では、X線スプリアスと呼ばれる30Dorの南に拡張放出（$\sim1$kpc）があり、これはHIガスと反相関しているように見えます。X線スパー内の高温の星間物質（ISM）の特性を研究し、ISM内の関連する相互作用を含むその起源を調査します。方法：X線スプリアスとその周辺の新しいアーカイブXMM-Newtonデータを分析して、高温拡散プラズマの特性を決定しました。ボロノイ分割アルゴリズムを利用して、詳細なプラズマ特性マップを作成しました。また、HIとCOのデータ、およびH$\alpha$と[SII]の輝線放射データを調査し、X線スペクトル分析の結果と比較しました。結果：温度が$kT_1\sim0.2$keVと$kT_2\sim0.5-0.9$keVの2つの高温プラズマ成分の証拠が見つかりました。高温の成分は、30DorとX線スプリアスの近くではるかに顕著です。30ドルでは、プラズマはおそらく大規模な恒星風と超新星残骸によって加熱されています。X線スプリアスでは、星による加熱の証拠は見つかりません。代わりに、X線スプリアスはHIガスの衝突によって圧縮および加熱されている必要があります。
MWC1080周辺の拡散源の高解像度近赤外分光法
| Title |
High-resolution_Near-infrared_Spectroscopy_of_Diffuse_Sources_around_MWC_1080 |
| Authors |
Il-Joong_Kim,_Heeyoung_Oh,_Woong-Seob_Jeong,_Kwang-Il_Seon,_Tae-Soo_Pyo_and_Jae-Joon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01453 |
ハービッグスターMWC1080の周囲で観測された拡散H-アルファ放射の起源を明らかにするために、イマージョングレーティング赤外線スペクトログラフ（IGRINS）を使用して高解像度の近赤外線（NIR）分光観測を実行しました。NIRHおよびKバンドでは、さまざまな輝線（6つの水素ブラケット線、7つのH2線、および[FeII]線）を検出し、それらの空間位置を光学（H-alphaおよび[SII]）と比較しました。無線（13COおよびCS）ラインマップ。衝撃によって誘発されたH2および[FeII]線は、この領域に少なくとも3つの関連する若い星からなる複数の流出の存在を示しています。北東（NE）キャビティエッジ近くのH2と[FeII]の運動学は、MWC1080AからのNEの主な流出が、傾斜角の小さい青方偏移したものであることを裏付けています。南東の分子領域の近くのH2と[FeII]線は、追加の高度に青方偏移した流出が他の若い星から発生していることを新たに明らかにしています。蛍光H2線は、主流出キャビティの円筒面に形成された光解離領域をトレースすることがわかりました。これらの領域は、約10〜15km/sの速度で外側に拡張しています。H-アルファ放射については、塵によって散乱されたMWC1080Aの主要な成分に加えて、2つの恒星の流出と2つの若い星に関連するその成分を特定します。また、MWC1080Aから南西方向に約0.4pc離れた、NEの主流出と新たに特定された流出の1つの軸の近くにあるいくつかのかすかなH-alphaの特徴を報告します。
炭化ケイ素クラスターの垂直および断熱イオン化エネルギー、（SiC）$ _ n $、n = 1-12
| Title |
The_vertical_and_adiabatic_ionization_energies_of_silicon_carbide_clusters,_(SiC)$_n$,_with_n=1-12 |
| Authors |
David_Gobrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01482 |
炭化ケイ素（SiC）は、炭素が豊富な環境における主要な宇宙塵成分の1つです。しかし、SiCダストの形成はよく理解されていません。特に、基本的な構成要素（つまり分子クラスター）が（サブ）ナノスケールで原子偏析を示すため、SiC凝縮の初期段階（つまりSiC核形成）は不明なままです。小さな炭化ケイ素クラスター（SiC）$_n$、n=2-12の垂直および断熱イオン化エネルギーを報告します。範囲は6.6〜10.0eVで、SiC分子（$\sim$10.6eV）よりも低くなっています。単一イオン化（SiC）$_n^+$、n=5-12の陽イオンの最も好ましい構造は、中性の陽イオンに似ています。ただし、サイズn=2〜4の場合、これらの構造類似体は準安定であり、異なるカチオン形状が好まれます。さらに、（SiC）$_5^+$カチオンが遷移状態である可能性が高いことがわかります。したがって、小さな中性（SiC）$_n$クラスターの安定限界に制約を課して、（星間）放射場または高温によるイオン化を持続させます。
分子ディスクのイオン化された心臓。超小型HII領域のALMA観測G24.78 + 0.08 A1
| Title |
The_ionized_heart_of_a_molecular_disk._ALMA_observations_of_the_hyper-compact_HII_region_G24.78+0.08_A1 |
| Authors |
Luca_Moscadelli,_Riccardo_Cesaroni,_Maria_T._Beltr\'an,_Victor_M._Rivilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01516 |
超小型（HC）または超小型（UC）HII領域の研究は、大規模な（>8M_sun）星形成のプロセスを理解するための基本です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）1.4mmサイクル6観測を使用して、高質量星形成クラスターG24の分子コアA1内のHCHII領域を高角度分解能（〜0.050"、330auに対応）で調査しました。.78+0.08。H30alpha発光と、CH3CNおよび13CH3CNの異なる分子線を使用して、それぞれイオン化ガスと分子ガスの運動学を研究しました。HCHII領域の中心、半径<〜500auで2つ観測されます。それぞれPA=39度およびPA=133度の軸に沿って向けられた相互に垂直な速度勾配。PA=39度の軸に沿って向けられた速度勾配の振幅は22km/smpc^（-1）です。、これは他の3km/smpc^（-1）よりもはるかに大きいです。これらの速度勾配は、PA=39度での軸の周りの回転、および軸に沿った膨張として解釈されます。マッシブの形成を促進するディスクジェットシステムのイオン化された心臓HCHII領域を担当するeスター（〜20M_sun）。このようなシナリオは、PA=133度の軸に沿ったCH3CNおよび13CH3CN線の位置速度プロットによってもサポートされます。これは、20M_sunの星の周りのケプラーの回転と一致しています。G24.78+0.08のHCHII領域に向けて、質量落下（半径〜5000au）、外側の分子ディスク（<〜4000auから>〜500au）、および内側のイオン化ディスク（<〜500au）は、巨大な電離星がまだその親分子コアから活発に降着していることを示しています。私たちの知る限り、これは高質量形成星の周りの分子ディスクの最初の例であり、HII領域の開始後に内部でイオン化されながら、イオン化星に質量を降着し続けます。
短いGRBからのニュートリノと宇宙線の放出におけるジェット繭の混合、磁化、衝撃の発生の役割
| Title |
The_role_of_jet-cocoon_mixing,_magnetization_and_shock_breakout_in_neutrino_and_cosmic-ray_emission_from_short_GRBs |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Noemie_Globus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01076 |
バイナリ中性子星（BNS）の合体噴出物を伝搬する弱くて高度に磁化されたガンマ線バースト（GRB）ジェットのGRMHDおよびRMHDシミュレーションを実行します。シミュレーションを使用して、最初に、ジェットとすべてのタイプのジェットに存在する繭の間の混合が、光球下の無衝突衝撃の形成を阻害することを発見しました。ただし、穏やかな磁化は、効率的な陽子加速を可能にする無衝突サブショックの形成につながる可能性があることを示しています。コリメーションショック、内部ショック、ショックブレイクアウト、および外部ショックでのせん断加速度と拡散衝撃加速度を考慮して、BNS合併におけるGRBからのニュートリノおよび宇宙線（CR）信号の最初の自己無撞着な推定値を提供します。短いGRBは、現在の施設では検出可能なニュートリノ信号を生成しないことがわかります。衝撃ブレイクアウトは、ジェット磁化とは無関係に、視角$\sim20^\circ$で$\sim10$PeVニュートリノを生成します。しかし、ショックブレイクアウトからのニュートリノ信号は、電流検出器の検出限界をはるかに下回っています。このような信号は、ニュートリノ-$\ガンマ-$線の同時検出を可能にし、ニュートリノ生成サイトとしてのショックブレイクアウトのテスト可能な予測を提供します。GW170817の残光放射に適合する数値モデリングを使用すると、BNS合併の爆風が、PeV-EeVエネルギー範囲の銀河CR光度の5％〜10％を占める可能性があることがわかります。これらの推定に基づいて、観測されたCR異方性のレベルは、最新の銀河連星中性子星合体から$\lesssim3$キロパーセクまでの距離に制約を課します。
