確率的重力波背景の共鳴特徴
| Title |
Resonant_features_in_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Lukas_T._Witkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06481 |
$\log（k）$の振動を特徴とする、スカラーパワースペクトルの共鳴特徴による確率的重力波バックグラウンドへのインフレーション後の寄与を分析し、鋭い特徴に関する以前の研究arXiv：2012.02761を補完します。原始的な特徴は、単一フィールドのスローロールパラダイムからのインフレの逸脱を示し、高エネルギー物理学へのインフレの埋め込みによって動機付けられています。スカラーパワースペクトルの振動は、重力波スペクトルの対応する変調につながることがわかります。これは、2つの振動部分の重ね合わせとして理解できます。1つはスカラー振動の元の周波数で、もう1つは2倍の周波数です。振幅がゆっくりと変化する振動の場合、この振動部分は半解析的に計算できます。私たちの結果は、将来のデータから信号を再構築するためのテンプレートとして使用でき、確率的重力波バックグラウンドの測定から小規模スカラーパワースペクトルに関する情報を抽出することができます。
IllustrisTNGシミュレーションにおける銀河スピンの質量依存2つ折り遷移の検出
| Title |
Detection_of_the_Mass-Dependent_Two-Fold_Transition_of_Galaxy_Spins_in_IllustrisTNG_Simulations |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Jun-Sung_Moon_(2),_Suho_Ryu_(1),_Suk-Jin_Yoon_(2)_((1)_Seoul_National_Univ.,_(2)_Yonsei_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06814 |
銀河の質量依存の2倍スピン遷移の数値検出が提示されます。IllustrisTNG300-1シミュレーションから$10^{9}<（M_{\star}/M_{\odot}）\le10^{11}$の範囲の恒星質量を持つ銀河のサンプルを分析し、$M_{\star}$の関数としての、銀河のスピンと線形に再構築された潮汐場の3つの固有ベクトルとの間の整列傾向、および広範囲の赤方偏移$0\lez\le2.5$にわたるその進化。$z>1$だけでなく$z\le1$でも、銀河スピンの質量依存遷移の発生の有意な信号を検出して、銀河スピン遷移のタイプが赤方偏移によって変化することを示します。$M_{\star}$が特定のしきい値質量を超えて増加すると、銀河スピンの優先方向は$z\le1$で3番目から1番目の潮汐固有ベクトル（タイプ1）に移動しますが、3番目から2番目の潮汐に移動します$z\le1$でタイプ2の遷移のみを受けるDMハローの固有ベクトルとは異なり、$z\ge2$での固有ベクトル（タイプ2）。また、閾値質量と遷移タイプの両方が、銀河の状態、形態、星形成率、および環境に強く依存することも示されています。タイプ2の遷移の発生は、小さな質量スケールでの渦度効果によって引き起こされるべきであり、タイプ1の遷移は、受動段階の静止している巨大銀河に最も効果的な流体力学的メカニズムと密接に関連している必要があります。
初期の宇宙からの原始ブラックホール（PBH）は暗黒物質の性質と関係があり、宇宙論の歴史に大きな影響を与える可能性があります。$\lesssim10^9$gPBHの蒸発に関連する同時の暗放射と密度変動重力波の特徴を使用して、質量範囲で桁違いに広がる回転および非回転PBHのさまざまな形成シナリオを調査および区別できることを示します。、それ以外の方法で行うのは困難です。
Alfv \ 'en-wave抗力による潮汐デブリの軌道移動と循環：星周デブリと白色矮星周辺の汚染
| Title |
Orbital_migration_and_circularization_of_tidal_debris_by_Alfv\'en-wave_drag:_circumstellar_debris_and_pollution_around_white_dwarfs |
| Authors |
Yun_Zhang,_Shang-Fei_Liu,_Douglas_N.C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06475 |
白色矮星（WD）のかなりの部分が、$\sim10^3$-$10^7$kgs$^{-1}$の割合で耐火性元素の継続的な付着の兆候を示し、そのうち37のWDが潜伏していることが検出されました。ほこりっぽい塵円盤。このような同時発生には、惑星物質の肥沃な貯留層だけでなく、金属供給の高いデューティサイクルも必要です。この材料は、メインベルト小惑星またはカイパーベルトオブジェクトの太陽系類似体によって供給される可能性があることが一般的に示唆されています。ここでは、WD汚染物質の主要な前駆物質を、恒星の巨大な段階で脱揮発した、残留する高離心率の微惑星の集団と見なします。太陽系の長周期彗星に相当し、残りの惑星、銀河潮汐力、通過する分子雲、および近くの星からの摂動によって、WDの近くに散乱します。これらのオブジェクトは、潮汐破壊の制限内で冒険するときにダウンサイジングを受けます。破壊条件と破片サイズが材料強度と重力によってどのように決定されるかを定量的に示します。その後、フラグメントの準主軸は、それらの構成要素が最終的にWDの表面に付着する前に、少なくとも$\sim$6桁減衰する必要があります。WDの周りのこれらのフラグメントの軌道進化を調査し、WDの磁場がそれらの周星期の通過中にAlfv\'en-wave抗力を誘発し、それらの軌道を急速に循環させることを示します。このプロセスは、観測された重元素の降着率とWD周辺の塵円盤の生成の原因となる可能性があります。推測的な意味合いは、巨大惑星がWDの先祖の周りで一般的であり、今日でもいくつかのWDに拘束されている可能性があるということです。
VLT FORS2を使用した地上ベースの透過分光法：暖かい土星WASP-110bの光学スペクトルにおける白斑と雲の証拠
| Title |
Ground-Based_Transmission_Spectroscopy_with_VLT_FORS2:_Evidence_for_faculae_and_clouds_in_the_optical_spectrum_of_the_warm_Saturn_WASP-110b |
| Authors |
Nikolay_Nikolov,_Gracjan_Maciejewski,_Savvas_Constantinou,_Nikku_Madhusudhan,_Jonathan_J._Fortney,_Barry_Smalley,_Aarynn_L._Carter,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Benjamin_Drummond,_Neale_P._Gibson,_Christiane_Helling,_Nathan_J._Mayne,_Thomas_Mikal-Evans,_David_K._Sing,_Jamie_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06522 |
超大型望遠鏡（VLT）でFOcalReducerandSpectrograph（FORS2）を使用して行われた2つの通過観測から、暖かい土星質量系外惑星WASP-110bの地上ベースの光透過スペクトルを示します。スペクトルは4000から8333\AAの波長範囲をカバーし、Vmag=12.8スターの平均80\AA〜binで平均220パーツパーミリオン（ppm）の精度で測定された46の通過深度でビニングされます。測定された通過深度は、完全に解決された、近くのAタイプのフィールドドワーフからの希釈による影響を受けません。透過スペクトルの全体的な主な特徴は、波長とともに半径が大きくなることと、雲のない大気に対して理論的に予測される圧力で拡大されたナトリウムおよびカリウムの吸収機能がないことです。アーカイブの高分解能光学分光法を分析し、大気検索分析で考慮に入れるホスト星の低から中程度の活動の証拠を見つけます。AURA検索コードを使用すると、観測された透過スペクトルは、隠されていない恒星の白斑と雲のデッキの組み合わせによって最もよく説明できることがわかります。雲のない、かすんでいる大気の透過スペクトルは、高い信頼性で拒否されます。WASP-110bは、ターミネーターに雲のデッキがある可能性があるため、照射されたホットジュピターの太陽系外惑星の増加する個体群に加わり、透過時に曇った大気が観測されます。
6つの彗星のSOHO / SWAN観測からの水生産率：2017-2020
| Title |
Water_Production_Rates_from_SOHO/SWAN_Observations_of_Six_comets:_2017-2020 |
| Authors |
Michael_R._Combi,_Terhi_M\"akinen,_Jean-Loup._Bertaux,_Eric_Qu\'emerais,_Stephane_Ferron,_Ruben_Coronel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06565 |
SOlarandHeliosphereObserver（SOHO）衛星の太陽風異方性（SWAN）全天水素ライマンアルファカメラは、空全体の毎日の画像を作成し、太陽風と太陽放射の3次元分布を監視します。太陽系を流れる星間水素の流れ。その過程で、彗星の水素コマの分布も記録します。ここでは、2017年から2020年の間にSWANによって観測されたオールトの雲からの6つの彗星の分析を報告します：C/2015V2（Johnson）、C/2019Y1（ATLAS）、C/2017T2（PanSTARRS）、C/2020F8（SWAN）、C/2019Y4（ATLAS）、およびC/2019U6（レモン）。これらのうち、C/2019Y4（ATLAS）とC/2020F8（SWAN）の核は両方とも、近日点通過前にそれらのインバウンド軌道で分裂しました。各彗星の軌道の検出可能な部分での水の生成率は、オールトの雲彗星の彗星の動的サブクラスに照らして決定され、議論されます。
誤った包含確率で太陽系外惑星の検出機能を改善する。視線速度のコンテキストでの他の検出基準との比較
| Title |
Improving_exoplanet_detection_capabilities_with_the_false_inclusion_probability._Comparison_with_other_detection_criteria_in_the_context_of_radial_velocities |
| Authors |
Nathan_C._Hara,_Nicolas_Unger,_Jean-Baptiste_Delisle,_Rodrigo_D\'iaz,_Damien_S\'egransan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06995 |
環境。視線速度データを使用した太陽系外惑星の検索では、最も一般的な統計的有意性の指標はベイズ因子と誤警報確率（FAP）です。どちらも有用であることが証明されていますが、太陽系外惑星の検出を主張すべきかどうかについては直接言及していません。さらに、どの検出しきい値を使用する必要があるか、およびモデルの仕様ミスに対して検出がどの程度堅牢であるかは不明です。目的。本研究は、太陽系外惑星の検出を主張するために必要な情報を可能な限り正確に伝える検出基準を定義することを目的としています。この新しい基準を、感度と堅牢性の点で既存の基準と比較します。メソッド。惑星の存在の事後確率に基づいて、偽包含確率（FIP）と呼ばれる有意性メトリックを定義します。事後分布は、ネストされたサンプリングパッケージPolychordを使用して計算されます。FIPおよびベイズ因子の計算では、線形パラメーターの事前分布をガウス混合モデルとして定義すると、計算を大幅に高速化できることを示します。FAP、ベイズ因子、およびFIPのパフォーマンスは、シミュレーションと分析的議論によって研究されます。モデルが正しいと仮定してメソッドを比較し、以前の選択と尤度の選択に対する感度を評価します。結果。他のプロパティの中でも、FIPは有意水準の信頼性をテストする方法を提供します。エイリアシングを考慮することは特に効率的であり、一定の自信を持って惑星の存在を除外することができます。シミュレーションでは、FIPが既存の検出メトリックよりも優れていることがわかりました。惑星の検出は、周期と半振幅の事前確率に敏感であり、ノイズパラメータを解放すると、補助インジケータへの適合に基づいてノイズモデルを修正するよりも優れたパフォーマンスが得られることを示します。
高赤方偏移で減衰したLy {\ alpha}吸収体としての中性CGM
| Title |
Neutral_CGM_as_damped_Ly{\alpha}_absorbers_at_high_redshift |
| Authors |
Jonathan_Stern,_Amiel_Sternberg,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Zachary_Hafen,_Drummond_Fielding,_Eliot_Quataert,_Andrew_Wetzel,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Kareem_El-Badry,_Du\v{s}an_Kere\v{s}_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06489 |
