一般的な 2 フィールドインフレからの原始の摂動
相互作用描像における一般的な2フィールドインフレーションからの原始摂動を考慮します。単一フィールドの場合に正規化すると、2フィールドバージョンのスカラー摂動のパワースペクトルは、スカラースペクトルインデックスが異なることを除いて、スローロール近似を超えて同一であることを確認します。次に、2つのバイスペクトルがスローロールパラメータの先行順序でも一致し、次の先行順序でのみ分割されることを報告します。スカラースペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を組み合わせて、2フィールドのカオスと自然なインフレーションがそれぞれ現在のBK14/プランクと将来のCMB-S4実験によって区別できることを最終的に示します。
$S_8$ の不一致を Redshift-Space Distortions からの成長率の測定値と調停する
$\Lambda$CDMモデル内で、最近の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と弱い重力レンズ効果(WL)の調査からの測定値により、パラメーター$S_8\equiv\sigma_8\の推定値に$\sim3\sigma$の不一致が明らかになりました。sqrt{\Omega_m/0.3}$、後期物質変動の振幅を定量化。$S_8$の不一致が新しい物理学を必要とするかどうかを疑問視する前に、CMBとWL以外の測定値の不一致に関する見解を評価することが重要です。ここでは、Redshift-SpaceDistortions(RSD)からの$f\sigma_8(z)$の測定値を考慮して、$S_8$の不一致を調停する際の成長率$f(z)$の測定値の役割を調べます。私たちのベースライン分析では、RSD測定値とバリオン音響振動(BAO)およびIa型超新星(SNeIa)からの幾何学的測定値を組み合わせています。この組み合わせと$\Lambda$CDMモデル内で、$S_8=0.762^{+0.030}_{-0.025}$を見つけ、RSD+BAO+SNeIaと\textit{Planck}の間の一致を定量化します。$2.2\sigma$レベル:したがって、軽度の不一致は統計的変動と互換性があります。$E_G$統計を含む、RSD測定値と他のデータセットとの組み合わせについて説明します。この組み合わせは\textit{Planck}との不一致を増やしますが、堅牢性は大幅に低下すると考えています。私たちの以前の結果は、状態$w$の暗黒エネルギー方程式を変化させる拡張に対して安定しています。成長率と幾何学的測定を組み合わせた観点から、\textit{Planck}$\Lambda$CDM宇宙論が赤方偏移での物質変動の振幅を過剰に予測しているというヒントはあるが、強力な証拠はまだないと結論付ける。$z\lesssim1$.したがって、この観点から、$S_8$の不一致から新しい物理学の必要性を主張するのはまだ時期尚早かもしれません。
流体力学シミュレーションによる銀河暗黒物質の軸対称分布関数の予測のテスト
| Title |
Testing_the_predictions_of_axisymmetric_distribution_functions_of_galactic_dark_matter_with_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Mihael_Peta\v{c},_Julien_Lavalle,_Arturo_N\'u\~nez-Casti\~neyra_and_Emmanuel_Nezri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01314 |
銀河の暗黒物質(DM)検索の信号予測は、ハローのDM位相空間分布関数(DF)の仮定に依存することがよくあります。これは、粒子(例えば、$p$波の抑制またはゾンマーフェルト強化による対消滅、原子の散乱など)と巨視的なDM候補(例えば、原始ブラックホールのマイクロレンズ)の両方に当てはまります。実験と観察の精度が向上するにつれて、理論上の不確実性をより適切に評価することが、DM候補に対する信頼できる制約または検出のための信頼できるヒントを導き出すという見通しにおいて差し迫ったものになります。ハロー内のDFの最も信頼できる予測は、定常状態の衝突のないボルツマン方程式(たとえば、エディントンのような反転、作用角法など)を観測的制約と一貫して解くことに基づいています。これは、最大の対称性と最小限の自由度のセットから始めて、複雑さを増していきます。重要な問題は、計算コストがかかる複雑さを追加することで予測が改善されるかどうか、もしそうならどこで止めるかです。真の(粗い)位相空間情報にアクセスできる、ズームインされた流体力学宇宙論シミュレーションの予測を行うことで手がかりを得ることができます。ここでは、密度プロファイルとシステムの総重力ポテンシャルから完全なDMDFを予測するために、エディントン反転の軸対称拡張をテストします。これは球形の対称性を超えることを可能にし、渦巻銀河に適しています。DMハローの(観察的に制約されていない)角運動量がバリオン1と一般的に整列していないため、軸対称は必ずしも球対称を改善しないことを示します。理論上の誤差は、渦巻銀河の粒子DM探索に関連する速度依存予測の10～20%レベルで、エディントン反転の誤差と似ています。アプローチについて詳しく説明し、結果についてコメントします。
数のカウントの宇宙論的シミュレーション
この論文では、相対論的なN体シミュレーションからの数カウントの角度パワースペクトル$C_\ell(z,z')$を初めて示します。相対論的N体コードジェボリューションを使用し、光のような測地線を正確に統合します。これには、数カウントに対する相対論的スカラー寄与がすべて含まれます。非線形物質パワースペクトルのHalofit近似を使用して、非摂動の数値結果をCLASSの結果と比較します。Halofit近似は、密度フィールドと収束の両方で優れていますが、赤方偏移空間の歪みを正確にモデル化することはできません。また、不等赤方偏移パワースペクトルへの最大の寄与は、密度の相互相関と、特に遠く離れた赤方偏移ビンの数へのレンズの寄与であることもわかりました。カウント数を収束マップと相関させると、収束フィールドの赤方偏移がカウント1より高くない場合、信号はレンズ化レンズ項によって支配され、反対の場合には密度レンズ項によって支配されることがわかります。現在の研究では、シミュレーションからの偏りのない物質粒子のサンプルのみを考慮することで、銀河の偏りの問題は意図的に脇に置かれています。
L 98-59: 将来の大気特性評価のための小さな惑星のベンチマーク システム
| Title |
L_98-59:_a_Benchmark_System_of_Small_Planets_for_Future_Atmospheric_Characterization |
| Authors |
Daria_Pidhorodetska,_Sarah_E._Moran,_Edward_W._Schwieterman,_Thomas_Barclay,_Thomas_J._Fauchez,_Nikole_K._Lewis,_Elisa_V._Quintana,_Geronimo_L._Villanueva,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Joshua_E._Schlieder,_Emily_A._Gilbert,_Stephen_R._Kane,_Veselin_B._Kostov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00685 |
L98-59は、3つの小さな(R<1.6地球半径)惑星をホストするM3Vdd星です。主星は明るく(K=7.1)、近くにある(10.6pc)ため、このシステムは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)と次期ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による追跡特性評価の主要なターゲットになります。ここでは、シミュレートされた透過分光法を使用して、さまざまな大気シナリオ(たとえば、H2、H2O、CO2、またはO2が支配的な雰囲気)を想定して、HSTおよびJWSTでスペクトル特徴の検出可能性を評価します。平均分子量の低い大気中に存在するH2OとCH4は、最も外側の2つの惑星では1回のトランジットでHSTで検出でき、透明な蒸気雰囲気のH2Oは、3つの惑星すべてでHSTで6回以下のトランジットで検出できることがわかりました。.JWST/NIRISSによる観測では、各惑星の1回のトランジットで透明な蒸気雰囲気を検出でき、2回以下のトランジットで曇った蒸気雰囲気中のH2O吸収を検出できると予測しています。澄んだ乾燥した大気では、NIRISSを使用して3つの惑星すべてでO2の吸収を検出できる可能性があります。L98-59惑星が金星のような透明な大気を持っている場合、NIRSpecは各惑星の26回のトランジット以内でCO2を検出できますが、H2SO4雲の存在はCO2吸収を大幅に抑制します。L98-59システムは、移動する多惑星システムの惑星比較研究のための優れた実験室であり、HSTおよびJWSTによるシステムの観察は、この研究で提示されたモデルの精度をテストするユニークな機会を提供します。
これまでに発見された惑星系は、すでに多種多様な構造を示しており、この多様性を定量的に調べるためにさまざまな方法が提案されています。2つのシステム、より一般的には2組の多惑星システムの違いを定量化する簡単な方法は、この多様性の研究に役立つツールです。この作業では、対数周期半径平面上の惑星系間の違いを定量化するために、エネルギー距離(WED)メトリックの加重拡張を使用した新しいアプローチを紹介します。このメトリックの使用と、ケプラーの惑星系の配置を特徴付けるために以前に導入された記述的尺度との関係を示します。探索的な機械学習ツールを適用することにより、ケプラーの多惑星システムアーキテクチャのセットに帰することができる秩序があるかどうかを見つけようとします。このような自動ツールである「シーケンサー」は、WEDに基づいて、小さくてコンパクトな惑星系から遠く離れた巨大な惑星系への進行を識別します。WEDベースのツールが実際にこの進行を識別していることを確認すると、安心できます。次に、WEDを拡張して、Inter-CatalogueEnergyDistance(ICED)を定義します。これは、複数の惑星系のセット間の距離メトリックです。論文に示されている特定の実装を、公開リポジトリを通じてコミュニティが利用できるようにしました。惑星系のアーキテクチャ、一般的には惑星系のカタログを比較する際に、これらの指標を補完的なツールとして使用することをお勧めします。
J-PLUS: 小惑星の分光測光を初めて見る -- MOOJa カタログ
| Title |
J-PLUS:_A_first_glimpse_at_spectrophotometry_of_asteroids_--_The_MOOJa_catalog |
| Authors |
David_Morate,_Jorge_Marcio_Carvano,_Alvaro_Alvarez-Candal,_M\'ario_De_Pr\'a,_Javier_Licandro,_Andr\'es_Galarza,_Max_Mahlke,_Enrique_Solano-M\'arquez,_Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Mariano_Moles,_Jes\'us_Varela,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o,_Jailson_Alcaniz,_Renato_Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Laerte_Sodr\'e_Jr._10,_Raul_E._Angulo,_Francisco_M._Jim\'enez-Esteban,_Beatriz_B._Siffert,_and_the_J-PLUS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00713 |
