ライマンアルファエミッターと再電離の時代における密度-イオン化相関のプローブとしての21cmパワースペクトル
| Title |
Lyman_Alpha_Emitters_and_the_21cm_Power_Spectrum_as_Probes_of_Density-Ionization_Correlation_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Michael_Pagano,_Adrian_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03434 |
水素を含むLy$\alpha$光子の断面積が大きいため、LymanAlphaEmitters（LAE）は、宇宙の再電離（EoR）の期間中の銀河間媒体（IGM）内の中性水素の存在に敏感です。IGMの中性水素がイオン化される宇宙の歴史。基礎となる内因性LAEに関するIGMのイオン化領域の相関は、観察されたLAEの数とそれらの見かけのクラスター化に顕著な影響を及ぼします。結果として、EoR中のLAEの観察は、EoR形態のプローブとして使用できます。ここでは、EoR中に密度-イオン化相関をパラメーター化する以前の作業に基づいて、LAEの観測された数密度と角度相関関数（ACF）がこのパラメーター化にどのように依存するかを研究します。z=6.6でのLAEとそのACFの数密度のスバル測定を使用して、EoR形態に制約を課します。z=6.6でのLAEの測定だけでは、$68\％$の信頼性で異なる密度イオン化モデルを区別できないことがわかります。ただし、$z=6.6$でのLAEの数密度とACFに関する情報を、再電離の中間点で水素の再電離アレイ（HERA）を使用して21cmのパワースペクトル測定に追加すると、$99\％$の信頼性。
速度抑制暗黒物質消滅のための最適観測戦略
| Title |
Optimal_observing_strategies_for_velocity-suppressed_dark_matter_annihilation |
| Authors |
Nolan_Smyth,_Gabriela_Huckabee,_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03438 |
宇宙論的暗黒物質の多くの粒子モデルは、消滅する粒子間の相対速度の累乗に比例する対消滅率を特徴としています。その結果、暗黒物質ハローの中央領域での消滅率は、特定の周囲重力ポテンシャルについて、ハローの周辺での消滅率よりも大幅に低くなる可能性があります。これは、内部ハローの暗黒物質ペア数密度の増加によって相殺される可能性がありますが、速度が抑制された消滅率を持つ暗黒物質モデルのどの角度領域が信号対雑音比を最適化するのかという疑問が生じます。ここでは、銀河系および銀河系外のターゲットの単純化された背景モデルを検討し、最適な観測戦略がケースバイケースで大きく異なることを示します。一般に、明るい中央光源は、関心のある環状領域を保証しますが、より平坦な背景は、おそらく中央領域を含む、可能な限り大きな角度領域を保証します。
D3ブレーンインフレにおける非ガウス性
コニフォールドの「繊細な」D3/反D3インフレーションモデルの観測量の予測を更新します。完全なCMB尤度計算を使用して適合度を評価します。これは、このモデルではゼータパワースペクトルを観測可能なスケールのべき乗則としてモデル化できないことが多いために必要です。初めて、3点相関の振幅の正確な予測を提供できるようになりました。そのパラメーター空間のかなりの部分で、モデルは、nt<<1の場合、マルダセナの単一フィールド予測fNL〜-（5/12）（ns-1）に従います。したがって、|fNL|パワースペクトルが観測の制約を満たす場合、通常は小さくなります。少数のケースでは、バイスペクトルは代わりに角度最小値間の急速な切り替えからの影響によって支配されます。結果として得られる振幅は大きくなりますが、ほとんどの場合、許容できないスペクトル動作が発生します。最も極端な場合、|fNLeq|を取得します。kt/3=0.002/Mpcで〜75。準単一フィールドインフレーション（「QSFI」）メカニズムは、このモデルで有意な3点相関を生成する可能性があることが示唆されています。QSFI効果に関連する可能性のある、正三角形とスクイーズ構成の間の振幅のまれなシフトが観察されますが、完全なバイスペクトル形状を確立するには、さらに調査が必要です。スペクトルのスケール依存性から継承される可能性のある、正三角形と絞り込まれた構成の間で実行される「形状」の証拠があります。ポテンシャルの切り捨て点などの離散選択へのオブザーバブルの依存性を調査します。私たちの分析は、インフレモデル構築およびテストコミュニティ内での情報交換のための標準フォーマットの利点を示しています。
宇宙に分布するブラックホールのかなりの数がある場合、それらの近くを通過する光線はランダムな位相を獲得し、干渉計観測におけるコヒーレンスまたは「可視性」の喪失につながります。この効果の公式を示し、特にCMBでの観測に対するその適用を検討します。地球サイズのベースラインでは、CMBのゼロ以外の「可視性」により、暗黒物質を構成する可能性のある原始ブラックホールの質量が約$M/M_\odot\leq10{-7}$に制限されることがわかります。より長いベースラインはより厳しい制限につながり、原則として極端な長さで、この方法は原始ブラックホールの肯定的な証拠を見つける可能性があります。ただし、この場合、他のすべての種類の位相平均化を制限または排除する必要があります。
極端なクラスターにおける原始ブラックホールの合併と「$ H_0 $張力」問題
質量$18-560M_\odot$の密な弱相対論的クラスター内の、$\sim10^{-12}M_\odot$原始ブラックホールの形の暗黒物質を含む宇宙論モデルを検討します。ブラックホールの複数の衝突の間に、初期クラスター質量の$\sim10$％が、再結合から赤方偏移$z\geq10$までの時間間隔で重力波に変換される可能性があることが示されています。再結合の時期には、物質の密度が$\sim10$％大きくなり、それに応じて宇宙の膨張率が高くなりました。これにより、「$H_0$張力」の問題を解決するために必要な、サウンドホライズンスケールの短縮につながります。
クエーサーのX線およびUVフラックスによる宇宙の異方性の制約
808クエーサーのX線および紫外線（UV）フラックスを使用して、フィンスラー宇宙論モデルの異方性をテストします。双極子の振幅は$A_D=0.302_{-0.124}^{+0.185}$であり、双極子の方向は$（l、b）=（288.92_{〜-28.80^{\circ}}^{^{\circ}+23.74^{\circ}}、6.10_{〜-16.40^{\circ}}^{^{\circ}+16.55^{\circ}}）$。クエーサーのX線およびUVフラックスからの双極子方向は、フィンスラー宇宙モデルの「結合光度曲線分析」（JLA）コンパイルによって与えられた双極子方向と2つの双極子間の角度差に非常に近いことがわかります。道順はたったの$10.44^{\circ}$です。また、フィンスラー宇宙論モデルの808クエーサーからの双極子方向と、双極子変調$\Lambda$CDMモデルのIa型（SNeIa）サンプルの超新星からの双極子方向との角度差は約$30^{\circであることがわかります。}$。6つの重力レンズクエーサーは、フィンスラー宇宙論モデルのハッブル定数$H_0$を調査すると考えられています。6つの重力レンズクエーサーによって与えられた結果よりもわずかに小さい$H_0$を取得します。最後に、クエーサーのX線およびUVフラックスを使用して、双極子パラメーターの将来の制約を予測します。シミュレーションの数が増えると、フィンスラー宇宙論モデルの異方性に関連するパラメーターの精度が大幅に向上します。クエーサーのX線とUVフラックスは、フィンスラー時空の異方性のプローブとして有望な未来を持っています。
| Title |
Searching_for_ring-like_structures_in_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Melissa_Lopez,_Pietro_Bonizzi,_Kurt_Driessens,_Gideon_Koekoek,_Jacco_de_Vries_and_Ronald_Westra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03990 |
この研究では、CMBでリング状の構造を検索するための新しい方法論を紹介します。この作業の特定のコンテキストは、ホーキングポイントとして知られる共形サイクリック宇宙論（CCC）に関連する可能性のある観測効果の存在を調査することです。CMB星図と$\LambdaCDM$に従ってシミュレートされた星図との間の統計的不一致のため、結果は決定的ではありませんが、$95\％$信頼水準で人工データからリング状の異常を取得できます。。この不一致が評価されると、私たちの方法は、CMBにホーキングポイントが存在するかどうかの証拠を提供できる可能性があります。したがって、この方向で理論的および実験的研究を継続する必要性を強調します。
高zHII銀河からの独立した宇宙論的制約：VLT-KMOSデータからの新しい結果
| Title |
Independent_cosmological_constraints_from_high-z_HII_galaxies:_new_results_from_VLT-KMOS_data |
| Authors |
Ana_Luisa_Gonz\'alez-Mor\'an_(1),_Ricardo_Ch\'avez_(2),_Elena_Terlevich_(1),_Roberto_Terlevich_(1,3),_David_Fern\'andez-Arenas_(4),_Fabio_Bresolin_(5),_Manolis_Plionis_(6,7),_Jorge_Melnick_(8,9),_Spyros_Basilakos_(10)_and_Eduardo_Telles_(9)_((1)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica-M\'exico,_(2)_CONACYT-Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica-M\'exico,_(3)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge-UK,_(4)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics-China,_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii-EU,_National_Observatory_of_Athens-Greece,_(7)_Physics_Dept.,_Aristotle_Univ._of_Thessaloniki-Greece,_(8)_European_Southern_Observatory-Chile,_(9)_European_Southern_Observatory-Chile,_(10)_Academy_of_Athens_Research_Center_for_Astronomy_and_Applied_Mathematics-Greece) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04025 |
バルマー線の光度L（H$\beta$）とHII銀河（HIIG）の速度分散（$\sigma$）の間の確立された相関に基づく距離推定量を使用して、宇宙パラメータの独立した決定を提示します。これらの結果は、41個のhigh-z（$1.3\leq$z$\leq2.6$）HIIGの新しいVLT-KMOS高スペクトル分解能観測と、45個のhigh-zおよび107z$\leq0.15$HIIGの公開データを組み合わせたものに基づいています。一方、宇宙論的分析は、体系的な不確実性を考慮していないMultiNestMCMC手順に基づいています。HIIGのみを使用して物質密度パラメーター（$\Omega_m$）を制約すると、$\Omega_m=0.244^{+0.040}_{-0.049}$（stat）が見つかります。これは、示されているように、以前の最良の宇宙論的パラメーター制約よりも改善されています。FoMが37％増加します。平面$\{\Omega_m;の周辺化された最適なパラメーター値。w_0\}$=$\{0.249^{+0.11}_{-0.065};-1.18^{+0.45}_{-0.41}\}$（stat）は、宇宙論的パラメーターの制約が40％改善されたことを示しています。HIIGハッブル図、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）およびバリオン音響振動（BAO）プローブを組み合わせると、$\Omega_m=0.298\pm0.012$および$w_0=-1.005\pm0.051$が得られますが、これらは確かに互換性があります。制約が少ない-SNIa/CMB/BAOの共同分析に基づくソリューションよりも。HIIG、CMB、およびBAO測定の共同分析を使用して、時間とともに暗黒エネルギーの進化を制約しようとすると（CPLモデル）、$\{w_0、w_aのパラメーターの縮退した1$\sigma$輪郭が示されます。\}$平面。
遅い暗黒エネルギーは宇宙の一致を回復することができますか？
ハッブル定数（$H_0$）の推論間の緊張は、データセットの組み合わせの大規模な配列に見られます。後期拡張履歴の変更は、この不一致に対する最も直接的な解決策です。この作業では、後期ダークエネルギーのシナリオ内で宇宙論的一致を復元することの実行可能性を調べます。2つの代表的なパラメーター化を検討します。遷移暗黒エネルギー（TDE）の新しいバージョンと修正された緊急暗黒エネルギー（MEDE）です。宇宙の距離スケールの主なアンカー：宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）、およびケフェイド変光星によって較正されたSNeIaは、「不可能な三位一体」を形成することがわかります。2つのうち、すべてに対応する可能性は低いです。特に、BAOとキャリブレーションされたSNeIaの間の張力は、後期ダークエネルギーのシナリオ内で調整することはできません。それでも、すべてのデータセットの組み合わせの分析でTDEモデルの肯定的な証拠が見つかりましたが、BOSSデータセットを除外すると、SH0ESの緊張は$3.1\sigma$から$1.1\sigma$に低下します。MEDEモデルの場合、SNeデータセットを除外することで、$H_0$との緊張が大幅に緩和されます。しかし残念ながら、TDEとMEDEの両方のシナリオで、$S_8$の緊張は緩和も悪化もしません。
サーフィンの仕方を学ぶ：ガウス過程による重力波の伝播と起源の再構築
| Title |
Learning_how_to_surf:_Reconstructing_the_propagation_and_origin_of_gravitational_waves_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Guadalupe_Ca\~nas-Herrera,_Omar_Contigiani,_Valeri_Vardanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04262 |
間もなく、電磁信号と重力信号の組み合わせにより、重力波（GW）宇宙論の新時代への扉が開かれます。これにより、宇宙時間にわたるテンソル摂動の伝播をテストし、それらのソースの大規模な分布を研究することができます。この作業では、機械学習技術を使用して、GWの合併と銀河の間の空間相関を活用することにより、新しい物理学を再構築する方法を示します。複数の手法を組み合わせることにより、修正されたGW伝搬則とGWソースの線形バイアスを共同で再構築し、それらの間のわずかな縮退を解消する可能性を探ります。高赤方偏移銀河調査（$z\lesssim3$）と組み合わせたアインシュタイン望遠鏡のネットワークに大まかに基づいた予測を示します。さらに、これらの結果を他の機器構成に再スケーリングする方法を調査します。長期的には、（個々のGW信号から直接抽出された）正確で正確な光度距離測定値を取得することが、拘束力を最大化する際に考慮すべき最も重要な要素であることがわかります。
スナップショット距離法：最小限の観測からIa型超新星までの距離を推定する
| Title |
The_snapshot_distance_method:_estimating_the_distance_to_a_Type_Ia_supernova_from_minimal_observations |
| Authors |
Benjamin_E._Stahl_and_Thomas_de_Jaeger_and_WeiKang_Zheng_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04446 |
最小限の観測からIa型超新星（SNIa）までの距離を推定するために提案された手法の最新の化身であるスナップショット距離法（SDM）を提示します。SNIaスペクトルへの深層学習の適用における最近の研究（deepSIPパッケージを使用）によって可能になった私たちの方法では、単一の光スペクトルと$2+$のエポックからSNIaまでの距離を推定できます。通過帯域測光-1泊分の観測（同時性は必須ではありませんが）。よく観察されたSNeIaの編集を使用して、広範囲のスペクトルおよび測光位相、光度曲線形状、測光通過帯域の組み合わせ、およびスペクトル信号対雑音比にわたってスナップショット距離を生成します。これらの推定値を、各オブジェクトの利用可能なすべての測光のフィッティングから得られた対応する距離と比較することにより、提供された分光および測光情報の相対的な時間サンプリング、および存在する広範囲の光度曲線形状に対して、この方法が堅牢であることを示します。標準の幅と光度の関係の領域内。実際、2通過帯域測光から得られたSDM距離と、利用可能なすべての測光を利用する従来の光度曲線から得られた距離との間の残差（および非対称散乱）の中央値は、$0.013_{-0.143}^{+0.154}$magです。さらに、最大の明るさと光度曲線の形状（どちらも私たちの方法で分光的に導き出されたもの）の時間は、観察された散乱の原因が最小限であることがわかります。コンパニオンペーパーでは、宇宙論的研究の一環として、まばらに観測された多数のSNeIaにSDMを適用します。
標準的なニュートンN体シミュレーションからのホルンデスキー重力の完全相対論的予測
| Title |
Fully_relativistic_predictions_in_Horndeski_gravity_from_standard_Newtonian_N-body_simulations |
| Authors |
Guilherme_Brando,_Kazuya_Koyama,_David_Wands,_Miguel_Zumalac\'arregui,_Ignacy_Sawicki_and_Emilio_Bellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04491 |
N体ゲージは、ニュートン宇宙論的シミュレーションに相対論的効果を導入することを可能にします。ここでは、このフレームワークを一般的なホルンデスキー重力理論に拡張し、スカラー場が中規模および大規模の物質パワースペクトルに導入する相対論的効果を調査します。特に、これらのスケールでの運動性関数が、余分な自由度から来る寄与の信号の振幅を強化することを示します。準静的近似（QSA）を使用して、修正重力効果を2つの部分に分けます。1つは小規模な物理学にのみ影響し、もう1つは相対論的効果によるものです。これにより、修正ニュートン力学のN体コードに形式を簡単に実装できます。たとえば、相対論効果をシミュレーションの追加の線密度フィールドとして含めることができます。大規模な物質パワースペクトルでの重力音響振動（GAO）の出現を特定します。$k\sim10^{-3}-10^{-2}$Mpc$^{-1}$。GAOの特徴は、スカラー場の動的な性質に由来する、純粋に相対論的な起源を持っています。GAOは、特定の修正ニュートン重力モデルにおける暗黒エネルギーの音の地平線の急速な進化によって検出可能なレベルに強化される可能性があり、将来の銀河および強度マッピング調査によって調査されたスケールでの重力の新しいテストと見なすことができます。
等方性媒体における光子の反復コンプトン散乱を計算するための数値的方法の比較
| Title |
Comparison_of_numerical_methods_for_computing_the_repeated_Compton_scattering_of_photons_in_isotropic_media |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Jens_Chluba,_Abir_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04496 |
熱電子による光子の繰り返しコンプトン散乱は、多くの天体プラズマで機能している基本的なプロセスの1つです。正確な進化方程式を解くことは困難であり、一般的な単純化の1つは、コンプトン衝突項のフォッカープランク（FP）近似に基づいています。ここでは、さまざまな温度で等方性媒体と熱電子を想定した一連のテスト問題について、いくつかのFPアプローチと正確な散乱カーネルソリューションの詳細な数値比較を実行します。最も広く使用されているFP近似の1つであるKompaneets方程式は、クライン-仁科の補正と強化されたドップラーブーストおよび高エネルギーでの反動を説明できません。これらは、散乱カーネルの正確な1次モーメントと2次モーメントに基づく代替FPアプローチで説明できます。ここで示されているように、後者のアプローチは希薄媒体で非常にうまく機能しますが、多くの散乱の限界で正しい平衡解を再現することは本質的に失敗します。FP近似の適用可能性の条件が明確になり、多くの場合不正確であっても、Kompaneets方程式が完全な問題に対して最もロバストな近似を提供することが全体的に示されています。赤方偏移$z\lesssim10^5$での光子注入後の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪みの解を簡単に説明することで、数値解析を終了します。コンプトンと制動放射の二重放射は省略できます。{\ttCSpack}で計算された散乱カーネルを使用した正確な処理がしばしば必要になることを示します。この作業は、高エネルギー粒子カスケードからのCMBスペクトル歪みの正確な計算に向けた重要なステップを提供するはずです。