相対論的プラズマにおける弱いAlfv \ 'enic乱流II：電流シートと散逸
| Title |
Weak_Alfv\'enic_turbulence_in_relativistic_plasmas_II:_Current_sheets_and_dissipation |
| Authors |
B._Ripperda,_J.F._Mahlmann,_A._Chernoglazov,_J.M._TenBarge,_E.R._Most,_J._Juno,_Y._Yuan,_A.A._Philippov,_A._Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01145 |
ブラックホール降着円盤と中性子星磁気圏で励起されたアルフベン波は、相対論的磁化プラズマにおける乱流の構成要素です。これらのシステムでは、磁気エネルギーの大きな貯蔵所が利用可能であるため、弱い乱流領域でもプラズマを大幅に加熱することができます。2つの逆伝播Alfv\'en波の高解像度3次元シミュレーションを実行し、$E_{B_{\perp}}（k_{\perp}）\proptok_{\perp}^{-2}$エネルギースペクトルは、相対論的電磁流体力学における弱い乱流カスケードとその無限に磁化された（力のない）限界の結果として発生します。プラズマ乱流は、磁気エネルギーが散逸する場所として機能する電流シートを遍在的に生成します。散逸メカニズムとして磁気リコネクションを研究し、逆伝播するアルフベン波間の非線形相互作用の自然な結果として電流シートが形成されることを示します。これらの現在のシートは、高次モードの成長によって引き起こされるせん断によって駆動される細長い渦の圧縮によって形成され、小規模な乱流構造に崩壊するまで薄くなります。重なり合う波と局所的な波束衝突の両方で、拡張された再接続領域の形成を調査します。局所化されたアルヴェーン波の相対論的相互作用は、アルヴェーン波と高速波の両方を誘発し、天体物理学システムにおける電磁エネルギーの変換と散逸を効率的に仲介します。アルヴェーン波の相互作用中に出現する電流シートの再結合によるプラズマの活性化は、ブラックホール降着コロナと中性子星磁気圏でのX線放射を説明できる可能性があります。
相対論的プラズマにおける弱いAlfv \ '{e} nic乱流I：漸近解
| Title |
Weak_Alfv\'{e}nic_turbulence_in_relativistic_plasmas_I:_asymptotic_solutions |
| Authors |
J._M._TenBarge,_B._Ripperda,_A._Chernoglazov,_A._Bhattacharjee,_J._F._Mahlmann,_E._R._Most,_J._Juno,_Y._Yuan,_and_A._A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01146 |
Alfv\'{e}n波の衝突は、太陽圏および低から中程度のエネルギーの天体物理学システムに浸透する非相対論的乱流の主要な構成要素です。ただし、ガンマ線バースト、パルサーおよびマグネター磁気圏、活動銀河核などの多くの天体物理学システムには、相対論的な流れまたはエネルギー密度があります。これらの高エネルギーシステムをよりよく理解するために、相対論的MHD方程式を導き出し、それらを使用して、力のない無限に磁化された限界を含む、相対論的電磁流体力学の減少における3次の漸近的に弱いAlfv\'{e}nic乱流を調べます。数値的および分析的漸近解の両方を比較して、非相対論的弱い乱流からの発見の多くが相対論的システムに保持されていることを示します。しかし、相対論的限界の重要な違いは、磁場の強さに関係なく、圧縮性高速モードへの有限結合です。つまり、モードは力のない限界でも結合されたままです。高速モードは力線を越えて伝播する可能性があるため、このメカニズムは、エネルギーが強く磁化されたシステム、たとえば磁気磁気圏から逃れるためのルートを提供します。ただし、高速Alfv\'{e}n結合は、斜め伝搬の限界で減少することがわかります。
II型超新星の星雲位相スペクトルにおける高速散乱体の偏光シグニチャ
| Title |
Polarization_signatures_of_a_high-velocity_scatterer_in_nebular-phase_spectra_of_Type_II_supernovae |
| Authors |
Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_Douglas_C._Leonard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01162 |
II型超新星（SNe）は、自由電子散乱から生じる直線偏光を示すことが多く、連続体と線の両方で複雑な光学的特徴があります。初期の星雲相に焦点を当て、SN年齢200dで、球対称性を破る56Ni「ブロブ」に関連する偏光シグネチャの体系的な研究を実施します。非LTE放射伝達計算によってサポートされている私たちの仮説は、そのような56Niブロブの主な役割は、SNeIIでの再結合後に減少する自由電子の局所密度を高めることであるということです。2D偏光放射伝達モデリングを使用して、その大きさN_e_fac、速度位置V_blob、および空間範囲を変化させて、そのような電子密度増強の影響を調査します。数十のもっともらしいN_e_fac値の場合、高速ブロブは200dで0.5〜1.0％の連続分極P_contを提供できます。私たちのシミュレーションは、P_contの分析スケーリング、特にブロブの半径方向の光学的厚さによる線形成長を再現します。ただし、最も制約のある情報は、偏光線光子によって運ばれます。高いV_blobの場合、偏光スペクトルは完全なスペクトルのレプリカとして表示され、100〜1000倍に縮小され（つまり、1/P_cont）、量V_blob（1-cos（alpha_los））だけ赤方偏移されます。ここでalpha_los視線角度です。V_blobが減少すると、赤方偏移が減少し、レプリケーションが低下します。形成領域がブロブと重なる線は、偏極フラックスでは弱く、狭く見えます。傾き（〜sin^2alpha_los）に依存するため、偏光は視線に垂直な平面の非対称性を優先的に明らかにします。電子密度の向上を適切に選択することで、これらの結果の一部は、一般に非対称爆発、または外側の噴出物に新しく形成されたダストからの分極の兆候に当てはまる可能性があります。[要約]
最初のM87事象の地平線望遠鏡の結果。 VII。リングの分極
| Title |
First_M87_Event_Horizon_Telescope_Results._VII._Polarization_of_the_Ring |
| Authors |
The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01169 |
2017年4月、イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、M87銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周りの地平線に近い領域を観測しました。これらの1.3mm波長の観察により、コンパクトな非対称リング状の光源形態が明らかになりました。この構造は、ブラックホールのすぐ近くにある相対論的プラズマによって生成されたシンクロトロン放射に由来します。ここでは、M87の中心の対応する線形偏光EHT画像を提示します。リングの一部だけが大幅に分極していることがわかります。分解された部分直線偏光は、リングの南西部分に最大値があり、約15％のレベルまで上昇します。偏光位置角は、ほぼ方位角のパターンで配置されます。コンパクトエミッションの関連する偏光特性の定量的測定を実行し、1週間のEHT観測にわたる偏光ソース構造の時間的進化の証拠を見つけます。偏光測定データの削減とキャリブレーションの方法論の詳細が提供されます。複数の独立したイメージングおよびモデリング手法を使用してデータ分析を実行します。各手法は、一連の合成データセットに対して検証されます。全体的な偏光構造とその時間の経過に伴う見かけの変化は、画像の再構成に使用される方法の影響を受けません。これらの偏光画像は、シンクロトロン放射の原因となる磁場の構造に関する情報を運びます。それらの物理的解釈については、付属の出版物で説明されています。
最初のM87事象の地平線望遠鏡の結果。 VIII。事象の地平線近くの磁場構造
| Title |
First_M87_Event_Horizon_Telescope_Results._VIII._Magnetic_Field_Structure_near_The_Event_Horizon |
| Authors |
The_Event_Horizon_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01173 |