背景:ハバランブレ測光局所宇宙調査(J-PLUS)は、空の約8,500度{^2}の12個の紫外可視フィルター(0.3-1{\mu}m)で測光を取得することを目的とした観測キャンペーンです。Javalambre(スペイン、テルエル)から観測可能。その特徴と観測戦略により、この調査では、太陽系小天体の多数を分析することができ、光波長での以前の広域測光調査に対して分光光度分解能が向上します。目的:この作業の主な目的は、J-PLUS観測キャンペーンの最初のデータリリース(DR1)を使用して編集された、太陽系のマイナーボディの等級と色の最初のカタログをここに提示することです:Javalambreから観測された移動オブジェクト(MOOJa)カタログです。方法:編集された測光データを使用して、小惑星の非常に低解像度の反射率(フォトスペクトル)スペクトルを取得しました。まず、外れ値を削除してデータをクリーンアップするために、{\sigma}-クリッピングアルゴリズムを使用しました。そして、J-PLUS測光システムで最適な太陽の色を選択する方法を考案しました。これらの太陽の色は、2つの異なるアプローチを使用して計算されました。1つは、J-PLUSシステムのフィルター透過率と畳み込まれた太陽の異なるスペクトルを使用し、もう1つは、太陽型の星のグループを選択しました。J-PLUSDR1、計算された恒星パラメータによる。最後に、太陽の色を使用して、小惑星の反射スペクトルを取得しました。結果:合計3,122個のマイナーボディ(外れ値除去前の3,666個)の測光データをJ-PLUSフィルターに提示し、データの主な問題とそれらを解決するためのいくつかのガイドラインについて説明します。
半径と入射フラックスから系外惑星の質量を予測する: ベイジアン混合モデル
質量と半径の関係(M-R関係)は、惑星の組成を推測するための鍵であり、したがって、形成および移動モデルの研究にとって価値があります。ただし、他の交絡変数に依存しているため、M-R関係だけでは惑星の特性評価には不十分です。この論文は、入射フラックスを追加変数として含めることにより、M-R関係の重要な拡張を提供します。有限混合モデルの柔軟性を活用したベイジアン階層モデリング(BHM)を使用することにより、319個の太陽系外惑星のサンプルに基づいて、確率論的な質量半径フラックス関係(M-R-F関係)が得られます。フラックスはM-R関係に無視できない影響を与えるが、ホットジュピターではそのような影響が最も強いことがわかった。人口レベルでは、フラックスのレベルが高い惑星ほど密度が高くなる傾向があり、フラックスが高いと、半径が$13R_{\oplus}$を超える植物の大幅な質量損失が引き起こされる可能性があります。結果として、質量予測におけるフラックスの説明に失敗すると、体系的な過大評価または過小評価が発生します。最近のコンピューティングパワーの出現により、多くの複雑な統計モデルをモンテカルロ法を使用して適合させることができますが、データが大きな測定誤差で観察された場合にこれらの複雑なモデルを検証する方法は、ほとんどが幻想的です。モデルの仮定を調べるための2つの新しい方法を紹介します。この方法は、この論文で紹介するモデルだけでなく、他の統計モデルにも適用できます。
バウンシングバリアを超えた前惑星進化に関連する荷電粒子凝集体のボトムアップ形成の観察
| Title |
Observation_of_bottom-up_formation_for_charged_grain_aggregates_related_to_pre-planetary_evolution_beyond_the_bouncing_barrier |
| Authors |
Felix_Jungmann_and_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01081 |
環境。原始惑星系円盤の粒子は、衝突によって支配されるいくつかの段階を経ます。これらのイベントのそれぞれで、粒子は摩擦電気効果を介して電荷を交換します。これにより、粒子凝集体の安定性が向上します。目的。誘電体粒子は衝突により帯電しやすい。ここでは、電荷が粒子の凝集を誘発できるかどうかを調べ、ティック速度や衝突断面積などの衝突特性がどのように変化するかを検討します。メソッド。多数の衝突に続くサブミリ(サブミリ)粒子の動きの観察に基づいて、微小重力実験における凝集を調査しました。その過程で、粒子は互いに引き付け合い、衝突し、くっつき、最終的に小さな凝集体を形成します。結果。サブミリ粒子からの不規則な凝集体のボトムアップ形成を観察しました。粒子の接近中に観測された軌道のいくつかは純粋なクーロンポテンシャルの存在を反映していますが、運動は常に純粋なケプラー運動と一致するとは限りません。多極電荷分布の高次ポテンシャルは、この動作のもっともらしい説明です。帯電の直接的な結果は、粒子が$\sim10\,\rmcm/s,$の速度で互いにくっつき続けることですが、中性粒子の表面力は$\sim1\未満でしか固着できないと予想されます。\rmmm/s$.指定されたパラメーター範囲内の数百の衝突の中で、跳ね返る衝突は観察されませんでした。したがって、惑星形成の初期段階に適用される凝集体の形成は、惑星形成における従来の跳ね返りの障壁を超えた新しい成長段階の最初のステップです。
原始惑星系円盤のCO運動学における鉛直せん断不安定性の観測可能性
| Title |
Observability_of_the_Vertical_Shear_Instability_in_protoplanetary_disk_CO_kinematics |
| Authors |
Marcelo_Barraza-Alfaro,_Mario_Flock,_Sebastian_Marino_and_Sebasti\'an_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01159 |
環境。原始惑星系円盤内のガスの動的で乱流の動きは、その進化にとって重要であり、惑星の形成に影響を与えます。最近の観測では、円盤の外側の領域での弱い乱気流が示唆されています。ただし、これらの外側の領域における乱流の物理的メカニズムは不明なままです。垂直せん断不安定性(VSI)は、ディスクに乱流を生成する有望なメカニズムです。ねらい。私たちの目的は、ALMAを使用したCO運動学を介して、VSIによって生成されるガス速度構造の観測可能性を研究することです。メソッド。VSI不安定ディスクのグローバル3D流体力学シミュレーションを実行します。シミュレーション結果を放射伝達計算で後処理し、CO回転輝線の合成予測を生成します。次に、視線速度マップと、サブケプラー平衡解からのその偏差を計算します。現実的なシミュレートされた観察を使用して運動学的シグネチャを識別することにより、VSIの検出可能性を調査します。結果。VSIの3Dシミュレーションは、ガスの定常状態のダイナミクスを非常に詳細に示しています。速度構造から、$\alpha_{r\phi}=1.4\times10^{-4}$の乱流応力値を推測します。大規模では、50ms$^{-1}$の速度偏差が軸対称リングとして観測されます。VSIの運動学的構造を追跡するには、$i\lesssim20^{\circ}$で最適な条件を見つけます。線放出の非熱的広がりによるガス乱流を抑制する現在の診断法は、異方性VSI乱流には適用できないことがわかった。結論。VSIによって生成される運動学的特徴の検出は、ALMAで可能です。堅牢な検出には、利用可能な最高のスペクトル解像度と組み合わせた拡張アンテナ構成を含む観測が必要です。ガス観測からVSIによって生成される乱気流レベルを制限するには、大規模な速度摂動の特徴付けが必要です。
TOI-674b: 近くの M 型dd星を通過する exo-Neptunes の砂漠のオアシス
| Title |
TOI-674b:_an_oasis_in_the_desert_of_exo-Neptunes_transiting_a_nearby_M_dwarf |
| Authors |
F._Murgas,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_Ian_Crossfield,_J._M._Almenara,_John_Livingston,_Keivan_G._Stassun,_Judith_Korth,_Jaume_Orell-Miquel,_G._Morello,_Jason_D._Eastman,_Jack_J._Lissauer,_Stephen_R._Kane,_Farisa_Y._Morales,_Michael_W._Werner,_Varoujan_Gorjian,_Bj\"orn_Benneke,_Diana_Dragomir,_Elisabeth_C._Matthews,_Steve_B._Howell,_David_Ciardi,_Erica_Gonzales,_Rachel_Matson,_Charles_Beichman,_Joshua_Schlieder,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Eric_L._N._Jensen,_Phil_Evans,_Francisco_J._Pozuelos,_Micha\"el_Gillon,_Emmanu\"el_Jehin,_Khalid_Barkaoui,_E._Artigau,_F._Bouchy,_D._Charbonneau,_X._Delfosse,_R._F._D\'iaz,_R._Doyon,_P._Figueira,_T._Forveille,_C._Lovis,_C._Melo,_G._Gaisn\'e,_F._Pepe,_N._C._Santos,_D._S\'egransan,_S._Udry,_Robert_F._Goeke,_Alan_M._Levine,_Elisa_V._Quintana,_Natalia_M._Guerrero,_Ismael_Mireles,_Douglas_A._Caldwell,_Peter_Tenenbaum,_C._E._Brasseur,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_J._Winn,_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01246 |
トランジット系外惑星候補TOI-674bの物理的性質を確立するために、TESS、スピッツァー、地上ベースの光度曲線、およびHARPSスペクトログラフの視線速度測定を使用します。光度曲線と視線速度時系列のジョイントフィットを実行して、候補の質量、半径、および軌道パラメータを測定します。私たちは、近くのM型dd星を通過する低密度の超海王星であるTOI-674bを確認し、特徴付けます。主星(TIC158588995、$V=14.2$mag、$J=10.3$mag)は、$\mathrm{M}_\star=0.420\pm0.010$M$_\odot$のM2Vスペクトルタイプによって特徴付けられます。、$\mathrm{R}_\star=0.420\pm0.013$R$_\odot$、および$\mathrm{T}_{\mathrm{eff}}=3514\pm57$Kであり、距離$d=46.16\pm0.03$pc.利用可能なトランジットライトカーブと半径方向速度の測定値を組み合わせ、円軌道モデルを合わせて合わせると、軌道周期は$1.977143\pm3\times10^{-6}$日、惑星半径は$5.25\pm0.17$$\mathrm{R}_\oplus$、および質量$23.6\pm3.3$$\mathrm{M}_\oplus$は、平均密度$\rho_\mathrm{p}=0.91\pm0.15$[gcm$^{-3}$]。非円軌道モデルの適合は、不確実性の範囲内で同様の惑星の質量と半径の値を提供します。測定された惑星の半径と質量を考えると、TOI-674bは、これまでにMタイプの星の周りに発見された、最大かつ最も質量の大きい超海王星クラスの惑星の1つです。また、いわゆるネプチュニアン砂漠の居住者であり、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した大気の特性評価の有望な候補です。
信号が厳密に周期的であるかどうかのテスト。視線速度における惑星と星の活動活動への応用
