LCDMにおける恒星の再電離の高赤方偏移の尾は、低$ \ ell $ CMBの範囲を超えています
| Title |
The_high-redshift_tail_of_stellar_reionization_in_LCDM_is_beyond_the_reach_of_the_low-$\ell$_CMB |
| Authors |
Xiaohan_Wu,_Matthew_McQuinn,_Daniel_Eisenstein,_Vid_Irsic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08737 |
第1世代（Pop-III）の星は、金属が豊富な（Pop-II）星がイオン化にほとんど寄与しない場合、$z=15$までに宇宙の1〜10％をイオン化できます。この低イオン化テールは、大規模なCMBEモード分極に検出可能な痕跡を残す可能性があります。ただし、再電離の物理モデルは、再電離によって光学的厚さ全体を超えるパラメータを検出するのに十分に拡張される可能性が低いことを示しています。この結果は、Planck2018によって推定された光学的厚さの合計によって部分的に駆動され、$z=8$付近の再電離の中間点を示しています。これは、再電離が$z\約5.5$で完了するという要件と組み合わせて、拡張テールの振幅を制限します。。これを実証するために、Lyman-Wernerフィードバックを使用して、ミニハロでのPop-III星形成を含む再電離の半解析的計算を実行します。標準のPop-IIIモデルは、$z>15$で非常に拡張された再電離を生成する必要があり、低$の宇宙分散が制限された測定を仮定すると、Pop-IIのみのモデルと2$\sigma$で区別できることがわかります。\ell$EEパワースペクトル。ただし、極端なPop-IIIシナリオにアピールしない限り、構造形成により、$z>15$、$\tau（z>15）$から十分に高いトムソン散乱光学的厚さを生成することが非常に困難になり、それでも一貫性があることを示します。再電離に関する他の観測上の制約。また、Planckの尤度は$\tau$の合計にほとんど敏感であり、$\tau（z>15）$にマイナーな情報コンテンツがあることもわかりました。Planck2018$\tau（z>15）$制約の緊張についてコメントします。その結果は、$\tau（z>15）$で私たちが見つけたよりも多くの情報を示唆しています。
Cosmicflowsの距離係数から偏りのない距離と固有速度まで
| Title |
From_Cosmicflows_distance_moduli_to_unbiased_distances_and_peculiar_velocities |
| Authors |
Yehuda_Hoffman,_Adi_Nusser,_Aurelien_Valade,_Noam_I._Libeskind,_R._Brent_Tully |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08953 |
銀河の距離と固有速度の調査は、大規模な構造を再構築するために使用することができます。銀河距離のゼロ点キャリブレーションにおける系統的エラー以外に、このようなデータの不確実性の主な原因は、距離係数のエラーであり、ここではガウス分布であると想定されているため、距離と速度の対数正規エラーになります。素朴に扱われ、それは偽の近くの流出とより遠い距離での強い落下につながります。対数正規バイアスはここで修正され、グループ化されたCosmicflows-3（CF3）データを統計的に追跡するように設計された$\Lambda$CDMシミュレーションから抽出されたモックデータに対してテストされます。すべてが同じ真の距離または同じ赤方偏移を持つデータポイントのサブサンプルを考慮すると、観測された距離と速度の分布の平均が真の距離と速度の平均から歪んでいるため、対数正規バイアスが発生します。それでも、中央値は対数正規変換では不変です。その不変性により、距離と速度のガウス化と対数正規バイアスの除去が可能になります。このバイアスガウス化補正（BGc）アルゴリズムは、模擬CF3カタログに対してテストされています。このテストは、シミュレートされた距離と速度で推定されたBGCの比較と、BGcデータからのウィーナーフィルターの再構成の調査で構成されます。実際、BGcは対数正規バイアスを排除します。ハッブル（$H_{0}$）定数の推定もテストされます。シミュレートされた値から推定されたBGcの残差$H_{0}$は$0.6\pm0.7{\rmkms}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$であり、宇宙分散によって支配されます。実際のCF3データのBGc補正により、$H_{0}=75.8\pm1.1{\rmkms}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$が得られます。
ネーターの定理と機械学習予測によるコペルニクスの原理の補完的な一貫性テスト
| Title |
A_complementary_consistency_test_of_the_Copernican_principle_via_Noether's_Theorem_and_machine_learning_forecasts |
| Authors |
Rub\'en_Arjona_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09049 |
コペルニクスの原理（CP）、つまり私たちが宇宙の特権的な観測者ではないという仮定は、標準的な宇宙論モデルの基本的な信条です。この仮定の違反は、見かけの宇宙加速が、宇宙定数、暗黒エネルギー、または重力の共変修正を必要とせずに説明できる可能性を意味します。この手紙では、距離と膨張率に関連するCPの新しいテストを提示します。これは、文献にある他のテストを補完するネーターの定理によって導き出されたものです。また、今後のステージIV銀河調査に基づいて基準データをシミュレートし、それらを使用してハッブル率$H（z）$と角直径距離$d_A（z）$を再構築し、ヌルテストを再構築してそれがどれだけうまくいくかを予測します。宇宙定数モデルからの逸脱を抑制します。新しいテストでは、中高赤方偏移（$z>0.5$）で$\gtrsim3\sigma$の信頼度で、ルメートル-トルーマン-ボンディボイドモデルに基づくいくつかの現実的なシナリオを簡単に除外できることがわかりました。
宇宙論的シミュレーションからの銀河団の動的分析
| Title |
Dynamical_analysis_of_clusters_of_galaxies_from_cosmological_simulations |
| Authors |
Tania_Aguirre_Tagliaferro,_Andrea_Biviano,_Gabriella_De_Lucia,_Emiliano_Munari_and_Diego_Garcia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09126 |
銀河団の質量と速度の異方性プロファイルの研究は、暗黒物質モデルの、そして銀河団の集合の歴史の有用なテストです。これらの研究は、投影効果によって引き起こされる未知の分類学の影響を受ける可能性があります。銀河団の質量と速度の異方性プロファイルを決定するための観測方法をテストすることを目的としています。特に、MAMPOSSt手法に焦点を当てています（Mamonetal.2013）。銀河形成の2つの半解析モデルと、高解像度のN体宇宙論シミュレーション、DeLucia＆Blaizot（2007）のカタログ、および新しいGAlaxyEvolutionandAssemblyモデルに基づくFIREカタログの結果を使用します。完全に投影された位相空間情報が利用可能な場合に、真の質量プロファイルを復元する際のJeans方程式の信頼性をテストします。観測のように、投影された位相空間情報のみが利用可能な場合に、シミュレートされたハローの真の質量と速度の異方性プロファイルを推定する際のMAMPOSSt法の信頼性を調べます。球形のジーンズ方程式は、銀河の色で分離されたトレーサーのサブサンプルに対しても、クラスターの質量プロファイルを決定するための信頼できるツールを提供します。結果は、扁球クラスターと扁球クラスターで等しく良好です。MAMPOSStは、投影された位相空間情報のみを使用して、標準偏差が35〜69％、負のバイアスが7〜17％で、半径にほとんど依存しない質量プロファイルの推定値を提供します。投影されたサンプル。主軸が視線に沿って整列している扁長クラスターの場合、バイアスは符号を変更します。つまり、質量は過大評価されます。MAMPOSStは、観測的に特定されたクラスターメンバーのサンプル全体と、赤銀河と青銀河の両方について、外側の領域でわずかに過大評価されて、内側のクラスター領域で速度異方性プロファイルを正確に測定します。
原始重力波の痕跡による初期および後期の再加熱の段階の解読
| Title |
Decoding_the_phases_of_early_and_late_time_reheating_through_imprints_on_primordial_gravitational_waves |
| Authors |
Md_Riajul_Haque,_Debaprasad_Maity,_Tanmoy_Paul_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09242 |
原始重力波（GW）は、宇宙の初期段階でのダイナミクスの痕跡を運びます。さまざまなGW検出器が広範囲の周波数で動作するように提案されているため、原始的なGWの観測により、膨張および再加熱中に動作する物理学への前例のないウィンドウが提供されることが期待されます。この作業では、今日観察された原始GWのスペクトルに対する再加熱の体制の影響を綿密に調べます。再加熱のフェーズが、放射支配への急激な遷移を伴う平均状態方程式（EoS）パラメーターによって記述されるシナリオと、有効なEoSパラメーターが放射のパラメーターに徐々に変化するシナリオを検討します。インフラトンの摂動崩壊。インフラトンの摂動崩壊がGWのスペクトルの振動につながることを示します。これは、観測された場合、再加熱メカニズムのより細かい側面を解読するのに役立つ可能性があります。また、おそらくエキゾチックで非標準的なスカラー場によって引き起こされる短いエポックによって生じる再加熱の二次段階の影響を調べます。興味深いことに、再加熱の二次段階を支配するEoSパラメータの適切な値については、最近のNANOGravの観測で示唆されているように、GWが強度を持つ可能性があることがわかりました。最後に、分析のより広い意味について説明します。
$ S_8 $張力の解決策としての暗黒エネルギーと暗黒物質の相互作用
この作業では、暗黒エネルギーが動的流体であり、そのエネルギー密度が暗黒エネルギーのエネルギー密度に比例する結合関数を介して暗黒物質に伝達されるシナリオを検討します。特に、$S_8$張力に対処するこのモデルの能力を調査し、Planck、BAO、およびPantheonからのデータに対して、モデルは1）張力の重要性を大幅に低減できること、2）他の張力を悪化させたり導入したりすることなくそうすることを発見しました。（$H_0$張力など）および3）$\Lambda$CDMモデルに関して考慮されるデータセットへの適合を悪化させることなく。また、KiDSやDESなどの弱いレンズ効果の調査からのデータに対してモデルをテストし、他のパラメーターや統計測定に大きな影響を与えることなく、$S_8$張力に対処するモデルの能力がさらに向上することを確認します。
チクシュルーブインパクター：彗星または小惑星？
Siraj＆Loeb（2021）による「恐竜の絶滅の起源としての長周期彗星の崩壊」と題された最近の論文は、6600万年前にどのタイプの体が地球に衝突したかについての長年の議論を復活させようと試み、終焉を引き起こしました。白亜紀の絶滅。ここでは、論文を批評し、それが提示する証拠を評価します。小惑星よりも彗星の可能性が高いと考えるには、彗星がどのように断片化するかについての極端な仮定、特定の種類の炭素質コンドライトとの炭素質コンドライトの融合、およびイリジウム層の証拠への盲目が必要です。
DSHARPディスク内の惑星周囲物質からのミリメートル連続放射の制限
| Title |
Limits_on_Millimeter_Continuum_Emission_from_Circumplanetary_Material_in_the_DSHARP_Disks |
| Authors |
Sean_M._Andrews,_William_Elder,_Shangjia_Zhang,_Jane_Huang,_Myriam_Benisty,_Nicol\'as_T._Kurtovic,_David_J._Wilner,_Zhaohuan_Zhu,_John_M._Carpenter,_Laura_M._P\'erez,_Richard_Teague,_Andrea_Isella,_Luca_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08821 |
高角度分解能プロジェクト（DSHARP）のディスク下部構造からの高分解能（〜35mas、または5au）ALMA観測のサブセットの詳細な分析を提示して、内部にあるほこりっぽい周惑星円盤に関連するかすかな1.3mmの連続放射を検索します。星周円盤の枯渇した放出（ギャップ）の狭い環。この検索では、Jenningsetalを使用しました。（2020）$\tt{frank}$モデリング手法により、局所的なディスク放出による汚染を軽減し、一連の注入回復実験を展開して、残余画像内の点状の惑星周囲ディスクを統計的に特徴付けました。このサンプルにはいくつかの推定候補がありますが、それらはわずかな局所的な信号対雑音比しかなく、確認するためにより深い測定が必要になります。50％の回復率を上限に関連付けると、これらのデータは、ほとんどの場合、フラックス密度$\gtrsim50-70$$\mu$Jyの周惑星円盤に敏感であることがわかります。ホストの星周円盤に非軸対称構造が残っているために、これらの制限が膨らんでいる例がいくつかあります（$\gtrsim110$$\mu$Jy）。特に、HD143006ディスクで新しく識別されたかすかなスパイラルの場合です。標準的な仮定の場合、この分析は、これらのデータがダスト質量$\gtrsim0.001-0.2$M$_\oplus$の周惑星円盤に敏感であるべきであることを示唆しています。これらの境界は、若い巨大惑星に対するいくつかの理論的期待に匹敵しますが、もっともらしいシステム特性（たとえば、比較的低いホスト惑星の質量または固体の効率的な半径方向のドリフト）が、堅牢な検出を達成するためにはるかに深い観測を必要とする方法について説明します。