高赤方偏移（$z\sim4$）減衰Ly$\alpha$吸収体（DLA）のホストの最近の検索では、DLAから数十kpcの距離にある明るい銀河が検出されました。FIRE-2宇宙論的ズームシミュレーションを使用して、これらの比較的長い距離は、高赤方偏移銀河を取り巻く主に冷たく中性の内部銀河系媒体（CGM）によるものであると主張します。$\lesssim10^{12}$Msunハロー内の高温ガスの冷却時間が短いため、内部CGMは冷却されます。これは、体積密度とカラム密度が高いため中性であるのに対し、付加エネルギーとフィードバックエネルギーが迅速に放射されることを意味します。冷たいガスを光イオン化から保護する高い赤方偏移で。このような中性の内部CGMのガスの視線速度は、ビリアル速度よりも小さいか、またはそのオーダーであり、流入と流出からの寄与は同等です。私たちの分析では、大きなDLAカバーファクター（$\gtrsim50\％$）が、中央銀河からの衝突パラメーター$\sim0.4（（1+z）/5）^{1.4}\R_{\rmvir}$に影響を与えると予測しています。$z>1$、物理距離$\sim23M_{12}^{1/3}（1+z）/5）^{0.5}$kpc（$R_{\rmvir}$および$M_{12}$は、それぞれ$10^{12}$Msun単位のハロービリアル半径と質量です）。これは、$z\sim4$でのDLAカバーファクターが、恒星の半質量半径の10$倍の距離で1に匹敵する可能性があることを意味します。高赤方偏移で主に中性の内部CGMは、低赤方偏移でのイオン化CGMに必要な大規模なイオン化補正に頼ることなく、その質量と金属量をCGM吸収調査によって直接制約できることを示唆しています。
バーの急冷：星形成率の指標からの証拠
星形成棒渦巻銀河の中央領域は、棒の長さに沿ってガスが再分配されるため、星形成がない可能性があります。ただし、星形成をホストできるバーの長さの外側にガスが存在する可能性があります。星形成率（SFR）-星の質量プロット上の位置に基づいて中央でクエンチされた銀河とグローバルにクエンチされた銀河を区別し、SFR間の関係を見つけることを目的として、ローカル宇宙の禁止された円盤銀河のサンプルを研究します急冷された銀河とそれらの棒の長さの。SFR-恒星質量プロット上の位置に基づいて、禁止された銀河を中央消光と全球消光に分類しました。SFRはH$\alpha$フラックスから導出され、スペクトルエネルギー分布は紫外線と光フラックスの組み合わせに適合します。主系列星からの距離に基づいて、銀河をパッシブとして選択しました。ここで研究された合計2514の棒渦巻銀河から、中央領域では星形成が抑制されているが、外側では星形成をホストしている651個の銀河を提示します。また、恒星のバーのために完全に消光された銀河のバーの長さとSFRの間に相関関係がある可能性もあります。
HyperSuprime-Camスバル戦略プログラムによるクエーサーホスト銀河のサイズ
| Title |
The_Sizes_of_Quasar_Host_Galaxies_with_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program |
| Authors |
Junyao_Li,_John_D._Silverman,_Xuheng_Ding,_Michael_A._Strauss,_Andy_Goulding,_Simon_Birrer,_Hassen_M._Yesuf,_Yongquan_Xue,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Yoshiki_Matsuoka,_Yoshiki_Toba,_Tohru_Nagao,_Malte_Schramm_and_Kohei_Inayoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06568 |
クエーサーとそのホスト銀河の関係は、超大質量ブラックホール（SMBH）と巨大銀河がどのように共同で組み立てられるかについての手がかりを提供します。この関係を解明するために、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramの5バンド（グリジー）光学イメージングを使用して、0.2<z<1で約5000SDSSクエーサーのホスト銀河の構造および測光特性を測定します。自動分析ツールを使用して、点像分布関数とその下にあるホスト銀河を2次元セルシックプロファイルとして特徴付けたクエーサーの混合放出をフォワードモデル化します。以前の研究と一致して、クエーサーは、円盤状の光プロファイルを持つ巨大な星形成銀河によって優先的にホストされています。さらに、クエーサーホストのサイズ分布は与えられた恒星の質量で広く、平均値は不活性な銀河で見られるようにサイズと恒星の質量の関係を示していることがわかります。対照的に、クエーサーホストのサイズは、平均して非アクティブな星形成銀河よりもコンパクトですが、同様の恒星質量の静止銀河ほどコンパクトではありません。これは、ボロメータの光度、エディントン比、ブラックホールの質量などのクエーサーの特性に関係なく当てはまります。これらの結果は、銀河が同時にSMBHに燃料を供給し、中央に集中したガス貯留層から恒星のバルジを構築しているシナリオと一致しています。あるいは、クエーサーのホストは、ディスクからの星と流入するガスがバルジの成長に関与している圧縮プロセスを経験している可能性があります。さらに、タイプ1クエーサーのホスト銀河は、正面に近づく傾向があることを確認しました。これは、銀河規模の塵がブロードライン領域を覆い隠すことに寄与する可能性があることを示唆しています。
銀河系周辺媒体における小粒子の発生源としての粉砕
銀河系周辺媒体（CGM）で観測された赤みは、かなりの量の小さな粒子を示していますが、その起源はまだ解明されていません。CGM内の既存の大きな粒子を粉砕することにより、小さな粒子が生成される可能性のある経路を調べます。合理的な時間スケールで粉砕が発生する可能性のある場所は、水素数密度$n_\mathrm{H}\sim0.1$cm$^{-3}$およびガス温度$T_\mathrm{gas}\sim10の冷たい塊です。^4$K、MgII吸収体の観察を通じて存在することが示されています。理論的研究から示唆された大粒子が支配的な分布から始めて、CGMの冷たい塊に適した物理的条件での粒子サイズ分布の進化を計算します。冷たい塊の物理的状態から予想される適切なガス乱流モデル（それぞれ$\sim$100pcと10kms$^{-1}$の最大渦サイズと速度）、および上記のガス密度と温度、および観測から推定されたダスト対ガスの質量比（0.006）から、小粒子の生成は、で得られた冷たい塊の寿命に匹敵する時間スケール（数$\times10^8$yr）で発生することがわかります。文献。したがって、涼しい雲の物理的条件は、小粒の生産に有利です。また、上記のタイムスケールで赤みが顕著になることも確認しています。したがって、粉砕による小粒の生成が、CGMで観察された赤みの原因である可能性が高いと結論付けます。また、さまざまな赤方偏移（1および2）での赤方偏移に対する粒子材料（またはそれらの混合物）の影響についても説明します。
$ z \約1.3 $での星形成銀河からのHI21cm放射の巨大メートル波電波望遠鏡による検出
| Title |
Giant_Metrewave_Radio_Telescope_Detection_of_HI_21_cm_Emission_from_Star-forming_Galaxies_at_$z_\approx_1.3$ |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Barnali_Das,_K.S._Dwarakanath,_Shiv_Sethi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06773 |
DEEP2ギャラクシーサーベイの7つのフィールドで、$z=1.18-1.39$の星形成銀河からのHI21cm放射の、$\約400$時間のGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）検索を報告します。以前の60時間のGMRT観測実行からのデータを含めて、GMRT一次ビームの半値全幅内にある2,841個の青い星形成銀河からのHI21cm放射信号を一緒に追加しました。これにより、平均赤方偏移$\langlez\rangle\約1.3$で2,841個の銀河からの平均HI21cm信号の$5.0\sigma$検出が得られましたが、$z\ge1$でのHI21cm放射の2回目の検出のみです。$\langle{\rmM_{HI}}\rangle=（3.09\pm0.61）\times10^{10}\{\rmM}_\odot$の平均HI質量とHI-to-を取得します。恒星の質量比は$2.6\pm0.5$で、どちらもローカル宇宙で同様の恒星の質量を持つ銀河の値よりも大幅に高くなっています。また、銀河の1.4GHz連続放射を積み重ねて、$14.5\pm1.1\{\rmM}_\odot\textrm{yr}^{-1}$の星形成率（SFR）の中央値を取得しました。これは、$z\約1.3$の青い星形成銀河の平均HI枯渇タイムスケールが$\約2$Gyrであることを意味します。これは、同様のローカル銀河よりも$\約3.5$低い係数です。私たちの結果は、ピーク宇宙SFR密度のエポックの終わりに向かっての銀河のHI含有量は、$\約2$Gyr以上の高いSFRを維持するには不十分であることを示唆しています。HIを補充するための不十分なガス降着は、$z<1$で観測された宇宙SFR密度の低下を説明することができます。
星間粒子上のH2形成と反応エネルギーの運命
| Title |
H2_formation_on_interstellar_grains_and_the_fate_of_reaction_energy |
| Authors |
Stefano_Pantaleone,_Joan_Enrique-Romero,_Cecilia_Ceccarelli,_Stefano_Ferrero,_Nadia_Balucani,_Albert_Rimola,_and_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06843 |
水素分子は、宇宙で最も豊富な分子種です。それが主に星間ダスト粒子表面に形成されていることは疑いの余地がありませんが、このプロセスの多くの詳細はよくわかっていません。この作業では、ほこりの多いマントルのH$_2$形成によって放出されるエネルギーの運命、基板と新しく形成されたH$_2$の間でどのように分割されるか、に大きな影響を与えるプロセスに焦点を当てます。星間媒体。周期的な結晶およびアモルファス氷表面モデルでのH$_2$形成の最先端の\textit{ab-initio}分子動力学シミュレーションを実行しました。私たちの計算によると、反応で放出されたエネルギーの最大3分の2（$\sim$300kJ/mol$\sim$3.1eV）が1ps未満で氷に吸収されます。残りのエネルギー（$\sim$140kJ/mol$\sim$1.5eV）は、新しく生まれたH$_2$によって保持されます。氷上でのH$_2$の結合エネルギーの10倍であるため、新しいH$_2$分子は最終的に気相に放出されます。反応サイトから$\sim$4\AA内の氷水分子は、3〜14kJ/mol（360〜-1560K）の十分なエネルギーを獲得して、他の凍結H$_2$およびおそらく凍結COを解放する可能性があります。分子。確認されれば、後者のプロセスは、分子雲内のガス状COの存在という長年の難問を解決するでしょう。最後に、新しく形成されたH$_2$の振動状態は、psのオーダーのタイムスケールで、高度に励起された状態（$\nu=6$）から低い（$\nu\leq2$）振動レベルに低下します。
| Title |
Molecular_gas_kinematics_in_the_nuclear_region_of_nearby_Seyfert_galaxies_with_ALMA |
| Authors |
A._Bewketu_Belete,_P._Andreani,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_E._Hatziminaoglou,_F._Combes,_M._Sirressi,_R._Slater,_C._Ricci,_K._Dasyra,_C._Cicone,_S._Aalto,_L._Spinoglio,_M._Imanishi,_J._R._De_Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06867 |
CO（2-1）輝線のALMA観測の助けを借りて、NGC4968、NGC4845、およびMCG-06-30-15の核領域における分子ガスの分析を提示します。目的は、中央（〜1kpc）領域のガスの運動学を決定することです。線観測（$^{3D}$BAROLO）およびDiskFitソフトウェアを介した回転オブジェクトの3Dベースの分析を使用します。円運動は、主にNGC4845とMCG-06-30-15で、中央ディスクのガスの運動学を支配しますが、中央（$\sim$1kpc）領域で非円運動の明確な証拠があります。NGC4845およびNGC4968。最も強い非円運動は、速度$\sim115\、\rm{km\、s^{-1}}$でNGC4968の内側の円盤で検出されます。双対称モデルは、NGC4968およびNGC4845に最適であることがわかります。NGC4968のダイナミクスがバーのすぐ外側の共回転パターンとしてモデル化されている場合、バーパターンの速度は$\Omega_b$=になります。$52\、\rm{km\、s^{-1}\、kpc^{-1}}$共回転は3.5kpcに設定され、内側のリンドブラッド共鳴（ILR）リングはR=300pcでCO放出に対応しますリング。1.2mmALMA連続体は、NGC4968およびMCG-06-30-15でピークに達し、コンパクトですが、それらのCO（2-1）の分布は拡張されています。同じタイプの近くの銀河に典型的な、0.8から3.2の間のCOからH$_{2}$への変換係数$\alpha_{CO}$を許可すると、分子量M（H$_{2}$）は次のようになります。$\sim3-12\times10^{7}〜{\rmM_\odot}$（NGC4968）、$\sim9-36\times10^{7}〜{\rmM_\odot}$（NGC4845）、および$\sim1-4\times10^{7}〜{\rmM_\odot}$（MCG-06-30-15）。NGC4968の円盤で観測された非円運動、およびNGC4845で観測された可能性が高いのは、核領域にバーが存在するためであると結論付けます。現在のスペクトルおよび空間分解能と感度では、AGNの存在により、長い間求められていたフィードバック/フィーディング効果のこれらの情報源に関する強力な証拠を主張することはできません。