230GHzでのイベントホライズンテレスコープ（EHT）の観測により、M87の超大質量ブラックホール周辺の偏光放射が事象の地平線スケールで画像化されました。この偏光シンクロトロン放射は、磁場の構造とブラックホール付近のプラズマ特性を調べます。ここでは、EHTによって観測された分解偏光構造と、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイによる同時の未分解観測を、理論モデルからの期待値と比較します。分解された画像の低い直線偏光は、偏光がEHTビームよりも小さいスケールでスクランブルされていることを示しています。これは、発光領域の内部のファラデー回転に起因します。10^4-7cm-3のオーダーの平均密度n_e、1-30Gのオーダーの磁場強度B、および（1-12）のオーダーの電子温度Tex10^10Kの放射プラズマを推定します。単純な1ゾーン排出モデル。正味の方位角直線偏光パターンは、放出領域の組織化されたポロイダル磁場に起因する可能性があることを示します。一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションからシミュレートされた偏光画像の大規模なライブラリとの定量的比較では、十分なパワーの相対論的ジェットを生成しながら、偏光EHT観測の重要な機能を説明できる物理モデルのサブセットを識別します。一貫性のあるGRMHDモデルはすべて、磁気的に拘束された降着円盤であり、地平線に近い磁場が動的に重要です。モデルを使用して、（3-20）x10^-4Msunyr-1のM87のブラックホールへの質量降着率を推測します。
回転と磁場を伴う二次元コア崩壊超新星モデルからの重力波信号
| Title |
Gravitational_Wave_Signals_from_Two-Dimensional_Core-Collapse_Supernova_Models_with_Rotation_and_Magnetic_Fields |
| Authors |
Rylan_Jardine_(Monash_University),_Jade_Powell_(Swinburne_University),_Bernhard_M\"uller_(Monash_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01315 |
ニュートリノ輸送を伴う2Dコア崩壊超新星シミュレーションにおけるダイナミクスと重力波放出に対する回転と磁場の影響を調査します。$15\、M_\odot$と$39\、M_\odot$の前駆星の16の異なるモデルを、さまざまな初期回転プロファイルと最大$10^{12}\、\mathrm{G}$の初期磁場強度でシミュレートします。前駆体の双極磁場幾何学。この傾向は例外がないわけではありませんが、強い磁場は一般に衝撃の復活を助長することが証明されています。以前の研究と一致して、バウンス後のダイナミクスに対する回転の影響はより多様です。重力波信号の時間周波数構造への重大な影響は、急速な回転または強い初期磁場に対してのみ見られます。急速回転の場合、陽子中性子星表面での角運動量勾配が支配モードの周波数にかなり影響を与える可能性があるため、高周波放射帯域の既知の分析関係はもはや成り立たなくなります。2つの磁気回転爆発モデルの場合、バウンス後の放出の時間周波数構造は、ニュートリノ駆動の爆発とはかなり異なって見えます。これらの2つのモデルの1つでは、衝撃波の復活の周りの重力波放出のバーストがおさまった後、有意な振幅の新しい高周波放出成分が約$200\、\mathrm{ms}$出現します。この放射は、kHz範囲に十分に及ぶ広帯域電力によって特徴付けられます。その放出メカニズムは不明なままであり、さらに調査する必要があります。また、波形の最大検出距離も推定します。磁気回転モデルは、バウンス後および爆発段階での検出可能性を高めるために突出していません。
中性子星表面磁場の急速な変化：パルサーの電波放射状態の変化を説明するために提案されたメカニズム
| Title |
Rapid_Modification_of_Neutron_Star_Surface_Magnetic_Field:_A_proposed_mechanism_for_explaining_Radio_Emission_State_Changes_in_Pulsars |
| Authors |
U._Geppert,_R._Basu,_D._Mitra,_G._Melikidze,_M.Szkudlarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01391 |
多くのパルサーの電波放射は、通常は一定期間内に突然の変化を示しますが、これは極冠の上の内部加速領域（IAR）内の定常状態プロセスとは関係がありません。これらの変化は、2つ以上の安定した排出状態間の規則的な遷移が見られる、本質的に準周期的であることがよくあります。これらの状態の期間は、一度に数秒から数時間に及ぶ多種多様なものを示しています。極冠表面には、強力で小規模な磁場構造と巨大な温度勾配があります。極冠の表面で局所的な磁場構造と強度の時間的変化を引き起こす可能性のあるいくつかのプロセスを検討しました。さまざまな磁場の強さとスケールを使用し、温度勾配の現実的なスケールを想定して、表面磁場に影響を与えるさまざまな現象の進化のタイムスケールを推定しました。ホールドリフトは、オーミック減衰と熱電効果の両方と比較して、より速い変化をもたらすことがわかります。IARの部分的に遮蔽されたギャップ（PSG）モデルに基づくメカニズムが提案されており、ホールと熱電の振動が極キャップ磁場を摂動させて、PSGのスパークプロセスを変更します。これは、観測された電波放射に影響を及ぼし、観測された状態変化をもたらす可能性があります。
短いGRB200522Aの遅い時間の電波観測：マグネターモデルへの制約
| Title |
Late-time_radio_observations_of_the_short_GRB200522A:_constraints_on_the_magnetar_model |
| Authors |
G._Bruni,_B._O'Connor,_T._Matsumoto,_E._Troja,_T._Piran,_L._Piro,_and_R._Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01440 |
GRB200522Aは、赤方偏移$z$=0.554での短時間のガンマ線バースト（GRB）であり、明るい赤外線の対応物が特徴です。明確ではありませんが、観測された放出の可能な解釈は、マグネターとして知られている、急速に回転し、高度に磁化された中性子星によって動力を与えられた発光キロノバの始まりです。キロノバ噴出物と周囲の媒体との相互作用から生じる明るい電波フレアは、このモデルの予測です。利用可能なデータセットは複数の解釈（残光、rプロセスキロノバ、マグネター駆動キロノバなど）に開かれたままですが、このバーストの長期無線監視はモデルを区別するための鍵となる可能性があります。バーストの288日後にカールG.ヤンスキー超大型アレイで実行されたGRB200522Aの電波放射の遅い時間の上限を提示します。エネルギーが$E_{\rmej}\approx10^{53}\rmerg$のキロノバエジェクタの場合、長寿命のマグネターの残骸で予想されるように、イジェクタの質量$M_{\rmej}\lesssim0はすでに除外できます.03\mathrm{M}_\odot$は、最も可能性の高い範囲のサーカムバースト密度$n\gtrsim10^{-3}$cm$^{-3}$です。合併後3〜10年のタイムスケールでの観測は、$M_{\rmej}\sim0.1\mathrm{M}_\odot$までのより大きな噴出物の質量を調査し、マグネターシナリオに堅牢なテストを提供します。
ブレーザーと連星ブラックホール候補OJ287（2005-2020）のX線スペクトル成分
| Title |
X-ray_spectral_components_of_the_blazar_and_binary_black_hole_candidate_OJ_287_(2005-2020) |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_M.L._Parker,_J.L._G\'omez,_M.J._Valtonen,_M.A._Nowak,_S.G._Jorstad,_D._Haggard,_S._Chandra,_S._Ciprini,_L._Dey,_A._Gopakumar,_K._Hada,_S._Markoff,_J._Neilsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01479 |
この明るいブレーザーの15年間のX線分光法にまたがるOJ287のすべてのXMM-Newtonスペクトルの包括的な分析を提示します。また、2015年に開始されたOJ287の専用SwiftUVOTおよびXRTモニタリングの最新の結果と、2005年以降の以前のすべての公開Swiftデータを報告します。この期間中に、OJ287は極端な最小状態および爆発状態で捕捉されました。そのX線スペクトルは非常に可変であり、非常に平坦なものから非常に急なものまで、ブレーザーで見られるすべての状態を網羅しています。スペクトルは、3つのスペクトル成分に分解できます。低状態で支配的な逆コンプトン（IC）放射、OJ287が明るくなるにつれてますます支配的になる超ソフトシンクロトロン放射、および中程度に柔らかい（Gamma_x=2.2）追加成分爆発。この最後の成分は10keVを超えて広がり、2番目のシンクロトロン/IC成分および/または一次超大質量ブラックホール（SMBH）の一時的なディスクコロナのいずれかを表していると考えられます。2018年のXMM-Newton観測は、OJ287のEventHorizonTelescope観測とほぼ同時であり、Gamma_x=1.5のハードICコンポーネントとソフトシンクロトロンコンポーネントを備えた2コンポーネントモデルによって十分に説明されています。低状態スペクトルは、X線における長寿命の降着円盤/コロナの寄与をL_x/L_Edd<5.6x10^（-4）の非常に低い値に制限します（M_（BH、プライマリ）の場合=1.8x10^10M_sun）。OJ287のバイナリSMBHモデルに対するいくつかの影響について説明します。