TKS X：TOI-1444bの確認と、ホットネプチューンを伴う超短周期惑星の比較分析
| Title |
TKS_X:_Confirmation_of_TOI-1444b_and_a_Comparative_Analysis_of_the_Ultra-short-period_Planets_with_Hot_Neptunes |
| Authors |
Fei_Dai,_Andrew_W._Howard,_Natalie_M._Batalha,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Sarah_Blunt,_Casey_L._Brinkman,_Ashley_Chontos,_Ian_J._M._Crossfield,_Paul_A._Dalba,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Jack_Lubin,_Andrew_Mayo,_Teo_Mocnik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Erik_A._Petigura,_Malena_Rice,_Paul_Robertson,_Lee_Rosenthal,_Arpita_Roy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Lauren_M._Weiss,_Judah_Van_Zandt,_Charles_Beichman,_David_Ciardi,_Karen_A._Collins,_Erica_Gonzales,_Steve_B._Howell,_Rachel_A._Matson,_Elisabeth_C._Matthews,_Joshua_E._Schlieder,_Richard_P._Schwarz,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Knicole_D._Colon,_Diana_Dragomir,_Michael_B._Lund,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08844 |
{\itTESS}によって発見された太陽のような星の周りの0。47日の軌道での1.4-$R_\oplus$スーパーアースであるTOI-1444bの発見を報告します。Keck/HIRESからの正確な視線速度は惑星を確認し、質量を$3.87\pm0.71M_\oplus$に制限しました。RVデータセットは、非通過の16日間の惑星（$11.8\pm2.9M_\oplus$）の可能性も示しています。{\itTESS}バンドパスでのTOI-1444bの位相曲線変動と二次日食の暫定的な検出を報告します。TOI-1444bは、十分に測定された質量とサイズを持つ17の超短周期惑星の成長するサンプルに加わり、そのほとんどは地球のような組成と互換性があります。この機会に、拡大する超短周期惑星（$<2R_\oplus$）のサンプルを調べ、新しく発見されたサブデイの超高温海王星（$>3R_\oplus$、$>2000F_\）と対比します。oplus$TOI-849b、LTT9779bおよびK2-100）。1）USPは主に地球のような組成を持ち、推定される鉄芯の質量分率は0.32$\pm$0.04であることがわかります。質量が暴走降着のしきい値（$\sim10M_\oplus$）を下回っているのに対し、超高温ネプチューンはしきい値を上回っており、H/Heまたはその他の揮発性エンベロープを持っています。2）USPは、ほとんどの場合、長期的な相互作用形成シナリオと一致する多惑星系で見られます。超高温のネプチューン（$P_{\rmorb}\lesssim$1日）は、長期間の高温のネプチューン（$P_{\rmorb}$1-10日）や高温の木星と同様に「孤独」になる傾向があります。3）USPは太陽金属量の星の周りで発生しますが、ホットネプチューンはより高い金属量のホストを好みます。4）これらすべての点で、超高温の海王星は、小さなUSP惑星よりも高温の木星に似ていますが、超高温の海王星は、USPと高温の木星の両方よりも1〜2桁少ないです。
| Title |
Asteroid_Magnetization_from_the_Early_Solar_Wind |
| Authors |
Atma_Anand,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Eric_G._Blackman,_John_A._Tarduno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08852 |
磁場は、惑星およびサブ惑星体の熱的、物質的、および構造的歴史の重要なプローブを提供します。コアダイナモは、分化した物体の磁場増幅の潜在的な原因ですが、未分化の物体の磁化の証拠には、異なるメカニズムが必要です。ここでは、分析理論と数値シミュレーションを使用して、抵抗性MHDAstroBEAR適応メッシュ細分化（AMR）マルチフィジックスコードを使用して、最初は磁化されていない物体の恒星風誘起磁化（WIM）を研究します。風が移動し、堆積し、磁場で物体を覆い、準定常状態に達すると達成されるピーク磁化に対して、広く適用可能なスケーリング関係が得られます。十分に導電性のある物体の昼間の磁場は、太陽風のラム、磁気、および熱の圧力の合計のバランスをとると飽和することがわかります。より強い増幅は、より密でより速い風によるパイルアップから生じます。シミュレーションからピーク磁場強度を正確に解釈し、理論を裏付けるには、数値拡散係数を注意深く定量化する必要があります。太陽系に特に適用されるように、初期の太陽風によって誘発された磁化は、いくつかの未分化体で観測された古強度の実行可能な説明であることがわかります。この磁気メカニズムは、小惑星（16）プシケなどの将来の宇宙ミッションで訪問される金属が豊富な天体を含む他の太陽系小天体にも適用できる可能性があります。
958個のリン含有分子の計算赤外分光法
| Title |
Computational_Infrared_Spectroscopy_of_958_Phosphorus-bearing_Molecules |
| Authors |
Juan_C._Zapata_Trujilo,_Anna-Maree_Syme,_Keiran_N._Rowell,_Brendan_P._Burns,_Ebubekir_S._Clark,_Maire_N._Gorman,_Lorrie_S._D._Jacob,_Panayioti_Kapodistrias,_David_J._Kedziora,_Felix_A._R._Lempriere,_Chris_Medcraft,_Jensen_O'Sullivan,_Evan_G._Robertson,_Georgia_G._Soares,_Luke_Steller,_Bronwyn_L._Teece,_Chenoa_D._Tremblay,_Clara_Sousa-Silva,_Laura_K._McKemmish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08897 |
ホスフィンは現在、バイオシグネチャーとして十分に確立されており、金星での最近の暫定的な検出で注目を集めています。この発見と関連する将来の太陽系外惑星のバイオシグネチャー検出をフォローアップするには、ホスフィンを生成、破壊、または反応する化学ネットワークに関与する可能性のあるリン含有大気分子の存在を分光的に検出することが重要です。まず、惑星大気で分光的に検出される可能性のあるリン含有分子（P分子）を列挙し、利用可能なすべてのスペクトルデータを収集することから始めます。ガス状のP分子はまれであり、スペシエーション情報はほとんどありません。実験または理論からの高精度のスペクトルデータを持つ分子はほとんどありません。代わりに、利用可能な最良のデータはRASCALLアプローチからのものであり、機能群論を使用して取得されます。ここでは、確立された計算量子化学法（CQC）を利用して、958個のP分子の近似赤外スペクトルのデータベースを作成するハイスループットアプローチを紹介します。これらのデータは、天文学と天体化学（分子割り当ての潜在的なあいまいさを重要に特定する）、RASCALLの基礎となるデータ、ビッグデータスペクトル分析、および将来の機械学習アプリケーションの改善に役立ちます。ただし、このデータは、実験室または天文学の設定で複雑なガス混合物内の特定の分子を安全に実験的に検出するには、おそらく十分に正確ではありません。
（216）クレオパトラトリプルシステムの高度な多重極モデル
| Title |
An_advanced_multipole_model_for_(216)_Kleopatra_triple_system |
| Authors |
M._Bro\v{z},_F._Marchis,_L._Jorda,_J._Hanu\v{s},_P._Vernazza,_M._Ferrais,_F._Vachier,_N._Rambaux,_M._Marsset,_M._Viikinkoski,_E._Jehin,_S._Benseguane,_E._Podlewska-Gaca,_B._Carry,_A._Drouard,_S._Fauvaud,_M._Birlan,_J._Berthier,_P._Bartczak,_C._Dumas,_G._Dudzi\'nski,_J._\v{D}urech,_J._Castillo-Rogez,_F._Cipriani,_F._Colas,_R._Fetick,_T._Fusco,_J._Grice,_A._Kryszczynska,_P._Lamy,_A._Marciniak,_T._Michalowski,_P._Michel,_M._Pajuelo,_T._Santana-Ros,_P._Tanga,_A._Vigan,_D._Vokrouhlick\'y,_O._Witasse,_B._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09134 |
（216）クレオパトラの補償光学観測を解釈するには、非常に不規則な物体を周回し、それらの相互作用を含む、複数の衛星の進化を説明する必要があります。このような軌道は一般に非ケプラーであり、軌道要素は定数ではありません。その結果、修正された$N$-body積分器を使用します。これは、$\ell=10$のオーダーまでの重力場の多重極展開を含むように大幅に拡張されました。その収束は、「ブルートフォース」アルゴリズムに対して検証されました。かさ密度が一定であると仮定して、クレオパトラの形状の係数$C_{\ellm}、S_{\！\ellm}$を計算しました。太陽系のアプリケーションでは、観測の可変距離とジオメトリを実装することも必要でした。次に、$\chi^2$メトリックは、絶対位置天文学、相対位置天文学（1番目に対する2番目の月）、角速度、およびシルエットを考慮して、極の向きを制約します。これにより、クレオパトラの2つの衛星の軌道要素を導き出すことができました。アーカイブの位置天文データと新しいVLT/SPHERE観測（ESOLP199.C-0074）の両方を使用して、衛星の真の周期を特定することができました。$P_1=（1.822359\pm0.004156）\、{\rmd}$、$P_2=（2.745820\pm0.004820）\、{\rmd}$。それらは3：2平均運動共鳴に非常に近い軌道を回っていますが、それらの接触離心率は他の摂動（多重極、相互）と比較して小さすぎるため、重要な議論の定期的な秤動は存在しません。結果として得られるクレオパトラの質量、$m_1=（1.49\pm0.16）\cdot10^{-12}\、M_\odot$または$2.97\cdot10^{18}\、{\rmkg}$は、以前に考えた。添付の論文（Marchisetal。）で説明されている含意は、（216）クレオパトラが臨界回転体であるということです。
星間彗星2I /ボリソフ彗星のコマ中のガス状原子ニッケル
2019年8月31日、太陽系（2I/Borisov）を通過するときに、星間彗星が発見されました。最初の画像観測に基づくと、2I/Borisovは、通常の太陽系彗星と完全に類似しているように見えました。これは、以前に知られている唯一の恒星間訪問者1I/'Oumuamuaの複数の特異性の後の予期しない特性です。2I/Borisovの分光学的調査により、CN、C2、OI、NH2、OH、HCN、およびCOからのよく知られた彗星放出が特定され、一酸化炭素に富む太陽系彗星と同様の組成が明らかになりました。700Kを超える温度では、彗星はさらに、金属が豊富なダスト粒子の昇華によって生成された金属蒸気を示します。しかし、高温が必要なため、ガス状金属の観測は、明るいサンスカートとサングレージング彗星、および巨星が急降下する太陽系外彗星に限定されていました。ここでは、2.322auの太陽周回距離で観測された2I/Borisovの冷たいコマにおける原子ニッケル蒸気の分光学的検出を報告します-180Kの平衡温度に相当します。2I/Borisovのニッケルは短命のニッケル含有分子に由来するようです1auで$340^{+260}_{-200}$sの寿命を持ち、$0.9\pm0.3\times10^{22}$原子s$^{-1}$の速度で生成されます。OHに対して0.002％、CNに対して0.3％。2I/Borisovのコマでの気相ニッケルの検出は、太陽系彗星の冷たいコマでのこの原子（および鉄）の同時同定と一致しています。