矮小銀河における中性子捕獲元素の進化
| Title |
Evolution_of_neutron_capture_elements_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Marta_Molero,_Donatella_Romano,_Moritz_Reichert,_Francesca_Matteucci,_Almudena_Arcones,_Gabriele_Cescutti,_Paolo_Simonetti,_Camilla_Juul_Hansen,_Gustavo_A._Lanfranchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06916 |
詳細な化学進化モデルを用いて、局部銀河群の矮小楕円銀河と超微弱矮小銀河におけるEuとBaの存在量の進化を研究し、その結果を新しい均一な存在量のセットと比較します。採用されたモデルには、ガスの流入と流出が含まれ、以前にテストされています。rプロセス要素のいくつかの生産シナリオを調査します：中性子星と磁気回転駆動超新星の融合。低質量および中間質量の星で作用する主要なs過程によるBaの生成も考慮されます。また、元素合成収率のさまざまなセットをテストします。中性子星を併合するために、併合のための一定で短い遅延時間または遅延時間分布関数のいずれかを採用します。私たちのシミュレーションは次のことを示しています。i）rプロセス要素がクイックソースによってのみ生成される場合、[Eu/Fe]と[Fe/H]を再現することは可能ですが、これらのモデルは[Ba/Fe]の再現に失敗します。vs[Fe/H]。ii）rプロセス要素がより長い遅延でのみ生成される場合、逆のことが起こります。iii）磁気回転駆動超新星や中性子星と遅延時間分布の融合など、高速源と遅延源の両方を採用した場合、[Eu/Fe]存在量パターンは正常に再現されますが、モデルは依然として再現に失敗します。[Ba/Fe]。iv）一方、レティキュラムIIの特徴的な存在量は、単一のマージイベント中にEuとBaのrプロセスフラクションの両方が短時間で一定の時間遅延で生成された場合にのみ再現できます。また、この銀河を特徴づける可能性のあるガスの不均一な混合を含む、他の考えられる解釈についても説明します。
活動銀河核（AGN）の中央エンジンは、超大質量ブラックホールの降着によって駆動されます。AGNは銀河の進化に重要な役割を果たすことが知られていますが、主要な物理的プロセスは、空間的に解決するには小さすぎるスケールで発生します（いくつかの例外的なケース）。残響マッピングは、光のエコーを使用して中央領域の形状と運動学を決定することにより、この制限を克服する強力な手法です。ブラックホールの近くからの可変電離放射線は、周囲のガス/ダストの相関変動を促進しますが、領域間の軽い移動時間による時間遅延を伴い、残響マッピングが空間分解能を時間分解能に効果的に置き換えることを可能にします。残響マッピングは、ブラックホールの質量を測定し、最も内側のX線放射領域、UV/光学降着円盤、広い輝線領域、およびほこりっぽいトーラスをプローブするために使用されます。この記事では、テクニックとそのさまざまなアプリケーションの概要を説明します。
VEGAS：VST Early-type GAlaxySurvey.VI。超深度VEGAS画像からのHCG86の拡散光
| Title |
VEGAS:_A_VST_Early-type_GAlaxy_Survey.VI._The_diffuse_light_in_HCG_86_from_the_ultra-deep_VEGAS_images |
| Authors |
Rossella_Ragusa_(1_and_2),_Marilena_Spavone_(1),_Enrichetta_Iodice_(1),_Sarah_Brough_(3),_Maria_Angela_Raj_(1),_Maurizio_Paolillo_(2),_Michele_Cantiello_(4),_Duncan_A._Forbes_(5),_Antonio_La_Marca_(2),_Giuseppe_D_Ago_(6),_Roberto_Rampazzo_(7),_and_Pietro_Schipani_(1)_((1)_INAF_Astronomical_Observatory_of_Capodimonte,_(2)_University_of_Naples_Federico_II,(3)_School_of_Physics_University_of_New_South_Wales,_(4)_INAF_Astronomical_Abruzzo_Observatory,_(5)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing_Swinburne_University_of_Technology,_(6)_Instituto_de_Astrofisica_Facultad_de_Fisica_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_(7)_INAF_Astronomical_Observatory_of_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06970 |
環境。この論文では、VEGAS調査の一環として、コンパクトな銀河群HCG86の超深部画像を提示します。目的。私たちの主な目標は、銀河群内のIGLコンポーネントの主な形成プロセスに対処するために、グループ内光（IGL）の量を推定し、光と色の分布を研究することです。メソッド。すべてのグループメンバーのg-rおよびr-i平均色とカラープロファイルを使用して、g、r、およびiバンドの方位角平均表面輝度プロファイルを導出しました。配光をフィッティングすることにより、恒星のハローと各銀河の最も明るい成分からの拡散光の寄与を推定しました。結果は理論上の予測と比較されます。結果。長い積分時間とカバーされた広い領域により、銀河群のコンパクトなグループでのIGLの以前の文献研究よりもデータが深くなり、表面輝度レベルが約30までのIGLの拡張（〜160kpc）マップを作成できます。gバンドのmag/arcsec^2。HCG86のIGLは主に拡散型で、平均色はg-r〜0.8等、r-i〜0.4等です。HCG86のIGLの割合は、グループの全光度の約16％であり、これは、他のコンパクトグループおよび同様のビリアル質量の銀河の緩いグループで利用可能な推定値と一致しています。IGLの量と、初期型と後期型の銀河比の間には弱い傾向が見られます。結論。IGLの割合と色をシミュレーションで予測されたものと比較すると、HCG86のIGLの量は、z〜0.4のエポックでの衛星の破壊の結果になります。この赤方偏移では、観測された色は、IGLの質量への主な寄与が中程度の質量の銀河から来るというシナリオと一致しています。
未知の3CR銀河系外ラジオの空に隠された宝物：多波長アプローチ
| Title |
Hidden_treasures_in_the_unknown_3CR_extragalactic_radio_sky:_a_multi-wavelength_approach |
| Authors |
V._Missaglia,_F._Massaro,_E._Liuzzo,_A._Paggi,_R._P._Kraft,_W._R._Forman,_A._Jimenez-Gallardo,_J._P._Madrid,_F._Ricci,_C._Stuardi,_B._J._Wilkes,_S._A._Baum,_C._P._O'Dea,_J._Kuraszkiewicz,_G._R._Tremblay,_A._Maselli,_A._Capetti,_E._Sani,_B._Balmaverde_and_D._E._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06474 |
第3ケンブリッジ改訂カタログ（3CR）に未確認としてリストされている、7つの銀河系外電波源の多波長観測の分析を提示します。チャンドラサイクル21の間に実行されたX線観測は、それぞれ無線、赤外線、および光学帯域でのVLA、WISE、およびPan-STARRS観測と比較されました。このサンプルのすべてのソースには、明確な光学的対応物がないため、赤方偏移と光学的分類が欠落しています。コアおよび拡張コンポーネントのX線および赤外線無線の対応物を確認するために、ここでは、VLAアーカイブデータを手動で削減して取得した無線マップを初めて提示します。チャンドラX線スナップショットキャンペーンに関する以前の論文と同様に、無線コアのX線検出を報告し、ここに示した7つのうち2つのソースが銀河団のメンバーであることが判明しました。これら2つのクラスターソース（つまり、3CR409と3CR454.2）について、4方向の表面輝度プロファイルを導出しました。7つの線源すべてについて、電波源のX線強度を測定し、最も明るい核を持つ4つの線源（つまり、3CR91、3CR390、3CR409、および3CR428）の標準X線スペクトル分析も実行しました。2''核領域で400光子以上）。また、3CR390周辺の拡張X線放射と3CR158の北ジェットに関連する拡張X線放射を検出しました。この論文は、3CRカタログにリストされている未確認の電波源の多波長ビューを提供する最初の試みを表しています。
典型的なラジオラウドクエーサーのX線スペクトルおよび変動特性
ChandraおよびXMM-Newtonアーカイブからの敏感な偶然のX線データを利用して、361個の光学的に選択されたラジオラウドクエーサー（RLQ）のバイアスのないサンプルのX線スペクトルおよび長期変動分析を提示します。RLQのスペクトル特性と時間特性は、$L_\mathrm{2500A}$と$z$で一致する電波が静かなクエーサー（RQQ）の特性と比較されます。RLQのべき乗則フォトンインデックスの中央値（$\Gamma$）は$1.84^{+0.01}_{-0.01}$であり、一致したRQQの中央値（$1.90^{+0.02}_{-0.01}$）に近いです。）。$\Gamma$とラジオラウドネス$L_\mathrm{x}/L_\mathrm{x、rqq}$の間に有意な相関関係はありません（X線の光度は$L_\mathrm{x}$から予想されるものを上回っています-RQQの$L_\mathrm{uv}$関係）、赤方偏移、またはエディントン比がRLQで見つかります。RLQの積み重ねられたX線スペクトルは、強い鉄線放出とコンプトン反射こぶの可能性を示しています。固有のX線変動振幅は、残りのフレームの月から年のタイムスケールでのRLQの場合は$\upperx40$％であり、これは、おそらく原因で、同様のタイムスケールでの一致したRQQ（$\upperx60$％）の場合よりもいくらか小さくなります。RLQサンプルのブラックホールの質量が大きくなり、エディントン比が低くなります。私たちのRLQのX線スペクトルと変動性の結果は、最近の光度相関研究でも示されているように、典型的なRLQのX線放射がディスク/コロナによって支配されているという考えを一般的に支持しています。
ボクシングデーのサプライズ：GW151226でのより高い多重極と軌道歳差運動
| Title |
Boxing_Day_Surprise:_Higher_Multipoles_and_Orbital_Precession_in_GW151226 |
| Authors |
Horng_Sheng_Chia,_Seth_Olsen,_Javier_Roulet,_Liang_Dai,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06486 |
LIGO-Virgoコラボレーションによって発見された2番目の連星ブラックホールの合体であるGW151226の再分析を提示します。以前の分析では、このイベントに最適な波形は、$\sim14\、M_\odot$ブラックホールと$\sim7.5\、M_\odot$コンパニオンのマージに対応することが示されました。この作業では、軌道歳差運動と高次放射多重極の効果を含む波形モデルを使用してパラメーター推定を実行し、GW151226の質量とスピンパラメーターが二峰性の事後分布を持っていることを発見します。2つのモードは質量比$q$で分離されています。高$q$モード（$0.4\lesssimq<1$）は、文献で報告されている結果と一致しています。一方、低$q$モード（$q\lesssim0.4$）は、コンポーネントの質量が$\sim29\、M_\odot$および$\sim\、4.3M_\odot$のバイナリを記述します。、新しく追加されました。低$q$モードには、いくつかの興味深い特性があります。（a）二次ブラックホールの質量は、天体物理学的ブラックホール集団のより低い質量ギャップに入る可能性があります。（b）軌道歳差運動は、$\sim0.88$と同じ大きさの無次元の大きさを持ち、$\sim47^\circ$の角度で軌道角運動量から離れて傾いている一次ブラックホールスピンによって駆動されます。新しい低$q$モードは、高$q$モードよりも約6ポイント高い対数尤度を持っているため、GW151226の天体物理学的解釈に影響を与える可能性があります。重要なことに、パラメーター推定でより高い多重極または軌道歳差運動のいずれかを無視すると、低$q$モードが消えることを示します。より一般的には、この作業は、パラメータ推定で使用される波形モデルに追加の物理的効果を組み込むことで、重力波源の解釈をどのように変えることができるかを強調しています。
