$ z = 6 $の短い平均自由行程は、かすかな銀河による遅くて急速な再電離を支持します
| Title |
A_short_mean_free_path_at_$z=6$_favors_late_and_rapid_reionization_by_faint_galaxies |
| Authors |
Christopher_Cain,_Anson_D'Aloisio,_Nakul_Gangolli,_George_D._Becker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10511 |
$5<z<6$での電離光子の平均自由行程（$\lambda_{912}^{\rmmfp}$）の最近の測定値は、IGMが当時急速に進化していたことを示唆しています。放射伝達シミュレーションを使用して、$\lambda_{912}^{\rmmfp}=3.57^{+3.09}_{-2.14}$cMpc/$h$の短い値に焦点を当てて、再電離の影響を調査します。$z=6$で。小規模IGM凝集の放射流体力学シミュレーションに基づくサブレゾリューション電離光子シンクのモデルを紹介します。$z=5-6$での$\lambda_{912}^{\rmmfp}$の急速な進化は、メタ銀河の電離バックグラウンドの制約とともに、中性部分が急速に進化した後期の再電離プロセスに有利であると主張します。後半に。また、短い$\lambda_{912}^{\rmmfp}（z=6）$は、再イオン化の主要な推進力としてのかすかな銀河を指していると主張します。$\lambda_{912}^{\rmmfp}（z=6）=6.5$Mpc/$h$の推奨モデルは、中点が$z=7.1$で、$z=5.1$で終了します。再電離を完了するには、H原子ごとに3つの電離光子が必要であり、LyC光子の生成効率は$\log（f^{\rmeff}_{\rmesc}\xi_{\rmion}/[\mathrm{erg}^{-1}\mathrm{Hz}]）=$z>6$で24.8$。$\lambda_{912}^{\rmmfp}（z=6）$を測定された中心値と同じくらい低く回復するには、シミュレーションからの予測を超えてIGMの凝集性を増加させ、それに応じて光子バジェットを増加させる必要があります。
吸収が支配的な再イオン化の窮状：イオン化源に対する需要の増加
| Title |
The_Predicament_of_Absorption-Dominated_Reionization:_Increased_Demands_on_Ionizing_Sources |
| Authors |
Frederick_B._Davies,_Sarah_E._I._Bosman,_Steven_R._Furlanetto,_George_D._Becker,_Anson_D'Aloisio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10518 |
電離光子が宇宙の隅々に到達すると、再電離の時代は終わります。宇宙の再電離は、主に銀河が電離光子を生成する速度によって制限されると一般に考えられてきましたが、驚くほど短い電離光子の最近の測定は、$zで$0.75^{+0.65}_{-0.45}$適切なMpcの自由行程を意味します=Beckeretal。による6$（2021）は、他の方法でイオン化された銀河間媒体中の残留中性水素による吸収が、以前に予想されていたよりもはるかに大きな役割を果たす可能性があることを示唆しています。ここでは、この短い平均自由行程とLy$\alpha$フォレスト内の同時代の暗いピクセルの割合との一貫性には、再電離の終わりまでにバリオンあたり$6.1^{+11}_{-2.4}$の電離光子の累積出力が必要であることを示します。これは、以前の推定値よりも電離光子収支が劇的に増加したことを表しており、後で銀河からの電離出力を測定することで緊張を大幅に悪化させます。この制約をモデル内の銀河からの瞬間的な電離生成に変換すると、$\log_{10}f_{\rmesc}\xi_{\rmion}/\text{（erg/Hz）}^{-1}が見つかります。=25.02_{-0.21}^{+0.45}$at$z\sim6$。初期の星の種族の電離生成効率について楽観的な仮定があり、銀河の光度関数が非常に弱い光源（$M_{\text{UV}}\leq-11$）にまで及ぶと仮定しても、完全な再電離には電離の脱出率が必要です。銀河集団全体で$20\％$を超える光子。これは、赤方偏移が低い銀河集団で観察されるよりもはるかに大きく、宇宙時間の最初の10億年後に銀河の特性を急速に進化させる必要があります。この緊張は、水素中性画分と平均自由行程に関する既存の観測上の制約の範囲内で完全に緩和することはできません。
ALFALFA調査によるローカル宇宙の宇宙構造の成長率
地域の宇宙における構造物の成長率を調査します。このために、アレシボレガシー高速アルファ（ALFALFA）調査からのHIライン銀河系外ソースを宇宙論的トレーサーとして使用して、強力なツールと見なされる正規化された成長率パラメーター$f\sigma_{8}$の測定値を取得します。重力の代替モデルを制約します。これらの分析では、ALFALFAカタログの物質構造分布による局部銀河群の速度を計算し、それを宇宙マイクロ波背景放射フレームに対する局部銀河群の速度と比較して、速度スケールパラメータ$\beta$を取得します。モンテカルロ実現と対数正規シミュレーションを使用して、私たちの方法論は、分析されたデータのショットノイズと部分的な空のカバレッジによって導入されたエラーを定量化します。速度スケールパラメータ$\beta$の測定、および宇宙論的トレーサー$\sigma_{8}^{\text{tr}}$の物質変動の計算により、$f\sigma_{8}が得られます。=0.46\pm0.06$at$\bar{z}=0.013$、$\Lambda$CDM一致モデルで期待される値とよく一致しています（$1\sigma$レベルで）。さらに、ALFALFAサンプルの分析では、$\bar{z}=0.013$での構造$f\、=\、0.56\pm0.07$の成長率の測定値も提供されます。
重力レンズの時間遅延は、ハッブルパラメータ$H_0$を測定する手段を提供し、いくつかの分析は、$H_0$の初期タイプのプローブとの緊張を示唆しています。レンズ測定は、レンズ銀河の質量モデリングによる体系的な不確実性を軽減する必要があります。特に、レンズ密度プロファイルのコアコンポーネントは、おおよその局所的な質量シートの縮退を形成し、レンズの張力を解決するために$H_0$を正しい方向にバイアスする可能性があります。このような銀河系のコアを生成するメカニズムとして、超軽量の暗黒物質を考えています。質量$m\sim10^{-25}$eVの超軽量アクシオンが、宇宙論的暗黒物質密度全体の10％程度を占める場合、ほぼ必要な特性のコアが自然に発生する可能性があることを示します。この桁の熱的残存粒子は、真空のミスアライメントに起因する可能性があります。よく解像された巨大な銀河（天の川を含む）の運動星団の測定は、シナリオをテストする方法を提供するかもしれません。巨大な楕円レンズ銀河のコア仮説をテストすることを目的とした運動学分析は、実際の物理コアの有限範囲を無視すると重大な系統的エラーにつながる可能性があるため、一般に完全な質量シート制限を採用するべきではありません。
強い重力レンズシステムを使用した銀河団のガス枯渇因子の進化のテスト
| Title |
A_test_of_the_evolution_of_gas_depletion_factor_in_galaxy_clusters_using_strong_gravitational_lensing_systems |
| Authors |
R._F._L._Holanda,_Kamal_Bora,_and_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10988 |
この手紙では、ガス枯渇係数の赤方偏移の進展、つまり、バリオンの割合の普遍的な平均に対して銀河団のガスの質量分率が枯渇する比率を調べるための新しい方法について説明します。この目的で使用するデータセットは、チャンドラX線観測を使用して$r_{2500}$で測定された40のガス質量分率測定値、SLOANLensACS+BOSSEmission-lineLensSurvey（BELLS）から取得した強い重力レンズサブサンプルで構成されています。+強力なレガシー調査SL2S+SLACS。私たちの分析では、宇宙の距離梯子関係の妥当性が仮定されています。約2.7$\sigma$で、赤方偏移の関数としてガス枯渇係数の緩やかな減少傾向が見られます。これは、$r_{2500}$でのガス質量分率測定を使用して、赤方偏移の関数として一定のガス枯渇係数を見つけられない文献の最初の結果です。
10億光年以内の恒星の質量と星形成率
銀河を標的とするアプローチを開発するために、重力波コミュニティは、2MASS分光および測光赤方偏移調査に基づいて、局所宇宙における恒星質量のカタログを作成しました。このカタログをクリーニングして補足することにより、本研究は、近赤外線フラックス制限サンプルを確立して、全天の星の質量と星形成率（SFR）の両方をマッピングすることを目的としています。2MASS分光および測光赤方偏移サーベイは、HyperLEDAデータベースおよびd<11Mpcのローカルボリュームサンプルとクロスマッチングされ、フラックス制限サンプルに修正された距離推定値と350Mpcまでの不完全性の修正を提供します。形態の関数としての恒星の質量とのスケーリング関係は、ローカル宇宙でSFR宇宙誌を構築するために使用されます。恒星の質量とSFR密度は、100Mpcを超える深層観測と互換性のある値に向かって収束します。これら2つのトレーサーの3D分布は、宇宙の流れから推定される物質の分布と一致しています。350Mpc内の約400,000個の銀河の約半分で利用可能な分光赤方偏移と、残りの半分で利用可能な12％の不確実性を備えた測光距離により、現在のサンプルは宇宙論と宇宙粒子物理学の両方に応用できる可能性があります。本研究は、特に、超高エネルギーで観察される大規模および中規模の異方性をモデル化するための新しい基盤を提供します。物質の3D分布から推定できる、Mpcスケールでの磁場の分布は、超高エネルギーの空を形作る上で重要であると推測されます。
MillimeterDL：マイクロ波の空の深層学習シミュレーション
| Title |
MillimeterDL:_Deep_Learning_Simulations_of_the_Microwave_Sky |
| Authors |
Dongwon_Han,_Neelima_Sehgal,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11444 |
レンズ付きCMBマップと相関する前景コンポーネントを含む500の高解像度、全天ミリ波ディープラーニング（DL）シミュレーションを紹介します。これらのMillimeterDLシミュレーションは、パワースペクトルに一致するように最適化されているだけで、入力トレーニングシミュレーションに一致する広範囲の非ガウス要約統計量を再現できることがわかりました。この作業で開発する手順により、通常は十分なトレーニングデータが提供されない場合に、単一の高価な全天シミュレーションから独立した全天実現を大量生産することができます。また、高解像度DLシミュレーションの一般的な制限を回避します。これは、多くの場合、メモリまたはGPUの問題が原因で、小さな空の領域に限定されるためです。これを行うには、不連続性や繰り返しの特徴なしに、全天図の高次統計を忠実に復元できる「ステッチング」手順を開発します。さらに、私たちのネットワークは全天レンズ収束マップを入力として受け取るため、原則として、大規模構造（LSS）シミュレーションから全天レンズ収束マップを取得し、対応するレンズ付きCMBと相関する前景コンポーネントを生成できます。ミリメートル波長;これは、共通のシミュレーションセットを必要とするCMB調査とLSS調査の両方の結果を組み合わせる現在の時代に特に役立ちます。
低質量比のバイナリーにおける太陽直下の原始ブラックホールの探索は開かれています
| Title |
The_hunt_for_sub-solar_primordial_black_holes_in_low_mass_ratio_binaries_is_open |
| Authors |
Khun_Sang_Phukon,_Gregory_Baltus,_Sarah_Caudill,_Sebastien_Clesse,_Antoine_Depasse,_Maxime_Fays,_Heather_Fong,_Shasvath_J._Kapadia,_Ryan_Magee,_Andres_Jorge_Tanasijczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11449 |
LIGO/Virgoの2回目の観測実行で、1つの太陽直下質量ブラックホールと$2M_\odot$を超える主要成分を持つ連星ブラックホールの併合の検索を実行します。したがって、私たちの分析は、QCDでの状態方程式から生じる$[2-3]M_\odot$の周りの原始ブラックホール（PBH）の広い質量分布のピークの存在によって動機付けられた質量領域に以前の検索を拡張します遷移。明確な検出を行うのに十分な統計的有意性はありませんが、4つの候補イベントが1年に2の偽陽性率（FAR）しきい値を超えていることがわかります。最初に、検索の結果がnullであると仮定して、PBHマージ率のモデルに依存しない制限を導き出します。次に、PBHが暗黒物質の全体を構成できる2つの最近のシナリオに直面し、LIGO/Virgoの合併と、NANOGravによる確率的重力波背景の観測の可能性について説明します。これらのモデルはまだレート制限を通過していることがわかり、O3とO4の観測ランの分析が、ブラックホール連星の根本的な起源の仮説をテストするために決定的であると結論付けています。
水はどこにありますか？木星のようなC / H比ですが、SPIRouを使用して$ \ tau $ Bo \ "otisbで強いH $ _2
$ Oの枯渇が見つかりました
| Title |
Where_is_the_Water?_Jupiter-like_C/H_ratio_but_strong_H$_2$O_depletion_found_on_$\tau$_Bo\"otis_b_using_SPIRou |
| Authors |
Stefan_Pelletier,_Bj\"orn_Benneke,_Antoine_Darveau-Bernier,_Anne_Boucher,_Neil_J._Cook,_Caroline_Piaulet,_Louis-Philippe_Coulombe,_\'Etienne_Artigau,_David_Lafreni\`ere,_Simon_Deslile,_Romain_Allart,_Ren\'e_Doyon,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Pascal_Fouqu\'e,_Claire_Moutou,_Charles_Cadieux,_Xavier_Delfosse,_Guillaume_H\'ebrard,_Jorge_H._C._Martins,_Eder_Martioli,_Thomas_Vandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10513 |
ガス状惑星の現在のエンベロープは、これらの巨大惑星がどのように発生し、進化したかを示す遺物です。したがって、それらの元素組成を測定することは、惑星形成に関する長年の質問に答える強力な機会を提供します。しかし、現在の宇宙ベースの機器の同時波長範囲が限られているため、巨大な太陽系外惑星の元素インベントリーに対する正確な観測制約を取得することは依然として困難です。ここでは、新しい広い波長範囲（0.95$-$2.50$\、\mu$m）と高いスペクトル分解能（$R=70\、000$）SPIRouスペクトログラフ。高解像度データ用に設計された完全な大気検索フレームワークで5夜にわたって取得された合計20時間のSPIRouデータを組み合わせることにより、すべての主要な酸素および炭素含有分子の存在量を制限し、ノンパラメトリック温度構造を回復します新しいフリーシェイプのノンパラメトリックTPプロファイル検索アプローチを使用します。log（CO）$\、\、=-2.46_{-0.29}^{+0.25}$の体積混合比と、太陽組成エンベロープに期待される値の0.0072$倍未満の非常に枯渇した水量が見つかります。。CH$_4$、CO$_2$、HCN、TiO、およびC$_2$H$_2$の存在量の上限と組み合わせると、気相のC/H比は5.85$_{-2.82になります。}^{+4.44}\times\、$solar、Jupiterの値と一致し、気相から隔離される可能性のある酸素を考慮した場合でも、エンベロープのC/O比は0.60を確実に上回ります。組み合わせて、$\tau$Boobの推定されたスーパーソーラーC/H、O/H、およびC/O比は、小石のドリフトによるCOが豊富なディスクの水雪線を超えた形成シナリオをサポートします。