| Title |
Testing_whether_a_signal_is_strictly_periodic._Application_to_disentangling_planets_and_stellar_activity_in_radial_velocities |
| Authors |
Nathan_C._Hara,_Jean-Baptiste_Delisle,_Nicolas_Unger,_Xavier_Dumusque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01365 |
時系列の周期性の検索は、多くの場合、周期信号のモデルを使用して行われ、その統計的有意性は誤報確率またはベイズ因子によって評価されます。ただし、統計的に有意な周期モデルは、厳密に周期的なソースに由来しない場合があります。特に天文学では、一定期間周期性を示す過渡信号が消失することが期待されます。この状況は、視線速度データでの惑星の検索などで発生します。惑星の信号は安定した位相、振幅、周波数を持つと予想されますが、惑星と惑星の強い相互作用が存在する場合を除き、恒星の活動によって誘導される信号は通常、同じ安定性を示しません。この記事では、周期関数に時間ウィンドウを掛けて使用する方法を調べて、明らかに周期的な信号が本当にそうであるかどうかを診断します。信号が時系列に一貫して存在し、安定した位相、振幅、周期を持っているかどうかを確認するための診断をお勧めします。テストは、ピリオドグラムとベイジアンフレームワークの両方で表現されます。私たちの方法は、太陽のHARPS-Nデータ、およびHD215152、HD69830、およびHD13808に適用されます。13.4日)。13.4日の信号の周波数と位相は、推定の不確実性の範囲内で一定に見えますが、その振幅は、活動レベルにマッピングできる大きな変動を示します。(ii)以前に報告されたように、HD215152、HD69830、およびHD13808を周回する4つ、3つ、および2つの惑星を見つけました。
森から木を探す: 流体力学シミュレーションによる星団の階層的生成モデル
| Title |
Seeing_the_forest_for_the_trees:_hierarchical_generative_models_for_star_clusters_from_hydro-dynamical_simulations |
| Authors |
Stefano_Torniamenti,_Mario_Pasquato,_Pierfrancesco_Di_Cintio,_Alessandro_Ballone,_Giuliano_Iorio,_Michela_Mapelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00684 |
分子雲における星形成は、塊状で、階層的にサブクラスター化されています。フラクタル構造は、星形成雲の流体力学シミュレーションにも現れます。重力N体問題の混沌とした性質のために、シミュレーションの大規模なバッチの統計的に平均化された結果のみが信頼できることを考えると、流体力学シミュレーションで現実的な星団の形成をシミュレートすることは、計算上の課題です。星形成の流体力学シミュレーションによって、N体実行のための初期条件の大規模なセットを生成できますが、これは計算時間の点で非常に高価です。ここでは、流体力学シミュレーションからの星の質量、位置、速度の特定のセットから新しい初期条件の多くのセットを生成するための新しい手法を導入することにより、この問題に対処します。位相空間で階層的クラスタリングを使用して、星間の空間的および運動学的関係のツリー表現を学習します。これは、元の星と同じクラスタリング構造を共有しているが、質量、位置、速度がそれぞれ異なる新しい星のセットをランダムに生成するための基礎を構成しています。質量と速度の分布とフラクタル次元の比較を含む一連の定量的テストを通じて、生成された初期条件を元の条件と比較して、この方法を多数の流体力学的な星形成シミュレーションの出力に適用します。最後に、直接N体コードを使用して元の星団と生成された星団の両方を進化させ、定性的に類似した進化を実現します。
長期的に見る: 高光度クエーサーの 20 年にわたる反響マッピング研究
| Title |
Taking_a_Long_Look:_A_Two-Decade_Reverberation_Mapping_Study_of_High-Luminosity_Quasars |
| Authors |
Shai_Kaspi,_W._N._Brandt,_Dan_Maoz,_Hagai_Netzer,_Donald_P._Schneider,_Ohad_Shemmer,_C._J._Grier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00691 |
活動銀河核(AGNs)の反響マッピング(RM)は、過去30年にわたって、AGNブロードライン領域(BLR)のサイズと中央のブラックホールの質量、およびAGNの光度との関係を決定するために使用されてきました。最近まで、RMデータを持つオブジェクトのサンプルは、低輝度AGN($L_{\rmopt}\lesssim10^{46}$ergss$^{-1}$)と低赤方偏移($z\lesssim0.5$)。ここでは、これまでにマッピングされた最も明るい赤方偏移のクエーサーのいくつかの反響マッピングプロジェクトの結果を示します。この研究は、11のクエーサーのほぼ20年にわたる測光モニタリングに基づいており、そのうちの6つは13年間分光測光的にモニタリングされました。これは、このタイプのAGNでこれまでに実施された最長の反響マッピングプロジェクトです。3つの天体でCIV$\lambda$1549の広い輝線とクエーサー連続体の間のタイムラグを測定し、1つのクエーサーでCIII$\lambda$1909のラグを測定することに成功しました。CIV残響マッピングに関する最近公開されたデータと合わせて、BLRサイズは、AGN光度の8桁にわたるUV光度の平方根としてスケーリングされることがわかっています。関係にはかなりのばらつきがあり、その一部はAGNに固有のものである可能性があります。CIV線はおそらくブラックホールの質量の決定にバルマー線よりも適していませんが、ウイルス粒子の質量は暫定的に計算され、大きなばらつきにもかかわらず、ブラックホールの質量は紫外線の明るさ。
化学による大質量星形成過程の進化タイムスケールの確立
| Title |
Establishing_the_evolutionary_timescales_of_the_massive_star_formation_process_through_chemistry |
| Authors |
G._Sabatini,_S._Bovino,_A._Giannetti,_T._Grassi,_J._Brand,_E._Schisano,_F._Wyrowski,_S._Leurini_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00692 |
(要約)大質量(つまり、M<8-10M$_\odot$)星の形成プロセスの詳細を理解することは、天体物理学における長年の問題です。[...]大質量星形成プロセスのさまざまな進化段階の正確なタイムスケールを導出する方法を紹介します。すべての進化段階をカバーするATLASGAL-TOP100サンプルの代表的な数の大量の塊をモデル化します。モデルは、等温崩壊とそれに続くウォームアップ段階を説明し、その化学的進化を追跡します。各フェーズのタイムスケールは、モデルの結果をATLASGAL-TOP100サンプルのソースの特性と比較することによって導き出され、塊の質量と輝度、およびメチルアセチレンのカラム密度(CH$_3$CCH)、アセトニトリル(CH$_3$CN)、ホルムアルデヒド(H$_2$CO)、メタノール(CH$_3$OH)。選択した分子トレーサーは、塊の熱進化の影響を受け、ウォームアップ段階で10$^3$から10$^5$AUまでの急な氷の蒸発勾配を示すことがわかりました。CH$_3$CCHとCH$_3$CNの観察されたカラム密度の再現に成功しましたが、H$_2$COとCH$_3$OHは観察された値との一致が悪いことを示しています。合計(大規模な)星形成時間は$\sim5.2\times10^5$yrであることがわかりました。これは、ATLASGAL-TOP100サンプルの個々の進化段階のタイムスケールによって定義されます:$\sim5\times10^4$70-$\mu$m弱の年、$\sim1.2\times10^5$年、中赤外域の弱、$\sim2.4\times10^5$年、中赤外域の明、および$\sim1.1\times10^5$yrHII領域フェーズ。化学時計として機能する分子トレーサーを適切に選択した私たちのモデルは、大質量星形成プロセスの個々の段階の持続時間の堅牢な推定値を取得することを可能にし、目的の追加のトレーサーを含めることができるという利点があります。推定時間スケールの精度を向上させます。
Gaia: The Escapers と一緒にステラ ストリームに出演すること座 RR ライラ
GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)から抽出された固有運動、距離、色度図、およびその他のプロパティに基づいて、7つの球状星団(GC)から脱出した可能性がある星流のRRライラ(RRL)星を特定しようとしています。データベース。具体的には、2つの大きなRRLスターカタログ(GaiaDR2およびCatalinaSkySurveyから)を相互に、またEDR3データベースと照合して、最大150,000個の固有のRRLスターのサンプルを取得します。(M_G-[Fe/H])および(M_V-[Fe/H])の絶対等級金属量関係を使用してRRL星までの距離を計算し、さまざまな分光学的研究からのGCの[Fe/H]値を採用します。また、GCに関連する恒星の流れが以前に他の研究で提案または特定された領域での検索を制限します。パロマー13(Pal13)、NGC6341(M92)、NGC5904(M5)、NGC5466、NGC1261、NGC288、NGC1851の7つのGCから脱出した可能性のある24個のRRL星を特定しました。表2の調査結果。
拡散星間物質中の塩素含有種の化学、および HCl$^+$ の新しい SOFIA/GREAT 観測
| Title |
The_chemistry_of_chlorine-bearing_species_in_the_diffuse_interstellar_medium,_and_new_SOFIA/GREAT_observations_of_HCl$^+$ |
| Authors |
David_A._Neufeld_(JHU),_Helmut_Wiesemeyer_(MPIfR),_Mark_J._Wolfire_(UMd),_Arshia_Jacob_(MPIfR),_Christof_Buchbender_(K\"oln),_Maryvonne_Gerin_(Obs._Paris),_Harshal_Gupta_(NSF),_Rolf_G\"usten_(MPIfR),_and_Peter_Schilke_(K\"oln) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00744 |
我々は、HCl$^+$分子イオンの新しい観測と新しい天体化学モデルを用いて、拡散星間物質中の塩素含有種の化学を再検討した。SOFIAに搭載されたGREAT機器を使用して、明るいTHz連続源W49Nに向かう1444GHz付近の$^2\Pi_{3/2}\、J=5/2-3/2$のHCl$^+$の遷移を観察しました。.バックグラウンドソースとは無関係の拡散フォアグラウンドガスによる吸収を検出し、それにより視線に沿ったHCl$^+$の分布を測定することができた。Clを含む星間分子の理論的研究で以前に使用された天体化学モデルの最新バージョンを使用して、観測データを解釈しました。HCl$^+$の存在量は、関連するH$_2$Cl$^+$イオンに対してほぼ一定であることがわかったが、観測された$n({\rmH_2Cl^+})/n({\rmHCl^+})$の存在比率は、私たちの天体化学モデルの予測を桁違いに上回っています。この矛盾は、${\rmH_2Cl^+}$の一次破壊プロセスである解離性再結合の速度が著しく過大評価されていることを示唆しています。HCl$^+$の場合、モデルの予測は、W49N見通し線に沿って観測された列密度に十分に適合し、同時に${\rmOH^+}$と${\rmH_2O^+}$カラム密度。
