LIGOやVIRGOによって重力波が検出されて以来、確率的重力波の背景をさらに観測することで、原始宇宙に関する多くの情報が得られることが期待されています。原始曲率摂動によって引き起こされる重力波に関する研究は非常に興味深いものです。この論文の目的は、3次誘導重力波を調査することです。宇宙摂動の理論に基づいて、1次スカラーは2次スカラー、ベクトル、およびテンソル摂動を誘発します。次の反復では、1次のスカラー、2次のスカラー、ベクトル、およびテンソル摂動がすべて3次のテンソル摂動を誘発します。単色の原始パワースペクトルの3次重力波のエネルギー密度スペクトルを示します。3次の重力波のエネルギー密度スペクトルの形状は、2次のスカラー誘起重力波のエネルギー密度スペクトルの形状とは異なります。そして、2次スカラー摂動によって発生する3次重力波がエネルギー密度スペクトルを支配することがわかりました。
再電離史のガウス過程再構築
ガウス過程回帰を使用して再電離の歴史を再構築します。ハッブルフロンティアフィールドからのUV光度データの編集を使用して、UV光度密度の赤方偏移の進化を再構築し、それによってイオン化方程式のソース項の進化を再構築します。このモデルに依存しない再構成は、光度密度の単一のべき乗則の進化を除外しますが、対数二重べき乗則のパラメータ化をサポートします。再電離方程式と再構成されたソース項を統合することにより、再電離履歴を取得します。プランク宇宙マイクロ波背景放射観測からの光学的深度制約、-17および-15の打ち切り等級まで統合されたUV光度関数の測定、および高赤方偏移クエーサー、銀河およびガンマ線バースト観測から得られた電離率の測定を使用して、再電離の歴史を制約します.保守的なケースでは、68%と95%の信頼区間で$\tau=0.052\pm0.001\pm0.002$として光学的深さの制約が見つかります。10%と90%のイオン化の間の赤方偏移の持続時間は、$2.05_{-0.21-0.30}^{+0.11+0.37}$であることがわかります。ジョイント分析で切り捨て等級-15のUV光度密度データを使用する場合、再イオン化のより長い期間がサポートされます。私たちの結果は、保守的な再構築においても、宇宙論と天体物理学の観測を組み合わせることで、再電離の時代に厳しい制約を与えることができることを指摘しています。
DECIGO および B-DECIGO ソースを使用した強いレンズ作用による宇宙パラメータの制約
| Title |
Constraining_cosmological_parameters_from_strong_lensing_with_DECIGO_and_B-DECIGO_sources |
| Authors |
Shaoqi_Hou,_Xi-Long_Fan,_Zong-Hone_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01765 |
重力レンズ効果は、宇宙論モデルを測定または制約するために長い間使用されてきました。重力波のレンズ効果はLIGO/Virgoでは観測されていないが、将来の日本の宇宙干渉計DECIGOおよびB-DECIGOによって、数から数百のレンズ化イベントが検出されることが予想される。4年間走っています。レンズ化重力波イベントの予測が与えられると、レンズ化統計と時間遅延法を介して宇宙パラメータの制約を推定できます。レンズ統計法では、レンズの赤方偏移の知識は、中程度の不確実性があっても、物質のエネルギー密度パラメータ$\Omega_M$に厳密な境界を設定します。つまり、$0.288\lesssim\Omega_M\lesssim0.314$でベスト。ハッブル定数$H_0$の制約は、時間遅延法を使用して決定できます。$5\sigma$では、$|\deltaH_0|/H_0$はDECIGOの$3\%$から$11\%$の範囲であり、B-DECIGOは制約の少ない結果、$8\%-15\%$。この作品では、光度距離と時間遅延距離の不確実性は、それぞれ$10\%$と$20\%$に設定されています。これらの距離の測定の改善により、境界が厳しくなります。
重力波の標準サイレンと 21 cm の強度マッピングは、どのように連携して、宇宙後期の正確な宇宙探査を提供できるのでしょうか?
| Title |
How_can_gravitational-wave_standard_sirens_and_21_cm_intensity_mapping_jointly_provide_a_precise_late-universe_cosmological_probe? |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Ling-Feng_Wang,_Peng-Ju_Wu,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01859 |
今後数十年間で、重力波(GW)標準サイレン観測と中性水素21cm強度マッピング(IM)調査は、2つの有望な非光学宇宙プローブとして、宇宙パラメーターを正確に測定する上で重要な役割を果たします。この作業では、GW標準サイレン観測と21cmIM調査との相乗効果を利用して、宇宙パラメータ推定の予測を行います。GW検出プロジェクトの代表として太地天文台とアインシュタイン望遠鏡(ET)を選択し、21cmIM実験の代表としてスクエアキロアレイ(SKA)フェーズI中周波アレイを選択します。GWの標準的なサイレン観測と21cmIMサーベイの相乗効果が、宇宙論的パラメータの縮退を打破する可能性があることがわかりました。Taiji+ET+SKAの共同データは、$\Lambda$CDMモデル$\sigmaで$\sigma(H_0)=0.23\{\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}}$を与えます。$w$CDMモデルでは(w)=0.025$、CPLモデルでは$\sigma(w_0)=0.057$および$\sigma(w_a)=0.275$であり、$Planck$2018の結果よりも優れています。TT、TE、EE+lowE+lensing+SNe+BAO。$\Lambda$CDMモデルでは、$H_0$と$\Omega_{\rmm}$の拘束精度は1%未満か、むしろ1%に近く、非光学的精密宇宙論の素晴らしい見通しが期待に値することを示しています。.
「コメント: 宇宙のブラックホールはタクルタの計量法では記述されていません」への返信
| Title |
Reply_to_"Comment_on:_Cosmological_black_holes_are_not_described_by_the_Thakurta_metric" |
| Authors |
Gert_H\"utsi,_Tomi_Koivisto,_Martti_Raidal,_Ville_Vaskonen,_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02007 |
この返信で、私たちは最近の論文[arXiv:2105.09328]へのコメント[arXiv:2105.14908]に対処します。そこでは、タクルタメトリックは宇宙論的なブラックホールを記述していないと主張しました。タクルタブラックホールの質量成長は、エネルギーの流入(つまり、降着)によるものであり、定義上、幾何学的特徴ではないことを明確にしています。[arXiv:2105.09328]の結論は、このエネルギー流束の解釈とは無関係です。原始のタクルタブラックホールの平均エネルギー密度は$a^{-2}$とスケールし、滑らかな暗黒物質成分から原始ブラックホールセクターへの非現実的で微調整されたエネルギー移動が必要であることを示します。
インフレーションからのリンギング非ガウス性とポテンシャルの二次導関数のステップ
| Title |
Ringing_Non-Gaussianity_from_inflation_with_a_step_in_the_second_derivative_of_the_potential |
| Authors |
Rakhi._R_and_Minu_Joy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02043 |
スカラー場によって駆動されるインフレーションモデルが考えられ、その場に対して2次導関数のステップを持つポテンシャルを持っています。最適な潜在的なパラメーター値については、3点関数と、注目モデルに関連付けられている非ガウス性が計算されます。3点関数の形状とスケール依存性を研究します。このモデルの際立った特徴は、$f_{NL}$の特徴的なリンギング動作です。このモデルの$f_{NL}$の振動は、以前に研究されたモデルと比較して、k値のはるかに長い範囲で持続することがわかります。その意味で、このモデルは、潜在的に他の機能を備えたモデルと区別できる可能性があります。
キラル選択、同位体存在比シフト、および隕石アミノ酸の自触媒作用
| Title |
Chiral_Selection,_Isotopic_Abundance_Shifts,_and_Autocatalysis_of_Meteoritic_Amino_Acids |
| Authors |
Michael_A._Famiano_and_Richard_N._Boyd_and_Takashi_Onaka_and_Toshitaka_Kajino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01531 |
隕石中のアミノ酸の発見は、それらの形成に続くそれらの処理の起源に関する2つの手がかりを示した.それらのいくつかの左利きに対するわずかな好みと、それらの構成原子のいくつかの同位体異常である.この記事では、反電子ニュートリノと、超新星や衝突中性子星などのソースオブジェクトからの磁場を使用して、1つのアミノ酸のキラリティーを選択的に破壊し、同位体を作成する超新星ニュートリノアミノ酸処理(SNAAP)モデルの理論的結果を示します。豊かさがシフトします。もっともらしい磁場と反電子ニュートリノフラックスについては、アミノ酸集団の相対的な左/右非対称性として定義される非ゼロの正の鏡像体過剰率$ee$sが2つのアミノ酸についてレビューされ、条件が提案されていますこれは、すべての$\alpha$-アミノ酸に対して$ee>0$を生成します。$ee$sを生成する比較的高エネルギーの反ニュートリノは、必然的に同位体異常も生成します。核反応ネットワークは、それらと隕石中の核種から生じる反応を記述するために開発されました。同様の反ニュートリノフラックスでは、反ニュートリノ相互作用による残骸の再結合が、D/$^1$Hおよび$^{15}$N/$^で観測されたものと定性的に一致するかなりの同位体異常を生成することが示されています。{14}$N.$^{13}$C/$^{12}$Cの同位体異常は、同様に観測されているように、小さいと予測されています。隕石で観測された最大の$ee$sを生成するには、どのモデルでも自己触媒が必要になる場合があります。これにより、元のSNAAPモデルの制約が緩和され、アミノ酸処理が可能なサイトで流星体が生き残る確率が高まります。これらの結果は、地球上の生命の起源に明らかな意味を持っています。
Siraj & Loeb 著「長周期彗星の分裂が恐竜絶滅の起源」にまつわる事柄
| Title |
Matters_Arising_on_"Breakup_of_a_long-period_comet_as_the_origin_of_the_dinosaur_extinction"_by_Siraj_&_Loeb |
| Authors |
Steven_J._Desch,_Alan_P_Jackson,_Jessica_L._Noviello,_Ariel_D._Anbar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01533 |
SirajとLoebによる最近の出版物(2021;NatureScientificReports11,3803)は、チクシュルーブの衝突体が彗星なのか小惑星なのかという議論を復活させようとしています。彼らは、地球に衝突する長周期彗星の約20%が、太陽のロシュ限界内を通過することによって最初に破壊され、チクシュルーブ衝突体に必要なサイズの何千もの破片を生成すると計算しています。これにより、彗星の衝突率が最大15倍になり、小惑星と同じくらい地球に衝突する可能性が高くなります。彼らはまた、彗星が地球化学的制約に適合する可能性が10倍高いと主張している。これは、チクシュルーブの衝突体が炭素質コンドライトのようなものであることを示している。これらの結論は、文献の誤った解釈に基づいています。SirajとLoeb[1]は、彗星の潮汐破壊中に生成される破片の数を過大評価しています。数千ではなく数十の破片が生成されます。彼らはまた、「炭素質コンドライト」を特定の種類の炭素質コンドライトと混同し、イリジウムの証拠を無視するため、彗星は小惑星よりもチクシュルーブ衝突体と一致する可能性が高いように見えるが、実際にはそれらは除外される可能性が高い.彗星ではなく、CMまたはCR炭素質コンドライトに類似したアステロイドインパクターが強く好まれます。
惑星の重力によって摂動された円盤内の小天体の堆積による原始惑星の成長
| Title |
The_Growth_of_Protoplanets_via_the_Accretion_of_Small_Bodies_in_Disks_Perturbed_by_the_Planetary_Gravity |
| Authors |
Tatsuya_Okamura,_Hiroshi_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01558 |
惑星は、原始惑星系円盤内の小さな天体の衝突降着によって成長します。このような小さな天体は強いガスの抗力を感じ、その軌道は惑星の周りのガスの流れと大気構造に大きく影響されます。原始惑星系円盤内のガスの流れを、惑星の重力によって変動する様子を3次元流体力学シミュレーションで調べています。次に、流体力学シミュレーションから得られたガス構造内の粒子の軌道進化を計算します。軌道計算に基づいて、惑星とセンチメートルからキロメートルサイズの粒子との衝突率を求めます。私たちの結果は、メートルサイズ以上の粒子が、大気ガスの抗力によって惑星と効果的に衝突することを示しています。これにより、衝突率が大幅に向上します。一方、粒子が小さい場合は、ガスの流れが重要な役割を果たします。最後に、大気とガスの流れの影響を考慮して、衝突率の新しい分析式を導き出しました。これは、シミュレーションとよく一致しています。式を使用して、ガス巨大固体コアの形成のための漂流体の成長時間スケールと降着効率を推定します。1キロ未満のサイズの天体の降着は、最小質量の太陽星雲モデルの5auでのコア形成に対して、短い成長時間スケール(~0.05Myr)と高い降着効率(~1)を達成することがわかります。
連星系の惑星軌道の安定性について I. S型軌道
多くの系外惑星は、内部軌道または周連星軌道の連星系で発見されています。惑星が居住可能かどうかは、その表面に液体の水を維持できるかどうか、したがって、そのホスト星の光度と惑星軌道の動的特性に依存します。古典的な三体システムの運動方程式を数値的に解くことにより、恒星と惑星を点質量で近似して、二重星系における惑星の軌道を決定することができます。この研究では、惑星の質量、主星からの距離、連星系の2つの星の質量比など、さまざまな点で高精度の長期積分で構成された惑星軌道の大きなデータセットを分析します。星の動きの偏心。重力ダイナミクスをシミュレートするために、長期積分の最適解を提供する15次積分スキーム(IAS15、REBOUNDフレームワーク内で利用可能)を使用します。私たちのデータ分析では、軌道が安定しているかどうかを評価し、さまざまな種類の不安定性の統計も提供します:一次または二次星との衝突、および連星系から放出された惑星。安定性に関しては、Musielakらによって導入された分類によると、わずかに安定している軌道がかなりの数で見つかります。2005.質量が無視できる惑星の場合、HolmanとWiegert1999の結果と一致して、質量比と離心率の関数として臨界半長軸$a_c$を推定します。非常に重い惑星(スーパージュピター)では、惑星の質量が無視できる場合と比較して、臨界準長軸が数パーセント減少する場合があります。
