SkyMapperの超大光度高赤方偏移クエーサー-II。新しいクエーサーと光度関数の明るい端
| Title |
Ultra-luminous_high-redshift_quasars_from_SkyMapper_--_II._New_quasars_and_the_bright_end_of_the_luminosity_function |
| Authors |
Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Fuyan_Bian,_Xiaohui_Fan,_Wei_Jeat_Hon,_David_Raithel,_Patrick_Tisserand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12215 |
SkyMapperSouthernSurveyDR3の測光を、2MASS、VHSDR6、VIKINGDR5、AllWISE、CatWISE2020と組み合わせて使用し、視差と固有運動をGaiaDR2とeDR3から使用して、高赤方偏移の超高輝度QSOを検索します。新たに発見された119の南部QSOを報告します。そのうち、-29<M_145<-27および4<z<5.5の97が、14,120deg^2の有効な検索領域であることがわかりました。既知のQSOと組み合わせて、z=4.4でM_145<-27.5、z=5.4でM_145<-28で>90％完全なサンプルを作成します。この南部のサンプルの表面密度は、北半球での以前の検索よりも3倍以上高くなっています。これは、より包括的な選択が原因の一部にすぎません。レストフレーム145nmでのQSO光度関数の明るい端を導き出し、その傾きをz〜5で$\beta\upperx-3.84$として測定します。また、レストフレーム300nmでの最初のz〜5QSO光度関数を示します。
CMBなしの$ H_0 $テンション：$ \ Lambda $ CDMを超える
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からのデータなしで、標準の$\Lambda$CDMを超える拡張モデルフレームワークの範囲で$H_0$の張力を調査します。具体的には、バリオン音響振動、ビッグバン元素合成、Ia型超新星のデータを$H_0$の間接測定として採用し、張力を調べます。間接測定からの$H_0$の推定値は、データセットや分析する拡張モデルの範囲に関係なく、直接ローカル測定からの推定値よりも全体的に低いことを示しています。これは、張力の重要性はモデルの場合、$H_0$の緊張は、CMBデータがなくても、標準の$\Lambda$CDMモデルを超えた幅広いフレームワークで持続します。
インフレーション中にパラメトリック共振によって制限されたLythを打ち負かす
| Title |
Beating_the_Lyth_bound_by_parametric_resonance_during_inflation |
| Authors |
Yi-Fu_Cai,_Jie_Jiang,_Misao_Sasaki,_Valeri_Vardanyan,_Zihan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12554 |
インフレーション中に生成される曲率摂動に大きな影響を与えることなく、原始重力波を強化するための新しいメカニズムを提案します。これは、共鳴的に増幅されたスカラー場変動の非線形ソーシングによって達成されます。私たちの結果は、有名なLyth境界の明示的なスケール依存の反例であり、低スケールのインフレーションとサブプランクのフィールドエクスカーションで検出可能なインフレーションテンソルモードを生成するという有望な展望を開きます。今後の宇宙マイクロ波背景放射Bモード観測で、メカニズムのテスト可能性を明示的に示します。
ガウス過程によるハッブル定数の再構成に対するハイパーパラメータの境界の影響
| Title |
Influence_of_the_Bounds_of_the_Hyperparameters_on_the_Reconstruction_of_Hubble_Constant_with_Gaussian_Process |
| Authors |
Wen_Sun,_Kang_Jiao,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12618 |
宇宙論モデルに依存しない方法であるガウス過程（GP）は、ハッブル定数$H_0$の再構築に広く使用されており、GP内のハイパーパラメーターは、GPから導出された再構築結果に影響を与えます。GP内のさまざまなハイパーパラメーターが、観測ハッブルパラメーター$H（z）$データ（OHD）を使用してGPから導出された$H_0$の制約で使用され、GPを使用した$H_0$の再構築に対するGP内のハイパーパラメーターの影響について説明します。。GP内のハイパーパラメータと将来のデータの予測に関する議論は、GPから$H_0$の外挿結果を確実かつ確実に取得するには、GPのハイパーパラメータの下限と上限を考慮する必要があることを示しています。
HI強度マッピング実験における前景除去のためのガウス過程回帰
| Title |
Gaussian_Process_Regression_for_foreground_removal_in_HI_intensity_mapping_experiments |
| Authors |
Paula_S._Soares,_Catherine_A._Watkinson,_Steven_Cunnington_and_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12665 |
ガウス過程回帰（GPR）を、単一皿の低赤方偏移HI強度マッピングのコンテキストで前景除去手法として初めて適用し、そのためのオープンソースのPythonツールキットを紹介します。21cmの前景（偏光漏れを含む）、HI宇宙論的信号、および機器ノイズのMeerKATおよびSKA1-MIDのようなシミュレーションを使用します。このコンテキストでは、前景除去手法としてGPRを使用することが可能であり、特に小規模では、主成分分析（PCA）よりもHIパワースペクトルを回復する方が適している場合があります。GPRは、ラジアルパワースペクトルの回復に特に優れており、データの全帯域幅を考慮するとPCAを上回ります。どちらの方法も、周波数のみの共分散情報に依存しているため、横方向のパワースペクトルの回復には問題があります。周波数に沿ってデータを半分にすると、前景が明るい低周波数範囲でGPRのパフォーマンスが向上することがわかります。RFIフラグをエミュレートするために、周波数チャネルが欠落している場合、PCAよりもパフォーマンスが低下します。GPRは、単一皿の低赤方偏移HI強度マッピングの場合の優れた前景除去オプションであると結論付けます。Pythonツールキットgpr4imとこの分析で使用されたデータは、GitHubで公開されています。各図のキャプションにあるGitHubシンボルは、図がどのように作成されたかを示すjupyterノートブックにリンクしています。
| Title |
Do_gamma-ray_burst_measurements_provide_a_useful_test_of_cosmological_models? |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino,_and_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12692 |
8つの異なるガンマ線バースト（GRB）データセットを研究して、現在のGRB測定（宇宙論的赤方偏移（$z$）空間の大部分が未踏の部分をプローブする）を使用して、宇宙論モデルパラメーターを確実に制約できるかどうかを調べます。3つのアマティ相関サンプルと5つのコンボ相関サンプルを使用して、相関と宇宙論モデルのパラメーター制約を同時に導出します。各GRBデータセットの固有の分散は、良さの測定値として使用されます。GRBからの宇宙論的境界と、バリオン音響振動（BAO）やハッブルパラメーター$H（z）$測定などのより確立された宇宙論的プローブから決定された宇宙論的境界との間の一貫性を調べます。\textsc{MontePython}に実装されているマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、6つの異なる宇宙論モデルで8つのGRBサンプルについて、単独で、またはBAOと$H（z）$と組み合わせて最適な相関と宇宙論的パラメーターを見つけます。データ。アマティ相関の場合、118バーストのデータセットであるA118サンプルをコンパイルします。これは、アマティ相関GRB全体の約半分であるA118サンプルであり、宇宙パラメータの制約に適したGRBの現在のコレクションです。この更新されたGRBコンパイルは、調査した3つのアマティ相関GRBデータセットの中で最小の固有分散を持っています。現在のコンボ相関GRBデータの信頼できるバーストのコレクションを定義することはできません。A118サンプルから決定された宇宙論的制約は、BAOおよび$H（z）$データからの制約と一致していますが、それよりも大幅に弱いです。それらはまた、空間的に平坦な$\Lambda$CDMモデル、および動的な暗黒エネルギーモデルと非空間的に平坦なモデルとも一致しています。GRBは$z$のほとんど未踏の領域をプローブするので、タイトルの質問に対するより明確な答えを与える、より多くのより高品質のバーストデータを取得する価値があります。
TNGでのHARPS-NによるGAPSプログラム。 XXXI。 HARPS-Nで再考されたWASP-33システム
| Title |
The_GAPS_Programme_with_HARPS-N_at_TNG._XXXI._The_WASP-33_system_revisited_with_HARPS-N |
| Authors |
F._Borsa,_A._F._Lanza,_I._Raspantini,_M._Rainer,_L._Fossati,_M._Brogi,_M._P._Di_Mauro,_R._Gratton,_L._Pino,_S._Benatti,_A._Bignamini,_A._S._Bonomo,_R._Claudi,_M._Esposito,_G._Frustagli,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_V._Nascimbeni,_E._Poretti,_G._Scandariato,_D._Sicilia,_A._Sozzetti,_W._Boschin,_R._Cosentino,_E._Covino,_S._Desidera,_L._Di_Fabrizio,_A._F._M._Fiorenzano,_A._Harutyunyan,_C._Knapic,_E._Molinari,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12138 |
[簡略化]光学高解像度HARPS-N分光器で観測されたWASP-33bの4つのトランジットを分析して、そのノードの歳差運動を確認し、その大気を研究し、星と惑星の相互作用の存在を調査します。スペクトルの平均線プロファイルを抽出します。LSD法を使用して、ドップラーシャドウとRVを分析します。また、惑星の透過スペクトルを導き出し、回転、CLV、脈動による恒星の汚染を補正します。以前に発見されたWASP-33bの節点歳差運動を確認し、傾斜の時間範囲と予測されるスピン軌道相互作用の変化をほぼ2倍にします。予測される傾斜角は2011年に最小に達し、この制約を使用してシステムのジオメトリ、特にそのエポックでの傾斜角を導出します（$\epsilon=113.99^{\circ}\pm0.22^{\circ}$）と恒星のスピン軸の傾き（$i_{\rms}=90.11^{\circ}\pm0.12^{\circ}$）、および星の重力四重極モーメント$J_2=（6.73\pm0.22）\times10^{-5}$。惑星の大気中のH$\alpha$およびH$\beta$吸収の検出を、以前に文献で検出されたもののほぼ2倍小さいコントラストで提示します。また、分析された4つのトランジットすべてで繰り返されるトランジット前信号の存在の証拠も見つかります。最も可能性の高い説明は、惑星の伴侶の存在による脈動変光星の可能な励起にあります。文献で利用可能なすべてのデータセットの将来の一般的な分析は、観測されたバルマー系列の通過深度の変動が恒星の活動および/または脈動に関連している可能性に光を当て、大気散逸を引き起こす可能性のあるエネルギーに制約を設定するのに役立ちます。高解像度の分光（分光偏光）観測によるWASP-33bの完全な軌道位相カバレッジは、通過前信号の性質を理解するのに役立つ可能性があります。
褐色矮星と超木星の断片化した重力乱流円盤からの原始傾斜角
| Title |
Primordial_Obliquities_of_Brown_Dwarfs_and_Super-Jupiters_from_Fragmenting_Gravito-Turbulent_Discs |
| Authors |
R._Michael_Jennings_and_Eugene_Chiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12160 |
スーパージュピター、褐色矮星、星は、自己重力ディスクの崩壊から形成される可能性があります。このようなディスクは乱流であり、羊毛状渦巻腕がガスを遷音速に水平および垂直に加速します。重力乱流ディスクから断片化するオブジェクトは、親渦のランダムな方向を反映して、広範囲の方向で回転する必要があります。直接数値シミュレーションにより、新しく崩壊したフラグメントの傾斜角が最大45$^\circ$の範囲になる可能性があることを示します。その後のフラグメント間の衝突により、傾斜分布がさらに最大90$^\circ$まで広がる可能性があります。したがって、若い星の周りの広い軌道上で新しく発見されたスーパージュピターの大きな赤道傾斜角は、起源が重力乱流である可能性があります。斜めに回転する破片は、親ディスクに対して最大20$^\circ$傾斜している可能性のある軌道上に生まれ、残りの材料を破砕前のディスクの厚さの何倍にも重力で攪拌します。
原始惑星系円盤の氷の観測のシミュレーション
| Title |