LIGO-Virgo重力波過渡カタログGWTC-2を使用して、バイナリブラックホール（BBH）合併の時間遅延分布に関する最初の制約を導き出します。前駆体形成率が星形成率（SFR）に従うと仮定すると、データは、合併の$43$-$100\％$の遅延時間が$<4.5$Gyr（90\％の信頼性）であることを支持しています。金属量進化のモデルを採用して、BBH形成効率の金属量依存性と、形成と合併の間の時間遅延の分布に関するジョイントコンストレイントを導き出します。BBH形成のより厳密な低金属量しきい値を考慮すると、短い遅延の優先度は弱まりますが、想定される金属量依存性に関係なく、短い時間遅延が優先されます。$p（\tau）\propto\tau^{-1}$の時間遅延分布と、金属量に依存せずにSFRに従う前駆体形成率の場合、$\tau_\mathrm{min}<2.2$Gyr、一方、低金属量$Z<0.3\、Z_\odot$SFRのみを考慮すると、$\tau_\mathrm{min}<3.0$Gyr（90\％の信頼性）。あるいは、長い時間遅延を想定した場合、前駆体形成率はSFRよりも高い赤方偏移でピークに達する必要があります。たとえば、$\tau_\mathrm{min}=4$Gyrの$p（\tau）\propto\tau^{-1}$時間遅延分布の場合、推定される前駆体率は$z=5.4^{でピークになります。+3.0}_{-3.2}$（90\％信頼区間）。最後に、推定される形成率と時間遅延分布がBBHの質量によって変化するかどうかを調べます。
急速に回転し、変形した中性子星は、長い間、潜在的な重力波エミッターと見なされてきました。ただし、これまでのところ、関連する四重極変形のサイズの上限しか得られていません。このため、中性子星の地殻が破壊される前に、山がどれくらいの大きさになるかを尋ねることは適切です。これは、この論文で検討する質問であり、相対論的重力で山を計算する方法を説明しています。正式には、そのような計算には、山を調達するための基準力が必要です。したがって、3つの簡単な例を検討し、地殻が降伏するまで変形振幅を大きくします。カイラル有効場の理論から得られた一連のモデルを検討することにより、導出された山が状態方程式にどのように依存するかを示します。最大の山は、それらを供給するメカニズムと核物質の状態方程式の両方に敏感に依存していることがわかります。
長いガンマ線バーストシミュレーションからの光球プロンプト放射-I。光放射
| Title |
Photospheric_Prompt_Emission_From_Long_Gamma_Ray_Burst_Simulations_--_I._Optical_Emission |
| Authors |
Tyler_Parsotan_and_Davide_Lazzati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06505 |
ガンマ線バースト（GRB）を完全に理解することは、迅速な放出を生み出す原因となる放射線メカニズムについての知識が不完全であるため、達成するのが困難でした。GRBの最初の数十秒で検出されるこの放出は、通常、硬X線およびガンマ線光子によって支配されますが、数十の迅速な光学的検出もあります。これらの光学的検出は、光球およびシンクロトロン衝撃モデルなどのもっともらしい即発放出モデルを区別する可能性があります。この作業では、サイクロシンクロトロンの放出と吸収を含む改良されたMCRaTコードを使用して、光球モデルの下で光エネルギーからガンマ線エネルギーへの放射伝達計算を実行します。計算は、一定および可変ジェットで構成される2次元の相対論的流体力学ロングGRBジェットシミュレーションのセットを使用して実行されます。光学光度曲線とガンマ線光度曲線の相関関係により、観測者の視角とGRBジェットの変動性についての洞察が得られることがわかりました。さらに、ジェット軸から遠く離れた場所にいる観測者の主なガンマ線放出に先行する光学的プロンプト前駆体が存在するはずであることがわかります。さらに、検出された発光は、衝撃波界面やジェット繭界面などの流出の密な領域から発生します。これらの結果は、流体力学的に計算されたジェット構造を使用してグローバル放射伝達シミュレーションを実行することの重要性と、光球モデルの下で光学的プロンプト検出がGRBジェットで提供できる潜在的な情報を示しています。
X線連星の降着リングの特性、および降着と排泄の2層がそこから流れます
X線連星のコンパニオンスターからコンパクトオブジェクトへの定常質量流における降着リングの特性を研究します。降着リングは、コンパニオンスターから流入する物質がしばらく滞在して降着に分岐し、角運動量の伝達により降着が流れる場所です。降着リング内の物質は、流入する物質の固有の比角運動量によって決定されるケプラーの円軌道に沿って回転し、厚いリングエンベロープを形成します。厚いエンベロープには2つの内部流れが現れると予想されます。1つは、リングエンベロープ内の角運動量伝達の結果として、厚い降着流と厚い排泄流に分岐する質量拡散流です。もう1つは、X線照射の影響下での放射冷却によって支配されるエンベロープ中心への冷却流です。この冷却流は最終的にトーラスのコアを形成し、そこから再び角運動量が伝達された結果、薄い降着円盤と薄い降着円盤が広がります。2つの内部流れの時間スケールを評価および比較すると、降着リングは、降着率が非常に低い場合を除いて、一般に、薄い降着円盤が厚い降着流に挟まれた2層の降着流を発生させることが示されています。薄い排泄ディスクと厚い排泄流の特性も調査されます。薄い排泄ディスクは、コンパニオンスターからの潮汐効果が存在しない限り、降着リングの半径の4倍の距離で終了し、そこで別のリングを形成すると予想されます。一方、濃厚な排泄物の流れは、無限大に達する超音速の風の流れに変わる可能性があります。
1989-1995年に観測されたブラックホール候補X1755-338のスペクトルおよびタイミング特性
| Title |
Spectral_and_timing_properties_of_the_black_hole_candidate_X1755-338_observed_in_1989-1995 |
| Authors |
Shigeo_Yamauchi_and_Sakiho_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06628 |
1989年、1990年、1991年にギンガで、1995年にASCAでブラックホール（BH）候補ソースX1755-338の分析結果を報告します。スペクトルは、降着円盤からの柔らかい熱放射と硬いX線テールからなるモデルによってよく表されました。内側のディスク半径に関連するマルチカラーディスクモデルの正規化は、互いに類似していました。0.01-10keVバンドのディスクコンポーネントからの非吸収X線フラックスは、1.3x10^{-9}、3.0x10^{-9}、9.8x10^{-10}、および2.4x10^{と推定されました。-9}ergs^{-1}cm^{-2}は、それぞれ1989年、1990年、1991年、1995年で、kT_{in}^4に比例します。ここで、kT_{in}は内部の温度です。ディスク半径。非回転BHの標準降着円盤モデルに基づいて、我々の結果は、小さなBH質量または大きな傾斜角のいずれかを示唆しています。それ以外の場合、X1755-338は回転BHです。硬X線強度は変動することがわかったが、軟X線強度は安定していた。前の研究では6.7keVに鉄線が存在することが示されていましたが、すべてのスペクトルで明確な鉄線の特徴は見つかりませんでした。前の研究で報告された鉄線フラックスのほとんどは、銀河の拡散X線放射の汚染によるものであると推測します。
宇宙のアクシオンストリングが貫通しているブラックホールの光子リングの偏光特性
| Title |
Polarimetric_signatures_of_the_photon_ring_of_a_black_hole_that_is_pierced_by_a_cosmic_axion_string |
| Authors |
Alexander_Gu{\ss}mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06659 |
ブラックホール画像には、光源から検出器に向かう途中でブラックホールを密接に取り囲んでいる明るい光子の輪が含まれています。ここでは、グローバルな超軽量アクシオン型宇宙ひもが貫通する回転ブラックホールの光子球を研究します。アクシオン$\phi$と光子の間の結合$\phiF\tilde{F}$が、光子リングのユニークな偏光構造を生じさせる可能性があることを示します。この構造は、アハラノフ・ボーム型の効果により、直線偏光光子がブラックホールを一周するときに偏光方向が変化するために現れます。いくつかのパラメータを選択するために、リング内の具体的な偏光パターンを決定します。これらのパターンを測定することで、電磁気学と宇宙ひもを生じさせた対称性との間の混合異常の係数の値を決定する方法を提供することができます。最後に、宇宙ひもが貫通するブラックホールの形成メカニズムの可能性を簡単にレビューし、そのような天体が銀河の中心に超大質量ブラックホールとして存在すると予想できる条件について説明します。
フェルミが選択したBLLacオブジェクト間で大規模なクラスタリングの証拠が見つかりましたが、フェルミが選択したFSRQ間では見つかりませんでした。2点相関関数を使用して、FermiLAT4FGLカタログのさまざまなクラスのオブジェクトのクラスタリングプロパティを調査しました。AGN軸が整列している空間が大量にある可能性があるという偏光観測に基づいてアイデアをテストしたかったのです。これを行うには、ブレーザーのクリーンなサンプルが必要でした。これらは、ジェット軸が観測者の方を向いているオブジェクトであり、Fermiソースがそのようなサンプルを提供しているためです。全体として取得した高緯度のフェルミソースは、最大30度のスケールで有意なクラスタリング信号を示していることがわかります。すべてのブレーザーが同じように動作するかどうかを調査するために、Kovacevicらの機械学習分類を使用しました。（2020）は、ガンマ線情報のみに基づいており、BLLacのようなオブジェクトをFSRQのようなオブジェクトから分離します。BLLacのようなオブジェクトの中で私たちが見つけたクラスタリング信号の考えられる説明は、AGN軸が整列しているスペースが実際に大量にあるということです。この信号は、FSRQがはるかに大きなスペースを占めるため、FSRQで洗い流される可能性があります。したがって、我々の結果は、大規模な偏光アラインメントがAGN軸のコヒーレントアラインメントから生じる可能性があるという考えを支持しています。これらの軸の位置合わせは、銀河の光学位置角のよく知られた固有の位置合わせに関連している可能性があると推測されます。
巨大なミリ秒パルサーPSRJ0740 +6620およびPSRJ1614-2230からの熱X線脈動のNICER検出
| Title |
NICER_Detection_of_Thermal_X-ray_Pulsations_from_the_Massive_Millisecond_Pulsars_PSR_J0740+6620_and_PSR_J1614-2230 |
| Authors |
M.T._Wolff,_S._Guillot,_S._Bogdanov,_P._S._Ray,_M._Kerr,_Z._Arzoumanian,_K._C._Gendreau,_M._C._Miller,_A._J._Dittmann,_W._C._G._Ho,_L._Guillemot,_I._Cognard,_G._Theureau,_and_K._S._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06978 |
NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）での観測を使用して、回転駆動のミリ秒周期パルサーPSRJ0740+6620およびPSRJ1614-2230からのX線脈動の検出を報告します。また、両方のパルサーのX線マルチミラーミッション（XMM-Newton）データを分析して、時間平均フラックスを取得し、それぞれのX線フィールドを調べます。PSRJ0740+6620は、位相が約0.4の間隔で、幅広いダブルピークプロファイルを示します。一方、PSRJ1614-2230は、幅広いシングルピークプロファイルを備えています。両方のパルサーの軟X線スペクトルによる幅広い変調は、恒星表面の1つまたは複数の小さな領域からの熱放射を示しています。両方のパルサーのX線脈動のNICER検出を示し、それらの電波脈動との位相関係についても説明します。PSRJ0740+6620の場合、このペーパーでは、脈動検出を取得し、脈拍プロファイルモデリング分析の準備をするために実行されたデータ削減について説明します。
NICERおよびXMM-NewtonDataからのPSRJ0740 +6620の半径
| Title |
The_Radius_of_PSR_J0740+6620_from_NICER_and_XMM-Newton_Data |
| Authors |