銀河群の電波銀河：運動学、スケーリング関係、AGNフィードバック
| Title |
Radio_galaxies_in_galaxy_groups:_kinematics,_scaling_relations_and_AGN_feedback |
| Authors |
T._Pasini,_A._Finoguenov,_M._Br\"uggen,_M._Gaspari,_F._de_Gasperin_and_G._Gozaliasl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08727 |
79のグループに分散されたCOSMOS分光銀河メンバーの大きな（N=998）サンプルの運動学的特性を調査します。最も明るいグループ銀河（BGG）を特定し、データを1.4GHzでのVLA-COSMOSディープ調査とクロスマッチングし、親サンプルを無線/非無線BGGと無線/非無線衛星に分類します。電波の光度分布は、$L_R\sim2\times10^{21}$WHz$^{-1}$から$L_R\sim3\times$10$^{25}$WHz$^{-1}$の範囲です。速度比（視線速度を群速度分散で割ったもの）を銀河群の中心オフセットと比較することによって実行される位相空間分析は、BGG（無線および非無線）がほとんど（$\sim）であることを明らかにします。$80\％）古代の侵入者。さらに、最強の（$L_R>10^{23}$WHz$^{-1}$）電波銀河は、常にグループの中心から0.2$R_{\rmvir}$以内にあります。サンプルをHORIZON-AGNと比較すると、シミュレートされた銀河の速度とオフセットは、非無線BGGよりも無線BGGに類似していることがわかります。ただし、統計的検定では、シミュレートされたオブジェクトと実際のオブジェクトの大きな違いが明らかになっています。無線BGGは、大規模なグループでホストされる可能性が高いことがわかりました。最後に、BGG電波銀河のパワーと、ホストグループのX線温度$T_{\rmx}$およびX線光度$L_{\rmx}$との相関関係を観察します。これは、グループ内媒体と中央電波源の間のリンクの存在をサポートします。グループセンターでの強力な電波銀河の発生は、AGNが銀河とグループ内の両方の凝縮から供給され、観測された正の$L_{\rmR}-T_{\rmx}$につながるため、カオス冷降着によって説明できます。相関。
高質量星形成クラウドコアにおけるHCNH $ ^ + $の最初の調査
| Title |
First_survey_of_HCNH$^+$_in_high-mass_star-forming_cloud_cores |
| Authors |
F._Fontani,_L._Colzi,_E._Redaelli,_O._Sipil\"a,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08732 |
太陽を含む銀河系のほとんどの星は、高質量の星形成領域で生まれました。したがって、これらの地域の化学プロセスを研究して、太陽系と銀河のほとんどの恒星系の両方の化学遺産をよりよく理解することが重要です。分子イオンHCNH+は、イオン中性の天体化学反応において重要な種であると考えられていますが、これまでのところ、少数の星形成領域でしか検出されていないため、その化学はほとんど知られていません。IRAM-30m望遠鏡で、HCNH+のJ=3-2回転遷移のさまざまな進化段階にある26個の高質量星形成コアを観察しました。26のターゲットのうち16でHCNH+の検出を報告します。これは、これまでにこの分子イオンで検出されたソースの最大のサンプルを表しています。HCNH+、[HCNH+]、w.r.t。のフラクショナルアバンダンスH2は、0.9〜14X$10^{-11}$の範囲にあり、最も高い値は、冷たい星のないコアに向かって見られます。存在比[HCNH+]/[HCN]と[HCNH+]/[HCO+]は、このしきい値をはるかに超えている4つのスターレスコアを除くすべてのオブジェクトで両方とも<0.01です。これらのソースは、サンプル内で最も低いガス温度を持っています。「コールド」モデルと「ウォーム」モデルの2つの化学モデルを実行します。これらのモデルは、コールド（er）スターレスコアとウォーム（er）ターゲットの平均物理特性を可能な限り一致させようとします。後者の場合に発生する反応は、この研究で初めて調査されます。私たちの予測によると、暖かいモデルではHCNH+は主にHCNとHCO+との反応によって生成されますが、冷たいモデルではHCNH+の主な前駆種はHCN+とHNC+です。結果は、HCNH+の化学的性質が冷たい/初期のコアと暖かい/進化したコアで異なり、存在比[HCNH+]/[HCN]と[HCNH+]/[HCO+]が異なる進化段階を区別するための有用な天体化学ツールであることを示しています星形成の過程で。
巨大なHII領域におけるイオン化補正係数とダスト枯渇パターン
| Title |
Ionization_correction_factors_and_dust_depletion_patterns_in_giant_HII_regions |
| Authors |
A._Amayo,_G._Delgado-Inglada,_and_G._Stasinska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08891 |
巨大なHII領域の炭素、窒素、ネオン、硫黄、塩素、およびアルゴンの新しいイオン化補正係数（ICF）を提供します。ICFは、大きな初期グリッドからの最も代表的な光イオン化モデルを使用して計算されました。モデルは、渦巻銀河と青いコンパクト銀河（BCG）の985個の巨大なHII領域（GHR）の観測サンプルを使用して選択されました。観測サンプルは、[OIII]/Hbeta対[NII]/Halphaダイアグラムの観測とどの程度一致するかを説明する、各モデルに重みを割り当てるためにも使用されました。ICFに加えて、形式的な不確実性の分析式を初めて提供します。ICFを使用して、サンプル中の窒素、ネオン、硫黄、およびアルゴンの存在量を計算します。私たちの存在量は、採用されたフレームワーク内で堅牢ですが、原子データまたはHII領域の電離放射線のスペクトルエネルギー分布に重要な変更があった場合は修正が必要になる場合があります。BCGサンプルで得られた存在量パターン（GHRサンプルの存在量の信頼性は低い）を考慮すると、酸素は金属量とともに増加し、太陽の存在量で0.12dexに達する速度でダスト粒子に枯渇することがわかります。硫黄とアルゴンの枯渇の可能性について議論するには、最近のIa型超新星の収量を考慮する必要がありますが、それはまだ不確実です。
局所高光度赤外線銀河VV114の背後にあるz〜2.5の偶然に発見されたミリ波線放出銀河の物理的特性
| Title |
Physical_Characterization_of_Serendipitously_Uncovered_Millimeter-wave_Line-emitting_Galaxies_at_z~2.5_behind_the_Local_Luminous_Infrared_Galaxy_VV114 |
| Authors |
S._Mizukoshi,_K._Kohno,_F._Egusa,_B._Hatsukade,_T._Saito,_Y._Tamura,_D._Iono,_J._Ueda,_Y._Matsuda,_R._Kawabe,_M._M._Lee,_M._S._Yun,_D._Espada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08894 |
ミリ波ラインエミッターALMAJ010748.3-173028（ALMA-J0107a）とALMAJ010747.0-173010（ALMA-J0107b）の詳細な調査を提示します。これらは、スペクトルスキャンで近くの銀河VV114の背景で偶然に発見されました。$\lambda$=2-3mmでの観測。両方のソースのCO（4-3）、CO（3-2）、および[CI]（1-0）ラインのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）検出を介して、それらの分光学的赤方偏移は明確に$zであると決定されます。=2.4666\pm0.0002$および$z=2.3100\pm0.0002$、それぞれ。[CI]ラインフラックスからこれら2つのラインエミッターの見かけの分子ガス質量$M_{\rmgas}$を$（11.2\pm3.1）\times10^{10}M_\odot$および$（4.2\pm1.2）\times10^{10}M_\odot$、それぞれ。ALMA-J0107aの観測されたCO（4-3）速度場は、COディスク全体で明確な速度勾配を示し、ALMA-J0107aは、大きな乱流、つまり、投影されていない最大回転を伴う傾斜した回転ディスクによって特徴付けられることがわかります。$1.3\pm0.3$の速度対速度分散比$v_{\rmmax}/\sigma_{v}$。導出された速度論的パラメーター$（1.1\pm0.2）\times10^{10}\M_\odot$から計算されたCO放出ディスク内のALMA-J0107aの動的質量は、よりも1桁小さいことがわかります。ダストの連続放出に由来する分子ガスの質量、$（3.2\pm1.6）\times10^{11}\M_{\odot}$。この光源は、倍率$\mu\gtrsim10$の重力レンズによって拡大されることをお勧めします。これは、CO線の光度と幅の間の経験的相関から測定されたオフセットと一致しています。
高赤方偏移クエーサーを選択して発見するための実行可能な方法としてのランダムフォレスト
| Title |
Random_Forests_as_a_viable_method_to_select_and_discover_high_redshift_quasars |
| Authors |
Lukas_Wenzl,_Jan-Torge_Schindler,_Xiaohui_Fan,_Irham_Taufik_Andika,_Eduardo_Banados,_Roberto_Decarli,_Knud_Jahnke,_Chiara_Mazzucchelli,_Masafusa_Onoue,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter_and_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09171 |
Pan-STARRS1およびWISEデータに適用される、教師あり機械学習法であるランダムフォレストを使用して$\approx$6までのクエーサーを選択する方法を示します。既知のクエーサーのセットが増えているおかげで、教師あり機械学習アルゴリズムがこの赤方偏移までの他の方法の競争力のある代替手段になることを可能にするトレーニングセットを組み立てることができることがわかりました。赤方偏移範囲4.8から6.3の候補セットを提示します。これには、赤方偏移と褐色矮星との測光類似性のためにクエーサーを選択するのが難しいz=5.5付近の領域が含まれます。調査の制限の下で、高い選択効率（$78^{+10}_{-8}\％$/$94^{+5}_{-8}\％$）。私たちの選択効率は、空のクエーサーと汚染物質のさまざまな分布に基づいた新しい方法によって推定されます。515の候補者の最終的なカタログには、225の既知のクエーサーが含まれています。候補カタログには、赤方偏移5.6より下に$148^{+41}_{-33}$の新しいクエーサーが追加され、上に$45^{+5}_{-8}$が含まれると予測され、カタログが公開されます。37人の候補者の分光学的追跡観測により、20個の新しい高赤方偏移クエーサー（18個は$4.6\lez\le5.5$、2個は$z\sim5.7$）が見つかりました。これらの観察結果は、効率に関する予測と一致しています。候補セットには、新しく発見された赤方偏移5.7クエーサーの1つを含む、一般的なカラーカットによって拒否されるオブジェクトが多数含まれているため、ランダムフォレストはより高い完全性につながる可能性があると主張します。
| Title |
Monte_Carlo_Investigation_of_the_Ratios_of_Short-Lived_Radioactive_Isotopes_in_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
A._Yag\"ue_L\'opez,_B._C\^ot\'e,_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09210 |
平均寿命が100Myr未満の短命の放射性核（SLR）は、現在の銀河系元素合成イベント、および4.6Gyr以上前に太陽系の物質に貢献したイベントに対する独自の洞察を提供します。ここでは、分析的導出とモンテカルロ法の両方を使用して、初期の太陽系（ESS）の時点でのこれらの放射性核の比率の統計分析を提示します。私たちは、これらの同位体の生成頻度と平均寿命の間の相互作用、および星間物質（ISM）におけるそれらの理論的に予測された比率への影響を理解することを目指しています。安定同位体または長寿命同位体に対する各単一SLRの比率ではなく、2つのSRLの比率を考慮すると、安定同位体の銀河化学進化に関連する不確実性が完全に排除されることがわかります。また、統計的な不確実性ははるかに低くなります。247Cm/129I、107Pd/182Hf、97Tc/98Tc、および53Mn/97Tcの4つの比率を特定します。これらの比率は、r、s、およびpプロセスの元素合成に関する新しい洞察を提供する可能性があります。太陽の形成、および可変恒星収量を使用して研究する必要があります。さらに、後者の2つの比率は、pプロセスの銀河サイトを調査するためにそれらを十分に活用できるように、ESSでより適切に決定する必要があります。
フィールドバイナリによるLIGOブラックホール質量関数の説明：低金属量での恒星進化の再考またはガス降着による成長の呼び出し？
| Title |