Simulating_Observations_of_Ices_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Nicholas_P._Ballering,_L._Ilsedore_Cleeves,_Dana_E._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12169 |
氷は原始惑星系円盤の重要な構成要素です。新しい観測施設、特にJWSTは、赤外線スペクトルの特徴を測定することにより、ディスクアイスのビューを大幅に強化します。これらの今後の観察を補完する一連のモデルを提示します。私たちのモデルは、動力学ベースのガス粒子化学進化コードを使用してディスク内の氷の分布をシミュレートし、続いて主要な氷種のサブセットを使用して放射伝達コードを使用して観測をシミュレートします。分子の継承と化学的リセットの初期条件の両方を反映するモデルを提示します。H$_2$O、CO$_2$、およびCH$_3$OHの近中赤外吸収特性は、高度に傾斜したディスクのディスク積分スペクトルで容易に観察できますが、CO、NH$_3$、とCH$_4$氷は顕著な特徴を示していません。CH$_3$OH氷は存在量が少なく、リセットモデルでは観察できないため、この種は初期の化学的状態の優れた診断になります。CO$_2$の氷の特徴は、ディスクの寿命全体で最大の変化を示します。継承モデルとリセットモデルでそれぞれ減少と増加です。JWSTの積分フィールドユニット観測モードで可能なエッジオンディスクの空間分解スペクトルは、氷の垂直分布を制限するのに理想的であり、十分な感度が与えられれば、ミッドプレーン（COなど）に近い氷から特徴を分離できる可能性があります。フェイスオンディスクの空間分解スペクトルは、H$_2$O、CO$_2$、およびCH$_3$OHからの散乱光の特徴に加えて、最も外側の領域からのCOおよびCH$_4$をトレースできます。さらに、遠赤外線H$_2$Oの氷の放出機能をシミュレートし、それらが正面から見たディスクで最も強力であることを確認しました。
惑星のビルディングブロックにつまずく：塵円盤の塵の特性を取得するという課題の例としてのAU Microscopii
| Title |
Stumbling_over_planetary_building_blocks:_AU_Microscopii_as_an_example_of_the_challenge_of_retrieving_debris-disk_dust_properties |
| Authors |
Jessica_A._Arnold,_Alycia_J._Weinberger,_Gorden_Videen,_Evgenij_S._Zubko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12264 |
ダスト粒子の形状に関する仮定が、Lomaxらによって収集された散乱光データからのAUMicroscopii（AUMic）塵円盤の組成と粒子サイズ分布の結果の推定に影響を与えるかどうかを調査します。（2018）。AUMic塵円盤のエッジオンに近い方向は、波長と投影距離の関数として測定された磁束比に対する散乱位相関数（SPF）の影響を研究するのに理想的です。AUMic塵円盤をモデル化するためのこれまでの取り組みは、さまざまなダスト粒子組成を呼び出し、多孔性の影響を調査しましたが、データのフィッティングで起こりうる縮退を理解するために、サイズ分布と組成の全範囲を調査する体系的な取り組みを行いませんでした。より現実的な形状のダスト粒子をモデル化することで、これらの縮退がどの程度悪化するかについても、これまで調査されていませんでした。使用した粒子形状モデルによって、取得した粒子特性に違いが見られます。また、ここでは、サイズパラメータx=0.1〜48およびn=1.1〜2.43およびk=0〜1.0の範囲の複素屈折率（m=n+ik）の多孔質粒子の計算を示し、可視および近赤外で複数の組成をカバーします。氷、ケイ酸塩、アモルファスカーボン、ソリンなどの波長。
Trappist-1のXUV光度進化の制約の改善
| Title |
Improved_Constraints_for_the_XUV_Luminosity_Evolution_of_Trappist-1 |
| Authors |
Jessica_Birky,_Rory_Barnes,_David_P._Fleming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12562 |
マルチエポックX線/UV測光からの新しい観測制約（XUVおよびボロメータ光度）を利用して、TRAPPIST-1のXUV光度の進化を再検討します。フレミングらで提示された形式主義に続いて。（2020）、TRAPPIST-1は、ボロメータの光度と比較して、$\log_{10}$（L$_{\rmXUV}$/L$_{\rmbol}$の飽和XUV光度を維持したと推測します。）$=-3.03_{-0.23}^{+0.25}$は、$t_{sat}=3.14_{-1.46}^{+2.22}$Gyrの期間の早い時期に発生します。飽和段階の後、L$_{\rmXUV}$が$\beta_{\rmXUV}=-1.17_{-0.28}^{+0.27}$の指数関数的に時間とともに減衰することがわかります。システムの推定年齢${\rmage}=7.96_{-1.87}^{+1.78}$Gyrと比較すると、$t_{sat}$の結果は、$\sim4\％しかないことを示しています。TRAPPIST-1が今日でも飽和状態にある可能性があります。これは、以前の推定値である40\％よりも大幅に低くなっています。この$t_{sat}$の減少にもかかわらず、TRAPPIST-1惑星が極端な量のXUVエネルギー（$\sim10^{30}-10^{の推定統合XUVエネルギー）を受け取った可能性が高いという結論で、私たちの結果は一貫しています。32}$ergは星の生涯にわたっています。
実験室近赤外分光法による小惑星（16）プシケのレゴリス組成の抑制
| Title |
Constraining_the_Regolith_Composition_of_Asteroid_(16)_Psyche_via_Laboratory_Near-infrared_Spectroscopy |
| Authors |
David_C._Cantillo,_Vishnu_Reddy,_Benjamin_N.L._Sharkey,_Neil_A._Pearson,_Juan_A._Sanchez,_Matthew_R.M._Izawa,_Theodore_Kareta,_Tanner_S._Campbell,_Om_Chabra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12712 |
（16）プシケは、メインベルトで最大のM型小惑星であり、NASAディスカバリークラスのプシケミッションのターゲットです。科学界でかなりの関心を集めているにもかかわらず、プシュケの構成と形成には制約がありません。もともと、プシュケはレーダーのアルベドが高く、鉄隕石とスペクトルが類似しているため、ほぼ完全に金属で構成されていると考えられていました。より最近の望遠鏡による観測は、小惑星の表面に低鉄輝石と外因性炭素質コンドライトがさらに存在することを示唆しています。これらの追加材料の存在量をよりよく理解するために、金属、低鉄輝石、および炭素質コンドライトの3成分実験室混合物の可視近赤外（0.35〜2.5ミクロン）スペクトル特性を調査しました。これらの混合物のバンド深度とスペクトル勾配を（16）プシケの伸縮スペクトルと比較して、物質の存在量を制限しました。Psycheに最適な混合物は、82.5％の金属、7％の低鉄輝石、および10.5％の炭素質で構成されており、小惑星が当初の推定よりも金属性が低いことを示しています（〜94％）。私たちの実験室での実験から推定された炭素質コンドライト材料の比較的高い存在量は、プシュケの表面への低速衝突によるこの外因性材料の供給を意味します。プシュケの表面がそのバルク材料含有量を代表していると仮定すると、我々の結果は、最近の密度推定と一致する35％の気孔率を示唆しています。
星形成銀河における放射光のシミュレーション：小規模な磁気ダイナモと遠赤外線と電波の相関の起源
| Title |
Simulating_radio_synchrotron_emission_in_star-forming_galaxies:_small-scale_magnetic_dynamo_and_the_origin_of_the_far_infrared-radio_correlation |
| Authors |
Christoph_Pfrommer,_Maria_Werhahn,_R\"udiger_Pakmor,_Philipp_Girichidis,_Christine_M._Simpson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12132 |
星形成銀河では、遠赤外線（FIR）と電波連続光度は、広範囲の星形成率（SFR）にわたって厳密な経験的関係に従います。物理学を理解するために、超新星での宇宙線（CR）陽子の発生と、それらの移流および異方性拡散輸送を追跡する電磁流体力学的銀河シミュレーションを調べます。原始銀河の重力崩壊が小規模なダイナモを駆動し、それが弱いシード磁場を指数関数的に増幅することを示します。小さなスケールで飽和した後、それらはスケールが大きくなり、天の川銀河の熱およびCRエネルギー密度と等分配に達します。小さな銀河では、磁気エネルギーは乱流エネルギーで飽和しますが、熱エネルギーとCRエネルギーとの等分配には達しません。CR陽子、星間物質とのハドロンCR-陽子相互作用からの二次電子/陽電子、および超新星での一次衝撃加速電子の定常状態スペクトルを解きます。モデル化された放射光は一次電子によって支配され、私たちのシミュレートされた天の川銀河の磁化された円盤とバルジを照射し、泡の形をした磁気的に負荷された流出を弱く追跡します。飽和磁場を持つ私たちの星形成銀河と星破裂銀河は、4桁にわたってグローバルFIR-電波相関（FRC）と一致します。その固有の散乱は、（i）異なるシード磁場から生じる異なる磁気飽和レベル、（ii）固定SFRでの異なる特定のSFRの異なる電波シンクロトロン光度、および（iii）銀河の傾きを伴うさまざまな電波強度のために発生します。観測結果と一致して、星形成銀河内のいくつかの100pcサイズの領域もFRCに従いますが、スターバーストの中心はFRCをかなり上回っています。
$ z $$ \ sim $$ 7 $$-$$ 8 $での明るいライマンブレーク銀河における重要な塵に覆われた星形成
| Title |
Significant_Dust-Obscured_Star_Formation_in_Luminous_Lyman-break_Galaxies_at_$z$$\sim$$7$$-$$8$ |
| Authors |
Sander_Schouws,_Mauro_Stefanon,_Rychard_J._Bouwens,_Renske_Smit,_Jacqueline_A._Hodge,_Ivo_Labb\'e,_Hiddo_S._Algera,_Leindert_Boogaard,_Stefano_Carniani,_Yoshi_Fudamoto,_Benne_W._Holwerda,_Garth_D._Illingworth,_Roberto_Maiolino,_Michael_V._Maseda,_Pascal_A._Oesch,_Paul_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12133 |
$z$$\sim$$7$$-$$8$にある$15$の明るいライマンブレーク銀河のALMA連続観測を利用して、それらの塵で覆われた星形成を調べます。これらの観測値は、$20$$M_{\odot}$$/$$yr$（$3\sigma$）の不明瞭なSFRをプローブするのに十分な感度があります。対象となる銀河のうち6つは、有意な（$\geq$$3$$\sigma$）ダスト連続体検出を示し、$z$$>$$6.5$で既知のダスト検出銀河の数を2倍以上にしています。それらのIR光度は$2.7$$\times$$10^{11}$$L_{\odot}$から$1.1$$\times$$10^{12}$$L_{\odot}$の範囲であり、$20$から$105$$M_{\odot}$$/$$yr$。結果を使用して、UV連続勾配$\beta_{UV}$上の赤外線超過IRXと恒星質量の相関を定量化します。私たちの結果は、$-2.63$の固有の$UV$勾配$\beta_{UV、intr}$のSMC減衰曲線と最も一致しており、$\beta_{UVのSMCとCalzetti間の減衰曲線と最も一致しています。、intr}$の傾きは$-2.23$で、ダスト温度$T_d$を$50$Kと仮定します。$z$$\sim$$7$$-$$8$での基準IRX星の質量結果は、限界進化と一致しています$z$$\sim$$0$から。次に、両方の結果が$T_d$にどのように依存するかを示します。ダストが検出された6つのソースについて、ダストの質量を推定し、ダストの破壊が少ない場合（$<$$90$％）、SNeからのダストの生成と一致していることを確認します。最後に、$UV$発光（$<$$-$$21.5$mag：$\gtrsim$$1.7$$L_{UV}^*$）$zの星形成率密度に対する塵で覆われた星形成の寄与を決定します。$$\sim$$7$$-$$8$銀河、明るい銀河からの$z$$\sim$$7$と$z$$\sim$$8$での合計SFR密度は$0.18_{-0.10}であることがわかります。^{+0.08}$dexと$0.20_{-0.09}^{+0.05}$dex高く、つまり$\gtrsim$$1.7の星形成の$\sim$$\frac{1}{3}$$$L_{UV}^*$$z$$\sim$$7$$-$$8$の銀河はほこりで覆い隠されています。
シミュレートされた銀河における宇宙線と非熱放射：III。電波スペクトルとFIR-電波相関による宇宙線熱量測定のプロービング
| Title |
Cosmic_rays_and_non-thermal_emission_in_simulated_galaxies:_III._probing_cosmic_ray_calorimetry_with_radio_spectra_and_the_FIR-radio_correlation |
| Authors |
Maria_Werhahn,_Christoph_Pfrommer,_Philipp_Girichidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12134 |