コンドライト水と有機物の水素同位体変動の起源
| Title |
Origin_of_hydrogen_isotopic_variations_in_chondritic_water_and_organics |
| Authors |
Laurette_Piani,_Yves_Marrocchi,_Lionel_G._Vacher,_Hisayoshi_Yurimoto_and_Martin_Bizzarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10814 |
コンドライトは、初期の太陽系でさまざまな時間と地動説の距離で形成された小惑星の岩の破片です。ほとんどのコンドライトグループには含水鉱物が含まれており、水氷と塵の両方が親小惑星に付着したことを証明しています。それにもかかわらず、異なるコンドライトグループの水の水素同位体組成（D/H）は、コンドライトの他の主要なH含有相である水和鉱物と有機化合物の密接な混合物のため、制約が不十分なままです。その場二次イオン質量分析を使用した最近の研究に基づいて、コンドライトサンプル（CI、CM、CO、CR、およびC-グループ化されていない炭素質コンドライト）の大規模なセットにおける水のH同位体組成を決定し、各グループは、個別の一意のD/H署名を示します。バルクコンドライトとその水および有機物に関する文献データとの比較に基づいて、私たちのデータは、コンドライト間のD/H変動を制御する際の親体プロセスの優勢な役割をサポートしていません。代わりに、水と有機のD/Hシグネチャは、原始惑星系円盤と、数百万年にわたって偶発的に円盤に供給された分子雲との間の相互作用によって主に形成されたと提案します。コンドライト材料中のDに富む星間水および/または有機物の保存は、それぞれの昇華温度（160および350-450K）未満でのみ可能であるため、コンドライト材料のH同位体特性は、それらのタイミングと場所の両方に依存します。親体が形成されました。
非常に奇行的に生まれた：現在の軌道に一致するガス巨人の広範囲の原始的な構成
| Title |
Born_extra-eccentric:_A_broad_spectrum_of_primordial_configurations_of_the_gas_giants_that_match_their_present-day_orbits |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Rogerio_Deienno,_Nathan_A._Kaib,_Andre_Izidoro,_Sean_N._Raymond,_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10985 |
最近の論文で、私たちは、巨大惑星の原始軌道が奇行（〜0.05）である可能性があることを提案し、一連の動的シミュレーションを使用して、現在の軌道と一致する巨大惑星の不安定性の結果を示しました。この追跡調査では、優れた粒子分解能、より長い積分時間を組み込み、惑星の軌道上の位置をシフトすることによって特定の時間に不安定性を人為的に発生させる以前の手段を排除する、より包括的なシミュレーションを提示します。惑星移動の残留段階が惑星の究極の偏心を最小限にしか変化させないことがわかりますが、私たちの仕事は、木星と土星が非常に大きな偏心（それぞれ〜0.10と〜0.25）で生まれるという実現におけるいくつかの興味深い結果を明らかにします。成功したシミュレーションでは、不安定になる前に微惑星ディスクとの相互作用によって惑星の軌道が湿り、前の作業で検討した初期条件を大まかに複製します。したがって、私たちの結果は、さらに広範囲のもっともらしい進化経路が木星と土星の現代の軌道構造を複製できることを示唆しています。
遠方の彗星C / 2017 K2（PANSTARRS）での一酸化炭素の発見
| Title |
Discovery_of_Carbon_Monoxide_in_Distant_Comet_C/2017_K2_(PANSTARRS) |
| Authors |
Bin_Yang,_David_Jewitt,_Yuhui_Zhao,_Xuejian_Jiang,_Quanzhi_Ye_and_Ying-Tung_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10986 |
オールトの雲彗星C/2017K2（PANSTARRS）の光学観測は、その活動が大きなヘリオセントリック距離（最大35au）で始まったことを示しています。これは、昇華または水氷の結晶化のいずれによっても説明できません。一酸化炭素（CO）である可能性が最も高い超揮発性昇華が、観測された質量損失のもっともらしい要因として提案されています。ここでは、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡を使用して、地動説距離$r_H$=6.72auでのC/2017K2からのガス放出COのJ=2$-$1回転遷移の検出を示します。COラインは0.20$\pm$0.03kms$^{-1}$だけ青方偏移し、面積と幅は8.3$\pm$2.3mKkms$^{-1}$および$0.28\pm$0.08kmsそれぞれ$^{-1}$。CO生成率は$Q_{CO}=（1.6\pm0.5）\times10^{27}$s$^{-1}$です。これらは、C/2017K2でのガス種の最初の観測であり、この彗星における超揮発性昇華の役割の観測的確認を提供します。
3Dモンテカルロ放射伝達を使用した伝送における超高温木星WASP-76bの鉄相互相関信号の分解
| Title |
Decomposing_the_Iron_Cross-Correlation_Signal_of_the_Ultra-Hot_Jupiter_WASP-76b_in_Transmission_using_3D_Monte-Carlo_Radiative_Transfer |
| Authors |
Joost_P._Wardenier,_Vivien_Parmentier,_Elspeth_K.H._Lee,_Mike_Line,_Ehsan_Gharib-Nezhad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11034 |
超高温の木星は、水素や他の分子を解離するのに十分な高さの昼間の温度を持つ、きちんとロックされた巨大ガスです。それらの大気は、化学的性質、温度、およびダイナミクスの点で非常に不均一であり、これにより、高解像度の透過スペクトルと相互相関信号の解釈が困難になります。この作業では、SPARC/MITgcm全球循環モデルを使用して、大気抵抗やTiOおよびVOの不在など、さまざまな条件下での超高温木星WASP-76bの大気をシミュレートします。次に、3Dモンテカルロ放射伝達コードHIRES-MCRTを使用して、通過中のさまざまなフェーズで鉄（FeI）ラインを使用して高解像度の透過スペクトルを自己無撞着にモデル化します。結果として得られる相互相関マップの構造を解明するために、惑星の四肢を4つのセクターに分解し、それぞれの寄与を個別に分析します。私たちの実験は、超高温木星の相互相関信号が主にその温度構造、回転、およびダイナミクスによって駆動される一方で、大気中の鉄の正確な分布にはあまり敏感ではないことを示しています。また、以前に公開されたWASP-76bの鉄信号は、前肢の鉄凝縮を特徴とするモデルによって再現できることも示しています。あるいは、信号は、データと一致するために鉄の凝縮が厳密に必要とされない、後肢と前肢の間の実質的な温度非対称性によって説明され得る。最後に、シミュレートされたWASP-76b大気の$K_{p}-V_{sys}$マップを計算し、回転とダイナミクスが惑星の静止フレームでゼロからずれた複数のピークにつながる可能性があることを示します。
原始惑星系円盤に埋め込まれた傾斜した惑星と傾斜していない惑星からの観測可能な散乱光の特徴
過去数年間、VLT/SPHEREやスバル/HiCIAOなどの機器は、原始惑星系円盤の詳細な散乱光画像を撮影することができました。これらのディスクで観察された特徴の多くは、一般に埋め込まれた惑星によって引き起こされたと疑われており、これらの特徴の原因を理解するには、詳細な理論モデルが必要です。この作業では、PLUTOコードを使用してディスクと惑星の相互作用を調査し、傾斜した（$i=2.86^{\circ}$）および傾斜していない軌道。$\alpha$-粘度$4\times10^{-3}$を使用します。放射伝達コードRADMC3Dを使用して、\emph{Hバンド}波長でこれらのディスクの合成散乱光画像を生成します。傾斜した惑星と傾斜していない惑星の2Dおよび3Dシミュレーションでの面密度の変化はかなり似ていますが、それらの観測の外観は著しく異なることがわかります。合成\emph{Hバンド}画像に見られる特徴のほとんどは、ミッドプレーンの上下約3.3スケールの高さでのディスクの密度変化に関連しており、3Dシミュレーションの必要性を強調しています。軌道傾斜角が持続する惑星は、ディスクの上層大気を破壊し、周囲の背景の10〜20倍程度のシャドウイング効果や強度変動など、根本的に異なる観測可能な特徴と強度プロファイルを生成します。\emph{Hバンド}波長のディスクミッドプレーンまでの垂直光学的厚さは、高質量惑星によって作成されたディスクギャップで$\tau\約20$です。ギャップ内の巨大な惑星であっても、ディスクに埋め込まれた惑星の直接イメージングを観察することは依然として困難であると結論付けています。
マグマオーシャン循環からのスーパーアース系外惑星の酸化還元ヒステリシス
内部の酸化還元反応は、地球型およびスーパーアース系外惑星のマントル組成と揮発性インベントリーを不可逆的に変化させ、大気観測の見通しに影響を与える可能性があります。しかし、これらのメカニズムの世界的な有効性は、溶融ケイ酸塩マントルから金属コアへの還元鉄の移動にかかっています。スケーリング分析は、サブネプチューンの内部マグマオーシャンにおける乱流拡散が、液体の鉄滴を動力学的に同伴し、コア形成を抑制できることを示しています。これは、コア、マントル、大気の間の化学的平衡が、マグマ流の対流転倒によってエネルギー的に制限されている可能性があることを示唆しています。したがって、溶融したスーパーアースは、降着経路の構成的記憶を保持している可能性があります。マグマオーシャン循環によるレドックス制御は、惑星の熱流、内部重力、および惑星のサイズと正の相関があります。したがって、残留大気、表面鉱物学、および大気が剥ぎ取られた太陽系外惑星のコア質量分率の存在とスペシエーションは、マグマオーシャンのダイナミクスを制約する可能性があります。
恒星風と惑星大気
星の風と磁気圏および惑星の大気との相互作用には、粒子の加速、上層大気の加熱、さまざまな大気損失プロセスなど、多くのプロセスが含まれます。風はそれらのホスト星から角運動量を取り除き、回転スピンダウンと磁気活動の減衰を引き起こし、それが大気を侵食から保護します。風の相互作用は、星のX線と紫外線の活動、および大気の化学組成に強く影響されますが、惑星の磁場の役割は不明です。この章では、恒星の活動と風の特性と進化に関する知識を確認し、これらのプロセスが惑星大気の長期的な進化に与える影響について説明します。私は、大気と惑星の内部との間の交換を引き起こす惑星の表面で起こっている多数の重要なプロセスを考慮していません。
熱放射と偏光マッピングからの（16）プシケの表面
小惑星（16）プシケは、破壊された微惑星のコアと鉄隕石の親体であると仮定されているM型小惑星の中で最大のものです。最近の証拠はプシュケの純金属組成に対して収集されましたが、そのスペクトルとレーダー特性は異常なままです。（16）AtacamaLarge（sub-）MillimeterArray（ALMA）を使用して、回転の2/3にわたって30kmの解像度で熱放射のプシケを観察しました。気温の日変化は、ほとんどの表面で$\sim$10Kレベルであり、熱慣性が280$\pm$100Jm$^{-2}$K$^{-の滑らかな表面に最もよく適合します。1}$s$^{-1/2}$。0.61$\pm$0.02のミリメートル放射率を測定します。これは、表面をケイ酸塩と金属の多孔質混合物として扱うモデルを介して解釈します。後者は、硫化鉄/酸化物の形をとるか、導電性の金属介在物として扱います。放射率は、20\％以上、潜在的にはるかに高い金属含有量を示しますが、$\geq$20\％の金属含有量の表面に存在するはずの偏光放射はほとんど完全に存在しません。これには、反射性の金属介在物の存在が原因である可能性がある、高度に散乱する表面が必要です。そのような場合、結果として、金属に富む小惑星は、金属に乏しい小惑星よりも分極放出が少なくなる可能性があります。これは、バルク材料特性に対する散乱の優位性から生じる、標準理論とは正反対の予測です。
| Title |
A_universal_relation_between_the_properties_of_supermassive_black_holes,_galaxies,_and_dark_matter_halos |
| Authors |
A._Marasco,_G._Cresci,_L._Posti,_F._Fraternali,_F._Mannucci,_A._Marconi,_F._Belfiore_and_S._M._Fall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10508 |
中央のブラックホール（BH）の質量$M_{\rmBH}$、暗黒物質のハローの質量$M_{\rmh}$、および恒星からハローへの質量分率$f_\の関係を調べます。動的に測定された$M_{\rmBH}>10^6\、{\rmM}_\odot$および$M_を持つ$55$近くの銀河のサンプルのstar\proptoM_\star/M_{\rmh}${\rmh}>5\times10^{11}\、{\rmM}_\odot$。以前の研究に関する主な改善点は、$M_{\rmh}$が球状星団のダイナミクスまたは空間的に分解された回転曲線のいずれかから決定される初期型と後期型の両方のシステムを検討することです。サンプルの銀河は、その構造特性とは関係なく、$M_{\rmBH}$-$M_{\rmh}$-$f_\star$空間に明確に定義されたシーケンスを構築します。（i）$M_{\rmh}$と$M_{\rmBH}$は互いに強く相関し、$f_\star$と反相関します。（ii）$10^{12}\、{\rmの$M_{\rmh}$で、$M_{\rmBH}$-$M_{\rmh}$関係の傾きが途切れています。M}_\odot$、および$\sim10^7\！-\！10^8\の$M_{\rmBH}$の$f_\star$-$M_{\rmBH}$関係では、{\rmM}_\odot$;（iii）固定された$M_{\rmBH}$では、$f_\star$が大きい銀河は、より軽いハローを占め、後の形態型を持つ傾向があります。観測された傾向は、$\Lambda$CDMフレームワークの単純な平衡モデルによって再現できることを示しています。このモデルでは、銀河は宇宙論的な速度で暗黒物質とバリオン物質をスムーズに降着し、星とブラックホールの蓄積は両方の冷却によって調整されます。利用可能なガス貯蔵所と、星形成と活動銀河核（AGN）からの負のフィードバックによる。特徴（ii）は、BH集団が急速に増加する段階から、より穏やかで自己調整された成長に移行するときに発生しますが、AGNフィードバック効率のばらつきが特徴（iii）を説明できます。
重力波源のチャープ質量距離分布
連星ブラックホールから放出される重力波の検出は、連星の起源に関する疑問を提起します。文献には、フィールドとクラスターの両方でのバイナリ進化を含むいくつかのモデルがあります。これらのモデルの予測を観測値と比較し、この比較の信頼性を確立します。尤度計算を使用して、観測されたチャープ質量と光源の光度距離がまたがる空間のモデルを比較します。現在のすべての重力波検出を説明する能力によってモデルをランク付けします。最も可能性の高いモデルは、金属量の低いバイナリ進化に対応することが示されています。そのような進化のいくつかの変種は、同様の可能性を持っています。ここで検討されている球状星団モデルは好ましくありません。新しい観測が利用可能になったときにモデルを区別する方法の有用性を提示します。モデルの各ペアを区別するために必要な観測数を計算します。モデルのペアによっては、その数が10から数千まで変化することがわかりますが、ペアのほぼ3分の2は、最大100の観測値で識別できます。