LSSの$ i $ mprovedマスター：2点パワースペクトルと相関関数の高速で正確な分析
| Title |
$i$mproved_Master_for_the_LSS:_Fast_and_accurate_analysis_of_the_two_point_power_spectra_and_correlation_functions |
| Authors |
Sukhdeep_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04548 |
宇宙観測量の2点関数、パワースペクトルと相関関数の両方を測定するための方法論をレビューします。疑似$C_\ell$推定量の場合、ウィンドウ（または選択関数）で重み付けされた過密度フィールドは、ウィンドウが逆ノイズの重みとして機能するため、より最適な測定値を生成できると主張します。この効果は、変数選択関数。次に、マスターアルゴリズムで行われた近似の影響について説明し、モデルが弱い精度の条件を満たす場合に、理論モデルを使用して任意の複雑なウィンドウに対して偏りのない結果を与える改善、$i$Masterアルゴリズムを提案します。$i$Masterアルゴリズムの方法論は、相関関数に一般化されて、ビン化されたパワースペクトルを再構築したり、E/Bモードを分離したり、相関関数を適切に平滑化してフーリエ空間モデルのスケールカットを考慮したりします。また、ウィンドウ推定におけるエラーの影響について説明し、これらのエラーが過密度フィールドに相加効果と乗法効果の両方を持っていることを示します。乗法効果は、誤って推定されたウィンドウパワーとして表示され、通常は高次ですが、数パーセントの精度要件で重要になる可能性があります。$\sim2\ell_\text{max}$以上のスケールまで、ウィンドウパワーの正確な推定が必要になる場合があります。ウィンドウパワーの誤推定により、測定されたパワースペクトルにバイアスが生じ、${\deltaC_\ell}\simM^W_{\ell\ell'}\deltaW_{\ell'}$としてスケーリングされます。ここで、$M^W_{\ell\ell'}$は$\sim（2\ell+1）C_\ell$としてスケーリングされ、高い$\ell$で重要になる可能性のある効果につながります。この論文の表記は測光銀河調査を対象としていますが、この議論は分光銀河、強度マッピング、CMB調査にも同様に当てはまります。
不均一な宇宙論における光伝搬の非線形性の分離
| Title |
Isolating_non-linearities_of_light_propagation_in_inhomogeneous_cosmologies |
| Authors |
Michele_Grasso,_Eleonora_Villa,_Miko{\l}aj_Korzy\'nski_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04552 |
バイローカル測地線演算子による幾何光学における光伝搬の新しい定式化が検討されています。このフレームワークを適用して数値相対論の光学観測量を計算するために独自に設計されたBiGONLightMathematicaパッケージを開発します。私たちのパッケージは、広範囲のスケールと赤方偏移での光の伝播に使用でき、時空メトリックの数値入力と分析入力を受け入れます。この論文では、2つの宇宙論的観測量、赤方偏移と角径距離に焦点を当て、ポストニュートン近似内でモデル化された壁宇宙に分析を特化します。この選択と分析形式の入力メトリックを使用すると、線形摂動理論とは対照的に、ニュートン近似とポストニュートン近似からの寄与を比較および分離することにより、光伝搬の非線形性を推定できます。また、厳密に言えば、ニュートン処理には存在しない線形初期シードによって表される、支配的なポストニュートン寄与の役割を明確にします。ニュートン後の非線形補正は$1\％$未満であり、これまでの文献の結果と一致していることがわかりました。
光蒸発とコア駆動の質量損失：3D半径ギャップとのモデル比較
| Title |
Photoevaporation_vs._core-powered_mass-loss:_model_comparison_with_the_3D_radius_gap |
| Authors |
James_G._Rogers,_Akash_Gupta,_James_E._Owen_and_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03443 |
EUV/X線光蒸発モデルとコア駆動質量損失モデルはどちらも、ケプラー宇宙ミッションで観測された、「半径ギャップ」と呼ばれる小さな太陽系外惑星のサイズでバイモダリティを再現できます。ただし、これら2つのメカニズムのどちらが、半径のギャップを形作っている可能性が高い大気の質量損失を支配しているのかは不明です。この作業では、3Dパラメータ空間の半径ギャップの分析に依存する2つのモデルを区別する新しい方法を提案します。両方のメカニズムのモデルを使用し、合成トランジット調査を実行することにより、2つのモデルを区別できる調査のサイズと特性を予測します。$\gtrsim5000$の惑星の調査では、星の質量の範囲が広く、$\lesssim5\％$レベルでの測定の不確実性が十分であることがわかりました。私たちの方法論は、$\lesssim10\％$の中程度の誤検知汚染に対して堅牢です。カリフォルニアケプラー調査とガイアケプラー調査の2つの調査（要件を満たしていない）で分析を実行し、当然のことながら、両方のデータセットがどちらのモデルとも一致していることを確認します。2つのメカニズムのどちらが半径ギャップを形成したかを確実に確認できる、将来の調査で実行される仮説検定を提案します。ただし、一方が他方を支配している場合に限ります。
ケプラー-129の恒星スピン軸に対して2つのサブネプチューンの軌道を長期間木星が傾ける
| Title |
Long_Period_Jovian_Tilts_the_Orbits_of_Two_sub-Neptunes_Relative_to_Stellar_Spin_Axis_in_Kepler-129 |
| Authors |
Jingwen_Zhang,_Lauren_M._Weiss,_Daniel_Huber,_Sarah_Blunt,_Ashley_Chontos,_Benjamin_J._Fulton,_Samuel_Grunblatt,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Molly_R._Kosiarek,_Erik_A._Petigura,_Lee_J._Rosenthal,_Ryan_A._Rubenzahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03446 |
Kepler-129d（$P_{d}=7.2^{+0.4}_{-0.3}$yr、$m\sini_{d}=8.3^{+1.1}_{-0.7}の発見を紹介します\\rmM_{Jup}$、$e_{d}=0.15^{+0.07}_{-0.05}$）Keck/HIRESからの6年間の視線速度（RV）観測に基づく。Kepler-129は、2つのトランジットサブネプチューンもホストします。Kepler-129b（$P_{b}=15.79$日、$r_{b}=2.40\pm{0.04}\\rm{R_{\oplus}}$）およびKepler-129c（$P_{c}=82.20$日、$r_{c}=2.52\pm{0.07}\\rm{R_{\oplus}}$）、$m_{bの質量を測定します}<20\\rm{M_{\oplus}}$および$m_{c}=43^{+13}_{-12}\\rm{M_{\oplus}}$。Kepler-129は、2つの密集した内惑星と、その質量が重水素燃焼限界に近い外部コンパニオンで構成される階層システムです。このようなシステムでは、2つの内惑星が外側の伴星の軌道法線の周りで歳差運動し、それらの傾斜を時間とともに振動させます。ケプラーデータの星震学的分析に基づいて、ケプラー-129bとcが$\gtrsim38$degだけ恒星のスピン軸とずれているという暫定的な証拠が見つかりました。これは、ケプラー-129dが$\だけ傾いている場合、トルクがかかる可能性があります。gtrsim内惑星に対して19$度。N体シミュレーションを使用して、2つの内惑星が両方とも通過する時間の割合を推定することにより、ケプラー129dと内惑星の間の相互傾斜に追加の制約を提供します。2つの惑星が両方とも通過する確率は、ケプラー-129dとの不整合が増加するにつれて減少します。また、より大規模なケプラー129cにより、2つの内惑星が強く結合し、ケプラー129dからの摂動に対してより耐性を持つようになることがわかります。ケプラー129cの異常に高い質量は、惑星のダイナミクスと内部構造の両方に貴重なベンチマークを提供します。これは、最適な質量が、岩の表面を持つこの$\rm{2.5\R_{\oplus}}$惑星と一致しているためです。
アレシボ望遠鏡を使用したC / 2020 F3NEOWISE彗星からのOH18cm放射の検出
| Title |
Detection_of_OH_18-cm_Emission_from_Comet_C/2020_F3_NEOWISE_using_the_Arecibo_Telescope |
| Authors |
Allison_J._Smith,_D._Anish_Roshi,_Periasamy_Manoharan,_Sravani_Vaddi,_Benetge_B._P._Perera,_Anna_McGilvray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03510 |
アレシボ望遠鏡を使用して、OH18cm$\Lambda$-ダブレット遷移から彗星C/2020F3NEOWISEへの放射の検出を報告します。アンテナ温度は、1667MHzラインの場合は113$\pm$3mK、1665MHzラインの場合は57$\pm$3mKです。1667遷移から導出されたビーム平均OHカラム密度（彗星核を中心）は$N_{OH}$=1.11$\pm0.06\times10^{13}$cm$^{-2}$です。Haserモデルを実装して、OH生成率を導き出しました。1667MHz遷移を使用した推定OH生成率はQ$_{OH}$=3.6$\pm0.6\times10^{28}$s$^{-1}$であり、光学的に導出された値より2.4倍低くなります。同じ観測日の場合、その違いはおそらく急冷によって説明されます。
カイパーベルトにおける光度曲線と接触連星の有病率の統計的レビュー
| Title |
A_Statistical_Review_of_Light_Curves_and_the_Prevalence_of_Contact_Binaries_in_the_Kuiper_Belt |
| Authors |
Mark_R._Showalter,_Susan_D._Benecchi,_Marc_W._Buie,_William_M._Grundy,_James_T._Keane,_Carey_M._Lisse,_Cathy_B._Olkin,_Simon_B._Porter,_Stuart_J._Robbins,_Kelsi_N._Singer,_Anne_J._Verbiscer,_Harold_A._Weaver,_Amanda_M._Zangari,_Douglas_P._Hamilton,_David_E._Kaufmann,_Tod_R._Lauer,_D._S._Mehoke,_T._S._Mehoke,_J._R._Spencer,_H._B._Throop,_J._W._Parker,_S._Alan_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03543 |
光度曲線の統計的特性を研究することにより、遠方のKBOの母集団について何を学ぶことができるかを調査します。他の人が個々の非常に可変的なKBOの特性をうまく推測しているのに対し、振幅の小さいKBOの割合も母集団に関する基本的な情報を提供することを示します。各光度曲線は、主に形状と方向の2つの要因の結果です。平坦化の有無にかかわらず、接触連星と楕円体の形状を考慮します。数学的フレームワークを開発した後、それを既存のKBO光度曲線データに適用します。主な結論は次のとおりです。（1）サイズの代用として絶対等級Hを使用する場合、平均よりも光度曲線の最大値を使用する方が正確です。（2）以前の研究者は、小さいKBOの方が光度曲線の振幅が大きいことに気づき、これを大きいKBOよりも形状が体系的に不規則である証拠として解釈しました。均一な比率の平らな物体の集団もこの結果を説明できることを示します。（3）私たちの分析は、カイパーベルトの接触連星の割合の以前の評価が人為的に低いかもしれないことを示しています。（4）一部のKBOの極の向きは、光度曲線の観測された変化から推測できます。ただし、これらのKBOは偏ったサンプルを構成し、その極の向きは母集団全体を表すものではありません。（5）表面の地形、アルベドパターン、周縁減光、およびその他の表面特性は、個々の光度曲線に影響を与える可能性がありますが、統計全体に強い影響を与えることはありません。（6）OSSOS調査からの測光は以前の結果と互換性がなく、その統計的特性は簡単な解釈に反します。また、ルービン天文台から予想されるような、将来のはるかに大きなデータセットの分析のためのこのアプローチの可能性についても説明します。
HD158259およびEPIC245950175システムへの適用を伴う、中心星との潮汐相互作用によって生成された循環化を組み込んだ太陽系外惑星の共鳴鎖の軌道進化
| Title |
The_orbital_evolution_of_resonant_chains_of_exoplanets_incorporating_circularisation_produced_by_tidal_interaction_with_the_central_star_with_application_to_the_HD_158259_and_EPIC_245950175_systems |
| Authors |
J.C.B._Papaloizou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03652 |
中心星との潮汐相互作用によって生成された軌道循環を組み込んだ、一次の釣り合いに近い最も近い隣人との共鳴連鎖を形成する多惑星系の軌道進化を研究します。通約可能性への相対的な近接性は小さいものの、イプシロン^（2/3）と比較して大きい場合に適用できる半解析モデルを開発します。イプシロンは、特徴的な惑星と中心星の質量比の尺度です。これにより、強制的な偏心と、どの共振角が秤動に入るのかを判断できます。アクティブにリンクされた3体のラプラス共振がない場合、準主軸の進化速度も決定できます。HD158259およびEPIC245950175システムの数値シミュレーションを実行すると、半解析的アプローチは前者の場合はうまく機能しますが、後者の場合は、進化中に持続する3つのアクティブな3体ラプラス共振の影響のためにうまく機能しないことがわかります。。両方のシステムについて、潮汐パラメータQ'が1000を大幅に超える場合、潮汐の影響が形成以来の周期比に大きく影響する可能性は低いと推定されます。一方、Q'<〜100の場合、EPIC245950175システムの場合、潮汐効果によって3つのボディラプラス共振の形成などの大きな変化が生じた可能性があります。
ケプラー通過惑星における長期通過期間の変化の体系的な検索
| Title |
Systematic_search_for_long-term_transit_duration_changes_in_Kepler_transiting_planets |
| Authors |
Sahar_Shahaf,_Tsevi_Mazeh,_Shay_Zucker,_and_Daniel_Fabrycky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04318 |
Holczer、Mazeh、および共同研究者（HM+16）は、Keplerの4年間の観測を使用してトランジットタイミングカタログを作成し、トランジットタイミングの変動（TTV）が大きい260のKepler対象オブジェクト（KOI）を特定しました。SNRが十分に高いKOIの場合、HM+16はトランジットの期間と深さも導き出しました。本研究では、HM+16の持続時間測定を使用して、561KOIの持続時間変化を体系的に調査し、通過持続時間の有意な長期線形変化を伴う15KOIと、中程度の有意性を持つ別の16KOIを特定します。観測された線形傾向は、おそらく通過する惑星の軌道面の歳差運動によって引き起こされ、ほとんどの場合、別の惑星によって引き起こされることを示します。歳差運動率の主要な項は、摂動体の質量と相対傾斜角、および2つの軌道間の周期比に依存しますが、通過する惑星自体の質量と周期には依存しません。興味深いことに、私たちの調査結果は、サンプルとして、期間の検出された時間微分が惑星の軌道周期の関数として大きくなることを示しています。これはおそらく、短周期の惑星系が小さな相対傾斜を示すためです。結果は、短周期の惑星が比較的平坦な惑星系に存在することを示している可能性があり、これらのシステムが形成されたとき、または短い軌道に移動したときに、より強い散逸を経験したことを示唆しています。これは、そのようなシステムを形成するための可能な手がかりとして使用する必要があります。
伝播された物体に作用する摂動力の一部またはすべてが妨害ポテンシャルに由来する場合に、天の赤道の軌道要素を一般化する6つの量を紹介します。要素のうちの3つは、軌道面上で非振動楕円を定義し、他の2つは、天の赤道基準系の方向を固定し、最後の要素は、体の真の経度を決定することを可能にします。新しい要素と位置および速度の間の変換のヤコビ行列が明示的に与えられます。可能なアプリケーションとして、地球の人工衛星の伝搬におけるそれらの使用を調査し、天の赤道の軌道要素と比較して顕著な改善を示しています。
エルフI：MWのような銀河の矮星衛星の構造;形態、スケーリング関係、および固有の形状
| Title |
ELVES_I:_Structures_of_Dwarf_Satellites_of_MW-like_Galaxies;_Morphology,_Scaling_Relations,_and_Intrinsic_Shapes |
| Authors |
Scott_G._Carlsten,_Jenny_E._Greene,_Johnny_P._Greco,_Rachael_L._Beaton,_and_Erin_Kado-Fong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03435 |
矮小銀河の構造は、恒星のフィードバックと環境の影響に対する重要な調査です。進行中のローカルVolumE衛星探査（ELVES）調査からの223の低質量衛星の前例のないサンプルを使用して、質量範囲$10^{5.5}<M_\star<10^{8.5}$の矮星衛星の構造を探索します。M$_\odot$。ローカルボリューム内の巨大な$M_K<-22.4$magのホストの約$80\％$の衛星を調査します。ドワーフ衛星のサンプルは、少なくとも$\sim200$の投影kpc内で$M_V<-9$magの光度と表面輝度$\mu_{0、V}<26.5$magarcsec$^{-2}$に完全です。衛星を後期型と初期型に分け、質量サイズの関係が$\sim5\％$以内でそれらの間で非常に類似していることを発見しました。この類似性は、後期型の矮星の消光と初期型への変換には、非常に穏やかなサイズの進化しか含まれていないことを示しています。見かけの楕円率の分布を考慮して、初期型と後期型のサンプルの固有の形状を推測します。文献サンプルと組み合わせると、両方のタイプの矮星は暗い光度で厚くなりますが、初期のタイプは固定光度で常に丸みを帯びていることがわかります。最後に、LV衛星をおとめ座とろ座クラスターのコアからの矮星サンプルと比較します。クラスター衛星は、LV初期型の矮星と同様のスケーリング関係を示しますが、固定質量でおよそ$10\％$大きくなります。これは、クラスター環境での潮汐加熱によるものと解釈されます。ここに示した矮小構造の結果は、矮小銀河の形成と矮小楕円体の球状体への変換のシミュレーションに役立つ参考資料です。
CHAOS VI：NGC2403の直接的な存在量
| Title |
CHAOS_VI:_Direct_Abundances_in_NGC_2403 |
| Authors |
Noah_S._J._Rogers,_Evan_D._Skillman,_Richard_W._Pogge,_Danielle_A._Berg,_John_Moustakas,_Kevin_V._Croxall,_Jiayi_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03437 |
CHemicalAbundancesOfSpirals（CHAOS）プロジェクトによって観測された、銀河NGC2403の直接的な存在量を報告します。大双眼望遠鏡のマルチオブジェクトダブルスペクトログラフを使用して、0.18〜2.31のR$_g$/R$_e$範囲をカバーするHII領域を持つ2つのフィールドを観察します。32個のHII領域には、少なくとも1つのオーロラ線検出が含まれており、合計122個の温度感受性オーロラ線が検出されます。ここでは、初めて、T$_e$-T$_e$ダイアグラムの固有の散布図を使用して、測定温度の不確かさに直角位相で追加し、から1つのイオン化ゾーンについて推定される電子温度の不確かさを決定します。別のイオン化ゾーンでの測定。次に、HII領域内の利用可能なすべての温度データを使用して、各イオン化ゾーン内の加重平均温度を取得します。この新しい温度優先順位付け方法を使用して、すべてのCHAOS銀河の酸素存在量を再導出し、勾配がBergetal。の結果と一致していることを発見しました。（2020）。NGC2403の場合、-0.09（$\pm$0.03）dex/Reの直接酸素存在比勾配、0.037（$\pm$0.017）dexの固有分散、および-0.17（$\pm$0.03）dex/Re、0.060（$\pm$0.018）dexの固有分散。直接比較するために、BergらによるNGC2403の研究からの線強度を使用します。（2013）、そしてO/HとN/O勾配の再計算された値が私たちのものと一致していることを見つけます。