銀河の星形成率（SFR）の絶滅のない推定量は、高赤方偏移の宇宙を理解するために重要です。この目的のために、遠赤外線（FIR）と星形成銀河の電波光度のほぼ線形で緊密な相関関係が広く使用されています。FIRは、衝撃で加速された宇宙線（CR）電子と放射光を生成する大規模な星形成に関連していますが、基礎となる物理学の詳細な理解はまだ不足しています。したがって、移動メッシュコードAREPOを使用して、広範囲のハロー質量とSFRにわたって孤立した銀河の3次元磁気流体力学（MHD）シミュレーションを実行し、CR陽子エネルギー密度を自己無撞着に進化させます。後処理では、星間物質とのハドロンCR陽子相互作用から生じる、一次、衝撃加速、および二次CR電子の定常状態スペクトルを計算します。結果として得られる全電波光度は、観測されたFIR光度と相関し、異方性CR拡散を考慮すると、一次CR電子によって支配されます。スターバーストにおける二次放出の最大30％の寄与の増加は、制動放射とクーロンの損失が大きくなることで補われます。CR電子は熱量測定の限界にあり、星光および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子との逆コンプトン相互作用によってエネルギーの大部分を失いますが、シンクロトロン放射に変換されるエネルギーは少なくなります。これは、スターバーストにおける急峻な定常状態のシンクロトロンスペクトルを意味します。興味深いことに、熱のない自由放射は、高い無線周波数での全電波スペクトルを硬化させ、熱量測定理論を観測と調和させ、自由な吸収は、スターバーストの中央領域に向かって観測された低周波の平坦化を説明します。
付着した個体群の選択：金属量、元素の存在量、およびガイア-ソーセージ-エンケラドゥスとセコイアの個体群の年齢
| Title |
Selecting_accreted_populations:_metallicity,_elemental_abundances,_and_ages_of_the_Gaia-Sausage-Enceladus_and_Sequoia_populations |
| Authors |
Diane_K._Feuillet,_Christian_L._Sahlholdt,_Sofia_Feltzing,_Luca_Casagrande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12141 |
天の川で見つかった星をその場で形成された、または付着したものとして特定することは、複雑で不確実な作業になる可能性があります。ガイアの運動学とAPOGEEの元素の存在量を使用して、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス（GSE）とセコイアの降着イベントに属する星を選択します。これらのサンプルは、GSEおよびセコイアの個体群の金属量分布関数、元素の存在量パターン、年齢分布、および前駆体の質量を特徴づけるために使用されます。GSEの母集団の平均[Fe/H]$\sim-1.15$と平均年齢は10〜12Gyrであることがわかります。GSEは、[Mg/Fe]と[Fe/H]の単一のシーケンスを持ち、SNIaFeの寄与の開始と一致し、$\sim-0.25$dexの[Al/Fe]が均一に低くなっています。セコイア集団の派生特性は、運動学的選択に強く依存しています。汚染が最も少ない選択は$J_{\phi}/J_{\mbox{tot}}<-0.6$および$（J_z--J_R）/J_{\mbox{tot}}<0.1$であると主張します。これにより、平均[Fe/H]$\sim-1.3$になり、平均年齢は12〜14Gyrになります。セコイアの個体群は、主に高い[Mg/Fe]星を持つ複雑な元素存在量分布を持っています。GSE[Al/Fe]と[Mg/H]の存在量分布を使用して、化学ベースの付着星の選択を通知します。これは、GSEおよびSequoiaサンプルから汚染星の可能性を取り除くために使用されます。
低質量銀河の急冷に対する中央質量表面密度の増加の意味
| Title |
Implications_of_Increased_Central_Mass_Surface_Densities_for_the_Quenching_of_Low-mass_Galaxies |
| Authors |
Yicheng_Guo,_Timothy_Carleton,_Eric_F._Bell,_Zhu_Chen,_Avishai_Dekel,_S._M._Faber,_Mauro_Giavalisco,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_David_C._Koo,_Peter_Kurczynski,_Seong-Kook_Lee,_F._S._Liu,_Casey_Papovich,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12144 |
CosmicAssemblyDeepNear-infralacticExtragalacticLegacySurvey（CANDELS）データを使用して、低質量銀河（恒星質量$）の中心半径1kpc（$\Sigma_1$）内でのクエンチングと恒星質量面密度の関係を研究します。M_*\lesssim10^{9.5}M_\odot$）at$0.5\leqz<1.5$。私たちのサンプルは、$0.5\leqz<1.0$で$\sim10^9M_\odot$まで大量に完了しています。同じ赤方偏移と$M_*$で、星形成銀河（SFG）と急冷銀河（QG）の平均$\Sigma_1$を比較します。低質量のQGは、$10^{10}M_\odot$を超える銀河と同様に、低質量のSFGよりも$\Sigma_1$が高いことがわかります。QGとSFG間の$\Sigma_1$の差は、$M_*\lesssim10^{10}M_\odot$で$M_*$とともにわずかに増加し、$M_*\gtrsim10^{10で$M_*$で減少します。}M_\odot$。ターンオーバー質量は、消光メカニズムが内部消光から環境消光に移行する質量と一致しています。$0.5\leqz<1.0$の場合、銀河の$\Sigma_1$は、$M_*$に関係なく、緑の谷（つまり、星形成から完全に消光する領域）で約0.25dex増加することがわかります。文献で観測された特定の星形成率（sSFR）勾配を制約として使用して、低質量銀河の消光タイムスケール（つまり、遷移に費やされた時間）は$0.5で数（$\sim4$）Gyrsであると推定します。\leqz<1.0$。消光の原因となるメカニズムは、外側から内側への方法で星形成を徐々に消光する必要があります。つまり、銀河の郊外での星形成を優先的に停止し、中心の星形成を維持して$\Sigma_1$を増やします。興味深く興味深い結果は、低質量銀河と大質量銀河の間の緑の谷での$\Sigma_1$の成長の類似性です。これは、低質量銀河の消光における内部プロセスの役割がさらに調査する価値のある質問であることを示唆しています。
ステラとハローの質量関係の分散における銀河の色の二峰性の起源
| Title |
The_origin_of_galaxy_colour_bimodality_in_the_scatter_of_the_Stellar-to-Halo_Mass_Relation |
| Authors |
Weiguang_Cui,_Romeel_Dav\'e,_John_A._Peacock,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_and_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12145 |
最近の観測によると、特定の恒星の質量では、青い銀河は質量の小さいハローに住む傾向があり、赤い銀河はより大きなホストハローに住む傾向があります。理論モデルでは、同じハロー質量で、星の質量が大きい銀河は初期に形成されたハローに住む傾向があり、それが素朴に反対の傾向につながると予測しているため、この背後にある物理的な推進力はまだ不明です。ここでは、{\scSimba}シミュレーションがSHMRの色の二峰性を定量的に再現し、ハロー形成時間と銀河遷移時間の逆の関係を明らかにすることを示します。これは、このバイモダリティの起源が、ハローアセンブリのバイアスによる低温ガス含有量の固有の変動に根ざしていることを示唆しています。{\scSimba}のSHMRバイモダリティは、入力物理学の2つの側面に定量的に依存しています。（1）銀河をクエンチして定性的な傾向を設定するジェットモードAGNフィードバック。（2）X線AGNフィードバックは、銀河を完全にクエンチし、観測とのより良い一致をもたらします。{\scSimba}での低温ガスの成長とAGN消光の相互作用により、SHMRの二峰性が観測されます。
空からの強度マッピング：再電離時の[OIII]および[CII]調査の共同ポテンシャルの相乗効果
| Title |
Intensity_mapping_from_the_sky:_synergizing_the_joint_potential_of_[OIII]_and_[CII]_surveys_at_reionization |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva),_Patrick_Breysse_(NYU),_Adam_Lidz_(UPenn)_and_Eric_R._Switzer_(NASA_Goddard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12148 |
宇宙の再電離の時代（$z\sim6-8$）からの強度マッピング（IM）で、炭素イオンと酸素イオンの微細構造線[CII]と[OIII]を検出する次世代実験の能力を予測します。）。[OIII]線の光度を周囲の星形成率に関連付ける最新の経験的に導き出された制約を組み合わせ、ハロー内の[CII]の存在量について以前に導き出された推定値と組み合わせて使用すると、予想される自己相関IMを予測します。FredYoungSubmillimetreTelescope（FYST）に基づく次世代施設と、バルーン搭載施設である$z\sim5.3-7$を超える極低温大口径マッピング実験（EXCLAIM）を使用して観測される信号。将来、地上調査と気球ベースの両方の調査を改善することで、$z\sim5.3〜7$を超える$\sim$10〜40$\sigma$で相互相関信号を検出できるようになる方法について説明します。最後に、[OIII]88および52$\mu$m線と、[CII]158$\mu$m線を対象とした、相互相関の信号対雑音比を強化するように構成された宇宙ベースのミッションを提案します。相関測定。このような構成では、自動相関モードと相互相関モードの両方で、有意性の高い検出（数百から数千の$\sigma$）を実現できることがわかります。
ユークリッドの準備：XVI。深層生成モデルを使用したユークリッド調査による銀河形態の予測
| Title |
Euclid_preparation:_XVI._Forecasts_for_galaxy_morphology_with_the_Euclid_Survey_using_Deep_Generative_Models |
| Authors |
H._Bretonni\`ere,_M._Huertas-Company,_A._Boucaud,_F._Lanusse,_E._Jullo,_E._Merlin,_M._Castellano,_J._Brinchmann,_C._J._Conselice,_H._Dole,_R._Cabanac,_H._M.Courtois,_F._J._Castander,_P._A._Duc,_P._Fosalba,_D._Guinet,_S._Kruk,_U._Kuchner,_S._Serrano,_E._Soubrie,_A._Tramacere,_L._Wang,_A._Amara,_N._Auricchio,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_L._Corcione,_A._Costille,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_S._Ferriol,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Mansutti,_et_al._(129_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12149 |
EuclidSurveyの現実的な銀河をシミュレートするための機械学習フレームワークを紹介します。提案された方法は、分析モデルによって提供される銀河形状パラメーターの制御と、深い生成モデルによる実際のハッブル宇宙望遠鏡の観測から学習された現実的な表面輝度分布を組み合わせたものです。Euclid可視イメージャVISで見られるように、$0.4\、\rm{deg}^2$の銀河フィールドをシミュレートし、純粋な分析S\'ersicプロファイルの場合と同様の精度で銀河構造パラメータが復元されることを示します。これらのシミュレーションに基づいて、EuclidWideSurveyは、銀河の内部形態構造を表面輝度$22.5\、\rm{mag}\、\rm{arcsec}^{-2}$まで解決できると推定しています。、およびEuclidDeepSurveyの場合は$24.9\、\rm{mag}\、\rm{arcsec}^{-2}$。これは、ミッション終了時の約2億5000万ドルの銀河と、10ドルを超える恒星の質量の50ドル\、\％$の完全なサンプルに相当します^{10.6}\、\rm{M}_\odot$（または10ドル^{9.6}\、\rm{M}_\odot$）赤方偏移$z\sim0.5$で、ワイド（またはディープ）調査用。この研究で提示されたアプローチは、シミュレーションがより現実的な銀河を組み込むことを可能にすることによって、将来の高精度宇宙論的画像調査の準備を改善することに貢献することができます。
ハッブル宇宙望遠鏡[OIII]近くの2つのQSO2における輝線運動学：X線フィードバックの事例
| Title |
Hubble_Space_Telescope_[O_III]_Emission-Line_Kinematics_in_Two_Nearby_QSO2s:_A_Case_for_X-ray_Feedback |
| Authors |