時間領域調査の完璧なケースは、活動銀河核（AGN）です。これは、活動銀河核が強い変動性を示す明るい物体であるためです。AGNの変動性の研究から得られた重要な結果は、AGNの中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）の推定質量です。さらに、AGNのスペクトル変動は、一般に直接観察することはほとんどできない広い線領域の構造と物理学を研究するために使用できます。ここでは、現在および将来の監視キャンペーンの観点から、セルビアにおけるAGNの変動性調査の現状を確認します。
太陽極小期の自然NSB
2018年以降、太陽周期24は太陽極小期に入りました。この期間中に、天文台や自然保護区など、地球上のさまざまな暗い場所で、同一のブロードバンドTESS光度計（UnihedronSQMTLS237センサーに基づく）を使用して、11Mの天頂夜空輝度（NSB）データが収集されました。NSB測定に寄与する複数の効果の詳細な観測レビューは、太陽、月、雲、および天文源（銀河および黄道光）による増光効果を回避するように設計された最適なフィルターを使用して実施されました。自然なNSBは、これらの新しいフィルターを適用することにより、44の異なる光度計のパーセンタイルから計算されています。手付かずの夜空は、すべての光度計で0.1mag/arcsec$^2$の振幅で変化することが測定されました。これは、最大数か月のスケールでのNSBの変動によるものであり、半年ごとの振動と互換性があります。。夜の大部分でのNSBの短時間変動の体系的な観測を報告し、これらが中間圏上で形成される大気光イベントに関連していることを発見しました。
計算効率の高いガウス過程分類による星銀河画像の分離
| Title |
Star-Galaxy_Image_Separation_with_Computationally_Efficient_Gaussian_Process_Classification |
| Authors |
Amanda_L._Muyskens,_Im\`ene_R._Goumiri,_Benjamin_W._Priest,_Michael_D._Schneider,_Robert_E._Armstrong,_Jason_M._Bernstein,_Ryan_Dana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01106 |
ガウス過程（GP）を使用して、星の光学望遠鏡画像を銀河の光学望遠鏡画像から識別するための新しい方法を紹介します。GPのアプリケーションは、光学画像分類などの高次元データモダリティで苦労することがよくありますが、データの主成分によって定義される距離空間への画像の低次元埋め込みは、実際の大規模から高品質の予測を生成するのに十分であることを示します-スケール調査データ。画像観測数をほぼ線形にスケーリングするGP分類ハイパーパラメータトレーニングの新しい方法を開発します。これにより、GPモデルを大規模なハイパーSuprime-Cam（HSC）スバル戦略プログラムデータに適用できます。私たちの実験では、畳み込みニューラルネットワークや画像フォトメトリック形態弁別器などの他の機械学習アルゴリズムに対して、主成分分析（PCA）に埋め込まれたGP予測モデルのパフォーマンスを評価します。私たちの分析は、オブジェクト分類の不確実性を定量化するために使用できるGP回帰から事後分布を生成しながら、私たちの方法が光学画像分類の現在の方法と比べて遜色がないことを示しています。さらに、分類の不確実性を使用して、大規模な調査画像データを効率的に解析し、信頼性の高いオブジェクトカタログを作成する方法について説明します。
広視野赤外線TransientExplorer（WINTER）の設計要件
| Title |
Design_Requirements_for_the_Wide-field_Infrared_TransientExplorer_(WINTER) |
| Authors |
Danielle_Frostig,_John_W._Baker,_Joshua_Brown,_Richard_S._Burruss,_Kristin_Clark,_G\'abor_F\H{u}r\'esz,_Nicolae_Ganciu,_Erik_Hinrichsen,_Viraj_R._Karambelkar,_Mansi_M._Kasliwal,_Nathan_P._Lourie,_Andrew_Malonis,_Robert_A._Simcoe,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01219 |
広域赤外線トランジェントエクスプローラー（WINTER）は、MITとカリフォルニア工科大学で開発中の1x1度の赤外線調査望遠鏡で、2021年にパロマー天文台での試運転が予定されています。WINTERは、視界が制限された赤外線時間領域調査であり、2つの主要な科学があります。目標：（1）バイナリ中性子星の合併からのIRキロノバとrプロセス材料の発見、および（2）超新星、潮汐破壊イベント、低質量星の周りの通過する外惑星を含む一般的なIRトランジェントの研究。私たちは、天体物理学研究にとって比較的新しい技術でこれらの科学目標を達成することを計画しています。従来の、しかし高価なHgCdTeアレイの代替としてのハイブリッドInGaAsセンサーとIR最適化1メートルCOTS望遠鏡です。リスクを軽減し、開発努力を最適化し、WINTERがその科学目標を確実に満たすようにするために、航空宇宙工学プロジェクトで一般的に採用されているモデルベースのシステムエンジニアリング（MBSE）技術を使用します。地上ベースの計装プロジェクトは複雑さを増していますが、フルタイムのシステムエンジニアの予算がないことがよくあります。学生やスタッフがMBSEの基礎を学び、形式化されたソフトウェアインターフェイスで結果をキャプチャできるソフトウェアツールを備えた、地上ベースのWINTERプロジェクトのシステムエンジニアリングの一例を紹介します。キロノバを検出するという目標がWINTERの光学設計にどのように流れるかについての詳細な例を使用して、トップレベルの科学要件に焦点を当てます。特に、公差シミュレーションの新しい方法、迷光の排除、望遠鏡の焦点を6つの突き合わせ不可能なIR検出器にスライスするフライズアイデザインの画質の最大化について説明します。また、ロボット望遠鏡の安全上の制約についても説明します。
将来の高解像度イメージングのためのハイブリッド化された28ベースライン瞳孔再マッピングフォトニック干渉計の構築
| Title |
Building_hybridized_28-baseline_pupil-remapping_photonic_interferometers_for_future_high_resolution_imaging |
| Authors |
Nick_Cvetojevic,_Barnaby_R._M._Norris,_Simon_Gross,_Nemanja_Jovanovic,_Alexander_Arriola,_Sylvestre_Lacour,_Takayuki_Kotani,_Jon_S._Lawrence,_Michael_J._Withford,_Peter_Tuthill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01381 |
干渉計で使用するシングルモードフォトニックテクノロジーの重要な利点の1つは、従来のバルク光学系と比較して、デバイス全体のサイズを大幅に増やすことなく、増え続ける入力数に簡単にスケーリングできることです。これは、現在建設中の次のELT世代の望遠鏡にとって特に重要です。8つの同時入力を備え、28のベースラインを形成する、これまでで最大の量である、新しいハイブリッドフォトニック干渉計の製造と特性評価を示します。さまざまなフォトニック製造技術を利用して、3D瞳孔リマッパーと平面8ポートABCDペアワイズビームコンバイナーを、望遠鏡の使用に必要な注入光学系とともに、単一の統合モノリシックデバイスに組み合わせます。$\sim6.5\times10の検出コントラストに関連して、$8\pi$位相ピストンエラーを超える$0.9^{\circ}$までの生の機器閉鎖位相安定性を示すDragonflyと呼ばれる複合デバイスの実現に成功しました。補償光学補正された8m望遠鏡の^{-4}$。このプロトタイプは、小さな内部作業角度での高コントラスト検出のための空での使用に必要な高度なハイブリダイゼーションおよびパッケージング技術を成功裏に実証し、コロナグラフを使用して現在達成できることを理想的に補完します。
AAドラダスの宇宙観測は一貫した質量測定を提供します。 TESSで観測された新しいHW-Virシステム
| Title |
Space_observations_of_AA_Doradus_provide_consistent_mass_determinations._New_HW-Vir_systems_observed_with_TESS |
| Authors |
A.S._Baran,_R.H._{\O}stensen,_U._Heber,_A._Irrgang,_S._Sanjayan,_J.H._Telting,_M.D._Reed_and_J._Ostrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01074 |