タイタンの熱圏ジェットにおける動的不安定性の検出
| Title |
Detection_of_Dynamical_Instability_in_Titan's_Thermospheric_Jet |
| Authors |
M._A._Cordiner,_E._Garcia-Berrios,_R._G._Cosentino,_N._A._Teanby,_C._E._Newman,_C._A._Nixon,_A._E._Thelen,_S._B._Charnley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01911 |
地球と同様に、土星の最大の衛星であるタイタンは、地球を取り囲む高高度の帯状の風(またはジェット)のシステムを持っています。2016年8月のAtacamaLargeMillimeter/submmimeterArray(ALMA)の使用、Lellouchetal.(2019)は、これまで知られているよりもはるかに高い高度で、最大340m/sという驚くべき速さの赤道ジェットを発見しましたが、そのような高速の起源はまだ理解されていません。2017年5月にスペクトル分解および空間分解されたALMA観測を取得して、タイタンの3Dグローバル風場をマッピングし、その結果を2016年8月のデータの再分析と比較しました。ドップラー風速マップは、高度範囲~300-1000km(上部成層圏から熱圏まで)で得られました。最高の熱圏高度では、赤道帯風速の47%の減少が9か月間で測定されました(タイタンのL_s=82-90度に対応)。これは、動的不安定性の結果として、最近発見された熱圏赤道ジェットの劇的な減速と閉じ込めの喪失(拡大)によるものと解釈されます。上層大気のダイナミクスにおけるこれらの予想外に急速な変化は、ジェットの主要な駆動メカニズムの強い変動性と一致しています。
高z大規模ハローにおけるコア形成：圧縮後の衛星による加熱とAGN流出への対応
| Title |
Core_Formation_in_High-z_Massive_Haloes:_Heating_by_Post_Compaction_Satellites_and_Response_to_AGN_Outflows |
| Authors |
Avishai_Dekel,_Jonathan_Freundlich,_Fangzhou_Jiang,_Sharon_Lapiner,_Andreas_Burkert,_Daniel_Ceverino,_Xiaolong_Du,_Reinhard_Genzel,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01378 |
星形成銀河で観測された回転曲線は、質量$\geq\のハロー内の拡張された平らなコア内の暗黒物質の不可解な不足を示しています!10^{12}M_\odot$で$z\!\sim\!2$。これは現在の宇宙論シミュレーションでは再現されておらず、超新星による流出はこのような巨大なハローでは効果的ではありません。圧縮後の合体衛星が動的摩擦によって暗黒物質カスプを加熱し、AGN駆動の流出がコアを生成できるようにするハイブリッドシナリオに対処します。解析的および半解析的モデル(SatGen)を使用して、宇宙論的な一連の合体の衛星コンパクト性の関数として動的摩擦加熱を推定します。宇宙論シミュレーション(VELA)は、初期ビリアル質量$>\!10^{11.3}M_\odot$の衛星が湿式圧縮を受け、かなりの加熱に対して十分にコンパクトになることを示しています。ハロー$\geq\!10^{12}M_\odot$への降着の大部分を構成するこれらの衛星は、$z\!\sim\!のビリアル時間の半分でカスプを加熱します。2$。流出駆動コア形成のモデル(CuspCore)を使用して、ガス質量の半分の除去に応じて加熱された暗黒物質カスプが拡張コアを開発する一方で、よりコンパクトな星系はそのまま維持されることを示します。合併により暗黒物質は高温に保たれ、ガス供給は新鮮でリサイクルされ、AGNの流出には十分です。AGNは実際にハロー$\geq\!10^{12}M_\odot$で効果を発揮し、ブラックホールの成長は超新星によって抑制されなくなり、圧縮駆動の急速な成長がホットCGMによって維持されます。シミュレーションで力学的摩擦効果を再現するには、巨大な衛星の圧縮を解決し、人工的な潮汐破壊を回避する必要があります。AGNフィードバックは、塊状のブラックホールの降着とAGNに対する塊状の反応によって後押しされる可能性があります。
クエーサーのブロード ライン領域からの高イオン化エミッション ライン比: 金属性または密度?
| Title |
High-ionization_emission_line_ratios_from_quasar_broad_line_regions:_metallicity_or_density? |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_Gary_J._Ferland,_Amy_L._Rankine,_Marios_Chatzikos_and_Paul_C._Hewett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01379 |
一般に、高電離線のフラックス比は、発光クエーサーの広い輝線領域の金属性を示すと考えられています。それらの運動学的プロファイルの変動を説明するとき、NV/CIV、(SiIV+OIV])/CIVおよびNV/Lya線比は、クエーサー連続体の光度、ブラックホールの質量、または降着の関数として変化しないことを示します。割合。CLOUDYの光イオン化モデルを使用して、放出ガスの物理的条件が広範囲の密度とイオン化フラックスで変化することが許可されている場合、これらの線比の観測された変化は、太陽の存在量を持つガスからの放出によって説明できることをさらに示します。クエーサースペクトルのブロードライン放射の多様性は、2つの運動学的に異なる領域からの放射を伴うモデルによって説明できます。単純性モデルと現在の銀河進化モデルの両方が、太陽に近い存在量があり、スペクトルの一部が高密度雲で形成されている可能性が高いことを示唆しています。このパラダイム内で、より強い流出シグネチャーを持つオブジェクトは、線駆動ディスク風のシミュレーションと一致する半径で、より高密度で電離源に近い位置にあるガスからのより強い放出を示します。化学濃縮履歴を推測するために広線比を使用する研究では、金属量を推定する前に、密度と電離流束の変化を考慮する必要があります。
ハローストリームの延長上に位置する極端な運動学を持つ新しい近くの球状星団の発見
| Title |
Discovery_of_a_new_nearby_globular_cluster_with_extreme_kinematics_located_in_the_extension_of_a_halo_stream |
| Authors |
Dante_Minniti,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Mat\'ias_G\'omez,_Leigh_C._Smith,_Philip_W._Lucas,_R._Contreras_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01383 |
環境。極端な運動学を持つ新しい近くの球状星団、VVV-CL160の発見を報告します。これは、銀河面の$l=10.1477$度、$b=0.2999$度に位置しています。ねらい。私たちは、この新しいGCの物理的特性を特徴付け、それを天の川の文脈に置き、既知のGCNGC6544およびHridハローストリームとの接続の可能性を探ることを目的としています。メソッド。VVV-CL160は、もともとV\'iaL\'actea(VVV)調査のVISTA変数で検出されました。更新されたVVVInfraredAstrometricCatalog(VIRAC2)からの固有運動(PM)を使用してGCメンバーを選択し、深い近赤外色度図(CMD)を作成してクラスターの特性を調べます。また、汚染除去されたサンプルにKingモデルを当てはめ、GC構造パラメーターを決定します。結果。VVV-CL160は、VIRAC2とGaiaEDR3で測定された銀河GCとしては異常に大きいPMを持っています:$\mu_{\alpha}\cos(\delta)$=$-2.3\pm0.1$masyr$^{-1}$と$\mu_{\delta}$=$-16.8\pm0.1$masyr$^{-1}$.運動学は、既知のGCNGC6544およびHridハローストリームの運動学に似ています。VVV-CL160では、$E(J-K)=1.95$magの赤化と$A_{k}=1.40$magの消滅が見積もられています。$(m-M)=13.01$magの距離係数と$D_{\odot}=4.0\pm0.5$kpcの距離も測定します。これにより、銀河系は銀河面上の$z=29$pcと$R_G=4.2$kpcの銀河中心距離に配置されます。また、$t=12$Gyrの採用年齢に対して$[Fe/H]=-1.4\pm0.2$dexの金属量を測定します。PMで除染されたサンプルのキングモデルの適合は、コア半径$r_{c}=22.8"$および潮汐半径$r_{t}=50'$の集中GCを明らかにします。....この新しいGCと他のGCおよびハローストリーム結論場所と運動学に基づいて、NGC6544とともにVVV-CL160がHridハローストリームの拡張に関連付けられている可能性があることを示唆しています。
銀河形成のシミュレーションに銀河風を含めるための新しいモデル II: 宇宙シミュレーションにおける PhEW の実装
| Title |
A_New_Model_For_Including_Galactic_Winds_in_Simulations_of_Galaxy_Formation_II:_Implementation_of_PhEW_in_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Shuiyao_Huang,_Neal_Katz,_J'Neil_Cottle,_Evan_Scannapieco,_Romeel_Dav\'e_and_David_H._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01511 |
銀河の風は銀河形成の調節に重要な役割を果たしていますが、流体力学的宇宙論シミュレーションでは、風と銀河周囲媒質(CGM)の間の相互作用を支配するスケールは解明されていません。Huangらの物理的に進化した風(PhEW)モデルを実装します。(2020)GIZMO流体力学コードで、モデルパラメーターと数値分解能のさまざまな選択で宇宙論シミュレーションのテストを実行します。PhEWは、質量、金属、運動量を周囲と交換し、伝導および流体力学の不安定性によって蒸発する雲の集まりとして各風の粒子を扱う明示的なサブグリッドモデルを採用しています。これは、はるかに高い解像度の雲スケールシミュレーションで校正されています。従来の風力アルゴリズムとは対照的に、小規模な相互作用はモデル自体によって定義されるため、PhEWの結果は数値の解像度と実装の詳細に対して堅牢であることがわかります。同じ解像度の従来の風のシミュレーションと比較して、私たちのPhEWシミュレーションは$z\geq1$で同様の銀河の星の質量関数を生成しますが、$M_*<10^{11}M_\odot$での低赤方偏移の観測とよりよく一致しています。なぜなら、PhEW粒子は、低質量のハローを回避する前に、質量をCGMに逃がすためです。PhEWは、CGM金属分布を根本的に変更します。PhEW粒子は、金属の雲が散逸するときに金属を周囲媒体に分散させ、歪んでいるが単峰性で、冷ガスと高温ガスの間で類似したCGM金属量分布を生成するためです。ガス状のハローの温度分布と半径方向のプロファイルは、PhEWと従来の風によるシミュレーションでは類似していますが、金属分布のこれらの変化は、吸収と放出におけるUV/X線の予測特性に影響します。
顕著な近赤外線環境での PAH サイズの追跡
| Title |
Tracing_PAH_Size_in_Prominent_Nearby_Mid-Infrared_Environments |
| Authors |
C._Knight,_E._Peeters,_D._J._Stock,_W._D._Vacca,_and_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01519 |
成層圏赤外線天文学天文台(SOFIA)に搭載されたFirstLightInfraredTEstCAMera(FLITECAM)、スピッツァー赤外線アレイカメラ(IRAC)、スピッツァー赤外線分光器(IRS)SHモードの3つのよく知られた光分解領域での観測結果を紹介します。(PDR)、反射星雲(RNe)NGC7023およびNGC2023、およびオリオンバーの南東にあり、多環芳香族炭化水素分子(PAH)からのプローブ放射に適しています。3.3umPAHバンドの代用としてのFLITECAM3.3umフィルター、11.2umPAHバンドの統合、および7.7および8.6umPAHバンドの合計の代用としてのIRAC8.0umフィルターの空間的挙動を調査します。結果として得られる11.2/3.3およびIRAC8.0/11.2の比率は、それぞれ平均PAHサイズおよびPAHイオン化のおおよその測定値を提供します。RNeの両方で、相対的なPAHイオン化と平均PAHサイズは、照明源までの距離が短くなるにつれて増加することがわかりました。NGC2023で得られた平均PAHサイズは、すべての点でNGC7023で見つかったものよりも大きくなっています。両方の結果は、PAHサイズが放射フィールドの強度に依存していることを示しています。これらの結果は、星間物質内に遍在するPAH分子の光化学的進化によって引き起こされる、豊富な炭素ベースの化学の追加の証拠を提供します。対照的に、我々は、オリオンバーの南東の領域で見つかった平均PAHサイズの有意な変動を検出しなかったし、独特のPAHイオン化半径プロファイルを報告します。
深層学習による銀河の形態分類: 3-way と 4-way CNN の比較
| Title |
Morphological_classification_of_galaxies_with_deep_learning:_comparing_3-way_and_4-way_CNNs |
| Authors |
Mitchell_K._Cavanagh_and_Kenji_Bekki_and_Brent_A._Groves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01571 |