球状星団の周辺にある星の固有運動は、潮汐半径内で可能な限り速度分散プロファイルを推定するために使用されます。色度図を使用して、太陽から20kpc以内にある25の球状星団について、確率の高い星団を選択しました。そのうちの19には、大きな半径でかなりの数の星が含まれています。19個のクラスターのうち、11個のクラスターは、3～6の質量半径の範囲内に落下速度分散があり、6クラスターは平坦または下降中、2クラスターはおそらく上昇速度分散を持っています。プロファイルはすべて、ズームイン宇宙論シミュレーションで高赤方偏移で開始されたシミュレートされたクラスターから予想される範囲内にあります。サブハローの中心にあるクラスターは、速度分散プロファイルの上昇につながる可能性があります。追加のクラスターメンバーシップ基準と改善された運動学的データにより、これらの予備結果がさらにテストされます。
全球磁気イオン媒体調査: 1280-1750 MHz をカバーする北天のファラデー深度調査
| Title |
The_Global_Magneto-Ionic_Medium_Survey:_A_Faraday_Depth_Survey_of_the_Northern_Sky_Covering_1280-1750_MHz |
| Authors |
M._Wolleben,_T.L._Landecker,_K._A._Douglas,_A.D._Gray,_A._Ordog,_J.M._Dickey,_A.S._Hill,_E._Carretti,_J.C._Brown,_B.M._Gaensler,_J.L._Han,_M._Haverkorn,_R._Kothes,_J.P._Leahy,_N._McClure-Griffiths,_D._McConnell,_W._Reich,_A.R._Taylor,_A.J.M._Thomson,_J.L._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00945 |
銀河の星間物質は、相対論的電子との相互作用から生成されるシンクロトロンの放出を通じて調べることができる重要な磁場をホストしています。直線偏光放射光は銀河全体で生成され、より長い波長では、介在する磁気イオン媒体のファラデー回転によってほぼすべての経路に沿って変更されます。偏光放射の完全な特性評価には、多くの周波数チャネルでの広帯域観測が必要です。私たちは、地球磁気観測装置の一部として、ドミニオン電波天文台のジョンA.ガルト望遠鏡(直径25.6m)を使用して、1280～1750MHzの範囲、チャネル幅236.8kHzの北の空からの偏波電波放射を調査しました。-イオン媒体調査。調査は全天の72%をカバーし、赤緯は赤経で-30度から+87度でした。はくちょう座Aのフラックス密度とスペクトルインデックスに基づいて、強度スケールは完全に校正されました。偏光角は、ファン領域の拡張偏光放射を使用して校正されました。データは、角度分解能40'の輝度温度として表示されます。ストークスQおよびUの感度は、1.18MHz帯域で45mKrmsです。データに回転測定合成を適用して、1平方メートルあたりの解像度が150ラジアン、偏光強度が3mKrmsのファラデー深度キューブを取得しました。1平方メートルあたり110ラジアンの幅までのファラデー深度の特徴が表されます。検出可能な最大ファラデー深度は、1平方メートルあたり+/-20,000ラジアンです。調査データは、CanadianAstronomyDataCentreで入手できます。
初期進化段階の活動銀河核の[O III]線におけるジェット誘起フィードバック
活動銀河核(AGN)は、一般にAGNフィードバックと呼ばれる多くの現象の中で、ホスト銀河とさまざまな形で相互作用することはよく知られています。特に、AGNの一部によって発射される相対論的なプラズマジェットは、その環境に強く影響する可能性があります。ここでは、初期進化段階のAGN、特に狭線のセイファート1銀河の多様なサンプルにおける[OIII]$\lambda\lambda$4959,5007系統の研究を紹介します。すべてのソースの電波画像観測により、噴出源と非噴出源への分割が可能になり、これを利用して、イオン化ガスの特性がジェットの存在によって大きく影響されることを示します。青)レストフレーム波長に対してシフトします。また、電波の形態と電波のスペクトルインデックスが[OIII]シフトの起源に影響を与えないように見えることも示しています。[OIII]線の特性と放射光度との間に強い関係は見つかりませんでした。これは、サンプル内で放射によって駆動される流出が[OIII]線の運動学に大きく寄与していないようであることを示唆しています。最後に、[O~III]シフトは、相対論的ジェットの存在を特定するための良い代用になる可能性があることを示唆しています。追加の研究、特に面分光法を用いた研究により、初期進化段階の活動銀河におけるジェットとその環境との関係についてより深い洞察が得られるでしょう。
重力相互作用による爆発的な噴出
| Title |
Explosive_ejections_generated_by_gravitational_interactions |
| Authors |
Pedro_Ruben_Rivera-Ortiz_and_Ary_Rodr\'iguez-Gonz\'alez_and_Jorge_Cant\'o_and_Luis_Alberto_Zapata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01283 |
分子雲の断片化と崩壊の間、(原始)恒星オブジェクト間の接近が予想され、それらの一部が暴走オブジェクトとして排出される可能性があります。しかし、そのような遭遇の期間と結果はおそらく小さいので、それらが発生したという直接的な証拠はありません。最初の近似として、この研究では、初期数密度分布$\proptoR^{-\alpha}$を持つ無視できる質量粒子のクラスターに高速で移動する巨大なオブジェクトの相互作用を分析的に分析します。衝突後の分布の暴走条件は、恒星の質量と速度、各粒子の星天体への衝突径数に関係していることがわかった。その後、クラスター粒子は外部からの接近星によって重力加速され、クラスターを破壊し、粒子の分散と速度は爆発的な性質を持っています。この分析モデルをいくつかの数値シミュレーションと比較し、最後に、結果をオリオンBN/KL領域のオリオンフィンガーに適用しました。
ブラックホールの内側の影を観察する：事象の地平線の直視
| Title |
Observing_the_Inner_Shadow_of_a_Black_Hole:_A_Direct_View_of_the_Event_Horizon |
| Authors |
Andrew_Chael,_Michael_D._Johnson,_Alexandru_Lupsasca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00683 |
光学的に薄い発光に囲まれたブラックホールのシミュレートされた画像は、通常、中央の明るさの低下と、直接発光の上に重ねられた強力なレンズ画像からなる狭くて明るい「フォトンリング」という2つの主な特徴を示しています。フォトンリングは、ブラックホールの周りの不安定にバインドされたフォトン軌道に漸近する光線に対応する画像平面上の理論上の曲線を厳密に追跡します。このクリティカルカーブのサイズと形状は、純粋にカージオメトリによって支配されます。対照的に、観察された輝度の落ち込みのサイズ、形状、および深さはすべて、発光領域の詳細に依存します。たとえば、球状付着モデルの画像には、フォトンリングを完全に埋める独特の暗い領域(「ブラックホールシャドウ」)が表示されます。対照的に、ブラックホールの事象の地平面まで広がる赤道円盤のモデルでは、画像の最も暗い領域は、はるかに小さい領域(内側の影)に制限され、その端は赤道の水平線の直接レンズ画像の近くにあります。半分析モデルと一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションの両方を使用して、M87*のサブミリメートル画像で光子リングと内側の影が同時に見える可能性があることを示します。赤道面近くの薄い領域。フォトンリングと内側の影の相対的なサイズ、形状、重心を使用してブラックホールの質量とスピンを推定し、フォトンリングのみに依存するこれらの量の測定における縮退を解消できることを示します。両方の機能は、次世代のイベントホライズンテレスコープによるハイダイナミックレンジ画像を介して直接観察にアクセスできる可能性があります。
今は連星ブラックホール(BBH)の研究にとってエキサイティングな時代です。LIGOと乙女座の検出により、BBHの質量、スピン、合併率の壮大なフレスコ画が徐々に描かれています。このレビューでは、星の進化とダイナミクスからのBBHの主な形成チャネルについて説明します。大規模な星の進化(例えば、恒星風、自転、オーバーシュート、核反応率)、コア崩壊型超新星、対不安定型超新星に関する不確実性は、ブラックホール(BH)の質量スペクトルとスピン分布の理解を妨げていますが、実質的な進歩はあります。過去数年間にフィールドで行われました。これに加えて、バイナリシステムでの物質移動の効率と共通外層の物理学は、最終的なBBH人口統計に大きく影響します。高密度の星系における動的プロセスは、質量ギャップにおけるBHの形成と、階層的なBHの合併と複数の星の衝突を介して中間質量のBHの形成を引き起こす可能性があります。最後に、BBHの宇宙進化を再構築することの重要性について説明します。
中心のコンパクト天体とそのホスト超新星残骸の運動学的研究
| Title |
A_kinematic_study_of_central_compact_objects_and_their_host_supernova_remnants |
| Authors |
Martin_G._F._Mayer_(MPE),_Werner_Becker_(MPE_and_MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00700 |
環境。中心コンパクト天体(CCO)は、中性子星の特殊なクラスであり、主に若い超新星残骸(SNR)の中心近くで遭遇し、熱X線放出によって特徴付けられます。ねらい。私たちの目標は、利用可能な適切なデータを使用して、既知のすべてのCCOの固有運動の体系的な調査を実行することです。さらに、サンプル内の3つのSNRの拡張を測定して、それらの運動学と年齢を直接把握することを目指しています。メソッド。8年から15年の時間ベースラインで区切られたHRCとACISの観測値で構成される、複数のアーカイブチャンドラデータセットを分析します。体系的なアストロメトリックの不確実性を修正するために、GaiaDR2でX線検出ソースを使用して参照フレームを確立し、ターゲットCCOの正確な固有運動推定値を提供します。補足的に、我々は、異なるエポック間のさまざまなフィラメントとイジェクタの塊の空間オフセットを直接測定することにより、3つのSNRの拡大を追跡するために、私たちの調整されたデータセットを使用します。結果。合計で、6つのCCOの新しい固有運動の測定値を示しますが、その中には超高速オブジェクトの兆候は見つかりませんでした。SNRG15.9+0.2とKes79の拡張の直接的な署名を、それぞれ$2.5\sigma$と$2\sigma$の推定重要度で暫定的に識別します。さらに、Borkowskiらによる最近の結果を確認し、G350.1$-0.3がほぼ$6000\,{\rmkm\,s^{-1}}$で急速に拡大し、最大年齢が$600になることを測定しています。-700$年。観測された拡張は、CCOのかなり小さな固有運動と組み合わされて、SNRの非常に非対称的な外観を説明するために非常に不均一な星周媒質の必要性を暗示しています。最後に、SNRRXJ1713.7$-3946については、以前に公開された拡張測定値とCCOの固有運動の測定値を組み合わせて、システムの使用年数で$1700$年の制約上限を取得します。