TESSミッションからの宇宙観測に基づいて、HW-Virginisタイプの食システムの概要を示します。ほぼ1年間監視されていたAADorの特性の詳細な分析を行います。この優れた時系列データセットにより、脈動変光星と日食のタイミング変動の両方を検索することができました。さらに、ガイア初期データリリース3の高精度三角視差を使用して、基本的な恒星パラメータを独立して決定しました。76ppmの限界まで説得力のある脈動は検出されませんでしたが、誤警報の確率が0.2％のピークが1つ検出されました。3年目に収集された20秒のリズムは、検出を確認または拒否する必要があります。日食のタイミング測定から、公転周期が安定しており、周期変化の上限が5.75$\cdot$10$^{-13}$s/sであることを確認できました。二次日食の見かけのオフセットは、一次質量が標準的な水平分枝星の質量である場合に予測されるR{\o}mer遅延と一致しています。視差とスペクトルエネルギー分布を使用すると、AADorのプライマリの質量が標準であり、その半径と光度がコアヘリウム燃焼を超えた進化状態と一致していることが裏付けられます。二次側の質量は水素燃焼の限界にあることがわかります。
TESSフルフレーム画像IIでの可変準矮星B型星の検索。北黄道半球の可変オブジェクト
| Title |
A_search_for_variable_subdwarf_B_stars_in_TESS_Full_Frame_Images_II._Variable_objects_in_the_northern_ecliptic_hemisphere |
| Authors |
A.S._Baran,_S.K._Sahoo,_S._Sanjayan_and_J._Ostrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01077 |
TESSミッションの2年目に収集され、北黄道半球をカバーするフルフレーム画像で脈動変光星B型星を検索した結果を報告します。これは、論文Iで示した取り組みの続きです。13個の新しい脈動準矮星B星、他の高温準矮星として識別される10個の脈動候補、および脈動する準矮星B星に典型的な振幅スペクトルを示す30個の分光学的に分類されていない天体が見つかりました。506個の可変オブジェクトが見つかりましたが、それらのほとんどは分光学的に分類されていないため、特定の変動クラスはまだ確認されていません。鋭い食のサンプルを持つ食変光星は33のシステムで構成されています。それらのうちの12について、正確な軌道周期を導き出し、それらの安定性をチェックしました。1つの既知のHWVirシステムと5つの新しい候補HWVirシステムを特定しました。13個の可能性のあるsdBパルセータの振幅スペクトルはモードが豊富ではないため、これ以上の分析はできません。ただし、最も豊富な振幅スペクトルを示す脈動変光星B型星の候補を3つ選択し、検出されたほとんどのモードのモード次数を導出するモード識別を実行しました。合計で、両方の日食半球で、15個の脈動変光星B型星、さらに10個の脈動変光星B型星、66個の他の可変亜矮星B星、2076個の分光学的に未確認の変光星、123個の可変非sdB星が見つかりました。
SmoothedParticleHydrodynamicsによる磁気回転不安定性
幾何学的密度平均力式（GDSPH）を使用したSmoothedParticleMagneticHydrodynamicsMethod（SPMHD）を使用したMRIに関する徹底的な数値研究を紹介します。さまざまな初期設定と幅広い解像度および散逸パラメータを使用して、シャーリングボックスシミュレーションを実行します。乱流が持続するMRIがSPHで正常にシミュレートでき、グリッドベースのコードを使用した以前の作業と一致する結果が得られることを初めて示します。特に、層状ボックスの場合、シミュレーションでは、少なくとも100軌道の飽和乱流を伴うMRIダイナモの特徴的なバタフライ図を再現します。それどころか、従来のSPHシミュレーションは、メッシュレス法を使用した最近の研究の結果と同様に、暴走成長に悩まされ、非物理的に大きな方位角場を発達させます。層化されていない、正味フラックスがゼロの場合に焦点を当てて、SPHの数値プラントル数に対するMRI乱流の依存性を調査しました。乱流は、グリッドコードシミュレーションで見つかった物理プラントル数の臨界値と同様に、$\sim$2.5より大きいプラントル数でのみ持続できることがわかりました。ただし、グリッドベースのコードとは異なり、SPHの数値プラントル数は解像度とともに増加します。固定プラントル数の場合、結果として生じる磁気エネルギーと応力は解像度に依存しません。平均場解析はすべてのシミュレーションで実行され、結果の輸送係数は、非成層の場合には$\alpha$効果がないことを示していますが、成層媒体ではアクティブな$\alpha\Omega$ダイナモと反磁性ポンピング効果があります。一般的に以前の研究と一致しています。私たちのシミュレーションでは、せん断流ダイナモの明確な兆候はありません。これは、背の高い、層化されていない、正味フラックスゼロのシミュレーションでの平均場成長の弱さの原因である可能性があります。
同時代の星の間の化学時計の一貫性
| Title |
The_consistency_of_chemical_clocks_among_coeval_stars |
| Authors |
Francisca_Espinoza-Rojas,_Julio_Chanam\'e,_Paula_Jofr\'e,_and_Laia_Casamiquela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01096 |
いくつかの化学種の存在比は恒星の年齢と相関することがわかっており、恒星の大気の存在量を恒星の年齢の指標として使用する可能性があります。これらの化学時計は、太陽双子、散開星団、赤色巨星で較正されていますが、広いパラメータ空間にまたがるフィールド集団内の同時代の星を特定するのに効果的かどうかは不明です（つまり、化学タグ付けの可能性））。ワイドバイナリの構成要素は共通の起源の星であることが知られているので、それらはフィールドスターの年代測定のための化学時計の有用性をテストするための理想的な実験室を構成します。化学時計の適用性をテストするために、5つのバイナリの新しいサンプルの存在量を決定し、他の31のシステムのデータを文献から収集しました。ワイドバイナリのコンポーネントは、ランダムペアのコンポーネントよりも一貫した化学的性質を持っているというよく知られた結果を回復します。ただし、化学時計として設計された存在比が、[X/Fe]比よりも、ワイドバイナリのコンポーネント間でさらに一貫していることも初めて示しました。それだけでなく、HIP34426/HIP34407のペアの特殊なケースは、個々の存在量が一致していなくても、化学時計が同時代の星に対して一貫していることを示している可能性があります。化学時計が信頼できる年齢指標であるという仮定が正しければ、これは銀河系の分野の広いバイナリの構成要素が実際に同時代であるという最初の定量的で統計的に有意な証拠を構成し、それが場合。さらに、私たちの結果は、化学時計が実際に恒星の発祥の地と化学進化に関する重要な情報を運ぶという強力な証拠を提供します。したがって、化学タグ付けの取り組みにそれらを含めると、今日溶解した恒星グループの識別が容易になる可能性があります。
Gaia-ESO調査：NGC2232のリチウム枯渇境界年齢
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_A_lithium_depletion_boundary_age_for_NGC_2232 |
| Authors |
A._S._Binks,_R._D._Jeffries,_R._J._Jackson,_E._Franciosini,_G._G._Sacco,_A._Bayo,_L._Magrini,_S._Randich,_J._Arancibia,_M._Bergemann,_A._Bragaglia,_G._Gilmore,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_P._Jofr\'e,_A._J._Korn,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01153 |
{\itGaia}の位置天文学と測光、および{\itGaia}-ESOサーベイ（GES）の分光データを使用して、若いクラスターNGC2232のリチウム枯渇境界（LDB）を特定します。特殊なスペクトル線分析手順は次のとおりです。非常に低い光度のクラスターメンバーで、枯渇していないリチウムの特徴を回復するために使用されます。$38\pm3$Myrの年齢は、絶対色-大きさ図（CMD）のLDBの位置を、標準モデルの予測と比較することによって推測されます。これは、同じモデルでCMDの低質量星に等時線を当てはめることから得られた年齢の2倍以上です。LDBとCMDの年代の間のより緊密な一致は、暗くて磁気的な星黒点による磁気的に抑制された対流またはフラックスブロッキングを組み込んだモデルから得られます。最高の一致は$45-50$\、Myrの年齢で見られ、高レベルの磁気活動と星黒点のカバー率が$>50$パーセントのモデルですが、均一に高いスポットカバー率は完全な光度全体でCMDと十分に一致しません考慮される範囲。
太陽エネルギー粒子イベントと太陽からの持続ガンマ線放出における高エネルギー陽子の共通の起源
| Title |
The_Common_Origin_of_High-energy_Protons_in_Solar_Energetic_Particle_Events_and_Sustained_Gamma-ray_Emission_from_the_Sun |
| Authors |
N._Gopalswamy,_S._Yashiro,_P._Makela,_H._Xie,_S._Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01206 |