銀河の形態を分類することは、それらの物理的性質と進化の歴史を理解する上で重要なステップです。大規模な調査の出現により、自動化された形態学的分類の技術を開発する必要性が高まっています。いくつかの畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャをトレーニングしてテストし、14034の視覚的に分類されたSDSS画像のデータセットを使用して、3クラス(楕円形、レンチキュラー、スパイラル)と4クラス(+不規則/雑多な)スキーマの両方で銀河の形態を分類します。3方向分類と4方向分類の両方で既存のモデルを上回る新しいCNNアーキテクチャを開発し、全体的な分類精度はそれぞれ83%と81%です。また、4つのクラスすべての2方向/バイナリ分類の精度を比較すると、楕円形と螺旋形が最も簡単に識別され(98%以上の精度)、螺旋形と不規則形が最も区別が難しい(78%精度)ことを示しています。分類されたすべてのサンプルの分析を通じて、他の傾向の中でも特に、レンチキュラーが楕円形として誤って分類されるなど、誤分類が物理的に意味があるという暫定的な証拠を見つけました。さらに、バイナリCNN分類器を組み合わせてサンプルの階層分類を実行し、直接の3クラスCNNに匹敵する精度(81%)を取得しますが、4-wayケース(65%)ではかなり悪い精度を取得します。追加の検証として、GalaxyZooの画像の小さなサンプルにネットワークを適用し、バイナリ、3ウェイ、4ウェイの分類でそれぞれ92%、82%、77%の精度を取得しました。
NGC 253の中心領域に巨大分子ループを発見
| Title |
Discovery_of_a_giant_molecular_loop_in_the_central_region_of_NGC_253 |
| Authors |
R._Konishi,_R._Enokiya,_Y._Fukui,_K._Muraoka,_K._Tokuda,_and_T._Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01653 |
NGC253はSAB(s)cタイプのスターバースト銀河であり、他の追随を許さない近接での活動の高さから、関心が高まっています。そのエネルギッシュなイベントは、中央の分子ゾーンの垂直ガスの特徴として明らかにされており、星のフィードバックが駆動エンジンとして提案されています。活動の詳細を追求するために、我々は、最高解像度$\sim$3pcでのCO($J$=3--2)排出量のアルマ望遠鏡アーカイブデータの運動学的解析を実施しました。中心分子ゾーンの非回転ガス成分の1つは、半径$\sim$200pcのループ状の分布を示すことを明らかにしました。ループは星団に関連付けられていますが、クラスターはループの内側になく、ループ形成のドライバーとしての可能性は低いです。さらに、NGC253の棒ポテンシャルは、離心率軌道によるガス運動を駆動するには弱すぎるように見えることがわかりました。別の方法として、パーカー不安定性による磁気加速がループの生成に関与しているというシナリオを組み立てます。観測されたループ特性が天の川のそれと類似していることを示し、最近のマグネトロンシミュレーションが$\gtrsim$100$\mu$Gの磁場強度を持つ画像を支持すると主張します。クラスターの形成は、ループの足元までのガスの落下によって引き起こされたことを示唆しています。これは、ループ$\sim$1Myrの典型的な動的時間スケールと一致しています。
極超新星 {\nu}p 過程元素合成の Mo と Ru の銀河化学進化への影響
| Title |
Impact_of_hypernova_{\nu}p-process_nucleosynthesis_on_the_galactic_chemical_evolution_of_Mo_and_Ru |
| Authors |
Hirokazu_Sasaki,_Yuta_Yamazaki,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabe,_Takehito_Hayakawa,_Myung-Ki_Cheoun,_Heamin_Ko_and_Grant_J._Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01679 |
$\nup$プロセス核合成からの寄与を考慮して、MoとRuの銀河化学進化(GCE)を計算します。$^{92,94}\mathrm{Mo}$や$^{96,98}\mathrm{Ru}$などの$p$-nucleiの収量を、様々な超新星における$\nup$-プロセスを通じて推定します。(SN)最近のモデルに基づく前駆体。特に、高エネルギー極超新星の$\nup$過程は、通常のコア崩壊SNeの収量と比較して大量の$p$-原子核を生成します。このため、銀河における$^{92,94}\mathrm{Mo}$と$^{96,98}\mathrm{Ru}$の存在量は、[Fe/H]=0で$\nup$-プロセス。極超新星の$\nup$プロセスが、金属量が低い[Fe/H$]<-2$での$^{92}$Moの元素構成比の主な原因であることがわかりました。極超新星の$\nup$プロセスを考慮に入れると、金属の少ない星における元素存在量の理論上の予測は、観測データとより一致するようになります。
| Title |
High-redshift_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies:_A_Candidate_Sample |
| Authors |
Suvendu_Rakshit,_C._S._Stalin,_Jari_Kotilainen,_and_Jaejin_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01772 |
狭線セイファート銀河(NLS1s)の研究は、現在、主に低赤方偏移($z<0.8$)に限定されています。なぜなら、それらの定義には、スペクトル範囲から赤方偏移されたH$\beta$輝線の存在が必要だからです。$z>0.8$での主要な地上ベースの分光調査の結果。高$z$NLS1候補を見つけるために、SDSSDR14クエーサーの大規模なサンプルのH$\beta$とMgII線の特性の間の相関関係を研究しました。$\mathrm{FWHM(MgII)=(0.880\pm0.005)\timesFWHM(H\beta)+(0.438\pm0.018)}$の強い相関に基づいて、高$z$のサンプルを提示しますMgII$<$2000kms$^{-1}$のFWHMを持つNLS1候補。高$z$サンプルには、$46.16\pm0.42$ergs$^{-1}$、$8.01\pm0の対数ブラックホール質量の中央値の対数ボロメトリック光度で、赤方偏移$z=0.8-2.5$の2684個のNLS1が含まれています.35M_{\odot}$、および対数エディントン比$0.02\pm0.27$。電波で検出された高$z$NLS1の割合は、低$z$NLS1やSDSSDR14クエーサーと同様の赤方偏移範囲のクエーサーと同様であり、それらの電波の光度はブラックホールの質量と強く相関していることがわかっています。
サブ pc から Mpc スケールでの活動銀河核ジェットに沿った磁場の空間変化
| Title |
Spatial_variations_of_magnetic_field_along_active_galactic_nuclei_jets_on_sub-pc_to_Mpc_scales |
| Authors |
Soichiro_Ito,_Yoshiyuki_Inoue,_Jun_Kataoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01788 |
我々は、57の活動銀河核(AGN)の結び目、ホットスポット、およびローブの系統的な分析を報告し、kpcからMpcのスケールで、サブpcベースから終端までのジェットに沿った磁場の変化を調査します。Kataoka&Stawarz(2005)の電波/X線のサンプル数を拡大して、12のFRIと30のFRII電波銀河、12のクエーサー、76ノット、42のホットスポット、29のBLラックのデータを分析しました。ラジオローブ。最初にコアの等配磁場を導き出し、次に$B_{\rmest}$$\propto$$d^{-1}$を仮定してさまざまなジェットコンポーネントの磁場を推定しました。ここで、$d$はコアからの距離です。ジェットベース。一方、大規模ジェット(ノット、ホットスポット、ローブ)の磁場$B_{\rmeq}$は、等分配仮説の下で観測された磁束と空間範囲から推定できます。ジェットに沿った距離が増加するにつれて磁場が減少することを示していますが、一般的には$\proptod^{-1}$よりも穏やかです。より大きな$d$での$B_{\rmeq}/B_{\rmest}$の増加は、下流でのジェットの減速を示唆している可能性がありますが、FRIとFRIIのジェットの間に違いはありません。さらに、ホットスポットの磁場は、結び目やローブの磁場よりも系統的に大きい。最後に、ケンタウルス座Aのノットとローブに同じ分析を適用して、上記の議論が単一のジェットソースでも成り立つかどうかを確認しました。
低金属環境における赤色超巨星の温度
| Title |
The_temperatures_of_red_supergiants_in_low_metallicity_environments |
| Authors |
Gemma_Gonz\'alez-Tor\`a,_Ben_Davies,_Rolf-Peter_Kudritzki_and_Bertrand_Plez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01807 |
赤色超巨星(RSG)の温度は、金属量(Z)に依存し、Zの低いRSGはより暖かくなると予想されます。この研究では、低Z銀河ウルフ・ランドマーク・メロテ(WLM)のRSGを分析することにより、林の限界線のZ依存性を調査し、小マゼラン雲(SMC)の高Z環境のRSGと比較します。)と大マゼラン雲(LMC)です。VLT+SHOOTERが観測したスペクトルエネルギー分布をMARCSモデルの大気に適合させることにより、各星の有効温度($T_{\textrm{eff}}$)を決定します。$T_{\textrm{eff}_{\textrm{WLM}}}=4400\pm202$K,$T_{\textrm{eff}_{\textrm{SMC}}}=4130\pm103の平均気温$K、および$T_{\textrm{eff}_{\textrm{LMC}}}=4140\pm148$K.人口統合分析から、ジュネーブ進化モデルはこの傾向を定性的に再現しているが、これらのRSGはモデルは体系的にクールすぎる。我々の結果は、RSGへの標準太陽混合長の適用不可能性によって説明できると推測する。
大質量原始星 IRAS 05358+3543 の形成を誘発する Sh2-233 における雲と雲の衝突の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Cloud-Cloud_Collision_in_Sh2-233_Triggering_the_Formation_of_the_High-mass_Protostar_Object_IRAS_05358+3543 |
| Authors |
R._I._Yamada,_Y._Fukui,_H._Sano,_K._Tachihara,_John_H._Bieging,_R._Enokiya,_A._Nishimura,_S._Fujita,_M._Kohno,_Kisetsu_Tsuge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01852 |
我々は、$\sim$0.5pcの解像度で取得したCO$J$=2-1データを使用して、Sh2-233領域の分子ガスの新しい運動学的分析を実行しました。分子ガスは、長さ5pc、幅1.5pcのフィラメント状の雲からなり、2つの密集した雲のコアが埋め込まれています。フィラメントは2つの雲の間にあり、速度差は2.6kms$^{-1}$で、$\sim$5pcに広がっています。2つの雲が互いに衝突し、それらの間のガスを圧縮して、衝突に垂直な$\sim$0.5Myrのフィラメントを形成するシナリオを組み立てます。この衝突により、フィラメント状の雲だけでなく、2つの密集したコアが形成された可能性があります。高密度コアの1つは、代表的な大質量原始星である大質量原始星の候補IRAS05358+3543に関連付けられています。高質量星形成のモノリシック崩壊スキームでは、半径0.1pcの体積内に100$M_\odot$のコンパクトな高密度コアが初期条件として想定されていますが、そのようなコアの形成は以前の研究では説明されていませんでした。提案された衝突は、100$M_\odot$のガスを0.1pc半径に効率的に集めるステップであると私たちは主張します。これは、雲と雲の衝突がコンパクトな高質量の高密度コア、IRAS05358+3543を形成する上で不可欠なプロセスであることをサポートします。
低周波アレイ2メートルスカイサーベイ(LoTSS)は、ハイバンドアンテナシステムの使用を通じて、北の天空の高解像度サーベイを完了する試みです。今日まで、何千もの電波源がLOFARによって分類されており、そのほとんどが活動銀河核(AGN)で構成されています。LoTSSによって検出された強力なAGN放出は、銀河の中心にある超大質量ブラックホール(SMBH)によって駆動されていると考えられています。これらのAGNの1500枚の画像の分析中に、未知のソースから放射された放射状のスポークを持つ10個のラジオソースを特定しました。LOFARによると、ラジアルスポークはキャリブレーションエラーによるアーティファクトであり、原点がないため、光源に関連付けることはできません。アーティファクトに対する私たちの予備仮説は、準恒星オブジェクト(QSO)から放出されたイオン化ジェットによって生成されたというものでした。具体的には、タイプ1ブロードライン(BL)クエーサーからの強い放射が観測者(LOFAR)の視線に向けられ、その結果、画像のアーティファクトが生成されました。仮説をテストするために、アーティファクトのra座標とdec座標をスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)でインデックス付けされた銀河座標と相互参照し、アーティファクトがBLQSOに関連付けられていることを確認しました。さらに、QSOのさらなる分析は、それらがタイプ1BLクエーサーの特徴であるCIIIやMgIIなどの顕著な幅広い輝線を示すことを示しました。したがって、LOFARによってアーティファクトとして特徴付けられたラジアルスポークは、電波望遠鏡の視線内でのタイプ1BLクエーサーの放出によって生成されたというのが私たちの解釈です。
SAMI 銀河調査: 形態と環境の関数としての [\alpha/Fe] の傾向
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Trends_in_[\alpha/Fe]_as_a_Function_of_Morphology_and_Environment |
| Authors |
Peter_J._Watson,_Roger_L._Davies,_Sarah_Brough,_Scott_M._Croom,_Francesco_D'Eugenio,_Karl_Glazebrook,_Brent_Groves,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Jesse_van_de_Sande,_Nicholas_Scott,_Sam_P._Vaughan,_Jakob_Walcher,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Michael_Goodwin,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P._F._Lorente,_Matt_S._Owers,_and_Samuel_Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01928 |