Explaining_the_LIGO_black_hole_mass_function_with_field_binaries:_Revisiting_Stellar_Evolution_at_low_Metallicity_or_Invoking_Growth_via_gas_accretion? |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08746 |
連星ブラックホール（BBH）の形成と進化についての私たちの理解は、LIGO/Virgoのコラボレーションによってなされた最近の発見に大きく影響されています。最も重要なのは、最も大規模なBBHシステムであるGW190521の検出です。ここでは、フィールドの巨大な恒星バイナリがそのような巨大なBBHの形成を説明するのに何が必要かを調査します。BH質量関数の高質量端に、非常に低い金属量で形成されて対不安定型質量ギャップを回避するか、または対不安定型質量ギャップを超えてそれらの誕生質量を増加させる質量星の残骸が存在するかどうか。周囲の媒体。非常に低い金属量の大質量星が対不安定型超新星を回避することによって大規模なBHを形成できると仮定すると、BBHの対応する高い形成効率と相まって、観測されたBH質量関数を説明できることを示します。この目的のために、風の質量損失だけから予想されるものよりも浅い、低金属量での前駆星の初期質量と最終質量の間の関係が必要です。一方、対不安定性がすべての金属量で機能すると仮定すると、非常に低い金属量で生まれたBHの少なくとも約10％が、周囲ガスの降着のために融合する前に質量を2倍にすると、観測されたBH質量関数を説明できます。このようなBBHは、親の原子冷却ハローのパーセクの長さスケール内、またはホストの暗黒物質ハローの内部サブパーセクに存在する場合はより短いタイムスケール内で約Gyrを費やす必要があります。非常に低い金属量での大質量星の将来の恒星進化計算と、原子冷却ハローで生まれたBBHへのガス降着の流体力学的シミュレーションは、この議論に光を当てることができます。
活動銀河核のアンサンブル変動性を介したブラックホールスケーリング関係の調査
| Title |
Exploring_black-hole_scaling_relations_via_the_ensemble_variability_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
A._Georgakakis_(NOA),_I._Papadakis,_M._Paolillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08752 |
初めて、AGNの人口統計をそれらのアンサンブルX線変動特性にリンクする経験的モデルが提示されます。銀河におけるAGNの発生率に関する観測は、（i）AGNのフラックス変動のパワースペクトル密度（PSD）のモデル、および（ii）ブラックホール質量と恒星質量スケーリング関係のパラメーター化と組み合わせて、宇宙空間における活動銀河集団の平均過剰分散。X線光度の関数としてのアンサンブル過剰分散の観測測定値とモデルの比較がPSDモデルとブラックホール質量対恒星質量の関係の両方のハンドルを提供することを示します。べき乗則の破れと一定の全体的な正規化によって記述されるPSDモデルに対する強力な証拠が見つかりました。代わりに、私たちの分析は、PSDの振幅が、エディントン比やブラックホールの質量などの降着イベントの物理的特性に依存することを示しています。また、アンサンブルの過剰分散の現在の観測測定値は、動的に決定されたブラックホールの質量に基づくローカルスフェロイドのブラックホールの質量と恒星の質量の関係と一致していることもわかりました。また、赤方偏移の関数として、AGNのPSDとブラックホールの質量と恒星の質量の関係を共同で制約するために提案されたアプローチの将来の見通しについても説明します。
ZTFで急速に進化する銀河系外トランジェントの測光および分光学的進化
| Title |
The_Photometric_and_Spectroscopic_Evolution_of_Rapidly_Evolving_Extragalactic_Transients_in_ZTF |
| Authors |
Anna_Y._Q._Ho,_Daniel_A._Perley,_Avishay_Gal-Yam,_Ragnhild_Lunnan,_Jesper_Sollerman,_Steve_Schulze,_Kaustav_K._Das,_Dougal_Dobie,_Yuhan_Yao,_Christoffer_Fremling,_Scott_Adams,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Rachel_J._Bruch,_Kevin_B._Burdge,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Aishwarya_Dahiwale,_Kishalay_De,_Richard_Dekany,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_George_Helou,_David_L._Kaplan,_Viraj_Karambelkar,_Mansi_M._Kasliwal,_Erik_C._Kool,_S._R._Kulkarni,_Ashish_A._Mahabal,_Michael_S._Medford,_A._A._Miller,_Jakob_Nordin,_Eran_Ofek,_Glen_Petitpas,_Reed_Riddle,_Yashvi_Sharma,_Roger_Smith,_Adam_J._Stewart,_Kirsty_Taggart,_Leonardo_Tartaglia,_Anastasios_Tzanidakis,_and_Jan_Martin_Winters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08811 |
掃天観測施設（ZTF）のフェーズIからの42の急速に進化する（最大輝度の半分を超える時間$t_{1/2}<12$d）銀河系外過渡現象を示します。そのうち22は分光学的分類です。これは、体系的に選択された日中の過渡現象の最大のサンプルの1つであり、分光学的分類を備えた最初のサンプルです。ほとんどはコア崩壊超新星（SNe）として分類でき、いくつかの主要なサブタイプを識別します。（1）亜発光タイプIIbまたはタイプIbSNe。（2）発光タイプIbnまたはハイブリッドIIn/IbnSNe;（3）AT2018cowと同様の、ラジオの大音量で短時間の発光イベント。急速に進化する銀河系外の過渡現象について文献で引用されている速度は、サブルミナスイベント（主にタイプIIbSNe）によって支配されていると結論付けます。分光学的分類とラジオ、X線、およびミリ波帯の上限から、AT2018cowのようなオブジェクトを別個のクラスと見なし、ZTFの体系的な分類実験を使用して、それらの率が0.1％を超えないことを計算するように動機付けられています。以前の研究と一致して、ローカルコア崩壊SN率。対照的に、他のほとんどのイベントは、通常のタイムスケールに拡張する確立されたSNタイプの連続体の極端なものにすぎません。私たちのオブジェクトの光度曲線は、文献の未分類のイベントの光度曲線と非常によく似ており、ZTFのような浅い調査で低赤方偏移のオブジェクトの分光的に分類されたサンプルを使用して、より高い赤方偏移でより多くのイベントを測光的に分類する方法を示しています。
| Title |
A_Deep_Learning_Method_for_AGILE-GRID_GRB_Detection |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_V._Fioretti,_A._Di_Piano,_A._Giuliani,_F._Longo,_F._Verrecchia,_M._Tavani,_D._Beneventano_and_A._Macaluso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08841 |
ガンマ線バースト（GRB）および重力波（GW）検出器から受信した外部科学アラートのフォローアップは、アジャイルチームの現在の主要な活動の1つです。AGILEチームは、自動化されたリアルタイム分析パイプラインを開発して、AGILEガンマ線イメージング検出器（GRID）データを分析し、0.1〜10GeVのエネルギー範囲で対応する可能性のあるものを検出しました。この作業は、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用してGRBを検出するための新しいアプローチを示し、AGILE-GRID強度マップを分類して、現在AGILEチームで使用されているLi＆MaメソッドよりもGRB検出機能を向上させます。CNNは、強度マップの大規模なシミュレーションデータセットでトレーニングされています。いわゆる「スピニングモード」によるアジャイル複合観測パターンを研究して、CNNをテストおよび評価するためのデータセットを準備します。GRB放出モデルは、2番目のFermi-LATGRBカタログから定義され、アジャイル観測パターンで複雑になっています。さまざまなp値分布が計算され、バックグラウンドレベルを変化させてシミュレートされた数百万のバックグラウンドのみのマップがCNNで評価されます。次に、CNNを実際のデータで使用してAGILE-GRIDデータアーカイブを分析し、Swift-BAT、Fermi-GBM、およびFermi-LATGRBカタログから取得したトリガー時間と位置を使用してGRB検出を検索します。これらのカタログから、CNNは有意性$\geq3\sigma$の21個のGRBを検出しますが、Li＆Maメソッドは2個のGRBのみを検出します。この作業で示された結果は、CNNがこのコンテキストでLi＆MaメソッドよりもGRBの検出に効果的であり、AGILE-GRIDリアルタイム分析パイプラインに実装できることを示しています。
カニの巨大なパルスの運動学
| Title |
Kinematics_of_Crab_Giant_Pulses |
| Authors |
Akanksha_Bij,_Hsiu-Hsien_Lin,_Dongzi_Li,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Ue-Li_Pen,_Wenbin_Lu,_Robert_Main,_Jeffrey_B._Peterson,_Brendan_Quine_and_Keith_Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08851 |
かにパルサーの電波放射は異常で、主に巨大なパルスで構成され、持続時間は約マイクロ秒ですが、構造はナノ秒レベルまでで、輝度温度は最大$10^{37}\、$Kです。巨大なパルスがどのように生成されるかは不明ですが、それらはおそらく、共回転するプラズマが光速に近づくパルサーのライトシリンダーの近くで発生します。ここでは、周囲のかに星雲での散乱によってパルスが広がる400〜800MHzの周波数帯での観測を報告します。一部のパルス周波数スペクトルは、散乱テールの間に変化する強いバンドを示し、1つのケースでは滑らかな上向きのドリフトを示していることがわかります。バンディングは単にナノ秒スケールのパルス成分間の干渉を反映している可能性がありますが、散乱テールの唯一の違いは、星雲内で約1秒角曲がったわずかに長い経路を介して光源が観測されることです。それにもかかわらず、巨大パルスを放出したプラズマがローレンツ因子$\gamma\sim10^4$で高度に相対論的に移動した場合、対応する視角の小さな変化は、ドップラーシフトの変化によって観測されたドリフトを再現できます。もしそうなら、これは、周囲の磁気構造をコヒーレントGHzの電波放射に変換するために、高度に相対論的なプラズマにアピールするモデルをサポートします。
コンパクトなバイナリ合体からの電波残光：次世代望遠鏡の展望
| Title |
Radio_Afterglows_from_Compact_Binary_Coalescences:_Prospects_for_Next-Generation_Telescopes |
| Authors |
Dougal_Dobie,_Tara_Murphy,_David_L._Kaplan,_Kenta_Hotokezaka,_Juan_Pablo_Bonilla_Ataides,_Elizabeth_K._Mahony,_Elaine_M._Sadler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08933 |
中性子星合体GW170817からの重力波の検出は、時間領域天文学の新時代の幕開けを示しました。高解像度の無線イメージングを含む、合併によって生成された電波放射の監視により、エネルギーや傾斜角などの合併特性の測定が可能になりました。この作業では、現在および将来の重力波施設の機能を無線施設の感度と比較して、重力波イベントの電波残光を検出するための見通しを定量化します。将来の合併を特定するために、3つの観測戦略を検討します。広視野のフォローアップ、合併のローカリゼーション内の銀河を対象とすること、および既知の対応物の詳細な監視です。スクエアキロメートルアレイのような計画された無線施設はギガパーセク距離で合併を検出することができますが、2030年代から動作する提案された第3世代重力波検出器の範囲で合併を検出するのに十分な感度のある施設はありません。
| Title |
Gamma-ray_and_Neutrino_Signals_from_Accretion_Disk_Coronae_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Yoshiyuki_Inoue,_Dmitry_Khangulyan,_Akihiro_Doi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08948 |