超大光度X線源
超大光度X線源（ULX）は、チャンドラX線天文台からのデータに基づいて、2000年に別個のクラスのオブジェクトとして識別されました。これらはユニークな天体です。それらのX線光度は、典型的な恒星質量ブラックホールのエディントン光度を超えています。長い間、ULXの性質は不明なままでした。しかし、データの段階的な蓄積、X線と光学分光法の新しい結果、およびULXを取り巻く星雲の構造とエネルギーの研究により、超大光度X線源のほとんどはSSのような超臨界降着円盤でなければならないという理解につながりました。433.多くの物体での中性子星の発見は、そのようなシステムでの中性子星の存在が明らかに超臨界降着体制を示しているため、得られた結論に対する科学界の信頼を高めるだけでした。このレビューでは、X線および光学範囲でのULXおよびSS433の観測的兆候に関する主な事実を体系化し、超臨界降着理論の観点からそれらの説明について説明します。
相互作用する超新星残骸HB3からの衝撃を受けた分子水素および幅広いCO線
| Title |
Shocked_Molecular_Hydrogen_and_Broad_CO_lines_from_the_Interacting_Supernova_Remnant_HB_3 |
| Authors |
J._Rho,_T._H._Jarrett,_L._N._Tram,_W._Lim,_W._T._Reach,_J._Bieging,_H.-G._Lee,_B.-C._Koo,_and_B._Whitney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10617 |
PalomarWIRC、スピッツァーを使用して、混合形態超新星残骸（SNR）HB〜3（G132.7+1.3）から、近赤外線および中赤外線のショックを受けた分子水素（H2）ガスとミリメートル単位の広いCOの検出を示します。GLIMPSE360とWISEの調査、およびHHSMT。HB〜3の近赤外線狭帯域フィルターH22.12ミクロン画像は、スピッツァーIRACとWISE4.6ミクロンの両方の放射が衝撃を受けたH2ガスに由来することを示しています。H2の形態は、細いフィラメント構造と、HB〜3と近くの分子雲の間の大規模な相互作用サイトを示しています。SNRの南と東のシェルであるHB〜3の半分は、「蝶」または「W」の形でH2を放出し、SNRと高密度の分子雲の間の相互作用サイトを示します。興味深いことに、南東部のH2放出領域は、星形成活動を特定したW3複合体のHB〜3領域とH〜II領域の間の相互作用領域とも共空間的です。さらに、H2放出領域に沿った南および南東のシェルからの幅広いCO（3-2）およびCO（2-1）分子線の検出により、HB〜3と高密度分子雲の間の相互作用を調査します。太い線の幅は8〜20km/sです。このような太い線の検出は、SNRと雲の間の相互作用の明確で動的な証拠です。COの広い線は、明るい南部のH2シェルの2つの枝からのものです。パリ-ダーラム衝撃モデルをCO線プロファイルに適用します。これは、衝撃速度が20〜40km/s、密度が10^{3-4}cm^{-3}と比較的低く、強い（>200microガウス）磁場。
| Title |
Interrelations_between_Astrochemistry_and_Galactic_Dynamics |
| Authors |
E._Mendoza_(1_and_3),_N._Duronea_(2),_D._Rons\'o_(3),_L._C._Corazza_(4),_F._van_der_Tak_(5_and_6),_S._Paron_(7),_L.-\AA._Nyman_(8)_((1)_Observat\'orio_do_Valongo,_UFRJ,_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata,_La_Plata,_Argentina,_(3)_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_USP,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(4)_Instituto_Nacional_de_Pesquisas_Espaciais,_S\~ao_Jos\'e_dos_Campos,_Brazil,_(5)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(6)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_The_Netherlands,_(7)_CONICET-Universidad_de_Buenos_Aires._Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio,_Buenos_Aires,_Argentina,_(8)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10628 |
この論文は、天体化学と銀河ダイナミクスを相互接続するアイデアのレビューを提示します。これらの2つの領域は広大で最近ではないため、それぞれがすでにいくつかのレビューで個別に取り上げられています。一般的な歴史的紹介と、単純な化合物（H2、CO、NH3、H2O）の星間形成を理解するための基礎となる恒星内元素合成などのプロセスの必要な迅速なレビューの後、次のようないくつかのトピックに焦点を当てます。ダイナミクスと天体化学の2つの領域の交差点。天体化学は、分子の存在と形成、およびそれらが天体の構造、進化、ダイナミクスに与える影響を研究することを目的とした繁栄している分野です。新しい複雑な分子の存在とそれらの形成過程に関する知識の進歩は、この分野を構成する観察、実験、理論の分野に端を発しています。インターフェース領域には、星形成、原始惑星系円盤、渦巻腕の役割、銀河円盤の化学物質量勾配が含まれます。ISMの一部の領域の物理的状態は、分子観察によってのみ明らかになることがよくあります。化学進化プロセスの分類を整理するために、天体化学が3つの異なる状況でどのように作用するかについて説明します。外部銀河を含む初期宇宙の化学ii。星形成領域、およびiii。AGBの星と星周エンベロープ。私たちの研究は、アンデスに12mのサブmm電波望遠鏡を建設することからなる進行中のLLAMAなどの機器やプロジェクトの計画によって刺激されていると述べています。このように、近代的で新しい施設は、天体化学だけでなく電波天文学や関連分野でも新しい発見に重要な役割を果たすことができます。さらに、生命の起源の研究も刺激的な視点です。
ミルキーウェイアナログの[$ \ alpha $ / Fe]で強化された厚い円盤
| Title |
An_[$\alpha$/Fe]-enhanced_thick_disk_in_a_Milky_Way_Analogue |
| Authors |
Nicholas_Scott,_Jesse_van_de_Sande,_Sanjib_Sharma,_Joss_Bland-Hawthorn,_Ken_Freeman,_Ortwin_Gerhard,_Michael_R._Hayden_and_Richard_McDermid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10649 |
天の川銀河の円盤は、2つの顕著な成分で構成されています。厚い、アルファが豊富な低金属量の成分と、薄い、金属が豊富な、低アルファの成分です。外部銀河には薄い円盤と厚い円盤の成分が含まれていることが示されていますが、[$\alpha$/Fe]-[Z/H]平面の異なる成分が他の天の川のような銀河に存在するかどうかはまだわかっていません。近くの天の川銀河のような銀河であるUGC10738のVLT-MUSE観測を紹介します。星の種族合成モデルのフィッティングを通じて、UGC10738には、天の川の同じ成分と同様の空間分布を持つ、アルファが豊富な星の種族とアルファが少ない星の種族が含まれていることを示します。外部銀河にも化学的に異なる円盤成分が含まれているという発見が、天の川独自の薄い円盤と厚い円盤の形成に対する重要な制約としてどのように機能するかについて説明します。
ブルーディスク調査：ガスが豊富な渦巻銀河のHI層の厚さ
| Title |
The_Bluedisk_survey:_thickness_of_HI_layers_in_gas_rich_spiral_galaxies |
| Authors |
Toky_H._Randriamampandry_(KIAA,_Peking_University,_China),_Jing_Wang_(KIAA,_Peking_University,_China)_and_K._Moses_Mogotsi_(SAAO,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10683 |
経験的な関係を使用して、21cmの観測を使用して比較的HIが豊富な銀河のHIスケールの高さを測定します。銀河は、BLUEDISK、THINGS、VIVAの調査から選択されました。異常にHIが豊富なHI層の厚さを通常の渦巻銀河と比較し、HIスケールの高さと他の銀河の特性との相関関係を見つけることを目的としています。平均して、異常にHIが豊富な銀河は、不確実性の範囲内で、対照サンプルおよびTHINGSおよびVIVA調査から選択された銀河と同様のHIディスク厚さを持っていることがわかりました。我々の結果はまた、光ディスク内の中性水素の平均厚さが、光ディスク内の原子ガスの割合と相関しており、散乱が約0.22dexであることを示しています。HIスケールの高さと原子対分子ガスの比率の間にも相関関係が見られます。これは、星形成とHIの垂直分布との関連を示しており、これは以前の研究と一致しています。HIスケールの高さと原子ガスの割合の間のこの新しいスケーリング関係により、多数の銀河のHIスケールの高さを予測できますが、散乱を減らすには、より大きなサンプルが必要です。
再イオン化銀河間媒体におけるLy {\ alpha}伝達の重要な要因：落下運動、HII気泡サイズ、および自己遮蔽システム
| Title |
Crucial_Factors_of_Ly{\alpha}_Transmission_in_the_Reionizing_Intergalactic_Medium:_Infall_Motion,_HII_Bubble_Size,_and_Self-shielded_Systems |
| Authors |
Hyunbae_Park,_Intae_Jung,_Hyunmi_Song,_Pierre_Ocvirk,_Paul_R._Shapiro,_Taha_Dawoodbhoy,_Ilian_T._Iliev,_Kyungjin_Ahn,_Michele_Bianco,_and_Hyo_Jeong_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10770 |
CoDaIIシミュレーションを使用して、再電離中の銀河間媒体（IGM）のLy$\alpha$透過率を調べます。$z>6$では、活動銀河核のない典型的な銀河は、周囲のIGMの密度が高すぎるため、それ自体の周りに近接ゾーンを形成できません。IGMの重力による落下運動により、共鳴吸収がLy$\alpha$の赤い側に広がり、銀河のほぼ円速度まで伝達が抑制されます。一部の視線では、隣接する銀河の超新星によって生成された光学的に薄いブロブがピークの特徴をもたらし、これは青いピークと間違えられる可能性があります。共鳴吸収の赤側では、減衰翼の不透明度は、グローバルIGMニュートラルフラクションおよびソース銀河のUVマグニチュードと相関しています。明るい銀河は、より大きなHII領域に存在する傾向があるため、不透明度が低くなる傾向があり、周囲のIGMは、より強い落下速度のために減衰の影響を受けにくい赤い光子を送信します。HII領域は非常に非球形であり、不透明度の視線から視線への変動と銀河から銀河への変動の両方を引き起こします。また、HII領域内の自己シールドシステムは、特定の視線の放射を強力に減衰させます。これらすべての要因が透過率の変動に加わり、平均透過率を制限するために大きなサンプルサイズが必要になります。変動は、赤方偏移が高いほど暗い銀河で最大になります。透過率の68％の範囲は、$z\ge7$に$M_{\rmUV}\ge-21$がある銀河の中央値と同じかそれ以上であり、100を超える銀河が測定するために必要であることを意味します。10％の精度で送信します。
極端なスターバースト銀河ハロ11のイオン化ガス特性。温度と金属存在量の不一致
| Title |
Ionized_gas_properties_of_the_extreme_starburst_galaxy_Haro_11._Temperature_and_metal_abundance_discrepancies |
| Authors |
V._Menacho,_G._\"Ostlin_A._Bik,_A._Adamo,_N._Bergvall,_L._Della_Bruna,_M._Hayes,_J._Melinder,_E._T._Rivera-Thorsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11017 |
高品質のVLT/MUSEデータを使用して、よく知られているスターバースト合併システムであり、最も近い確認済みのライマン連続体漏れ銀河であるHaro11の運動学とイオン化ガス特性を研究します。統合されたラインマップ、および青方偏移、全身、赤方偏移の放射を含む3つの速度ビンのマップからの結果を示します。運動学的分析は、ビリアル運動と運動量フィードバックの相互作用から生じる複雑な速度を明らかにします。星形成は3つのコンパクトなノット（ノットA、B、C）で集中的に発生しますが、1つであるノットCが超新星で放出されるエネルギーを支配します。ハローは、ガス密度が低く、消滅するという特徴がありますが、温度変化が大きく、高速衝撃領域と一致します。さらに、異なる温度に敏感なラインを使用すると、ノットCに大きな温度の不一致が見つかります。金属濃縮における結び目の相対的な影響は異なります。ノットBは最も近い周囲を強く豊かにしますが、ノットCはハロー内の金属の主な分配者である可能性があります。結び目Aでは、金属に富むガスの一部が低密度のチャネルを通って南に向かって逃げているようです。2つの方法の金属量を比較すると、衝撃の影響に部分的に起因する、衝撃を受けた領域であるノットCと高度にイオン化されたゾーンで大きな不一致が見つかります。この作業は、平均化された測定または簡略化された方法から開発された従来の関係が、極端な環境でのガスの多様な条件を調査できないことを示しています。複数の物理プロセスが同時に機能する現実的なモデルを含む堅牢な関係が必要です。
NGC1275の核円盤のスターバーストに関連する拡散シンクロトロン放射
| Title |
Diffuse_Synchrotron_Emission_Associated_with_the_Starburst_in_the_Circumnuclear_Disk_of_NGC_1275 |
| Authors |
Hiroshi_Nagai_and_Nozomu_Kawakatu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11073 |
最近のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測では、核周囲円盤（CND）内の高密度分子ガスの質量と活動銀河核（AGN）への降着率との間に正の相関関係があることがわかりました。これは、CNDでの星形成活動が、AGNへの質量の降着を引き起こすために不可欠であることを示しています。スターバースト駆動の乱流は、角運動量の伝達とその結果としてのCNDスケールから内半径への質量降着の重要なメカニズムですが、観測による証拠は不足しています。NGC〜1275でのALMA観測によって最近発見された分子ガスディスクと空間的に一致する数十pcのスケールでの拡散シンクロトロン放射の超長基線干渉法（VLBI）検出を報告します。シンクロトロンの放出は、超新星爆発によって生成された相対論的電子に起因する可能性が最も高いです。これは、CNDにおける星形成活動の明白な証拠です。超新星駆動乱流モデルから予測されたCNDの乱流速度とスケールハイトは観測結果と一致しますが、モデルで予測された降着率はボロメータの光度とは一致しません。これは、乱流を強化するための追加のメカニズムが内部ディスクに必要であることを示している可能性があります。CO放射、シンクロトロン放射、および自由自由吸収の情報を組み合わせることにより、CNDの多相性について説明します。