Anna_Trindade_Falc\~ao,_S._B._Kraemer,_T._C._Fischer,_D._M._Crenshaw,_M._Revalski,_H._R._Schmitt,_W._P._Maksym,_M._Vestergaard,_M._Elvis,_C._M._Gaskell,_F._Hamann,_L._C._Ho,_J._Hutchings,_R._Mushotzky,_H._Netzer,_T._Storchi-Bergmann,_T._J._Turner,_M._J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12188 |
2つの近くのQSO2の細線領域の動的研究を提示します。これらのAGNからの大規模な流出の観測に適用するために、内部ダストの影響を含む輝線ガスの詳細な光イオン化モデルに基づいて動的モデルを構築します。Mrk477とMrk34を使用して、[OIII]輝線運動学の最近のHSTSTIS観測に対してモデルをテストします。これは、これらのAGNがセイファート銀河で見られるよりもエネルギーの多い流出を持っているためです。500pc以内の流出は、ダストガスの放射加速と一致していることがわかりますが、Mrk34の流出は大幅に延長されており、放射によって直接加速されない可能性があります。ブラックホール近くの[OIII]放出ガスの膨張から発見されたX線風の特性を特徴づけます。このような風は、1.8kpcで[OIII]ガスを乱す運動エネルギー密度を持ち、1.2kpcで[OIII]雲を同伴するのに十分なエネルギーを持っていることを示します。X線風が[OIII]ガスと同じ半径方向の質量分布を持っていると仮定すると、この風のピーク運動光度はMrk34のボロメータ光度の2％であり、0.5％〜5％の範囲にあります。効率的なフィードバックのために一部のモデルで必要です。私たちの研究は、[OIII]放出ガスから測定された運動光度はしばしば低いものの、X線風は1桁以上高い運動力を提供する可能性があることを示しています。
$ z \ sim7 $でのLAGERLy $ \ alpha $光度関数、再電離への影響
| Title |
LAGER_Ly$\alpha$_Luminosity_Function_at_$z\sim7$,_Implications_for_Reionization |
| Authors |
Isak_G._B._Wold,_Sangeeta_Malhotra,_James_Rhoads,_Junxian_Wang,_Weida_Hu,_Lucia_A._Perez,_Zhen-Ya_Zheng,_Ali_Ahmad_Khostovan,_Alistair_R._Walker,_L._Felipe_Barrientos,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Santosh_Harish,_Leopoldo_Infante,_Chunyan_Jiang,_John_Pharo,_Crist\'obal_Moya-Sierralta,_Francisco_Valdes,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12191 |
赤方偏移$z=6.9$でのLy$\alpha$光度関数の新しい測定値を提示し、完全にまたは大部分がイオン化された$z\sim7$銀河間媒体と一致する$z=5.7$からの中程度の進化を見つけます。私たちの結果は、LAGER（宇宙の再電離の時代のライマンアルファ銀河）プロジェクトの4つの分野に基づいています。$6.1\times10^{6}$Mpc$^{3}$の調査量は、次に大きい$z\sim7$調査の2倍です。2つの新しいLAGERフィールド（WIDE12とGAMA15A）を、以前に報告された2つのLAGERフィールド（COSMOSとCDFS）と組み合わせます。新しいフィールドでは、$N=95$新しい$z=6.9$Ly$\alpha$エミッター（LAE）を識別します。調査の完全性と信頼性を特徴づける。Ly$\alpha$の光度関数を計算します。4つのLAGERフィールドすべてに最適なSchechter光度関数パラメーターは、一般的によく一致しています。2つのフィールド（COSMOSとWIDE12）は、Schechter関数の適合を超える明るい端の超過の証拠を示しています。Ly$\alpha$の光度密度は、UV連続体LFと同じ速度で$z=5.7$から$z=6.9$に低下することがわかります。これは、赤方偏移$z\sim7$で完全にイオン化された銀河間媒体、または$1\sigma$での体積平均中性水素分率$x_{HI}<0.33$と一致しています。
金属が少ない7つのHII領域における化学物質の存在量と原始ヘリウムの存在量の決定
| Title |
Chemical_abundances_in_7_metal-poor_HII_regions_and_a_determination_of_the_primordial_helium_abundance |
| Authors |
Mabel_Valerdi,_Antonio_Peimbert,_and_Manuel_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12260 |
ロングスリット分光光度分析を実施して、UM160、UM420、およびTOL0513-393の3つの銀河における7つの金属量の少ないHII領域の化学的存在量を取得しました。データは、8.2mの超大型望遠鏡でフォーカルレデューサー低分散分光器1（FORS1）を使用して取得されました。N、O、Ne、S、Ar、およびClの物理的条件と化学的存在量を導き出しました。また、$t^2$形式を使用した存在量の決定を含む詳細な分析を実行しました。HeI再結合線強度比とHelio14コードに基づいて、Heの存在量を導き出しました。さらに、値$\DeltaY/\DeltaZ_O=3.3\pm0.7$の場合、質量による原始ヘリウムの存在量は$Y_{\rmP}=0.2448\pm0.0033$であると推定されます。この値は、標準ビッグバン元素合成から得られた値およびその他の最近の$Y_{\rmP}$の決定と一致します。
LSST AGN SCケイデンス注：観測可能なAGN変動に関する2つのメトリック
| Title |
LSST_AGN_SC_Cadence_Note:_Two_metrics_on_AGN_variability_observable |
| Authors |
Andjelka_Kovacevic,_Dragana_Ilic,_Isidora_Jankov,_Luka_C._Popovic,_Ilsang_Yoon,_Viktor_Radovic,_Neven_Caplar,_Iva_Cvorovic-Hajdinjak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12420 |
AGN時間領域分析でLSSTOpSimFBS1.5、1.6、1.7のパフォーマンスを評価するために、AGN変動観測量（タイムラグ、周期性、および構造関数（SF））に関連する2つのメトリックを開発しました。この目的のために、AGNの経験的関係とLSSTOpSimリズムに基づいてAGN光度曲線のアンサンブルを生成します。私たちのメトリクスは、より密度の高いLSSTケイデンスがより信頼性の高いタイムラグ、周期性、およびSF測定を生成することを示していますが、異なるLSSTOpSimケイデンス間のパフォーマンスの不一致は、カルバックライブラー発散に基づいて劇的ではありません。これは、DCRおよびSFメトリックに関するYuおよびRichardsの結果を補完するものであり、AGNの変動性の観点を含むようにそれらを拡張します。
$ z = 3-4 $での星形成銀河の平均分子ガス含有量の測定
| Title |
Measuring_the_average_molecular_gas_content_of_star-forming_galaxies_at_$z=3-4$ |
| Authors |
Leindert_A._Boogaard,_Rychard_J._Bouwens,_Dominik_Riechers,_Paul_van_der_Werf,_Roland_Bacon,_Jorryt_Matthee,_Mauro_Stefanon,_Anna_Feltre,_Michael_Maseda,_Hanae_Inami,_Manuel_Aravena,_Jarle_Brinchmann,_Chris_Carilli,_Thierry_Contini,_Roberto_Decarli,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Themiya_Nanayakkara,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12489 |
MUSEハッブルウルトラディープフィールド（MUSEハッブルウルトラディープフィールド）から、星の質量の中央値が$10^{9.1}$M$_{\odot}$で、$z=3-4$の24個の星形成銀河の分子ガス含有量を調べます。HUDF）調査。ライマンアルファ放射とHバンドの大きさによって選択された銀河は、平均EW$\約20$オングストロームを示し、ライマンアルファエミッターの一般的な選択しきい値（EW$>25$オングストローム）とレストフレームを下回っています。ライマンブレーク銀河に似たUVスペクトル。KMOSとMOSFIREのレストフレーム光学分光法、およびMUSEで観測されたUV特性を使用して、ライマンアルファから346kms$^{-1}$、100〜600kmオフセットされた全身赤方偏移を決定します。s$^{-1}$の範囲。HUDFのALMA分光調査（ASPECS）からCO（4-3）と[CI]（1-0）（およびそれ以上-$J$COライン）を積み重ねて、ラインの光度の$3\sigma$上限を決定します。$4.0\times10^{8}$Kkms$^{-1}$pc$^{2}$と$5.6\times10^{8}$Kkms$^{-1}$pc$^{2の}$、それぞれ（300kms$^{-1}$線幅の場合）。1.2mmと3mmのダスト連続体フラックス密度を積み重ねると、$3\sigma$の上限はそれぞれ9$\mu$Jyと$1.2$$\mu$Jyであることがわかります。「銀河系」のCOからH$_{2}$への変換係数とガスとダストの比率の仮定の下で、推定されたガスの割合は、以前に決定されたスケーリング関係と緊張関係にあります。これは、かなり高い$\alpha_{\rmCO}\ge10$と$\delta_{\rmGDR}\ge1200$を意味し、これらの銀河について推定されたサブソーラー金属量（$12+\log（O/H）\約7.8\pm0.2$）。したがって、$z\ge3$星形成銀河の金属量が低いため、COまたはダスト放出によって冷たいガスを明らかにすることが非常に困難になる可能性があり、[CII]などの代替トレーサーのさらなる調査が必要になります。
| Title |
Evolution_of_high-redshift_quasar_hosts_and_promotion_of_massive_black_hole_seed_formation |
| Authors |
Wenxiu_Li,_Kohei_Inayoshi,_Yu_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12637 |
質量$\gtrsim10^9M_\odot$の超大質量ブラックホール（SMBH）の降着を動力源とする高赤方偏移の発光クエーサーは、それらの形成経路を制約します。宇宙の高度に偏った、過密な領域でのハローの成長を追跡するために合併ツリーを使用して、クエーサーホスト前駆体のガス崩壊によるSMBHの重いシードの形成を調査します。前駆ハローは、近くの星形成銀河からの強いH$_2$-光分解放射によって照射され、連続的な合併によって内部ガスを加熱する可能性があります。合併やバリオンの流れの動きから発生するガスの運動エネルギーは、ガスの崩壊を防ぎ、以前の星形成を遅らせます。二乗平均平方根値よりも速いストリーミング速度で、合併ツリーのほぼすべての$10^4$実現のガス雲は原子冷却段階に入り、Ly$\を介して$T\simeq8000K$で等温崩壊し始めます。alpha$冷却。等温ガスの崩壊をホストする木の割合は$14\％$であり、ストリーミング速度とともに増加しますが、残りは短い等温フェーズの後にH$_2$で冷却されたコアを形成します。崩壊するガスが$Z_{crit}\sim2\times10^{-3}Z_\odot$に濃縮され、効率的な金属混合が必要な場合、この割合は、金属の微細構造ラインによる追加の冷却によって減らすことができます。巨大な崩壊ガスでは、新しく生まれた原始星への降着率は$3\times10^{-3}-5M_\odotyr^{-1}$の範囲であり、その中で大部分が臨界速度を超えて恒星を抑制している放射フィードバック。その結果、数百から$10^5M_\odot$を超える範囲の恒星質量（おそらくBH質量）の分布が予想され、大規模なBHバイナリマージを形成し、重力波イベントを生成する可能性があります。
4FGL-DR2の機械学習された暗黒物質サブハロ候補：GD-1ストリームの摂動体の検索
| Title |
Machine-Learned_Dark_Matter_Subhalo_Candidates_in_the_4FGL-DR2:_Search_for_the_Perturber_of_the_GD-1_Stream |
| Authors |
Nestor_Mirabal,_Ana_Bonaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12131 |
銀河ハローに恒星成分がない暗黒物質サブハロの検出は、依然として課題です。教師あり機械学習を使用して、4FGL-DR2の関連付けられていないガンマ線源の中から暗黒物質のようなスペクトルを持つ高緯度ガンマ線源を特定します。843個の4FGL-DR2の関連付けられていないソースのうち$|b|\geq10\mathrm{^\circ}$、73個の暗黒物質サブハロ候補を選択します。NeilGehrelsSwiftObservatory（Swift）がカバーする69のうち、17は95％LATエラー楕円内に少なくとも1つのX線源を示し、52は新しい線源を特定していません。暗黒物質の候補のこの最新の目録は、GD-1恒星の流れの摂動の原因となる可能性のある暗黒物質の下部構造を調査することを可能にします。特に、GD-1ダークサブハロが暗黒物質消滅から標準模型粒子への4FGL-DR2ガンマ線源として現れる可能性を検討します。
中性子星の質量と半径の関係とキロノバの電磁追跡