ELVES II：矮小銀河のGCと核星団。環境の重要性
| Title |
ELVES_II:_GCs_and_Nuclear_Star_Clusters_of_Dwarf_Galaxies;_The_Importance_of_Environment |
| Authors |
Scott_G._Carlsten,_Jenny_E._Greene,_Rachael_L._Beaton,_Johnny_P._Greco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03440 |
低質量（$10^{5.5}<M_\star<10^{8.5}$$M_\odot$）の初期型衛星の球状星団（GC）と核星団（NSC）の特性を示します。進行中のローカルボリューム衛星探査（ELVES）調査からの深い地上ベースのデータを使用した、ローカルボリューム（LV）内の天の川のような小グループホスト。この177個の小人のサンプルは、低密度環境で小人の星団を研究するための統計を大幅に増やし、近くの銀河団からのサンプルとの重要な比較を提供します。LV矮星は、近くの銀河団の矮星よりも、固定された銀河の質量で著しく低い核形成率を示します。LVドワーフのNSCの質量は、クラスターで見られるものと同様の$M_{\star、\mathrm{NSC}}\proptoM_{\star、\mathrm{gal}}^{0.4}$のスケーリングを示していますが、より低いNSC質量。GC分析で前景/背景の汚染に対処するために、統計的減算とベイズアプローチの両方を使用して、すべての矮星から同時に平均GCシステムプロパティを推測します。GC占有率と平均存在量は両方とも銀河恒星質量の増加関数であり、LV矮星は、同じ方法で分析されたおとめ座矮星の同等のサンプルよりも、固定銀河質量で有意に低い平均GC存在量を示し、GC有病率を示しています。また、矮星の環境への重要な二次依存性を示しています。この結果は、低質量銀河におけるGCとNSCの間の接続を強化します。これらの観察結果について、GCおよびNSC形成の最新の理論との関連で説明し、環境依存性がこれらのモデルによって十分に説明できることを発見しました。
Pristine Inner Galaxy Survey（PIGS）III：膨らみの中の炭素で強化された金属の少ない星
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_III:_carbon-enhanced_metal-poor_stars_in_the_bulge |
| Authors |
Anke_Arentsen,_Else_Starkenburg,_David_S._Aguado,_Nicolas_F._Martin,_Vinicius_M._Placco,_Raymond_Carlberg,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Georges_Kordopatis,_Carmela_Lardo,_Lyudmila_I._Mashonkina,_Julio_F._Navarro,_Kim_A._Venn,_Sven_Buder,_Geraint_F._Lewis,_Zhen_Wan,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03441 |
最も金属が不足している星は、天の川の初期の蓄積と化学的進化について重要な手がかりを持っており、炭素強化金属欠乏（CEMP）星は特に興味深いものです。しかし、銀河バルジのCEMP星についてはほとんど知られていません。この論文では、PristineInnerGalaxySurvey（PIGS）からの金属量の少ない星の大規模な分光サンプルを使用して、バルジ領域のCEMP星（[C/Fe]>+0.7）を特定し、CEMPの割合を導き出します。内側の銀河系で96個の新しいCEMP星を特定し、そのうち62個は非常に金属量が少ない（[Fe/H]<-2.0）。これは、以前に知られている7つのバルジCEMP星と比較して10倍以上の増加です。PIGSのCEMP星の累積割合は、[Fe/H]<-3.0の星の場合$42^{\、+14\、}_{\、-13}\％$であり、$16^{\、+に減少します。3\、}_{\、-3}\％$for[Fe/H]<-2.5および$5.7^{\、+0.6\、}_{\、-0.5}\％$for[Fe/H]<-2.0。[Fe/H]<-3.0のPIGS内部ギャラクシーCEMPフラクションは、文献に見られるハローフラクションと一致していますが、金属量が高いほど、PIGSフラクションは大幅に低くなります。これは部分的に測光選択バイアスに起因する可能性がありますが、そのようなバイアスがより高い金属量での低いCEMP比率を完全に説明する可能性は低いです。ハローCEMP-sとCEMP-no星の典型的な炭素過剰と金属量範囲を考慮すると、我々の結果は、内側の銀河におけるCEMP-sとCEMP-no星（特により金属が豊富）の両方の欠陥の可能性を示しています。前者は潜在的に二成分分率の違いに関連しているのに対し、後者は内部銀河の初期の構成要素における急速な化学的濃縮の結果である可能性があります。
高密度核星団における超大質量ブラックホールシードの形成に対する恒星風による質量損失の影響
| Title |
Effect_of_mass_loss_due_to_stellar_winds_on_the_formation_of_supermassive_black_hole_seeds_in_dense_nuclear_star_clusters |
| Authors |
Arpan_Das,_Dominik_R._G._Schleicher,_Shantanu_Basu,_Tjarda_C._N._Boekholt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03450 |
$z\gtrsim6$での高赤方偏移クエーサーの観測は、質量$\sim10^9\、\mathrm{M_{\odot}}$の超大質量ブラックホール（SMBH）が最初の$内にすでに存在していることを明らかにしました。ビッグバン後の\sim$Gyr。質量が$10^{3-5}\、\mathrm{M_{\odot}}$の超大質量星（SMS）は、これらの観測されたSMBHの潜在的なシードです。これらのSMSの可能な形成チャネルは、高密度核星団（NSC）内でのガス降着と暴走する恒星衝突の相互作用です。ただし、恒星風による質量損失は、SMSの形成にとって重要な制限であり、最終的な質量に影響を与える可能性があります。この論文では、理想化されたN体シミュレーションを使用して、恒星風によって引き起こされる質量損失が高密度NSCのSMSの形成と進化に及ぼす影響を研究します。さまざまな降着シナリオを考慮して、広範囲の金属量$Z_\ast=[。001-1]\mathrm{Z_{\odot}}$およびエディントン係数$f_{\rmにわたる質量損失率の影響を調査しました。Edd}=L_\ast/L_{\mathrm{Edd}}=0.5,0.7、\、\＆\、0.9$。$10^{-4}\、\mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$の高い降着率の場合、質量が$\gtrsim10^3\MSun$のSMSは高い場合でも形成される可能性があります。金属量環境。$10^{-5}\、\mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$の低い降着率の場合、大衆のSMS$\sim10^{3-4}\、\mathrm{M_{\odot}}$は、$Z_\ast=\mathrm{Z_{\odot}}$と$f_{を除いて、$Z_\ast$と$f_{\rmEdd}$のすべての採用値に対して形成できます。\rmEdd}=0.7$または0.9。エディントン降着の場合、質量$\sim10^3\、\mathrm{M_{\odot}}$のSMSは、$Z_\ast\lesssim0.01\mathrm{Z_{\odot}}$を使用して低金属量環境で形成できます。。質量$\sim10^5\、\mathrm{M_{\odot}}$の最も大規模なSMSは、$Z_\ast\lesssim0.5\mathrm{Z_{\odot}の環境でのBondi-Hoyle降着のために形成できます。}$。
Ly $ \ alpha $放射銀河ハロ11の超大光度X線源の解決
| Title |
Resolving_the_Ultra-Luminous_X-ray_Sources_in_the_Ly$\alpha$_Emitting_Galaxy_Haro_11 |
| Authors |
Arran_C._Gross,_Andrea_Prestwich,_and_Philip_Kaaret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03504 |
ライマンの連続体と輝線の放出は、初期宇宙の再電離における重要なエージェントであると考えられています。ハロ11は、Ly$\alpha$と連続放出が、X線源からのフィードバックの結果として、周囲のガスや塵に吸収または散乱されることなく逃げ出した、局所銀河のまれな例です。3つの新しい観測値を分析することにより、Haro11の以前のChandra分析に基づいています。私たちのサブピクセル空間分析は、2つの既知のX線源がそれぞれ少なくとも2つの未解決の点源のアンサンブルとしてより適切にモデル化されていることを明らかにしています。これらのコンポーネントの空間的変動性により、X1は、1つの発光X線源（$L_{\rmX}\sim10^{41}$ergs$^{-1}$）が2次源としてフェードする動的システムとして明らかになります。フレアし始めます。これらは、融合の過程で銀河の中心近くにある中間質量ブラックホールまたは低光度の活動銀河核である可能性があります。文献から引き出された光輝線診断は、銀河全体がイオン化のスターバーストの特徴と一致している一方で、X線源が存在する個々の領域はAGN/複合分類とより一致していることを示唆しています。X2の線源は、ある程度のフラックス変動を示します。X2aは、ほとんどの観測でこの領域のフラックスを支配し（$L_{\rmX}\sim6\\times\10^{40}$ergs$^{-1}$）、銀河で唯一の証拠を示します。高エネルギーの風が可能な軟らかい超大光度X線源の開発。これは、同時発生するLy$\alpha$放射を逃がす責任があることを示唆しています。
原子：ALMA大規模な星形成領域の3ミリメートルの観測-III：候補となる高温分子コアとハイパー/超コンパクトHII領域のカタログ
| Title |
ATOMS:ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_III_:Catalogues_of_candidate_hot_molecular_cores_and_Hyper/Ultra_compact_HII_regions |
| Authors |
Hong-Li_Liu,_Tie_Liu,_Neal_J._Evans,_Ke_Wang,_Guido_Garay,_Sheng-Li_Qin,_Shanghuo_Li,_Amelia_Stutz,_Paul_F._Goldsmith,_Sheng-Yuan_Liu,_Anandmayee_Tej,_Qizhou_Zhang,_Mika_Juvela,_Di_Li,_Jun-Zhi_Wang,_Leonardo_Bronfman,_Zhiyuan_Ren,_Yue-Fang_Wu,_Kee-Tae_Kim,_Chang-Won_Lee,_Kenichi_Tatematsu,_Maria._R._Cunningham,_Xun-Chuan_Liu,_Jing-Wen_Wu,_Tomoya_Hirota,_Jeong-Eun_Lee,_Pak-Shing_Li,_Sung-Ju_Kang,_Diego_Mardones,_Isabelle_Ristorcelli,_Yong_Zhang,_Qiu-Yi_Luo,_L._Viktor_Toth,_Hee-weon_Yi,_Hyeong-Sik_Yun,_Ya-Ping_Peng,_Juan_Li,_Feng-Yao_Zhu,_Zhi-Qiang_Shen,_Tapas_Baug,_Lokesh_Dewangan,_Eswaraiah_Chakali,_Rong_Liu,_Feng-Wei_Xu,_Yu_Wang,_Chao_Zhang,_Jinzeng_Li,_Chao_Zhang,_Jianwen_Zhou,_Mengyao_Tang,_Qiaowei_Xue,_Namitha_Issac,_Archana_Soam,_Rodrigo_H._Alvarez-Gutierrez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03554 |
ATOMS（ALMA3ミリメートルの大質量星形成領域の観測）調査で、3mmの連続発光マップで453個のコンパクトな高密度コアを特定し、高質量星形成コアの3つのカタログをまとめました。H/UC-HIIカタログと呼ばれる1つのカタログには、関連するコンパクトなH40alpha放出を特徴とする、ハイパー/ウルトラコンパクト（H/UC）HII領域を覆う89個のコアが含まれています。純粋なs-cHMCと呼ばれる2番目のカタログには、複雑な有機分子（COM）の豊富なスペクトル（N>20lines）を示すが、H/UC-HII領域に関連付けられていない32の候補ホットモレキュラーコア（HMC）が含まれています。純粋なw-cHMCと呼ばれる3番目のカタログには、COMの豊富さが比較的低く、H/UC-HII領域に関連付けられていない58の候補HMCが含まれています。高密度コアのこれらの3つのカタログは、天の川全体の高質量星形成の初期段階の将来の研究のための重要な基盤を提供します。また、H/UC-HIIコアのほぼ半分がHMCの候補であることがわかりました。COMを含むコアとH/UC-HIIコアの数から、化学的に豊富な特徴を示す高質量の原始星コアの持続時間は、少なくともH/UC-HII領域の寿命に匹敵することが示唆されます。H/UC-HIIカタログのコアの場合、H40alphaラインの幅は、コアサイズが小さくなるにつれて増加します。これは、非熱的動的および/または圧力ライン拡大メカニズムがH/UC-の小規模で支配的であることを示唆しています。HIIコア。
暗黒物質ハロー粒子によるシミュレートされた銀河円盤の恒星運動のスプリアス加熱
| Title |
Spurious_heating_of_stellar_motions_in_simulated_galactic_disks_by_dark_matter_halo_particles |
| Authors |
Aaron_D._Ludlow_(ICRAR/UWA),_S._Michael_Fall_(STSI),_Joop_Schaye_(Leiden),_Danail_Obreschkow_(ICRAR/UWA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03561 |
コースグレイン暗黒物質ハロー内に埋め込まれた平衡恒星ディスクの理想化されたN体シミュレーションを使用して、ディスク構造と運動学に対するスプリアス衝突加熱の影響を研究します。衝突加熱は、ディスク星の垂直方向と半径方向の両方の速度分散を系統的に増加させ、ディスクの厚さとサイズを人為的に増加させます。効果はすべてのガラクト中心の半径で感じられ、銀河の中央領域に限定されません。リラクゼーションは、主にシミュレートされた暗黒物質ハローの粗い性質によって駆動され、バルジ、恒星ハロー、ディスクスターはディスクの加熱にほとんど寄与しないことを示しています。衝突加熱の統合効果は、主に暗黒物質粒子の質量（または同等に固定ハロー質量での粒子の数）、それらの局所密度、および特徴的な速度によって決定されますが、恒星粒子の質量にはほとんど影響されません。これは、シミュレートされた銀河に対する数値緩和の影響は、宇宙論的シミュレーションで暗黒物質の質量分解能を上げることによって減らすことができ、バリオン（または恒星）質量分解能を上げることによる利点は限られていることを示唆しています。ディスクスターの垂直方向と半径方向の速度分散、およびそれらのスケールハイトに対する衝突加熱の影響を正確にキャプチャする単純な経験的モデルを提供します。このモデルを使用して、疑似衝突緩和がシミュレートされた銀河円盤の構造にどの程度影響を与えたかを評価します。たとえば、$\約10^6$未満の粒子で分解されたダークマターハローは、恒星の半質量半径近くの星を衝突的に加熱し、その垂直速度分散がハローのビリアル速度の10％以上増加することがわかります。約1回のハッブル時間で。
中央分子帯のマルチスケール磁場
近年、中央分子帯の磁場が大きな注目を集めています。磁場への洞察を得るために、電磁流体力学的乱流の異方性に根ざした速度勾配技術（VGT）を採用しています。私たちの分析は、分子輝線とHI吸収線のデータを、プランク353GHzとHWAC+偏光ダスト放出の観測と組み合わせています。全体的な中央分子ゾーン、無線アーク、およびアーチ型フィラメントの磁場を提示し、10個から0.1個のオーダーのマルチスケールにアクセスします。VGTによって追跡された中央分子ゾーンに向かう磁場は、偏光測定とグローバルに互換性があり、銀河系の前景からの寄与を説明しています。この対応は、磁場と乱流が銀河中心で動的に重要であることを示唆しています。異なる速度成分および/または異なる気相からの磁場を分解する際のVGTの利点を示します。さらに、アーチ型フィラメントに関連する磁場と無線アークの熱成分がHAWC+偏波と一致することがわかります。非熱電波アークに向けた測定は、銀河中心のポロイダル磁場成分を明らかにします。
[CII]オリオン座Aからの$ 158 \、\ mu \ mathrm {m} $線放射。I。銀河系外研究のテンプレート？
| Title |
[CII]_$158\,\mu\mathrm{m}$_line_emission_from_Orion_A._I._A_template_for_extragalactic_studies? |
| Authors |
C._H._M._Pabst,_A._Hacar,_J._R._Goicoechea,_D._Teyssier,_O._Bern\'e,_M._G._Wolfire,_R._D._Higgins,_E._T._Chambers,_S._Kabanovic,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_C._Kramer,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03735 |
[CII]$158\、\mu\mathrm{m}$微細構造線は、中性星間物質の主要な冷却剤の1つです。したがって、これは最も明るい遠赤外線輝線の1つであり、銀河全体の星形成領域だけでなく、拡散した星間物質や遠方の銀河でも観測できます。[CII]輝線は、星形成の強力なトレーサーであることが示唆されています。[CII]放出の起源と、星間ガスや塵の他のトレーサーとの関係を理解することを目指しています。これには、ガス加熱のモデルをテストするために[CII]ラインによってトレースされた星間ガスの加熱効率の研究が含まれます。M43とNGC1977を含むオリオン星雲複合体に向かう速度分解[CII]線放射の1平方度マップを利用します。[CII]強度はIRAC$8\、\のPAH放射と密接に相関しています。mu\mathrm{m}$バンドと暖かい塵からの遠赤外線放射。[CII]とCO（2-1）の相関関係は、領域の詳細な形状に影響されます。（暖かいおよび冷たい）ダストの大きな柱に対して特に低い[CII]-over-FIR強度比が見られます。これは、「[CII]不足」を「FIR超過」の観点から解釈することを示唆しています。FIRの連続線強度比のわずかな低下は、ガスの加熱効率の低下に起因する可能性があります。マップされた空間スケールで、[CII]放出からの星形成率の予測は、オリオン大星雲複合体のYSOカウントから計算された星形成率を1桁過小評価していることがわかります。[CII]オリオン大星雲複合体からの放出は、主に雲の表面で発生し、多くはエッジオンジオメトリで表示されます。拡張されたかすかな雲の表面からの[CII]放出は、銀河スケールでの[CII]放出の合計に大きく寄与する可能性があります。
宇宙正午の巨大銀河の銀河主系列星の形と散乱
| Title |
The_Shape_and_Scatter_of_The_Galaxy_Main_Sequence_for_Massive_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Sydney_Sherman,_Shardha_Jogee,_Jonathan_Florez,_Steven_L._Finkelstein,_Robin_Ciardullo,_Isak_Wold,_Matthew_L._Stevans,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Casey_Papovich,_Caryl_Gronwall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03766 |
宇宙正午（$1.5<z<3.0$）の28,469個の巨大な（$M_\star\ge10^{11}$M$_\odot$）銀河のサンプルについて、すべての銀河と星形成銀河の主系列星を示します。）、17.5度$^2$の領域から均一に選択されます（これらの赤方偏移で0.33Gpc$^3$の共動体積）。私たちの大きなサンプルは、以前の研究ではアクセスできなかった銀河の主系列を調査するための新しいアプローチを可能にします。SFR-M$_{\star}$平面の小さな質量ビンで主系列を測定しますが、主系列の関数形式を想定していません。各マスビンに銀河の大規模なサンプルがある場合、SFR-M$_{\star}$平面で星形成と緑の谷の集団の間の遷移を特定することにより、星形成銀河を分離します。このアプローチは、星形成銀河の主系列の周りの散乱の測定にバイアスをかけることが多い、星形成銀河集団を分離するときに任意に定義された固定カットオフの必要性を排除します。すべての銀河の主系列星は、高質量端で現在に向かってますます平坦になるのに対し、星形成銀河の主系列星はそうではないことがわかります。この違いは、集合的な緑の谷と静止銀河の個体数が$z=3.0$から$z=1.5$に増加していることに起因すると考えられます。さらに、星形成銀河の主系列星の周りの全散乱を測定し、質量または赤方偏移の関数としての進化がほとんどない$\sim0.5-1.0$dexであることがわかりました。これらの結果が、大規模な銀河の進化を推進する物理的プロセスを特定するために持つ意味について説明します。