若い超新星残骸の星間物質: 宇宙 X 線と $\gamma$ 線の生成の鍵
| Title |
The_Interstellar_Medium_in_young_supernova_remnants:_key_to_the_production_of_cosmic_X-rays_and_$\gamma$-rays |
| Authors |
Hidetoshi_Sano_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00708 |
我々は、特にRXJ1713.7$-3946とRCW86に焦点を当てた、年齢が2000ドルの若い超新星残骸(SNR)における高エネルギー放射線と星間物質(ISM)との関係を解明する上での最近の進歩をレビューする。どちらのSNRも強力な非熱的X線とTeV$\gamma$-線を放出し、原子水素と分子水素の両方を含む星間ガスの塊状の分布を含んでいます。衝撃と雲の相互作用が、X線とISMの間の空間相関の実行可能な説明を提供することがわかりました。これらの相互作用において、超新星ショックは通常pcスケールの高密度コアに衝突し、磁場を最大0.1～1mGに増幅する非常に乱流の速度場を生成します。この増幅により、塊の周りの非熱放射光が強化されますが、宇宙線電子は塊を貫通しません。したがって、非熱的X線は、pcスケールではISMと同様の空間分布を示しますが、サブpcスケールでは反相関します。これらの結果は、ハドロンの$\gamma$-raysが高密度コアから放出され、$\gamma$-raysとISMの間に空間的な対応が生じることを予測しています。$\gamma$-ray観測の現在のPCスケールの解像度は、この対応を解決するには低すぎます。チェレンコフ望遠鏡アレイによる将来の$\gamma$線の観測は、PCスケール以下の$\gamma$-ray分布を解決し、これらの宇宙の$\gamma$-raysの起源への手掛かりを提供することができるでしょう。
ミリ秒パルサーの最小自転周期
ミリ秒パルサーの最小周期の簡単で自然な説明は、降着率と、低質量のX線連星における降着の初期段階で中性子星クラストを通るオーミック拡散に起因する凍結表面双極子磁場との相関関係から導かれます。
相対論的プラズマ乱流における粒子励起: ソレノイド駆動対圧縮駆動
| Title |
Particle_energization_in_relativistic_plasma_turbulence:_solenoidal_versus_compressive_driving |
| Authors |
Vladimir_Zhdankin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00743 |
多くの高エネルギー天体物理学システムには、磁化された衝突のないプラズマと相対論的粒子が含まれており、ソレノイド運動と圧縮運動の任意の混合によって乱流を駆動できます。たとえば、高温降着流の乱流は、磁気回転不安定性によってソレノイド状に、またはらせん状の衝撃波によって圧縮的に駆動される可能性があります。動力学的乱流と関連する粒子エネルギーの駆動メカニズムの役割を理解することが重要です。この作業では、ソレノイド駆動乱流のセル内粒子シミュレーションを、圧縮駆動乱流の同様のシミュレーションと比較します。私たちは、初期ベータが1であり、相対論的にホットエレクトロンであり、イオン温度が変化するプラズマに注目します。圧縮の場合での強い大規模な密度変動は別として、乱流の統計は両方のドライブで類似しており、バルクプラズマは等温状態方程式によってかなりよく記述されています。乱流が圧縮的に駆動される場合、非熱的粒子加速がより効率的であることがわかりました。相対論的に高温のイオンの場合、両方の駆動メカニズムが最終的に類似したべき乗則粒子エネルギー分布につながりますが、持続時間は異なります。非相対論的イオンの場合、圧縮駆動の場合のみ、非熱的な粒子加速が顕著です。さらに、電子とイオンの加熱比は両方のドライブで1未満ですが、圧縮ドライブでは小さい値になります。この追加のイオン励起が、垂直電界を介した大規模な圧縮モードの衝突のない減衰に関連付けられていることを示しています。
NGC 7456 ULX-1 における Fe K$_{\alpha}$ 線と軟 X 線遅延の証拠
超大光度X線源(ULX)NGC7456ULX-1におけるFeK$_{\alpha}$線と軟X線遅延の最初の検出を報告します。XMM-Newtonスペクトルは、6.4keVのFe線が2.6$\sigma$の信頼度で存在し、FWHMの上限が32900kms$^{-1}$であることを示しています。線がケプラー円盤からの反射によって生じると仮定すると、それはコンパクトオブジェクトから$85r_{\rmg}$を超えて発生する必要があります。フーリエタイミング分析の結果、軟X線光子は硬X線光子よりも$\sim$1300秒の遅延があることがわかりました。共分散スペクトルは、ハードスペクトルコンポーネントが相関変動と軟X線遅延の原因であることを示しています。これは、FeK$_{\alpha}$線が見つかった2番目のULX、5番目は軟X線遅延、最初は両方の特徴が検出されたULXです。
アスカリアン放射線の複雑な分析: 時間領域における完全な分析モデル
アスカリアン効果を利用するように設計された検出器による超高エネルギー(UHE、>10PeV)ニュートリノの検出は、天体粒子物理学コミュニティの長年の目標でした。アスカリアン効果は、高エネルギーカスケードからの無線周波数(RF)放射を表します。UHEニュートリノがカスケードを開始すると、カスケードの特性が放射線に刻印されます。したがって、観測された放射特性を使用して、UHEニュートリノイベントを再構成する必要があります。分析的なアスカリアンモデルには、UHEニュートリノ再構成に使用する場合の3つの利点があります。まず、分析モデルが観測データと一致する場合、カスケードプロパティは単一のRF波形から直接計算できます。第二に、完全に分析的なモデルは、カスケード粒子軌道のモンテカルロシミュレーションを必要とせず、計算強度を最小限に抑えます。第三に、完全な分析モデルをファームウェアに組み込んで、検出器のリアルタイム感度を向上させることができます。UHEニュートリノ誘導カスケードのエネルギーとジオメトリを考慮して、時間領域で完全に分析的なアスカリアンモデルを導き出します。完全に分析的なモデルを、NuRadioMCで一般的に使用される半分析的なパラメーター化と比較します。このシミュレーションは、IceCube-Gen2の設計に使用されます。完全に分析的なケースと半分析的なケースの間で0.95を超える相関係数が見つかり、信号の合計パワーが5%以内に一致することがわかります。
ガンマ線バースト残光における歳差運動によるエネルギー注入
ジェットの歳差運動は、ガンマ線バースト(GRB)を含むさまざまなスケールの天文現象に普遍的に存在すると考えられています。長寿命のGRB中央エンジンの場合、相対運動的歳差運動ジェットは定期的に運動エネルギーを外部衝撃に注入し、GRB残光の光度曲線(LC)の形状を大幅に変調します。この論文では、標準の外部衝撃モデルを採用して、さまざまなパラメーター、つまり定常または時間依存のジェット出力、歳差運動期間、歳差運動角度、および視野角の場合のGRBX線アフターグローに対するジェット歳差運動の影響を調査します.ジェットの出力が安定またはゆっくり減衰し、ジェットが視線を横切って掃引できる場合、浅い減衰(またはプラトー)セグメントが表示されます。そうしないと、GRBアフターグローLCに巨大な隆起が生じます。ジェットの歳差運動がGRBのエネルギー注入の新しいもっともらしいメカニズムであることを示します。さらに、観測されたいくつかのGRB関連のないX線過渡現象は、歳差運動するジェットによって駆動されている可能性があります。
低赤方偏移 GRB130702A に関連付けられた SN2013dx のモデリングは、GRB/SN 特性の多様性を示しています。
| Title |
Modelling_of_SN2013dx_associated_with_the_low-redshift_GRB130702A_points_to_diversity_in_GRB/SN_properties |
| Authors |
P._A._Mazzali_(1,2),_E._Pian_(3,1),_F._Bufano_(4),_C._Ashall_(5)_((1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_Univ.,_UK,_(2)_MPA_Garching,_Germany,_(3)_INAF-OAS_Bologna,_Italy,_(4)_INAF-OA_Catania,_Italy,_(5)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01041 |
赤方偏移z=0.145での長いガンマ線バーストGRB130702Aに関連する、広線型Ic超新星(SN)2013dxの特性は、スペクトルモデリングによって導出されます。SN2013dxの光度は他のGRB/SNeと類似しており、約0.4Msunの爆発で放出された56ニッケルの質量の派生値が得られました。ただし、そのスペクトル特性は、より小さい爆発運動エネルギーを示唆しています。放射線輸送モデルを使用して、SN噴出物のもっともらしい質量と密度分布を1次元近似で導き出しました。モデリングから得られた爆発で放出された質量(Mej~9Msun)は、よく研究されている他のすべてのGRB/SNeと同様ですが、運動エネルギーは大幅に小さくなっています(KE~10^{52}erg)。これは、より小さなKE/Mej比(~10^{51}erg/Msun)につながり、スペクトル線のより狭い外観に反映されます。低いKEは、マグネターエネルギーが爆発と元素合成に電力を供給するシナリオでは問題にはなりませんが、それでも非常に珍しいことです。同様のKEを持つSNeIcは、GRBと同時に見られたことはなく、同様に低いKEおよびKE/Mejを示すよく観察されたGRB/SNはありません。
| Title |
Testing_the_magnetic_flux_paradigm_for_AGN_radio_loudness_with_a_radio_intermediate_quasar |
| Authors |
Wara_Chamani,_Tuomas_Savolainen,_Kazuhiro_Hada,_and_Ming_H._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01089 |
噴出された活動銀河核(AGN)の多様性と、特にそれらの電波強度の不可解な広範囲を理解するには、AGNにおける相対論的ジェットの力を設定する上で磁場がどのような役割を果たすかを理解することが重要です。我々は、コアシフト効果を測定することによりジェット磁束を推定するための参照源として3つの近くのキャリブレータを使用して、無線中間クエーサーIIIZw2の多周波数(4-24GHz)VLBA位相参照観測を行った。各キャリブレータの自己参照コアシフトと位相参照コアシフトを組み合わせることで、IIIZw2の4GHzと24GHzの間のコアシフトに対して0.16masの上限が得られました。粒子エネルギー密度と磁束凍結近似を採用して、磁場強度とブラックホールを貫通するポロイダル磁束の両方の上限をさらに推定しました。測定された磁束の上限は、磁気的に停止したディスク(MAD)モデルによって予測された値と比較して、少なくとも5分の1小さいことがわかります。シンクロトロンスペクトルのターンオーバーからジェット磁場の強さを導き出す別の方法は、さらに小さな上限をもたらす。したがって、IIIZw2の中央エンジンはMAD状態に達しておらず、ソースに高速回転するブラックホールがあるにもかかわらず、強力なジェットの開発に失敗した理由を説明できます。ただし、Sikora&Begelman(2013)の磁束パラダイムによって予測されたように、それは小規模な磁場変動によって引き起こされる可能性がある断続的なジェットを生成します。我々はここで、ブラックホールのスピン測定と、ある範囲のジェットパワーにおけるAGNのVLBIコアシフト観測からの磁場測定とを組み合わせることで、利用可能な降着パワーに対するジェットパワーを設定する支配的な要因の強力なテストを提供できることを提案する.