2つの中性子星が衝突すると、キロノバ（KN）として知られるマルチバンド電磁放射が、イジェクタ生成物の放射性崩壊によって電力が供給されます。この寄稿では、高密度物質の状態方程式がKN噴出物の質量と速度にどのように影響し、したがってその光度曲線にどのように影響するかについて説明します。恒星の質量と半径の関係でエンコードされたこの情報を使用して、相補的なマルチメッセンジャープローブに加えて、光子チャネルでの将来の実験的観測が核物質の状態方程式への新しいより詳細な洞察をどのように提供できるかについて詳しく説明します。
HaloSatを使用した天の川のダークマターハローからの3.5keVラインの検索
| Title |
A_Search_for_the_3.5_keV_Line_from_the_Milky_Way's_Dark_Matter_Halo_with_HaloSat |
| Authors |
E.M._Silich,_K._Jahoda,_L._Angelini,_P._Kaaret,_A._Zajczyk,_D.M._LaRocca,_R._Ringuette,_and_J._Richardson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12252 |
銀河団や他の暗黒物質が優勢な天体で3.5keV付近のX線輝線が以前に検出されたことは、ステライルニュートリノ暗黒物質の崩壊の観測的証拠として解釈されてきました。これに動機付けられて、私たちは、HaloSatを使った天の川の銀河系暗黒物質ハローからの3.5keV輝線の探索について報告します。単一ピクセルのコリメートされた機器であるHaloSat観測は、かすめ入射反射とCCDピクセル化による潜在的な系統的影響の影響を受けないため、以前の分析で発生する可能性のある機器の系統的エラーをチェックできます。銀河中心近くの4つのHaloSat観測で、$\sim$3.5keV輝線が検出されなかったことを報告します。推定上の線の特徴のステライルニュートリノ崩壊の解釈の文脈で、3.5keVの線フラックスと7.1keVのステライルニュートリノ混合角の90％信頼水準の上限を提供します：$F\leq0.077$phcm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$および$\sin^2（2\theta）\leq4.25\times10^{-11}$。HaloSat混合角の上限は、天の川の暗黒物質分布の最新のパラメーター化を使用して計算されました。以前の制限と比較するために、一般的な履歴モデルを使用して計算された制限も報告します。HaloSatの混合角度の上限は、天の川の暗黒物質のハローと銀河団の観測から導き出された以前の混合角度の推定値に制約を課し、以前のいくつかの線の検出を除外します。ただし、上限は、3.5keVの線の特徴のステライルニュートリノ崩壊の解釈を完全に排除することはできません。
広視野機器によるキロノバの検出可能性
| Title |
Kilonova_Detectability_with_Wide-Field_Instruments |
| Authors |
Eve_A._Chase,_Brendan_O'Connor,_Christopher_L._Fryer,_Eleonora_Troja,_Oleg_Korobkin,_Ryan_T._Wollaeger,_Marko_Ristic,_Christopher_J._Fontes,_Aimee_L._Hungerford,_Angela_M._Herring |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12268 |
キロノバは、中性子星合体後の重元素の放射性崩壊を動力源とする紫外線、光学、および赤外線の過渡現象です。キロノバと重力波の共同観測は、他の天体物理学のトピックの中でも、銀河系の$r$プロセスの濃縮の源に重要な制約を与える可能性があります。ただし、重元素の生成に対する堅牢な制約には、迅速なキロノバ検出（合併から1日$\sim以内）と、複数のエポックにわたる多波長観測が必要です。この研究では、シミュレーションごとに54の視野角を持つ、900を超える放射伝達シミュレーションの大きなグリッドを活用して、キロノバを検出する13の広視野機器の能力を定量化します。現在の機器と今後の機器の両方を検討し、まとめてキロノバの全スペクトルにまたがります。ローマ宇宙望遠鏡は、研究のどの機器よりも赤方偏移の範囲が最も広く、合併後1日以内にキロノバが$z\sim1$まで観測されています。BlackGEM、DECam、GOTO、VeraC.RubinObservatoryのLSST、ULTRASAT、およびVISTAが、$z\sim0.1$（$\sim$475Mpc）までのキロノバを観測できる一方で、DDOTI、MeerLICHT、PRIME、$Swiftが観測できることを示します。$/UVOT、およびZTFは、より近くの観測に限定されています。さらに、非検出後のキロノバの噴出物の特性を推測し、これらの噴出物パラメータによる検出可能性の変動を調査するためのフレームワークを提供します。
NICERは、ブラックホール候補MAXIJ1348-630のタイプB準周期的振動の過渡的性質を明らかにします。
| Title |
NICER_uncovers_the_transient_nature_of_the_type-B_quasi-periodic_oscillation_in_the_black_hole_candidate_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
L._Zhang,_D._Altamirano,_P._Uttley,_F._Garcia,_M._Mendez,_J._Homan,_J._F._Steiner,_K._Alabarta,_D._J._K._Buisson,_R._A._Remillard,_K._C._Gendreau,_Z._Arzoumanian,_C._Markwardt,_T._E._Strohmayer,_J._Neilsen_and_A._Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12338 |
MAXIJ1348-630の4つのNICER観測で観測された、タイプB準周期振動（QPO）の高速出現/消失の体系的なスペクトルタイミング分析を提示します。タイプBQPOがある場合とない場合の期間のスペクトルを比較することにより、主な違いが約2keVを超えるエネルギーバンドに現れることがわかりました。これは、QPO放出がハードコンプトン化成分によって支配されていることを示唆しています。移行中に、ディスクとコンプトン化された放出の相対的な寄与の変化が観察されました。コンプトン化フラックスが非QPOからタイプBQPOに増加する一方で、ディスクフラックスは減少しました。ただし、NICER帯域では、全フラックスはあまり変化しませんでした。私たちの結果は、タイプBのQPOが、ディスクとコンプトン化された放出の間の降着力の再分配に関連していることを明らかにしています。タイプBのQPOが表示されると、ディスクよりも多くの降着電力がコンプトン化領域に消費されます。私たちのスペクトルフィットは、増加したコンプトン化放出がジェットのベースに関連する追加のコンポーネントから来る可能性があることを示唆しています。
歴史的な超新星1181ADの残骸と起源
| Title |
The_remnant_and_origin_of_the_historical_supernova_1181AD |
| Authors |
Andreas_Ritter,_Quentin_Parker,_Foteini_Lykou,_Albert_Zijlstra,_Martin_Guerrero_and_Pascal_le_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12384 |
AD1181のゲスト出演者は、明確な対応物がない、最後の千年紀の唯一の歴史的な超新星です。以前に提案された超新星残骸3C58との関連は、この残骸の推定年齢のために非常に疑わしいものです。ここでは、酸素シーケンスの最もホットな既知のウォルフ・ライエ星（パーカー星と呼ばれる）とその周囲の星雲Pa30の同時発見による、SN1181の新しい識別を報告します。1,100キロ。星雲の派生した膨張年齢は、1181ADイベントと一致する約1、000年前の爆発的なイベントを意味します。空の場所は、SN1181から3.5度の歴史的な中国と日本のレポートにも適合します。Pa30とパーカーズスターは、二重縮退合併の結果であると以前に提案されており、まれなタイプIax超新星につながっています。可能性のある歴史的なマグニチュードと距離は、イベントが通常の超新星にとっては非常に明るいことを示唆しています。これは、提案されているタイプIax協会と一致します。これは、銀河系で最初の種類でもあります。まとめると、年齢、場所、イベントの大きさ、期間によってPa30が上昇し、SN1181の対応物として最高の位置になります。このソースは、残りの星と星雲の詳細な研究が可能な唯一のIax型超新星です。これは、タイプIax超新星の二重縮退合併シナリオに対する強力な観測サポートを提供します。
ステラルーメン連星ブラックホール（BBH）の形成とそれらの合併につながる主な物理的プロセスをレビューします。BBHは、巨大な連星の孤立した進化から形成することができます。コア崩壊超新星の物理学と共通外層のプロセスは、この形成チャネルに関する不確実性の主な原因の2つです。あるいは、2つのブラックホールは、密集した星団での動的な遭遇によってバイナリを形成することができます。動的形成チャネルは、BBHの質量、スピン、および軌道特性にいくつかの痕跡を残します。
ブレーザーにおける定常放出と超高エネルギーフレア状態の接続：Mrk421の場合
| Title |
Connecting_steady_emission_and_Very_High_Energy_flaring_states_in_blazars:_the_case_of_Mrk_421 |
| Authors |
A._Dmytriiev,_H._Sol,_A._Zech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12480 |
放射放出モデルを使用して、ブレーザーのフレアイベントの背後にある起源と物理的メカニズムを説明するためにさまざまな試みが文献で行われていますが、多波長（MWL）光度曲線の詳細な特性を再現することは依然として困難です。粒子加速、脱出、放射冷却の時間依存処理に基づいて、用途の広い放射コードを開発しました。これにより、さまざまなシナリオをテストして、連続的な低状態の放出をフレア状態の放出と一貫して接続できます。フレアを静止状態の弱い摂動と見なし、この説明をMrk421の2010年2月のMWLフレアに適用します。これは、この典型的なブレーザーからこれまでに検出された中で最も明るい超高エネルギー（VHE）フレアであり、最小数の自由パラメーターによる解釈に焦点を当てています。。一般的な基準が得られますが、これは、私たちの仮定の下で、低状態と高状態を接続する1ゾーンモデルを嫌います。物理的に接続された加速領域と発光領域を組み合わせた2ゾーンモデルでは、利用可能な時間依存のMWL光度曲線とMrk421のスペクトルを十分に解釈できますが、特定の詳細を再現することは依然として困難です。複雑な静止およびフレアVHE放出領域に対して最終的に提案された2ゾーンシナリオには、静止放出およびフレア放出の起点で、それぞれFermi-IおよびFermi-II加速メカニズムの両方が含まれます。
レプトハドロンシナリオにおけるRXJ1713.7-3946からのガンマ線とニュートリノ
| Title |
Gamma_rays_and_neutrinos_from_RX_J1713.7-3946_in_a_lepto-hadronic_scenario |
| Authors |
Pierre_Cristofari,_Viviana_Niro,_Stefano_Gabici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12494 |
RXJ1713.7-3946のガンマ線放出は、GeVおよびTeVドメインで広く研究されているにもかかわらず、十分に理解されていないままです。これは主に、この範囲で、2つの競合するメカニズムが効率的にガンマ線を生成できるためです。加速された電子の逆コンプトン散乱と、加速された陽子とISMの原子核との相互作用です。熱プールからの粒子の加速に加えて、既存のCRの再加速は見過ごされがちであり、実際には考慮されなければなりません。特に、SNRまでの距離（$\sim1$kpc）と、衝撃が現在拡大している低密度（$\sim10^{-2}$cm$^{-3}$）のため、ISMにすでに存在するCR電子の再加速は、観測されたガンマ線放出のかなりの部分を占める可能性があり、GeV-TeV範囲のスペクトルの形成に寄与する可能性があります。注目すべきことに、このレプトン起源の放出は、既存の宇宙線電子のスペクトルが局所的な星間物質で観察されたものと類似しているという条件で、TeV範囲のガンマ線信号のレベルに近いことがわかります。RXJ1713.7-3946の全体的なガンマ線スペクトルは、再加速されたCR電子からのレプトン放出と加速された陽子からのサブドミナントハドロン放出の合計として自然に生成されます。また、次世代検出器によるニュートリノ観測は、ガンマ線放出のレプトハドロン起源の場合でも検出につながる可能性があると主張します。
天体物理学的ニュートリノフラックスと宇宙線フラックスの関係について
高エネルギー天体物理ニュートリノと宇宙線フラックスの関係のいくつかの一般化が得られ、宇宙線のスペクトルと組成に関する現在の結果、および銀河系と銀河系外の宇宙線成分のPeVエネルギーまでのより現実的なモデリングが考慮されます。IceCubeによって測定されたニュートリノフラックスのレベルは、陽子を逃がすために薄い源と一致している可能性があることがわかります。これはまた、過度の崩壊プロセスに苦しむことなく、より重い核が発生源から放出されることを容易にする可能性があります。
グローバル測地VLBIモニタリングプログラムとガイアEDR3からの銀河系外源の多周波位置の比較
| Title |
Comparison_of_multifrequency_positions_of_extragalactic_sources_from_global_geodetic_VLBI_monitoring_program_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Niu_Liu,_Sebastien_Lambert,_Patrick_Charlot,_Zi_Zhu,_Jia-Cheng_Liu,_Nan_Jiang,_Xiao-Sheng_Wan,_Cheng-Yu_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12270 |