ボイジャー1号によって検出された星間空間の持続性プラズマ波
| Title |
Persistent_Plasma_Waves_in_Interstellar_Space_Detected_by_Voyager_1 |
| Authors |
S.K._Ocker,_J.M._Cordes,_S._Chatterjee,_D.A._Gurnett,_W.S._Kurth,_S.R._Spangler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04000 |
2012年、ボイジャー1号は、非常に局所的な星間物質の最初のinsituプローブになりました。ボイジャー1プラズマ波システムは、星間空間の約30天文単位（au）にまたがるプラズマ密度の点推定を与えており、ヘリオポーズの外側の大規模な密度勾配と圧縮乱流を明らかにしています。プラズマ密度の以前の研究は、太陽から外側に伝播する衝撃の前に引き起こされ、プラズマ周波数、したがって密度を推測するために使用できる離散プラズマ振動イベントの検出にのみ依存していました。ボイジャー1プラズマ波システムのデータで、新しいクラスの非常に弱い狭帯域プラズマ波放射の検出を示します。これは、2017年以降も持続し、平均サンプリング時間で約10auにわたる星間プラズマ密度の最初の着実なサンプリング測定を可能にします。3日間、または0.03auの。以前に検出されたプラズマ振動のエピソード間の星間物質の乱流を追跡するauスケールの密度変動を見つけます。狭帯域放射の考えられるメカニズムには、熱励起プラズマ振動と準熱雑音が含まれ、Voyagerからの新しい発見または将来の星間ミッションによって明らかになる可能性があります。放出の持続性は、ボイジャー1号が、衝撃によって生成されたプラズマ振動イベントがない場合でも、星間プラズマ密度を追跡し続けることができる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Convergent_Filaments_Contracting_Towards_an_Intermediate-mass_Prestellar_Core |
| Authors |
Zhiyuan_Ren,_Lei_Zhu,_Hui_Shi,_Nannan_Yue,_Di_Li,_Qizhou_Zhang,_Diego_Mardones,_Jingwen_Wu,_Sihan_Jiao,_Shu_Liu,_Gan_Luo,_Jinjin_Xie,_Chao_Zhang,_Xuefang_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04116 |
フィラメント構造は星形成コアと密接に関連していますが、それらの詳細な物理的接続はまだ明確ではありません。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）とサブミリメーターアレイ（SMA）で観測された分子線を使用して、オリオンA分子雲のOMC-3MMS-7領域の高密度ガスを調べました。ALMAN2H+（1-0）の放出により、中央で交差する3つの高密度フィラメントが明らかになりました。これは、質量が3.6Msunの中央コアMMS-7と一致しています。フィラメントとコアは、総質量29Msunの親の塊に埋め込まれています。N2H+速度場は、フィラメントに沿って中央コアMMS-7に向かって顕著な増加傾向を示し、20アーク秒（8000AU）の空間範囲にわたってv-v_lsr〜1.5km/sのスケールで、40kmの勾配に対応します。/s$pc^-1$。この特徴は、中心に向かう落下運動を示している可能性が最も高いです。導出された落下率（$8\times10^-5$Msun/年）とタイムスケール（$3.6\times10^5$年）は、球形の自由落下崩壊の場合よりもはるかに低く、フィラメント構造の収縮とより一致しています。フィラメントも断片化の可能性を示しますが、ガス構造や中心への落下運動を大きく妨げることはないようです。したがって、MMS-7は、個々の星前コアへのフィラメント状の落下の例を提供します。フィラメントの収縮は、全体的な球形の崩壊よりも強度は低くなりますが、より安定している可能性があり、中質量または高質量の星の生成に役立つ可能性があります。
シミュレートされた天の川銀河における磁場とガスのグローバル構造
| Title |
The_global_structure_of_magnetic_fields_and_gas_in_simulated_Milky_Way-analogue_galaxies |
| Authors |
Benjamin_D._Wibking_and_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04136 |
未解決の星形成とフィードバックの自己無撞着モデルを使用して、孤立した磁化された天の川のような円盤銀河をシミュレートし、統計的な定常状態に達するまでシステムを進化させます。準定常状態構造がガラクトセントリック高さ$z$で明確に層状になっており、最も内側の領域が同等のガス圧と磁気圧力（プラズマベータ$\beta\sim1$）を持ち、最も外側の領域が支配的なガス圧（$\beta\gg1$）、および$300$pc$\lesssim|z|の間の中間領域\lesssim3$kpcは、磁場によって動的に支配されます（$\beta\ll1$）。銀河中心と太陽周辺の両方で観測されたものとよく一致する電界強度、ガス表面密度、および星形成率が見つかりました。ディスクの全体的な特性に対する磁場の最も重要な動的効果は、磁化されていない制御シミュレーションと比較して、星形成率が1.5〜2分の1に減少することです。恒星形成率では、磁化されたシミュレーションと磁化されていないシミュレーションの間で、質量流出率またはプロファイルに有意差はありません。磁場の全体的な構造に関する私たちの結果は、銀河における宇宙線駆動の風と宇宙線の伝播のモデルに重要な意味を持っており、今後のスクエアキロメートルアレイや他の施設での観測に対してテストすることができます。最後に、一般的なGIZMOコードでの中性ガスの加熱と冷却の実装に物理的なエラーが発見されたことを報告します。これは、修正しないと質的に不正確な相構造につながる可能性があります。
銀河ワープにおける歳差運動の有意な検出に対する事例
| Title |
A_Case_against_a_Significant_Detection_of_Precession_in_the_Galactic_Warp |
| Authors |
\v{Z}ofia_Chrob\'akov\'a_and_Mart\'in_L\'opez-Corredoira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04348 |
ガイアDR2データを使用したワープ運動学の最近の研究により、ワープ歳差運動の検出が初めて生成されました。これは、モデルの理論的予測を大幅に上回っています。ただし、この検出は、若い集団（数十メガ年）に対して導出されたワープモデルが、Gaia-DR2観測における薄い円盤の平均的な古い星の種族（数ギガ年）の速度に適合することを前提としています。ここでは、同じアプローチとGaiaDR2運動学的データを使用してワープ歳差運動を再計算しますが、若い母集団よりもはるかに低いワープ振幅を持つGaiaDR2サンプルの星数の適合に基づいて異なるワープパラメーターを使用します。母集団の年齢による反り振幅のこの変化を考慮に入れると、歳差運動の必要がないことがわかります。ワープ歳差運動$\beta=4^{+6}_{-4}$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$の値を見つけます。これは、歳差運動しないワープを除外しません。
Bonnor-Ebert球と恒星風との相互作用について
原始星のコアの構造は、多くの場合、外圧によって安定化された等温のBonnor-Ebert球（BES）によって近似できます。分子雲、コアで見られる$10^4k_B\、\mathrm{K\、cm^{-3}}$から$10^5k_B\、\mathrm{K\、cm^{-3}}$の典型的な圧力の場合質量が$1.5\未満の場合、{\rmM_\odot}$は重力崩壊に対して安定しています。この論文では、近くの恒星風によって重力崩壊を引き起こす効率を分析します。これは、トリガーされた低質量星形成の興味深いシナリオを表しています。恒星風によって圧縮されたBESの新しい安定性基準を解析的に導き出します。これは、初期の無次元半径$\xi_{max}$に依存します。安定限界に違反すると、風がコアの崩壊を引き起こします。そうでなければ、コアは風によって破壊されます。その有効範囲を$2.5<\xi_{max}<4.2$と推定し、SPHコードGADGET-3を使用したシミュレーションでこれを確認します。$\xi_{max}<2.5$の場合、球全体の破壊と加速が支配的になり始めるため、重力崩壊を引き起こす効率は大幅に低下します。$\xi_{max}<2$の崩壊を引き起こすことができませんでした。これにより、恒星風が最小の不安定な恒星質量を$0.5\、\mathrm{M_\odot}$に移動し、さらに小さく不安定化する可能性があるという結論に至りました。コアには、$10^5k_B\、\mathrm{K\、cm^{-3}}$より大きい外部圧力が必要になります。$\xi_{max}>4.2$の場合、基準によると予想される風の強さは十分に小さいため、圧縮はBESの音速よりも遅く、音波をトリガーできます。この場合、私たちの基準は崩壊の始まりをいくらか過小評価しており、詳細な数値分析が必要です。
Ne（8,9）+とHeおよびH2との衝突におけるn分解状態選択的電荷交換の測定
| Title |
Measurement_of_n-resolved_State-Selective_Charge_Exchange_in_Ne(8,9)+_Collision_with_He_and_H2 |
| Authors |
J._W._Xu,_C._X._Xu,_R._T._Zhang,_X._L._Zhu,_W._T._Feng,_L._Gu,_G._Y._Liang,_D._L._Guo,_Y._Gao,_D._M._Zhao,_S._F._Zhang,_M._G._Su,_and_X._Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04438 |
高電荷イオンと中性原子および分子との間の電荷交換は、多くの天体物理学の物体および環境における軟X線放出を制御する重要なメカニズムの1つと見なされてきました。ただし、電荷交換軟X線放射をモデル化する場合、nおよびl分解状態選択キャプチャ断面積のデータは、経験的および半古典的理論計算によって取得されることがよくあります。新しく構築されたコールドターゲット反跳イオン運動量分光法（COLTRIMS）装置を使用して、1〜24.75keV/uの範囲の衝突エネルギーに対するNe（8,9）+イオンのHeおよびH2との電荷交換の一連の測定を実行します。n解決された状態の選択的キャプチャ断面が報告されます。測定された状態選択的捕獲断面積をマルチチャネルランダウツェナー法（MCLZ）によって計算された断面積と比較することにより、MCLZ計算はHeターゲットのドミナントn捕獲の測定とよく一致していることがわかります。さらに、MCLZによって計算されたnl分解断面積を使用し、天体物理学の文献で一般的に使用されるl分布を実験的に導出されたn分解断面積に適用することにより、4keV/uNe8+とHeの間の電荷交換における軟X線放射を計算します。励起されたNe7+イオンからの放射カスケード。均一で分離可能なモデルの測定と比較して、合理的な一致が見られ、MCLZ計算により、より良い一致が得られます。
ギャラクシーズービルダー：渦巻銀河ピッチ角の形態的依存性
| Title |
Galaxy_Zoo_Builder:_Morphological_Dependence_of_Spiral_Galaxy_Pitch_Angle |
| Authors |
Timothy_Lingard,_Karen_L._Masters,_Coleman_Krawczyk,_Chris_Lintott,_Sandor_Kruk,_Brooke_Simmons,_William_Keel,_Robert_Nichol,_Elisabeth_Baeten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04500 |
渦巻構造は宇宙に遍在しており、渦巻銀河の腕のピッチ角は、渦巻腕の形成と進化のさまざまなメカニズムを区別するための重要な観測量を提供します。この論文では、GalaxyBuilder市民科学プロジェクトを通じて取得したスパイラルアームデータを使用して、銀河ピッチ角を決定するための階層ベイズアプローチを紹介します。パラメータの完全な事後分布を取得する、単一の銀河内の異なるアーム間のピッチ角の大きな変動に対処するための新しいアプローチを提示します。ピッチ角を使用して、バルジとバーの強度とピッチ角の間の以前に報告されたリンクを調べ、データに相関関係がないことを確認します（他の作業とは異なるバルジのサイズとバーの強度の両方に観測プロキシを使用することに注意してください）。いくつかの未知の上限と下限の間のピッチ角の余接の均一性を予測するスパイラルアーム巻線の最近のモデルをテストし、ピッチ角がほとんどの曲がりくねった渦巻きは消散または消失し、10度より大きくなります。
銀河系中性子星の種族I-天の川の銀河系外の見方と高速電波バーストへの影響
| Title |
The_Galactic_neutron_star_population_I_--_an_extragalactic_view_of_the_Milky_Way_and_the_implications_for_fast_radio_bursts |
| Authors |
A._A._Chrimes,_A._J._Levan,_P._J._Groot,_J._D._Lyman,_G._Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04549 |
天文学者が銀河系外の過渡現象の性質を調査しなければならない重要なツールは、それらのホスト銀河上の位置です。ガラクトセントリックオフセット、囲まれたフラックス、および光統計の割合は、一時的な前駆体の性質を推測するのに役立つように、さまざまな波長で広く使用されています。マグネターと高速電波バースト（FRB）の間の提案されたリンクに動機付けられて、私たちはそのサイズ、構造、色の最良の推定値を使用して天の川の正面画像を作成します。利用可能な距離情報を使用して、この画像に銀河マグネター、パルサー、X線連星を配置します。銀河系外の過渡サンプルと、銀河系のオフセット、囲まれたフラックス、および配光の割合が比較されます。FRBは、天の川の光に当たる銀河の中性子星と一致する方法でホスト上に配置されていることがわかりますが、どの特定の集団が最適であるかを判断することはできません。銀河系の分布は、行われた比較の範囲全体で、他のクラスの銀河系外の過渡現象と一致する頻度ははるかに低くなっています。光の分数法は、複数の成分を持つ銀河で、また異なる赤方偏移分布と空間解像度でデータを比較するときに注意深く使用する必要があることを示しています。数百パーセクの星形成領域オフセットは、天の川の若い中性子星に典型的であることがわかっています。したがって、これらのオフセットの解釈は現在不明ですが、このサイズのFRBオフセットはマグネター起源を排除しません。全体として、私たちの結果は、孤立した若い中性子星、または中性子星を含むバイナリを呼び出すFRBモデルをさらにサポートします。
| Title |
Hierarchical_mergers_of_stellar-mass_black_holes_and_their_gravitational-wave_signatures |
| Authors |
Davide_Gerosa,_Maya_Fishbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03439 |
理論的発見、天体物理学的モデリング、および階層的な恒星と質量のブラックホール連星の現在の重力波の証拠をレビューします。LIGOとおとめ座によって検出されたコンパクトなバイナリ合併のほとんどは、星の崩壊から形成された第1世代のブラックホールで構成されると予想されますが、他のブラックホールは、以前のブラックホールの合併の残骸を含む第2世代（またはそれ以上）のものである可能性があります。階層的に組み立てられたブラックホールのそのような亜集団は、特徴的な重力波の特徴、すなわち、おそらく対不安定型質量ギャップ内のより高い質量、および$\sim$0.7の特性値でクラスター化された無次元スピンを示します。階層的合併を生み出すために、天体物理学環境は、ブラックホール合併の残骸に与えられた相対論的反動を克服する必要があります。これは、脱出速度$\gtrsim$100km/sのホストを好む条件です。階層的合併の効率的な生産のための有望な場所には、活動銀河核を取り巻く核星団と降着円盤が含まれますが、球状星団などの合併製品の保持効率が低い環境でも、繰り返し合併の検出可能な人口に大きく寄与する可能性があります。GW190521は、これまでで最も有望な階層的合併の候補ですが、大規模な人口分析から生じる制約はますます強力になっています。
高z電波銀河のCMB駆動X線増光の証明
| Title |
Proof_of_CMB-driven_X-ray_brightening_of_high-z_radio_galaxies |
| Authors |
Edmund_Hodges-Kluck,_Elena_Gallo,_Gabriele_Ghisellini,_Francesco_Haardt,_Jianfeng_Wu,_Benedetta_Ciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03467 |
電波銀河の文脈における宇宙マイクロ波背景放射（IC/CMB）の逆コンプトン散乱の役割の決定的な評価を提示します。CMB放射エネルギー密度の急激な増加により、IC/CMBは、赤方偏移が増加するにつれて、無線シンクロトロン冷却に関して次第に重要になると考えられています。通常のエネルギーの場合、このプロセスはCMB光子をX線バンドに上方散乱させるため、赤方偏移に依存する同時X線増光とジェット動力構造の無線調光が期待されます。ここでは、この効果の決定的な証拠が、赤方偏移に関係なくシンクロトロン-自己-コンプトンがX線放射を支配するコンパクトなホットスポットから拡張ローブを区別できる高解像度イメージングデータにどのように依存するかを示します。1.3<z<4.3の間の11個の電波銀河のチャンドラと超大型アレイのデータを分析し、それらのローブからの放射が等分配のIC/CMBからの期待と完全に一致していることを示します。サイズと電波の光度への依存性が適切に考慮されると、測定されたローブのX線光度は、CMBシード放射場に期待される特性（1+z）**4の比例関係を持ちます。この効果は、1mJy未満のz>3電波銀河からの（レストフレーム）GHz電波放射を効果的に消光することができますが、IC/CMBだけでは、高zの電波大音量AGNの不足の原因にはなりません。このようなAGNには通常、明るくコンパクトなホットスポットがあります。
| Title |
Late-Time_Hubble_Space_Telescope_Observations_of_a_Hydrogen-Poor_Superluminous_Supernova_Reveal_the_Power-Law_Decline_of_a_Magnetar_Central_Engine |
| Authors |
Peter_K._Blanchard_(1),_Edo_Berger_(2),_Matt_Nicholl_(3),_Ryan_Chornock_(1),_Sebastian_Gomez_(2),_Griffin_Hosseinzadeh_(2)_((1)_Northwestern/CIERA,_(2)_Harvard/CfA,_(3)_University_of_Birmingham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03475 |
水素の少ない超高輝度超新星（SLSNe）の光度曲線の多様性は、複数の電源が人口を占める可能性を開いたままにしています。具体的には、大量の$^{56}$Niを生成する対不安定型爆発（PISNe）が、ゆっくりと進化するSLSNeの起源として議論されてきました。ここでは、SN2016inl（=PS16fgt）の詳細な観測結果を示します。これは、$z=0.3057$でゆっくりと進化するSLSNであり、その異常に赤いスペクトルはPS1-14bjと一致します。これは、PISNと一致する非常に長い立ち上がり時間を持つSLSNです。地上ベースのハッブル宇宙望遠鏡のデータは、約800休息フレーム日にわたっており、SN2015bnで見られるものと同様の有意な光度曲線の平坦化を示しており、$^{56}$の放射性崩壊から予想される減少率よりもはるかに遅い株式会社したがって、進化が遅いにもかかわらず、SN2016inlはPISNと矛盾していると結論付けます。代わりに、光度曲線の進化は、マグネター中央エンジンの予想されるべき乗則のスピンダウンと一致しますが、SN2015bnのそれと比較してより浅いべき乗則（$L\proptot^{-2.8}$）であり、可能性を示しています2つのイベント間の$\gamma$線の不透明度の違い。分析モデリングは、典型的なマグネターエンジンのパラメーターを示していますが、SLSNについて推定される最も高い噴出物の質量（$\約20$M$_{\odot}$）の1つです。私たちの結果は、SLSNeの遅い時間の光度曲線の進化を監視することは、それらのエネルギー源の強力な診断を提供することを示しています。
新たに発見されたマグネターの2.25 / 8.60GHz同時観測-SwiftJ1818.0-1607
| Title |
Simultaneous_2.25/8.60_GHz_observations_of_the_newly_discovered_magnetar_--_Swift_J1818.0-1607 |
| Authors |
Zhi-Peng_Huang,_Zhen_Yan,_Zhi-Qiang_Shen,_Hao_Tong,_Lin_Lin,_Jian-Ping_Yuan,_Jie_Liu,_Ru-Shuang_Zhao,_Ming-Yu_Ge,_Rui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03580 |