RX J0123.4-7321 -- 物語は続く: 主要な星周円盤の損失と回復
| Title |
RX_J0123.4-7321_--_the_story_continues:_major_circumstellar_disk_loss_and_recovery |
| Authors |
M._J._Coe,_A._Udalski,_J._A._Kennea,_P._A._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01231 |
RXJ0123.4-7321は、小マゼラン雲(SMC)で定評のあるBe星X線連星システム(BeXRB)です。多くのそのようなシステムと同様に、可変的なX線放出は、質量ドナーのBeスターの基本的な振る舞いによって駆動されます。以前の研究では、光学とX線は、提案された119dのバイナリ周期で定期的なバーストを特徴としていたことが示されています。しかし、2008年2月頃、光学的挙動は大幅に変化し、以前は定期的な光学的バーストが終了しました。ここで報告されているのは、2008年以降の期間をカバーする新しい光学(OGLE)およびX線(Swift)の観測であり、ほぼ完全な星周円盤の喪失とその後の段階的な回復を示唆しています。これは、Be星からB星への移行の可能性を示しています。ただし、最新のOGLEデータ(2020年3月)の時点では、特徴的な周期的なバーストはまだ初期の状態に戻っておらず、ディスクの再構築がまだ完了していないことを示しています。
FFT ベースのフェーズ スクリーン シミュレーションの低周波数エラーと高周波数エラーを補正する一般的なアプローチ
| Title |
A_generalized_approach_to_compensate_for_low_and_high_frequency_errors_in_FFT_based_phase_screen_simulations |
| Authors |
Sorabh_Chhabra,_Jyotirmay_Paul,_Anamparambu_N._Ramaprakash,_Avinash_Surendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01002 |
高速フーリエ変換ベースのフェーズスクリーンシミュレーションは、スクリーンサイズ($G$)が外側のスケールパラメーター($L_0$)よりもはるかに大きい場合にのみ正確な結果を提供します。そうしないと、乱気流によって引き起こされる位相歪みの低周波数と高周波数の両方の動作を正しく予測できなくなります。サブハーモニック補償は、低周波数補正を支援する一般的に使用される手法ですが、画面サイズと外部スケールパラメーターの比率$(G/L_0$)のすべての値の問題を解決するわけではありません。サブハーモニクスに基づくアプローチは、低周波数範囲およびパッチ正規化係数でサブハーモニクス加算の不均等なサンプリングまたは重み計算につながります。これらの不足を補償するガウス位相自己相関行列を導入することにより、サブハーモニクスベースのアプローチを変更しました。理論値に対する構造関数の最大相対誤差は、直径100mまでの画面サイズでも、$(G/L_0$)比が1/1000の場合に0.5～3%と小さいことを示しています。
中性子モニター内部の中性子伝搬時間分布の測定とシミュレーション
| Title |
Measurement_and_Simulation_of_the_Neutron_Propagation_Time_Distribution_inside_a_Neutron_Monitor |
| Authors |
K._Chaiwongkhot,_D._Ruffolo,_W._Yamwong,_J._Prabket,_P.-S._Mangeard,_A._S\'aiz,_W._Mitthumsiri,_C._Banglieng,_E._Kittiya,_W._Nuntiyakul,_U._Tippawan,_M._Jitpukdee,_S._Aukkaravittayapun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01027 |
衛星搭載宇宙線イオン検出器のプロトタイプをテストするためのセットアップを使用して、ドイの標高2560mのNM64検出器であるプリンセスシリンドホーン中性子モニタ(PSNM)の上にシンチレータとシリコン検出器のスタックを操作しました。インタノン、タイ(18.59N、98.49E)。モンテカルロシミュレーションは、PSNMによる中性子カウントの約15%が、宇宙線シャワーからの大気中の二次粒子間のGeV範囲の陽子の相互作用によるものであることを示しています。これは、シンチレーターとシリコンによって検出できます。検出器。これらの検出器は、中性子が散乱してNM64を介して伝播する際の伝播時間分布の測定のタイミングトリガーを提供できます。このプロセスは、相互作用がエネルギー陽子(計数率の15%)によって開始されたか中性子によって開始されたかに関係なく同様のプロセスです。(カウント率の80%に対して)。この伝搬時間分布は、連続する中性子数間の時間遅延分布の根底にあり、そこからリーダーの割合(逆多重度)を決定できます。これは、$\sim$1-40GVの銀河宇宙線スペクトル変動を監視するために使用されています。ここでは、実験設定と大気中の二次粒子検出のモンテカルロシミュレーションの両方から伝搬時間分布を測定し、特徴付けました。ピーク($\約$70マイクロ秒)と、中性子数によって支配される数ミリ秒のテールを持つ既知の伝播時間分布を確認します。実験結果とモンテカルロ結果の両方について、中性子の拡散と吸収の分析モデルを使用して、この分布に当てはめます。さらに、実験とモンテカルロの両方によると、荷電粒子トリガーの20マイクロ秒以内に到着する即発中性子モニターパルスのグループを識別します。.
フォトン マッピングを使用した移動ターゲットの測光イメージのシミュレーション
フォトンマッピング手法に基づいて、移動するターゲットの測光画像をシミュレートするための、新しく使いやすい方法を紹介します。リアルなイメージは、フォトントレーシングとイメージレンダリングの2つのパスで作成できます。光源の性質、望遠鏡の追跡モード、点像分布関数(PSF)、CCDの仕様が画像化プロセスで考慮されます。さまざまな観察シーンでの測光画像を柔軟に生成できます。シミュレートされた画像と観察された画像を比較しました。それらの間の残差は無視できるほど小さく、それらの間の相関係数は高く、1020ペアの画像の中央値は$0.9379_{-0.0201}^{+0.0125}$です。これは、高い忠実度と類似性を意味します。この方法は用途が広く、移動するターゲットの将来の測光を計画し、既存の観察を解釈し、画像処理アルゴリズムのテスト画像を提供するために使用できます。
人工ニューラル ネットワークを使用して、空気のない物体の測光モデリングを改善する
| Title |
Using_artificial_neural_networks_to_improve_photometric_modeling_in_airless_bodies |
| Authors |
J._L._Rizos,_A._Asensio-Ramos,_D._R._Golish,_D._N._DellaGiustina,_J._Licandro,_J._de_Le\'on,_H._Campins,_E._Tatsumi,_M._Popescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01363 |
気孔率、粒子サイズ、粗さなどの空気のない物体の表面の物理的特性に関する関連情報は、照明による明るさと形状の観察による依存性を知ることで推測できます。さらに、この知識は、さまざまな照明条件下で取得したデータを標準化または測光的に修正するために必要です。この作業では、OSIRIS-REx宇宙船からカメラMapCamによって取得されたBennu画像を使用してテストおよび検証された、堅牢で自動かつ効率的な測光モデリング手法を開発します。これは、人工ニューラルネットワークによる教師あり機械学習アルゴリズムで構成されています。私たちのシステムは、すべてのカラーフィルターに対して、すでに公開されている以前の手順よりも正確なモデリングを提供し、この従来のアプローチよりも最大14.30%向上し、計算時間を大幅に削減します。
ライマンα線の青い翼における衝突効果
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のCosmicOriginSpectrograph(COS)を使用して、ライマンα線より下のスペクトル観測が得られるようになりました。したがって、DAおよびDBAの白色dwar星における放射輸送の正確な計算を可能にするライマンα線の青い翼の正確な処理を提供することが必要です。理論面では、私たちはごく最近、水素の1s、2s、および2p状態の非常に正確なH-Heポテンシャルエネルギーを開発しました。それにもかかわらず、シグマ状態と電子双極子遷移モーメントの漸近相関について不確実性が残った。中性H原子との衝突によって摂動された水素の共鳴の広がりについての最初の計算でも、同様の問題が発生しました。この論文の目的は2つあります。まず、シグマ状態の漸近相関の問題を明確にし、特定の2s2pクーロンのために、相対論的寄与は、たとえ非常に小さなものであっても、状態の正しい長距離および漸近的記述を説明する必要があることを示します。水素の縮退。Hの2sおよび2p状態の小さな分割を誘発するこの相対論的補正の効果は、H-HeのSigma-Sigma$遷移双極子モーメントにとって重要であることが示され、H-Hでも議論されています。第二に、既存の(HH)と新たに決定された(H-He)の正確なポテンシャルと特性を使用して、HeとHによって摂動されたHのライマンα線の青い翼に対する衝突効果の理論的調査を提供します。相対密度に応じたH原子とHe原子のブルーウィングにおける相対的な寄与。最後に、最近のCOS観測との比較を達成し、1190Aを中心とする機能の割り当てを提案します。
リチウムの追跡: 褐色 Dwar星の年齢、質量、重力を超えたリチウム含有分子の追跡
| Title |
Following_the_Lithium:_Tracing_Li-bearing_Molecules_Across_Age,_Mass,_and_Gravity_in_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Ehsan_Gharib-Nezhad,_Mark_S._Marley,_Natasha_E._Batalha,_Channon_Visscher,_Richard_S._Freedman,_Roxana_E._Lupu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00781 |
リチウムは、$\sim68\,M_{\rmJ}$を超える質量で核融合によって失われるため、超低温dd星を理解する上で重要な要素です。したがって、原子Liの有無は、褐色dwar星と非常に低質量の星との間の約$75\,M_{\rmJ}$での近くのH燃焼境界の指標として機能しています。歴史的に、670.8nmでのLi線の存在と強さの検索である「リチウムテスト」は、天体が恒星状のスペクトルエネルギー分布を持つ亜恒星質量(たとえば、後期型Mddd星)を持っているかどうかのマーカーでした。.Liテストは、原理的には後期型のLTドワーフの質量を区別するためにも使用できますが、Liは主に原子ガスとしてではなく、LiH、LiF、LiOH、LiClなどの分子種としてより低温の大気中で発見されています。.L型およびT型の褐色dalso星も670nmでは非常にかすかであるため、高分解能分光法の対象となるのは困難です。しかし、最近になってようやく分子Li種の実験的な分子系統リストが利用可能になり、分子Liの質量識別が可能になりました。本研究では、これらの各Li含有分子の最新の不透明度を生成し、これらの分子の存在量の熱化学平衡大気組成計算を実行しました。最後に、雲のない褐色dwar星大気と雲のない褐色datmosphereatmosphere星大気の一連の放射対流平衡モデルの熱放射スペクトルを計算しました($T_{\rmeff}=$500--2400~K、$\logg$=4.0、4.5、5.0)は、褐色lithiumwar星の質量と年齢の関数として、大気中のリチウム含有種の有無が最も簡単に検出される場所を理解するためのものです。原子Liの後、最良のスペクトルシグネチャは、$10.5-12.5$~\ミクロンのLiFと$14.5-18.5$\ミクロン$のLiClであることがわかりました。LiHはまた、$\sim9.38$$\ミクロン$で狭い特徴を示しています。