ソース位置の周波数依存性と、基礎となるAGNの物理的特性との潜在的な関係を研究することを目的として、2つの追加の無線周波数（KバンドとX/Kaバンド）を検討することにより、以前の作業を拡張します。4つの異なる波長で測定された絶対ソース位置、つまりGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）からの光学位置と、利用可能な場合はデュアルS/X、X/Kaの組み合わせおよびKバンドでの無線位置を比較しました。512の一般的なソースのための国際天体参照フレーム（ICRF3）の3番目の実現から。最初に、3つのICRF3個別カタログをガイアEDR3フレームに位置合わせし、位置合わせの前後の光から無線へのオフセットを比較しました。次に、光学から無線へのオフセットと、観測（無線）周波数、光源の形態、大きさ、赤方偏移、および光源のタイプとの相関関係を調べました。異なる無線帯域で決定された光から無線へのオフセット間の偏差は0.5mas未満ですが、拡張構造を示すソースのS/X帯域と比較して、K帯域では光から無線へのオフセットが小さいという統計的証拠があります。。光学から無線へのオフセットは、構造インデックスと統計的に相関することがわかりました。大きな光から無線へのオフセットは、かすかな光源を好むように見えますが、位置の不確実性によって十分に説明されます。これは、これらの光源でも大きくなります。光から無線へのオフセットと赤方偏移の間に統計的に有意な相関関係は検出されませんでした。電波源の構造も、電波から光へのオフセットの主な原因である可能性があります。ガイア天体基準座標系との位置合わせについては、S/Xバンドフレームが現在のところ好ましい選択のままです。
CubeSat上のアクティブな展開可能なプライマリミラー
| Title |
Active_deployable_primary_mirrors_on_CubeSat |
| Authors |
Noah_Schwartz,_Maria_Milanova,_William_Brzozowski,_Stephen_Todd,_Zeshan_Ali,_Lucie_Buron,_Jean-Fran\c{c}ois-Sauvage,_Charlotte_Bond,_Heather_Bruce,_Phil_Rees,_Marc_Ferrari,_Donald_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12483 |
小型衛星で利用可能なボリュームは、光学アパーチャのサイズを数センチメートルに制限し、可視光での地上サンプリング距離（GSD）を通常500kmで3mに制限します。この論文では、達成可能な地上解像度を3倍にし、CubeSatイメージャの測光能力を向上させるセグメント化された展開可能な望遠鏡の実験室デモンストレーターの最新の開発を紹介します。各ミラーセグメントは、打ち上げのために折りたたまれ、空間で展開されます。実験室での検証を通じて、ミラーの非常に高い展開再現性<{\pm}5{\mu}mを示します。回折限界のイメージングを可能にするために、セグメントはピストン、チップ、およびチルトで制御されます。これは、ミラーの最初の粗い位置合わせとそれに続く細かい位相調整ステップによって実現されます。最後に、高次波面誤差に対する熱環境の影響と、1U内の展開可能な二次継手の概念設計を調査します。
SDSSBOSSクエーサーのスペクトル形状補正
| Title |
Spectral_shape_corrections_for_SDSS_BOSS_quasars |
| Authors |
Dinko_Milakovi\'c,_John_K._Webb,_Chung-Chi_Lee,_Evgeny_O._Zavarygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12599 |
ライマンαの森の信号対雑音比を改善するために、クエーサーターゲットに割り当てられたスローンデジタルスカイサーベイのバリオン振動分光サーベイ（SDSS/BOSS）光ファイバーに変更が加えられました。ただし、これらの変更のペナルティは、この方法で観測されたクエーサーが正しいスペクトル形状を回復するために追加のフラックス補正手順を必要とすることです。この論文では、問題の形状やその他の観測パラメータに基づいて、このような手順について説明します。複数の観測値を持つ4つのSDSSクエーサーにいくつかの補正方法を適用すると、さまざまなフラックス補正手順の相対的なパフォーマンスを詳細にチェックできます。私たちの方法（波長に依存するシーイングプロファイルを考慮に入れる）とBOSSパイプラインアプローチ（そうではない）を対比します。私たちの結果は、SDSSパイプラインで採用されている幾何学的アプローチがうまく機能していることを独立して確認していますが、改善の余地はあります。寄与を4つの効果から分離することにより、それらの相対的な重要性を定量化することができます。最も重要なことは、波長依存性が導出されたスペクトル形状に大きな影響を与えるため、無視してはならないことを示しています。
ブラックホールの前駆体としてのウォルフ・ライエ星の進化
進化したウォルフ・ライエ星は、大規模な星の進化の重要な側面を形成し、それらの強い流出が最終的な運命を決定します。この研究では、5つの金属量（太陽からわずか2％の太陽までの範囲）での広範囲の初期質量の恒星モデルのグリッドを計算します。最近の流体力学的に一貫した風の処方を、恒星進化論と人口合成モデリングで以前に頻繁に使用された2つの風のレシピと比較し、各風の処方と金属量ZのコアHe枯渇での最大最終質量の範囲を示します。モデルグリッド「収束」の観点から、風力処方の質量損失挙動の質的な違いを明らかにします。Nugis＆Lamersからの処方を使用すると、ホストの金属量に関係なく、最大恒星ブラックホールは20-30Msunの値に収束することがわかりますが、Sander＆Vinkからの新しい物理的に動機付けられた処方を利用する場合、最大黒への収束はありません。穴の質量値。最終的な質量は、初期のHe星の質量が大きいほど単純に大きくなります。これは、対不安定型ギャップより下のHe星のブラックホールの上限が、質量損失を伴う事前の進化、または対不安定型自体によって設定されることを意味します。定量的には、対不安定性（Z_PI）の臨界Zは、LMCのホスト金属量に対応する50％Zsolarと高いことがわかります。さらに、Nugis＆Lamersの処方では、Sander＆Vinkの風を含めて、約130Msunの対不安定型超新星の限界を超えるブラックホールは予測されませんが、非常に巨大なヘリウム星が約2％でそのような巨大なブラックホールを形成する潜在的なチャネルを示しています。Zsolar以下。
銀河系セファイドの周りの拡張エンベロープ。 V.IR過剰の多波長および時間依存分析
| Title |
Extended_envelopes_around_Galactic_Cepheids._V._Multi-wavelength_and_time-dependent_analysis_of_IR_excess |
| Authors |
A._Gallenne,_A._M\'erand,_P._Kervella,_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren,_V._Hocd\'e,_L._Breuval,_N._Nardetto,_and_E._Lagadec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12197 |
CSEの存在を制限するために、さまざまな観測量を組み合わせた45MWのCepheidのIR超過を調査することを目的としています。SPIPSアルゴリズムを使用しました。これは、脈動のグローバルモデリングで、測光、角直径、恒星の有効温度、およびRV測定を組み合わせた脈動視差法の堅牢な実装です。文献データで補完されたVLT/VISIRを使用して、中赤外で新しい測光測定値を取得しました。次に、0.5$\mu$mから70$\mu$mまでの平均光度を恒星大気モデルと比較して、CSEの存在に起因するIR過剰を推測しました。サンプルの少なくとも29％でIR過剰が検出されたと報告しています。Kで0.08mag、Nで0.13magの平均超過を推定しました。他のCepheidにはIR超過がある可能性がありますが、単一星モデルと比較して検出レベルが低いため、拒否されました。MWCepheidsで以前に疑われていたように、IR過剰と脈動周期の間に相関関係は見られませんが、かなり一定の傾向が見られます。また、CO吸収とCSEの存在との間に相関関係は見られませんが、恒星の有効温度との相関関係が見られます。これにより、以前に報告されたCOの特徴はほとんど光球であることが確認されます。CSEの存在によって引き起こされるバイアスは、フィッティングされた色の過剰を使用したSPIPS分析からの平均距離推定では検出されません。また、IR過剰の存在と進化段階との間に相関関係は見られません。CSEによって生成された可能性が高いIR過剰のセファイドの29％の一部を報告します。より長い期間のセファイドは、観測と理論的なほこり風モデルから以前に疑われたように、短い期間よりも大きな超過を示しません。とりわけ、フリーフリーエミッションなどの他のメカニズムがそれらの形成の起源である可能性があります。また、過剰な色を適合させないと、Galaxyの距離推定値にバイアスがかかることも示しています。
磁気的に閉じたコロナはどのくらい乱流ですか？
磁気的に閉じたコロナは、主に準静的に進化し、無数の小さな電流シートでの磁気リコネクションに関連する多くの局所的な活動のバーストによって中断されると主張します。シートは、従来の乱流カスケードを伴わないさまざまなプロセスによって形成されます。これにより、エネルギーは、大規模な光球駆動から始まる一連の空間スケールを無損失で流れます。このような慣性範囲が乱流の特徴である場合、磁気的に閉じたコロナは乱流システムではありません。それにもかかわらず、それは運転のパターンと直接の関係を持たない複雑な構造を持っています。
太陽のような星の明るさ変動スペクトル。 I.中周波数の連続体
| Title |
Brightness_Fluctuation_Spectra_of_Sun-Like_Stars._I._The_Mid-Frequency_Continuum |
| Authors |
Timothy_M._Brown,_Rafael_A._Garcia,_Savita_Mathur,_Travis_S._Metcalfe,_Angela_R._G._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12231 |
主にプレイアデス星団にある太陽のような星の空間ベースの時系列測光を分析しますが、フィールド星と太陽自体も分析します。およそ1時間から1日のタイムスケールに焦点を当てています。対応する周波数帯域では、これらの星は、べき乗則の連続スペクトルが減少する明るさの変動を示します。K2とケプラーの観測によると、この中周波数連続体（MFC）によるRMSフリッカーは、ほぼ1％に達し、アクティブ領域からの変調振幅に近づく可能性があります。MFCの振幅は、主に恒星のロスビー数Roに応じて、同様のテフを持つプレイアデス星団のメンバー間で最大40倍変動します。Ro<0.04の場合、平均振幅は約0.4％でほぼ一定です。Roが大きくなると、振幅は急速に減少し、Ro〜1では約2桁縮小します。星の中で、MFCの振幅は、回転する活動領域からの変調の振幅とはあまり相関していません。ケプラーによって3年間観測されたフィールドスターの中で、アクティブ領域からの四半期平均変調振幅は、四半期MFC振幅よりもはるかに時間変動します。MFCを引き起こすプロセスは本質的に磁気的であり、そのべき乗則スペクトルは、より短いタイムスケールで、星のグローバルダイナモとは異なる磁気プロセスに由来すると主張します。太陽現象との類推により、MFCは、おそらく超粒子の形態の回転関連の変化と組み合わされた、太陽磁気ネットワークの（時にはエネルギーのある）変形から生じると仮定します。
超新星2020pniの初期段階：窒素に富む星周物質の衝撃イオン化
| Title |
The_Early_Phases_of_Supernova_2020pni:_Shock-Ionization_of_the_Nitrogen-Enriched_Circumstellar_Material |
| Authors |
G._Terreran,_W._V._Jacobson-Galan,_J._H._Groh,_R._Margutti,_D._L._Coppejans,_G._Dimitriadis,_C._D._Kilpatrick,_D._J._Matthews,_M._R._Siebert,_C._R._Angus,_T._G._Brink,_A._V._Filippenko,_R._J._Foley,_D._O._Jones,_S._Tinyanont,_C._Gall,_H._Pfister,_Y._Zenati,_Z._Ansari,_K._Auchettl,_K._El-Badry,_E._A._Magnier,_and_W._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12296 |
タイプIISN2020pniの多波長観測を提示します。爆発の1.3$日後に$\simに分類されたオブジェクトは、イオン化されたヘリウム、窒素、およびイオン化されたヘリウム、窒素、およびフラッシュ分光法のイベントで一般的に見られるように、炭素。非LTE放射伝達コードCMFGENを使用して、最初の高解像度スペクトルをモデル化し、$\dot{M}=（3.5-5.3）\times10^{-3}$M$_{の前駆体の質量損失率を推測します。\odot}$yr$^{-1}$（風速$v_w=200\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}$と仮定）、半径$で推定R_{\rmin}=2.5\times10^{14}\、\rm{cm}$。さらに、SN2020pniの前駆体は、ヘリウムと窒素に富んでいることがわかります（質量分率の相対存在量はそれぞれ0.30$-$0.40、および$8.2\times10^{-3}$）。無線の上限も高密度のCSMと一致しており、質量損失率は$\dotM>5\times10^{-4}\、\rm{M_{\odot}\、yr^{-1}}$。最初の光の後の最初の4日間、水素線の速度の増加も観察されます（$\sim250\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}$から$\sim1000\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}$）、これは複雑なCSMを示唆しています。高密度で閉じ込められたCSMの存在、およびその不均一な構造は、爆発前の昨年の間にSN2020pniの前駆体の質量損失が増大した段階を示唆しています。最後に、SN2020pniを他の衝撃光イオン化イベントのサンプルと比較します。爆発の物理的パラメータとこれらのイベントの前駆体を取り巻くCSMの特性との間に相関関係の証拠は見つかりません。これは、最後の年に大質量星が経験した質量損失が確率的現象によって支配される可能性があり、同時に、この質量損失の原因となる物理的メカニズムがさまざまな異なる前駆体に共通でなければならないという考えを支持します。