M._C._Miller,_F._K._Lamb,_A._J._Dittmann,_S._Bogdanov,_Z._Arzoumanian,_K._C._Gendreau,_S._Guillot,_W._C._G._Ho,_J._M._Lattimer,_M._Loewenstein,_S._M._Morsink,_P._S._Ray,_M._T._Wolff,_C._L._Baker,_T._Cazeau,_S._Manthripragada,_C._B._Markwardt,_T._Okajima,_S._Pollard,_I._Cognard,_H._T._Cromartie,_E._Fonseca,_L._Guillemot,_M._Kerr,_A._Parthasarathy,_T._T._Pennucci,_S._Ransom,_I._Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06979 |
PSRJ0740$+$6620の重力質量は$2.08\pm0.07〜M_\odot$で、これは中性子星の中で最も確実に決定された質量です。その結果、その半径の測定は、高密度での中性子星コア物質の特性へのユニークな洞察を提供します。ここでは、回転するホットスポットパターンの適合に基づく半径測定を、中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）およびX線マルチミラー（XMM-Newton）X線観測に報告します。PSRJ0740$+$6620の赤道円周半径は$13.7^{+2.6}_{-1.5}$km（68％）であることがわかります。以前のNICERの質量とPSRJ0030$+$0451の半径測定、他の2つの$\sim2〜M_\odot$パルサーの質量、および2つの重力波イベントからの潮汐変形性制約と組み合わせた測定を3つに適用します。状態方程式モデリングのさまざまなフレームワーク、および核飽和密度の$\sim1.5〜3$倍で一貫した結果を見つけます。特定のフレームワークで、すべての測定値が含まれている場合、$1.4〜M_\odot$中性子星の半径は$\pm4$％（68％の信頼性）であることがわかっており、$2.08〜M_\odot$中性子星の半径は$\pm5$％に知られています。3つのフレームワークのすべての半径推定値の$\pm1\sigma$の信頼できる間隔にまたがる全半径範囲は、$1.4〜M_\odot$中性子星の場合は$12.45\pm0.65$km、$12.35\pm0.75$kmの場合は$12.35\pm0.75$kmです。$2.08〜M_\odot$中性子星。
ラジオタイミングとXMM-Newton分光法によって通知された大規模パルサーPSRJ0740 +6620のNICERビュー
| Title |
A_NICER_View_of_the_Massive_Pulsar_PSR_J0740+6620_Informed_by_Radio_Timing_and_XMM-Newton_Spectroscopy |
| Authors |
Thomas_E._Riley,_Anna_L._Watts,_Paul_S._Ray,_Slavko_Bogdanov,_Sebastien_Guillot,_Sharon_M._Morsink,_Anna_V._Bilous,_Zaven_Arzoumanian,_Devarshi_Choudhury,_Julia_S._Deneva,_Keith_C._Gendreau,_Alice_K._Harding,_Wynn_C._G._Ho,_James_M._Lattimer,_Michael_Loewenstein,_Renee_M._Ludlam,_Craig_B._Markwardt,_Takashi_Okajima,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Ronald_A._Remillard,_Michael_T._Wolff,_Emmanuel_Fonseca,_H._Thankful_Cromartie,_Matthew_Kerr,_Timothy_T._Pennucci,_Aditya_Parthasarathy,_Scott_Ransom,_Ingrid_Stairs,_Lucas_Guillemot,_Ismael_Cognard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06980 |
中性子星内部組成エクスプローラーX線タイミング機器（NICERXTI）イベントデータのパルスプロファイルモデリングを条件として、巨大なミリ秒パルサーPSRJ0740$+$6620の半径、質量、および高温表面領域のベイズ推定について報告します。arXiv：2104.00880のNANOGravとCHIME/Pulsarの広帯域無線タイミング測定の合同から得られた、有益なパルサーの質量、距離、および軌道傾斜角の事前条件を条件とします。XMMEuropeanPhotonImagingCameraの分光イベントデータを使用して、X線尤度関数を通知します。パルサー半径の以前のサポートは、現在の高密度物質モデルのカバレッジを確保するために16kmで切り捨てられます。機器の校正の不確かさについては、控えめな事前確率を想定しています。PSRJ0740$+$6620の赤道半径と質量をそれぞれ$12.39_{-0.98}^{+1.30}$kmと$2.072_{-0.066}^{+0.067}$M$_{\odot}$に制限します。、それぞれが16％と84％の分位数で囲まれた後方信頼区間として報告されます。これは、均一な有効温度を持つ完全にイオン化された水素雰囲気の重なり合わない球冠である表面高温領域を条件とします。事後的に、温度は各高温領域で$\log_{10}（T$[K]$）=5.99_{-0.06}^{+0.05}$です。X線モデリングフレームワークのすべてのソフトウェアはオープンソースであり、分析ノートブックやPython言語のモデルモジュールなど、すべてのデータ、モデル、およびサンプル情報が公開されています。質量と赤道半径の周辺尤度関数は、これらのパラメーターの周辺ジョイント事後密度に比例するため（以前のサポート内）、事後サンプルから計算できます。
NICERのPSRJ0740 +6620の質量半径推定とマルチメッセンジャー観測からの高密度物質の状態方程式と中性子星の特性に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_dense_matter_equation_of_state_and_neutron_star_properties_from_NICER's_mass-radius_estimate_of_PSR_J0740+6620_and_multimessenger_observations |
| Authors |
G._Raaijmakers,_S._K._Greif,_K._Hebeler,_T._Hinderer,_S._Nissanke,_A._Schwenk,_T._E._Riley,_A._L._Watts,_J._M._Lattimer_and_W._C._G._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06981 |
近年、中性子星の高密度物質状態方程式（EOS）の理解は、ラジオ/X線パルサー、重力波イベント、および核物理学の制約からのマルチメッセンジャーデータを分析することによって大幅に改善されました。ここでは、Rileyetal。で発表されたPSRJ0740+6620の共同推定質量と半径によるEOSへの追加の影響を研究します。（2021）X線望遠鏡NICERとXMM-Newtonからの結合されたデータセットを分析することによって。2つの異なる高密度EOSパラメーター化を採用しています。区分的ポリトロープ（PP）モデルと、中性子星（CS）の音速に基づくモデルです。核密度では、これらはカイラル有効場の理論の相互作用に基づく中性子物質の微視的計算に関連しています。この重い中性子星の新しいNICERデータに加えて、PSRJ0740+6620の電波タイミング質量測定、バイナリ中性子星GW190425およびGW170817の重力波イベント、および後者の関連するキロノバAT2017gfoからの制約を個別に調査します。これらすべてとPSRJ0030+0451のNICER質量半径推定値を組み合わせることにより、1.4太陽質量中性子星の半径が95％の信頼できる範囲12.33^{+0.76}_{-0.81}kmに制限されることがわかります（PPモデル）および12.18^{+0.56}_{-0.79}km（CSモデル）。さらに、さまざまなカイラル有効場の理論計算を検討し、新しいNICERの結果が、飽和密度の約2倍の中性子星物質の圧力に厳しい制約を与えることを示します。これは、中間密度での高密度物質の相互作用を制約するこれらの観測の力を示しています。
| Title |
Advances_in_Machine_and_Deep_Learning_for_Modeling_and_Real-time_Detection_of_Multi-Messenger_Sources |
| Authors |
E._A._Huerta_and_Zhizhen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06479 |
私たちは重大な時代に生きています。科学界は、宇宙のメッセンジャーの兵器庫で前例のない詳細で宇宙を研究する権限を与えられています。重力波、電磁波、ニュートリノ、宇宙線は、広範囲の波長と時間スケールをカバーしています。量、速度、次元が異なるこれらのデータセットを組み合わせて処理するには、機器の調整、資金調達、および専門の人的および技術的インフラストラクチャとの国際協力の新しいモードが必要です。大規模な科学施設の出現と並行して、過去10年間で、コンピューティングおよび信号処理アルゴリズムにおいて前例のない変革が見られました。グラフィックスプロセッシングユニット、ディープラーニング、オープンソースの高品質データセットの可用性の組み合わせが、人工知能の台頭を後押ししました。このデジタル革命は現在、数十億ドル規模の産業に力を与えており、テクノロジーと社会に広範囲にわたる影響を及ぼしています。この章では、マルチメッセンジャー天体物理学における計算上の壮大な課題に対処するために人工知能アルゴリズムを適応させる先駆的な取り組みについて説明します。2017年初頭に導入された最初のクラスのアルゴリズムから、アーキテクチャ設計と最適化スキームにドメインの専門知識を組み込んだ高度なアルゴリズムまで、これらの破壊的アルゴリズムの急速な進化を確認します。洞察までの時間を短縮し、モデルとデータの相互作用から新しい知識を取得する上での科学的可視化と極端なスケールのコンピューティングの重要性について説明します。
ミリ秒系外惑星イメージング、I：方法とシミュレーション結果
| Title |
Millisecond_Exoplanet_Imaging,_I:_Method_and_Simulation_Results |
| Authors |
Alexander_T_Rodack,_Richard_A_Frazin,_Jared_R_Males,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06589 |
天文光学で残っている科学上の最大の課題の1つは、太陽系外惑星と惑星系の直接的なイメージングと特性評価です。地上の観測所から太陽系外惑星を直接イメージングするには、高次補償光学と、可視から中赤外までの波長で観測する恒星コロナグラフを組み合わせる必要があります。必要なコントラスト（惑星と星の強度比）を達成するための制限要因は、主にコロナグラフの非共通パス収差（NCPA）によって引き起こされる準静的スペックルです。この記事では、AOシステムとコロナグラフを備えた望遠鏡の現実的なシミュレーターから始めて、測定された波面と科学カメラ画像の入力を必要とする、密接に関連するいくつかのミリ秒回帰モデルのシミュレーションを提供します。ナイーブ推定量と呼ばれる最も単純な回帰モデルは、WFSのノイズやその他の情報損失の原因を処理しません。素朴な推定量は、マグニチュード8の星でシミュレートされた空の時間の1分間で$\sim$0.06ラジアンRMSの精度で$\sim$0.5ラジアンRMSのNCPAの有用な推定値を提供しました。バイアス補正された推定量は、回帰モデルを一般化して、WFSのノイズと情報の損失を説明します。4分の空の時間でのバイアス補正された推定量のシミュレーションには、$\sim0.05\、$ラジアンRMSのNCPAと拡張された太陽系外惑星のシーンが含まれていました。バイアス補正された推定量の共同回帰は、太陽系外惑星のシーンで$\sim5\times10^{-3}\、$radianの精度と$\sim10^{-5}$のコントラストでNCPA推定を同時に達成しました。。さらに、太陽系外惑星の画像の推定には、常に差分イメージングを悩ませているサブトラクションアーティファクトがまったくありませんでした。共同回帰によって得られた太陽系外惑星の画像の推定値は、完全に既知の点像分布関数の減算によって得られた画像とほぼ同じでした。
ミリ秒系外惑星イメージング、II：回帰方程式と技術的考察
| Title |
Millisecond_Exoplanet_Imaging,_II:_Regression_Equations_and_Technical_Discussion |
| Authors |
Richard_A_Frazin,_Alexander_T_Rodack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06590 |