活動銀河核（AGN）のX線スペクトルを説明するために、ペアカスケードモデルなどのAGNコロナの非熱的活動が過去の文献で広く議論されてきました。1990年代のX線およびガンマ線観測はそのようなペアカスケードモデルを嫌っていましたが、近くのセイファートの最近のミリ波観測は弱い非熱的コロナ活動の存在を立証しています。さらに、IceCubeのコラボレーションでは、近くのセイファートであるNGC1068が、10年間の調査で最もホットなスポットであると報告されました。これらの証拠は、AGNコロナの非熱的視点を再び深く調査するのに十分です。この記事では、AGNコロナに関する現在の観測的理解を要約し、AGNコロナが高エネルギー粒子を生成する方法について説明します。また、ラジオ、X線、MeVガンマ線、および高エネルギーニュートリノ観測を使用してAGNコロナモデルをテストする方法も提供します。
マグネターCXOUJ010043.1 $-$ 721134の長期XMM-Newtonビュー：包括的なスペクトルおよび時間的結果
| Title |
Long-term_XMM-Newton_view_of_magnetar_CXOU_J010043.1$-$721134:_Comprehensive_spectral_and_temporal_results |
| Authors |
Rwitika_Chatterjee_(1),_Vivek_K._Agrawal_(1)_and_Anuj_Nandi_(1)_((1)_Space_Astronomy_Group,_ISITE_Campus,_U._R._Rao_Satellite_Centre,_ISRO,_Bengaluru,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09051 |
マグネターとして分類された異常X線パルサーCXOUJ010043.1$-$721134の、2000年から2016年までの11のXMM-Newtonデータセットの詳細な分析と結果を示します。2016年12月の時点で8.0275（1）sの自転周期を見つけ、周期導関数を$（1.76\pm0.02）\times10^{-11}$ss$^{-1}$と計算します。マグネターの双極子磁場強度は$3.8\times10^{14}$Gで、特徴的な年齢は$\sim7200$yrです。それは、ソフト（$0.3-1.3$keV）とハード（$1.3-8$keV）の両方のエネルギー帯域で、1つの広いピークと1つの狭いピークを持つ二重ピークパルスプロファイルを持っています。2つのエネルギー帯域のパルスの割合は、一定の値と一致していることがわかります。これらの結果は、このソースについて以前に公開された結果と一致しています。2成分モデルは、そのエネルギースペクトルに許容できる適合をもたらしますが、1成分モデルははるかに単純であり、低エネルギー帯域と高エネルギー帯域のパルスプロファイルの類似性を説明できます。4つの異なる単一成分モデルでフィッティングを試み、スペクトルへの最適なフィッティングは、光子指数$（\Gamma）$が$2.0〜2.7$と電子温度$（kT_e）の間の熱コンプトン化モデルをフィッティングすることによって得られることを発見しました。$0.5〜0.9$keV、シード黒体光子分布0.2keVの場合。最後に、結果について簡単に説明して締めくくります。
サブパースの超大規模連星ブラックホールの検出：長期監視の視点
| Title |
Detecting_subparsec_super-massive_binary_black_holes:_Long_termmonitoring_perspective |
| Authors |
Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Sa\v{s}a_Simi\'c,_An{\dj}elka_Kova\v{c}evi\'c_and_Dragana_Ili\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09061 |
ここでは、活動銀河核の長期測光および分光モニタリングキャンペーンを使用して、サブPC超大規模連星ブラックホール（SMBBH）システムを検出するための展望を検討します。この作業では、SMBBHシステムの動的効果によって引き起こされる長期的なスペクトル変動の性質を調査します。両方のブラックホールに降着円盤と追加の線放出領域があることを考慮したSMBBHシステムのモデルについて詳しく説明します。コンポーネントのさまざまな質量比とSMBBHシステムのさまざまな総質量（$10^6-10^8\mathrm{M\odot}）について、H$\beta$スペクトルバンド（連続体+広いH$\beta$線）をシミュレートします。$）。システムの周期性を抽出する可能性をテストするために、さまざまなパラメーターを持つSMBBHのいくつかの全軌道の連続光度曲線と太線光度曲線のセットを分析します。シミュレートされたスペクトルに追加される信号対雑音比のさまざまなレベルを検討します。私たちの分析は、SMBBHシステムから放出される連続体とブロードラインプロファイルが、コンポーネントの質量比だけでなく、システムの総質量にも強く依存していることを示しました。平均ブロードラインプロファイルとそのrmsは、SMBBHの存在を示している可能性があることがわかりました。ただし、信号対雑音比が低いため、バイナリシステムのダイナミクスによって引き起こされるいくつかの影響が隠される可能性があります。最後に、長期的なAGNモニタリングキャンペーンは、SMBBH候補の検出に有益である可能性があると結論付けることができます。
DAMPE宇宙ミッションによる70GeVから80TeVまでの宇宙線ヘリウムエネルギースペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_cosmic_ray_helium_energy_spectrum_from_70_GeV_to_80_TeV_with_the_DAMPE_space_mission |
| Authors |
F._Alemanno,_Q._An,_P._Azzarello,_F._C._T._Barbato,_P._Bernardini,_X._J._Bi,_M._S._Cai,_E._Catanzani,_J._Chang,_D._Y._Chen,_J._L._Chen,_Z._F._Chen,_M._Y._Cui,_T._S._Cui,_Y._X._Cui,_H._T._Dai,_A._D'Amone,_A._De_Benedittis,_I._De_Mitri,_F._de_Palma,_M._Deliyergiyev,_M._Di_Santo,_T._K._Dong,_Z._X._Dong,_G._Donvito,_D._Droz,_J._L._Duan,_K._K._Duan,_D._D'Urso,_R._R._Fan,_Y._Z._Fan,_K._Fang,_F._Fang,_C._Q._Feng,_L._Feng,_P._Fusco,_M._Gao,_F._Gargano,_K._Gong,_Y._Z._Gong,_D._Y._Guo,_J._H._Guo,_X._L._Guo,_S._X._Han,_Y._M._Hu,_G._S._Huang,_X._Y._Huang,_Y._Y._Huang,_M._Ionica,_W._Jiang,_J._Kong,_A._Kotenko,_D._Kyratzis,_S._J._Lei,_S._Li,_W._L._Li,_X._Li,_X._Q._Li,_Y._M._Liang,_C._M._Liu,_H._Liu,_J._Liu,_S._B._Liu,_W._Q._Liu,_Y._Liu,_F._Loparco,_C._N._Luo,_M._Ma,_P._X._Ma,_T._Ma,_X._Y._Ma,_G._Marsella,_M._N._Mazziotta,_D._Mo,_X._Y._Niu,_X._Pan,_A._Parenti,_W._X._Peng,_X._Y._Peng,_C._Perrina,_R._Qiao,_J._N._Rao,_A._Ruina,_M._M._Salinas,_G._Z._Shang,_W._H._Shen,_Z._Q._Shen,_Z._T._Shen,_L._Silveri,_J._X._Song,_M._Stolpovskiy,_H._Su,_M._Su,_Z._Y._Sun,_A._Surdo,_X._J._Teng,_A._Tykhonov,_H._Wang,_J._Z._Wang,_L._G._Wang,_S._Wang,_X._L._Wang,_Y._Wang,_Y._F._Wang,_Y._Z._Wang,_Z._M._Wang,_D._M._Wei,_J._J._Wei,_Y._F._Wei,_S._C._Wen,_D._Wu,_J._Wu,_L._B._Wu,_S._S._Wu,_X._Wu,_Z._Q._Xia,_H._T._Xu,_Z._H._Xu,_Z._L._Xu,_Z._Z._Xu,_G._F._Xue,_H._B._Yang,_P._Yang,_Y._Q._Yang,_H._J._Yao,_Y._H._Yu,_G._W._Yuan,_Q._Yuan,_C._Yue,_J._J._Zang,_F._Zhang,_S._X._Zhang,_W._Z._Zhang,_Y._Zhang,_Y._J._Zhang,_Y._L._Zhang,_Y._P._Zhang,_Y._Q._Zhang,_Z._Zhang,_Z._Y._Zhang,_C._Zhao,_H._Y._Zhao,_X._F._Zhao,_C._Y._Zhou,_and_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09073 |
この研究では、DArkMatterParticleExplorer（DAMPE）によって記録された4。5年間のデータを使用した、70GeVから80TeVまでの宇宙線ヘリウム原子核のエネルギースペクトルの測定について報告します。スペクトルの硬化は、以前の観察と同様に、約1.3TeVのエネルギーで観察されます。さらに、約34TeVでのスペクトルの軟化が初めて明らかになり、大きな統計と十分に制御された体系的な不確実性があり、全体的な有意性は$4.3\sigma$です。宇宙陽子とヘリウム原子核の両方のDAMPEスペクトル測定は、粒子電荷に依存する軟化エネルギーを示唆していますが、現在の不確実性では、核の数への依存を排除することはできません。
近いブラックホール-ウルフ-ライエバイナリのスピンの近似
| Title |
Approximations_to_the_spin_of_close_Black-hole-Wolf-Rayet_binaries |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Michael_Zevin,_Tassos_Fragos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09077 |
連星ブラックホール合併の集団合成研究は、ブラックホール-ウォルフ-ライエ進化期後期の潮汐スピンアップを正確に追跡できないため、ロバストなブラックホールスピン推定値を欠いていることがよくあります。ヘリウム枯渇または炭素枯渇での二元公転周期とウォルフ・ライエ星の質量を考慮して、無次元の2番目に生まれたブラックホールスピンの解析的近似を提供します。これらの近似は、$[10^{-4}、1.5の範囲の金属量を持つ近接ブラックホール--Wolf-Rayetシステムの進化とスピンアップを追跡する約$10^5$の詳細なMESAシミュレーションのサンプルをフィッティングすることから得られます。Z_\odot]$。ウォルフ・ライエ星の潜在的なスピンアップに続いて、2番目に生まれたブラックホールのスピンは、崩壊するウォルフ・ライエ星の潜在的な円盤形成を説明する最新のコア崩壊処方を使用して計算されます。この研究で提供された2番目に生まれたブラックホールスピンの適合は、急速な集団合成に依存するあらゆる天体物理学モデリングに容易に適用でき、そのようなモデルを使用した重力波源の解釈に役立ちます。
MeerKAT IIIのサウザンドパルサーアレイプログラム：PSR J0540 $-$ 6919の巨大パルス特性
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_III:_Giant_pulse_characteristics_of_PSR_J0540$-$6919 |
| Authors |
Marisa_Geyer,_Maciej_Serylak,_Federico_Abbate,_Matthew_Bailes,_Sarah_Buchner,_Jones_Chilufya,_Simon_Johnston,_Aris_Karastergiou,_Robert_Main,_Willem_van_Straten_and_Mohsen_Shamohammadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09096 |
PSRJ0540$-$6919は、知られている2番目にエネルギッシュな電波パルサーであり、大マゼラン雲に存在します。かにパルサーのように、巨大な無線パルス（GP）を放出することが観察されています。MeerKAT電波望遠鏡で新しく稼働したPTUSE機器を使用して、3つの観測でGPを検索しました。5.7時間の合計積分時間で、7$\sigma$しきい値を超える865パルスが検出されました。データのサブセットの完全な偏光情報を使用して、パルサーに向かうファラデー回転測定値$\rm{RM}=-245.8\pm1.0$radm$^{-2}$を推定しました。これらのパルスの中で最も明るいのは$\sim$60％の線形偏光ですが、偏光率のパルス間の変動は重要です。累積GPフラックス分布は、インデックス$-2.75\pm0.02$のべき乗則分布に従うことがわかります。検出されたGPは平均フラックスの$\sim$10％しか構成していませんが、それらの平均パルス形状は統合されたパルスプロファイルと区別がつかず、基礎となる放射はないと仮定します。パルスはLバンド周波数で散乱され、最も明るいパルスは1.2GHzで$\tau=0.92\pm0.02$msの散乱時間スケールを示します。いくつかの巨人は、多くの高速電波バーストで見られるものと同様の非常に狭帯域の「フラックスノット」を示していますが、これはシンチレーションやプラズマレンズによるものではないと主張しています。GPの到着時間分布は、6回転で4つのGPが見つかる最短のタイムスケールを除くすべてでポアソン分布であることがわかります。これは、GPが統計的に独立している場合、データに相当する7000回の観測のうち1回でのみ発生すると予想されます。。