太陽からの持続ガンマ線放出（SGRE）から推定される500MeVを超える陽子（Ng）の数は、太陽エネルギー粒子（SEP）として宇宙に伝播する陽子（NSEP）の数と有意に相関していることを報告します。SGREの衝撃パラダイムでは、コロナ質量放出（CME）によって引き起こされる衝撃が高エネルギー陽子を加速し、それらを太陽に向けて送り、大気中の粒子と相互作用してSGREを生成します。粒子はまた、SEPイベントとして検出されるために、太陽から離れた空間に逃げます。したがって、有意なNSEP対Ng相関（相関係数0.77）は、2つのプロトン集団の共通のショック起源と一致しています。さらに、基礎となるCMEは、SGREに必要な高エネルギー（最大GeV）粒子の存在を示す地上レベル増強（GLE）イベントに関与するものと同様の特性を持っています。観測されたガンマ線フラックスは、放出が空間的に拡張されたときにSGREソースが部分的に隠蔽されるため、四肢イベント（中央子午線距離>60度）では過小評価されていることを示します。衝撃波ノーズでのSEPスペクトルが硬く、100MeV粒子が衝撃波面全体で加速される（60〜120度の範囲の半値幅）と仮定すると、SEP分布の緯度幅はエネルギーに依存することがわかります。最高エネルギーでの最小幅。エネルギーに依存する幅を使用しないと、比較的高い緯度で発生するSGREイベントでNSEPが過小評価されます。これらの2つの影響を考慮に入れると、以前の研究で報告されたNSEP-Ng相関の明らかな欠如が取り除かれます。
HaloCMEとタイプII電波バーストに関連する弱いフェルミガンマ線イベント
| Title |
A_Weak_Fermi_Gamma-ray_Event_Associated_with_a_Halo_CME_and_a_Type_II_Radio_Burst |
| Authors |
N._Gopalswamy,_P._M\"akel\"a,_S._Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01212 |
デカメートル-ヘクトメートル（DH）波長でのハローコロナ質量放出とタイプII電波バーストに関連する2015年6月25日の持続ガンマ線放出（SGRE）イベントについて報告します。タイプIIバーストの持続時間と終了頻度は、強力なガンマ線イベントを含む以前の研究で見られたように、SGRE持続時間に直線的に関連しています。この研究は、SGREイベントがDHタイプIIバーストを生成した衝撃で加速された陽子によるものであることを確認しています。
極コロナ質量放出からの拡散惑星間電波放射
| Title |
Diffuse_Interplanetary_Radio_Emission_from_a_Polar_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
N._Gopalswamy,_P._Makela,_S._Yashiro,_S._Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01216 |
極コロナ質量放出に関連する非熱的電波放射の最初の検出について報告します。電波放射を、デカメートル-ヘクトメートル波長で発生する拡散惑星間電波放射（DIRE）と呼びます。電波放射は、近くのストリーマーと相互作用する衝撃側面から発生します。
マクドナルド加速星調査（MASS）：古いソーラーアナログHD47127を周回する長周期の亜恒星コンパニオンの発見
| Title |
The_McDonald_Accelerating_Stars_Survey_(MASS):_Discovery_of_a_Long-Period_Substellar_Companion_Orbiting_the_Old_Solar_Analog_HD_47127 |
| Authors |
Brendan_P._Bowler,_Michael_Endl,_William_D._Cochran,_Phillip_J._MacQueen,_Justin_R._Crepp,_Greg_W._Doppmann,_Shannon_Dulz,_Timothy_D._Brandt,_G._Mirek_Brandt,_Yiting_Li,_Trent_J._Dupuy,_Kyle_Franson,_Kaitlin_M._Kratter,_Caroline_V._Morley,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01255 |
年齢、光度、質量が明確に決定された褐色矮星は、低温の大気モデルと進化モデルのまれではあるが価値のあるテストを提供します。太陽に似た質量を持つ古い（$\約$7-10Gyr）G5主系列星であるHD47127の亜恒星コンパニオンの発見と動的質量測定を紹介します。ハーランJ.スミス望遠鏡を使用したホスト星の視線速度は、20年間の監視に基づいて、1.93$\pm$0.08ms$^{-1}$yr$^{-1}$の低振幅加速度を明らかにしました。その後、フォローアップのKeck/NIRC2補償光学イメージングを使用して、1.95$''$（52AU）でかすかな（$\DeltaH$=13.14$\pm$0.15mag）共動コンパニオンを回収しました。HD47127の半径方向の加速度は、ヒッパルコスおよびガイアEDR3位置天文学からの接線加速度とともに、ホスト星の3次元加速度ベクトルの直接測定を提供し、HD47127B（67.5-177$M_\mathrm）の動的質量制約を可能にします。{Jup}$（95％の信頼度））観測のわずかな軌道範囲にもかかわらず。HD47127Bの絶対$H$バンドの大きさは、ベンチマークT矮星HD19467BおよびGl229Bよりも暗いですが、Gl758BおよびHD4113Cよりも明るく、後期Tスペクトル型を示唆しています。全体として、HD47127Bの動的質量と亜恒星境界からの質量制限は、それが単一であると仮定すると、67〜78$M_\mathrm{Jup}$の範囲を意味しますが、$\約$100$M_\の高い質量が優先されます。動的制約からのmathrm{Jup}$は、HD47127B自体が褐色矮星のバイナリペアである可能性、または別の大規模なコンパニオンが近くに存在する可能性を示唆しています。将来の特性評価。
新しい真空太陽望遠鏡によるプロミネンスプルーム形成の高解像度観測
| Title |
High-Resolution_Observations_of_Prominence_Plume_Formation_with_the_New_Vacuum_Solar_Telescope |
| Authors |
Jian-Chao_Xue,_Jean-Claude_Vial,_Yang_Su,_Hui_Li,_Zhi_Xu,_Ying-Na_Su,_Tuan-Hui_Zhou_and_Zhen-Tong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01293 |
プロミネンスプルームは、プロミネンスの下の気泡から発生する排気された上昇流であり、その形成メカニズムはまだ不明です。ここでは、新しい真空太陽望遠鏡からの+/-0.4オングストロームのラインウィングだけでなく、ライン中央の高解像度H-alphaフィルターグラムを使用して、静止プロミネンスのプルームの詳細な研究を紹介します。プルームの形成中に、プルームの前面での明るさ、青方偏移、および乱流の強化が見られます。いくつかの大きなプルームは頭で裂け、指の形をした構造がそれらの間に形成されます。気泡と隆起の境界面に沿った青方偏移した流れは、プルーム形成の前と最中に見られます。私たちの観察結果は、プロミネンスプルームがケルビンヘルムホルツとレイリーテイラー（KH/RT）の不安定性の結合に関連しているという仮説と一致しています。プルームの分裂と指はRTの不安定性の証拠であり、流れはKH/RTの不安定性の成長率を高める可能性があります。ただし、プルーム前面での大きな乱流は、プルームが隆起に浸透することによってRTの不安定性が引き起こされることを示唆している可能性があります。このシナリオでは、プルームを駆動するために追加のメカニズムが必要です。
YCVnの星周エンベロープに向けたHCNの多周波高スペクトル分解能観測
| Title |
Multi-frequency_high_spectral_resolution_observations_of_HCN_toward_the_circumstellar_envelope_of_Y_CVn |
| Authors |
J._P._Fonfr\'ia,_E._J._Montiel,_J._Cernicharo,_C._N._DeWitt,_M._J._Richter,_J._H._Lacy,_T._K._Greathouse,_M._Santander-Garc\'ia,_M._Ag\'undez,_S._Massalkhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01411 |
低質量損失率のCリッチなJ型AGB星YCVnに向けた高スペクトル分解能の観測は、SOFIA/EXESおよびIRTF/TEXESを使用して7.5、13.1、および14.0umで実行されました。バンドv2、2v2、2v2-v2、3v2-2v2、3v2-v2、および4v2-2v2の約130のHCNおよびH13CNラインが、最大3900Kのエネルギーを持つ低レベルを含むことが確認されています。これらのラインは純粋なもので補完されています。IRAM30m望遠鏡で取得された、2v2までの振動状態の回転線J=1-0および3-2、およびISOで取得された連続体。回転振動図と、AGB星の星周エンベロープの吸収と放出をモデル化するコードを使用してデータを分析しました。連続体は、暖かいから熱いSiCと冷たいアモルファスカーボンを含むダスト粒子からのわずかな寄与で星によって生成されます。HCNの存在量分布は異方性のようです。放出されたガスは、光球から終端速度（〜8km/s）まで加速されて〜3R*になりますが、この領域を超えると、より高い速度（>9-10km/s）の証拠があります。YCVnの近くでは、線幅は約10km/sと高く、これは6km/sの最大乱流速度、またはより高いガス膨張速度を伴う物質放出におそらく関連する他の物理的メカニズムの存在を意味します。期待されます。HCNは、エンベロープ全体でLTEから回転的および振動的に外れています。7.5および13-14umでの観測を説明するには、光球での回転温度に約1500Kの差が必要です。私たちの分析では、約2.1E+18から3.5E+18cm^{-2}の範囲のHCNカラムの総密度、3.5E-05から1.3E-04のH2に関する存在量、および12C/13Cが見つかりました。エンベロープ全体で約2.5の同位体比。