太陽系外惑星と関連する構造（原始惑星系円盤など）を可視から赤外線までの波長で直接画像化するために必要なコントラストを実現する上での主な困難は準静的スペックルであり、必要なレベルの精度で惑星と区別するのは困難です。。準静的スペックルの原因は、補償光学システムによって補正されないハードウェア収差です。これらの収差は、非共通パス収差（NCPA）と呼ばれます。2013年、Frazinは、波面センサー（WFS）と恒星コロナグラフの背後にある科学カメラからの同時ミリ秒（ms）テレメトリを、NCPAと自己無撞着に同時に推定する回帰スキームへの入力として使用する方法を示しました。惑星系の求められている画像（太陽系外惑星の画像）。回帰法の基礎となる物理的原理はかなり単純です。WFSによって測定される波面は、NCPAによって引き起こされるスペックルを変調するため、光学システムのプローブとして使用できます。著者の2013年の記事におけるリアリズムからの最も重要な逸脱は、WFSがエラーのない測定を行ったという仮定でした。パートIのシミュレーションは、理想、ナイーブ、およびバイアス補正された推定量と呼ばれる3つの異なる方法からのNCPAと太陽系外惑星画像の共同回帰に関する結果を提供します。理想的な推定量は物理的に実現可能ではありませんが、シミュレーション研究のベンチマークとしては役立ちますが、他の2つは少なくとも原則としてはそうです。この記事では、これら3つの推定量すべての回帰方程式と、それをサポートする技術的な説明を提供します。簡単に言えば、ナイーブ推定器は、エラーを説明しようとせずに、ノイズの多いWFS測定値を使用するだけであり、バイアス補正推定量は、波面の統計的知識を使用して、WFS測定値のエラーを処理します。
$ \ rm 200 \、GeV-50 \、TeV $ $ \ gamma $線天文学用に設計された大気シャワーアレイでの信号抽出
| Title |
Signal_extraction_in_atmospheric_shower_arrays_designed_for_$\rm_200\,GeV-50\,TeV$_$\gamma$-ray_astronomy |
| Authors |
M._Senniappan,_Y._Becherini,_M._Punch,_S._Thoudam,_T._Bylund,_G._Kukec_Mezek,_J.-P._Ernenwein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06728 |
ALTOの広視野大気のコンテキストで$\rmE>200\、GeV$$\gamma$線を検出するために開発されたSEMLA（ALTOの機械学習を使用した信号抽出）分析方法を紹介します。シャワーアレイR＆Dプロジェクト。アルトの科学的焦点は銀河系外の$\gamma$線天文学であるため、主に活動銀河核やガンマ線バーストなどのソフトスペクトル$\gamma$線源の検出です。ALTOR＆Dプロジェクトの現在のフェーズは、そのようなソースの感度の最適化であり、専用のモンテカルロシミュレーションとハードウェアテストの分析を通じてテストおよび評価される多くのアイデアが含まれています。この文脈では、データがどのように分析され、どのように結果が得られているかを明確にすることが重要です。SEMLAは機械学習を利用し、4つのステージで構成されます。初期イベントクリーニング（ステージA）、再構成が不十分な$\gamma$線イベントのフィルタリング（ステージB）、それに続く陽子バックグラウンドイベントからの$\gamma$線信号抽出（ステージC）そして最後にイベントのエネルギーを再構築します（ステージD）。SEMLAによって達成されたパフォーマンスは、角度、シャワーコアの位置、エネルギー分解能、および有効な検出領域とバックグラウンド抑制の観点から評価されます。特定の分析プロジェクトの信号抽出変数が考慮されている場合、私たちの方法論は任意の実験に簡単に一般化できます。
SISPO：近接操作のための宇宙画像シミュレータ
| Title |
SISPO:_Space_Imaging_Simulator_for_Proximity_Operations |
| Authors |
Mihkel_Pajusalu_and_Iaroslav_Iakubivskyi_and_Gabriel_J\"org_Schwarzkopf_and_Timo_V\"ais\"anen_and_Maximilian_B\"uhrer_and_Olli_Knuuttila_and_Hans_Teras_and_Mario_F._Palos_and_Jaan_Praks_and_Andris_Slavinskis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06771 |
このホワイトペーパーでは、アーキテクチャについて説明し、太陽系小天体のフライバイおよび地球型惑星表面のミッションシミュレーション用に開発されたSISPOと呼ばれる新しく開発された物理ベースのイメージングシミュレータ環境の機能を示します。画像シミュレーターは、オープンソースの3D視覚化システムBlenderとそのCyclesレンダリングエンジンを利用します。これは、物理ベースのレンダリング機能と手続き型マイクロポリゴン変位テクスチャ生成をサポートします。シミュレータは、現実的な表面レンダリングに重点を置いており、彗星やメインベルト彗星の現実的な塵やガス環境の光学モデルを作成するための補足モデルを備えています。このフレームワークには、接線方向および矢状方向の非点収差、内部および外部のコマ収差、単純な幾何学的歪みなど、最も一般的な画像収差をシミュレートするツールも含まれています。モデルフレームワークの主な目的は、イメージング機器の性能の特性評価、ミッション計画の支援、およびコンピュータビジョンアルゴリズムの開発のためのより優れたシミュレーションを可能にすることにより、小天体宇宙ミッションの設計をサポートすることです。SISPOを使用すると、軌道、光パラメータ、およびカメラの固有パラメータのシミュレーションが可能になります。
中軌道サブmm干渉法を利用した事象の地平線イメージャ（EHI）ミッションの概念
| Title |
An_Event_Horizon_Imager_(EHI)_Mission_Concept_Utilizing_Medium_Earth_Orbit_Sub-mm_Interferometry |
| Authors |
V._Kudriashov,_M._Martin-Neira,_F._Roelofs,_H._Falcke,_C._Brinkerink,_A._Baryshev,_M._Hogerheijde,_A._Young,_H._Pourshaghaghi,_M._Klein-Wolt,_M._Moscibrodzka,_J._Davelaar,_I._Barat,_B._Duesmann,_V._Valenta,_J.M._Perdigues_Armengol,_D._De_Wilde,_P._Martin_Iglesias,_N._Alagha,_M._Van_Der_Vorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06882 |
サブミリ波干渉法は、事象の地平線スケールで超大質量ブラックホールを画像化する可能性があり、一般相対性理論のテストを提供し、ブラックホール降着プロセスの理解を深めます。イベントホライズンテレスコープ（EHT）はこれらの観測を地上から行い、その主なイメージングターゲットは銀河中心のいて座A*とM87銀河の中心にあるブラックホールです。ただし、EHTは、大気の影響とまばらな地上の$（u、v）$カバレッジ（画像のフーリエサンプリング）によって、そのパフォーマンスが基本的に制限されています。これらのブラックホールの地平線のサイズと形状の定量的研究への科学的関心は、これらの制限のない宇宙干渉法を使用することへの研究を動機づけました。角度分解能の考慮事項と星間散乱効果により、目的の観測周波数が500GHzを超える帯域に押し上げられます。このホワイトペーパーでは、これらの科学目標を達成するための要件を示し、事象の地平線イメージャ（EHI）と名付けた極または赤道中軌道（PECMEO）からの干渉法の概念について説明し、適切な宇宙技術の遺産を利用します。この概念では、2つまたは3つの衛星がわずかに異なる軌道半径で軌道を回っているため、時間の経過とともに高密度で均一な渦巻き状の$（u、v）$カバレッジが得られます。局部発振器の信号は衛星間リンクを介して共有され、データストリームは地上での最終処理の前にオンボードで相互に関連付けられます。衛星間計測と衛星測位は、機器の位置ベクトルとその時間微分の知識を容易にするために広く採用されています。そのような機器のフロントエンドとアンテナ技術の両方に使用できるヨーロッパの宇宙遺産が調査されています。必要な衛星間計測用の現在および将来のセンサーがリストされています。意図したパフォーマンスの見積もりとシミュレーション結果が示されています。
PECMEOコンセプトを使用した事象の地平線イメージング実験のシステム設計
| Title |
System_Design_for_the_Event_Horizon_Imaging_Experiment_Using_the_PECMEO_Concept |
| Authors |
V._Kudriashov,_M._Martin-Neira,_I._Barat,_P._Martin_Iglesias,_E._Daganzo-Eusebio,_N._Alagha,_V._Valenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06901 |
極または赤道の円形中軌道からの宇宙干渉法の概念（PECMEOの概念）は、射手座A*の事象の地平線の「影」の画像を約5マイクロ秒角の角度分解能で取得するための有望な方法です。このコンセプトは、グローバルナビゲーション衛星システム（GNSS）ナビゲーション、衛星間距離と距離レートの測定、およびAttitudeからのデータに基づく正確な軌道再構成を使用して、機器のメインリフレクターのサイズを約3mに縮小することを目的としています。および軌道決定システム（AODS）。このホワイトペーパーでは、シミュレーション、無線規制、および利用可能なテクノロジーに基づいて、コンセプトに必要なサブシステムの定義に関する現在の進捗状況を示しています。この論文は、メインリフレクターの位相中心の位置特定の要件を提案しています。このペーパーは、GNSS衛星の可視性とAODSの必要な精度に関する情報を提供します。この論文は、機器とその衛星間リンク（ISL）の周波数計画を提案しています。ISLを使用した範囲と範囲レートの測定（およびこれらのISLでのデータ交換）の概念が示されています。干渉計のブロック図を説明し、その感度を推定します。両方のISLのリンクバジェットとそれらの重要なコンポーネントが示されています。計算された測定品質係数が示されます。この論文は、干渉計のサブシステムの期待される性能を示しています。メインリフレクターの位置特定の要件とGNSS衛星の可用性に関する情報は、シミュレーション結果に基づいています。（arXivルールによって確立された最大シンボル数を満たすために2つの文が削除されました。）この論文は、軌道再構成フィルターとPECMEOシステム全体の開発のための入力情報を提供します。
部分的に焼けた暴走ステラレムナントLP40-365（GD 492）での8.9時間の回転
| Title |
8.9-hr_Rotation_in_the_Partly_Burnt_Runaway_Stellar_Remnant_LP_40-365_(GD_492) |
| Authors |
J._J._Hermes,_Odelia_Putterman,_Mark_A._Hollands,_David_J._Wilson,_Andrew_Swan,_Roberto_Raddi,_Ken_J._Shen,_Boris_T._Gaensicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06480 |
LP40-365（GD492としても知られている）の光度曲線と紫外線曲線の両方で8.914時間の変動が検出されたことを報告します。これは、熱核によってバイナリから放出された部分的に燃焼した暴走星のクラスのプロトタイプです。超新星イベント。トランジット系外惑星探査衛星によって収集された光学測光で、この1.0％の振幅変動を最初に検出しました。TESS期間と天体暦でのハッブル宇宙望遠鏡からの観測の再分析は、この9800Kの恒星の残骸の紫外線の5.8％の変動を明らかにします。この8.914時間の測光変動は、LP40-365の現在の表面回転速度を明らかにし、観察されたゼーマン分裂の欠如が上限を置くものの、視界の内外で回転するある種の表面不均一性によって引き起こされることを提案します。<20kGの磁場。角運動量がほとんど保存されている場合、現在の自転周期が前駆体シナリオを制約できる方法を探ります。これは、生存者LP40-365がドナー星ではなかったが、進行したほとんど破壊された白色矮星の残骸であった可能性が高いことを示唆しています。低輝度（タイプIax）超新星からの燃焼。
原始惑星系円盤のスペクトル線偏光
磁場は原始惑星系円盤の降着ダイナミクスの基本であり、惑星の形成に影響を与える可能性があります。磁場の形態を研究するための典型的な方法は、塵またはスペクトル線の分極を観察します。しかし、最近、ALMAのスペクトル領域におけるダスト分極は、原始惑星系円盤の磁場構造を常に忠実に追跡するとは限らないことが明らかになりました。これにより、スペクトル線分極は、そのようなソースの磁場形態をマッピングする有望な方法として残されます。原始惑星系円盤で励起されるALMA波長領域のさまざまな分子線の出現偏光をモデル化することを目指しています。さまざまなディスクモデルと分子を調べて、スペクトル線の分極の出現を助長し、したがって原始惑星系円盤の磁場測定に実行可能に使用できる特性を特定します。メソッド。PORTAL（ラインに適合した偏光放射伝達）をLIME（ラインエミッションモデリングエンジン）と組み合わせて使用します。一緒に、それらは私達が複雑な三次元の物理的および磁場構造の偏光線放射伝達を扱うことを可能にします。さまざまな分子のスペクトル線偏光の出現とALMA波長領域での分子遷移のシミュレーションを提示し、原始惑星円盤のALMA直線偏光観測の観測の実現可能性についてコメントします。HCNなどの高密度で熱化する分子も分極の影響を最も受けやすいことがわかります。このような分子は原始惑星系円盤で有意に分極すると予想されますが、COなどの低密度で熱化する分子は、外側の円盤領域でのみ有意に分極します。