SAMIGalaxySurveyの2093銀河のサンプルについて、[$\alpha$/Fe]の新しい一連のインデックスベースの測定値を示します。以前の研究に続いて、[$\alpha$/Fe]と赤色シーケンス銀河の銀河速度分散$\sigma$との間のグローバルな関係を当てはめます。[$\alpha$/Fe]=(0.378$\pm$0.009)log($\sigma$/100)+(0.155$\pm$0.003).残差と局所的な環境面密度との間に相関関係が見られますが、青い雲銀河にはそのような関係はありません。完全なサンプルに戻ると、高密度環境の銀河は、低密度環境の対応する銀河と比較して、銀河速度分散$\sigma$<100km/sで$\alpha$が最大0.06dex強化されていることがわかります。.この$\alpha$拡張には、楕円のオフセットが0.057$\pm$0.014dexで、オフセットが0.019$\pm$0.014dexのハッブル系列に沿って螺旋に向かって減少する、形態への依存が含まれます。逆に、低密度環境の$\sigma$>100km/sの銀河の場合、[$\alpha$/Fe]-$\sigma$の関係は、Scより前のすべての形態学的タイプで一貫しています。したがって、銀河の速度分散が低く、形態が制御されている場合、高密度環境の銀河の星形成は、低密度環境の銀河に比べて$\sim$1Gyr早く切り捨てられると推定されます。$\sigma$>200km/sの最高速度分散では、Scより前の銀河の[$\alpha$/Fe]比に違いは見られない。したがって、統合された星形成のタイムスケールは、さまざまな環境の高$\sigma$銀河間で実質的に異なることはなく、最高質量スケールでの質量ベースのクエンチングメカニズムの相対的な優位性をサポートしていると推測されます。
高zブレーザーの進化に対するCMBの影響
| Title |
The_Impact_of_the_CMB_on_the_Evolution_of_high-z_Blazars |
| Authors |
L._Ighina,_A._Caccianiga,_A._Moretti,_S._Belladitta,_R._Della_Ceca_and_A._Diana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01953 |
最近、さまざまな研究で、ブレーザー集団の赤方偏移に伴う平均X線光度対放射線光度の増加が発見されました。ここでは、ジェット内の相対論的電子と宇宙マイクロ波背景放射(IC/CMB)の光子間の逆コンプトン相互作用がこの傾向を説明できるかどうかを評価します。さらに、IC/CMBモデルが、X線およびラジオで選択されたブレーザーサンプルで見られるさまざまな空間密度の進化の起源にもなり得るかどうかをテストします。ラジオまたはX線帯域で選択され、広範囲の赤方偏移(0.5$\lesssim$z$\lesssim$5.5)をカバーする、統計的に完全な最高のブレーザーのサンプルを検討することにより、CMBの予想される影響を評価します。各サンプルで観測されたX線放射を調べ、これらの予測を観測値と比較します。このモデルは、赤方偏移を伴うX線とラジオの光度の比の観測された傾向と、ラジオとX線のバンドに由来するさまざまな宇宙の進化の両方を十分に説明できることがわかりました。最後に、eROSITAなどの現在進行中のX線ミッションが、さらに高い赤方偏移(最大z$\sim$6-7)で観測された進化をさらに制限するのにどのように役立つかについて説明します。
銀河のHI-(サブ)ハロー接続と局所銀河のHI空間クラスタリング
| Title |
The_galaxy_HI-(sub)halo_connection_and_the_HI_spatial_clustering_of_local_galaxies |
| Authors |
A._R._Calette_(1),_Aldo_Rodr\'iguez-Puebla_(1),_Vladimir_Avila-Reese_(1),_Claudia_del_P._Lagos_(2_and_3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01973 |
半経験的に銀河を大規模なN体暗黒物質(DM)シミュレーションにシードすることにより、局所的な恒星銀河-(サブ)ハロー接続を原子水素(HI)コンポーネントに拡張します。模擬銀河カタログを構築するための主な入力は次のとおりです:拘束された星の質量と(サブ)ハロー円運動速度($M_{\ast}$-$V_{\rmDM}$)の関係。銀河の性質と、中心銀河と伴銀河の$M_{\ast}$が与えられた経験的な$M_{\rmHI}$条件付き確率分布。$\langle\logM_{\rmHI}\rangle-\logM_{\rmDM}$関係は単調増加関数ではないことがわかります。それは、最大$M_{\rmDM}\sim10^{12}$$M_{\odot}$まで質量とともに増加し、最大$\langle\log(M_{\rmHI}/M_{\odot})\rangle\sim9.2$、およびより高い(サブ)ハロー質量では、$\langle\log(M_{\rmHI})\rangle$は$M_{\rmDM}$でわずかに減少します。周囲の散乱も大きく、質量に依存します。二変量$M_{\rmHI}$と$M_{\rmDM}$の分布は広範で二峰性であり、特に$M_{\rmDM}\gtrsim10^{12}$$M_\odot$では、入力$M_{\rmHI}$条件付き分布から継承されます。また、ハロー内の合計(中央+衛星)HIガス質量、$\langleM^{\rmtot}_{\rmHI}(M_{\rmDM})\rangle$を$M_の関数として報告します。{\rmDM}$.平均$\langle\logM^{\rmtot}_{\rmHI}(M_{\rmDM})\rangle$関係は増加する単調関数です。銀河の空間クラスタリングは、$M_{\rmHI}$しきい値が増加するにつれて弱くなります。私たちのHI模擬銀河は、ブラインドHIALFALFA調査と比較してより多く集まっていますが、これは主に選択効果によるものであることを示しています。銀河の進化の半分析モデルと流体力学シミュレーションからの予測に照らして、結果の意味について議論します。
He スター コンパニオンを備えた超コンパクトな X 線連星
| Title |
Ultra-compact_X-ray_binaries_with_He_star_companions |
| Authors |
Bo_Wang,_Wencong_Chen,_Dongdong_Liu,_Hailiang_Chen,_Chengyuan_Wu,_Wenshi_Tang,_Yunlang_Guo,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01369 |
超コンパクトなX線連星(UCXB)は、水素不足の質量ドナーと超短軌道周期を持つ低質量のX線連星です。これらは、低周波数領域における潜在的なレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ソースであることが示唆されています。これまでに、UCXBを形成するためのいくつかのチャネルが提案されています。この記事では、中性子星(NS)がヘリウム主系列星からロシュローブオーバーフローを介して物質を蓄積するヘリウムスタードナーチャネルに関する体系的な研究を実施しました。波放射。まず、恒星進化コードModulesforExperimentsinStellarAstrophysicsを使用して、NS+Heの主系列星連星の長期進化を追跡し、UCXBの生成のための初期パラメーター空間を取得しました。次に、これらの結果を使用して、このチャネルを介してUCXBの銀河レートを取得するための詳細なバイナリ集団合成アプローチを実行しました。LISAソースとして出現するUCXBの銀河レートは、このチャンネルを通じて$\sim3.1-11.9\times10^{-6}\rmyr^{-1}$であり、そのようなUCXB-LISAソースの数はGalaxyは約100～390ドルに達する可能性があります。現在の作業は、HeスタードナーチャネルがUCXB-LISAソースの形成において無視できないことを示しています。このチャネルを介したUCXBの進化の軌跡は、比較的長い軌道周期を持つ5つの過渡的なソースの位置を非常によく説明できることを発見しました。また、そのようなUCXBは、期間物質移動率図の位置によって識別できることもわかりました。
潮汐破壊現象におけるノズルショック
潮汐破壊現象(TDE)は、超大質量ブラックホールの強い潮汐力によって星が引き裂かれるときに発生します。このガスは、周回中心付近で交差する傾斜軌道面に沿って移動し、いわゆる「ノズルショック」を引き起こします。私たちは、この相互作用の最初の専用の研究を実行し、ストリームの特定のセクション内の横方向のガスの発生を追跡する2次元シミュレーションを利用します。この数値的アプローチは、粒子ベースの方法を使用したグローバルな3次元シミュレーションで、ペリセンター通過の近くで発生した解像度の欠如を回避します。ガスが内側に移動すると、ガスの動きは純粋に弾道的であることがわかります。これにより、周辺中心近くで強い垂直圧縮が発生し、ストリームが薄いシートに圧縮されます。結果として生じるノズルショックで散逸が起こり、圧力の上昇を引き起こし、崩壊するガスが跳ね返る原因となりますが、実質的な膨張は大きくはなりません。距離が遠ざかるにつれて、この物質は圧力の影響にもかかわらず、薄くなったまま膨張し続けます。このガスの発生は、その後の自己交差ショックの強さを示しています。これは、以前に推定されたよりもブラックホールのスピンの影響を受けることがわかっています。また、一般相対論的効果、粘性散逸、磁場、およびノズルショックに対する放射プロセスの影響も評価します。この研究は、TDEの理論的理解における重要な前進を表し、フォールバック率に関する私たちの確かな知識と、排出の大部分が発生する次のより複雑な段階との間のギャップを埋めます。
| Title |
An_Archival_Search_for_Neutron-Star_Mergers_in_Gravitational_Waves_and_Very-High-Energy_Gamma_Rays |
| Authors |
C._B._Adams,_W._Benbow,_A._Brill,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_M._K._Daniel,_M._Errando,_A._Falcone,_K._A._Farrell,_Q._Feng,_J._P._Finley,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_C._Giuri,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_N._Park,_S._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_T._J._Williamson,_I._Bartos,_K._R._Corley,_S._M\'arka,_Z._M\'arka,_D._Veske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01386 |
中性子星合体と同時に発生する電磁信号の最近の発見は、最もエネルギッシュな天体物理学的イベントの研究におけるマルチメッセンジャー天文学の重要性を確固たるものにしている.LIGO/VirgoやIceCubeなどの先駆的なマルチメッセンジャー天文台は、検出の重要度のしきい値を下回る多数の候補信号を記録します。これらのサブスレッショルドイベント候補は、マルチメッセンジャー研究の有望なターゲットです。それらによって提供される情報は、同時のガンマ線観測と組み合わせると、重要な検出につながる可能性があるためです。ここでは、このような候補を使用して、大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)のイメージングから得たアーカイブの非常に高エネルギーのガンマ線データを使用して、一時的なイベントを検索する新しい方法について説明します。AdvancedLIGOの最初の観測実行で特定されたサブスレッショルドバイナリ中性子星(BNS)の合体候補へのこのメソッドの適用を示します。私たちは、7つのBNS合併候補と一致する8時間のアーカイブVERITAS観測を特定し、それらからTeV排出量を検索します。ガンマ線放出は検出されません。積分フラックスの上限を計算し、それらを短いガンマ線バーストモデルと比較します。この検索方法は、将来のLIGO/VirgoデータリリースでのIACT検索の開始点として、また、IceCubeニュートリノなどのマルチメッセンジャー過渡現象に関する他のサブスレッショルド研究の開始点として機能すると予想しています。さらに、他の現行世代のIACTとすぐに展開でき、実験操作の負担を最小限に抑えたリアルタイムの使用の可能性があります。最後に、この方法は、発散ポインティングモードでさらに広い視野を観察できる可能性があるチェレンコフ望遠鏡アレイを使用した研究のパイロットとして役立つ可能性があります。
160 の同位体種がショックブレイクアウトに進化した 3 次元コア崩壊超新星シミュレーション
| Title |
Three_Dimensional_Core-Collapse_Supernova_Simulations_with_160_Isotopic_Species_Evolved_to_Shock_Breakout |
| Authors |
Michael_A._Sandoval,_W._Raphael_Hix,_O._E._Bronson_Messer,_Eric_J._Lentz,_and_J._Austin_Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01389 |
CHIMERAコードで行った最初の数秒間のニュートリノ放射流体力学シミュレーションから、星表面への爆発の進行を追跡するFLASHコードを使用したコア崩壊超新星の3次元シミュレーションを紹介します。2Dと3Dの両方のCHIMERAモデルから始まる9.6-$M_{\odot}$のゼロ金属前駆体と、2DCHIMERAモデルから始まる10-$M_{\odot}$の太陽金属前駆体を考慮します。160の核種を追跡しながら3Dでショックブレイクアウト。超新星衝撃と金属が豊富なレイリーテイラー(R-T)の「弾丸」との間の相対速度の違いは、イジェクタが前駆体の密度プロファイルを伝播するときにどのように進化するかを決定し、爆発の最終的な形態を決定します。${\sim}1950~\rm{km~s}^{-1}$と${\sim}1750~\rm{km~sの最大$^{56}\rm{Ni}$速度を見つける}^{-1}$2Dおよび3Dの9.6-$M_{\odot}$CHIMERAモデルからのショックブレークアウトでの$は、He/Hシェルを貫通する弾丸の能力によるものです。2Dからマッピングする場合、2DCHIMERAモデルと3DFLASHモデルのメッシュを位置合わせすると、より高速な構造の発達が抑制されることがわかりました。軸対称によって課されるより遅い成長のトロイダル構造とは対照的に、より速く成長する球形バブル構造の開発は、弾丸とショックとの相互作用を可能にし、He/HインターフェースでさらなるR-T不安定性を引き起こします。10-$M_{\odot}$モデルでも同様の効果が見られ、最大$^{56}\rm{Ni}$速度は${\sim}2500~\rm{km~s}^{-1}ショックブレイクアウト時の$。