2020年12月14日の皆既日食中のコロナ質量放出の偶然の観測
2020年12月14日の皆既日食の観測結果を報告し、その間にコロナ質量放出が伝播しているのを見ることができます。露出の高いダイナミックレンジをカバーする包括的な写真のセットにより、その寸法を特徴付けることができます。全体の数分間の間に、正面の変位が見られます。
数値的に未解決の太陽遷移領域の新しい広がり技術とコロナル近似を用いた分光合成への影響
| Title |
A_new_broadening_technique_of_numerically_unresolved_solar_transition_region_and_its_effect_on_the_spectroscopic_synthesis_using_coronal_approximation |
| Authors |
Haruhisa_Iijima,_Shinsuke_Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00864 |
遷移領域は、太陽コロナからのエネルギー損失を制御する太陽大気の薄い層です。数値モデリングでこの薄い遷移領域を完全に解決するには、多数のグリッドポイントが必要です。この研究では、多次元領域に簡単に拡張できるLTRACと呼ばれる新しい数値処理を提案します。活動領域における冠状ループの一次元流体力学的モデルを使用して、提案された方法をテストしました。LTRAC法は、物理的に必要な値の約1000倍である50～100kmの数値グリッドサイズで遷移領域のモデル化を可能にします。光学的に薄い発光に対する考えられる影響を評価するために、速度微分放出測定を使用しました。低温放出は、以前の方法よりもLTRAC方法でよりよく再現されました。合成された線放射のドップラーシフトと非熱幅は、$10^5$Kの形成温度を超える数km/sの誤差内で、高解像度リファレンスシミュレーションの値と一致します。
局所線形埋め込みによる形態型に基づく OGLE 食変光星の分類
| Title |
Classification_of_OGLE_eclipsing_binary_stars_based_on_their_morphology_type_with_Locally_Linear_Embedding |
| Authors |
Attila_B\'odi,_Tam\'as_Hajdu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01039 |
光学重力レンズ実験(OGLE)は、銀河バルジとマゼラン雲の分野で数十万の食変光星を継続的に監視しています。これらのオブジェクトは、接触、非接触、楕円体、激変星などの主要な形態学的サブクラスに分類されています。両方とも、事前定義されたテンプレートと目視検査と光度曲線を一致させることによってです。ここでは、元のケプラーミッションで観測された食変光星分類から着想を得た、光度曲線の形態に基づいた機械学習による自動分類の結果を示します。同様に、ローカルジオメトリと隣接するデータポイントの類似性を維持しながら、次元削減手法、つまりローカル線形埋め込みを使用して、データセットの高次元を低次元埋め込みパラメーター空間にマッピングします。3つの連続したステップの後、各連星に1つのパラメーターを割り当てます。これは、「分離度」、つまり、コンポーネントの相対半径の合計で適切にスケーリングします。この値は、OGLEカタログにリストされている形態タイプとよく一致しており、軌道周期とともに、光度曲線の類似性に基づいて形態学的サブタイプをフィルタリングするために使用できます。当社のオープンソースパイプラインは、他の大規模データセットに完全に自動で適用して、連星を分類することができます。
初期型星と後期型星の表面輝度・色関係のキャリブレーションの進展
| Title |
Progress_on_the_calibration_of_surface_brightness-colour_relations_for_early-_and_late-type_stars |
| Authors |
Anthony_Salsi,_Nicolas_Nardetto,_Denis_Mourard,_Dariusz_Graczyk,_Monica_Taormina,_Orlagh_Creevey,_Vincent_Hocde,_Fr\'ed\'eric_Morand,_Karine_Perraut,_Grzegorz_Pietrzynski,_Gail_H._Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01073 |
表面輝度と色の関係(SBCR)は、角直径の推定と星の特性の導出に広く使用されています。それらは、初期型と後期型の食変光星からの銀河系外距離を導き出すために重要であり、潜在的に、惑星をホストする後期型の星の惑星パラメータを抽出するために重要です。これまでにさまざまなSBCRが実装されてきましたが、文献には依然として精度と精度の点で大きな食い違いがあります。私たちは、恒星の特徴に基づいた選択基準を使用し、均一な干渉角直径測定と組み合わせて、BおよびA初期タイプの星の正確なSBCRを開発することを目指しています。また、特にガイア測光帯において、後期型の星のSBCRを改善します。CHARAアレイに搭載されたVEGA装置により、初期型の星18個を観測しました。次に、SBCRを構築するために、星の特徴診断とともに測光測定に追加の基準を適用します。準巨星およびdd小初期型の星のSBCRを校正します。関係のRMSは$\sigma_{F_{V_{0}}}=0.0051\,$magであり、角直径の推定の平均精度は2.3%、$VK<-0.2\では3.1%になります。,$magおよび$VK>-0.2\,$magの場合は1.8%。Johnson-$K$と2MASS-$K_s$測光間の変換は、初期型の星にとって重要な問題であることがわかりました。この結果に続いて、我々は、ジョンソン-$K$または2MASS-$K_s$の変換された測光のいずれかでそれらを較正することにより、後期型の星の以前のSBCRを再検討しました。また、Gaia測光に基づいてこれらのSBCRのキャリブレーションを改善します。後期型の星のSBCRを使用した角直径の期待される精度は、1.0%から2.7%の範囲です。初期型の星の角直径の推定精度が2.3%に達することで、初期型の食変光星を使用して銀河系外の距離を決定するための重要な進歩が行われました。
プラズマ特性、スイッチバック パッチおよび低 $\alpha$-0.13 au での遅いアルファ線のコロナホール風における粒子の豊富さ
| Title |
Plasma_Properties,_Switchback_Patches_and_Low_$\alpha$-Particle_Abundance_in_Slow_Alfv\'enic_Coronal_Hole_Wind_at_0.13_au |
| Authors |
Thomas_Woolley,_Lorenzo_Matteini,_Michael_D._McManus,_Laura_Ber\v{c}i\v{c},_Samuel_T._Badman,_Lloyd_D._Woodham,_Timothy_S._Horbury,_Stuart_D._Bale,_Ronan_Laker,_Julia_E._Stawarz,_Davin_E._Larson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01075 |
パーカー・ソーラー・プローブ(PSP)ミッションは、太陽に近い太陽風をこれまでのどの宇宙船よりも近くで研究するユニークな機会を提供します。4回目と5回目の太陽との遭遇の間、PSPは同じ軌道軌道を持っていました。つまり、太陽風は同じ緯度と半径距離で測定されました。空間進化の影響を減らすために、これらの遭遇全体で同じ太陽中心距離($\sim$0.13au)と緯度($\sim$-3.5$^{\circ}$)で測定された2つのストリームを識別します。各ストリームのプラズマを比較することにより、PSPが太陽圏電流シートに近接しているにもかかわらず、それらが変動する過渡事象によって支配されていないことを確認します。両方の流れは、放射状の影響が考慮されると、以前の遅いアルフエニック太陽風の研究と一致しており、南極のコロナホールの境界で発生しているように見えます。また、これら2つのストリーム間でスイッチバックプロパティに明確な違いがないことも示しています。遭遇5ストリームでは、$\alpha$粒子の存在量が少ない($\sim$0.6%)ことが観察され、$\alpha$粒子の枯渇を引き起こすには、コロナホール境界風に何らかの物理的メカニズムが作用する必要があることを示唆しています。私たちの観測結果について考えられる説明が議論されていますが、枯渇が放出中なのか、風の加速中なのかは不明のままです。フラックスチューブの引数を使用して、この低速風の$\sim$0.6%の$\alpha$-粒子アバンダンスは、1auでの$\sim$0.9%のアバンダンスに対応する可能性があることに注意してください。最後に、2つのストリームはスイッチバックパッチの空間範囲にほぼ対応しているため、パッチはコロナホール風の明確な特徴であることが示唆されます。
銀河のダブルモード RR ライラ星をガイア EDR3 に対して探査する
古典的なダブルモードパルセータ(RRライラ星とデルタケフェイド変光星)は、低次の放射状モードで同時に脈動するために重要です。これにより、物理パラメータに厳しい制約を課すことができます。30個の明るい銀河のダブルモードRR~Lyrae(RRd)星を使用して、それらの光度を推定し、ガイア調査の最近のデータリリース(EDR3)の視差から派生したものと比較します。私たちは、脈動モデルと進化モデルを、観測によって決定された有効温度とともに採用して、基本的な星のパラメータを導き出します。6つの外れている星を除いて(たとえば、ブレンドの問題がある場合など)、RRdとガイアの光度はよく相関しています。赤外線フラックス法に基づく作品の1つから採用された温度ゼロ点では、RRdとガイアの光度を一致させるには、ガイアの視差を0.02mas増やす必要があることがわかりました。この値は、ガイアの文脈における連星に関する研究から得られた値と一致しています。また、RRdパラメータから次のように、2MASSKバンドで得られた周期-光度-金属量(PLZ)関係も調べます。これは、2つの独立して派生した他のPLZの検証につながります。有意なゼロ点の違いは見つかりませんでした。さらに、予測されたKの絶対等級は、sigma=0.005-0.01magの範囲内で一致します。
巨大なプロトステラー ジェットのコリメーション ゾーンにズームインする
| Title |
Zooming_into_the_Collimation_Zone_in_a_Massive_Protostellar_Jet |
| Authors |
Carlos_Carrasco-Gonz\'alez,_Alberto_Sanna,_Adriana_Rodr\'iguez-Kamenetzky,_Luca_Moscadelli,_Melvin_Hoare,_Jos\'e_M._Torrelles,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Andr\'es_F._Izquierdo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01235 |
原始星ジェットは、すべての質量の原始星の最も初期の進化において基本的な役割を果たしています。低質量(<8Msun)の原始星の場合、発射とコリメーションがX風および/または円盤風のメカニズムによるものであるという強力な観測証拠が存在します。これらのモデルでは、強力な磁場を介して原始星の近くでジェットを発射してコリメートするために必要なすべての条件を作成するのは、原始星/ディスクシステムです。より重い原始星からのジェットの起源は、あまり研究されていないが、その理由の一部は、これらのより遠い天体のコリメーションゾーンを解決することが難しいためである。ここでは、巨大な原始星であるCepAHW2ラジオジェットを動力源とするジェットの最高角度分解能の観測結果を示します。私たちは、原始星からわずか20auまでの距離での電波放射を画像化し、大規模な原始星ジェットの最も内側の100auを初めて解決しました。この巨大な天体における電波ジェットの放出の形態は、低質量の原始星からのジェットで通常観察されるものとは大きく異なります。HW2の流出物質には、原始星/円盤系から放出される広角風と、原始星から20-30auで始まる高度にコリメートされたジェットの2つのコンポーネントがあることがわかりました。古典的な円盤風の巨大な原始星への拡張、または広角風の外部コリメーションという2つの可能なシナリオについて議論します。これらの結果は、質量の異なる星がどのように形成されるかを理解する上で重要な結果をもたらします。