最も単純なリン脂質ヘッドグループであるエタノールアミンの宇宙での発見
| Title |
Discovery_in_space_of_ethanolamine,_the_simplest_phospholipid_head_group |
| Authors |
V\'ictor_M._Rivilla,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Carlos_Briones,_Lucas_F._Rodr\'iguez-Almeida,_Fernando_Rico-Villas,_Bel\'en_Tercero,_Shaoshan_Zeng,_Laura_Colzi,_Pablo_de_Vicente,_Sergio_Mart\'in,_and_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11141 |
細胞膜は、遺伝物質と代謝機構を一緒に保つため、生命の重要な要素です。現在の細胞膜はすべてリン脂質でできていますが、最初の膜の性質とリン脂質の起源についてはまだ議論が続いています。ここでは、エタノールアミン、NH$_2$CH$_2$CH$_2$OHの空間での最初の検出を報告します。これは、膜で最も単純で2番目に豊富なリン脂質の親水性ヘッドを形成します。星間空間におけるエタノールアミンの分子列密度は$N$=（1.51$\pm$0.07）$\times$10$^{13}$cm$^{-2}$であり、H$_2に関する分子量を意味します。（0.9-1.4）$\times$10$^{-10}$の$。以前の研究では、隕石物質にその存在が報告されていましたが、アミノ酸の分解によって隕石自体で合成されることが示唆されました。しかし、星間物質中の水に対する分子の比率は、隕石に見られるものと類似していることがわかります（10$^{-6}$）。これらの結果は、エタノールアミンが宇宙で効率的に形成され、初期の地球に送達された場合、原始的な膜の組み立てと初期の進化に貢献した可能性があることを示しています。
パロマー調査による近くの銀河の核領域における化学物質の存在量
| Title |
Chemical_abundances_in_the_nuclear_region_of_nearby_galaxies_from_the_Palomar_Survey |
| Authors |
Borja_P\'erez-D\'iaz_(1),_Josefa_Masegosa_(1),_Isabel_M\'arquez_(1),_Enrique_P\'erez-Montero_(1)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Granada,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11164 |
\textsc{Hii-Chi-mistry}コード。また、スペクトルタイプごとに、導出された量と、形態、恒星の質量、光度、超大質量ブラックホールの質量など、ホスト銀河の他のさまざまな特性との相関関係を調べます。星形成銀河で得られた結果は、私たちの方法論の健全性をチェックするために使用されます。次に、セイファート2とライナーを区別して、AGNのサンプルについて同様の研究を複製します。SFGの核領域の酸素飽和度を報告します。SFGの化学的存在量とそれらのホスト銀河特性の間の相関関係は、以前の研究とよく一致しています。セイファート2はわずかに高い化学物質量を示しますが、この結果はセイファート銀河のより大きなサンプルで再検討する必要があります。対照的に、SFGよりもLINERの方が化学物質の存在量が少なくなります。同じ恒星の質量範囲にある赤外線発光ライナーの別のサンプルについて、これらの比較的低い存在量を確認します。AGN（LINERとSeyfertsの両方）の分析は、それらのホスト銀河の特性が私たちの推定された化学物質の存在量と相関していないことを示しています。
低温での小さな芳香族複素環の水素化
| Title |
Hydrogenation_of_small_aromatic_heterocycles_at_low_temperatures |
| Authors |
April_M._Miksch,_Annalena_Riffelt,_Ricardo_Oliveira,_Johannes_K\"astner_and_Germ\'an_Molpeceres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11175 |
星間芳香族分子の最近の検出の波は、天体物理学的条件下での芳香族分子の化学的挙動への関心を呼び起こしました。ほとんどの場合、これらの検出は、親分子の存在を暗黙的に示すプロキシと呼ばれる化学的に関連する分子を介して行われます。この研究では、さまざまな芳香族分子（ベンゼン、ピリジン、ピロール、フラン、チオフェン、シラベンゼン、およびホスホリン）の水素化反応の理論的評価の結果を示します。これらの反応の実行可能性により、星間物質である水素原子（H）の最も重要な還元剤に対するこれらの分子の弾力性を評価することができます。すべての重要な反応は発熱性であり、それらのほとんどは活性化障壁を示します。これは、いくつかの場合、量子トンネリングによって克服されます。インスタントン反応速度定数は、50K〜500Kで提供されます。最も効率的に形成されるラジカルについて、2番目の水素化ステップが研究されています。フラン、ピロール、特に2,3-ジヒドロピロール、2,5-ジヒドロピロール、2,3-ジヒドロフラン、2,5-ジヒドロフランの水素化誘導体が将来の星間検出の有望な候補であることを提案します。
AGNホストセイファート銀河NGC5033における分子線比診断とガス運動学
複数の分子線は、さまざまな種類の銀河における多相星形成ガスの物理的特性を研究するのに役立ちます。複数の低$J$CO線[$^{12}$CO（1-0、2-1）を使用して、活動銀河核（AGN）をホストする渦巻銀河NGC〜5033の円盤全体の分子ガスを調べます。、3-2および$^{13}$CO（1-0、2-1）]および高密度ガストレーサー[HCN（1-0）およびHCO$^{+}$（1-0）]。まず、統合された強度マップの比率と位置速度図の強度の比率を決定します。次に、中央のCO線と高密度トレーサーの比率を取得します。次に、放射伝達コードを使用してこれらの線の比率をモデル化します。線比診断により、ガス状円盤の南側には北側よりも冷たいガスが含まれており、中央には、同様のタイプのほとんどの銀河と比較して、同様の密度の高いガス分率を持つ、暖かくて希薄でないガスが含まれていることがわかります。NGC〜5033の中央領域は、AGN活動を示さずに、通常の渦巻銀河やレンチキュラーの中心よりも暖かいガスを含んでいるという意味での経験的なものです。銀河の主軸に沿ったam平均の総分子ガス質量とガス表面密度は放射状の勾配を示します。つまり、ガス質量と表面密度の両方にくぼみがあるサイズ$1$〜kpcの周辺から中央領域まで増加します。
天の川球状星団NGC6809の周辺
ダークエネルギーカメラ（DECam）の観測に基づいて、天の川の球状星団NGC6809の外側の領域を研究します。これは、クラスターの主系列（MS）のターンオフより約6等下に達します。そのかすかな最も外側の構造を明らかにするために、フィールド星の汚染がクラスターの色-マグニチュード図から除去されたら、クラスターMS星を使用して恒星密度マップを作成しました。結果として得られた最も明るい星の恒星密度マップのみが、クラスターの中心から反対側にいくらかの過剰な星を示し、その後すぐに約0.32度で減少することがわかりました。NGC6809（5.5kpc）よりも銀河間距離が小さい球状星団の研究では、潮汐の尾は観察されていません。研究された内側の球状星団サンプルにおける潮汐尾の検出の欠如は、これらの球状星団の軌道の運動学的に混沌とした性質による潮汐尾の拡散時間の減少に起因する可能性があり、したがって、潮汐尾があり得る時間間隔を短縮する検出されました。カオス軌道と非カオス軌道が、潮汐尾を持つ球状星団と、潮汐尾とは異なる、または拡張された恒星密度の兆候がない球状星団の存在の原因であるかどうかを確認するには、クラスターサンプルを拡大してさらに調査する必要があります。プロファイル。
IRAS 19410 + 2336では、メタノールと水メーザーの観測により、ディスクと流出源が分離されています。
| Title |
Methanol_and_water_maser_observations_separate_disc_and_outflow_sources_in_IRAS_19410+2336 |
| Authors |
M._S._Darwish,_K._A._Edris,_A._M._S._Richards,_S._Etoka,_M._S._Saad,_M._M._Beheary,_G._A_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11340 |
高質量星形成領域IRAS19410+2336内の高質量原始星オブジェクトの運動学を調査します。MERLIN（Multi-ElementRadioLinkedInterferometerNetwork）とe-MERLIN干渉計を使用して、6.7GHzのメタノールと22GHzの水メーザーの高角度分解能の観測を実行しました。6.7GHzのメタノールメーザー輝線は、$\sim$16〜27kms$^{-1}$の速度範囲内で、ピークフラックス密度$\sim$50Jyで検出されました。メーザースポットは、空の$\sim$1.3秒角に広がり、2.16kpcの距離で$\sim$2800auに相当します。これらは、IRAS19410+2336での6.7GHzでの最初の位置天文測定です。22GHzのウォーターメーザーラインは、2005年と2019年に画像化されました（後者は位置天文学が良好です）。その速度は13から$\sim$29kms$^{-1}$の範囲です。ピークフラックス密度は、2005年と2019年にそれぞれ18.7Jyと13.487Jyであることがわかりました。ウォーターメーザーコンポーネントの分布は最大165mas、2.16kpcで$\sim$350auです。東部のメタノールメーザーは、おそらくミリメートルソースmm1の領域からの流出を追跡していることがわかります。西への水メーザーは、別のより進化したミリメートル源（13秒）の周りの円盤（フレアまたは流出/流入と相互作用）にあります。メーザー分布は、円盤が空の平面に対して60$^{\circ}$以上の角度にあることを示唆しており、観測された視線速度は、44M$_{\odot}$の間の囲まれた質量を示唆しています。ディスクがエッジオンの場合は、わずか11M$_{\odot}$です。西部のメタノールメーザーが落下している可能性があります。
シミュレートされた銀河における宇宙線と非熱放射。 I.ボイジャー1号のデータと比較した電子および陽子スペクトル
| Title |
Cosmic_rays_and_non-thermal_emission_in_simulated_galaxies._I._Electron_and_proton_spectra_compared_to_Voyager-1_data |
| Authors |
Maria_Werhahn,_Christoph_Pfrommer,_Philipp_Girichidis,_Ewald_Puchwein_and_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10509 |
現在の宇宙線（CR）伝搬研究では、静的な天の川モデルを使用し、パラメーター化されたソース分布をデータに適合させます。代わりに、CR陽子の流体力学的効果を自己無撞着に説明する移動メッシュコードAREPOを使用して、孤立した銀河の3次元磁気流体力学（MHD）シミュレーションを使用します。後処理では、関連するすべての損失プロセスを考慮して、定常状態のスペクトルを計算します。この定常状態の仮定は、ディスク内で、一般に非熱ラジオおよびガンマ線を放出する領域に対して十分に正当化されることを示します。さらに、超新星残骸によって加速された一次電子、およびガスとのハドロンCR陽子相互作用で生成された二次電子と陽電子のスペクトルをモデル化します。10GeVを超える陽子スペクトルは、銀河の半径にわずかに依存するだけであるのに対し、クーロン相互作用により、より低いエネルギーで半径方向の依存性を獲得することがわかります。放射損失は中央銀河領域で一次CR電子のスペクトルを急勾配にし、拡散損失は周辺で支配的です。二次電子は、輸送されたより急なCR陽子スペクトルに由来するため、一次電子よりも急なスペクトルを示します。ボイジャー1号とAMS-02のデータと一致して、私たちのモデルは、（i）クーロン相互作用によるGeVエネルギー未満の陽子スペクトルのターンオーバーを示し、電子が全粒子スペクトルを支配し始め、（ii）10GeVまでの陽電子分率。MHD-CR銀河シミュレーションにおける定常状態のCRモデリングは、スペクトルを形成する主要な輸送効果を捉えるのに十分現実的であると結論付け、将来のCR輸送を正確にモデル化するための完全なMHD処理を主張します。
LIGOとVirgoO1-O3aの観測ランからの連星ブラックホールの有効スピンと質量の分布について
| Title |
On_the_Distribution_of_Effective_Spins_and_Masses_of_Binary_Black_Holes_from_the_LIGO_and_Virgo_O1-O3a_Observing_Runs |
| Authors |
Javier_Roulet,_Horng_Sheng_Chia,_Seth_Olsen,_Liang_Dai,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10580 |
有効スピン$\chi_{\rmeff}$の分布は、バイナリシステムのスピン軌道相互作用の程度をエンコードするパラメータであり、バイナリブラックをマージするための孤立した形成経路と動的な形成経路の間の強力な識別器と広く見なされています。穴。GWTC-2カタログの最近のリリースまで、測定可能な非ゼロスピンを伴うイベントの数が少ないため、このようなテストでは決定的な結果が得られていませんでした。この作業では、LIGO-VirgoO1-O3aの観測実行で検出されたブラックホール連星の$\chi_{\rmeff}$分布を調べます。$\chi_{\rmeff}$分布が$\chi_{\rmeff}=0$に関して対称である程度と、データが負の母集団をサポートするかどうかに焦点を当てます-$\chi_{\rmeff}$システム。$\chi_{\rmeff}$分布は、95％の信頼性で非対称であり、反整列システムよりも整列スピン連星システム（$\chi_{\rmeff}>0$）が過剰であることがわかります。さらに、現在の連星ブラックホールの母集団には、負の$\chi_{\rmeff}$システムの証拠がないことがわかります。したがって、$\chi_{\rmeff}$分布のみに基づくと、動的な形成は、観測された連星ブラックホールの結合全体の原因であるとして嫌われますが、孤立した形成は実行可能なままです。また、現在のブラックホール連星の質量分布を調べ、一次ソースフレームの質量$m_1^{\rmsrc}$の単一の切り捨てられたべき乗則分布が観測値を記述できないことを確認します。代わりに、推奨モデルは$m_1^{\rmsrc}\sim40\、\rmM_\odot$に急勾配の特徴があり、ステップと、高質量への拡張された浅いテールと一致していることがわかります。
| Title |
Closure_relations_during_the_plateau_emission_of_Swift_GRBs_and_the_fundamental_plane |
| Authors |
M._G._Dainotti,_A._{\L}._Lenart,_N._Fraija,_S._Nagataki,_D._C._Warren,_B._De_Simone,_G._Srinivasaragavan,_A._Mata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10717 |