2020年初頭に発見されたSwiftJ1818.0-1607は、周期的な電波脈動で知られる5番目のマグネターであるだけでなく、最も速く回転するマグネターでもあります。SwiftJ1818.0-1607の2.25GHzと8.60GHzの同時観測は、MJD58936から59092までのShanghaiTianMa電波望遠鏡（TMRT）を使用して実行されました。スピン周波数$\nu$と1次導関数$\dot\nu$このマグネターのは、その不安定なタイミング特性のために区分的フィッティング法で得られました。短期的な$\dot\nu$変動の振幅は時間とともに減少し、以前に発見された$\nu$の長期的な減少傾向が観測で続いていることがわかりました。156日間にわたる観測データを使用すると、最適な長期$\dot\nu$は約$-2.25\times10^{-11}〜s^{-2}$でした。導出された特徴的な年齢は約522歳であり、このマグネターは発見直後に当初考えられていたよりも古い可能性があるという最近の見解を支持しています。このマグネターの磁束密度は、観測中に2.25GHzと8.60GHzの両方で増加し、同時にその電波スペクトルはより平坦になりました。また、SwiftJ1818.0-1607で明るく静かなタイプの発光モードの切り替えを検出しました。
IceCube円グラフ：宇宙ニュートリノフラックスへの相対的なソースの寄与
| Title |
The_IceCube_Pie_Chart:_Relative_Source_Contributions_to_the_Cosmic_Neutrino_Flux |
| Authors |
I._Bartos,_D._Veske,_M._Kowalski,_Z._Marka,_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03792 |
IceCubeからのニュートリノイベントは最近、複数の天体物理学的ソースに関連付けられています。興味深いことに、これらの可能性のある検出は、活動銀河核（AGN）、ブレーザー、および潮汐破壊現象（TDE）の3つの異なる天体物理学的ソースタイプを表しています。ここでは、関連するイベント、IceCubeの感度、およびソースタイプの天体物理学的特性に基づいて、IceCubeによって検出された全体的な宇宙ニュートリノフラックスに対するAGN、ブレーザー、およびTDEの予想される寄与を計算します。最も一般的に特定されているソースであるにもかかわらず、ブレーザーは、スタック検索からの既存の制限と一致して、総フラックスの11％（90％の信頼できるレベル）を超えて寄与することはできないことがわかります。一方、AGNまたはTDEのいずれかが、全フラックスの50％以上（90％の信頼できるレベル）に寄与する可能性があります。また、これまでのところ未知のソースタイプが、80％の確率で全宇宙フラックスの少なくとも10％に寄与していることもわかりました。IceCubeの全ニュートリノフラックスに対する各ソースタイプの最も可能性の高い部分的な寄与を示す円グラフを作成します。
独特の短期間のGRB200826Aとその超新星
| Title |
The_peculiar_short-duration_GRB_200826A_and_its_supernova |
| Authors |
Andrea_Rossi,_Barry_Rothberg,_Eliana_Palazzi,_David_A._Kann,_P._D'Avanzo,_Sylvio_Klose,_Albino_Perego,_E._Pian,_S._Savaglio,_G._Stratta,_G._Agapito,_S._Covino,_F._Cusano,_V._D'Elia,_M._Pasquale,_M._Valle,_C._Guidorzi,_O._Kuhn,_L._Izzo,_E._Loffredo,_Dr._Nicola_Masetti,_A._Melandri,_Ana_M._Nicuesa_Guelbenzu,_D._Paris,_C._Plantet,_F._Rossi,_R._Salvaterra,_C._Veillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03829 |
ガンマ線バースト（GRB）は、長いイベントと短いイベントに分類されます。長いGRB（LGRB）は非常に重い星の最終状態に関連付けられており、短いGRB（SGRB）はコンパクトオブジェクトのマージにリンクされています。GRB200826Aは、この厳格な分類スキームに挑戦します。GRBは、定義上、固有の持続時間が約0.5秒のSGRBでした。しかし、このイベントはエネルギッシュでソフトであり、LGRBと一致しています。比較的低い赤方偏移（z=0.748577）は、関連する可能性のある超新星（SN）イベントを検索し、そのホスト銀河の特性を決定するための包括的な多波長フォローアップキャンペーンを動機付けました。この目的のために、分光法と一緒に深近赤外線（NIR）と光学イメージングの組み合わせを取得しました。私たちの分析は、光度と進化がいくつかのLGRB-SNeと一致している、37。1日（レストフレームでは21。2日）の光度曲線のNIRバンプを明らかにしています。プロンプトGRBの分析は、このイベントがLGRBで見つかったEp、i-Eiso関係に従っていることを示しています。ホスト銀河は、LGRBに典型的な低質量の星形成銀河ですが、その質量に関して最も高い特定の星形成率と最も高い金属量の1つを備えています。GRB200826Aは、LGRBの持続時間分布のローテールにおける典型的な崩壊イベントであると結論付けます。この発見は、SN爆発に関連するGRBが、ホストフレームで最大0.5秒までの広範囲のスペクトルピークエネルギー、放射エネルギー、および持続時間をカバーすることを示しています。
X線発光クラスターRXCJ1504.1-0248およびAbell1664のコアでの冷却と乱流加熱の抑制
| Title |
Suppressed_cooling_and_turbulent_heating_in_the_core_of_X-ray_luminous_clusters_RXCJ1504.1-0248_and_Abell_1664 |
| Authors |
Haonan_Liu,_Andrew_C._Fabian,_Ciro_Pinto,_Helen_R._Russell,_Jeremy_S._Sanders_and_Brian_R._McNamara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03904 |
2つのX線発光クールコアクラスター、RXCJ1504.1-0248とAbell1664のXMM-Newton観測の分析を示します。反射格子分光計は、$180\pm40\、\rmM_{\odotの放射冷却速度を示します。}\rm\、yr^{-1}$および$34\pm6\、\rmM_{\odot}\rm\、yr^{-1}$（RXCJ1504.1-0248およびAbell1664、0.7を超えるガスの場合）それぞれkeV。これらの冷却速度は、クラスターで観察された星形成速度よりも高く、3$\times10^8$yr以上のタイムスケールでの同時の星形成と分子ガスの質量成長をサポートします。これらの速度では、X線冷却ガスのエネルギーは、観測されたUV/光線放出星雲に電力を供給するのに不十分であり、これは追加の強い加熱を示唆しています。RXCJ1504.1-0248では、0.7keV未満で有意な残留冷却は検出されません。1次スペクトルと2次スペクトルを同時にフィッティングすることにより、両方のクラスターの軟X線放出ガスの90％信頼水準で乱流速度の上限を300km$\rms^{-1}$に設定します。乱流エネルギー密度は、RXCJ1504.1-0248およびAbell1664の熱エネルギー密度のそれぞれ8.9％および27％未満であると見なされます。これは、AGN加熱が乱流を介してクールコア全体に完全に伝播するには不十分であることを意味します。Abell1664のクールなX線成分（$\sim$0.8keV）は、全身速度から750$^{+800}_{-280}$km$\rms^{-1}$だけ青方偏移していることがわかります。これは、コア内の分子ガスの1つの成分と一致しており、2つの相で同様の動的構造を示しています。RXCJ1504.1-0248では、固有の吸収モデルにより、冷却速度を$520\pm30\、\rmM_{\odot}\rm\、yr^{-1}$に上げることができます。
Swift、XMM-Newton、NuSTAR、およびAstroSatを使用したX線ウィンドウでのOJ287の2019-2020フレアの包括的な研究
| Title |
A_comprehensive_study_of_the_2019-2020_flare_of_OJ_287_in_X-ray_window_using_Swift,_XMM-Newton,_NuSTAR,_and_AstroSat |
| Authors |
Raj_Prince,_Gayathri_Raman,_Rukaiya_Khatoon,_Aditi_Agarwal,_Varun,_Nayantara_Gupta,_Bo\.zena_Czerny,_and_Pratik_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03937 |
OJ287はよく研究された連星ブラックホールシステムであり、時折明るいX線と光学フレアを示します。ここでは、2019年から2020年の間に観測された2番目に明るいX線フレアの詳細なスペクトル研究を紹介します。この歴史的な瞬間を捉えるために、さまざまなX線装置が使用されました。それらのデータは、光学データおよびUVデータとともに分析およびモデル化されます。Swift-XRTおよびUVOTの観測に基づいて、期間全体が3つの状態に分割され、低、中、高の状態として定義されます。私たちの分析の結果は、「明るくなると柔らかくなる」行動を示唆しています。この研究をSwift-XRT、XMM-Newton、およびNuSTARの観測とともに補完するために、AstroSatを使用したTargetofOpportunity（ToO）観測を提案しました。高い状態の間にさまざまな機器によって観測された同時X線スペクトルは非常に急勾配であり、エラーバー内で互いに一致しています。高フラックス状態の間に光学UVおよびX線スペクトルに有意なスペクトル変化が観察され、新しいHBLコンポーネントの出現を示唆しています。シンクロトロンピークの2桁の大幅なシフトは、ソースが低フラックス状態から高フラックス状態に進化するときに観察されます。新しいHBLコンポーネントの出現は、BHディスクへの影響後の降着率の増加に関連している可能性があり、最終的には、ジェットで生成されたフレアを引き起こす可能性があります。色と大きさの図は、フレア期間中の「明るいときは青い」色彩を示しています。さまざまな場面での異なる色度または色度なしは、ディスクの衝撃またはジェット内のシンクロトロン放射によって生成されると考えられている発光の複雑な起源を示唆しています。
フェルミ-LATデータの可変サイズのスライディングタイムウィンドウ分析を使用して、SNeからのガンマ線を検索します
| Title |
Search_for_gamma_rays_from_SNe_with_a_variable-size_sliding-time-window_analysis_of_the_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Dmitry_Prokhorov,_Anthony_Moraghan,_Jacco_Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04007 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）パス8データで、超新星（SNe）からのガンマ線放出の体系的な検索を示します。ターゲットのサンプルは、OpenSupernovaCatalogの55,880人の候補者で構成されています。可変サイズのスライディングタイムウィンドウ分析により、SNeからのガンマ線を検索しました。私たちの結果は、これらのSNの位置のいくつかの近くに投影される、遷移パルサー、太陽フレア、ガンマ線バースト、新星、かに星雲など、非AGNクラスのソースからの一時的なガンマ線放出の存在を確認します。また、SNiPTF14hlsの方向の可変信号へのサポートを強化します。分析は、短い（例：太陽フレア）と長い（例：遷移パルサー）高フラックス状態の両方を見つけることに成功しています。私たちの検索は、SN候補である光トランジェントの方向に2019年に発生した2つの新しいガンマ線トランジェント信号、AT2019bvrとAT2018iwpを明らかにし、それらのフラックスはSNの発見日から6か月以内に増加します。これらの信号は明るく、その変動性はiPTF14hlsよりも高い統計レベルにあります。SNeまたは他のクラスのソースとの関連付けを確立するには、それらの位置に向けたアーカイブ多波長観測の調査が必要です。さらに、私たちの分析は、PSRJ0205+6449の方向の低い銀河緯度での明るい過渡ガンマ線信号を示しています。さらに、ガンマ線過渡源の全天探索の結果を報告します。これにより、2つの追加の候補ガンマ線過渡源が提供されました。
2017- 2020年のOJ287の多波長分析とモデリング
| Title |
Multi-wavelength_Analysis_and_Modeling_of_OJ_287_During_2017-2020 |
| Authors |
Raj_Prince,_Aditi_Agarwal,_Nayantara_Gupta,_Pratik_Majumdar,_Bo\.zena_Czerny,_Sergio_A._Cellone,_I._Andruchow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04028 |
環境。ブレーザーOJ287は、周期的な光爆発に基づく連星ブラックホールシステムとして提案されています。パーセクスケールのジェットを伴うブレーザーの中で、ブラックホール連星系は非常にまれであり、したがってこの情報源は研究するのに非常に興味深いものです。目的。BLLacOJ287は、周期的に爆発するため、多波長研究にとって興味深いオブジェクトです。2017年から2020年までのOJ287の光学、X線、およびガンマ線データを分析しました。この期間中、光UVおよびX線周波数にはいくつかの高い状態があります。観測された光周波数とX線周波数の変動に基づいて、2017年から2020年の全期間は、このホワイトペーパーではA、B、C、D、およびEと呼ばれる5つのセグメントに分割されます。そのフレアリング活動の性質を理解するために、詳細な時間的およびスペクトル分析が実行されます。メソッド。この情報源の時間的変動を理解するために、さまざまな状態すべての日中および分数変動を調査し、その速い変動時間とともに、変動の性質を理解するために推定しました。さらに、多波長SEDモデリングは、同時ブロードバンド放射と高速変動の原因となる物理的プロセスについて詳しく知るために実行されます。結果。フェルミ-LATの観測では、フラックスの変動が観測されていますが、この期間中、ガンマ線周波数でこの線源の中程度のフラックスレベルが示されています。線源は、線源が非常に高い状態にあった2017年初頭と2020年半ばに、X線、光学、およびUVで強いフラックス変動を示しました。単一ゾーンのSSC放出モデルは、スペクトルエネルギー分布をモデル化するために考慮され、これは、バイナリ超大質量ブラックホールを持つこのBLLacの性質を調査するのに役立ちます。
Ia型超新星残骸3C397におけるチタンとクロムの存在量が強化された高度に中性子化されたエジェクタ塊の発見
| Title |
Discovery_of_the_Highly-Neutronized_Ejecta_Clump_with_Enhanced_Abundances_of_Titanium_and_Chromium_in_the_Type_Ia_Supernova_Remnant_3C_397 |
| Authors |
Yuken_Ohshiro,_Hiroya_Yamaguchi,_Shing-Chi_Leung,_Ken'ichi_Nomoto,_Toshiki_Sato,_Takaaki_Tanaka,_Hiromichi_Okon,_Robert_Fisher,_Robert_Petre,_Brian_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04101 |
超新星残骸（SNR）3C397は、MnとNiの存在量の増加に基づいて、チャンドラセカール近くの質量（$M_{\rmCh}$）前駆体のIa型超新星（SNIa）爆発に由来すると考えられています。朱雀との以前のX線研究によって明らかにされた。ここでは、Feピーク要素の詳細な空間分布を調査する目的で実施された、このSNRのフォローアップXMM-Newton観測を報告します。SNRの南部で、Mn、Fe、Niに加えて、TiとCrが非常に豊富な噴出物の塊を発見しました。この噴出物の塊のFe質量は、SNeIaの典型的なFe収量（すなわち、$\sim$0.8$M_{\odot}$）の仮定の下で、$\sim$0.06$M_{\odot}$と推定されます。）。Feピーク元素とTiの間で観測された質量比には、実質的な中性子化が必要です。これは、中心密度が$\rho_c\sim5\timesの$M_{\rmCh}$SNIaに近い最も内側の領域でのみ達成されます。10^9$gcm$^{-3}$、標準的なニア$M_{\rmCh}$SNeIa（$\rho_c\sim2\times10^9$gcm$^{-3}$）。中性子に富む同位体（例えば、$^{50}$Tiと$^{54}$Cr）の過剰生産は、太陽組成に関して、そのような高い$\rho_c$SNeIaで重要です。したがって、3C397が典型的な高$\rho_c$近$M_{\rmCh}$SNIaの残骸である場合、これらの同位体の太陽存在量は、高$\rho_cと低$\rho_cの混合によって再現できます。$near-$M_{\rmCh}$およびsub-$M_{\rmCh}$タイプIaイベント、$\lesssim$20％が高い-$\rho_c$near-$M_{\rmCh}$。
超発光X線パルサーNGC7793P13の長期パルス周期の進化
| Title |
Long-term_pulse_period_evolution_of_the_ultra-luminous_X-ray_pulsar_NGC_7793_P13 |
| Authors |
F._Fuerst_(1),_D._J._Walton_(2),_M._Heida_(3),_M._Bachetti_(4),_C._Pinto_(5),_M._J._Middleton_(6),_M._Brightman_(7),_H._P._Earnshaw_(7),_D._Barret_(8),_A._C._Fabian_(2),_P._Kretschmar_(9),_K._Pottschmidt_(10_and_11),_A._Ptak_(11),_T._Roberts_(12),_D._Stern_(13),_N._Webb_(8),_and_J._Wilms_(14)_((1)_Quasar_SR_for_ESA/ESAC,_(2)_IoA_Cambridge,_(3)_ESO_Garching,_(4)_INAF-OAC,_(5)_INAF-IASF_Palermo,_(6)_U_Southampton,_(7)_Caltech,_(8)_CNRS_IRAP,_(9)_ESA/ESAC,_(10)_CRESST_UMBC,_(11)_NASA_GSFC,_(12)_U_Durham,_(13)_NASA_JPL,_(14)_Remeis-Observatory_Bamberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04229 |
超大光度X線パルサー（ULXP）は、超エディントン降着を研究するユニークな機会を提供します。ULXPNGC7793P13のモニタリングキャンペーンの結果を紹介します。Swift、XMM-Newton、NuSTARを使用した4年間の監視キャンペーンで、$\dotP$〜-3.8e-11s/sの継続的なスピンアップを測定しました。スピンアップの強さは、観測されたX線フラックスとは無関係であり、2019年に観測されたフラックスの低下にもかかわらず、ソースへの降着はほぼ同様の速度で継続していることを示しています。2020年初頭に発生源が明らかにオフ状態になり、2020年7月と8月の観測で脈動が見られなかったため、降着形状が変化した可能性があります。長期モニタリングを使用して、軌道天体暦と観測された光/UVおよびX線フラックスの両方に見られる周期性。光学/UV期間は何年にもわたって非常に安定しており、$P_\text{UV}$=63.75（+0.17、-0.12）dであることがわかります。X線のタイミング結果から決定された最適な軌道周期は64.86+/-0.19dであり、これは以前の暗示よりもほぼ1日長く、X線フラックス周期は65.21+/-0.15dであり、わずかに短いです。以前に測定されたよりも短い。これらの異なるフラックス期間の物理的な起源は現在不明です。硬度比を調べて、スペクトル変化の兆候を探します。高エネルギーでの硬度比は非常に安定しており、観測されたフラックスと直接相関していないことがわかります。より低いエネルギーでは、フラックスの増加に伴う小さな硬化が観察されます。これは、より高い光度での流出による不明瞭化の増加を示している可能性があります。低フラックスでは、パルスの割合が大幅に高くなることがわかります。これは、ソースが深いオフ状態に入る前に、降着ジオメトリがすでに変更されていることを意味しているようです。この動作を説明するために考えられるシナリオについて説明します。これは、歳差運動する降着円盤によって引き起こされる可能性があります。
| Title |
Spatially_Resolved_RGS_Analysis_of_Kepler's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Tomoaki_Kasuga,_Jacco_Vink,_Satoru_Katsuda,_Hiroyuki_Uchida,_Aya_Bamba,_Toshiki_Sato,_John._P._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04235 |