若い太陽の 1 年間: kappa1 Ceti のデータ制約付きコロナ風モデル
| Title |
One_Year_in_the_Life_of_Young_Suns:_Data_Constrained_Corona-Wind_Model_of_kappa1_Ceti |
| Authors |
Vladimir_S._Airapetian,_Meng_Jin,_Theresa_Lueftinger,_Sudesha_Boro_Saikia,_Oleg_Kochukhov,_Manuel_Guedel,_Bart_Van_Der_Holst,_W._Manchester_IV |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01284 |
磁気的に活発な太陽のような若い星は、X線や極紫外線(EUV)フラックス、恒星風、および噴火イベントの形で電離放射線を効率的に発生させます。これらの出力は、大気散逸と活動中の星の周りの(系外)惑星の化学に影響を与える重要な要因です。X線フラックスと表面磁場は観測から導き出すことができますが、EUV放出と風質量フラックス、コロナ質量放出、および関連する恒星エネルギー粒子イベントは直接観測できません。ここでは、分光偏光データ、HST/STIS遠紫外、X線データデータ、および11か月で区切られた2つのエポックで再構築された星の磁気マップによって入力が制限された3次元磁気流体力学(MHD)モデルの結果を示します。シミュレーションは、年間を通して、地球の恒星コロナが単純な双極子様から多重極場成分を持つ傾斜した双極子へと劇的な移行を経験したことを示しています。強い衝撃。CIRによって及ぼされる動圧は、太陽から観測されるものより1300倍大きく、初期の金星、地球、火星、および地球に似た若い惑星の大気侵食に寄与する可能性があります。私たちのデータに制約のあるMHDモデルは、G-M惑星をホストするドワーフのコロナ環境をモデル化するためのフレームワークを提供します。モデル出力は、太陽系外惑星大気モデルの現実的な入力として機能し、今後のJWSTおよび地上観測でテストできる大気散逸および化学に対する星のコロナ放射、恒星風、CIRの影響を評価することができます。
圧縮性乱流の慣性範囲の分析的導出
定常乱流の解析モデルを使用して、圧縮性乱流の慣性範囲パワースペクトルを取得します。均一な乱気流の場合、すべての小さい波数から与えられた波数で注入されるエネルギーを制御する時間スケールは、各空間コンポーネントで等しいと仮定します。ただし、縦方向成分のエネルギーは圧縮に転用されるため、乱流粘性によってすべての大きな波数に伝達されるエネルギーを制御する速度は減少します。結果として得られる慣性範囲は、指数-2のべき乗則です。実際、そのようなパワースペクトルは、さまざまな天体物理学の設定や数値シミュレーションでも観測されました。
暗黒エネルギーの根底にある原因としての宇宙後期の自発的対称性の破れ
自発的対称性の破れは、電弱統一の基礎であり、素粒子物理学の標準モデルを超えたモデル構築の不可欠な部分として機能します。この論文では、大規模な宇宙での自発的対称性の破れから後期宇宙の加速膨張を得る努力をレビューする。この現象は、簡単に説明する相転移のギンツブルグ-ランダウ理論によって最もよく理解されます。以下、相対論的場の理論における自発的対称性の破れの要素を紹介する。次に、特定の形式の共形結合を使用して実現される、後期宇宙における対称性の破れに基づく「シンメトロン」シナリオについて説明します。ただし、モデルは、局所的な重力の制約により、遅い時間の加速への「NOGO」に直面しています。この問題は、質量のない$\lambda\phi^4$理論を大量のニュートリノ物質と組み合わせることで回避できると主張しています。この場合、カップリングは進化の後期段階で動的に蓄積され、$Z_2$対称性の破れを引き起こします。$Z_2$の対称性を維持したまま、結合は早い段階で消失します。その結果、磁場はニュートリノの質量に比例する真の基底状態でゼロ以外の質量を選択し、それによって、少し調整するだけで、このフレームワークで遅い時間の加速を実現できます。
拡張重力での指数モデルの準シッターと線形結合のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_quasi_de_Sitter_and_linear_combination_of_exponential_models_in_extended_gravity |
| Authors |
B._Mishra,_Eesha_Gadia,_S.K._Tripathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00924 |
この論文では、拡張重力理論の枠組みの中で、等方性時空におけるいくつかの宇宙論モデルの動力学的側面を研究しました。2つの加速する宇宙論モデルは、準ドシッター(QDS)と指数関数(LCE)スケールファクターの線形結合で表示されます。幾何学的なテストメカニズムが実行され、分析されました。QDSモデルの結果は、一致する$\Lambda$CDMモデルからの逸脱を示していますが、LCEモデルの結果として得られる動作は、現在のエポックでのみ$\Lambda$CDMモデルと互換性があるようであり、近い将来には互換性がないようです。過去。
UHE エア シャワーでの光子崩壊: ローレンツ違反に厳しい
超高エネルギー(UHE)宇宙線によって引き起こされる大規模な空気シャワーでは、他の手段で到達可能なエネルギーをはるかに超えるエネルギーで二次光子が生成されると予想されます。このような光子の崩壊は、ローレンツ違反を許す特定の理論では可能な限り、シャワーの発達に大きな変化をもたらす可能性があることが示されています。シャワーの最大深度$\left<X_\text{max}\right>$の平均深さの観察に基づいて、以前の研究では厳しい制限付きローレンツ違反が設定されています。ここでは、追加の観測値として、シャワーからシャワーへの変動$\sigma(X_\text{max})$を含めます。$\left<X_\text{max}\right>$と$\sigma(X_\text{max})$を組み合わせてシャワー観測を行うことで、UHE光子の崩壊の可能性をより厳密にテストすることができ、以前の因数50で制限されます。
圧縮試験場法とそのせん断ダイナモへの適用
| Title |
Compressible_test-field_method_and_its_application_to_shear_dynamos |
| Authors |
Maarit_J._K\"apyl\"a,_Matthias_Rheinhardt_and_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01107 |
この研究では、$\alpha$効果と乱流磁気拡散テンソル、および完全なMHD方程式に適用される平均ポンデロモーティブ力と質量ソースに関連するテンソルを計算するための圧縮性テストフィールド法(CTFM)を示します。メソッドの理論的背景を説明し、準運動学的テストフィールドメソッド(QKTFM)と、以前に研究された単純化されたMHD(SMHD)で動作するバリアントと比較します。ロバーツ形状の速度と磁場を使用したいくつかのテストケースを提示し、課せられた磁場法との比較も行います。調査したすべてのケースで、CTFMは課されたフィールド法と一致する結果を与えることを示します。CTFMとSMHDの亜種の間には、いくつかの偏差が存在します。関連する物理的アプリケーションとして、大規模なダイナモ(LSD)アクションを示す非らせん状強制せん断流を研究し、低レイノルズ数、中程度のせん断システムの再分析を提示します。運動量方程式、およびコヒーレントなせん断電流効果は見つかりませんでした。もう1つの重要な違いは、以前の研究では磁気強制力を使用して小規模ダイナモ(SSD)の動作を模倣したことですが、ここでは、純粋な運動力による強制力によって自己整合的に駆動されます。コヒーレントなせん断電流効果はまだ見つかっていませんが、強力な大規模ダイナモ(LSD)アクションは回復しています。これは、私たちの分析によると、インコヒーレント効果によって駆動されます。
放物線コアを持つ大規模中性子星モデル
Negietal.で発表されたコアエンベロープモデルの調査結果。\cite{Ref1}は、参照\cite{Ref2}を考慮して議論されています。取り組むべき結果に大きな変化があることがわかる.さらに、Negiらでは考慮されていなかった構造の重力結合エネルギー、因果関係、および脈動安定性も計算しました。\cite{Ref1}.変更された結果は、中性子星とパルサーのモデル化に重要な結果をもたらします。この研究で得られた最大の中性子星の質量は、Rhodes\&Ruffini\cite{Ref3}によって得られた古典的な結果の平均値、およびKalogera\&Byam\cite{Ref4}によって得られた中性子星の質量の上限に対応し、SoSoSo谷\cite{Ref5}による最新の理論的推定にかなり近い。一方で、2$M_\odot$\cite{Ref6}、\cite{Ref7付近の中性子星の最大質量によって課せられる最近の観測制約を満たすことができる状態方程式(EOS)が文献にほとんどない場合},\cite{Ref8}である一方、現在の分析モデルは、この制約を問題なく満たすことができます。さらに、この研究で得られたコンパクトさパラメータ$u(\equivM/a$;幾何学的単位での質量とサイズの比)$\leq0.30$の最大許容値も、$u_{\rmの絶対最大値と一致しています。max}=0.333^{+0.001}_{-0.005}$連星中性子星合体GW170817の観測結果(eg\cite{Ref9}を参照)。
| Title |
Neutrino_events_within_muon_bundles_at_neutrino_telescopes |
| Authors |
Miguel_Guti\'errez,_Gerardo_Hern\'andez-Tom\'e,_Jos\'e_I._Illana,_Manuel_Masip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01212 |
大気ニュートリノフラックスには、$E\ge10$TeVでのみ重要になる、チャームドハドロンの急速な崩壊からの成分が含まれています。しかし、これらのエネルギーでは、IceCubeによって発見された宇宙ニュートリノの拡散フラックスは、大気のものよりも大きいようです。ここでは、km$^3$の望遠鏡で下降する大気イベントにおけるニュートリノの相互作用を検出する可能性を研究します。ニュートリノ信号は常に、その大気の起源を明らかにするミュオン束と一緒に現れ、一般的には、傾斜した深さで検出器の活動が増加することを意味します。これらのイベントを通常のミュオンバンドルから分離できる単純なアルゴリズムを提案します。
修正されたフィンチ スキア時空における圧力異方性の存在下でのコンパクトな恒星モデル
圧力異方性を仮定することにより、本論文では異方性コンパクト星の新しいモデルが得られた。提案されたモデルは特異点がありません。モデルは、無次元パラメータ「n」に依存するメトリックポテンシャル$g_{rr}$の物理的に合理的な選択を考慮することによって得られます。$n$の効果は、数値的、分析的、そしてプロットを通して議論されます。さまざまな物理パラメータのプロファイルを描画するために、n($10\leqn\leq1000$)に幅広い範囲を集中させました。$n$のさまざまな値に対する最大許容質量は、M-Rプロットによって取得されています。$n$の値が大きいほど、モデルの安定性が向上することを確認しました。モデルの実行可能性については、2つのコンパクト星PSRJ1614-2230とEXO1785-248を考慮しました。我々は、一般相対性理論の文脈において、異方性因子と計量成分の式が非荷電星モデルの母関数として役立つことを示した。