ニールゲーレルスウィフト天文台は、X線でガンマ線バースト（GRB）のプラトーを観測します。GRBプラトー放出を処理する際に、火の玉モデルを介して閉鎖関係の信頼性をテストします。2005年（1月）から2019年（8月）までに\emph{Swift}によって収集された455個のX線光度曲線（LC）を分析します。これらの赤方偏移は、現象論的なウィリンゲール2007モデルを使用して既知と未知の両方です。これらの適合を使用して、プラトー放出の時間間隔内の閉鎖関係を通じて、これらのGRBの放出メカニズムと天体物理学的環境を分析します。最後に、決定されたグループに関して、赤方偏移のあるGRBで、プロンプトのピーク光度、プラトーの終わりの時間（レストフレーム）、およびその時の光度を接続する3D基本平面関係（Dainotti関係）をテストします。閉鎖関係によって。これにより、これらのグループのいずれかの固有の分散\sigma_{int}が以前の文献と比較して減少しているかどうかを確認できます。電子スペクトル分布p>2で最も満たされる環境は、プラトー放射の平坦性を示し、エネルギー注入を説明するパラメーターqが次の場合のWindSlowCooling（SC）とISMSlowCoolingです。既知および未知の赤方偏移の場合の両方で、それぞれ0および=0.5。また、sGRBの場合、$q=0$のすべてのISM環境は、p=0.005の確率で発生する確率を保持する基本平面関係に関して、最小の\sigma_{int}=0.04\pm0.15を持っていることがわかります。プラトー放出を示すGRBの大部分は、エネルギー注入を含む閉鎖関係を満たし、特にWindSC環境を優先することを示しました。与えられた関係を満たすGRBのサブサンプルは、可能な標準キャンドルとして使用でき、これらの研究された関係の固有のばらつきを減らす方法を提案できます。
2014年のPKSB1222 +216フレアの時間的およびスペクトル的研究
| Title |
Temporal_and_Spectral_Study_of_PKS_B1222+216_Flares_in_2014 |
| Authors |
Anshu_Chatterjee_(1),_Abhradeep_Roy_(1),_Arkadipta_Sarkar_(1)_and_Varsha_R._Chitnis_(1)_((1)_Department_of_High_Energy_Physics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Colaba,_Mumbai-400005,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10891 |
ジェット内の加速と放出のメカニズムへの洞察を得るために、フレア状態のフラットスペクトル電波クエーサーPKSB1222+216の時間的およびスペクトル的研究について報告します。これは、MeV-GeV体制で最も明るく非常に活発なブレーザーの1つです。このオブジェクトの長期マルチ波長帯光度曲線は、2014年に2つの異なるフレアを伴うフレア活動を示しました。ここで紹介する作業には、X線データと$\gamma-$rayデータの両方のフラックスインデックス変動、フレアフィッティング、硬度比、およびスペクトルモデリングの研究が含まれます。MeV-GeVレジームで見つかったフラックスとインデックスの相関関係は、「明るいときに柔らかくなる」機能を示しています。$\gamma-$ray光度曲線のモデリングは、低エネルギー粒子が両方のフレアを開始し、続いて高エネルギー粒子を注入することを示唆しています。立ち上がり時間が短いということは、フェルミの一次加速の存在を示しています。フレアに対して生成されたマルチ波長帯スペクトルエネルギー分布（SED）は、シングルゾーンレプトンモデルに適合しています。このSEDモデリングは、ブロードライン領域（BLR）から再処理された光子場の逆コンプトン散乱が主にGeV放出を説明していることを示しています。また、注入スペクトルの急激な変化の結果であるフレアリング活動中の軟X線領域での破壊エネルギーのシフトを報告しました。
サブ100ナノ秒構造のFRB20200120Eからの明るく高速電波バースト
| Title |
A_Bright_Fast_Radio_Burst_from_FRB_20200120E_with_Sub-100-Nanosecond_Structure |
| Authors |
Walid_A._Majid,_Aaron_B._Pearlman,_Thomas_A._Prince,_Robert_S._Wharton,_Charles_J._Naudet,_Karishma_Bansal,_Mohit_Bhardwaj,_Tomas_Cassanelli,_Calvin_Leung,_Bradley_W._Meyers,_Emily_Petroff,_Ingrid_H._Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10987 |
スペインのマドリッドにあるNASAディープスペースネットワーク（DSN）70mディッシュ（DSS-63）を使用して、FRB〜20200120Eから2.2〜2.3GHzの無線周波数で明るい電波バーストを検出します。この繰り返しの高速電波バースト（FRB）は、カナダの水素強度マッピング実験の高速電波バースト（CHIME/FRB）機器によって最近発見され、3.6Mpcの距離にあるM81渦巻銀河に関連していると報告されました。この観測で使用された記録システムの高時間分解能機能は、バーストの少量の散乱と固有の明るさとともに、これまでにない詳細でバースト構造を調査することを可能にします。バーストの持続時間は約30$\mu$sであり、2〜3$\mu$sの一般的な間隔を持ついくつかの狭いコンポーネントで構成されていることがわかります。最も狭いコンポーネントの幅は$\lesssim$100nsです。これは、これまでのFRBに関連する最小の30mという軽い移動時間サイズに対応します。最も狭いバースト成分のピーク磁束密度は270Jyです。バーストの最も狭い成分の総スペクトル光度は4$\times$10$^{\text{30}}$ergs$^{\text{-1}}$Hz$^{\textと推定されます。{-1}}$、これはかにパルサーからの巨大なパルスに関連するいわゆる「ナノショット」の光度よりも$\sim$500の係数です。このスペクトル光度は、2020年4月の爆発中に銀河マグネターSGR1935+2154から検出された電波バーストの光度よりも高いですが、現在測定されている銀河外FRBの光度分布の下限に該当します。これらの結果は、FRBバースト光度の連続体の存在をさらにサポートします。
銀河中心の塵に覆われた物体とパルサーのための強化されたドップラービーム
| Title |
Enhanced_Doppler_Beaming_for_Dust-Enshrouded_Objects_and_Pulsars_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek_(CFT_PAN_Warsaw_/_Masaryk_University_Brno_/_Malacky) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11036 |
核星団の最も内側の部分にある星は、光速の数パーセントまで軌道速度に達することができます。Rafikov（2020）によって分析されたように、恒星光のドップラーブーストは、特に近赤外および中赤外帯域での今後の高精度測光と、恒星軌道の周辺中心で関連している可能性があります。ここでは、狭帯域でのドップラーブースト連続発光に対する監視対象の赤外線スペクトルインデックスの以前は無視されていた影響を分析します。主系列星とは対照的に、検出されたコンパクトな赤外線超過の塵に覆われたオブジェクトは、最も偏心した軌道で10パーセントのオーダーの変動振幅で、1桁も強化されたドップラーブースト効果を持っています。同様に、非熱放射光が支配的なパルサーも、標準的なS星と比較して、少なくとも4倍強いドップラーブースト信号を示すと予想されます。恒星の軌道がしっかりと決定されている場合、相対的なフラックスの変化は、オブジェクトの性質についてのヒントを提供することができます。潮汐、楕円体、バウショック、および照射効果によって変動する、G1などの拡張された塵に覆われたオブジェクトの場合、予想されるドップラーブースト変動を差し引くと、内部の物理をよりよく理解するのに役立ちます。さらに、高次の相対論的効果による相対フラックス変動も、1％程度の相対変動で正と負の両方の値を取得できるように、さまざまな負のスペクトルインデックスに対して変更されます。
磁気分極ディスクにおける磁気回転不安定性
| Title |
Magneto-rotational_instability_in_magnetically_polarized_discs |
| Authors |
Oscar_M._Pimentel,_P._Chris_Fragile,_F._D._Lora-Clavijo,_Bridget_Ierace,_and_Deepika_Bollimpalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11329 |
磁気回転不安定性（MRI）は、角運動量の輸送と、高温のイオン化降着円盤内でのエネルギーの散逸の最も可能性の高いメカニズムです。この不安定性は、差動回転するプラズマと埋め込まれた磁場との相互作用によって生成されます。自然界のすべての物質と同様に、降着円盤内のプラズマは、磁場と相互作用すると磁気分極する可能性があります。この論文では、$\chi_m$によってパラメータ化されたこの磁化率が、特にブラックホール降着のコンテキスト内でMRIに及ぼす影響を研究します。ニュートン極限内の線形解析から、最初の不安定モードの最小波長と最も速く成長するモードの波長は、反磁性（$\chi_m<0$）よりも常磁性（$\chi_m>0$）の方が短いことがわかります。ディスク、他のすべてのパラメータは等しい。さらに、飽和状態での磁化パラメータ（ガスと磁気圧力の比率）は、磁化率が負の場合よりも正の場合の方が小さい必要があります。この後者の予測は、磁気分極ブラックホール降着円盤の一連の数値シミュレーションを通じて確認されます。さらに、ディスクが反磁性の場合よりも常磁性の場合の方が、垂直統合された応力と質量降着率がいくらか大きいことがわかります。天体物理学の円盤がかなりの程度まで磁気分極することができるならば、我々の結果は観測を適切に解釈することに関連するでしょう。
球状星団で繰り返される高速電波バースト源
| Title |
A_repeating_fast_radio_burst_source_in_a_globular_cluster |
| Authors |
F._Kirsten_(Chalmers),_B._Marcote_(JIVE),_K._Nimmo_(ASTRON,_University_of_Amsterdam),_J._W._T._Hessels_(University_of_Amsterdam,_ASTRON),_M._Bhardwaj_(McGill_University),_S._P._Tendulkar_(TIFR,_NCRA),_A._Keimpema_(JIVE),_J._Yang_(Chalmers),_M._P._Snelders_(University_of_Amsterdam),_P._Scholz_(Dunlap),_A._B._Pearlman_(McGill_University,_Caltech),_C._J._Law_(Caltech),_W._M._Peters_(NRL),_M._Giroletti_(INAF),_D._M._Hewitt_(University_of_Amsterdam),_U._Bach_(MPIfR),_V._Bezukovs_(ERI_VIRAC),_M._Burgay_(INAF),_S._T._Buttaccio_(INAF),_J._E._Conway_(Chalmers),_A._Corongiu_(INAF),_R._Feiler_(NCU),_O._Forss\'en_(Chalmers),_M._P._Gawro\'nski_(NCU),_R._Karuppusamy_(MPIfR),_M._A._Kharinov_(IAA_RAS),_M._Lindqvist_(Chalmers),_G._Maccaferri_(INAF),_A._Melnikov_(IAA_RAS),_O._S._Ould-Boukattine_(University_of_Amsterdam),_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11445 |
高速電波バースト（FRB）は非常に明るく、他の銀河から発生する短い電波フラッシュです（Petroffetal.2019）。FRB現象の理解を深めることは、FRBの距離が遠く、予測できない活動によって制限されます。M81銀河の方向でのFRB20200120E（Bhardwajetal。2021）の最近の発見は、非常に近くの繰り返し源を研究する機会を提供します。ここで、FRB20200120EがM81銀河系の球状星団に関連していることを最終的に証明し、それによって他の既知の銀河系外FRBよりも40倍近いことを確認します（Marcoteetal.2020）。このような球状星団は古い星の種族をホストしているため、この関連性は、コア崩壊超新星で形成されたマグネターをFRB放射に電力を供給するものとして呼び出すFRBモデルに挑戦します（例：CHIME/FRBCollaborationetal.2020;Bocheneketal.2020;Margalit＆Metzger2018;村瀬ほか2016）。FRB20200120Eは、白色矮星の降着による崩壊または連星系でのコンパクト星の融合によって形成された、若くて高度に磁化された中性子星であることを提案します。代替シナリオは、ミリ秒パルサーとコンパクトな連星系からの巨大なパルス（Pooleyetal。2003）であり、風を介して相互作用するか、磁気的に相互作用するか、ディスクを介して活発に降着するものもあります。FRB20200120Eが近接していることを考えると、関連する永続的な無線、X線、およびガンマ線の放出に関する上限は、可能なソースモデルを厳しく制限します。
バーストのタイムスケールと光度は、若いパルサーと高速電波バーストを結び付けます
| Title |
Burst_timescales_and_luminosities_link_young_pulsars_and_fast_radio_bursts |
| Authors |
K._Nimmo,_J._W._T._Hessels,_F._Kirsten,_A._Keimpema,_J._M._Cordes,_M._P._Snelders,_D._M._Hewitt,_R._Karuppusamy,_A._M._Archibald,_V._Bezukovs,_M._Bhardwaj,_R._Blaauw,_S._T._Buttaccio,_T._Cassanelli,_J._E._Conway,_A._Corongiu,_R._Feiler,_E._Fonseca,_O._Forssen,_M._Gawronski,_M._Giroletti,_M._A._Kharinov,_C._Leung,_M._Lindqvist,_G._Maccaferri,_B._Marcote,_K._W._Masui,_R._Mckinven,_A._Melnikov,_D._Michilli,_A._Mikhailov,_C._Ng,_A._Orbidans,_O._S._Ould-Boukattine,_Z._Paragi,_A._B._Pearlman,_E._Petroff,_M._Rahman,_P._Scholz,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_G._Surcis,_S._P._Tendulkar,_W._Vlemmings,_N._Wang,_J._Yang_and_J._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11446 |