複雑な惑星状星雲NGC1514の形態運動学的構造と化学的存在量
| Title |
The_morpho-kinematical_structure_and_chemical_abundances_of_the_complex_planetary_nebula_NGC_1514 |
| Authors |
Alba_Aller,_Roberto_V\'azquez,_Lorenzo_Olgu\'in,_Luis_Felipe_Miranda,_and_Michael_E._Ressler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01495 |
惑星状星雲NGC1514の高解像度、ロングスリット光学スペクトルと画像を提示します。[OIII]輝線の位置速度マップは、複数の構造を持つ複雑な運動学を明らかにします。モルフォキネマティック分析は、元々は球形で、現在はいくつかの気泡によって歪んでいる内殻と、付着した外殻を示唆しています。NGC1514の2つの明確に定義された中赤外線リングは、高解像度のロングスリットスペクトルでは検出されないため、それらの運動学的分析を行うことができませんでした。それらの形態のみに基づいて、リングを説明するために樽のような構造を提案します。現在のデータでは時系列を確立することは困難ですが、いくつかの放出プロセスが星雲の形成に関与している可能性があります。また、NGC1514の物理的パラメーターと化学的存在量を研究することを目的として、中分解能のロングスリットスペクトルを分析します。星雲スペクトルは、[ArIII]、[NeIII]、HeI、HeIIの弱い輝線を持つ中程度の励起星雲を示しています。[NII]他の低励起輝線も検出されません。ガス中の電子温度は約14000K、電子密度は2000〜4000cm$^{-3}$の範囲であることがわかりました。
G112-43 / 44：ヘルミストリームのような独特の化学組成と運動学を備えた金属の少ない連星
| Title |
G112-43/44:_A_metal-poor_binary_star_with_a_unique_chemical_composition_and_kinematics_like_the_Helmi_streams |
| Authors |
P.E._Nissen,_J.S._Silva-Cabrera,_and_W.J._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01568 |
G112-43/44、別名BD+00_2058AおよびBは、極端な運動学を備えた金属に乏しい（[Fe/H]=-1.3）広軌道連星です。太陽近傍の94個の金属量の少ない矮星の化学組成の高精度な決定を使用して、G112-43/44の存在比を、局所的な熱力学的平衡からの偏差の影響を考慮して、同様の金属量を持つ星の比と比較します。導出された存在量、およびGaiaEDR3データを使用して運動学を比較します。G112-43/44の2つの成分の存在量は、ほぼすべての元素で0.05dex以内で一致しますが、[X/H]の差と元素の凝縮温度との相関関係のヒントがあります。これは、惑星に起因する可能性があります。星の相互作用。G112-43/44のMg/Fe、Si/Fe、Ca/Fe、およびTi/Feの比率は、付着した（Gaia-Enceladus）星の対応する比率と一致しますが、Mn/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe、およびZn/Feが大幅に強化されています。運動学は、G112-43/44が太陽近傍のヘルミストリームに属することを示しており、これを考慮して、G112-43/44の存在量の特異性が、前駆矮小銀河の超新星イベントからの化学濃縮によって説明できるかどうかを議論します。ヘルミストリームの。興味深いことに、ヘリウム殻爆発タイプIa超新星モデルで計算された収量は、G112-43/44および銀河系の他の3つのアルファ貧星におけるMn/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe、およびZn/Feの増強を説明できます。ハロー、そのうちの1つにはヘルミストリームの運動学があります。ただし、ヘリウムシェル爆轟モデルでは、Ca/Fe、Ti/Fe、およびCr/Feの存在比が、観測された比と一致せずに向上すると予測されています。
星形成領域の磁気流体力学的シミュレーションの化学的後処理：ロバスト性と落とし穴
| Title |
Chemical_post-processing_of_magneto-hydrodynamical_simulations_of_star-forming_regions:_robustness_and_pitfalls |
| Authors |
Sim\'on_Ferrada-Chamorro,_Alessandro_Lupi,_and_Stefano_Bovino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01649 |
数値シミュレーションで複雑な化学をモデル化する一般的なアプローチは、既存の磁気流体力学シミュレーションの後処理を介することであり、生のシミュレーション内から粒子のサブセットの動的履歴に対する化学の進化を計算することに依存しています。ここでは、化学パッケージKROMEを使用して、化学種の豊富さを回復する能力を評価し、そのような手法を検証します。また、化学が流体力学に直接結合された自己無撞着な最先端のシミュレーションとの直接比較によって、主要な自由入力パラメータの重要性を初めて評価します。後処理は、最も緩和された入力パラメーターが使用されている場合でも、パーセントレベルの精度で、信頼性が高いことがわかりました。特に、我々の結果は、使用される粒子の数は、おそらく重要な空間的特徴の出現を抑制しますが、平均的な特性に大きな影響を与えないことを示しています。一方、統合のタイムステップの選択は重要な役割を果たします。統合のタイムステップが長くなると、後処理ソリューションが化学平衡に向かって強制されるため、大きなエラーが発生する可能性があります。この条件は必ずしも適用されるとは限りません。化学的性質の補間ベースの再構築が実行されると、エラーはさらに最大$\sim2$の係数まで増加します。結論として、我々の結果は、シミュレーションを複数回再実行する必要なしに、異なる化学パラメータおよび/またはネットワークの相対的な定量的効果を調査するときにこの手法が非常に有用であることを示唆していますが、粒子サブの選択には注意が必要です。サンプルと統合のタイムステップ。
$ \ alpha '$タワーの頂上にある宇宙論
弦理論のNeveu-Schwarzセクターに対する完全に$\alpha'$補正された双対性不変作用の宇宙論が、物質源への結合に特に重点を置いて再検討されます。物質セクターの双対共変圧力とディラトン電荷の役割は、低曲率領域から$\alpha'$の非摂動的解まで、さまざまな状況で調査されます。$\alpha'$補正の無限の塔が、真空中でも固定ディラトンのドジッター解をどのように可能にするかについてコメントします。さらに、アインシュタインフレームの加速膨張、およびビッグバンの特異点を解決できる非特異バウンスの必要条件を調査します。特に、物質セクターがヌルエネルギー条件を尊重している場合でも、$\alpha'$補正の塔が、アインシュタインフレームの非特異な宇宙論的跳ね返りの背景をサポートする可能性があることを示す明示的な例が作成されます。
強力な散逸体制におけるディラック-ボルン-インフェルトの暖かいインフレの実現
非平衡散逸粒子生成と音速パラメーターの両方がインフラトン場の運動を遅くするDirac-Born-Infeld（DBI）運動項を使用して温かい膨張を検討します。低音速パラメータは、散逸係数の温度依存性のために現れる、温かい膨張の曲率パワースペクトルのスカラーに現れる成長関数を削除するか、少なくとも強く抑制します。その結果として、低い音速は、暖かいインフレーションを強い散逸レジームに押し込むのに役立ちます。これは、モデル構築と現象論的観点から魅力的なレジームです。次に、暖かいインフレの強い散逸体制は、冷たいDBIインフレに対する微視的な理論的制約を和らげます。現在の調査結果は、湿地基準からの最近の結果とともに、暖かいインフレが一貫して弦理論に組み込まれている可能性があることを強く示唆しています。
ゲージソリトンの結晶、力のないプラズマと復活
| Title |
Crystals_of_gauged_solitons,_force_free_plasma_and_resurgence |
| Authors |
Gonzalo_Barriga,_Fabrizio_Canfora,_Mat\'ias_Torres,_Aldo_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01172 |