過去410年間の平均年間総黒点面積：それらの不確実性の最も可能性の高い値と限界
| Title |
Average_annual_total_sunspot_area_in_the_last_410_years:_The_most_probable_values_and_limits_of_their_uncertainties |
| Authors |
Yury_A._Nagovitsyn,_Aleksandra_A._Osipova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06519 |
この作業の目的は、太陽黒点活動の物理ベースのインデックスである、長い（410年）一連の平均年間総黒点面積ARを作成することです。1832-1868年と1875-2020年のAR指数の望遠鏡観測、およびARと一連の黒点指数SN（ISNバージョン2.0）および黒点グループGN（SvalgaardandSchatten（2016）GSNバージョン）との関係を使用しました。。1976年以降のグリニッジ天文台シリーズは、キスロヴォツク山天文台のデータによって拡張されています。SNからARを再構築する場合、関数AR=f（SN）は、これらのインデックスの不均一性に関連する非線形の系統的特性と不確実性を持っていることが考慮されます。したがって、最も可能性の高いAR値のモデル化に加えて、再構成の不確実性の予測限界が決定されます。1610〜1699の間隔で、以前に提案された疑似位相空間法（DPS）での分解を使用して、GNシリーズに基づいて再構成を実行しました。結果として得られるシリーズNO21yは、オンラインで無料で入手できます。このシリーズでは、経験的なGnevyshev-OhlルールとWaldmeier効果が満たされていることを示します。ウェーブレット分析は、メインサイクル（グローバルなマウンダーとダルトン極小期の前の期間の急激な減少を伴う）の8。4-13。8年の周期性と、50-60年と90-110年の典型的な期間を持つ2成分のGleissbergサイクルを明らかにします。
女王の再戴冠：散開星団かみのけ座のメンバーシップ、年齢、自転周期
| Title |
Re-crowning_The_Queen:_Membership,_Age_and_Rotation_Periods_for_the_Open_Cluster_Coma_Berenices |
| Authors |
Kyle_Singh,_Peter_Rothstein,_Jason_L._Curtis,_Alejandro_N\'u\~nez,_Marcel_A._Ag\"ueros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06532 |
かみのけ座（ComaBer）は、PraesepeandtheHyades（700-800Myr）とほぼ同じ年齢の散開星団ですが、わずか85pcしか離れていないにもかかわらず、有名ないとこほどよく研究されていません。これは主に、そのまばらさと固有運動の低さによるものであり、これにより、ComaBerのメンバーシップはガイア以前の確立を困難にしました。GaiaDR2位置天文学に基づいてそのメンバーの新しいリストをキュレートし、LAMOSTデータを使用してその金属量と星間赤化を導き出し、PARSEC等時線をそのcolor$-$magnitude図に当てはめることによってクラスターの年齢を推測しました。次に、TESSおよびZTF測光を使用して、ComaBerの低質量メンバーの自転周期を測定しました。私たちの等時線フィッティングとTESSおよびZTFから派生した自転周期は、ComaBerがHyadesおよびPraesepeと同時代であることを確認しています。この作業は、ComaBerをage$-$ローテーション$-$アクティビティ研究のもう1つの貴重なベンチマーククラスターとして再確立するための最初のステップです。
PSP現場観測による磁場整列流を伴う小規模磁束ロープ
| Title |
Small-scale_Magnetic_Flux_Ropes_with_Field-aligned_Flows_via_the_PSP_In-situ_Observations |
| Authors |
Yu_Chen,_Qiang_Hu,_Lingling_Zhao,_Justin_C._Kasper,_and_Jia_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06550 |
らせん状の磁力線によって形成された磁束ロープは、局所的な磁場と整列したかなりのプラズマ流を運びながら、その形状を維持できる場合があります。最初の5回の遭遇で、パーカーソーラープローブ（PSP）の現場測定にGrad-Shafranovベースのアルゴリズムを適用することにより、このような構造と静的フラックスロープの存在を報告します。これらの構造は、合計4か月の期間で、0.13〜0.66auの範囲の地動説の距離で検出されます。磁場に沿った流れを持つフラックスロープは、より頻繁に発生しますが、地動説の距離に関する構造内の磁場の減衰関係など、静的フラックスロープと同様の特定の特性を持っていることがわかります。さらに、これらのイベントは、磁気圧力が熱圧力よりも支配的である可能性が高くなります。イベントの約3分の1は、比較的高速の太陽風で検出されます。高いAlfvenicityを考慮に入れて、3回の遭遇中に識別されたスイッチバックスパイクと比較し、それらの相互関係を解釈します。宇宙船がフラックスロープのような構造を横切るときに、いくつかのスイッチバックを検出できることがわかりました。選択したイベントの断面図は、新しいGrad-Shafranovタイプの再構成によって表示されます。最後に、内側の太陽圏における磁束ロープ構造の可能な進化について説明します。
回転する初期型星の不安定な対流モード
$2M_\odot$、$4M_\odot$、および$20M_\odot$の主系列星の超安定対流（OsC）モードを計算します。コア内の非断熱OsCモードを計算するために、$（\nabla\cdot\vec{F}_C）^\prime=0$を、脈動星の凍結対流と呼ばれる近似の処方として仮定します。ここで、$\vec{F}_C$は対流エネルギー流束であり、素数$^\prime$はオイラー摂動を示します。OsCモードの一般的なプロパティは、OsCがないことを除いて、$\delta（\nabla\cdot\vec{F}_C）=0$を仮定したLee\＆Saio（2020）によって取得されたものとほぼ同じであることがわかります。モードは、回転周波数の増加に伴って完全に安定化する傾向がある場合、慣性モードのように動作します。ここで、$\delta$はラグランジュ摂動を示します。星の回転周波数が高くなると、コアがエンベロープよりもわずかに速く回転すると、OsCモードが安定してエンベロープ内の$g$モードを共鳴的に励起します。エンベロープ$g$モードを励起するOsCモードの周波数は、慣性系の$\sigma\sim|m\Omega_c|$で近似的に与えられるため、$\sigma_{m=-2}\approx2\sigma_{m=-1}$ここで、$m$はモードの方位波数、$\Omega_c$はコアの回転周波数です。OsCモードのモード特性は、星の質量に強く依存しないことがわかります。主系列星のエンベロープ$g$モードと共鳴するOsCモードによる角運動量輸送について議論します。角運動量の伝達がコアからエンベロープに起こり、OsCモードが星を均一に回転させ、主系列星としての進化中にコアの回転周波数を低く保つのに役立つ可能性があることをお勧めします。
プロミネンスキャビティシステムのMHDシミュレーションにおけるテザー切断とその上にある磁気リコネクション
| Title |
Tether-cutting_and_Overlying_Magnetic_Reconnections_in_an_MHD_Simulation_of_Prominence-cavity_System |
| Authors |
Tie_Liu_and_Yingna_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06683 |
隆起空洞システムが形成されるヘルメットストリーマによって閉じ込められた冠状磁束ロープ（MFR）のMHDシミュレーションで磁気リコネクションを調査します。このシステムには、プロミネンスホーンを備えたプロミネンスを囲むホットキャビティと、プロミネンスの上の中央のホットコアが含まれています。準平衡から噴火へのシステムの進化は、準静的、低速上昇、高速上昇、および伝播フェーズの4つのフェーズに分けることができます。出現したMFRは最初は準静的なままであり、磁気リコネクションは上にある高Q（押しつぶし係数）の頂点領域で発生し、徐々に双曲線磁束管（HFT）に進化します。統合された磁気張力の減少（上にある再接続の位置の上）は、MFRと頂点HFTでの上にあるフィールドとの間の強化された上にある再接続による上にある閉じ込めの除去によるものであり、したがってMFRのゆっくりとした上昇を促進しますほぼ一定の速度で。MFRがトーラス不安定の領域に達すると、別のHFTがMFRの下のディップ領域ですぐに形成され、爆発的なフレアの再接続が続きます。統合された合力（フレア再接続の位置より上）は指数関数的に増加し、MFRの指数関数的な高速上昇を促進します。システムの頂点が光球から約1太陽半径の高さに達すると、システムは伝搬フェーズに入ります。シミュレーションは、特に静かな太陽で発生する顕著な噴火の1つのグループの主なプロセスを再現します。
種族IIIの星の電離光子生成：回転、対流、および初期質量関数の影響
| Title |
Ionizing_photon_production_of_Population_III_stars:_effects_of_rotation,_convection,_and_initial_mass_function |
| Authors |
Laura_J._Murphy,_Jose_H._Groh,_Eoin_Farrell,_Georges_Meynet,_Sylvia_Ekstrom,_Sophie_Tsiatsiou,_Alexander_Hackett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06900 |
最初の星は、初期の宇宙における水素の再電離の主要な源の1つであると考えられており、それらの高い光度と表面温度は、高い電離光子生成率を促進すると予想されます。この作業では、金属量ゼロの星のジュネーブ恒星進化モデルグリッドを使用して、H、HeI、およびHeIIをイオン化できる光子の生成率を予測します。恒星の初期質量、回転、対流オーバーシュート、およびホスト集団の初期質量関数の影響を調査します。電離光子の生成率は初期質量の増加とともに増加するため、初期質量関数の上位にある集団はより多くの電離光子を生成することがわかりました。モデルグリッドの回転速度では、生成された電離光子に対して最大25％の変化が見られます。これは電離光子種によって異なり、回転による表面特性の変化を反映しています。また、対流オーバーシュートが高いと、すべての電離光子種のすべての初期質量で電離光子生成が増加し、ここで検討したオーバーシュートの変化が約20％増加することもわかりました。星の種族の場合、初期質量関数の傾きと最大初期質量の変動は、電離光子の生成に大きな影響を及ぼします。この作品は、JWSTなどの施設からの将来の観測に先立って、人口IIIの星の最新のジュネーブ恒星進化モデルのイオン化光子生成予測を提示し、主要な進化パラメーターが最初の星の再電離への寄与にどのように影響するかについての洞察を提供します。
球上のまばらな画像再構成：不確実性の定量化による一般的なアプローチ
球上で自然に定義された逆問題は、ますます関心が高まっています。この記事では、柔軟性とスケーラビリティに重点を置いて、球上の逆問題を評価するための一般的なフレームワークを提供します。事前の選択（正則化）、問題の定義（具体的には、問題の定式化（制約付き/制約なし）および問題の設定（分析/合成））、および問題を解決するために採用された最適化に関する柔軟性を考慮します。問題の定式化と設定の間のトレードオフについて説明し、定量化します。重要なのは、確率密度理論の最近の発展と組み合わせて、球形の設定で統計的に原理的な不確実性の迅速な定量化（UQ）を可能にする、制約のない問題のベイズ解釈を検討することです。線形性を利用して、このようなUQ手法の計算効率を大幅に向上させます。これにより、分析ソリューションが可能になる場合があります。この再構成フレームワークとUQ手法を、さまざまな球面逆問題について紹介します。全体を通して説明されているコードは、C++とPythonの両方でGNUGeneralPublicLicenseの下で提供されています。
純粋な量子状態からの宇宙論的幾何学的位相：ベルの不等式違反の有無による研究
| Title |
Cosmological_Geometric_Phase_From_Pure_Quantum_States:_A_study_without/with_having_Bell's_inequality_violation |
| Authors |
Sayantan_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06254 |