高速電波バースト（FRB）は、物理的起源が不明な銀河系外の電波フラッシュです（Petroffetal。2019;Cordes＆Chatterjee2019）。それらの高い光度と短い持続時間は、中性子星やブラックホールの近くに見られるような極端なエネルギー密度を必要とします。ミリ秒からナノ秒までの幅広いタイムスケールでバースト強度と偏光特性を研究することは、放出メカニズムを理解するための鍵です。ただし、FRBの高時間分解能の研究は、予測できない活動レベル、利用可能な機器、および介在するイオン化媒体での時間的広がりによって制限されます。ここでは、繰り返しのFRB20200120E（Bhardwajetal。2021）が、3x10$^{41}$K（相対論的効果を除く）という高い輝度温度で、持続時間が約60ナノ秒という短い放射の孤立したショットを生成できることを示します。かにパルサーの「ナノショット」に匹敵します。タイムスケールと光度の両方の範囲を比較すると、FRB20200120Eは、既知の銀河系の若いパルサーとマグネター、およびはるかに遠い銀河系外のFRBの間のギャップを埋めることがわかります。これは、タイムスケールと光度が何桁にも及ぶ共通の放出メカニズムを示唆しています。バーストのタイムスケールと光度は、孤立した若い高度に磁化された中性子星の近くでの磁気リコネクションによって説明できますが、FRB20200120Eの球状星団への局在化（Kirstenetal。提出）も磁気リコネクションの可能性を開きます。コンパクト星やブラックホールを特徴とする古いバイナリシステム。
暗黒エネルギー調査画像におけるゴーストおよび散乱光アーチファクトの検出への機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_the_Detection_of_Ghosting_and_Scattered_Light_Artifacts_in_Dark_Energy_Survey_Images |
| Authors |
Chihway_Chang,_Alex_Drlica-Wagner,_Stephen_M._Kent,_Brian_Nord,_Donah_Michelle_Wang,_Michael_H._L._S._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10524 |
天体画像は、不完全な光学系、欠陥のある画像センサー、宇宙線の衝突、さらには飛行機や人工衛星など、さまざまな原因から発生する不要なアーティファクトに悩まされることがよくあります。スプリアス反射（「ゴースト」として知られている）およびカメラや望遠鏡の表面からの光の散乱は、特に回避するのが困難です。ペタバイトのデータを取得する大規模な宇宙論的調査でゴーストと散乱光を効率的に検出することは、困難な作業になる可能性があります。このホワイトペーパーでは、DarkEnergySurveyのデータを使用して、畳み込みニューラルネットワークを使用してゴーストと散乱光を検出する機械学習モデルを開発、トレーニング、検証します。モデルアーキテクチャとトレーニング手順について詳しく説明し、トレーニングと検証セットのパフォーマンスを示します。テストはデータに対して実行され、結果はレイトレーシングアルゴリズムの結果と比較されます。原理の証明として、私たちの方法がルービン天文台以降に有望であることを示しました。
スバル望遠鏡-歴史、能動/補償光学、機器、および科学的成果
スバル望遠鏡は、1991年から1999年にかけて建設された8.2mの光学/赤外線望遠鏡で、2000年から国立天文台（NAOJ）によってハワイのマウナケア山頂部で運用されています。この論文は、すばる望遠鏡の歴史、主要な工学的問題、および選択された科学的成果をレビューします。薄い主鏡の能動光学は、高イメージング性能を提供するための望遠鏡の設計バックボーンでした。人工ガイドスターを生成するレーザー機能を備えた補償光学は、大気の乱気流の影響をリアルタイムでキャンセルすることにより、望遠鏡の視力を回折限界まで改善しました。さまざまな観測機器、特に広視野カメラにより、独自の観測研究が可能になりました。選択された科学的トピックには、宇宙の再電離、弱い/強い重力レンズ、宇宙パラメータ、原始ブラックホール、銀河の動的/化学的進化/相互作用、中性子星合体、超新星、太陽系外惑星、原始惑星系円盤、および太陽の異常に関する研究が含まれますシステム。最後に説明したのは、ハワイの文化と科学の問題に関する運用統計、計画、およびメモです。
MiniRFSARデータを使用した月面誘電率の推定
合成開口レーダー（SAR）データを使用して、月面の誘電率を推定するための新しいモデルが開発されました。月面の誘電率の継続的な調査は、将来の月面ミッションの目標と人間の前哨基地の探査の可能性があるため、優先度の高いタスクです。この目的のために、SAR画像の導出された異方性と後方散乱係数が使用されます。SAR画像は、ルナーリコネサンスオービター（LRO）に搭載されたミニチュア無線周波数（MiniRF）レーダーから取得されます。これらの画像は、コヒーレンシ行列を導出するために使用されるストークスパラメータの形式で利用できます。導出されたコヒーレンシー行列は、粒子の異方性の観点からさらに表されます。このコヒーレンシー行列の要素をクラウドのコヒーレンシー行列と比較すると、粒子の異方性とコヒーレンシー行列の要素（後方散乱係数）の間に新しい関係が生じます。これに続いて、推定異方性を使用して誘電率を決定します。私たちのモデルは、視差誤差なしで月面の誘電率を推定します。生産結果も以前の見積もりと同等です。有利な点として、我々の方法は、月面材料の密度または組成に関する事前情報なしで誘電率を推定する。提案されたアプローチは、火星や他の天体の誘電特性を決定するのにも役立ちます。
GOTOのリカレントニューラルネットワークによる光度曲線の分類：不均衡なデータの処理
| Title |
Light_curve_classification_with_recurrent_neural_networks_for_GOTO:_dealing_with_imbalanced_data |
| Authors |
U._F._Burhanudin,_J._R._Maund,_T._Killestein,_K._Ackley,_M._J._Dyer,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_R._Cutter,_Y.-L._Mong,_D._Steeghs,_D._K._Galloway,_V._Dhillon,_P._O'Brien,_G._Ramsay,_K._Noysena,_R._Kotak,_R._P._Breton,_L._Nuttall,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Awiphan,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkil\"a,_P._Irawati,_M._R._Kennedy,_A._Levan,_S._Littlefair,_L._Makrygianni,_D._Mata,_S\'anchez,_S._Mattila,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_J._Mullaney,_U._Sawangwit,_E._Stanway,_R._Starling,_P._Str{\o}m,_S._Tooke,_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11169 |
広視野の空の調査の出現は、一時的で変動する源の発見の成長をもたらしました。これらの調査によって生成されたデータの大洪水は、膨大な受信データストリームをふるいにかけるために、機械学習（ML）およびディープラーニング（DL）アルゴリズムの使用を必要としました。分類のための学習アルゴリズムの実際のアプリケーションで発生する問題は、データ内のオブジェクトのクラスが過小評価され、MLおよびDL分類器で過剰に表現されたクラスのバイアスにつながる不均衡なデータです。重力波オプティカルによって観測されたオブジェクトのリアルタイム分類を生成するために、フォトメトリック時系列データと追加のコンテキスト情報（近くの銀河までの距離や空の位置など）を取り込むリカレントニューラルネットワーク（RNN）分類器を提示します。トランジェントオブザーバー（GOTO）、および焦点損失関数で不均衡を処理するためのアルゴリズムレベルのアプローチを使用します。分類器は、変光星、超新星、活動銀河核を分類するために利用可能なすべての測光観測を使用すると、0.972の曲線下面積（AUC）スコアを達成できます。RNNアーキテクチャを使用すると、不完全な光度曲線を分類し、より多くの観測値が含まれるにつれてパフォーマンスがどのように向上するかを測定できます。また、信頼できるオブジェクト分類を作成する際にコンテキスト情報が果たす役割についても調査します。
ICRF拡張のための有望な情報源の選択について
ICRFソースの数が継続的に増加しているにもかかわらず、それらの空のカバレッジはまだ満足のいくものではありません。この調査の目的は、ICRFソースリストを拡張するためのいくつかの新しい考慮事項について説明することです。ICRFカタログの統計分析により、新しいICRFソースまたは現在のICRFソースの追加の観測が、ソース分布の均一性と位置誤差の分布の均一性の両方を改善するために最も望ましい、人口の少ない空の領域を特定できます。ICRFリストに赤方偏移の高いソースをさらに含めることも望ましいです。これらの情報源は、天体物理学にとって興味深いかもしれません。将来の新しいICRFソースを選択するには、OCARSカタログを使用します。OCARSのソースの数はICRF3の約3倍であるため、位置天文および測地VLBI実験ですでにテストおよび検出されている新しいICRFソースを選択する機会が得られます。
芳香族キラル分子の星間探索のための実験室の青写真：スチレンオキシドの回転サイン
| Title |
Laboratory_blueprints_for_interstellar_searches_of_aromatic_chiral_molecules:_rotational_signatures_of_styrene_oxide |
| Authors |
Pascal_Stahl,_Benjamin_E._Arenas,_S\'ergio_R._Domingos,_Guido_W._Fuchs,_Melanie_Schnell,_and_Thomas_F._Giesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11337 |
宇宙での対称性の破れのイベントの追跡は、ホモキラルな地球化学の理解を目的とした、宇宙化学者の長期的な目標です。このフロンティアでの現在の取り組みの1つは、星間物質中の小さなキラル分子の検出を目的としています。そのためには、電波天文学を使用してこれらの分子を検索および割り当てるための青写真を提供する、高解像度の実験室分光データが必要です。ここでは、チャープパルスフーリエ変換マイクロ波およびミリ波分光法と周波数変調吸収分光法を使用して、キラル芳香族分子スチレンオキシドの回転スペクトルを記録および割り当てました。$\mathrm{C_{6}H_{5}C_{2}H_{3}O}$、将来の電波天文学検索に関連する候補。2〜12、75〜110、170〜220、および260〜330GHzの領域からの実験データを使用して、量子化学計算によって補完されたグローバルスペクトル分析を実行しました。4つの周波数領域すべてからの回転遷移を含む、基底状態の回転スペクトルのグローバルフィットが得られました。一次回転定数、ならびに四次および六次遠心歪み定数が決定された。また、スチレンオキシドの振動励起状態を調査し、最も低い3つの振動状態について、六次までの遠心歪み補正を含む回転定数を決定しました。さらに、単一置換された$^{13}$Cおよび$^{18}$Oアイソトポログの分光パラメータは、天然存在比のスペクトルから取得され、気相中のスチレンオキシドの有効な基底状態構造を決定するために使用されました。。ここで得られた分光パラメータと回転遷移のラインリストは、このクラスのキラル有機分子の将来の天体化学的研究を支援します。
新興活動地域周辺の太陽表面流入の進化
太陽黒点周辺のエバーシェッド流出、黒点周辺の堀の流出、および黒点周辺の拡大流入に関連する太陽活動領域。後者は、さまざまな方法によって確立されたアクティブ領域で識別されています。これらの流入の進化とそれらの活性領域特性への依存性、ならびにそれらの全球磁場への影響はまだ理解されていません。私たちは、新興の活動地域周辺の平均流入の進化を理解し、これらの流入の経験的モデルを導き出すことを目指しています。SDO/HMIの連続画像で観測された太陽粒子の局所相関追跡を使用して、太陽の表面での水平方向の流れを分析します。182の孤立した活動領域のサンプルの平均流量を、12時間のリズムで太陽表面に出現する前後7日まで測定します。全フラックスと緯度の活動領域特性に関して平均流入特性を調査します。定量分析のために、これらの観測された流入にモデルを適合させます。最近の結果と一致して、約$20$から$30$m/sの収束フローが出現の1日前に最初に表示されることがわかりました。これらの収束する流れは、緯度またはフラックスのアクティブ領域のプロパティとは無関係に存在します。最近発見された、出現時の主要な極性で約$40$m/sの順行流を確認します。緯度流入の振幅が増加する出現後の時間は、出現後1日から4日の範囲で、フラックスとともに増加する活動領域のフラックスに依存することがわかります。流入の最大範囲は、出現後最初の6日以内に、アクティブ領域の中心から最大約$7\pm1^\circ$離れたところにあります。流入速度の振幅は約$50$m/sです。
銀河円盤とハローの下部構造に関連する赤色巨星の年代測定
| Title |
Age-Dating_Red_Giant_Stars_Associated_with_Galactic_Disk_and_Halo_Substructures |
| Authors |
Samuel_K._Grunblatt,_Joel_C._Zinn,_Adrian_M._Price-Whelan,_Ruth_Angus,_Nicholas_Saunders,_Marc_Hon,_Amalie_Stokholm,_Earl_P._Bellinger,_Sarah_L._Martell,_Benoit_Mosser,_Emily_Cunningham,_Jamie_Tayar,_Daniel_Huber,_Jakob_Lysgaard_R{\o}rsted,_Victor_Silva_Aguirre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10505 |
天の川の恒星ハロー星の大部分は、少数（$\lesssim$3）の比較的大きな矮小銀河の降着イベントから降着した可能性があります。ただし、これらのイベントのタイミングはあまり制約されておらず、主に間接的な動的混合の議論またはデブリ構造に関連する星の不正確な年齢測定に依存しています。ここでは、銀河の下部構造に関連する星のロバストな恒星の年齢を推測して、銀河の合併の歴史をより直接的に制約することを目指しています。可能な場合は運動学的、星震学的、および分光学的データを組み合わせることにより、星のハローに関連付けられるように運動学的に選択された10個の赤色巨星のサンプルの星の年齢を推測します。そのサブセットは、ガイア-エンセラダス-ソーセージのハローに関連付けられています。部分構造を作成し、それらの年齢を銀河円盤の3つの赤色巨星と比較します。この作業によって決定された絶対年齢と相対年齢の両方に体系的な違いがあるにもかかわらず、このサンプルの星の年齢ランキングは堅牢です。同じ観測可能な入力を複数の恒星年齢決定パッケージに渡して、8$\pm$3（統計）$\pm$1（システム）Gyrのサンプルでガイア-エンセラダス-ソーセージ星の加重平均年齢を測定します。。また、ガイア-エンセラダス-ソーセージ、その場のハロー、ディスクスターの集団の階層年齢を決定し、ガイア-エンセラダス-ソーセージの集団年齢が8.0$^{+3.2}_{-2.3}$Gyrであることを確認します。限られたデータと星のサンプルでは、ハローまたはディスク構造の階層的な母集団の年齢を区別することはできませんが、このフレームワークでは、近い将来に利用可能なより大きな恒星のサンプルと追加のデータを使用して、銀河の下部構造を明確に特徴付けることができます。
中性カルシウムの原子遷移確率
| Title |
Atomic_Transition_Probabilities_of_Neutral_Calcium |
| Authors |
E._A._Den_Hartog,_J._E._Lawler,_C._Sneden,_J._J._Cowan,_I._U._Roederer,_J._Sobeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10534 |