メートル波長シングルパルス偏光放射調査。 V. 磁束密度、成分のスペクトル変動および発光状態
| Title |
Meterwavelength_Single-pulse_Polarimetric_Emission_Survey._V._Flux_density,_component_spectral_variation_and_emission_states |
| Authors |
Rahul_Basu,_Dipanjan_Mitra,_George_I._Melikidze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01402 |
Meterwavelengthシングルパルス偏光放射サーベイで観測されたパルサーのフラックス密度測定値を示します。干渉画像を使用して、325MHzと610MHzの2つの周波数で113パルサーの平均フラックス密度が推定されました。各パルサーの平均プロファイルと単一パルス放出は、推定された磁束密度を使用して校正されました。フラックス校正された平均プロファイルを使用して、21個のパルサーの放出ビーム全体のスペクトルインデックスの変化を研究しました。ここで、コア、内側の円錐形、および外側の円錐形の成分が明確に識別できます。中心のコアコンポーネントは、コナル放出と比較して、低い周波数での放出の急激な増加を示し、このコアコンポーネントとコナルコンポーネントの間のスペクトルインデックスの平均差$\delta\alpha_{core-cone}\sim-0.7$周波数範囲。対照的に、内側の錐体成分は、外側の錐体と比較してスペクトルインデックスに正の差があり、平均差は$\delta\alpha_{in-out}\sim+0.3$でした。パルスウィンドウ全体のスペクトルインデックスの変動は、電波放射プロセスを制限するための貴重な入力を提供する必要があります。単一パルス放射は、12個のパルサーで変化する放射モードの存在を示し、3例でこの現象が初めて報告されました。さらに、14個のパルサーの放射ウィンドウ全体または一部で、短時間またはフレアの強化された放射も検出されました。これらのバースト状態だけでなく、モード変更中の発光の突然の変化は、発光メカニズムとは無関係であり、プラズマ生成プロセス中に急速かつ反復的な変化が存在することを示唆しています。
| Title |
Low-efficiency_long_gamma-ray_bursts:_A_case_study_with_AT2020blt |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Rachel_Hamburg,_Eric_Burns,_Gregory_Ashton,_Paul_D._Lasky,_Gavin_P._Lamb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01556 |
ZwickyTransientFacilityは最近、ガンマ線バーストの残光と一致する、赤方偏移$z=2.9$での光過渡AT2020bltの検出を発表しました。迅速な発光は観察されませんでした。AT2020bltを詳細なモデルで分析し、データが軸上の長いガンマ線バーストの残光として最もよく説明され、cococoや低ローレンツ因子のジェットなどの他の仮説を除外していることを示しています。\textit{Fermi}データでプロンプト放射を検索し、元の検出論文よりもプロンプト放射に深い上限を設定します。\konus{}の観測結果と合わせて、AT2020bltのガンマ線効率は$\lesssim2.8\%$であり、観測されたガンマ線バーストの$98.4\%$よりも低いことを示しています。AT2020bltとAT2021anyは、ZwickyTransientFacilityのような新しい観測所の機能により容易に観測され始めている長いガンマ線バースト分布の低効率テールに属していると推測しています。
宇宙線フッ素の低エネルギー過剰のヒント
| Title |
A_Hint_of_a_Low-Energy_Excess_in_Cosmic-Ray_Fluorine |
| Authors |
M._J._Boschini,_S._Della_Torre,_M._Gervasi,_D._Grandi,_G._Johannesson,_G._La_Vacca,_N._Masi,_I._V._Moskalenko,_S._Pensotti,_T._A._Porter,_L._Quadrani,_P._G._Rancoita,_D._Rozza,_M._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01626 |
発売以来、アルファ磁気分光器-02(AMS-02)は、宇宙線(CR)種、$\bar{p}$、$e^{\pm}$、および核(H2O、Ne、Mg、Si、Fe)であり、多くのブレークスルーをもたらしました。最新のAMS-02の結果は、$\sim$2TVまでのCRフッ素のスペクトルの測定です。太陽系の存在量が非常に少ないことを考えると、CR中のフッ素は主に二次的であると考えられており、主にNe、Mg、およびSiのより重い種の断片で生成されます。CR種の起源と伝播を研究するために広く使用されている最もよく測定された二次対一次ホウ素対炭素核の比と同様に、正確なフッ素データにより、Siグループの核の起源を独立して研究することができます。一方、CRフッ素の二次起源は、正確なCRデータがないため、広いエネルギー範囲でテストされたことはありません。この論文では、AMS-02による史上初のフッ素スペクトルの正確な測定と、ACE-CRISおよびVoyager1データを使用して、このパラダイムを実際にテストします。私たちの詳細なモデリングは、フッ素スペクトルの10GV未満の過剰を示しています。これは、主なフッ素成分による可能性が最も高いです。また、数MVから$\sim$2TVまでの剛性範囲のフッ素の最新の局所星間スペクトル(LIS)も提供します。私たちの計算では、CR$\bar{p}$、$e^{-}$、および核$Z\le28$のLISを導出する上で信頼できるツールであることが証明されている、自己一貫性のあるGalProp-HelModフレームワークを採用しています。
低輝度の活動銀河核に球状に付着したパーセク スケールのガスの力学的および熱的性質
| Title |
Dynamical_and_thermal_properties_of_the_parsec-scale_gases_spherically_accreted_onto_low_luminous_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Han-Wen_Sun_(CQU)_and_Xiao-Hong_Yang_(CQU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01640 |
光学的に薄いガスが低輝度の活動銀河核(LLAGN)に球状に付着したときの、光学的に薄いガスの動的および熱的性質をパーセクスケールで分析的に研究します。落下するガスは、コンプトン温度5--15$\times10^7$Kの中心X線放射によって照射されます。放射加熱/冷却と銀河のバルジ星ポテンシャルが考慮されています。動的特性と熱特性の定常解に対する降着率、光度、ガス温度、およびコンプトン温度の影響を分析します。定常解はボンダイ解とは明らかに異なります。我々のモデルと比較して、ボンディモデルは降着率を過小評価しています。熱安定性と不安定性の境界を示します。境界はコンプトン温度に大きく影響されます。コンプトン温度が高いと、落下するガスが熱的に不安定になりやすい。照射されたガスに熱的不安定性が生じると、ガスは2相（すなわち、高温ガスと低温ガス）になり、高温ガスが流出する可能性があります。この効果により、降着率が低下する可能性があります。
ガス噴出中性子星の過渡現象
スター地震は、高速回転中性子星または超高磁場中性子星でおそらく発生します。この短い記事では、電子と陽電子の対を含む高度に圧縮されたガスが中性子星の内部から蒸発して噴出する可能性があると主張している.星の既存の振動モードの影響下で、亀裂は十分に大きく、寿命が長い場合があります。適切な量のガスが、相対論的かつほぼ均一な速度で磁気圏に噴出し、さまざまな過渡現象や破裂現象を引き起こす可能性があります。
RapidXMM 上限サーバー: XMM-Newton アーカイブ観測の X 線開口測光
| Title |
The_RapidXMM_Upper_Limit_Server:_X-ray_aperture_photometry_of_the_XMM-Newton_archival_observations |
| Authors |
A._Ruiz,_A._Georgakakis,_S._Gerakakis,_R._Saxton,_P._Kretschmar,_A._Akylas,_I._Georgantopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01687 |
このホワイトペーパーでは、XMM-NewtonScienceArchiveから入手できるRapidXMMデータベースの構築について説明し、XMM-NewtonPointedおよびSlewSurveyの観測結果の視野全体で上限と開口測光にアクセスできます。RapidXMMの特徴はスピードです。多数の入力天空位置に対して、3つのエネルギーバンド(0.2-2、2-12、0.2-12keV)でX線の上限と測光積をすばやく取得できます。これは、球の階層的な等面積IsoLatitudeピクセル化(HEALPix)を使用して実現されます。事前に計算された上限と関連するX線測光製品は、RapidXMMデータベースに取り込まれる前に、セルのHEALPixグリッドに再投影されます。これにより、サイズが~3arcsec(PointedObservations)および~6arcsec(SlewSurvey)のHEALPixセル内の上限とアパーチャ測光のテーブルが作成されます。データベーステーブルは、HEALPixセルの一意の整数によってインデックスが付けられます。これにより、空の位置による空間最近傍のクエリが整数一致の演習に減り、結果の取得が大幅に高速化されます。XMM-Newtonアーカイブで利用可能な科学製品から、スカイクエリ用に最適化されたデータベースに至るまでの処理手順について詳しく説明します。また、科学的研究のためのRapidXMMの2つの簡単なショーケースアプリケーションを紹介します:可変X線源の検索、およびX線微弱な集団のスタッキング分析
1572年に発生したIa型超新星爆発の結果である、ティコの超新星残骸(SNR)から検出された$\gamma$線増強イベントを報告します。このイベントは1.5年間続き、主にエネルギー範囲は4～100GeVです。いくつかの若いSNR(TychoのSNRを含む)は、1年または数年のタイムスケールでフラックスの変化を伴う特異なX線構造を示すことが以前にわかっていましたが、$\gamma$-rayエネルギーでのこのようなイベントは初めて見られました。ハード$\gamma$線の放出とイベントの年間のタイムスケールは、シンクロトロン放射プロセスを必要としますが、必要な条件は、プロセス中の電子の超高エネルギー、最大$\sim$10PeV(最大$\sim$10PeV)のいずれかです(宇宙線「ニー」エネルギー）、またはSNRの磁場の高い不均一性。TychoのSNRのこのイベントは、かに星雲で観測された$\gamma$線フレアに類似している可能性が高く、それらの比較的短い時間スケールにはシンクロトロンプロセスが必要であり、磁気リコネクションなどの同様の磁気流体力学プロセスも機能しているでしょう。粒子を超相対論的エネルギーに加速するSNR。このイベントとその影響は、若いSNRで発生する可能性のある物理プロセスのより複雑な側面を明らかにします。
| Title |
PyAutoLens:_Open-Source_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
James._W._Nightingale,_Richard_G._Hayes,_Ashley_Kelly,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Amy_Etherington,_Qiuhan_He,_Nan_Li,_XiaoYue_Cao,_Jonathan_Frawley,_Shaun_Cole,_Andrea_Enia,_Carlos_S._Frenk,_David_R._Harvey,_Ran_Li,_Richard_J._Massey,_Mattia_Negrello,_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01384 |
強い重力レンズは、1つまたは複数の前景レンズ銀河の質量によって光線が偏向されるため、背景源銀河を複数回出現させることができ、天文学者に暗黒物質、宇宙論、および最も遠い宇宙を研究するための強力なツールを提供します。PyAutoLensは、強力な重力レンズのためのオープンソースPython3.6+パッケージであり、銀河や銀河団の完全に自動化された強力なレンズモデリング、直接画像と干渉計のデータセットのサポート、強力なレンズのサンプルをシミュレートするための包括的なツールなどのコア機能を備えています。APIにより、ユーザーは分析的な光と質量のプロファイルを使用して光線追跡を実行し、強力なレンズシステムを構築できます。付随するPyAutoLensはautolensワークスペース(https://github.com/Jammy2211/autolens_workspaceを参照)であり、サンプルスクリプト、レンズデータセット、Jupyterノートブック形式のHowToLensレクチャーが含まれています。読者は、BinderのJupyterNotebookの紹介(https://mybinder.org/v2/gh/Jammy2211/autolens_workspace/masterを参照)に移動するか、readthedocs(https://pyautolens.readthedocs.ioを参照)にアクセスして、PyAutoLensを今すぐ試すことができます。/en/latest/)PyAutoLensの機能の完全な概要については。
ガイア光度科学アラート
| Title |
Gaia_Photometric_Science_Alerts |
| Authors |