超新星残骸（SNR）の周りの星周円盤（CSM）の分布と運動学は、その出生超新星（SN）の爆発についての有用な情報を教えてくれます。SN1604の残骸であるケプラーのSNRは、Ia型起源であると広く見なされています。その衝撃は、密集した非対称のCSMを通過しています。この高密度ガスの存在は、その親前駆体システムが白色矮星と漸近巨星分枝（AGB）星で構成されていたことを示唆しています。この論文では、XMM-Newton衛星に搭載された反射型回折格子分光計（RGS）を使用して、交差分散方向の残留放射を空間的に分解する、新しく長い観測を分析します。CSMコンポーネントは、一般的な範囲0〜500km/sの速度で青方偏移していることがわかります。また、中央のバーの構造に関する情報を導き出し、北西半分が青方偏移し、南東半分が赤方偏移していることを発見しました。私たちの結果は、「暴走」AGB星が視線内で北北西に移動し、視線内で私たちに向かって移動したという以前の研究によって提案された画像と一致しています。前駆体システム。
H.E.S.Sで矮小不規則銀河WLMの暗黒物質消滅を探す
| Title |
Search_for_dark_matter_annihilation_in_the_dwarf_irregular_galaxy_WLM_with_H.E.S.S |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_H._Abdallah,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Curylo,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I._D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_C._Duffy,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04325 |
ウルフ-ランドマーク-メロット（WLM）矮小不規則銀河からの非常に高エネルギーのガンマ線を通して暗黒物質の間接信号を探します。暗黒物質粒子の対消滅は、ガンマ線などの最終状態の標準模型粒子を生成します。これは、地上のチェレンコフ望遠鏡によって検出される可能性があります。矮小不規則銀河は、暗黒物質が優勢な天体であり、運動学が十分に測定されており、暗黒物質の分布プロファイルに小さな不確実性があるため、有望なターゲットです。2018年、H.E.S.S。5つの望遠鏡アレイが18時間矮小不規則銀河WLMを観測しました。矮小銀河のこのサブクラスのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡から得られたデータに基づく最初の分析を提示します。WLMの方向に有意な過剰は観察されないため、暗黒物質対消滅の速度加重断面積の制約の観点から、さまざまな連続体チャネルの暗黒物質粒子質量の関数として結果を解釈します。迅速なガンマ-ガンマ放出。$\tau^+\tau^-$チャネルの場合、制限は$\langle\sigmav\rangle$の値に到達します。暗黒物質の粒子質量が1の場合は約$4\times10^{-22}$cm3s-1になります。TeV。プロンプトガンマ-ガンマチャネルの場合、上限は370GeVの質量に対して約$5\times10^{-24}$cm3s-1の$\langle\sigmav\rangle$値に達します。これらの限界は、TeV暗黒物質探索のための矮小不規則銀河の以前の結果と比較して最大200倍の改善を表しています。
かみのけ座銀河団からのマルチメッセンジャー高エネルギー放出に対する乱流と電波制約による粒子再加速
| Title |
Particle_Reacceleration_by_Turbulence_and_Radio_Constraints_on_Multi-Messenger_High-Energy_Emission_from_the_Coma_Cluster |
| Authors |
Kosuke_Nishiwaki,_Katsuaki_Asano,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04541 |
銀河団は宇宙線（CR）の巨大な貯水池であると考えられています。いくつかのクラスターは、拡張された電波放射で発見されます。これは、銀河団ガス（ICM）に磁場とCR電子が存在する証拠を提供します。電波ハロー（RH）放出のメカニズムはまだ議論されており、乱流再加速が重要な役割を果たしていると考えられています。この論文では、フォッカープランク方程式を数値的に解くことにより、CR陽子と電子の再加速を詳細に研究し、ラジオとガンマ線の観測を使用して、かみのけ座銀河団のCR分布と結果として生じる高エネルギー放出を制約する方法を示します。。CRの半径方向の拡散を考慮し、それらの1次元分布の時間発展を追跡します。これにより、観測されたRH表面輝度と一致するCR注入の半径方向のプロファイルを調査します。CR電子が一次起源か二次起源かによって、必要な注入プロファイルは重要であることがわかります。二次CR電子シナリオはより大きなガンマ線とニュートリノフラックスを予測しますが、それは観測されたRHスペクトルと緊張関係にあります。どちらのシナリオでも、CRエネルギースペクトルがほぼフラットである場合、銀河団が全天ニュートリノ強度にかなりの貢献をする可能性があることがわかります。
Weizmann Fast Astronomical Survey Telescope（W-FAST）：システムの概要
| Title |
The_Weizmann_Fast_Astronomical_Survey_Telescope_(W-FAST):_System_Overview |
| Authors |
Guy_Nir,_Eran_O._Ofek,_Sagi_Ben-Ami,_Noam_Segev,_David_Polishook,_Ofir_Hershko,_Oz_Diner,_Ilan_Manulis,_Barak_Zackay,_Avishay_Gal-Yam,_Ofer_Yaron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03436 |
過渡現象と恒星変動の比較的未踏の位相空間は、秒とサブ秒の時間スケールの位相空間です。イスラエルのネゲブ砂漠で稼働している新しい光学天文台について説明します。開口部は55cm、視野は2.6x2.6度（〜7度^2）で、高フレームレート、低読み取りノイズ、CMOSカメラを備えています。システムは最大90HZ（フルフレーム）のフレームレートで観測できますが、公称観測は10〜25Hzで行われます。25Hzのフレームレートで6Gbits/sを超えるレートで生成されたデータは、リアルタイムで分析されます。天文台は完全にロボットであり、毎晩各フィールドの数千の星に関するデータを自律的に収集することができます。システムの概要、パフォーマンスメトリック、科学の目的、およびいくつかの最初の結果、たとえば、Niretal。で報告された静止衛星からの高率のグリントの検出を示します。2020年。
zeus：効率的なベイズパラメータ推論のためのEnsembleスライスサンプリングのPython実装
| Title |
zeus:_A_Python_implementation_of_Ensemble_Slice_Sampling_for_efficient_Bayesian_parameter_inference |
| Authors |
Minas_Karamanis,_Florian_Beutler,_John_A._Peacock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03468 |
ベイズパラメータ推論のためのEnsembleSliceSampling（ESS）メソッドの十分にテストされたPython実装であるzeusを紹介します。ESSは、現代の天文学および宇宙論的分析によってもたらされる計算上の課題に取り組むために特別に設計された、新しいマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムです。特に、この方法ではハイパーパラメータを手動で調整する必要がなく、そのパフォーマンスは線形相関の影響を受けず、余分な労力をかけずに数千のCPUまで拡張できます。さらに、その局所適応性により、強い非線形相関が存在する場合でも効率的にサンプリングできます。最後に、この方法は、高次元の強力なマルチモーダル分布でも高いパフォーマンスを実現します。人気のあるMCMCサンプラーであるemceeと比較して、zeusは宇宙論的アプリケーションと太陽系外惑星アプリケーションでそれぞれ9倍と29倍優れたパフォーマンスを発揮します。
大規模データセットおよびリアルタイムアプリケーション用のグラフィックスプロセッシングユニットでのLomb-Scargleアルゴリズムを使用した高速期間検索
| Title |
Fast_Period_Searches_Using_the_Lomb-Scargle_Algorithm_on_Graphics_Processing_Units_for_Large_Datasets_and_Real-Time_Applications |
| Authors |
Michael_Gowanlock,_Daniel_Kramer,_David_E._Trilling,_Nathaniel_R._Butler,_Brian_Donnelly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04006 |
可変オブジェクトの周期を計算することは、計算コストがかかることでよく知られています。現代の天体カタログには、かなりの数の観測された天体が含まれています。したがって、特定のクラスのオブジェクトの期間範囲が、予想される物理的特性のために十分に制約されている場合でも、膨大な数のオブジェクトの期間を導出する必要があります。この論文では、多くのデータ処理パイプラインで必要とされる単一のオブジェクトまたはオブジェクトのバッチの期間を計算する、GPUで高速化されたLomb-Scargle期間検索アルゴリズムを提案します。共有メモリとグローバルメモリのGPUカーネルの使用を比較したり、複数のCUDAストリームを使用してピリオドグラムデータをGPUからホストにコピーしたりするなど、いくつかの最適化のパフォーマンスを示します。また、2つのクラスのGPUでの32ビットと64ビットの浮動小数点精度の違いを定量化し、32ビットで64ビットを使用した場合のパフォーマンスの低下が科学計算用に設計されたGPUよりもCPUで大きいことを示します。。GPUアルゴリズムは、ベースラインの並列CPU実装よりも優れたパフォーマンスを実現し、最大174.53$\times$のスピードアップを実現することがわかりました。ベラC.ルービン天文台は、宇宙と時間のレガシー調査（LSST）を実施します。太陽系オブジェクトのバッチのローテーション期間をLSSTスケールでほぼリアルタイムに導出できることを示す分析を実行します。これは、将来のLSSTイベントブローカーで使用されます。すべてのソースコードは公開されています。
電波干渉計データでの電離層屈折のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_ionospheric_refraction_on_radio_interferometric_data |
| Authors |
J._Kariuki_Chege,_C._H._Jordan,_C._Lynch,_J._L._B._Line,_C._M._Trott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04215 |
宇宙の再電離の時代（EoR）は、中性宇宙がイオン化された宇宙に移行した期間です。この期間は、この時代に放出された中性水素の21cm信号を対象とする低周波無線干渉計を使用して観察されないままです。マーチソン広視野アレイ（MWA）電波望遠鏡は、この信号を検出することを主要な科学目標の1つとして構築されました。検出を成功させるための最も重要な課題の1つは、特に地球の電離層が存在する場合のキャリブレーションです。屈折源のシフト、歪んだ線源の形状、およびきらめく磁束密度を導入することにより、電離層は低周波電波天文学の主要な妨害となります。シンスクリーン近似モデルを使用して推定され、視程に伝播されるさまざまな電離層条件を通じてMWAの観測をシミュレートするために開発されたソフトウェアツールであるSIVIOを紹介します。これにより、観測されたEoRデータと結果のパワースペクトルに対する電離層の影響を直接評価できます。シミュレートされたデータが電離層効果の分散挙動をキャプチャすることを示します。シミュレートされた電離層媒体の空間構造が、結果として得られるソースの位置オフセットから、またはデータキャリブレーション手順中に評価されたパラメータから正確に再構築されることを示します。次に、これは、スクエアキロメートルアレイ時代に移行するEoRデータの電離層汚染を特定して効率的に排除するための最良の戦略について情報を提供します。
ファイバー供給ファブリペローエタロンの透過特性に及ぼす近接場分布の影響
| Title |
Effect_of_near-field_distribution_on_transmission_characteristics_of_fiber-fed_Fabry-Perot_etalons |
| Authors |
Jun_Hao,_Liang_Tang,_Huiqi_Ye,_Zhibo_Hao,_Jian_Han,_Yang_Zhai,_Kai_Zhang,_Ruyi_Wei_and_Dong_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04320 |
ファイバーフィードエタロンは、重力波検出器、超安定レーザー、高精度分光器のキャリブレーションリファレンスなどの高度な干渉計に広く採用されています。特に3*10-10以上の精度が必要な場合、給電ファイバの近接場分布の変動により、ファイバ給電ファブリペローエタロンのスペクトル精度が低下することを示します。ダブルスクランブラーで強化された八角形のファイバーは、近接場分布の安定性と均一性を大幅に向上させることができます。サブms-1の高精度視線速度機器用の波長キャリブレータを構築する場合は、ダブルスクランブラーを慎重に検討する必要があります。
静かな太陽と活動的な地域でのALMAの小規模な機能
| Title |
ALMA_small-scale_features_in_the_quiet_Sun_and_active_regions |
| Authors |
R._Brajsa,_I._Skokic,_D._Sudar,_A._O._Benz,_S._Krucker,_H.-G._Ludwig,_S._H._Saar,_and_C._L._Selhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03644 |
目的。現在の分析の主な目的は、（i）アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で得られた静かな太陽と活動領域の太陽画像の小規模な明るい特徴と（ii）さまざまなALMA対応を解読することです。太陽のHアルファ画像に見られる既知の彩層構造。メソッド。静かな太陽領域での小規模なALMAの明るい特徴は、シングルディッシュALMA観測（1.21mm、248GHz）を使用して分析され、アクティブ領域では干渉計ALMA測定（3mm、100GHz）を使用して分析されました。シングルディッシュ観測では、フルディスクの太陽画像が生成され、干渉測定により、アクティブ領域を含む太陽ディスクの一部の高解像度の再構築が可能になります。選択された静かな太陽と活動領域は、H-アルファ（コアと翼の合計）、EUV、軟X線画像、およびマグネトグラムと比較されます。結果。静かな太陽の領域では、ALMAで見られる増強された放射は、ほとんどの場合、強い見通し内（LOS）磁場に関連付けられています。4つの冠状の輝点が特定されましたが、他の小規模なALMAの輝かしい特徴は、磁気ネットワーク要素とプラージュに関連している可能性が最も高いです。活動領域では、ランダムに選択され、他の画像と比較された14の小規模ALMA明るい特徴で、冠状輝点の5つの良い候補、プラージュの2つ、フィブリルの5つが見つかりました。フィブリルまたはジェット、および冠状輝点またはプラージュの2つの不明確なケースが残っています。分析されたアクティブ領域のH-alphaコア画像と3mmALMA画像を比較すると、両方の画像で黒点が暗く見え（黒点の陰影に局所的なALMA放射が増強されている）、4つのプラージュ領域が両方の画像で明るいことがわかりました暗い小さなH-アルファフィラメントは、ALMAでも同じ形状の暗い構造として明確に認識されます。
ばら星雲における恒星群の形成過程に関する運動学的展望
| Title |
A_kinematic_perspective_on_the_formation_process_of_the_stellar_groups_in_the_Rosette_Nebula |
| Authors |
Beomdu_Lim,_Yael_Naze,_Jongsuk_Hong,_Byeong-Gon_Park,_Hyeong-Sik_Yun,_Hee-Weon_Yi,_Sunkyung_Park,_Narae_Hwang,_and_Jeong-Eun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03698 |
運動星団は、アソシエーションの形成過程を理解するための強力なツールです。ここでは、最近のガイアデータと高解像度スペクトルを使用して、ばら星雲の若い星の種族の運動学的研究を紹介します。まず、公開されている中赤外線測光データとX線源のリストを使用してメンバー候補を分離します。視差が似ていて固有運動のある合計403個の星が最終的にメンバーとして選ばれます。メンバーの空間分布は、この星形成領域が高度に下部構造化されていることを示しています。星雲の中心にある若い散開星団NGC2244は、放射状の膨張と回転のパターンを持っています。クラスター形成への影響、たとえば、モノリシックコールドコラプスや階層的アセンブリについて説明します。一方、HIIバブルの境界付近にある3つのグループについても調査します。西部のグループは隣接するガス構造と空間的に相関しているように見えますが、それらの運動学はガスの運動学とは関連していません。南部のグループは、NGC2244と比較して体系的な動きを示していません。これらの2つのグループは、乱流雲のフィラメントで自発的に形成されている可能性があります。東部のグループは、NGC2244から遠ざかるガス柱と空間的および運動学的に関連しています。このグループは、NGC2244の巨大な星からのフィードバックによって形成される可能性があります。私たちの結果は、ばら星雲の星団が3つの異なるプロセスを通じて形成される可能性があることを示唆しています。星団の拡大、乱れた雲の中の階層的な星の形成、そしてフィードバック駆動の星の形成。
BESTP-星震学のための自動ベイズモデリングツール
星震観測は、恒星モデルを正確に拘束するために重要です。ベイズ推定のステラパラメータ（BESTP）は、ベイズ統計とネストされたサンプリングモンテカルロアルゴリズムを利用して、観測からの古典的およびアステローシス的制約の特定のセットに最適な恒星モデルを検索するツールです。モデルの計算と評価は、自動化されたマルチスレッドの方法で効率的に実行されます。BESTPの機能を説明するために、太陽と赤色巨星HD222076の基本的な恒星の特性を推定します。どちらの場合も、観測結果と一致するモデルを見つけます。また、大きな周波数分離のみを含めた場合と比較して、個々のモードの振動周波数を制約として含めた場合の恒星パラメータの精度の向上を評価します。太陽の場合、推定質量、半径、および年齢の不確実性は、それぞれ0.7％、0.3％、および8％減少します。HD222076の場合、それらは2％、0.5％、および4.7％さらに顕著に減少します。また、ガイア視差が制約として含まれている場合、大きな分離のみが制約として含まれている場合と比較して、HD222076の年齢で10％の改善が見られます。
連星系におけるRRLyrae変数の研究I .:三峰性コンパニオン質量分布の証拠
| Title |
Studies_of_RR_Lyrae_Variables_in_Binary_Systems_I.:_Evidence_of_a_Trimodal_Companion_Mass_Distribution |
| Authors |
Gergely_Hajdu,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Johanna_Jurcsik,_M\'arcio_Catelan,_Paulina_Karczmarek,_Bogumi{\l}_Pilecki,_Igor_Soszy\'nski,_Andrzej_Udalski_and_Ian_B._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03750 |
光移動時間効果（LTTE）と光学重力の銀河バルジ時系列測光の観測-計算（$OC$）ダイアグラムを使用した新しい検索に基づいて、連星のRRLyrae変光星の87の候補を提示します。レンズ実験。これらのうち、61は新しい候補であり、26は以前に発表されています。さらに、以前の作品でバイナリ候補と見なされていた12個の星は、LTTEと互換性のない$O-C$ダイアグラムを持っているか、長期的な周期性がブラツコ効果によって確実に引き起こされているため、リストから除外されます。RRLyraeバイナリ候補のこのサンプルにより、このようなオブジェクトの母集団について最初の確固たる結論を導き出すことができます。1000日未満の公転周期を持つ候補はありませんが、その発生率は周期の増加とともに着実に増加し、3000〜4000日でピークになります。しかし、さらに長い期間に向けて星の数が減少したのは、おそらく観測の偏りの結果です。離心率は0.25から0.3の間の非常に有意な濃度を示し、候補の1/4がこの単一のビンで見つかり、0.05から0.6の間の平坦な分布にオーバーレイされます。後者の値よりも推定される偏心が高いのは6つ星だけです。最後に、質量関数の分布は非常に特異であり、強い三峰性を示します。これらのモードは、コンパニオンの3つの異なるグループの存在として解釈され、典型的な推定質量は$\sim0.6$、$\sim0.2$、および$\sim0.067\、\mathrm{M}_\odot$、これは、白色矮星と主系列星、赤色矮星、褐色矮星の仲間の集団にそれぞれ関連付けることができます。