3-OGC：コンパクトバイナリ合併による重力波のカタログ
| Title |
3-OGC:_Catalog_of_gravitational_waves_from_compact-binary_mergers |
| Authors |
Alexander_H._Nitz,_Collin_D._Capano,_Sumit_Kumar,_Yi-Fan_Wang,_Shilpa_Kastha,_Marlin_Sch\"afer,_Rahul_Dhurkunde,_Miriam_Cabero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09151 |
2015年から2019年までの公開LIGOおよびVirgoデータ（O1、O2、O3a）の分析に基づいて、コンパクトバイナリ合体の3番目のオープン重力波カタログ（3-OGC）を提示します。更新されたカタログには、これまで報告されていなかった4つのブラックホール連星の合併を含む57の観測値の母集団が含まれています。これは、55個の連星ブラックホール合体と2個の連星中性子星合体GW170817とGW190425で構成されています。追加の重要な連星中性子星または中性子星-ブラックホールの合体イベントは見つかりません。最も信頼できる新しい検出は、$\mathcal{P}_{\textrm{astro}}>0.99$でLIGOハンフォードと乙女座の天文台によって観測されたブラックホール連星の合体GW190925\_232845です。その一次および二次成分の質量は、それぞれ$20.2^{+3.9}_{-2.5}M_{\odot}$および$15.6^{+2.1}_{-2.6}M_{\odot}$です。サブドミナント高調波と歳差運動効果の両方を含む最新の波形モデルを使用して、すべてのブラックホール連星イベントのパラメーターを推定します。基礎となる母集団の理解が進むにつれて詳細なフォローアップを可能にするために、候補者のしきい値以下の母集団を含むイベントの包括的なカタログ、およびソースパラメータ推定の事後サンプルを利用できるようにします。
Westerlund2に関連するガンマ線放出のハドロン的性質の調査
| Title |
Probing_the_hadronic_nature_of_the_gamma-ray_emission_associated_with_Westerlund_2 |
| Authors |
Enrique_Mestre,_Emma_de_Ona_Wilhelmi,_Diego_F._Torres,_Tim_Lukas_Holch,_Ullrich_Schwanke,_Felix_Aharonian,_Pablo_Saz_Parkinson,_Ruizhi_Yang,_and_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09155 |
星形成領域は、何十年もの間、潜在的な銀河宇宙線加速器として提案されてきました。宇宙線の加速は、GeVおよびTeVエネルギーでの非弾性陽子-陽子衝突で生成されたガンマ線の観測を通じて調べることができます。この論文では、銀河系で最も大規模で最もよく研究されている星形成領域の1つであるウェスターランド2の方向から、11年以上のフェルミ-LATデータを分析します。特に、ウェスターランド2の位置で数GeV未満のガンマ線放出を支配する明るいパルサーPSRJ1023-5746と、基礎となる拡張ソースFGESJ1023.3-5747の特性を調査します。分析の結果、形態学的およびスペクトル特性を通じて、FeVソースHESSJ1023-575のGeV対応物としてFGESJ1023.3-5747が明確に識別されました。この識別は、HESSJ1023-575ガンマ線放出の起源についての新しい手がかりを提供し、PSRJ1023-5746に関連するパルサー風星雲のいずれかに関連するレプトン起源ではなく、ウェスターランド2を動力源とする放出のハドロン起源を支持します。またはクラスター自体。この結果は、星形成領域が私たちの銀河で観測された宇宙線の海に寄与することができるという仮説を間接的に支持しています
アンコール：$ \ mathcal {O}（N _ {\ rm g} ^ 2）$時間でのGalaxy $ N $ポイント相関関数の推定
| Title |
ENCORE:_Estimating_Galaxy_$N$-point_Correlation_Functions_in_$\mathcal{O}(N_{\rm_g}^2)$_Time |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Zachary_Slepian,_Jiamin_Hou,_Craig_Warner,_Robert_N._Cahn,_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08722 |
任意の$N$の3D密度フィールドの$N$ポイント相関関数（NPCF）を効率的に計算するための新しいアルゴリズムを提示します。これは、離散銀河調査と連続フィールドの両方に適用できます。球面調和関数に基づく等方性関数の分離可能な基礎で統計を拡張することにより、空間内の粒子のペアをカウントすることによってNPCFを推定でき、複雑さ$\mathcal{O}（N_{\rmg}^2）のアルゴリズムにつながります。）$N_{\rmg}$粒子の場合は$、$N_\mathrm{FFTで高速フーリエ変換を使用する場合は$\mathcal{O}（N_\mathrm{FFT}\logN_\mathrm{FFT}）$}$グリッドポイント。実際には、$N>3$の律速段階は、特にビンの数が多い場合、ヒストグラム化された球面調和関数係数の合計になることがよくあります。この場合、アルゴリズムは$N_{\rmg}$で線形にスケーリングします。このアプローチはENCOREコードで実装されており、不均一な調査ジオメトリに必要な修正を含め、BOSSのような銀河調査の4PCFと5PCFを$\sim$100CPU時間で計算できます。GPUアクセラレーションとともに実装について詳しく説明し、現実的な銀河カタログに関する実践的なデモンストレーションを提供します。私たちのアプローチは、現在および将来のデータセットに直接適用して、より高いポイントの関数から宇宙論を制約する可能性を解き放つことができます。
| Title |
Superfluid_Liquid_Helium_Control_for_the_Primordial_Inflation_Polarization_Explorer_Balloon_Payload |
| Authors |
A._Kogut,_T._Essinger-Hileman,_D._Fixsen,_L._Lowe,_P.Mirel,_E._Switzer,_and_E._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08734 |
PrimordialInflationPolarizationExplorer（PIPER）は、宇宙マイクロ波背景放射の偏光を測定するための成層圏気球ペイロードです。開口部のバケツ内に取り付けられたツイン望遠鏡は、空をボロメータ検出器アレイに結合します。オプティカルチェーン全体を1.7K以下に冷却することで、検出器の負荷とフォトンノイズを低減します。噴水効果ポンプのセットは、各光学面に超流動液体ヘリウムを噴霧し、液面から最大200cmの高さで50〜100cm^3/sのヘリウム流量を生成します。2017年と2019年の2回の飛行中の噴水効果ポンプとPIPERペイロードの極低温性能について説明します。
オンライン会議を開催する方法-CoolStars 20.5から学んだ教訓（事実上クール）
| Title |
How_to_organize_an_online_conference_--_Lessons_learned_from_Cool_Stars_20.5_(virtually_cool) |
| Authors |
Hans_Moritz_G\"unther,_James_R._A._Davenport,_Scott_Wolk,_Shaun_Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08795 |
仮想会議は成功しました。何人かの人々は、これが「これまでに見た中で最高の仮想会議」であると私たちに話しました。批判の最大のポイントはタイミングでした：私たちはUTC17：00-22：00からプログラミングをしました（中央ヨーロッパでは夕方と夜、米国東海岸では午後、南アメリカと米国西海岸では日中ですが、アジアとオーストラリアの深夜）。良い解決策はありませんが、セッション時間の少なくともいくつかの変動は、すべての人が少なくともいくつかのセッションに参加しやすくするのに大いに役立つ可能性があります。フィードバックは、スケジュールが圧縮されすぎていることも示しています。Gathertownツールを使用したポスターセッションとソーシャルコンタクトは、それを使用したすべての人にとって非常にうまくいきました。いくつかのサービス（プレナリールームと小会議室用のズーム、ポスターと議事録のアップロードと表示用のZenodo、登録と要約送信用のGoogleフォーム、gathertown）を組み合わせる方法により、オーバーヘッドがほとんどない非常に低コストの会議が可能になりました（総コスト：ギャザータウンは600ドル、ズームは機関のサブスクリプションを通じて提供されました。LOCではわずか4人です）。
地球外生命の探索に予期せぬことを期待する
2018NationalAcademiesExoplanetScienceStrategyドキュメント（NASEM2018）の10ページに、「予期しないものを期待する」が太陽系外惑星分野の一般原則として説明されています。しかし、次の150ページでは、私たちの期待に基づいて戦略の決定が繰り返し提案されるため、この原則は明らかに忘れられています。この論文では、「予期しないことを予期する」とは正確に何を意味するのか、そしてこれが宇宙科学コミュニティによってどのように達成される可能性があるのかを探ります。低/中/高リスク投資のバランスの取れたポートフォリオが推奨される金融投資戦略との類似性が考慮されます。この種の戦略は確かに多くの科学的文脈（過去と現在）で推奨されますが、特定の文脈、特に探索的科学では、重要な非分析を考慮に入れる必要があります：金融投資家は低リスクで高報酬の投資を選択できませんが、時には科学者はできます。最先端の宇宙科学における低リスクで影響力の大きいプロジェクトの存在は、少なくとも短期的には、高リスクプロジェクトへの投資の令状を大幅に減らします。ただし、高リスクの提案は、中リスクおよび低リスクの提案と一緒に公正に判断する必要があり、可能な報酬の程度とプロジェクトの予想コストの両方を考慮に入れます。2009年以降のNASA内のリスクが高く影響の大きいプロジェクトに対する態度が批判的に分析されています。
AdvancedVirgo重力波検出器のステータス
アインシュタインがそれらの存在を予測してから1世紀後の2015年9月、最初の重力波（GW）の直接検出がLIGOによって実行されました。2017年8月17日、2つのAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo干渉計が、2つの融合する中性子星によって生成されたGWを検出しました。3番目の検出器の存在のおかげで、その後の空の光源の位置特定は、電磁対応物の検出と、約70個の電磁望遠鏡とニュートリノ望遠鏡によるイベントの追跡につながりました。最初の2回のデータ取得実行（O1とO2）の後、LIGO-Virgoネットワークは10個のバイナリブラックホールと1個のバイナリ中性子星から11GWを検出しました。2019年4月1日、AdvancedVirgoとAdvancedLIGOは3回目の観測期間（O3）を開始しました。GW検出の紹介の後、高度なVirgo検出器の設計の概要を説明し、O3の前に行われた技術的な選択と検出器の感度への影響について説明します。最後に、AdvancedVirgo+プロジェクトの計画されたアップグレードについて説明します。
MCALF：マルチコンポーネント大気ラインフィッティング
太陽の観測から正確な速度測定値を決定することは、太陽大気の波動力学を研究している太陽物理学者にとって非常に重要です。太陽大気の動的イベントによる弱い彩層吸収線は、多くの場合、複数のスペクトル成分で構成されます。これらの成分を分離することにより、動的および静止状態の速度場を独立して研究することができます。ただし、同じデータセットにさまざまなスペクトル形状が存在するため、このようなコンポーネントを分離することは特に困難です。MCALFは、大規模なデータセット内のドップラー速度を決定するための新しい方法とインフラストラクチャを提供します。各スペクトルには、特定のスペクトル形状に適合したモデルが適合しています。
風で再処理された過渡現象の移動メッシュ放射流体力学シミュレーション
| Title |
Moving-mesh_radiation-hydrodynamic_simulations_of_wind-reprocessed_transients |
| Authors |
Diego_Calder\'on,_Ond\v{r}ej_Pejcha,_and_Paul_C._Duffell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08735 |