S._T._Hodgkin,_D._L._Harrison,_E._Breedt,_T._Wevers,_G._Rixon,_A._Delgado,_A._Yoldas,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_{\L}._Wyrzykowski,_M._van_Leeuwen,_N._Blagorodnova,_H._Campbell,_D._Eappachen,_M._Fraser,_N._Ihanec,_S._E._Koposov,_K._Kruszy\'nska,_G._Marton,_K._A._Rybicki,_A._G._A._Brown,_P._W._Burgess,_G._Busso,_S._Cowell,_F._De_Angeli,_C._Diener,_D._W._Evans,_G._Gilmore,_G._Holland,_P._G._Jonker,_F._van_Leeuwen,_F._Mignard,_P._J._Osborne,_J._Portell,_T._Prusti,_P._J._Richards,_M._Riello,_G._M._Seabroke,_N._A._Walton,_P\'eter_\'Abrah\'am,_G._Altavilla,_S._G._Baker,_U._Bastian,_P._O'Brien,_J._de_Bruijne,_T._Butterley,_J._M._Carrasco,_J._Casta\~neda,_J._S._Clark,_G._Clementini,_C._M._Copperwheat,_M._Cropper,_G._Damljanovic,_M._Davidson,_C._J._Davis,_M._Dennefeld,_V.S._Dhillon,_C._Dolding,_M._Dominik,_et_al._(53_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01394 |
2014年7月以来、ガイアミッションは、高空間解像度、時間分解、正確で正確な天体測定、および全天の測光測量の調査に取り組んできました。目的:2016年6月1日から運用されているGaiaScienceAlertsプロジェクトを紹介します。Gaiaが見た一時的な測光イベントの発見と公開を可能にするために開発されたシステムについて説明します。方法:データ処理、タイミング、およびパフォーマンスの概要を説明し、高い誤警報率を管理するために必要な過渡検出アルゴリズムとフィルタリング手順について説明します。私たちは、2つのクラスのイベントを識別します。(1)ガイアにとって新しいソース、および(2)大幅な増光またはフェードを経験したガイアソース。ガイアトランジットアストロメトリーとフォトメトリーの検証が行われ、続いてソース環境のテストが行われ、太陽系の天体、明るい星、および暗い近くの近隣からの汚染を最小限に抑えました。結果:GaiaScienceAlertsプロジェクトは汚染が非常に少ないこと、つまり誤検出がほとんどないことを示しています。超新星の外部完全性$C_E=0.46$は、ガイア走査則と両方の視野からの検出の要件によって支配されることがわかりました。2回以上のスキャンがある場合、内部の完全性は、銀河の中心から3秒以上離れた場所で$C_I=0.79$ですが、特に1秒以内に近づくと低下します。結論:Gaiaトランジェントの通過ごとの測光は、$G=13$で1%、$G=19$で3%に正確です。GaiaDR2と比較すると、トランジットごとのアストロメトリーの精度は55ミリ秒です。GaiaScienceAlertsプロジェクトは、運用中の最も均質で生産的な一時的調査の1つであり、銀河面とバルジを含む全天を高い空間分解能(サブアーク秒)でカバーする唯一の調査です。
ベイジアンの注意深いニューラル プロセスを使用した天文学的多変量時系列からのブラック ホールの特性の推定
| Title |
Inferring_Black_Hole_Properties_from_Astronomical_Multivariate_Time_Series_with_Bayesian_Attentive_Neural_Processes |
| Authors |
Ji_Won_Park,_Ashley_Villar,_Yin_Li,_Yan-Fei_Jiang,_Shirley_Ho,_Joshua_Yao-Yu_Lin,_Philip_J._Marshall,_Aaron_Roodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01450 |
宇宙で最も極端な天体の中で、活動銀河核(AGN)は、ブラックホールが周囲の物質を食べている銀河の中心部です。AGNによって放出される光の変動パターンには、基礎となるブラックホールの物理的特性に関する情報が含まれています。今後の望遠鏡は、複数の広帯域波長で1億以上のAGNを観測し、長いギャップと不規則なサンプリングを伴う多変量時系列の大きなサンプルを生成します。私たちは、AGN時系列を再構築し、質量と輝度を含むブラックホールの物理量の事後確率密度分布(PDF)を同時に推測する方法を提示します。このメソッドを11,000AGNのシミュレートされたデータセットに適用し、推定されたブラックホールの質量で0.4dexおよび0.3dexの精度と精度を報告します。この作業は、AGNの確率的時系列再構成とパラメーター推論にエンドツーエンドの方法で対処する最初の作業です。
SNR スロープをスキャンする中赤外線ドリフト
中赤外線(MIR)の観測は、通常、2次ミラーを1秒間に数回振動させることにより、地上から行われます。このチョッピングは、(a)空の変化と(b)配列の背景の高速時間変数コンポーネントを削除するのに役立ちます。ただし、オブジェクト上での光子収集時間の短縮、副鏡への厳しい要求、チョッピングによって刻印された放射オフセットを削除するための望遠鏡のうなずき、それに関係なく頻繁に固定されるチョップ周波数など、これにはかなりの代償が伴います。実際の観測での空の状態。さらに悪いことに、30m望遠鏡の時代には、副鏡を切ることはまったく現実的ではありません。アレイが十分に安定している場合、ドリフトスキャンはチョッピングの必要性をなくす見込みがあります。この論文では、10.4mのGranTeCanでCanariCamMIR装置を使用した実験と、将来の装置と実験への影響について報告します。
天文文献におけるデータ公開のベスト プラクティス
| Title |
Best_Practices_for_Data_Publication_in_the_Astronomical_Literature |
| Authors |
Tracy_X._Chen,_Marion_Schmitz,_Joseph_M._Mazzarella,_Xiuqin_Wu,_Julian_C._van_Eyken,_Alberto_Accomazzi,_Rachel_L._Akeson,_Mark_Allen,_Rachael_Beaton,_G._Bruce_Berriman,_Andrew_W._Boyle,_Marianne_Brouty,_Ben_Chan,_Jessie_L._Christiansen,_David_R._Ciardi,_David_Cook,_Raffaele_D'Abrusco,_Rick_Ebert,_Cren_Frayer,_Benjamin_J._Fulton,_Christopher_Gelino,_George_Helou,_Calen_B._Henderson,_Justin_Howell,_Joyce_Kim,_Gilles_Landais,_Tak_Lo,_Cecile_Loup,_Barry_Madore,_Giacomo_Monari,_August_Muench,_Anais_Oberto,_Pierre_Ocvirk,_Joshua_E._G._Peek,_Emmanuelle_Perret,_Olga_Pevunova,_Solange_V._Ramirez,_Luisa_Rebull,_Ohad_Shemmer,_Alan_Smale,_Raymond_Tam,_Scott_Terek,_Doug_Van_Orsow,_Patricia_Vannier,_Shin-Ywan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01477 |
天文学および天体物理学のジャーナルでデータを公開するためのベストプラクティスの概要を示します。これらの推奨事項は、科学結果をより適切に表現およびサポートし、より適切なデータ共有を可能にし、再現性を改善し、データの再利用性を向上させる方法でデータを準備および公開するのに役立つように、著者が参照することを目的としています。これらのガイドラインを遵守することは、天体物理学の文献から主要な天文データベースへの貴重なデータの抽出、保存、統合、および相互リンクを合理化するのにも役立ちます。文献に関連付けられた寸法データ。著者、ジャーナル編集者、査読者、出版社には、ここでレビューしたベストプラクティスと、国際天文学連合(IAU)や国際仮想天文台アライアンス(IVOA)などの国際天文組織からの関連する推奨事項を実装することをお勧めしますデータ、およびメタデータ。データを文献に公開するための便利な推奨事項のチェックリストが含まれており、ジャーナル記事および関連データファイルの最終バージョンを提出する前に著者が参照することができます。天文学および天体物理学のジャーナルの発行者は、このドキュメントへのリンクを著者への指示に組み込むことをお勧めします。
連星ブラックホール形成のためのコンピューターモデルの不確実性の定量化
| Title |
Uncertainty_Quantification_of_a_Computer_Model_for_Binary_Black_Hole_Formation |
| Authors |
Luyao_Lin,_Derek_Bingham,_Floor_Broekgaarden,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01552 |
この論文では、ガウス過程(GP)に基づく高速で並列化可能な方法を導入して、大質量星のペアの進化を通じてバイナリブラックホール(BBH)の形成をシミュレートするコンピューターモデルをエミュレートします。このアプリケーションで発生する2つの障害は、BBH形成の事前に未知の条件とシミュレーションデータの大規模です。それらに対処するために、GP分類器とGP回帰モデルを組み合わせたローカルエミュレーターを提案します。結果として得られるエミュレーターは、提案されたシーケンシャル設計の基準を通じて、将来のコンピューターシミュレーションを計画する際にも利用できます。エミュレーターを介して入力されたシミュレーションの不確実性を伝播することにより、物理パラメーターの分布の下でのBBH特性の分布を取得できます。
XRISMミッションの科学運用の詳細設計
| Title |
Detailed_Design_of_the_Science_Operations_for_the_XRISM_mission |
| Authors |
Yukikatsu_Terada_(1)_(2),_Matt_Holland_(3),_Michael_Loewenstein_(3),_Makoto_Tashiro_(1)_(2),_Hiromitsu_Takahashi_(4),_Masayoshi_Nobukawa_(5),_Tsunefumi_Mizuno_(4),_Takayuki_Tamura_(2),_Shin'ichiro_Uno_(6),_Shin_Watanabe_(2),_Chris_Baluta_(3),_Laura_Burns_(3),_Ken_Ebisawa_(2),_Satoshi_Eguchi_(7),_Yasushi_Fukazawa_(4),_Katsuhiro_Hayashi_(2),_Ryo_Iizuka_(2),_Satoru_Katsuda_(1),_Takao_Kitaguchi_(8),_Aya_Kubota_(9),_Eric_Miller_(10),_Koji_Mukai_(3),_Shinya_Nakashima_(2),_Kazuhiro_Nakazawa_(11),_Hirokazu_Odaka_(12),_Masanori_Ohno_(4),_Naomi_Ota_(13),_Rie_Sato_(2),_Yasuharu_Sugawara_(2),_Megumi_Shidatsu_(14),_Tsubasa_Tamba_(12),_Atsushi_Tanimoto_(12),_Yuichi_Terashima_(14),_Yohko_Tsuboi_(15),_Yuusuke_Uchida_(4),_Hideki_Uchiyama_(16),_Shigeo_Yamauchi_(13),_Tahir_Yaqoob_(3)_((1)_Saitama_University,_(2)_Japan_Aerospace_Exploration_Agency,_(3)_National_Aeronautics_and_Space_Administration,_(4)_Hiroshima_University,_(5)_Nara_University_of_Education,_(6)_Nihon_Fukushi_University,_(7)_Fukuoka_University,_(8)_RIKEN,_(9)_Shibaura_Institute_of_Technology,_(10)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(11)_Nagoya_University,_(12)_The_University_of_Tokyo,_(13)_Nara_Women's_University,_(14)_Ehime_University,_(15)_Chuo_University,_(16)_Shizuoka_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01611 |
XRISMは、JAXA、NASA、ESAおよびその他の国際的な参加者によるX線天文ミッションであり、2022年(日本の会計年度)に打ち上げが予定されており、天体の高解像度X線分光法を迅速に復元する予定です。ミッションの科学的成果を強化するために、科学運用チーム(SOT)は、機器チームおよびミッション運用チームから独立して構成されます。SOTの責任は、1)ゲストオブザーバープログラムとデータ配布、2)分析ソフトウェアとキャリブレーションデータベースの配布、3)ゲストオブザーバー支援活動、4)パフォーマンス検証と最適化活動の4つのカテゴリに分けられます。第1段階として、過去の日本のX線ミッションから学んだ科学運用の教訓をレビューし、15種類の教訓を特定する。その中で、a)地上段階からの運用の早期準備の重要性、b)機器の開発とは別に科学運用のための独立したチームの構築、およびc)任命されたメンバーによる明確な義務を伴う運用が重要と認識されているレッスン。次に、チーム構造と、ミッションとサイエンスオペレーション間のタスク分割が定義されます。タスクは日本、米国、およびヨーロッパで共有され、それぞれSOC、SDC、ESACの3つのセンターによって実行されます。SOCは、宇宙機の計画、クイックルックヘルスチェック、パイプライン前処理など、宇宙機の運用に近いタスクを実行するように設計されており、SDCは、データのキャリブレーション処理、分析ツールのメンテナンスなどに関するタスクをカバーしています。データアーカイブとユーザーサポートのアクティビティは、SOCとSDCの両方でカバーされます。最後に、科学運用のタスクとツールが定義され、起動前に準備されます。
天文学の最新知識を効果的に教える方法としてのプレプリントジャーナルクラブに関する調査研究
| Title |
Investigative_Study_on_Preprint_Journal_Club_as_an_Effective_Method_of_Teaching_Latest_Knowledge_in_Astronomy |
| Authors |
Daryl_Joe_D._Santos,_Tomotsugu_Goto,_Ting-Yi_Lu,_Simon_C.-C._Ho,_Ting-Wen_Wang,_Alvina_Y._L._On,_Tetsuya_Hashimoto,_and_Shwu-Ching_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01688 |