U（1）ゲージ場に最小限に結合された（3+1）次元ゲージ非線形シグマモデルが、電磁場がフォースフリープラズマである有限バリオン密度でゲージソリトンを表す解析解を持っていることを示します。これらのゲージソリトンは結晶構造を示し、フォースフリープラズマ電磁場をサポートできる持続電流を非常に自然な方法で生成します。これらの構成内を移動する帯電した試験粒子の軌道を特徴づけることができます。非常に驚くべきことに、理論の可積分性にもかかわらず、これらのゲージソリトンの摂動のいくつかは、適切な復活パラメータを特定することを可能にします。特に、ソリトンプロファイルの摂動はLam\'e演算子に関連しています。一方、構成上の電磁摂動は、2次元の有効なシュレディンガー方程式を満たします。この方程式では、ソリトンのバックグラウンドが、有効な2次元の周期ポテンシャルを介して電磁摂動と相互作用します。理論の自由パラメーターのさまざまな値についてバンドエネルギースペクトルを数値的に調べたところ、バンドギャップはポテンシャル強度によって変調されていることがわかりました。最後に、結晶解を（1+1）-次元のGross-Neveuモデルの解と比較します。
放射ヒッグスメカニズムのモデルにおける小さなCMB振幅の低エネルギープローブ
| Title |
Low-energy_probes_of_small_CMB_amplitude_in_models_of_radiative_Higgs_mechanism |
| Authors |
Sunghoon_Jung,_Kiyoharu_Kawana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01217 |
小さなCMB振幅$A_s\simeq10^{-9}$（または小さな温度変動$\deltaT/T\simeq10^{-5}$）は通常、インフラトン$\lambda_の不自然に小さな有効結合を必要とします。\phi\sim10^{-14}$。成功したモデルでは、通常、振幅の追加の抑制があります。非最小結合$\xi$を使用した大規模インフラトンにより、$\lambda_\phi$をはるかに大きくすることができます。ただし、$\lambda_\phi$と$\xi$を同時に$\sim{\calO}（1）$にすることはできません。自然の負担は彼らの間で分担されます。TeVスケールで新しい物理信号がない場合は、$\xi\lesssim{\calO}（1-100）$と$\lambda_\phi\lesssim{\calO}（10）のより自然なサイズを好む可能性があることを示します。^{-4}-10^{-8}）$、大きい$\xi$を大きい$\lambda_\phi$でより強く制約します。低エネルギー物理学と高エネルギー物理学の間のこの興味深い関係は、インフラトンの繰り込み実行が電弱対称性の破れのコールマン-ワインバーグメカニズムも誘発する$U（1）_X$のシナリオで行われます。特に、小さなCMB振幅のパラメーター空間を精査するためのLHC13および100TeV$pp$衝突型加速器の見通しを検討します。
アクシオンは、一般的な科学者のためにここでレビューするように、宇宙に神秘的な暗黒物質を提供するための主要な粒子候補として近年浮上しています。まず、素粒子物理学の標準模型におけるアクシオンの歴史的ルーツと、強い核力の電荷パリティ不変性の問題について説明します。次に、アクシオンが暗黒物質の候補としてどのように出現するか、そしてそれが初期の宇宙でどのように生成されるかについて説明します。アクシオンの対称性は、通常の物質との相互作用の形を決定します。天体物理学上の考慮事項は、粒子の質量と相互作用の強さを限られた範囲に制限します。これにより、アクシオンを検出するための実験の計画が容易になります。コンパニオンレビューでは、実験室でアクシオンが短期的に実際に検出される可能性があるというエキサイティングな見通しについて説明しています。
スカラーポテンシャルの重力正の限界
重力の存在下で最近開発された正の限界を使用することにより、重力に結合されたスカラー場の理論に対する制約を導き出します。いくつかの新しい物理学がプランクスケールをはるかに下回らない限り、正規化された実数スカラーは任意に平坦なポテンシャルを持つことができないことがわかります。新しい物理学のスケールの上限は、分散関係に対する自己エネルギー補正によって決定されます。私たちの結果は、スカラーポテンシャルの沼地条件を提供します。
| Title |
Karl_Schwarzschild,_Annie_J._Cannon,_and_Cornelis_Easton:_PhDs_honoris_causa_of_Jacobus_C._Kapteyn |
| Authors |
Pieter_C._van_der_Kruit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01507 |
名誉学位、特に博士号は、科学者の認識の尺度としてこれらを受け取ることに加えて、大学や教授の地位を高めるための重要な手段です。当時最も著名な天文学者の1人であるオランダのフローニンゲン大学のJacobusC。Kapteynは、これらのうち3つを受け取り、少なくとも3つ、場合によっては5つを授与するよう大学を説得しました。私は、カプタインの経歴、国際天文学、政治的および文化的状況の進展を考慮して、後者の選択の背景を調べます。
コンパクトなバイナリ合体からの重力波信号の混合偏光成分の形態に依存しないテスト
| Title |
A_morphology-independent_test_of_the_mixed_polarization_content_of_gravitational_wave_signals_from_compact_binary_coalescences |
| Authors |
Katerina_Chatziioannou,_Maximiliano_Isi,_Carl-Johan_Haster,_Tyson_B._Littenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01521 |
一般相対性理論の重力波には、一般にプラスとクロスのラベルが付けられた2つの偏波自由度が含まれています。これらの2つのテンソルモードに加えて、一般的な重力理論は、最大4つの追加の偏光モード（2つのスカラーと2つのベクトル）を予測します。重力波データにおける非張力モードの検出は、一般相対性理論を超えた物理学の明確な特徴を構成するでしょう。以前の測定では、重力波にテンソルモードが明確に存在することが示されていましたが、追加の一般的な非テンソルモードの存在は直接テストされていません。コンパクトなバイナリ合体からのものを含む、過渡重力波信号の混テンソル成分と非テンソル成分を検出および特性評価できるモデルに依存しない解析を提案します。このインフラストラクチャは、一般相対性理論によって予測されたテンソルモードに加えて、スカラーまたはベクトル偏光モードの存在を制限できます。私たちの分析は、形態に依存せず（波形テンプレートに依存しないため）、位相コヒーレントであり、ソースの空の位置にとらわれません。GW190521からのデータとシミュレートされたデータに分析を適用し、存在しない場合は非張力モードの強度に上限を設定できること、または陽性検出の場合はそれらの形態を特徴付けることができることを示します。過渡重力波信号の偏光成分のテストは、拡張された検出器ネットワークに依存します。各検出器は、偏光モードの異なる線形結合を観測します。したがって、現在の地上ベースの検出器であるLIGOハンフォード、LIGOリビングストン、および乙女座にKAGRAとLIGOインドが加わったため、分析によって今後数年間で正確な偏光制約が生じると予想されます。
中性子星は、その大きなコンパクトさと強い重力場のために、一般相対性理論を調べるための理想的な天体物理学の源です。たとえば、連星パルサーと重力波の観測は、質量のないスカラー場が物質を介してメトリックに結合される特定のスカラーテンソル理論に厳しい境界を設定しました。このようなスカラーテンソル理論における中性子星の注目すべき現象は、自発的なスカラー化であり、物質とスカラーの結合が中性子星から漸近的に消えても、正規化されたスカラー電荷は1次のままです。中性子星のスカラー化に関するほとんどの研究は数値解析に焦点を合わせていますが、この論文は正確なスカラー電荷を解析的に導き出すことを目的としています。これを達成するために、TolmanVII形式の単純なエネルギー密度プロファイルを検討し、弱磁場展開で作業します。修正されたトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を次数で解き、高次効果を説明するためにパッドの再開を適用します。恒星のコンパクトさに関する私たちの分析スカラー電荷は、数値的に計算されたものを美しくモデル化していることがわかります。また、スカラー電荷と恒星の結合エネルギーの間に、基礎となる状態方程式の影響を受けない準普遍的な関係があります。TolmanVIIと一定密度の星の分析スカラー電荷の比較は、この準普遍的な関係を数学的にサポートします。ここで見つかった分析結果は、スカラー電荷の物理的に動機付けられた、すぐに使用できる正確な式を提供します。
ホーキング蒸発の最終段階での反跳がブラックホールの残骸に大きな速度を与え、暗黒物質の候補としてそれらを生存不能にするという最近の主張についてコメントします。宇宙膨張のために、蒸発の最終段階でのそのような大きな速度は、それらが十分に早い時期に達成される限り、コールドダークマターパラダイムと緊張関係にないことを指摘します。特に、予測された反跳速度は、元素合成自体の物理学によってすでに課されている要件であるビッグバン元素合成のエポックの前に残骸が形成された場合の観測と確実に互換性があります。