潮汐破壊現象やその他の特有の過渡現象に関する最近の理論的研究に動機付けられて、風のような流出によって再処理されている中央源から放出される放射光度の移動メッシュ放射流体力学シミュレーションを提示します。移動メッシュ流体力学コードJETを、暗黙的なタイムステップ更新を伴う混合フレームグレーフラックス制限拡散に基づく新開発の放射モジュールと結合します。これにより、1回の実行で、空間と時間の両方で10桁を超える自己無撞着な多次元放射流体力学的進化を研究することができます。中央の等方性または角度に依存する放射源によって照射される、一定または進化する質量損失率を持つ光学的に厚い球形の風をシミュレートします。私たちの球対称シミュレーションは、放射の再処理のさまざまな段階を特定することによって、以前の分析結果を確認します。つまり、風に閉じ込められた放射、風を通して拡散し、一定の最大減衰に達する放射です。中央の放射線源を適度な開き角の円錐に閉じ込めると、放射線注入の方向から離れる方向に向けられた視線に沿った初期フラックスが大幅に減少しますが、再処理された放射線は、噴出物を通る1回の横方向拡散時間の後にほぼ等方性になります。過渡モデリングのコンテキストで新しい放射流体力学ツールを使用するためのさらなるアプリケーションとガイドラインについて説明します。
太陽コロナにおける小さな一時的な増光の流体力学
| Title |
Hydrodynamics_of_small_transient_brightenings_in_Solar_corona |
| Authors |
Abhishek_Rajhans,_Durgesh_Tripathi,_Vinay_L._Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08800 |
小規模な過渡現象は、フレアよりもはるかに高い周波数で太陽コロナで発生し、コロナダイナミクスで重要な役割を果たします。ここでは、Hi-Cによって発見され、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）のEUVチャネルによっても検出された3つのよく識別されたトランジェントを研究します。0-Dエンタルピーベースの流体力学的シミュレーションを使用し、AIA観測と比較するための合成光度曲線を作成します。これらのトランジェントを、約50秒で約1.0〜Mmの長さの堆積エネルギー〜10^23エルグのループとしてモデル化しました。シミュレートされた合成光度曲線は、観測された光度曲線と合理的に一致しています。初期段階では、衝撃的なフレアイベントのように、コロナからの伝導フラックスが放射を支配します。我々の結果はさらに、時間積分された正味エンタルピーフラックスが正であり、したがってコロナに入るということを示しています。ナノフレア、マイクロフレア、およびラージフレアと同じ物理学を使用することにより、これらのトランジェントの観測された光度曲線をかなりうまくモデル化できるという事実は、これらのトランジェントが共通の起源を持っている可能性があることを示唆しています。
エラーマン爆弾と紫外線バーストは、出現する磁束ロープによって連続的にトリガーされました
| Title |
The_Ellerman_bomb_and_Ultraviolet_burst_triggered_successively_by_an_emerging_magnetic_flux_rope |
| Authors |
Guanchong_Cheng,_Lei_Ni,_Yajie_Chen,_Udo_Ziegler,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08995 |
エラーマン爆弾（EB）と紫外線（UV）バーストは、一般的な増光現象であり、通常、出現するフラックス領域の低太陽大気で生成されます。この論文では、3次元（3D）電磁流体力学（MHD）シミュレーションに基づいて、最初のねじれていない磁束ロープの出現を調査しました。EBのような活動とUVバーストのような活動は、パーカーの不安定性によって引き起こされた波状の磁場のU字型の部分に連続して現れます。EBのような活動は早く現れ始め、約80秒間続きます。6分後、はるかに高温のUVバーストのようなイベントが発生し始め、約60秒間続きます。太陽表面に垂直な方向に沿って、EBバーストとUVバーストの両方が低彩層で始まりますが、UVバーストは高彩層でより高い高度に広がります。EBバーストとUVバーストで見かけの温度上昇がある領域は両方とも、磁気リコネクションプロセスで生成された小さなツイストフラックスロープの内側にあります。これは、ほとんどの高温領域が通常磁気島の内側にあるという以前の2Dシミュレーションと一致しています。ただし、EBに対応するツイストフラックスロープは、その期間中に再接続サイトよりもはるかに高い高度まで浮いた後にのみ強く加熱されます。私たちの分析は、EBがU字型磁場の両側での強い水平流によって引き起こされる衝撃によって加熱されることを示しています。UVバーストに対応するツイストフラックスロープは、駆動磁気リコネクションプロセスによって加熱されます。
近くの星の位置天文視線速度
特定の条件下では、分光法を使用せずに、位置天文学から恒星の視線速度を決定できます。これにより、スペクトル線を変位させるドップラー効果以外の現象を特定できます。私たちは、時間の経過に伴う恒星の固有運動の変化（遠近法による加速度）を使用して、ガイアとヒッパルコスのミッションから入手できる正確な位置天文データから視線速度を決定することを目指しています。ヒッパルコスのエポックでの位置と固有運動は、ガイア初期データリリース3のエポックから伝播された値と比較されます。この伝播は、空間運動が均一な相対運動であると仮定して、最適フィットから値を取得する視線速度に依存します。ソーラーシステムの重心に。近くにある926個の星について、100km/sを超える形式的な不確実性を伴う位置天文視線速度が得られます。55の星の場合、不確実性は10km/s未満であり、7つの星の場合は1km/s未満です。二重または複数のシステムのコンポーネントではないほとんどの星は、利用可能な分光学的視線速度との良好な一致を示しています。位置天文学は、恒星スペクトルの複雑さに関係なく、恒星の視線速度を決定するための幾何学的手法を提供します。これにより、恒星の重心の半径方向の動きによって引き起こされる波長変位を、白色矮星の重力赤方偏移などの他の効果によって引き起こされる波長変位から分離することができます。
ミラスターの月経の変化を検索する
| Title |
Search_for_period_changes_in_Mira_stars |
| Authors |
Roberto_Nesci_(1),_Gianni_Rocchi_(2)_((1)_INAF/IAPS-Roma,_(2)_Gruppo_Astrofili_Monte_Subasio) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09018 |
2020年から2021年の間に、$R_C$バンドと$i'_{Sloan}$バンドで、カシオペア座の7つのミラ型変光星を再観測しました。1967-84年に撮影。目的は、それらのいずれかが期間または光度曲線の形状に大幅な変化を遂げたかどうかを確認することでした。ZTF-DR5からのごく最近の公開データも、タイムベースウィンドウを拡張するために使用されました。変動サイクルに沿って、すべての星で顕著な色の変化が検出されました。星V890Casは、483日から428日への12\％の大幅な期間の減少を示しました。これは、これまでに知られている最大の1つです。AVCasを除くすべての星は、おそらく写真乾板よりも高い測光精度のために、最近のCCDデータでより小さな変動振幅を示しました。
同時分光法と測光からの磁気充填係数の推定：スポット、プラージュ、およびネットワークのもつれを解く
| Title |
Estimating_Magnetic_Filling_Factors_From_Simultaneous_Spectroscopy_and_Photometry:_Disentangling_Spots,_Plage,_and_Network |
| Authors |
T._W._Milbourne_(1_and_2),_D._F._Phillips_(2),_N._Langellier_(1_and_2),_A._Mortier_(3_and_4),_R._D._Haywood_(2_and_5),_S._H._Saar_(2),_H._M._Cegla_(6_and_7),_A._Collier_Cameron_(8),_X._Dumusque_(6),_D._W._Latham_(2),_L._Malavolta_(9),_J._Maldonado_(10),_S._Thompson_(3),_A._Vanderburg_(11),_C._A._Watson_(12),_L._A._Buchhave_(13),_M._Cecconi_(14),_R._Cosentino_(14),_A._Ghedina_(14),_M._Gonzalez_(14),_M._Lodi_(14),_M._L\'opez-Morales_(2),_A._Sozzetti_(15),_R._L._Walsworth_(16_and_17_and_18)_((1)_Department_of_Physics,_Harvard_University,_Cambridge_MA,_USA,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_and_Smithsonian,_Cambridge,_MA,_USA,_(3)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_J.J._Thomson_Avenue,_Cambridge,_UK,_(4)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_University_of_Cambridge,_Madingley_Road,_Cambridge,_UK,_(5)_Astrophysics_Group,_University_of_Exeter,_Exeter,_UK,_(6)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_Versoix,_Switzerland,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Coventry,_UK,_(8)_Centre_for_Exoplanet_Science,_SUPA,_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_St_Andrews,_St_Andrews,_UK,_(9)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_"Galileo_Galilei",_Universit\`a_di_Padova,_Padova,_Italy,_(10)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Palermo,_Italy,_(11)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin,_Madison,_WI,_USA,_(12)_Astrophysics_Research_Centre,_School_of_Mathematics_and_Physics,_Queen's_University_Belfast,_Belfast,_UK,_(13)_DTU_Space,_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_Kgs._Lyngby,_Denmark,_(14)_INAF-Fundacion_Galileo_Galilei,_Brena_Baja,_Spain,_(15)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_Italy,_(16)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA,_(17)_Department_of_Electrical_and_Computer_Engineering,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA,_(18)_Quantum_Technology_Center,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09113 |
最先端の視線速度（RV）太陽系外惑星の探索は、恒星の磁気活動の影響によって制限されます。磁気的にアクティブなスポット、プラージュ、およびネットワーク領域はそれぞれ、観測されたスペクトル線、したがって見かけの恒星RVに異なる影響を及ぼします。したがって、これらのアクティブ領域の相対的なカバレッジまたは充填率を区別することは、惑星軌道による活動駆動型RVシグネチャとドップラーシフトを区別するために必要です。この作業では、分光および測光観測のみを使用して、恒星ターゲット上の特徴固有の磁気充填係数を推定する手法を開発します。HARPS-Nの太陽望遠鏡、山のHKプロジェクトからの観測を使用して、私たちの手法の線形およびニューラルネットワークの実装を示します。ウィルソン天文台、およびSORCEに搭載された全放射照度モニター。次に、各手法の結果をソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）による直接観測と比較します。どちらの実装でも、観測値と高い相関関係がある充填率の推定値が得られます。これらの充填率を使用して太陽のRVをモデル化すると、明るさの不均一性による対流の青方偏移と回転の不均衡の抑制の予想される寄与が再現されます。この手法の両方の実装は、全体的なアクティビティ駆動型RMSRVを1.64m/sから1.02m/sに削減します。これは、RMS変動の1.28m/s削減に対応します。この手法により、従来のアクティビティインジケーターと比較して、RMS変動がさらに0.41m/s減少します。