物理学や天文学の最近の進歩により教科書が急速に書き換えられているため、これらの分野の最新の知識に遅れないようにする必要性が高まっています。プレプリントを読むことは、これを行う効果的な方法の1つです。人々がジャーナルを読んで話し合うことができるジャーナルクラブを持つことで、ジャーナルを読むことの利点がさらに広がります。私たちは、天文学におけるプレプリントジャーナルクラブの成功に影響を与える要因を理解するための調査研究を提示します.より一般的にはAstro-ph/Astro-Coffee（以下ACと呼びます）として知られています.さまざまな国の機関がACをどのように実施しているかを理解するために、調査が広められました。私たちは9人の調査回答者にインタビューし、彼らの回答から、ACを成功させる4つの重要な要素を特定しました。それらがどのように提示されるか)、および目的(ACを実施する主な目標)。また、2020年春学期（2020年3月～2020年6月）に評価された選択科目であるACの形式も示します。出席者の評価では、登録者(登録済みで定期的に論文を提出する必要がある人)は、聴衆(登録しておらず、定期的に論文を提出する必要のない人)と比較して、出席に熱心である傾向があることがわかりました。さらに、参加者は、自分の研究分野以外の論文を読むのが難しいと感じる傾向があります。最後に、定期的に論文を発表している人のACに参加した後に読まれる週ごとの論文数の改善と、ACの高い満足度を示しました。私たちはACの実施における改善の分野を要約し、他の機関が前述の4つの要因に従って独自のACを評価し、目標を達成する上でのACの有効性を評価することを奨励します。
Gaia BP/RP 低解像度スペクトルの内部校正
| Title |
Internal_calibration_of_Gaia_BP/RP_low-resolution_spectra |
| Authors |
J.M._Carrasco,_M._Weiler,_C._Jordi,_C._Fabricius,_F._De_Angeli,_D.W._Evans,_F._van_Leeuwen,_M._Riello_and_P._Montegriffo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01752 |
Gaiaの3回目のデータリリースでは、青と赤のGaiaスリットレス分光光度計で得られた校正済みスペクトルが提供されます。Gaiaスペクトル校正に直面する際の主な課題は、ミッション中にランプスペクトルまたはフラットフィールドが利用できないことです。また、プリズムの分散に対する線像分布関数のサイズが大きいため、スペクトルの隣接位置を汚染する異質な光子が生成されます。これにより、キャリブレーションは特別であり、標準的なアプローチとは異なります。この作品は、Gaiaカタログの分光光度データを取得するための内部キャリブレーションモデルの詳細な説明を提供します。内部キャリブレーションの主な目的は、すべてのエポックスペクトルを共通のフラックスおよびピクセル(疑似波長)スケールに持ち、焦点面上の変化と時間の変化を考慮して、同じもののすべての観測から平均スペクトルを生成することです。ソース。共通の平均フラックスと疑似波長スケールですべての観測を説明するために、基底関数を介して内部的にキャリブレーションされた平均スペクトルの適切な表現を構築し、離散畳み込みを介して、キャリブレーションされていないエポックスペクトルとキャリブレーションされた平均スペクトル間の変換を説明します。畳み込みカーネルをパラメータ化して、関連する係数を回復します。ここで提案されているモデルは、すべての観測を平均的な計測器に結合して、さまざまなソースの比較を可能にし、ミッションに沿ったさまざまな計測条件で得られた観測を可能にし、同じソースの多数の観測から平均スペクトルを生成することができます。このモデルの出力は、サンプリングされた関数(フラックスと波長)としてではなく、基底関数の線形結合として内部平均スペクトルを提供しますが、サンプリングされたスペクトルはそれらから簡単に導出できます。
強い重力レンズを検出するための畳み込みニューラル ネットワークの比較研究
| Title |
A_Comparative_Study_of_Convolutional_Neural_Networks_for_the_Detection_of_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Daniel_Magro_(1_and_2),_Kristian_Zarb_Adami_(1,_2_and_3),_Andrea_DeMarco_(1_and_2),_Simone_Riggi_(2),_Eva_Sciacca_(2)_((1)_Institute_of_Space_Sciences_and_Astronomy_University_of_Malta,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica,_(3)_Department_of_Astrophysics_University_of_Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01754 |
LSSTやSKAなどの今後の望遠鏡による大規模な画像調査の時代に入ると、強い重力レンズが知られているシステムの数が劇的に増えることが予想されます。ただし、これらのイベントはまだ非常にまれであり、何百万もの画像を効率的に処理する必要があります。この画像処理の問題に取り組むために、機械学習の手法を提示し、重力レンズの発見チャレンジに適用します。提示された畳み込みニューラルネットワーク(CNN)は、新しいモジュール式の拡張可能なフレームワークであるLEXACTUM内に再実装されています。空間データセットと地上データセットについて、0.9343と0.9870の曲線下面積(AUC)、および画像あたりの実行時間はそれぞれ0.0061秒と0.0594秒であると報告しています。重力レンズを検出するための目視検査やアークファインダーなど)。
Ooty Radio Telescope でのリアルタイムの自動グリッチ検出パイプライン
| Title |
A_real-time_Automated_Glitch_Detection_Pipeline_at_Ooty_Radio_Telescope |
| Authors |
Jaikhomba_Singha,_Avishek_Basu,_M._A._Krishnakumar,_Bhal_Chandra_Joshi,_P._Arumugam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01942 |
グリッチは、中性子星の内部の超流動性の観察上の現れです。この論文の目的は、パルサーの回転グリッチのリアルタイム検出の可能性についてオブザーバーに警告できる自動グリッチ検出パイプラインについて説明することです。アラート後、パルサーを高いケイデンスで監視して、グリッチ後の回復フェーズを測定できます。中央絶対偏差(MAD)と多項式回帰の2つのアルゴリズムが、リアルタイムでグリッチを検出するために調査されています。パイプラインは、両方のアルゴリズムのシミュレートされたタイミング残差の助けを借りて最適化されています。シミュレーションに基づいて、多項式回帰アルゴリズムはリアルタイムのグリッチ検出に非常に効果的であると結論付けています。パイプラインは、公開されたいくつかの不具合についてテストされています。このパイプラインは現在、ウーッティ電波望遠鏡で実装されています。SKAのような今後の大型望遠鏡の時代には、数百のパルサーが定期的に観測され、そのようなツールは、リアルタイムの検出と、そのようなグリッチパルサーの観測時間の最適な利用の両方に役立ちます。
バックヤード ワールドからの新しい候補エクストリーム T サブドワーフ: 惑星 9 市民科学プロジェクト
| Title |
New_Candidate_Extreme_T_Subdwarfs_from_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Citizen_Science_Project |
| Authors |
Aaron_M._Meisner,_Adam_C._Schneider,_Adam_J._Burgasser,_Federico_Marocco,_Michael_R._Line,_Jacqueline_K._Faherty,_J._Davy_Kirkpatrick,_Dan_Caselden,_Marc_J._Kuchner,_Christopher_R._Gelino,_Jonathan_Gagne,_Christopher_Theissen,_Roman_Gerasimov,_Christian_Aganze,_Chih-Chun_Hsu,_John_P._Wisniewski,_Sarah_L._Casewell,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Sarah_E._Logsdon,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Katelyn_Allers,_John_H._Debes,_Michaela_B._Allen,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Sam_Goodman,_Leopold_Gramaize,_David_W._Martin,_Arttu_Sainio,_Michael_C._Cushing,_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01387 |
シュナイダー等。(2020)WISEAJ041451.67-585456.7およびWISEAJ181006.18-101000.5の発見を発表しました。これらは、極端なT型準subd星(esdTs;金属量<=-1dex、T_eff0<=140)の最初の例であると思われます。.ここでは、3つのT型準dd星候補の新たな発見と追跡調査を紹介し、非常に低い金属量と非常に高い運動学、銀河のハローのメンバーシップを示唆する特性を備えたそのようなオブジェクトのサンプルを拡大することを視野に入れています。バックヤードワールド:プラネット9市民科学プロジェクトによって発見された高速移動物体であるWISEAJ155349.96+693355.2のKeck/NIRES近赤外線分光法により、それがT中の準dd星であることが確認されました。H_W2=22.3等で、WISEAJ155349.96+693355.2は、分光学的に確認されたすべてのLおよびT亜dd星の中で最大のW2減少固有運動を示しており、運動学的に極端である可能性があることを示唆している。それにもかかわらず、WISEAJ155349.96+693355.2近赤外線スペクトルのモデル化は、その金属量がわずかに太陽直下であることを示しています。J155349.96+693355.2スペクトルの分析では、低温、低金属量モデル大気スペクトルの新しいグリッドを提示します。また、2つの新しいesdT候補、CWISEJ073844.52-664334.6およびCWISEJ221706.28-145437.6の発見についても、2つの既知のesdTオブジェクトに似た大きな動きと色に基づいて示します。より多くのesdTの例を見つけることは、この新たに識別された母集団のスペクトルシーケンスと観測特性をマッピングするための重要なステップです。
観測された銀河のWR+O連星から降りてくると予想されるBH+O連星からのX線放出
| Title |
X-ray_emission_from_BH+O_star_binaries_expected_to_descend_from_the_observed_galactic_WR+O_binaries |
| Authors |
K._Sen_(1_and_2),_X.-T._Xu_(1_and_2),_N._Langer_(1_and_2),_I._El_Mellah_(3),_C._Schurmann_(1_and_2)_and_M._Quast_(1)_((1)_Argelander-Institut_fur_Astronomie_Universitat_Bonn,_(2)_Max-Planck-Institut_fur_Radioastronomie_Bonn_Germany_(3)_Univ._Grenoble_Alpes_CNRS_IPAG_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01395 |
天の川では、$\sim$18のウォルフ・ライエ+O(WR+O)連星が、それらの星と軌道パラメータの推定値で知られています。ブラックホール+O(BH+O)バイナリは前者から進化したと考えられていますが、そのようなシステムは天の川銀河で1つだけ知られています。この不均衡を解決するために、コア崩壊時にWR星が大きなキックを受けて、ほとんどの連星が崩壊することが提案されました。我々はこの問題を再評価し、BH+O連星における風降着BHの周りの降着円盤の形成の不確実性に重点を置き、そのようなシステムを特定する鍵である。我々は、以前の研究の方法論に従い、風が降着するBHの周りに降着円盤を形成するための改良された分析基準を適用します。次に、星モデルを使用して、WR星がネイタルキックなしでBHを形成する場合、観測されたWR+Oバイナリから派生すると予想されるBH+Oバイナリの特性を予測します。ディスクの形成は、O型星の風速、風によって運ばれる比角運動量、BHによる角運動量の降着の効率、およびBHのスピンに敏感に依存することがわかりました。風速が低いという仮定が、ほとんどのBH+O星連星でX線明期が延長されるという予測につながる可能性があることを示しています。ただし、これは、O型星の典型的な風速を考慮した場合には当てはまりません。BHの高スピンは、X線活性相の持続時間とこの相中のX線の明るさを押し上げることができ、高BHスピンを持つX線中の高質量BHバイナリを検出するための強いバイアスを生み出すパラメーター。天の川のX線明るいBH+O星の希薄性を理解するには、大規模なBH形成キックは必要ないと結論付けます。別の方法でX線サイレントBH+Oシステムの集団を調査することで、BHキックと、高質量BHバイナリからの高エネルギー放出の条件について知ることができます。(要約)
太陽活動領域での高速上昇流の広範な発生
AR境界に上昇流が存在するかどうか、またこれらの上昇流が存在するかどうかを判断するために、広い範囲の領域、磁束、および関連する太陽活動を伴う12の活動領域(AR)の体系的な研究を実施しました。アップフローに存在する非対称の青い翼コンポーネント。AR上昇流の存在と位置を特定するために、ガウス関数を{\itHinode}/EISFeXII192.394\,\AA\ラインプロファイルに適合させることにより、相対的なドップラー速度マップを導き出します。ARアップフローに高速非対称成分が存在するかどうかを判断するために、ARアップフローに位置する対象領域で計算されたFeXII192.394\,\AA\平均スペクトルに二重ガウス関数を当てはめます。アップフローは、サンプル内のすべてのARの東と西の境界の両方で観測され、平均アップフロー速度は-5から-26~kms$^{-1}$の範囲です。すべてのラインプロファイルに青い翼の非対称性が存在します。主要なコンポーネントと比較したマイナーな高速非対称ガウスコンポーネント間の強度比は、大部分の領域で比較的小さいですが、少数のケース(8/30)では、比率は大きく、20～56%の範囲です。これらの結果は、アップフローと高速の非対称の青い翼コンポーネントがすべてのARの共通の特徴であることを示唆しています。
太陽の極域で磁場は放射状ですか?