この研究の目標は、1）配置間相互作用と多くの体の摂動理論を使用した最新のabinitio計算から、CaI（比較的軽いアルカリ土類スペクトル）の最良の理論遷移確率を、最良の最新の実験遷移確率に対してテストすることです。）この比較に基づいて現在可能な限り正確で包括的なCaI遷移確率のラインリストを作成します。レーザー誘起蛍光（LIF）実験からの新しいCaI放射寿命測定と、検出器アレイを備えた0.5m焦点距離グレーティング分光計からの新しい発光分岐率測定を報告します。新しいライフタイムと新しい分岐率の両方を持つ上位レベルのこれらのデータを組み合わせて、9つの遷移で構成される2つのマルチプレットのlog（gf）をレポートします。ここで報告された測定値と以前に公開された実験遷移確率の選択されたセットを含む、理論と実験の間で詳細な比較が行われます。現代の理論は、そのようなデータが存在するほとんどの場合、実験的測定と比べて遜色がないことがわかります。202の推奨遷移確率の最終リストが表示されます。これは、2200〜10,000オングストロームの範囲の波長を持つCaIのラインをカバーしています。これらは主に理論から選択されますが、この研究と文献からの高品質の実験的測定値で補強されています。推奨される遷移確率は、太陽と金属の少ない星HD84937でのCa存在量の再決定に使用されます。
縦方向の結合で観察されたICME構造に対する河川相互作用領域の影響
| Title |
The_effect_of_stream_interaction_regions_on_ICME_structures_observed_in_longitudinal_conjunction |
| Authors |
Reka_M._Winslow,_Camilla_Scolini,_No\'e_Lugaz,_and_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10602 |
マーキュリーと1AUで縦方向に連動して宇宙船によって観測された2つの惑星間冠状物質放出（ICME）を研究し、質問を調査します：伝播中に一部のICMEで観察された劇的な変化の原因は何ですか？他のICMEは比較的変化していませんか？2つのICMEのうち、最初のICMEは比較的自己相似的に伝播し、2番目のICMEはそのプロパティに大きな変化がありました。マーキュリーと1AUの間のICME伝搬空間における大規模な共回転構造の有無に焦点を当てます。これらは、ICME磁気構造の方向とICMEシースの特性に影響を与えることが示されています。力のないフラックスロープフィットとNieves-Chinchillaetalによる分類を使用して、2つの場所でのフラックスロープの向きを決定します。（2019）。また、1AUでのプラズマ特性の測定、太陽周回距離でのシースとMEのサイズの変化、およびその場データ、リモートセンシング観測、および定常状態の太陽のシミュレーションに基づく伝搬空間内の構造の識別を使用します。風、私たちの分析を補完するために。結果は、1つのICMEで観察された変化は、ストリームの相互作用領域によって引き起こされた可能性が高いことを示していますが、ほとんど変化を示さないICMEは、Mercuryと1AUの間のトランジェントと相互作用しませんでした。この作品は、太陽風の共回転構造との相互作用がどのようにICMEの根本的な変化を引き起こすことができるかの例を提供します。私たちの調査結果は、1AUでのICMEプロパティの予測を改善するための基礎を築くのに役立ちます。
20世紀末の太陽風の低下
| Title |
Drop_of_solar_wind_at_the_end_of_the_20th_century |
| Authors |
Yuri_I._Yermolaev,_Irina_G._Lodkina,_Alexander_A._Khokhlachev,_Michael_Yu._Yermolaev,_Maria_O._Riazantseva,_Liudmila_S._Rakhmanova,_Natalia_L._Borodkova,_Olga_V._Sapunova,_Anastasiia_V._Moskaleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10955 |
数年のスケールでの太陽風（SW）パラメータの変動は、太陽活動の重要な特性であり、長期の宇宙天気予報の基礎です。OMNIデータベース（https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/omni）に基づいて、21〜24太陽周期（SC）にわたる惑星間パラメーターの動作を調べます。パラメータの変化は、さまざまな大規模タイプのSWの数の変化と、太陽周期のさまざまなフェーズおよびあるサイクルから別のサイクルへの移行中のこれらのパラメータの値の変化の両方に関連している可能性があるため、1976-2019年の大規模SWタイプのカタログ（サイトhttp://www.iki.rssi.ru/pub/omni、[Yermolaevetal。、2009]を参照）に従った調査期間全体。21〜24SCの期間をカバーし、サイクルのフェーズに従って、選択した間隔でパラメーターを平均化します。ICME（および関連するシースタイプ）の数の急激な減少に加えて、さまざまなタイプの太陽風のプラズマパラメータと磁場の値の顕著な低下（20〜40％）があります。20世紀と23-24サイクルの低レベルでの落下または持続の継続。太陽風のそのような低下は、明らかに太陽活動の減少と関連しており、宇宙天気要因の顕著な減少として現れます。
磁化された原始惑星系円盤の垂直せん断不安定性について
| Title |
On_the_Vertical_Shear_Instability_in_Magnetized_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Can_Cui_(DAMTP,_Cambridge)_and_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11151 |
垂直せん断不安定性（VSI）は、照射された原始惑星系円盤（PPD）の堅牢な現象です。流体力学的限界におけるVSIに関する広範な文献がありますが、PPDは磁化されると予想され、そのイオン化率が非常に低いことは、非理想的な電磁流体力学（MHD）効果を適切に考慮する必要があることを意味します。この目的のために、オーム抵抗率の磁化ディスクのVSIの線形解析を示します。主に、PPDの磁場形状を支配する可能性が高いトロイダル磁場を考慮します。拡張された垂直構造を持つ特徴的なVSIモードをキャプチャするために、垂直方向にグローバルおよび放射状にローカルな分析を実行します。磁性の影響に焦点を当てるために、局所的に等温の状態方程式を使用します。磁性は、VSIを減衰させる安定化効果を提供し、ボディモードではなく表面モードが磁化の増加に伴って最初に消失することを発見しました。抑制されたVSIモードは、十分な磁気拡散が磁気安定化を克服し、流体力学的結果が回復されるオーム抵抗率によって復活させることができます。また、PPDの外側部分の表層に向かって発生する可能性のある磁気回転不安定性（MRI）を説明するために、ポロイダル磁場についても簡単に検討します。MRIは、VSIとは対照的に、小さな半径方向の波数で効率的に成長します。抵抗率を考慮すると、プラズマベータパラメータ$\beta_Z\sim10^4$でオーミックエルス\"{a}sser番号$\lesssim0.09$のMRIよりもVSIが支配的であることがわかります。
地上ベースのTESSデータによるV870Araの新しい天体暦と光度曲線の分析
| Title |
The_New_Ephemeris_and_Light_Curve_Analysis_of_V870_Ara_by_the_Ground-Based_and_TESS_Data |
| Authors |
Atila_Poro,_Mark_G._Blackford,_Fatemeh_Davoudi,_Amirreza_Mohandes,_Mohammad_Madani,_Samaneh_Rezaei,_Elnaz_Bozorgzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11194 |
新しいCCD測光観測と、WUMaタイプのバイナリであるV870Araの調査について説明します。オーストラリアのコンガリニ天文台からBVIフィルターで取得されたシステムの光度曲線。新しいエフェメリスは、7つの新しい決定された最小時間と、TESSデータおよび文献から編集されたその他のデータに基づいて計算されます。Wilson-Devinney（W-D）コードで決定された測光ソリューションは、モンテカルロシミュレーションを組み合わせて、調整可能なパラメーターの不確実性を決定しました。これらのソリューションは、V870Araが、質量比0.244+-0.019、フィルアウト係数69+-4％、傾斜67.53+-0.35度の接触連星システムであることを示唆しています。V870Araの絶対パラメータは、ガイアEDR3視差と測光要素を組み合わせることによって決定されました。
MESAと干渉法を使用したMethuselahStar HD140283の年齢と質量の最良の推定値と1D対流への影響を改訂
| Title |
Revised_Best_Estimates_for_the_Age_and_Mass_of_the_Methuselah_Star_HD_140283_using_MESA_and_Interferometry_and_Implications_for_1D_Convection |
| Authors |
J._Tang_and_M._Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11311 |
非常に古くて金属量の少ないガイアベンチマーク星HD140283の半径と分光パラメータの最近改訂された観測測定に照らして-その年齢は宇宙の年齢と緊張しているという以前の提案のためにメトセラ星としても知られています-恒星のモデリングから、星の質量と年齢の新しい最良の推定値を提示します。これらは、MESAで計算された1D恒星進化トラックと、CHARA干渉法からの最新の測定値を使用して導出されます。不確実性からモデリングの差異を除外すると、質量は$0.809\pm0.001M_{\odot}$、年齢は$12.01\pm0.05$Gyr（$1\sigma$）と報告されます。モデリングの不確実性の主な原因を考慮に入れると、それぞれ$0.81\pm0.05M_{\odot}$と$12\pm0.5$Gyrを報告します。これらの結果は最近の文献と一致しており、最適な年齢は現在受け入れられている宇宙の年齢（$13.5$Gyr;arXiv：1303.5089[astro-ph.CO]）と矛盾していません。
太陽周期の予測因子としての染みのない日と地磁気指数25
| Title |
Spotless_days_and_geomagnetic_index_as_the_predictors_of_solar_cycle_25 |
| Authors |
Dipali_S._Burud,_Rajmal_Jain,_Arun_K._Awasthi,_Sneha_Chaudhari,_Sushanta_C._Tripathy,_N._Gopalswamy,_Pramod_Chamadia,_Subhash_C._Kaushik_and_Rajiv_Vhatkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11448 |
黒点周期$25$の振幅を予測するために、太陽周期$11$-$24$の下降期の黒点のない日（SLD）に関連して黒点の活動を研究します。この目的のために、SLDに加えて、特定のサイクルの下降段階での地磁気活動（aaインデックス）も使用します。与えられた周期の下降期におけるSLD（R=$0.68$）とaa指数（R=$0.86$）と、次の太陽周期の最大振幅との非常に強い相関関係が推定されています。サイクル$25$の振幅はそれぞれSLDとaaインデックスを予測子として使用して99.13$\pm$14.97と104.23$\pm$17.35になります。両方の予測子は、太陽周期$25$に匹敵する振幅を提供し、太陽周期$25$がサイクル$24$よりも弱い。さらに、サイクル$25$の最大値は2024年2月から3月の間に発生する可能性が高いと導きます。aaインデックスは過去に広く使用されてきましたが、この作業により、次のサイクルの特性を予測するためのもう1つの潜在的な候補としてSLDが確立されます。
蒸発するブラックホールによる自然の粒子スペクトルの調査
蒸発するブラックホールから放射される光子は、原則として、プランクスケールまでの自然の粒子スペクトルに関する完全な情報を提供します。蒸発するブラックホールが観測された場合、素粒子物理学の標準模型を超えるモデルへのユニークなウィンドウが開きます。これを実証するために、暗いセクターのサイズに設定できる制限を計算します。0.01パーセクの距離で蒸発するブラックホールを観測すると、最大300TeVの質量スケールで、標準モデル粒子の1つ以上のコピーを含むダークセクターモデルをプローブできることがわかります。
$ f（R）$真髄の二重理論：拡張-崩壊の二重性
| Title |
$f(R)$_Dual_Theories_of_Quintessence_:_Expansion-Collapse_Duality |
| Authors |
Dipayan_Mukherjee,_H._K._Jassal_and_Kinjalk_Lochan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10521 |
宇宙の加速膨張は、エキゾチック物質、すなわちダークエネルギーの存在を要求します。宇宙定数はこの役割に非常によく適合しますが、重力またはクインテッセンスに最小限に結合されたスカラー場も、宇宙定数の実行可能な代替手段と見なすことができます。アインシュタインフレームとジョーダンフレームの双対性を使用して、アインシュタイン重力の典型的な場によって実装される暗黒エネルギーの効果的な記述につながる可能性のある$f（R）$重力モデルを研究します。実行可能な典型的なモデルのファミリーの場合、Jordanフレームでの$f（R）$関数の再構築は2つの部分で構成されます。最初に、ジョーダンフレームで$f（R）$の摂動解を取得します。これは、現在のエポックの近くで適用できます。次に、$f（R）$の漸近解を取得します。これは、クインテッセンスフィールドが宇宙を駆動する場合のアインシュタインフレームの遅い時間制限と一致します。特定のクラスの実行可能な典型的なモデルについて、ジョーダンフレームユニバースが最大有限サイズに成長し、その後崩壊し始めることを示します。したがって、アインシュタインのフレーム宇宙が拡大し続ける遅い時間制限で、ジョーダンのフレーム宇宙が崩壊する可能性があります。次に、この膨張-崩壊の双対性の条件は、アインシュタインのフレーム宇宙における非相対論的物質または他の成分の存在を考慮に入れて、時間変化する状態方程式モデルに一般化されます。場の方程式レベルでの拡大する幾何学と崩壊する幾何学の間のこのマッピングは、遅い時間におけるその中の摂動の成長に興味深い潜在的な影響を与えるかもしれません。
過剰な過渡ノイズアーチファクト、またはグリッチは、地上ベースの重力波（GW）検出器のデータ品質に影響を与え、天体物理学的ソースによって生成された信号の検出を損ないます。グリッチの軽減は、GW信号の検出可能性を向上させるために重要です。ただし、グリッチは、光学アライメントシステムと地震擾乱の緩和を含む相互に関連する検出器制御システム間の短命の線形および非線形結合の結果であり、一般にノイズ結合のモデル化を困難にします。したがって、通常、グリッチを含む期間は、分析可能なデータの削減を犠牲にして、GW検索でのグリッチの影響を軽減するために拒否されます。利用可能なデータ期間を増やし、モデルとモデル化されていないGW信号の両方の検出可能性を向上させるために、機器と環境の状態を監視するオンサイトセンサー/システム制御を使用してノイズ結合をモデル化し、グリッチを差し引く新しい機械学習ベースの方法を紹介します。GW検出器データ。私たちの方法では、グリッチによるデータの過剰電力の20〜70％が削減されることがわかりました。ソフトウェアでシミュレートされた信号をデータに注入し、モデル化されていないGW検出パイプラインの1つでそれらを回復することにより、GW信号に意図しない影響を与えることなく、グリッチを効率的に除去するグリッチ削減手法の堅牢性に対処します。
トランスプランキアン検閲予想と一般化された非最小結合について