この論文では、量子力学的波動関数の連続固有値を見つけるためのルイス・リーゼンフェルト不変量子演算子法の概念を使用して、原始宇宙摂動シナリオからパンチャラトナムベリー位相であると一般に識別される宇宙幾何学的位相の解析式を導き出します。この宇宙幾何学的位相は、（1）ベルの不等式違反がない場合と（2）ハッブルサブ領域（$-k\tau\gg1）に寄与しているベルの不等式違反がある場合の2つの可能な物理的状況から計算されます。$）、スーパーハッブル領域（$-k\tau\ll1$）、および質量のない場（$m/{\calH}\ll1$）の地平線交差点（$-k\tau=1$）、部分的に質量のない場（$m/{\calH}\sim1$）と質量/重い場（$m/{\calH}\gg1$）、空間的に平坦な準Deの場の量子論の背景シッタージオメトリ。この研究の主な動機は、原始宇宙のさまざまな未知の量子力学的特徴を調査することです。導出された理論結果の現実的な解釈を与えるために、最初はゆっくりと変化する共形の時間依存パラメーターの観点からすべてを表現し、次に宇宙論的観測に接続するために、スカラーのスペクトルインデックス/傾斜である宇宙論的観測可能宇宙論の観点から結果をさらに表現しますモードパワースペクトル（$n_{\zeta}$）とテンソル対スカラー比（$r$）。最後に、この識別は、最近の宇宙観測とよく対峙するパンチャラトナムベリー位相に厳しい数値的制約を与えるのに役立ちます。
| Title |
Observing_intermediate-mass_black_holes_and_the_upper--stellar-mass_gap_with_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
Ajit_Kumar_Mehta,_Alessandra_Buonanno,_Jonathan_Gair,_M._Coleman_Miller,_Ebraheem_Farag,_R._J._deBoer,_M._Wiescher,_F.X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06366 |
地上ベースの重力波検出器が中間質量ブラックホール（IMBH）の質量関数を調べる可能性を調査します。ここでは、上部質量ギャップ$\sim60-130〜M_\odot$にもBHが含まれています。今後のLIGOおよびVirgoの4番目の観測（O4）実行のノイズスペクトル密度を使用して、総質量が$50\mbox{-}500M_\odotの準円形の非処理回転IMBHバイナリ（IMBHB）でベイズ分析を実行します。$、質量比1.25、4、および10、および（無次元）最大0.95まで回転し、ソースフレームパラメーターを測定できる精度を推定します。$2\sigma$で、IMBHBのより重いコンポーネントのソースフレーム質量は、$20$の信号対ノイズ比で$\sim10-40\％$の不確実性で制約される可能性があることがわかります。恒星と質量ギャップに焦点を当て、最初にオープンソースのMESAソフトウェア機器を使用して、質量ギャップの上端と下端を確立することで、巨大なヘリウムコアを持つ星を進化させます。質量ギャップの下端は$\simeq$59$^{+34}_{-13}$$M_{\odot}$であり、上端は$\simeq$139$^{+であると判断します。30}_{-14}$$M_{\odot}$、ここでエラーバーは${}^{12}\text{C}の$\pm3\sigma$不確実性に続く質量範囲を示します（\alpha、\gamma）{}^{16}\text{O}$核率。次に、質量ギャップにあるコンポーネントを使用してIMBHBを調査し、O4実行でそのようなシステムのほとんどを確実に識別できることを示します。これに関連して、GW190521イベントを再分析し、一次質量測定の90$\％$信頼区間が質量ギャップ内にあることを示します。最後に、O4実行（および将来のO5実行）で達成される精度が、IMBHの質量関数、形成メカニズム、および進化履歴を理解するために重要である可能性があることを示します。
| Title |
Neutron_Star_Quantum_Death_by_Small_Black_Holes |
| Authors |
Pierce_Giffin,_John_Lloyd,_Samuel_D._McDermott,_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06504 |
中性子星は、中心にあるブラックホールが物質を降着させ、最終的には星全体を飲み込むことによって破壊される可能性があります。ここで、ボンディ降着またはそのバリエーションに基づいて文献で採用されている降着モデルは、小さなブラックホール（シュワルツシルト半径が中性子のドブロイ波長に匹敵するか、それよりも小さいブラックホール）には不十分であることに注意してください。この場合、降着プロセスの量子力学的側面を無視することはできず、完全に異なる降着率を生じさせます。ボソン暗黒物質の崩壊によってシードされたブラックホールの場合、これは電弱スケールの暗黒物質粒子の場合であることを示します。フェルミオン暗黒物質の場合、暗黒物質の粒子の質量が約10$^{10}$GeVを超えない限り、通常、中性子星の中心に形成されるブラックホールはより大きくなります。「小さな」ブラックホールを抱える中性子星の寿命を計算すると、$\sim10^{11}$kgより軽いブラックホールはすぐに蒸発し、痕跡が残らないことがわかります。より大きなブラックホールは、観測された中性子星の年齢よりもはるかに短い時間スケールでの量子降着を介して中性子星を破壊します。
ブラックホールの観測された準周期的振動の余分な次元を探しています
| Title |
Looking_for_extra_dimensions_in_the_observed_quasi-periodic_oscillations_of_black_holes |
| Authors |
Indrani_Banerjee,_Sumanta_Chakraborty_and_Soumitra_SenGupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06636 |
ブラックホール周辺の降着円盤のパワー密度スペクトルにしばしば存在する準周期的振動は、ブラックホールの地平線に近い領域での重力相互作用を理解するための有用なプローブです。余分な空間次元の存在はブラックホールの地平線近くの形状を変更するので、これらの準周期的振動の研究はこれらの余分な次元の存在の可能性にいくらかの光を当てるかもしれないと予想されます。興味深いことに、科学界にとって非常に興味深い追加の次元モデルのほとんどは、ブラックホール時空における潮汐電荷パラメータの存在を予測しています。この潮汐電荷パラメータは、全体的に負の符号を持つ可能性があり、余分な寸法の特徴的な署名です。これに動機付けられて、利用可能な理論モデルを使用して、回転するブレーンワールドブラックホールの準周期的振動を研究しました。続いて、利用可能なブラックホール源、例えば、GROJ1655-40、XTEJ1550/564、GRS1915+105、H1743+322、およびSgrA*からの準周期的振動の観測を使用し、それらを比較しました。潮汐電荷パラメータを推定するために、関連する理論モデルからの予測を使用します。ここで検討した11の理論モデルのうち、8つは潮汐電荷パラメーターの負の値を予測し、他のモデルでは潮汐電荷パラメーターの負の値も1-$\sigma$信頼区間内に十分収まっていることがわかります。
アクシオン-CMBシナリオは、QCDアクシオン\cite{Iso：2020pzv}の原始ゆらぎによって宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性を説明する興味深い可能性です。このシナリオでは、放射線の変動は、アクシオンと放射線の間のエネルギー交換によって生成されます。これにより、原始的なアクシオンの変動とCMB異方性の間に相関関係が生じます。その結果、宇宙論的観測は、アクシオンのモデルと宇宙の初期の歴史を厳しく制約します。特に、QCD相転移ではアクシオンの大きなエネルギー分率$\Omega_A^{}$が必要ですが、等曲率パワースペクトルを抑制するために、現在の宇宙では小さくする必要があります。このような状況を実現するための自然な宇宙論的シナリオの1つは、アクシオンの存在量を十分に希釈できる熱インフレーションです。熱膨張はさまざまなモデルで発生します。この論文では、QCDアクシオンを持つ古典的な共形（CC）$B$-$L$モデルに焦点を当てます。このモデルでは、初期の宇宙は$B$-$L$の長い過冷却時代と電弱対称性を経験し、熱インフレーションが自然に発生します。したがって、それはアクシオン-CMBシナリオの良い候補になる可能性があります。しかし、QCD遷移でのアクシオンの存在量は、元のCC$B$-$L$モデルでは不十分であることが示されています。この状況を克服するために、$N$スカラー場$S$（質量または質量なし）を導入してモデルを拡張し、$O（N）$および$B$-$L$セクターなどの新しい宇宙論の歴史を検討します。初期の宇宙ではほぼ別々に進化します。アクシオン-CMBシナリオに必要なすべての条件は、質量のない$S$フィールド、通常は$N\sim10^{19}$および$B$-$L$ゲージの質量のいくつかのパラメーター領域で満たすことができることがわかります。ボソンは約$5-10$TeVです。
CP対称性の破れに対する重力の影響を調査する実験
| Title |
An_Experiment_Exploring_Gravitational_Effects_on_CP_Violation |
| Authors |
G._M._Piacentino,_A._Palladino,_R._N._Pilato,_G._Venanzoni,_L._Conti,_G._Di_Sciacio,_R._Di_Stefano,_N._Fratianni,_A._Gioiosa,_D._Hajdukovic,_F._Ignatov,_F._Marignetti,_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06835 |
地球の表面と低重力環境で測定されたCP対称性の破れの量の違いに敏感な新しい実験を提案します。私たちが提案した実験はモデルに依存せず、数十日以内に$5\sigma$の測定値をもたらす可能性があり、中性K中間子系のCP対称性の破れのレベルが局所重力ポテンシャルに依存していることを示しています。
分析的で指数関数的にローカライズされたブレーンワールドReissner-Nordstr \ "{o} m-AdSソリューション：トップダウンアプローチ
| Title |
Analytic_and_exponentially_localized_brane-world_Reissner-Nordstr\"{o}m-AdS_solution:_a_top-down_approach |
| Authors |
Theodoros_Nakas_and_Panagiota_Kanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06915 |
この作業では、5次元の球対称、帯電、漸近的な反ドジッターブラックホールを構築します。その特異性は点状であり、ブレーンに厳密に局在しています。さらに、誘導されたブレーンジオメトリは、Reissner-Nordstr\"{o}m-（A）dS線要素によって記述されます。地平線を注意深く分類し、それらすべてが指数関数的に近くに局在していることを示します。したがって、ブレーンはパンケーキの形を示します。バルク重力背景はどこでも規則的であり、ブラックホールイベントホライズンのすぐ外側でAdS$_5$時空に減少します。このジオメトリは、エネルギー密度という2つの独立したコンポーネントのみを持つ異方性流体によってサポートされます。$\rho_E$と接線方向の圧力$p_2$。すべてのエネルギー条件はブレーンの近くと上で尊重されますが、局所的な違反は大部分のイベントホライズンレジーム内で発生します。テンソル-ベクトル-スカラーフィールド理論モデルが構築されます。ただし、必要なバルク物質を実現するためには、ゲージとスカラーの両方の自由度がバルク境界でファントムのようになる必要があります。接合条件を調べると、追加の物質は必要ないことがわかります。int一定の正の張力は別として、バルク形状に一貫して埋め込まれているため、ブレーン上で生成されます。最後に、ブレーンの有効重力方程式を計算し、ブレーンのReissner-Nordstr\"{o}m-（A）dSジオメトリが、5次元ジオメトリとバルク物質の複合効果によって引き起こされることを示します。チャージは実際には潮汐チャージです。
質量のない予熱と電弱真空準安定性
標準モデルパラメータの現在の測定値は、電弱真空が準安定であることを示唆しています。ヒッグス場の大きな変動が初期宇宙の真空崩壊を引き起こす可能性があるため、この準安定性は宇宙論的に重要な意味を持っています。偽の真空が生き残るためには、膨張中にヒッグスを安定させる相互作用（例えば、インフラトン-ヒッグス相互作用または重力への非最小結合）が通常必要です。しかし、これらの同じ相互作用のインフレ後の予熱ダイナミクスも真空崩壊を引き起こす可能性があり、それによって私たちが避けようとした問題を再現します。このダイナミクスは、スケール不変性を示すモデルでは壊滅的であると見なされることがよくあります。これは、これらが一般的に変動の妨げられない成長を可能にするためです。このホワイトペーパーでは、このような「質量のない予熱」シナリオのダイナミクスを調べ、準安定性に対する競合する脅威のバランスを取り、実行可能性を確保できることを示します。粒子生成からの逆反応と摂動崩壊の影響の両方を完全に説明すると、結合のパラメーター空間上に多数の互いに素な「（メタ）安定性の島」が明らかになることがわかります。最終的に、ヒッグス安定化相互作用間の相互作用は重要な役割を果たし、準安定領域を大きなヒッグス曲率結合に効果的に拡張する一連の動的フェーズにつながります。