太陽のような星の太陽フレアの特徴的な時間
| Title |
Characteristic_time_of_stellar_flares_on_Sun-like_stars |
| Authors |
Y._Yan,_H._He,_C._Li,_A._Esamdin,_B._L._Tan,_L._Y._Zhang_and_H._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12375 |
ケプラー宇宙望遠鏡の短いケイデンスデータ（1分間隔）を使用して、太陽のような星（SLS）の恒星フレアの特徴的な時間の統計分析を行いました。太陽フレアと同様に、恒星フレアは上昇と減衰の光度曲線プロファイルを示します。これは、フレアプロセスの2つの異なるフェーズ（上昇フェーズと減衰フェーズ）を反映しています。SLSの恒星フレアの2つのフェーズの特徴的な時間を導き出し、立ち上がり時間の中央値は約5.9分、減衰時間の中央値は22.6分になりました。太陽フレアの立ち上がり時間と減衰時間の両方が対数正規分布に従うことがわかります。フレアの立ち上がり時間と減衰時間の対数正規分布のピーク位置は、それぞれ3.5分と14.8分です。太陽フレアのこれらの時間値は、太陽フレアのタイムスケールに類似しており、太陽フレアと太陽フレアが同じ物理的メカニズムを持っていることをサポートしています。SLSのこの作業で得られた統計結果は、他のタイプの星と比較した場合のフレア特性時間のベンチマークになる可能性があります。
銀河系高光度青色変光星の多重度
| Title |
Multiplicity_of_Galactic_Luminous_Blue_Variable_stars |
| Authors |
L._Mahy,_C._Lanthermann,_D._Hutsem\'ekers,_J._Kluska,_A._Lobel,_R._Manick,_B._Miszalski,_M._Reggiani,_H._Sana,_and_E._Gosset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12380 |
環境。高光度青色変光星（LBV）は、主系列星のO型星とウォルフライエ星の間の一時的な段階にあると考えられています。最近の研究は、それらがバイナリ相互作用によって形成される可能性があることを示唆しています。連星系で知られているのはごくわずかですが、それらの多重度の割合は不確かです。目的。この研究は、銀河系（確認済みおよび候補者）のLBV集団間のバイナリフラクションを導出することを目的としています。マルチエポック分光法とロングベースライン干渉法を組み合わせています。メソッド。相互相関を使用して、それらの視線速度を測定します。分光連星は、RVの大きな変動（35km/s以上）によって識別されます。固有のバイナリ分数を確立するために、観測バイアスを調査します。CANDIDを使用して、干渉コンパニオンを検出し、それらのパラメーターと位置を導き出します。結果。観測された26％の分光連星分率を導き出します。周期と質量比の範囲がPorb=1〜1000日、q=0.1〜1.0、および軌道パラメータ分布の代表的なセットを考慮すると、バイアス補正されたバイナリの割合は62％であることがわかります。干渉法から、18個のオブジェクトから14個のコンパニオンを検出し、1〜120masの投影間隔で78％のバイナリフラクションを提供します。導出された一次直径とこれらの天体の距離から、銀河系LBVの正確な半径が100〜650Rsunであることが初めて測定され、短周期システムが存在する可能性は低くなります。結論。この分析は、銀河系LBV集団の2値の割合が大きいことを示しています。それらが単一の星の進化を通して形成される場合、それらの軌道は最初は大きくなければなりません。それらが連星チャネルを介して形成される場合、短い連星システムの大質量星は、軌道を十分に広げることができるように完全に非保存的な物質移動の段階を経る必要があるか、または最初の連星または三項系でのマージによってLBVが形成されることを意味します。
静止コロナにおけるMHDキンク波の伝播の統計的研究
コロナマルチチャネル旋光計（CoMP）は、太陽のコロナで横方向のMHD波を探査するための刺激的な機会を開きました。CoMPデータのアーカイブは、伝播するキンク波の研究に使用できる静止コロナループのカタログを生成するために利用されます。カタログには、2012年から2014年の間に観察された120のループが含まれています。このカタログはさらに、太陽コロナの静かな領域で伝播するキンク波の統計的研究を行うために使用され、位相速度、ループ長、フットポイント電力比、および平衡パラメータ値を調査します。統計的研究により、減衰率とコロナループの長さの間に関係の存在を確立することができ、コロナループが長いほど波の減衰が弱くなります。この振る舞いの理由は、ループの長さが長くなるにつれて、ループと周囲プラズマの間の平均密度コントラストが減少することに関連していることを示唆しています。ここに提示されたカタログは、静かな太陽コロナで伝播するキンク波のさらなる研究のための基礎をコミュニティに提供します。
天体物理学ディスクにおける振動と曲げ波のモデルとしての流体力学的トーラスの非線形ダイナミクス
| Title |
Nonlinear_dynamics_of_hydrodynamic_tori_as_a_model_of_oscillations_and_bending_waves_in_astrophysical_discs |
| Authors |
Callum_W._Fairbairn_and_Gordon_I._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12465 |
天体物理学の流体体の振動と波を理解することは、それらの観測された変動性と根本的な物理的メカニズムを解明するのに役立ちます。確かに、降着円盤またはトーラスの全体的な振動と曲げモードは、コンパクトオブジェクトの周りの準周期性と歪んだ構造に関連している可能性があります。ほとんどの研究は線形理論に依存していますが、特に共振が通常は別個の処理を必要とするケプラーの円盤では、観測的に重要な非線形ダイナミクスはまだ十分に理解されていません。この作業では、局所せん断シート内の非自己重力楕円円柱の理想的な圧縮性流体方程式を正確に解く新しい解析モデルを紹介します。リングのアスペクト比は調整可能なパラメータであり、円形断面のトーラスから薄いリングまでの一連のモデルを可能にします。座標の線形関数である流れ場への注意を制限し、最低次のグローバルモーションをキャプチャし、ダイナミクスを一連の結合常微分方程式（ODE）に還元します。このシステムは、大振幅領域とケプラー領域の両方で、豊富な範囲の流体力学的現象を探索するためのフレームワークとして機能します。このモデル内で傾斜トーラスとワープディスクの関係を示し、リングの線形モードが反対に歳差運動するグローバル曲げモードに対応することを示します。これらは、数値グリッドベースのシミュレーション内でさらに確認されます。重要なことに、ここで開発されたODEシステムは、非線形ダイナミクスのより扱いやすい調査を可能にします。これは、薄い傾斜リングの反りと垂直運動の間のモード結合を証明する次の論文で示されます。
小径および中径望遠鏡の恒星分光法
| Title |
Stellar_Spectroscopy_Technique_on_Small-_and_Intermediate-Diameter_Telescopes |
| Authors |
V.E._Panchuk,_V.G._Klochkova_and_E.V._Emelianov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12492 |
小径および中径望遠鏡の分光法の効率を改善することを目的とした技術的解決策の歴史を簡単に紹介します。分光技術の現状といくつかの展望を評価します。
マルチストランドコロナルループ：シミュレートされたソーラーダイナミクス天文台（SDO）大気イメージングアセンブリ（AIA）観測からのストランド数と加熱周波数の定量化
| Title |
Multi-Stranded_Coronal_Loops:_Quantifying_Strand_Number_and_Heating_Frequency_from_Simulated_Solar_Dynamics_Observatory_(SDO)_Atmospheric_Imaging_Assembly_(AIA)_Observations |
| Authors |
Thomas_Williams,_Robert_W._Walsh,_Stephane_Regnier,_Craig_D._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12499 |
コロナループは、磁気的に閉じた太陽コロナの基本的な構成要素を形成しますが、それらの可能な微細構造とそれらの内部の熱堆積速度に関してはまだ多くのことが決定されていません。改良されたマルチストランドループモデルを使用して、数値的に困難な遷移領域をより適切に近似し、このペーパーでは、一連の規定された空間的および時間的にランダム、衝動的、および構造のベースに向かって強い重みを持つ多数のサブループ要素にわたる局所的な加熱イベント。ナノフレア加熱シナリオ。ストランドの総数とナノフレアの繰り返し時間は、分析されたすべてのケースで総エネルギー量がほぼ一定に保たれるように体系的に変化します。放出時系列中に繰り返されるタイムラグ検出は、低周波加熱のナノフレア繰り返し時間の適切な近似値を提供します。さらに、AIA171/193および193/211チャネル比の組み合わせを、概説されたマルチストランドループモデルからのシミュレーションと一緒に数時間にわたるループ頂点温度の標準偏差の分光学的決定と組み合わせて使用すると、課せられた加熱速度とストランドの数を実現できます。
最近、より低い太陽大気中の炭素と酸素からの線放出をモデル化する目的で、コロナル近似が拡張されました。ここでは、太陽遷移領域で日常的に観察される他の元素（N、Ne、Mg、Si、S）にも同じモデリングが使用されています。準安定レベルの存在により、通常、有効なイオン化率が増加し、再結合率が減少します。放射線場によって誘発されるプロセス、すなわち光イオン化と光励起が、原子イオンとイオンイオンの衝突中に電子が交換されるときに発生する電荷移動とともに含まれています。結果として得られるイオンバランスが示され、頻繁に使用されるコロナル近似と比較して有意な変化を示しています。光励起によって引き起こされるイオン内のレベル集団への影響も評価されます。これらのプロセスによってラインエミッションがどのように変化するかを説明するために、最後に選択したライン寄与関数を示します。
ケプラー時代からの$ \ delta $ Scuti可変星の発見のハイライト
NASAケプラーとそれに続くK2ミッション（2009〜2018年）は、データと発見の遺産を残し、何千もの太陽系外惑星を発見し、また、多くの種類の脈動を含む数十万の星の高精度の長い時系列データを取得しました変数。ここでは、太陽の約2倍の質量の核となる水素燃焼星である$\delta$Scuti脈動変光星に関するケプラーデータからの進行中の発見のいくつかに焦点を当てます。これらの星の変動性の特性を取り巻く多くの未解決の問題と、星震学として知られる研究分野である、脈動を使用してそれらの内部構造を推測する際のケプラーデータによって可能になった進歩について説明します。
TIC 454140642：2つの食変光星からなるコンパクトで同一平面上の4重に裏打ちされた4つ星系
| Title |
TIC_454140642:_A_Compact,_Coplanar,_Quadruple-lined_Quadruple_Star_System_Consisting_of_Two_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_Brian_P._Powell,_Guillermo_Torres,_Tamas_Borkovits,_Saul_A._Rappaport,_Andrei_Tokovinin,_Petr_Zasche,_David_Anderson,_Thomas_Barclay,_Perry_Berlind,_Peyton_Brown,_Michael_L._Calkins,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Gilbert_A._Esquerdo,_Coel_Hellier,_Eric_L._N._Jensen,_Jacob_Kamler,_Ethan_Kruse,_David_W._Latham,_Martin_Masek,_Felipe_Murgas,_Greg_Olmschenk,_Jerome_A._Orosz,_Andras_Pal,_Enric_Palle,_Richard_P._Schwarz,_Chris_Stockdale,_Daniel_Tamayo,_Robert_Uhlar,_William_F._Welsh,_and_Richard_West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12586 |