トランスプランキアン検閲予想（TCC）と、その予想によって引き起こされるインフレーション宇宙論に生じる限界を調査します。その調査では、一般的な非最小結合（重力）項が存在する場合に、ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの両方のTCC境界を分析します。その用語は、それがインフレのラグランジアンにもたらす機能的自由を効果的なプランク質量として使用することを可能にします。この意味で、TCCの有効プランク質量の初期場の値を考慮する必要があると主張します。その結果、新しいプロセスを作成したり、標準的なインフレーションメカニズムを超えたりすることなく、一般化された非最小結合を使用して、ヒッグスのような対称性の破れの可能性について、TCCの上限を取り除くことができることを示します。
トポロジカル初期宇宙宇宙論
宇宙の初期の歴史は、トポロジー段階とそれに続くアインシュタイン重力の標準的な第2段階によって説明されるかもしれません。このシナリオを完全に一般化して研究するために、トポロジカル相のユークリッド符号の4次元多様体を検討します。これは、アインシュタイン相のローレンツ符号の対応する多様体と共通の境界を共有します。トポロジカルフェーズのマニフォールドのオイラー数がゼロであるのに対し、境界の外因性曲率は消失するはずです。さらに、第2フェーズは、最初に消失するワイルテンソルによって特徴付けられる必要があり、等角不変境界項が追加されない限り、標準的な宇宙論的平坦性問題は自動的に解決されないことを示します。また、標準のアインシュタイン位相におけるスカラー摂動を特徴づけます。トポロジカルフェーズから継承された初期の非消失せん断成分が含まれている必要があることを示し、非ガウスパラメータを推定します。最後に、位相幾何学的な初期宇宙宇宙論は、いわゆるワイル曲率仮説、何もないところからの宇宙の創造、境界のない提案など、以前のアイデアの共通の特徴を共有していると主張します。
電弱相転移における2HDMの効果
標準モデル、すなわち2つのヒッグスダブレットモデル（2HDM）の最小拡張のフレームワークにおける電弱相転移（EWPT）によるエントロピー生成シナリオを再検討します。一次相転移の可能性について説明します。強力なパラメータスキャンは、C++パッケージであるBSMPTを使用して実行されます。多数のベンチマークポイントを使用してエントロピー生成を計算するために、数値計算が実行されます。
スケール依存重力における構造の成長と赤方偏移空間歪みデータ
この研究は、宇宙論におけるスケール依存の重力の意味に専念しています。赤方偏移空間の歪みデータは、rms密度変動の値$\sigma_8$に関する限り、$\Lambda$CDMと利用可能な観測値の間に緊張関係があることを示しています。この緊張は、赤方偏移$z\sim1$で重力が弱いという代替理論で緩和される可能性があることが指摘されています。空間的に平坦なFLRW宇宙上での非相対論的物質の密度摂動の進化を研究し、スケール依存重力の枠組みで$A=f\sigma_8$の組み合わせを計算します。ここで、ニュートン定数と宇宙定数の両方があります。時間とともに変化することが許されています。利用可能な観測データ（超新星データと赤方偏移空間歪みデータ）とモデルの理論的予測を比較して、データに最適な$\sigma_8$の数値を決定します。
相対論的なライトセイルは渦巻く必要があります
| Title |
Relativistic_light_sails_need_to_billow |
| Authors |
Matthew_F._Campbell,_John_Brewer,_Deep_Jariwala,_Aaswath_Raman,_Igor_Bargatin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10849 |
レーザーによって相対論的速度に急速に加速されるライトセイルは、機械的ストレスを軽減し、裂け目を回避するために、大幅に湾曲させる必要があると私たちは主張します。統合された光熱機械モデルを使用して、円形ライトセイルの直径と曲率半径は、グラムスケールのペイロードの最適な設計では、両方とも数メートルのオーダーで同等である必要があることを示します。さらに、十分なレーザー出力が利用できる場合、曲率が大きくなるにつれて、帆の加速長が短くなり、チップのペイロード容量が大きくなります。私たちの調査結果は、星間宇宙探査の新時代を告げる新たなライトセイルデザインプログラムのガイダンスを提供します。
天文データに照らしたリッチ宇宙論
最近、RicciCosmologyと呼ばれる新しい宇宙論的枠組みが提案されました。このようなフレームワークは、湾曲した背景で平衡状態から外れた流体の相対論的力学の研究から生まれたものであり、リッチテンソルの線形項に起因するエネルギー運動量テンソルの平衡圧力からの偏差の存在を特徴としています。リッチテンソル。このような項の前の係数は2次輸送係数と呼ばれ、時空の曲率から生じる圧力項に対する流体応答をパラメーター化します。一定の2次輸送係数の仮定の下で、圧力項の存在が宇宙を満たす物質成分の完全流体レッドシフトスケーリングからの逸脱を引き起こすRicci宇宙論の最も単純な解決策を見つけます。このソリューションの実行可能性をテストするために、輸送係数について4つの異なる解析を行い、モデルの4つの異なるケースを作成します。非平衡熱力学の第2法則の有効性を前提としています。平衡圧力、モデルのパラメーターのいくつかの理論的限界（事前）を見つけ、次に各ケースを宇宙論的データと比較し、さらにこれらのパラメーターの観測限界を見つけます。最後に、モデルが$\Lambda$CDMと互換性があることがわかります。すべてのans\"{a}tzeの宇宙論。ただし、それらのどれもが現在のデータに統計的によく適合していません。
高温プラズマの相対論的流体力学の構造について
古典的なプラズマの相対論的流体力学の新しい構造は、荷電粒子の微視的ダイナミクスに従って導き出されます。導出は、濃度の微視的定義から始まります。明らかに、濃度の変化は連続の方程式につながり、粒子電流の定義を与えます。任意の関数を導入せずに、電流の進化（運動量密度と一致しない）を考慮します。それは、私たちの知る限りでは、以前の文献では考慮されていなかった一連の新しい機能につながります。これらの関数の1つは、平均逆相対論的（ガンマ）因子です。その電流も基本機能の一つと考えられています。新しい関数の進化は、濃度と粒子電流を介して現れるため、一連の方程式は部分的に閉じます。その他の機能は、切り捨てプレシガーの一部としての基本機能の機能として提示されます。選択された関数の2つのペアは、2つの4つのベクトルを構成します。これらの4つのベクトルの進化により、エネルギー運動量テンソルの代わりに考慮される2つの4元テンソルが出現します。ラングミュア波は、提案されたモデル内で考慮されます。
NICERによるPSRJ0740 +6620の半径測定が過飽和密度での核対称性エネルギーに及ぼす影響
超高密度の中性子に富む核物質の状態方程式の3次元パラメータ空間でいくつかの中性子星の観測値を直接反転することにより、68\％での半径の下限$R_{2.01}\geq12.2$kmを示します。NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）のごく最近の観測によるPSRJ0740+6620の質量$2.08\pm0.07〜M_{\odot}$の信頼レベルは、密度の核対称エネルギーで以前に知られているよりもはるかに厳しい下限を設定します。$（1.0\sim3.0）$に核物質の飽和密度$\rho_0$を掛けた範囲。中性子星のこの密度領域で陽子ポーラロンの形成につながる超ソフト対称エネルギーは、これまでに確実に観測された最も重い中性子星の最初の半径測定によってしっかりと除外されています。
| Title |
On_Negative_Mass_Cosmology_in_General_Relativity |
| Authors |
Sebasti\'an_N\'ajera,_Aldo_Gamboa,_Alejandro_Aguilar-Nieto,_Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11041 |
この手紙では、一般相対性理論の枠組みの中で、暗黒エネルギーと暗黒物質の影響の簡単な代替説明として提案されている負の質量宇宙論（NMC）を徹底的に改訂することに賛成する強力な議論を提示します。このモデルには、現在の宇宙論的調査と互換性を持たせるために微調整が必要なさまざまな物理的予測があることを示しています。このように、微調整された未知の変数が課されるため、NMCモデルの元の動機が不明瞭になります。NMCを実行可能な宇宙論モデルにするためには、より厳密な理論的処理が必要であると結論付けます。
天体物理学のSファクターと$ ^ {7} {\ rm Be}（p、\ gamma）^ {8} {\ rm B} $の潜在的なモデルでの直接捕獲反応の速度
| Title |
Astrophysical_S_factor_and_rate_of_$^{7}{\rm_Be}(p,_\gamma)^{8}{\rm_B}$_direct_capture_reaction_in_a_potential_model |
| Authors |
E.M._Tursunov,_S.A._Turakulov,_A.S._Kadyrov_and_L.D._Blokhintsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11091 |
天体物理学の$^7{\rmBe}（p、\gamma）^8{\rmB}$直接キャプチャプロセスは、ガウス形式のポテンシャルを持つ2体シングルチャネルモデルのフレームワークで研究されています。太陽ニュートリノフラックスから抽出された、ガモフエネルギーでの$S$波散乱長と既知の天体物理学$S$係数の新しい実験値を再現するために修正されたポテンシャルが構築されます。結果として生じる可能性は、Baye[Phys。Rev.C{\bf62}（2000）065803]これによれば、$S$波の散乱長とゼロエネルギーでの天体物理学の$S$係数をANCの2乗で割ったものが関係しています。中間エネルギーでの天体物理学の$S$因子について得られた結果は、Hammache{\itetal。}[Phys。レット牧師{\bf86}、3985（2001）;{\itibid。}{\bf80}、928（1998）]。ゼロエネルギーへの線形外挿により、$S_{17}（0）\approx（20.5\pm0.5）\、\rmeV\、b$が得られ、SolarFusionIIの推定値と一致します。計算された反応速度は、NACREIIコラボレーションの結果よりも大幅に低くなっています。
ペタワット規模のレーザー駆動陽子ビームから生成された核破砕中性子の数値的調査
| Title |
Numerical_investigation_of_spallation_neutrons_generated_from_petawatt-scale_laser-driven_proton_beams |
| Authors |
B._Martinez,_S._N._Chen,_X._Davoine,_V._Horny,_L._Gremillet,_J._Fuchs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11094 |
取得と運用のコストが高いため、世界中で高収量、高フラックスの中性子源施設の数はまだ限られています。これに関連して、レーザー駆動中性子源は、大規模加速器に基づくものに代わる有望で安価な代替品を提供し、さらに、高輝度で超短持続時間のコンパクトな中性子ビームを生成する可能性があります。特に、次世代のペタワット（PW）クラスのレーザーが範囲を超えて陽子を加速するという予測された能力は、核破砕反応を通じて効率的な中性子生成のロックを解除するはずです。この論文では、このシナリオは、セル内粒子シミュレーションとモンテカルロシミュレーションによって数値的に調査され、それぞれ、薄箔ターゲットからの陽子のレーザー加速と、その後の二次重イオンターゲットでの中性子への変換がモデル化されます。1PWPETALおよび1-10PWApollonシステムに関連するレーザーパラメータが考慮されます。このような条件下では、超過する中性子束が予測され、魅力的な基本的かつ応用的な展望が開かれます。
周期的に摂動された平面円形制限3体問題における共鳴に近いウィスカードトリとその多様体の迅速で正確な計算
| Title |
Rapid_and_Accurate_Computation_of_Whiskered_Tori_and_their_Manifolds_Near_Resonances_in_Periodically_Perturbed_Planar_Circular_Restricted_3-Body_Problems |
| Authors |
Bhanu_Kumar,_Rodney_L._Anderson,_Rafael_de_la_Llave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11100 |
平面円形制限3体問題（RTBP）が周期的に摂動されると、不安定な共振周期軌道のファミリーがウィスカートーラスに分割され、ほとんどのトーラスが摂動システムに存続します。この研究では、1）トーラスとその中心、安定方向、不安定方向を同時に解く準ニュートン法を開発します。2）摂動と回転数の両方による継続を実装します。3）安定多様体と不安定多様体のフーリエテイラーパラメーター化を計算します。4）運動方程式を正則化します。5）これらの多様体をグローバル化します。私たちの方法論は、以前の研究と比較して効率と精度が向上し、さまざまな周期的摂動に適用されます。平面楕円RTBPのツールを示します。
確率論的な重力波の背景を介して、天体物理学と原始ブラックホールを区別できますか？
| Title |
Can_we_distinguish_astrophysical_from_primordial_black_holes_via_the_stochastic_gravitational_wave_background? |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11139 |
天体物理学のブラックホールと原始ブラックホールを区別するための重要なウィンドウの1つは、それぞれの合併率の赤方偏移の進化によるものです。天体物理学的起源のブラックホールの低赤方偏移集団は、星形成率に従うと予想されます。それらの合併率の対応するピークは、ブラックホールの形成と合併の間の時間遅延に応じて、星形成率のピークの赤方偏移よりも小さい赤方偏移でピークになります（$z_p\約2$）。星が形成される前に原始起源のブラックホールが存在し、高赤方偏移でのこれらの源の合併率は大きくなるでしょう。確率的重力波バックグラウンドからのハイブリッド合併率の共同推定を提案します。これは、合併率の宇宙史を使用して、ブラックホールの2つの集団を区別することができます。LIGO/Virgoの3回目の観測実行からの確率的重力波バックグラウンド振幅の振幅の最新の境界を使用して、$68\％$C.Lで弱い制約を取得します。原始ブラックホールの合体率指数$2.56_{-1.76}^{+1.64}$と天体物理学のブラックホール時間遅延$6.7_{-4.74}^{+4.22}$Gyr。今後のO5およびA+検出器の感度で、ブラックホールのさまざまな集団を区別できるはずです。
刺激的なバイナリへのブラックホール領域の量子化とホーキング放射の痕跡
ブラックホールの量子的側面を観測するために、重力波天文学の可能性を研究します。ベッケンシュタインの量子化によれば、ブラックホール領域の離散化は、インスピレーションを与えるブラックホール連星からの重力波信号に観測可能な痕跡を残す可能性があることがわかります。潮汐加熱に対する量子化の影響を研究します。このような場合の吸収線をモデル化し、潮汐加熱による重力波フラックスを計算します。量子化を含めることにより、重力波の位相緩和がわかります。私たちの知る限り、これまでに行われたことはありません。バイナリのさまざまなパラメータ範囲での現象の可観測性について説明します。極端な質量比のインスピレーションでは、効果が重要であることを明示的に示します。したがって、LISAは面積の量子化を測定する可能性があります。また、面積量子化が自然界に存在する場合、現在のモデリングはホーキング放射をプローブできる可能性があり、観測側からの情報損失パラドックスに関する重要な情報をもたらす可能性があると主張します。
無衝突プラズマにおける凝縮体形成
高温プラズマにおける一般的な磁気ミラー形状の粒子凝縮物は、ミラー点付近の熱イオン音響バックグラウンドノイズとの離散共鳴によって引き起こされる可能性があります。共鳴はバウンス対称性を破り、粒子を共鳴波長に一時的に固定します。関連する相関長は、ミラーポイントがそれに沿って分布しているすべての粒子に適用されるイオンジャイロ半径です。