ケプラーとガイアのデータからの星の基本的な特性：視差オフセットと修正されたスケーリング関係
| Title |
Fundamental_properties_of_stars_from_Kepler_and_Gaia_data:_parallax_offset_and_revised_scaling_relations |
| Authors |
Mutlu_Y{\i}ld{\i}z_and_Sibel_\"Ortel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03768 |
宇宙ミッション{\itGaia}、{\itKepler}、{\itCoRoT}、{\itTESS}からのデータにより、視差と星震学の距離を比較することができます。2つの密度$\rho_{\rmsca}/\rho_{\pi}$の比率から、星震学の大きな周波数分離と平均密度の間の経験的関係$f_{\Delta\nu}$が得られます。これは重要です。より正確な恒星の質量と半径のために。$K$バンドの大きさを持つ主系列（MS）と準巨星のこの式は、Y{\i}ld{\i}z、\c{C}elik\によって内部MSモデルから得られた式に非常に近いです。＆ケイハン。また、星震学と非星震学の恒星パラメータの違いの原因として、有効温度と視差オフセットの影響についても説明します。Sharmaetal。の$f_{\Delta\nu}$の2MASSデータとモデル値を使用して、約3500個の赤色巨星（RG）で最良の結果を取得しました。もう1つの未知のスケーリングパラメータ$f_{\nu_{\rmmax}}$は、最大振幅の周波数と重力の関係に由来します。$f_{\nu_{\rmmax}}$と視差オフセットのさまざまな組み合わせを使用すると、視差オフセットは一般に距離の関数であることがわかります。この傾斜が消える状況は、最も合理的な解決策として受け入れられます。星震学と非星震学のパラメータを非常に注意深く比較することにより、視差オフセットの非常に正確な値と、$-0.0463\pm0.0007$masおよび$1.003\のRGの$f_{\nu_{\rmmax}}$を取得します。それぞれpm0.001$。質量と半径の結果はAPOKASC-2の結果と完全に一致しています。$\sim$3500RGの質量と半径は約0.8〜1.8M$_{\odot}$（96パーセント）の範囲にあり、それぞれ3.8-38R$_{\odot}$。
15個の太陽のような振動する進化した星の星震学的分析
| Title |
Asteroseismic_analysis_of_15_solar-like_oscillating_evolved_stars |
| Authors |
Z._\c{C}elik_Orhan,_M._Y{\i}ld{\i}z_and_C._Kayhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03776 |
宇宙望遠鏡を使った星震学は、恒星の構造と進化を理解する上で不可欠です。{\textit{CoRoT}}、{\textit{Kepler}}、および{\textit{TESS}}宇宙望遠鏡は、太陽のように振動する進化した星を多数検出しました。％（kaynaklar、Kallinger、vb）。太陽のような振動周波数は、基本的な恒星パラメータの決定に重要な役割を果たします。文献では、2つの間の関係はいわゆるスケーリング関係によって確立されます。％これらのスケーリング関係は、大きな間隔（$\Delta\nu$）と最大振幅の周波数（${\nu_{\rmmax}}$）を持つ主系列星の質量と半径とよりよく一致しています。この研究では、{\textit{Kepler}}と地上の％\textit{CoRoT}望遠鏡を使用して、15個の進化した太陽のような振動星の観測から得られたデータを分析します。この研究の主な目的は、星震学のパラメーターを使用して内部モデルを構築することにより、進化した星の基本的なパラメーターを非常に正確に決定することです。また、モデルの参照周波数を、He{\scriptsizeII}イオン化ゾーンによって引き起こされる観測参照周波数に適合させます。15個の進化した星は、それぞれ$0.79$-$1.47$$M_{\rmsun}$と$1.60$-$3.15$$R_{\rmsun}$の範囲内の質量と半径を持っていることがわかります。彼らのモデルの年齢は$2.19$から$12.75$Gyrの範囲です。％従来および変更されたスケーリング関係と、{\small{MESA}}コードを使用して構築された進化モデルに基づくいくつかの方法を使用して、恒星の半径、質量、および年齢を決定します。基準周波数をフィッティングすると、通常、星震学の半径、質量、および年齢の精度が向上することが明らかになりました。質量と半径の一般的な不確実性は、それぞれ$\sim$3-6と$\sim$1-2パーセントです。したがって、モデルと文献の年齢の違いは、一般的にわずか数Gyrです。
最強のフレアの前の太陽活動領域における磁束出現の統計的研究
| Title |
A_statistical_study_of_magnetic_flux_emergence_in_solar_active_regions_prior_to_strongest_flares |
| Authors |
Alexander_S._Kutsenko,_Valentina_I._Abramenko,_and_Andrei_A._Plotnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03886 |
太陽周期23と24の磁場マップと連続体強度のデータを使用して、M5.0以上のフレアを生成する100のアクティブ領域（AR）を調査しました。強いフレアが発生する2〜3日前にこれらのARに磁束が発生するかどうかに焦点を当てます。サンプルの29個のARが、静かな太陽の領域の中で単調に出現していることがわかりました。複雑なフレア生成構成の形成をもたらす既存のAR内の新しい磁束の主要な出現が別の24のケースで観察されました。30個のARの場合、既存の磁気構成内での新しい磁束の出現は（既存のARの総磁束に関して）わずかでした。それらのいくつかについては、出現は小さな$\delta$-sunspotを持つ構成の形成をもたらしました。100個のARのうち11個は、観測期間全体にわたって磁束の出現の兆候を示しませんでした。6例では、ARが東肢に現れたときに出現が進行中であったため、出現の分類とタイミングは不可能でした。最近のフラックスの出現は、ARの強いフレアリングのための必要条件および/または十分条件ではないと結論付けます。ここで分析されたフレア生成ARのフラックス出現率は、以前の研究で分析されたフレア静かなARのフラックス出現率と比較されました。フレアを生成するARは、フレアが静かなARよりも早く出現する傾向があることを明らかにしました。
NGC1333 IRAS4A2周辺のS字型流出とエンベロープに向けたALMA観測
| Title |
ALMA_Observations_toward_the_S-shaped_Outflow_and_the_Envelope_around_NGC1333_IRAS_4A2 |
| Authors |
Chen-Yu_Chuang,_Yusuke_Aso,_Naomi_Hirano,_Shingo_Hirano,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04224 |
SO（$J_N=6_5-5_4$および$J_N=7_6-6_5$）、CO（$J=2-1$）、およびCCH（$N=3-2、J）のALMAアーカイブデータを分析しました。=7/2-5/2、F=4-3$）クラス0プロトバイナリシステム、NGC1333IRAS4Aからの行。SO（$J_N=6_5-5_4$）とCO（$J=2-1$）の画像は、各原始星に接続された2つの北方流出ローブIRAS4A1とIRAS4A2をうまく分離しています。IRAS4A2からの流出は、S字型の形態を示し、IRAS4A2の周囲の平らなエンベロープと、エンベロープの両端に接続された2つの流出ローブで構成されています。IRAS4A2を取り巻く平坦化されたエンベロープは、周連星エンベロープとは逆の速度勾配を持っています。観測された特徴は、磁場の方向が回転軸にずれている崩壊コアの電磁流体力学シミュレーションによって再現されます。私たちのシミュレーションは、流出ローブの強度が片側で強化され、S字型の形態が形成されることを示しています。S字型の流出は、12au（0.04arcsec）を超える間隔で未解決のバイナリから発生する歳差運動の流出によっても説明できます。さらに、CO。CCHを使用したIRAS4A2の近くの$\sim$45-90km/sで、これまで知られていなかった超高速成分を発見しました（$J_{N、F}=7/2_{3,4}-5/2_{2,3}$）放出は、シェルのような特徴の底に付着している2対のブロブを示し、形態はSOおよびCOラインのものとは大幅に異なります。IRAS4A2に向かって、SOに示されているS字型の流出は、CCHシェルのエッジと重なっていますが、CCHシェルは、IRAS4A2の周りの平坦化された構造と反対の速度勾配を持っています。
雲の破壊：2M2224-0158の大気中の頑火輝石と石英雲
| Title |
Cloud_busting:_enstatite_and_quartz_clouds_in_the_atmosphere_of_2M2224-0158 |
| Authors |
Ben_Burningham,_Jacqueline_K._Faherty,_Eileen_C._Gonzales,_Mark_S._Marley,_Channon_Visscher,_Roxana_Lupu,_Josefine_Gaarn,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Richard_Freedman,_Didier_Saumon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04268 |
これまでの亜恒星天体における雲の不透明度の最も詳細なデータ駆動型探査を紹介します。異常に赤いL4.5〜矮星2MASSW〜J2224438のアーカイブ$1-15{\rm\mum}$分光法に対して、雲の組成と構造、粒子サイズ分布、散乱モデル、気相組成の仮定の60以上の組み合わせをテストしました。-015852Brewster検索フレームワークを使用。私たちのフレームワーク内では、浅い圧力で頑火輝石と石英の雲の層を含み、深い鉄の雲のデッキと組み合わせたモデルがデータに最適であることがわかりました。このモデルは、各雲の粒子サイズのハンセン分布とミー散乱を想定しています。頑火輝石の$\log_{10}a{\rm（\mum）}=-1.41^{+0.18}_{-0.17}$の粒子有効半径、$-0.44^{+0.04}_{-を取得しました。クォーツの場合は0.20}$、鉄の場合は$-0.77^{+0.05}_{-0.06}$。マグネシウムまたはシリコン用の他のシンクがない場合、推定される雲柱密度は${\rm（Mg/Si）}=0.69^{+0.06}_{-0.08}$を示唆します。これらの雲種と一緒に、またはその代わりにフォルステライトを含むモデルは、上記の組み合わせを支持して強く拒否されます。半径は$0.75\pm0.02$Rjupと推定されます。これは、光度が2M2224-0158のフィールドエイジオブジェクトの進化モデルによって予測されたものよりもかなり小さいものです。垂直方向に一定のガス分率を想定するモデルは、熱化学的平衡を想定するモデルよりも一貫して優先されます。取得したガスの割合から、${\rm[M/H]}=+0.38^{+0.07}_{-0.06}$および${\rmC/O}=0.83^{+0.06}_{-を推測します。0.07}$。これらの値は両方とも、太陽近傍の恒星分布の上限に向かっており、このコンテキストでは相互に一貫しています。局所分布の両極端に向かう組成は、このターゲットが超低温矮星集団の外れ値であることと一致しています。
高精度宇宙データの時代における脈動成分（タイプ{\ beta} Cep、{\ delta} Sct、{\ gamma}
DorまたはRedGiant）を備えた食システム
| Title |
Eclipsing_Systems_with_Pulsating_Components_(Types_{\beta}_Cep,_{\delta}_Sct,_{\gamma}_Dor_or_Red_Giant)_in_the_Era_of_High-Accuracy_Space_Data |
| Authors |
Patricia_Lampens_(1)_((1)_Royal_Observatory_of_Belgium,_1180_Brussels,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04463 |
食のシステムは、星や恒星のシステムの特性を理解するために不可欠なオブジェクトです。脈動成分を備えた食システムは、成分特性に正確な制約を与えるだけでなく、正確な星震学に不可欠な脈動モード決定のための補完的な方法を提供するため、さらに有利です。惑星系を求めて何千もの星に高精度の光度曲線を提供することを目的とした宇宙ミッションの結果も、変光星の分野で新しい洞察を生み出し、一般的な連星の関心を復活させました。脈動成分を伴う日食システムの検出は、これから特に恩恵を受けており、この分野での進歩は急速に成長しています。このレビューでは、宇宙ミッション{\itKepler}またはTESSによって取得されたデータに基づいて、脈動するコンポーネントを備えた食システムの研究から得られた最近の結果のいくつかを紹介します。（ほぼ）円軌道の半分離食変光星、化学的に特異な成分を持つ（ほぼ）円形で同期していない食変光星、心拍現象を示す食変光星、分離した偏心など、さまざまなシステム構成を検討します。二重線システム。すべてが1つまたは複数の脈動成分を表示します。さまざまな既知のクラスの脈動星の中で、スペクトル型B、A、またはFの未進化またはわずかに進化したパルセータと、太陽のような振動を伴う赤色巨星について説明します。一部のシステムは、潮汐効果、角運動量伝達、コンポーネント間の（時折の）物質移動、および/または磁気活動などの追加の現象を示します。これらの現象と軌道の変化が、1つまたは複数のコンポーネントで励起されるさまざまなタイプの脈動にどのように影響するかは、脈動の物理をよりよく理解するための新しい機会を提供します。
星震学による恒星特性の推論を改善するためのケプラー矮星と準巨星の階層的モデリング
| Title |
Hierarchically_modelling_Kepler_dwarfs_and_subgiants_to_improve_inference_of_stellar_properties_with_asteroseismology |
| Authors |
Alexander_J._Lyttle,_Guy_R._Davies,_Tanda_Li,_Lindsey_M._Carboneau,_Ho-Hin_Leung,_Harry_Westwood,_William_J._Chaplin,_Oliver_J._Hall,_Daniel_Huber,_Martin_B._Nielsen,_Sarbani_Basu_and_Rafael_A._Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04482 |
高精度の星震学を使用した星のモデリングの最近の進歩に伴い、恒星のヘリウム存在量（$Y$）と混合長理論パラメーター（$\alpha_\mathrm{MLT}$）の仮定に関連する体系的な効果がより重要になっています。。新しい方法を適用して、狭い質量範囲（$0.8<M<1.2\、\mathrm{M_\odot}$）にわたるケプラー矮星と準巨星のサンプルの恒星パラメーターの推論を改善します。この方法では、$Y$と$\alpha_\mathrm{MLT}$の統計的処理が含まれます。階層ベイズモデルを開発して、母集団内の$Y$と$\alpha_\mathrm{MLT}$の分布に関する情報をエンコードし、この関係の周りの固有の広がりと$\alpha_の正規分布を含む線形ヘリウム濃縮法則を適合させます。\mathrm{MLT}$。キャリブレーターとしての太陽データの有無にかかわらず、さまざまなレベルのプーリングパラメーターをテストします。太陽を星として含めると、濃縮則の勾配$\DeltaY/\DeltaZ=1.05^{+0.28}_{-0.25}$と平均$\alpha_\mathrm{MLT}$が見つかります。母集団では、$\mu_\alpha=1.90^{+0.10}_{-0.09}$です。$Y$と$\alpha_\mathrm{MLT}$の不確実性を考慮しながら、質量2.5パーセント、半径1.2パーセント、年齢12パーセントの統計的不確実性を報告することができます。私たちの方法は、より大きなサンプルにも適用できます。これにより、母集団レベルの推論と星ごとの基本パラメータの両方に対する制約が改善されます。
3D非相対論的磁気リコネクションにおける磁束ロープキンク不安定性によって可能になる効率的な非熱的イオンおよび電子加速
| Title |
Efficient_Nonthermal_Ion_and_Electron_Acceleration_Enabled_by_the_Flux-Rope_Kink_Instability_in_3D_Nonrelativistic_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Qile_Zhang,_Fan_Guo,_William_Daughton,_Xiaocan_Li,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04521 |
磁気リコネクション中の力線張力の緩和は、粒子の曲率ドリフトを含む普遍的なフェルミ加速プロセスを引き起こします。ただし、このメカニズムの効率は、フラックスロープ内の高エネルギー粒子のトラップによって制限されます。3D完全運動シミュレーションを使用して、フラックスロープキンクの不安定性が、フェルミメカニズムが最も効率的な弱いガイドフィールド領域で力線カオスを引き起こし、粒子がフラックスロープから輸送されてさらに加速されることを示します。結果として、イオンと電子の両方が、放出されたエネルギーのかなりの部分を含む明確なべき乗則エネルギースペクトルを生成します。低エネルギーの限界は注入物理学によって決定されますが、高エネルギーのカットオフはシステムのサイズによってのみ制限されます。これらの結果は、磁気圏尾部と太陽コロナの両方での非熱粒子加速の観測と強い関連性があります。
双極子重力モードから推測される回転星の内部混合
| Title |
Internal_mixing_of_rotating_stars_inferred_from_dipole_gravity_modes |
| Authors |
May_G._Pedersen,_Conny_Aerts,_P\'eter_I._P\'apics,_Mathias_Michielsen,_Sarah_Gebruers,_Tamara_M._Rogers,_Geerts_Molenberghs,_Siemen_Burssens,_Stefano_Garcia,_Dominic_M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04533 |
彼らの人生のほとんどの間、星は彼らのコアで水素をヘリウムに融合させます。星の放射エンベロープ内の化学元素を対流コアと混合することで、コアに追加の燃料を補給することができます。効果的であれば、そのような深い混合により、星は長生きし、進化の道を変えることができます。しかし、内部混合を制約するための局所的な観察は今のところ存在しません。重力モードは、対流コアの近くの深い恒星内部を精査し、内部混合プロセスを較正することを可能にします。ここでは、質量が3〜10太陽質量の26個の回転星で観測された双極子重力モードから推測されるコアから表面への混合プロファイルを提供します。サンプル全体で、さまざまな内部混合レベルが見つかります。エンベロープ内に層状の混合プロファイルを持つ恒星モデルは、最高の星震学的性能を示しています。私たちの結果は、星の深部内部における輸送過程の三次元流体力学的シミュレーションのための観測ガイダンスを提供します。
| Title |
Ladder_Symmetries_of_Black_Holes:_Implications_for_Love_Numbers_and_No-Hair_Theorems |
| Authors |
Lam_Hui,_Austin_Joyce,_Riccardo_Penco,_Luca_Santoni_and_Adam_R._Solomon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01069 |
一般相対性理論における漸近的に平坦なブラックホールは、静的な潮汐応答が消失し、静的な毛がないことはよく知られています。両方とも、ブラックホールの周りの静的（スピン0、1、2）摂動を支配する線形に実現された対称性の結果であることを示します。対称性には幾何学的な起源があります。スカラーの場合、それらは次元的に縮小されたブラックホール時空の（E）AdS等長写像から生じます。対称性の根底にあるのは、解の完全な塔を構築し、それらの一般的な特性を導き出すために使用できるはしご構造です。（2）地平線で規則的な解は対称性を尊重し、半径とともに成長する有限多項式の形を取ります。プロパティ（1）は、髪の毛がないことを意味します。（1）と（2）を組み合わせると、静的応答係数（特にラブ数）が消えることを意味します。また、ブラックホールの有効点粒子の記述でこれらの対称性の発現について説明し、スカラープローブの場合、対称性を維持するために、重要な潮汐応答とスカラーヘアに関連する世界線結合が消滅する必要があることを明示的に示します。
| Title |
Using_gravitational_waves_to_distinguish_between_neutron_stars_and_black_holes_in_compact_binary_mergers |
| Authors |
Stephanie_M._Brown_and_Collin_D._Capano_and_Badri_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03485 |