この手紙は、太陽圏に完全に噴火するものと、失敗して太陽に閉じ込められているもの、そして新しいフラックスをフラックスの形で太陽圏に放出するものなど、太陽圏のすべての主要なクラスをつなぐイベントの観測を報告しますジェットの形で新しいプラズマのみを放出するロープとは対照的です。このイベントは、円形極性反転線（PIL）の上にあるフィラメントチャネルで発生し、2013年3月20日にNOAA12488/12501と指定されたアクティブ領域の拡張減衰フェーズ中に発生しました。このイベントは、複数の宇宙船によって特によく観察され、十分に研究されたヌルポイントトポロジを示しました。SDOAIAとHMI、STEREO-AEUVI、SOHOLASCOの画像を使用して、噴火のあらゆる側面を分析します。フィラメントの1つのセクションは、古典的な失敗した噴火を経験し、その後、冷たいプラズマが噴火しなかったセクションに流出しますが、失敗したフィラメントの噴火の直後に、複雑な構造のCME/ジェットがSOHOLASCOC2によって明確に観察されます。噴火までのゆっくりとした蓄積、明らかなトリガーの欠如、およびイベント後のフィラメントの即時の再出現について詳しく説明します。このイベント中に観察された主要な噴火特性のユニークな混合は、フィラメントチャネルフィールドの構造に厳しい制約を課し、その結果、考えられる噴火メカニズムに厳しい制約を課します。
| Title |
The_Earth-like_Galactic_cosmic_ray_intensity_in_the_habitable_zone_of_the_M_dwarf_GJ_436 |
| Authors |
A._L._Mesquita,_D._Rodgers-Lee_and_A._A._Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09251 |
銀河宇宙線は、生命の文脈で重要なエネルギー粒子です。多くの研究が、太陽の太陽圏を通る銀河宇宙線の伝播を調査してきました。しかし、M矮星系の宇宙線フラックスはまだよくわかっていません。M矮星の天球を通る銀河宇宙線の伝播を研究することは、それらの軌道を回る惑星への影響を理解するために重要です。ここでは、惑星系GJ436に焦点を当てます。1D宇宙線輸送モデルと1DAlfv\'en波駆動恒星風モデルを組み合わせてシミュレーションを実行します。2つの恒星風の設定を使用します。1つは磁気が支配的で、もう1つは熱が支配的です。私たちの恒星風は同様の磁場と速度のプロファイルを持っていますが、それらは2桁異なる質量損失率を持っています。このため、それらは2つの異なる天球サイズを生じさせます。1つは他の10倍の大きさです。磁気的に支配された風は、局所的な風速が高いため、熱的に支配された風よりも0.2au未満の距離で銀河宇宙線を変調します。0.2から1auの間で、両方の場合のフラックスが収束し始めます。ただし、距離が10auを超える場合は、空間拡散が支配的であり、GeV宇宙線のフラックスはほとんど変調されません。風の状況に関係なく、GJ436のハビタブルゾーン（0.2〜0.4au）での銀河宇宙線のフラックスは、地球で観測された強度に匹敵することがわかります。一方、GJ436b（0.028au）付近では、両方の風の状況で、地球で観測された値よりも約$10^4$小さい銀河宇宙線フラックスが予測されます。
| Title |
Cosmological_radiation_density_with_non-standard_neutrino-electron_interactions |
| Authors |
Pablo_F._de_Salas,_Stefano_Gariazzo,_Pablo_Mart\'inez-Mirav\'e,_Sergio_Pastor,_Mariam_T\'ortola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08168 |
電子とのニュートリノ非標準相互作用（NSI）は、宇宙プラズマからのニュートリノデカップリングの状況を変えることが知られています。NSIは、物質効果によるフレーバー振動と、熱プラズマ内のニュートリノと電子および陽電子間の消滅と散乱の両方を変更します。今後の宇宙論的観測を考慮して、ニュートリノの有効数$N_{eff}$に対する非普遍的でフレーバーを変化させるNSIの影響の正確な研究を行います。さまざまなNSIパラメータから生じる$N_{eff}$の変動を提示し、宇宙論のみから、および地上実験からの現在の境界に関連して、それらの間の既存の縮退について説明します。宇宙論は一般にこれらの実験よりもNSIに対する感度が低いですが、将来の宇宙論データは、いくつかの結合とそれらの組み合わせに対して競争的で補完的な制約を提供することがわかります。
連星ブラックホールの極限近似は、高度に非線形な形状からの重力波放出を研究するための強力な方法です。この作業では、重力理論におけるブラックホール時空を新しい基本スカラー自由度でモデル化するためのツールとして使用します。例として、アインシュタイン-スカラー-ガウス-ボンネ重力を考えます。これは、シュワルツシルト幾何学とスカラーヘアのブラックホールを解として認めています。したがって、連星系の周りで無制限に成長するスカラー摂動が見つかります。この「動的スカラー化」プロセスは、孤立したブラックホールの対応するプロセスよりもトリガーが簡単です（つまり、理論の結合定数の値が低い場合に発生します）。私たちの結果とフレームワークは、コンパクトオブジェクトの衝突時の相互作用の基本的な役割を強調しています。彼らはまた、一般相対性理論を超えて一貫してテストを実行するために、代替理論でブラックホール連星の波形を持つことの重要性を強調しています。
ニュートリノセクターにおける等価原理の違反：拡張パラメータ空間のプロービング
ニュートリノフレーバーの振動は、その干渉法の性質により、ニュートリノの伝播中に発生する位相差に非常に敏感です。この論文では、IceCubeなどのニュートリノ望遠鏡で観測された大気ニュートリノと宇宙ニュートリノのフレーバー振動確率に対する等価原理違反（VEP）の影響を調査します。拡張パラメータ空間と呼ばれるVEPの一般的なパラメータ化を仮定すると、高エネルギー大気ニュートリノと宇宙ニュートリノの収集データ間の相乗効果がVEPパラメータを厳しく制約することを示します。また、VEPパラメータに対するIceCube-Gen2の予測感度についても説明します。
気相一酸化チタンの安定同位体の質量に依存しない分析-TiO
| Title |
Mass-independent_analysis_of_the_stable_isotopologues_of_gas-phase_titanium_monoxide_--_TiO |
| Authors |
Alexander_A._Breier,_Bj\"orn_Wa{\ss}muth,_Guido_W._Fuchs,_J\"urgen_Gauss_and_Thomas_F._Giesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09036 |
$^{46}$TiO、$^{47}$TiO、$^{48}$TiO、$^{49}$TiO、$^{50}$TiO、および$^の130を超える純粋な回転遷移{48}$Ti$^{18}$Oは、高解像度のミリ波超音速ジェット分光計をレーザーアブレーション源と組み合わせて使用して記録されます。希少な一酸化チタンアイソトポログを含む質量に依存しないダンハムのような分析が初めて実行され、高精度の量子化学計算の結果と比較されます。得られたパラメータ化により、Born-Oppenheimer近似からの逸脱による一酸化チタンの影響が明らかになります。さらに、支配的なチタンの特性は、その超微細相互作用を分析することにより、TiOの電子構造への洞察を可能にします。さらに、質量に依存しない分析に基づいて、短命の希少アイソトポログ$^{44}$TiOの純粋な回転遷移の周波数位置が、高精度で、つまりサブMHzの不確実性レベルで予測されます。これにより、超新星のコア崩壊環境でこの種の専用の電波天文検索が可能になります。
激変星のバイナリからのエディントンに触発されたボルン・インフェルト重力に対する恒星の制約
| Title |
A_stellar_constraint_on_Eddington-inspired_Born-Infeld_gravity_from_cataclysmic_variable_binaries |
| Authors |
Pritam_Banerjee,_Debojyoti_Garain,_Suvankar_Paul,_Rajibul_Shaikh,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09172 |
エディントンに触発されたボルン・インフェルト重力は、アインシュタインの一般相対性理論の重要な修正であり、古典的なレベルで非特異宇宙論を引き起こし、重力崩壊プロセスの最終段階の特異点を回避することができます。ニュートン極限では、この理論は修正されたポアソン方程式を生み出し、その結果、一般相対性理論の低エネルギー限界で計算されたものと比較して、恒星の観測量はモデルに依存する補正を取得します。これは、次に、理論に対する天体物理学的制約を確立するために使用できます。ここでは、激変星のバイナリからの観測データを使用して、このような制約を取得します。特に、白色矮星の一次星による二次星の潮汐破壊限界を考慮します。この二次星のロッシュローブ充填条件は、数値スキームの修正重力理論で恒星の観測量を計算するために使用されます。次に、これらは、モンテカルロエラー進行法を介して、これらのオブジェクトで利用可能なデータを使用して取得された値と対比されます。このようにして、理論を$5\sigma$信頼水準内に制限することができます。
強磁場レジームで進行中の観測は一般相対性理論と最適に一致していますが、現在の誤差はアインシュタインの理論からのわずかな逸脱の余地を残しています。ここでは、主にKonoplya--Zhidenkoメトリックに焦点を当てて、カーのような時空におけるスカラーおよび電磁テストフィールドの超放射に関する最近の結果を要約します。カーケースに関して大きな変形の場合、超放射は抑制されますが、それでも小さな変形の場合は増強できることがわかります。また、大規模なスカラー場によって引き起こされる超放射の不安定性を研究し、不安定性のタイムスケールに対する変形の影響の最初の推定値を提供します。
「傾斜した」フリードマン宇宙の減速パラメータ：ニュートン対相対論的処理
| Title |
The_deceleration_parameter_in_`tilted'_Friedmann_universes:_Newtonian_vs_relativistic_treatment |
| Authors |
C.G._Tsagas,_M.I._Kadiltzoglou,_K._Asvesta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09267 |
バルク特有の動きは宇宙では一般的ですが、ほとんどの理論的研究はそれらをバイパスするか、理想化されたハッブルフローオブザーバーの視点を取ります。結果として、これらの特異な流れの役割は、相対運動の影響が多くの場合に観測の誤解を招いたという事実にもかかわらず、ほとんど説明されていないままです。ここでは、減速パラメータの解釈のための大規模な特異な流れの意味を調べます。特に、ハッブルフローオブザーバーとそれらのバルクフローオブザーバーによって測定された減速パラメーターを比較します。そうすることで、ニュートン理論と一般相対性理論を使用し、密接に類似した理論ツールを使用します。これにより、2つの研究を直接かつ透過的に比較できます。ニュートン相対運動効果は一般に弱すぎて、2つの測定値を区別できないことがわかります。ただし、相対性理論では、2つのフレームで測定された減速パラメータは、線形レベルでも大幅に異なります。これは、疑いを持たないオブザーバーを、宇宙のグローバルな運動学的状態の潜在的に深刻な誤解に欺く可能性があります。
ランジュバン計算に基づく中性子に富む原子核の核分裂片分布：r過程シミュレーションに向けて
| Title |
Fission_fragment_distributions_of_neutron-rich_nuclei_based_on_Langevin_calculations:_toward_r-process_simulations |
| Authors |
Mizuki_Okubayashi,_Shoya_Tanaka,_Yoshihiro_Aritomo,_Shoma_Ishizaki,_Shota_Amano,_Nobuya_Nishimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09272 |
r過程に関連する非常にニューロンが豊富な核の核分裂は、核チャート上の元素合成フローの終了と最終的な存在量に不可欠です。それにもかかわらず、r過程計算に利用できる核分裂データのほとんどは、現象論的処理を含む理論予測に基づいています。この研究では、ベータ安定線から離れた中性子に富む原子核の一連の核分裂分布を計算しました。これらの原子核のほとんどは実験的に未知であるため、ランジュバン法による動的核分裂モデルに基づく理論計算に基づいています。r過程元素合成シミュレーションに適用可能な、中性子に富むアクチノイド核の核分裂分布計算を実行しました。本論文では、得られた質量および電荷分布を実験データと比較した。また、中性子に富むUおよびFm同位体の質量分布の体系的な振る舞いの結果も示します。
平衡状態にある熱力学的エントロピーのローレンツ不変性の標準的な議論は、静止質量を変更せずに巨視的な物体を加速することだけが結果となる断熱変換を実行できるという仮定に基づいています。この仮定の妥当性は、相対論的熱力学のまさに基礎を構成し、より詳細にテストする必要があります。実際、少なくとも原則として、そのような変換は常に可能であることを示します。証明で呼び出される2つの仮定は、熱力学の第2法則が有効である慣性座標系が少なくとも1つあることと、体の内部力学を記述する微視的理論が場の理論であり、ローレンツ不変のラグランジアン密度であるということだけです。この証明は、エントロピーと確率の関係については言及しておらず、古典物理学と量子物理学の両方で有効です。循環論法のリスクを回避するために、熱力学の法則がすべての参照フレームで同じであるとは仮定していませんが、この事実は、エントロピーのローレンツ不変性の直接的な結果として得られます。