TESSデータ、TIC454140642、別名TYC0074-01254-1から、コンパクトで同一平面上にある4重に裏打ちされた食の4つ星系の発見を報告します。ターゲットは、フルフレーム画像で30分のケイデンスでセクター5で最初に検出され、次に2分のケイデンスでセクター32で観察されました。光度曲線は、PA=13。624日（バイナリA）およびPB=10。393日（バイナリB）の期間で2セットの一次および二次日食を示しています。アーカイブとフォローアップデータの分析は、明確な日食タイミングの変動と発散する視線速度を示し、2つのバイナリ間の動的相互作用を示し、それらが2+2階層を持つ重力結合4重システムを形成することを確認します。Aa+Abバイナリ、Ba+Bbバイナリ、およびABシステムは、互いに数分の1度以内で整列します。それぞれの相互軌道傾斜角は0.25度（A対B）、0.37度（A対AB）、および0.47度（B対AB）。A-Bシステムの軌道周期は432日で、確認された4重システムの中で2番目に短く、軌道離心率は0.3です。
ガイアEDR3カタログからのデータに基づくオリオン大星雲の選択された暴走星の分析
| Title |
Analysis_of_Selected_Runaway_Stars_in_the_Orion_Nebula_Based_on_Data_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12600 |
ガイアEDR3カタログの視差と固有運動を使用して、いくつかの暴走星の軌道のモンテカルロシミュレーションを実行しました。星AEAurと$\mu$Colは、$\sim$2.5Myr前の複数のシステムの崩壊の産物であり、OrionTrapeziumがこの星のペアの親クラスターである可能性があるという仮説を確認しました。星$\iota$Ori、主に視差のGaiaEDR3カタログからのデータでは、AEAur、$\mu$Col、および$\iotaの複数のシステムの崩壊について話すことができないことを示しています。$Ori。星HD30112とHD43112$\sim$1の間に接近したペアの遭遇の存在が確認されました。接近した三重の遭遇は、星HD30112とHD43112が親クラスター列69から脱出したという仮説を確認します。星HIP28133とTYC5368-1541-1は、10pc以内の領域から脱出する確率がゼロではないことを示します。オリオントラペジウムクラスターの中心であり、オリオントラペジウムの中心から20pc未満の距離にある可能性がかなり高い（約8\％）$\sim$2.5Myr前。星ガイアEDR33021115184676332288とガイアEDR32983790269606043648は、約0.5\％の確率で連星として崩壊したことが初めて確立されました。$\sim$1.1Myr前。星ガイアEDR33021115184676332288は、約16\％の確率で、オリオントラペジウムクラスターの中心から10pc以内の領域から$\sim$1Myr前に脱出しました。
太陽は北半球の気温の傾向にどの程度影響を与えましたか？進行中の議論
| Title |
How_much_has_the_Sun_influenced_Northern_Hemisphere_temperature_trends?_An_ongoing_debate |
| Authors |
Ronan_Connolly,_Willie_Soon,_Michael_Connolly,_Sallie_Baliunas,_Johan_Berglund,_C._J._Butler,_Rodolfo_Gustavo_Cionco,_Ana_G._Elias,_Valery_M._Fedorov,_Hermann_Harde,_Gregory_W._Henry,_Douglas_V._Hoyt,_Ole_Humlum,_David_R._Legates,_Sebastian_L\"uning,_Nicola_Scafetta,_Jan-Erik_Solheim,_L\'aszl\'o_Szarka,_Harry_van_Loon,_V\'ictor_M._Velasco_Herrera,_Richard_C._Willson,_Hong_Yan_and_Weijia_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12126 |
北半球（NH）の地表気温の傾向に対する全太陽放射照度（TSI）の役割を評価するには、両方の量の信頼できる推定値を取得することが重要です。16の異なるTSI推定値が文献から編集されました。これらの推定値の1/2は変動性が低く、1/2は変動性が高いです。NHの気温の傾向を推定するための、大きく独立した5つの方法は、以下を使用して評価されました。2）都市または地方を問わず利用可能なすべてのステーション（標準的なアプローチ）。3）海面水温のみ。4）年輪温度プロキシ;5）氷河の長さの温度プロキシ。都市部と地方の駅を使用した標準的な推定値は、他の推定値よりもここ数十年ではるかに大きな温暖化を示唆しているため、異常でした。これは、いくつかの以前の研究の結論にもかかわらず、都市化バイアスが現在の地球の気温データセットでまだ問題である可能性があることを示唆しています。それでも、5つの推定値はすべて、現在19世紀後半よりも暖かいことを確認しています。つまり、1850年以降、ある程度の地球温暖化が見られます。NH温度の5つの推定値について、TSIの16の推定値すべてに対する直接太陽強制からの寄与は次のように評価されました。単純な線形最小二乗フィッティング。次に、最近の温暖化における人間の活動の役割は、残差を国連IPCCが推奨する人為的強制力の時系列に当てはめることによって計算されました。5つのNH温度シリーズすべてについて、異なるTSI推定値は、最近の地球温暖化が主に人為的なものから、ほとんど自然なものまで、すべてを暗示しています。前者がTSIのすべての関連する推定値を適切に考慮しなかった、および/またはNH温度傾向推定値に依然として関連する不確実性に十分に対処できなかったと時期尚早に結論付けた以前の研究（最新のIPCCレポートを含む）のようです。将来の研究がこれらの問題をより満足に解決する方法について、いくつかの推奨事項が提供されています。
リラクゼーショントラッピングの重力波エコー
| Title |
Gravitational_Wave_Echo_of_Relaxion_Trapping |
| Authors |
Abhishek_Banerjee,_Eric_Madge,_Gilad_Perez,_Wolfram_Ratzinger_and_Pedro_Schwaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12135 |
階層性問題を解決するために、再加熱後に電弱対称性が復元されたとしても、緩和は正しい最小値に閉じ込められたままでなければなりません。このシナリオでは、極小値のセットを含む逆反応ポテンシャルが再び現れるまで、緩和が再び回転し始めます。バリアの再現時間によっては、ハッブル摩擦だけでは、パラメータ空間の大部分で緩和を再トラップするには不十分な場合があります。したがって、追加の摩擦源が必要であり、これは暗い光子に結合することによって提供される可能性があります。暗い光子は、リラクゼーションが回転するときにタキオン不安定性を経験します。これは、その動きに逆反応することによってリラクゼーションを遅くし、暗い光子のエネルギー運動量テンソルに異方性を効率的に作成し、重力波を発生させます。この新しいメカニズムから結果として生じる重力波バックグラウンドのスペクトルを計算し、現在および将来の実験によってその可観測性を評価します。さらに、コヒーレントに振動する緩和が暗黒物質を構成し、重力波からの対応する制約を提示する可能性を調査します。
一般相対性理論における二体問題の解は、ブラックホール連星の残骸の質量とスピンを与えられたブラックホール連星の質量、スピン、反跳速度を予測することを可能にします。この論文では、逆問題に取り組みます。バイナリブラックホールの合体が与えられた場合、重力波干渉計によって測定されたパラメータを使用して、バイナリコンポーネントが階層的な起源であるかどうか、つまり、それら自体が以前の合体の残骸であるかどうかを判断できますか？もしそうなら、私たちは彼らの両親の特性の少なくともいくつかを決定することができますか？この逆問題は、一般的に過大評価されています。階層的合併が、有効なスピンパラメーター$\chi_{\rmeff}$と$\chi_{\rmp}$で構成される平面内の特徴的な領域を占めることを示します。したがって、これらのパラメーターの測定により、GW190521を含むいくつかの重力波イベントの階層的合併解釈。バイナリコンポーネントの1つに階層的な原点があり、そのスピンの大きさが十分に測定されている場合、その親のプロパティから除外領域を導き出します。たとえば、GW190412の親（階層の場合）は、質量が等しくなく、スピンが低いはずであると推測します。私たちの形式は非常に一般的であり、階層的な合併を生み出す天体物理学的環境への制約を推測するために使用できます。
高圧でのせん断弾性率のジェリウム中の原子の予測
| Title |
Atom-in-jellium_predictions_of_the_shear_modulus_at_high_pressure |
| Authors |
Damian_C._Swift,_Thomas_Lockard,_Sebastien_Hamel,_Christine_J._Wu,_Lorin_X._Benedict,_and_Philip_A._Sterne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12303 |
凝縮物質のアインシュタイン周波数と状態方程式のジェリウム原子計算を使用して、いくつかの要素について、ゼロ圧力から$\sim10^7$g/cm$^3$までのせん断弾性率の変化を予測しました。白色矮星（WD）星やその他の自己重力システムに関連しています。これは、周囲から一成分プラズマを経て極端な相対論的条件に及ぶ、せん断弾性率の報告された電子構造計算の中で群を抜いて最も広い範囲です。予測は、デバイ温度とせん断弾性率の関係に基づいており、$o（10\％）$レベルで正確であると評価されており、せん断弾性率を計算するためのジェリウム原子理論の最初の既知の使用法です。実験測定および低圧でのより詳細な電子構造計算と比較することにより、メソッドの全体的な精度を評価しました。
宇宙物質から実験室へ
連星中性子星合体の最近の発見は、熱くて密度の高い強く相互作用する物質の研究の新しい刺激的な場所を開きました。量子色力学の理論によって記述されたこのとらえどころのない物質の状態は、2つの非常に異なる環境で初めて研究することができます。中性子星の衝突における巨視的スケールと粒子衝突装置施設での重イオンの衝突における微視的スケール。これらの合併とそれに対応する高エネルギー核衝突で生じる条件について説明します。これには、QCD物質の特性、つまり、このエキゾチック物質の予想される状態方程式と予想される化学的および熱力学的特性が含まれます。実験室でこの問題を調査するために、新しい研究の見通しが、FAIRの抗プロトンおよびイオン研究施設で利用可能です。新しい施設は、ドイツのダルムシュタットにある重イオン研究所のGSIヘルムホルツセンターの既存の加速器複合施設に隣接して建設されており、研究の目標と技術的可能性を大幅に拡大しています。FAIRの世界的にユニークな加速器と実験施設は、ハドロン、核、原子、プラズマの物理学、および生物医学と材料科学のさまざまな実験を提供する、前例のない幅広い研究への道を開きます。
宇宙気象学
MikeLockwoodとMathewOwensが、日食観測が地球近傍天体の気候学の発展をどのように支援しているかについて話し合います
宇宙プラズマ乱流の3D波数領域におけるパワー異方性、分散シグネチャおよび乱流拡散領域
| Title |
Power_Anisotropy,_Dispersion_Signature_and_Turbulence_Diffusion_Region_in_the_3D_Wavenumber_Domain_of_Space_Plasma_Turbulence |
| Authors |
Rong_Lin,_Jiansen_He,_Xingyu_Zhu,_Lei_Zhang,_Die_Duan,_Fouad_Sahraoui,_and_Daniel_Verscharen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12568 |
3次元（3D）波数領域（$k_\parallel$、$k_{\perp、1}$、$k_{\）における乱流の多面的な重要な特徴（異方性、分散、拡散など）を調査します。perp、2}$）、Kフィルタリング技術を使用して、MMSマルチ宇宙船コンステレーションからのフィールドと粒子の高品質な測定を行います。磁気および電気変動の3Dパワースペクトル密度（PSD）を計算します（$\rm{PSD}（\delta\mathbf{B}（\mathbf{k}））$および$\rm{PSD}（\delta\mathbf{E}'_{\langle\mathbf{v}_\mathrm{i}\rangle}（\mathbf{k}））$）、どちらもサブイオン範囲で顕著なスペクトル異方性を示します。$\rm{PSD}（\delta\mathbf{E}'_{\langle\mathbf{v}_\の間の比率を計算することにより、電気的変動と磁気的変動のパワースペクトル間の分岐の最初の3D画像を提供します。mathrm{i}\rangle}（\mathbf{k}））$および$\rm{PSD}（\delta\mathbf{B}（\mathbf{k}））$、これらの分布は非-線形分散関係。また、イオンバルク速度によって定義されるさまざまな参照フレームの電気スペクトル間の比率を計算します。つまり、$\mathrm{PSD}（\delta{\mathbf{E}'_{\mathrm{local}\\mathbf{v}_\mathrm{i}}}）/\mathrm{PSD}（\delta{\mathbf{E}'_{\langle\mathbf{v}_\mathrm{i}\rangle}}）$、波数空間における乱流イオン拡散領域（T-IDR）。T-IDRには異方性と波数ベクトルの優先方向があり、これは一般に、運動アルフベン波（KAW）の優位性に基づくプラズマ波理論の予測と一致しています。この作業は、特に電界が関係している場合に、乱流を包括的に診断する際のkフィルタリング技術の価値を示しています。
量子コヒーレンスは、重ね合わせの原理に根ざした量子力学の最も顕著な特徴の1つです。最近、コヒーレントスカラー場から量子コヒーレンスを収集することが可能であることが実証されました。アクシオン暗黒物質を検出する新しい方法を探求するために、検出器のコヒーレント測定を定量化し、検出器がアクシオン暗黒物質から量子コヒーレンスを収集できることを示します。