2017年8月、連星中性子星合体の最初の検出であるGW170817により、重力波を使用してコンパクトな連星システムで中性子星を研究することが可能になりました。これまでに検出された（信号対雑音比の点で）最も大きな重力波であるにもかかわらず、GW170817が重力波データからの2つのブラックホールではなく2つの中性子星の合併によって引き起こされたと明確に判断することはできませんでした一人で。その区別は、主に付随する電磁気の対応物によるものでした。これは疑問を提起します：どのような状況下で、電磁信号がない状態で、重力波データだけを使用して、異なるタイプの合併を区別することができますか？ここでは、重力波データのみを用いて、中性子星とブラックホール連星の合体を連星ブラックホール連星の合体と区別できるかどうかを研究します。カイラル有効場の理論を使用した以前の結果に基づいて、LIGOとVirgo、LIGOA+、LIGOVoyager、またはCosmicExplorerからのデータがそのような区別につながるかどうかを調査します。結果は、現在のLIGO-Virgo検出器ネットワークは、計画された短期的なアップグレードを行っても、これらのシステムを区別できない可能性が高いことを示唆しています。ただし、好ましいパラメータを持つイベントを考えると、CosmicExplorerなどの第3世代の機器はこの区別を行うことができます。この結果は、第3世代の検出器の科学的根拠をさらに強化します。
せん断粘度と体積粘度の両方の影響下にある、空間的に均一で局所的に回転対称なビアンキII型宇宙論モデルが研究されています。正確な解は、熱力学圧力と流体のエネルギー密度の間の順圧状態方程式を使用し、エネルギー密度、膨張スカラー、およびせん断スカラーの間の線形関係を考慮して得られます。バルク粘度係数が消失し、粘度がない状態で完全流体を使用する特殊なケースも研究されています。溶液の形式的な外観は、粘性流体と完全流体の両方で同じです。違いは、ソリューションに表示される定数パラメーターを選択することだけです。体積粘度のみの流体または完全流体の場合、順圧状態方程式は、課せられる追加の仮定ではなくなります。むしろ、それは場の方程式から直接得られます。
星間通信法：システム設計と観測
同期電波望遠鏡のシステムは、仮想の広帯域幅の星間通信信号を検索するために利用されます。送信信号は、ランダムノイズとは異なり、容易に検出できるエネルギー効率の高い信号要素を含みながら、情報ビットあたりの高いチャネル容量と最小限の低エネルギーを可能にする特性を持っていると仮定されています。仮定された送信機信号について説明します。信号の受信と検出のプロセスについて詳しく説明します。2017年から2021年の間に、個別および複数の同期電波望遠鏡を使用した観測について説明します。結論とさらなる作業が提案されています。
| Title |
Neutron_Stars_and_the_Nuclear_Equation_of_State |
| Authors |
G._F._Burgio,_I._Vidana,_H.-J._Schulze,_and_J.-B._Wei_(INFN_Sezione_di_Catania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03747 |
中性子星の状態方程式を構築するために採用されている微視的多体アプローチと現象論的モデルの現状と最近の進歩をレビューします。状態方程式は、それらの構造と動的特性の記述に関連しており、コア崩壊超新星と連星中性子星合体のダイナミクスも支配します。クォーク物質の出現を無視して、主な自由度が核子とハイペロンであると仮定して、中性子星物質について説明します。さまざまな状態方程式モデルの理論的予測を、地上の実験室実験と最近の天体物理学的観測の両方から得られた現在利用可能なデータと比較します。また、中性子星の冷却特性に対する核の強い相互作用と状態方程式の重要性を分析します。状態方程式の説明における主な未解決の課題について、主にさまざまな多体手法の限界、いわゆる「ハイペロンパズル」、および状態方程式への直接URCAプロセスの依存性に焦点を当てて説明します。。
太陽フレアと地球磁気圏サブストームにおける電流と高エネルギー粒子フラックスの比較研究
| Title |
Comparative_study_of_electric_currents_and_energetic_particle_fluxes_in_a_solar_flare_and_Earth_magnetospheric_substorm |
| Authors |
Anton_Artemyev,_Ivan_Zimovets,_Ivan_Sharykin,_Yukitoshi_Nishimura,_Cooper_Downs,_James_Weygand,_Robyn_Fiori,_Xiao-Jia_Zhang,_Andrei_Runov,_Marco_Velli,_Vassilis_Angelopoulos,_Olga_Panasenco,_Christopher_Russell,_Yoshizumi_Miyoshi,_Satoshi_Kasahara,_Ayako_Matsuoka,_Shoichiro_Yokota,_Kunihiro_Keika,_Tomoaki_Hori,_Yoichi_Kazama,_Shiang-Yu_Wang,_Iku_Shinohara_and_Yasunobu_Ogawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03772 |
磁力線の再接続は、磁場エネルギーをプラズマ加熱と荷電粒子加速に変換するための普遍的なプラズマプロセスです。太陽フレアと地球の磁気圏サブストームは、磁気リコネクションがグローバルな磁場の再構成とプラズマ集団の活性化の原因であると考えられている、最も調査されている2つの動的システムです。このような再構成には、一次エネルギー放出領域と光球/電離層の低温高密度導電性プラズマを接続する長寿命電流システムの形成が含まれます。フレアとサブストームの両方で、この現在のシステムの進化は、エネルギー粒子フラックスの形成とダイナミクスと相関しています。私たちの研究は、フレアとサブストームの間のこの類似性に焦点を当てています。フレアとサブストームの調査に利用できる幅広いデータセットを使用して、1つのフレアと1つのサブストームの電流とエネルギー粒子フラックスの定性的なダイナミクスを比較します。エネルギー粒子バースト（磁気リコネクションによるエネルギー放出に関連する）と現在のシステムの磁場再構成/形成との間に明確な相関関係があることを示しました。次に、磁気圏サブストームでのその場測定のデータセットが、太陽フレアのために収集されたデータセットの解釈にどのように役立つかについて説明します。
60でのドレイク方程式：再考され放棄された
ドレイク方程式の個々の要素のそれぞれが考慮されます。それぞれが順番に放棄または再定義され、最終的に単一の新しい係数fdに削減されます。これは、任意の手段で検出可能な技術的寿命の割合です。ただし、ドレイクの方程式もその置換も、実際にはNを解くことはできません。活気に満ちたSETIプログラムと、最終的には異星人の文明との接触だけがNの決定につながる可能性があります。
| Title |
Ultra-Heavy_Dark_Matter_Search_with_Electron_Microscopy_of_Geological_Quartz |
| Authors |
Reza_Ebadi,_Anubhav_Mathur,_Erwin_H._Tanin,_Nicholas_D._Tailby,_Mason_C._Marshall,_Aakash_Ravi,_Raisa_Trubko,_Roger_R._Fu,_David_F._Phillips,_Surjeet_Rajendran,_and_Ronald_L._Walsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03998 |
暗黒物質内の自己相互作用は、暗黒物質を数密度の低い重い複合状態に凝集させる可能性があり、既存の直接検出実験ではイベント率が大幅に抑制されます。しかし、そのような超重暗黒物質（UHDM）と標準模型物質との間の大きな相互作用断面積は、独特で説得力のある特徴をもたらします。この作業では、UHDMの大露出検出器として地質学的に古い石英サンプルを使用することを提案します。電子顕微鏡に基づく高解像度の読み出し方法を説明し、このアプローチに最も適した地質サンプルを特徴づけ、ダークセクターの単純なモデルでその到達範囲を研究します。この検索戦略の利点は2つあります。地質学的クォーツの時代はUHDMの数密度の低さを補い、損傷トラックの明確な形状は忠実度の高いバックグラウンド除去ツールとして機能します。
低周波重力波のエネルギー密度に対するガイア400,894QSOの制約
低周波重力波（GW）は、宇宙のインフレーションとブラックホールの合併による超大質量ブラックホール（SMBH）の形成を理解するための鍵ですが、高度なLIGO（aLIGO）や地震ノイズによるVIRGO。低周波GWによって生成される準恒星オブジェクト（QSO）の固有運動は、非常に長いベースライン干渉計（VLBI）観測の先駆的な研究によって測定されますが、低周波GWは、711QSOの小さな統計によって強く制約されません。（Darlingetal.2018）。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の400,894QSOの固有運動フィールドマップを、ラジオVLBIの1つに匹敵する位置精度が$<0.4$ミリ秒角の光学{\itGaia}EDR3固有運動測定で示します。観察。$\mathcal{O}（0.1）\、\mu$arcsecの典型的な電界強度で最適な球面調和関数を取得し、GWのエネルギー密度$\Omega_{\rmgw}に厳しい制約を課します。=（0.964\pm3.804）\times10^{-4}$（95\％信頼水準）。これは、$f<の低周波数領域で、以前のVLBI研究の1つよりも2桁強力です。10^{-9}\、{\rm[Hz]}\simeq（30\、{\rmyr}）^{-1}$パルサータイミング技術では調査されていません。私たちの上限は、天の川の中心と局部銀河が含まれている地球から$r<400$kpcの距離にあるSMBH連星システムの存在を除外しています。私たちの光学QSO研究によって与えられた限界を示して、私たちは、小さな系統誤差を伴う次の{\itGaia}DR5データを含む位置天文衛星データが低周波GWを制約するのに強力であると主張します。
南極のマクマード基地から打ち上げられた長時間の気球の軌道
| Title |
Trajectories_of_long_duration_balloons_launched_from_McMurdo_Station_in_Antarctica |
| Authors |
Christopher_Geach,_Shaul_Hanany,_Chiou_Yang_Tan,_Xin_Zhi_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04173 |
コロンビア科学観測気球施設は、南極のマクマード基地からの成層圏気球飛行を運航しています。1991年から2016年までの40便の気球軌道データを使用して、軌道統計の最初の定量化を行います。ペイロードが指定された緯度の間にある確率を時間の関数として提供し、ペイロードが到達する可能性のある最南端と最北端の緯度を定量化します。飛行時間の中央値が19日の場合、気球が南に$88^{\circ}$Sまで、または北に$71^{\circ}$Sまでドリフトする確率が90％であることがわかります。短いフライトでは、緯度の範囲が狭くなる可能性があります。パブリックドメインでデジタルで利用できるこれらの統計により、将来の気球飛行を計画している科学者は、ミッションの設計と実行の両方で情報に基づいた決定を下すことができます。
Quantum SWジオメトリからのブレーン、BH、ファズボールのQNM
QNMは、BH、Dブレーン、ファズボールの摂動に対する線形応答と、バイナリマージのリングダウンフェーズでの重力波信号を制御します。4dの中性BHのQNMと${\calN}=2$SYM理論のダイナミクスを記述する量子SWジオメトリとの間の注目すべき関係が最近提唱されました。ゲージ/重力辞書を、$d=4,5$次元のアインシュタイン-マクスウェル理論の帯電および回転BH、D3-ブレーン、D1D5「円形」ファズボールおよび滑らかな地平線のない形状を含む大きなクラスの重力背景に拡張します。すべて${\calN}=2$SYMに関連し、単一の$SU（2）$ゲージグループと基本的な問題があります。すべての例に共通する特徴である光子球は、古典的な楕円SWジオメトリの縮退に関連しており、サイクルがゼロサイズにピンチすることがわかります。量子効果は、特異な形状を解決し、倍音数$n$でラベル付けされた量子化されたエネルギーのスペクトルにつながります。正確なWKB量子化、測地運動、数値シミュレーションを使用してQNMのスペクトルを計算し、3つの方法の間で優れた一致を示しています。ケースD3ブレーンQNMの調査結果を明示的に示します。
| Title |
Optimized_localization_for_gravitational-waves_from_merging_binaries |
| Authors |
Zhi-Qiang_You,_Gregory_Ashton,_Xing-Jiang_Zhu,_Eric_Thrane,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04263 |
AdvancedLIGOとVirgoの重力波観測所は、バイナリコンパクトオブジェクトのインスピレーションと融合を研究するための新しいウィンドウを開きました。これらの観測は、マルチメッセンジャー観測と調整すると最も強力になります。これは、短いガンマ線バーストGRB170817Aと一致する、バイナリ中性子星合体GW170817の最初の観測、および光学的対応物AT〜2017gfoからのホスト銀河NGC〜4993の識別によって強調されました。急速にフェージングする光学的対応物を見つけることは、LIGO/Virgoデータに基づくスカイマップの迅速な作成に大きく依存します。現在、高速の初期星図が作成され、その後に、より正確で待ち時間の長い$\gtrsim\SI{12}{hr}$星図が作成されます。ベイジアン事前確率と信号モデルの最適化の選択を研究します。これは、低次元求積法などの他のアプローチと一緒に使用できます。これらにより、連星中性子星合体の高遅延ローカリゼーションを生成するために必要な時間が最大60\％$削減されることがわかりました。
自然に結合されたダークセクター
標準模型（SM）ゲージグループの下で中立のフィールドで構成されるダークセクターは、ヒッグス、ハイパーチャージ、ニュートリノポータルを介してSMに結合し、ループ補正によってSMをそのスケールに向かって引っ張ることができます。この不安定性は、SMとの結合が大きいため、超対称性などの既知のSMの完了では防ぐことができず、暗いセクタースケールとその上の紫外線カットオフに対するSMの感度を中和できる代替メカニズムが必要です。ここでは、SMへの重力の組み込みが暗いセクターの存在を予測し、それがSMに自然に結合されることを可能にするそのようなメカニズムをレビューします。自然に結合された暗いセクターを精査できる顕著なプロセスについて説明し、説明します。
| Title |
Lepton_family_numbers_and_non-relativistic_Majorana_neutrinos |
| Authors |
Apriadi_Salim_Adam,_Nicholas_J.Benoit,_Yuta_Kawamura,_Yamato_Matsuo,_Takuya_Morozumi,_Yusuke_Shimizu,_Yuya_Tokunaga_and_Naoya_Toyota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04306 |
この講演では、Majorananeutrinos\cite{Adam：2021qiq}によって運ばれるレプトンファミリー数の時間発展に関する最近の進展をレビューしました。この記事では、レプトンファミリー番号の導出の微妙なポイントとその時間発展に焦点を当てています。また、2つのファミリの場合に式を適用することにより、時間発展が有効なマヨラナ質量行列の$m_{ee}$および$m_{e\mu}$成分にどのように敏感であるかを示します。マヨラナ相への依存性が明らかにされ、CNB（宇宙ニュートリノ背景）への影響についても議論されています。
ガウス・ボネによって誘発されたド・ジッター固定小数点からのCMB
より高い曲率項を含む重力有効場の理論では、宇宙論的解は自明でないド・ジッター不動点を持つことができます。大規模なスカラー場がオイラー密度に非最小的に結合する理論に焦点を当てて、そのような点の現象論的意味を研究します。まず、動的システムの位相ポートレートを分析し、結合の強さに応じて、固定小数点がシンクまたはサドルになる可能性があることを示します。次に、不動点が宇宙のインフレーションと見なされるかどうかを調査するために、不動点の近くで生成された摂動スペクトルを計算します。宇宙マイクロ波背景放射の異方性が固定点の近くで生成された変動によってシードされていることを考えると、宇宙論的データと一致するパラメータ領域を見つけます。将来の観測は、このモデルの結合関数をさらに制約するために使用される可能性があります。また、沼地の予想について簡単にコメントします。
重力波との中間質量比ブラックホール合体の高精度ソース特性化：高次多重極の重要性
| Title |
High-precision_source_characterization_of_intermediate_mass-ratio_black_hole_coalescences_with_gravitational_waves:_The_importance_of_higher-order_multipoles |
| Authors |
Tousif_Islam,_Scott_E._Field,_Carl-Johan_Haster,_and_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04422 |
中間質量比インスパイア（IMRI）バイナリ（恒星質量ブラックホールが中間質量ブラックホール（$M>100M_{\odot}$）に合体することを含む）は、AdvancedLIGOの重力波（GW）の非常に期待されるソースです。/Virgo。それらの検出とソースの特性評価は、強磁場重力と恒星進化のユニークなプローブを提供します。非対称の成分質量と大きな一次系により、これらのシステムは一般的にサブドミナントモードを励起し、ドミナント四重極モードの重要性を低減します。高次の高調波を含めると、IMRIの信号対雑音比が$10\％-25\％$増加する可能性があり、これらのシステムの検出に役立つ可能性があります。サブドミナントGWモードを分析に含めることにより、IMRIソースプロパティの正確な特性評価を実現できることを示します。たとえば、サブドミナントモードが含まれている場合、IMRIのソースプロパティは、25の基準信号対雑音比で$2\％-15\％$の精度で測定できることがわかります。サブドミナントモードを無視すると、精度が$9\％-44\％$に低下し、チャープ質量、質量比、一次スピン、および光度距離に大きなバイアスが見られます。さらに、波形モデルにサブドミナントモードを含めることで、個々のスピンコンポーネントの両方の有益な測定が可能になり、ソースのローカリゼーションが$\sim$10の係数で改善されることを示します。質量ギャップの制約や形成チャネルのプロービングなど、サブドミナントモードによって可能になる高精度のソース特性評価のいくつかの重要な天体物理学的意味について説明します。
現在の結果が元素合成に与える影響
最近の結果がビッグバン元素合成に与える影響を評価します。これらには、バリオン密度のプランク尤度分布が含まれます。ヘリウム存在量測定の最近の進歩;そして、d（p、\gamma）3Heの最近の断面積測定。
超高密度物質の音速のピークに関する洞察
この作業では、漸近的な等角限界を超える音速を生成するために必要な最小限の物理的要件を調査します。均質物質の音速のピークは、カイラル対称性が壊れた相からギャップのあるフェルミ面を持つ相への遷移で自然に現れることが示されています。これは、冷たい超高密度物質の現在のモデルのいくつかによって表示される音速のピークを理解するために関連している可能性があると私たちは主張します。近似粒子-反粒子対称性の自発的崩壊に基づいて、このメカニズムの最小モデル実装が提示され、その熱力学的特性が決定されます。
強くレンズ化された重力波イベントを検索および分析するための高速で正確な方法論
| Title |
A_fast_and_precise_methodology_to_search_for_and_analyse_strongly_lensed_gravitational-wave_events |
| Authors |
Justin_Janquart,_Otto_A._Hannuksela,_Haris_K.,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04536 |
光のような重力波は、銀河や銀河団などの巨大な天体物理学の物体によって重力レンズ化される可能性があります。AdvancedLIGO、AdvancedVirgo、KAGRAなどの地上ベースの重力波検出器で妥当な速度で予測される強力な重力波レンズ効果により、数分から数か月ごとに時間的に分離された複数の画像が生成されます。これらの画像は、検出器で繰り返されるイベントとして表示されます。重力波のペア、トリプレット、または同じ空の場所から発生する同じ周波数の進化を持つ4つ組です。これらの画像を検索するには、重力波カタログに存在する個々のイベントの実行可能なすべての組み合わせを分析する必要があります。ますます差し迫った問題は、分析する必要のある候補ペアの数が、単一イベントの検出数の増加に伴って急速に増加することです。設計の感度では、考慮すべき$\mathcalO（10^5）$イベントペアが存在する可能性があります。増え続ける計算要件を満たすために、強力にレンズ化されたイベントペアを分析するための高速で正確なベイズ手法を開発し、将来の検索を可能にします。この方法論は、1つの強くレンズ化された重力波画像の分析で使用された以前の画像を別の画像の後方に置き換えることによって機能します。次に、事前に計算されたルックアップテーブルによって計算がさらに高速化されます。この方法論を任意の数のレンズ画像に適用して、強くレンズを付けた4連の高速研究を可能にする方法を示します。