日震磁気イメージャ(HMI)からの観測を使用して、太陽極域における光球磁場の方向を調査します。重要な分極の小さなパッチの内部では、$1''$スケールの推定磁場ベクトルは、半径方向から系統的に逸脱しているように見えます。ほとんどが極に向かって傾きます。放射状のベクトルと比較して、すべてが空の平面に向かって傾いています。ただし、これらの結果は、未解決の磁気構造を特徴付ける「充填率」$f$に依存します。HMIのデフォルトの情報を提供しない$f\equiv1$は、$f<1$よりも大きな傾斜角と少ない放射状フィールドを引き起こします。観察された傾向は、限られた解像度に固有の系統的なバイアスである可能性があります。
HD 163296 からの非対称ジェットの MUSE ビュー
| Title |
A_MUSE_view_of_the_asymmetric_jet_from_HD_163296 |
| Authors |
C._Xie,_S._Y._Haffert,_J._de_Boer,_M._A._Kenworthy,_J._Brinchmann,_J._Girard,_I._A._G._Snellen,_and_C._U._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01661 |
ジェットと流出は、星の形成と円盤の進化を制御する上で重要な役割を果たすと考えられています。HD163296は、原始惑星候補、原始惑星系円盤、原始恒星ジェット、分子流出をホストする、よく研究されているHerbigAe星であり、ジェットを研究するための優れた実験室です。内側の領域でジェットを特徴付け、大きな分離での特徴に大きな違いがあるかどうかを確認することを目的としています。2番目の目的は、拡張線発光の高コントラストイメージングにおけるマルチユニット分光エクスプローラー(MUSE)の性能を実証することです。ナローフィールドモード(NFM)のMUSEは、高い空間($\sim$75マス)および中程度のスペクトル($R\sim$2500)解像度で光学波長での観測を提供できます。高解像度スペクトル微分画像(HRSDI)技術を使用すると、100masまでのジェットの運動学的構造と物理的条件を特徴付けることができます。MUSEを使用して、ホストスターから4インチ未満の距離にある2つの新しいノットB3とA4で複数の原子線を検出します。派生した$\dot{M}_{\rmjet}/\dot{M}_{\rmacc}$は、ノットB3とA4でそれぞれ約0.08と0.06です.観測された[CaII]/[SII]比は、<4"の距離ではダスト粒子の兆候がないことを示しています。節A4が流線をたどると仮定すると、発射領域のサイズの上限を2.2auに設定します。MUSEは、高速成分と低速成分によって引き起こされる速度シフトを検出する能力を備えていますが、ジェット方向に対して横方向の速度低下の有意な証拠は見つかりませんでした。私たちの研究は、MUSENFM観測を使用して、100~massまでの光学における星ジェットの詳細な研究に使用できることを示しています。導出された$\dot{M}_{\rmjet}/\dot{M}_{\rmacc}$、ダストグレインなし、スターでのジェット半径は、磁気遠心モデルを発射メカニズムとしてサポートしています。ジェット。
高周波振動の吸収と放射率低下の関係
| Title |
Absorption_of_high_frequency_oscillations_and_its_relation_to_emissivity_reduction |
| Authors |
Matthias_Waidele,_Markus_Roth,_Gangadharan_Vigeesh,_and_Kolja_Glogowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01745 |
太陽黒点は、太陽振動のモーダルパワーの強力な吸収体であることが知られています。これを実証する最も説得力のある方法は、フーリエ・ハンケル分解(FHD)によって行われます。この場合、局所振動場が入力波と出力波に分離され、電力の減少が示されます。日震および磁気イメージャの高ケイデンスドップラー測定により、音響カットオフ周波数を超える周波数での電力吸収を調べることができます。5つの黒点領域と2つの静穏太陽制御領域でFHDを実行し、結果として得られる吸収スペクトル$\alpha_\ell(\nu)$、特に周波数$\nu$>5.3mHzを調べます。報告されていない高周波吸収特性が観察されましたが、これは太陽黒点が存在する場合にのみ現れます。この特徴は、太陽黒点の中心を起点とするワンスキップ波の位相速度に限定され、この場合は$v_{ph}$=85.7km/sです。一定の位相速度での吸収スペクトルへの当てはめを採用することにより、ピーク吸収強度$\alpha_{max}$は、約0.009(5%)のノイズレベルで0.166と0.222の間にあることがわかります。低周波数の尾根に沿ったよく知られた吸収は、最大$\alpha_{max}\約$0.5に達する可能性があります。したがって、吸収スペクトルにおける我々の発見はより弱いが、それでも重要である。高周波のエネルギー収支に関する最初の考察から、この観測は黒点内の放射率の低下によって説明できる可能性があります。放射率と吸収の間の単純な関係を導き出します。我々は、太陽黒点が波力吸収の痕跡を生み出すと結論付けている(特定の位相速度のみ)。これは、対流と源の励起に対する強い磁場の影響を理解するのに役立ち、潜在的に黒点の一般的な地下構造を理解するのに役立つかもしれない.
周連星円盤の膨らんだ内周縁の多波長VLTI研究
| Title |
Multi-wavelength_VLTI_study_of_the_puffed-up_inner_rim_of_a_circumbinary_disc |
| Authors |
A._Corporaal,_J._Kluska,_H._Van_Winckel,_D._Bollen,_D._Kamath,_M._Min |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01955 |
漸近巨星分枝(ポストAGB)連星系の周りに、安定したコンパクトなガスと塵の周連星円盤が存在することは十分に確立されています。私たちはそのようなシステムの1つに焦点を当てています:IRAS08544-4431。IRAS08544-4431の星周環境の干渉多波長解析を紹介します。目的は、半径方向のH、K、L、およびNバンドの合計フラックスへのさまざまな寄与を制限することです。VLTI/PIONIER、VLTI/GRAVITY、VLTI/MATISSEからのデータは、AGB後の星が優勢である近赤外からディスクが優勢である中赤外までの範囲です。周連星円盤を再現するために、2つの幾何学的モデルを可視性データに当てはめました。1つはガウス幅のリング、もう1つは温度勾配のある平らな円盤モデルです。円盤、一次星(点光源としてモデル化)、および過分解成分からのフラックス寄与は、放射の半径サイズ、半径の関数としての円盤の温度、およびスペクトルとともに回復されます。さまざまなコンポーネントの依存関係。すべての可視性データの傾向は、幾何学的モデルでよく再現されました。近赤外線データはガウスリングモデルに最もよく適合し、中赤外線データは温度勾配モデルに適していました。これは、ディスクの内側の縁に垂直構造が存在することを意味します。これは、内側の縁が丸くなったことによるものです。N対Kのサイズ比は2.8であり、連続した平らな光源を表し、若い星の天体に類似しています。異なる波長で動作する光干渉計を組み合わせることで、星周円盤の複雑な構造を解明し、波長に依存する不透明度プロファイルを研究することができます。放射状、垂直方向、および方位角方向の詳細な構造分析は、3Dでの放射伝達処理を待って、すべての非放射状の複雑さをキャプチャします。
5 つの Am 星の測光および分光分析
星の特徴を決定し、星のダイナミクスを制限するために、Am星のサンプルの測光分析が行われます。研究対象のAm星の分光分析により、Am星の一般的な特徴が確認されました。HD113878およびHD118660の元素存在量に関する入手可能なデータは、異なる時期の観測中に異なる特性を示しています。太陽系外惑星のような地球の星の生息域を特定するために、基本的な星のパラメータ(質量、光度、半径、寿命、距離、固有運動など)も決定されます。このような情報は、近い将来に人類が定住するのに適した惑星を特定するために重要です。これに関連して、各星の潮汐半径とハビタブルゾーンの境界は、それらの周りの地球外生命体の検索をサポートするために計算されています。星震学的質量スケールテストは、太陽質量に匹敵するより大きな星の質量を示しています。
| Title |
Gravitational_waves_from_first-order_phase_transitions_in_Majoron_models_of_neutrino_mass |
| Authors |
Pasquale_Di_Bari,_Danny_Marfatia,_Ye-Ling_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.00025 |
マヨロンモデルにおける右巻きニュートリノ質量の生成が1次相転移と関連付けられ、重力波(GW)の確率的バックグラウンドの生成を伴う可能性があることを示します。有効ポテンシャルの繰り込み可能な演算子のみを使用して、さまざまなエネルギースケールを探索します。相転移が電気弱スケールより上で発生した場合、信号は将来の干渉計でテストできます。電気弱スケール以下の相転移には、2つの可能なエネルギースケールが考えられます。相転移がGeVで発生した場合、信号はLISAでテストでき、FASER検出器での右手系ニュートリノ探索に相補的な宇宙探査機を提供できます。相転移が100keV未満で発生した場合、GWスペクトルのピークは、低周波数でのNANOGravGW信号の推定値よりも2桁以上低いが、SKAおよびTHEIA実験の範囲内にあることがわかります。通常のニュートリノがダークセクターと相互作用するハッブルテンションの解決策によって、超低周波数GWの検索がどのように動機付けられているかを示します。また、マヨロンモデルを超えて適用される相転移とユークリッド作用の一般的な計算も示します。
現実的なシナリオでの粒子加速器としてのブラック ホールの探索
| Title |
Exploring_black_holes_as_particle_accelerators_in_realistic_scenarios |
| Authors |
Stefano_Liberati_and_Christian_Pfeifer_and_Jos\'e_Javier_Relancio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01385 |
回転するブラックホールが天然の粒子加速器である可能性は、激しい議論の対象となっています。極値のカーブラックホールの場合、任意に高い重心エネルギーを達成できるように見えますが、いくつかの研究では、理論的議論と天体物理学的議論の両方が、達成可能なエネルギーを大幅に低下させることが指摘されています。この作業では、以前に提案されたシナリオを見直して拡張することにより、カーニューマンブラックホールの近くの粒子衝突を研究します。最も重要なことは、すべての場合にフープ推測を実装し、これらの衝突ペンローズ過程の天体物理学的関連性について議論することです。この調査の結果、ほぼ水平のターゲット粒子を含むシナリオは、原則として、プランクアン未満であるが、それでもなお、10^{21}-10^{23}$のオーダーの超高質量重心エネルギーを達成できるということである。eV.したがって、これらの標的粒子衝突ペンローズ過程は、フープ推測を考慮に入れたとしても、超高エネルギー宇宙線の観測スペクトルに寄与する可能性があるため、現実的な設定でさらに精査する価値があります。
暗黒物質の電磁双極子: WIMP の期待
DMが標準模型(SM)荷電フェルミオンとの4フェルミオン相互作用を経験したときに1ループレベルで誘導されるダークマター(DM)の電気および磁気双極子モーメントの体系的な研究を実行します。それらのループの性質に関連して、これらのモーメントは、4フェルミオン演算子の原点でのUV完了に大きく依存する可能性があります。$t$-または$s$-channelツリーレベル交換からこれらの演算子を生成する2つの簡単な方法を明示的に検討することにより、この特性を説明します。DMレリック密度の制約からこれらの相互作用の強さを修正すると、特に磁気モーメントが得られます。この磁気モーメントは、考慮される相互作用に応じて、通常は$10^{-20}$から$10^{-23}$ecmの間にあるか、まったく同じように消失します。.これらの非消失値は、光子交換を介して、現在または近い将来の直接検出実験によってプローブできるDM核散乱断面積を誘導します。
非線形アクシオン-ディラトン電気力学に向けて: アクシオン暗黒物質はどのようにディラトン-光子相互作用を模倣できるか?
| Title |
Towards_nonlinear_axion-dilaton_electrodynamics:_How_can_axionic_dark_matter_mimic_dilaton-photon_interactions? |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Aliya_A._Galimova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01417 |
アインシュタイン-マクスウェル-アクシオン-エーテル理論の枠組みの中で、我々はモデルを確立し、そのラグランジアンは軸-光子結合を記述する項のsin型の一般化と、ディラトン-光子相互作用へ。アクシオン-ディラトン-エーテルの電気力学の拡張は、電磁気の方程式の内部対称性に関するジャクソンの考えに触発されています。ビアンキ-I型の異方性均質宇宙モデルへの拡張理論の適用を考えた。軸イオン暗黒物質が平衡状態にある場合のモデル進化方程式の正確な解が得られた.新しいタイプであり、動的平衡として示される軸-光子系の状態は、軸イオン非線形性を伴う電気力学の枠組みで研究されています。非線形のアクシオン-光子相互作用がディラトン-光子結合を模倣できることを示します。アクシオン場の均一な変動に関するモデルの安定性について議論します。
| Title |
Black_hole_induced_spins_from_hyperbolic_encounters_in_dense_clusters |
| Authors |
Santiago_Jaraba_and_Juan_Garcia-Bellido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01436 |
重力波(GW)を介して検出されたブラックホールは、天体物理学または原始起源のいずれかである可能性があります。原始ブラックホールは非常に低いスピンで生成されるため、いくつかのGWイベントはコンポーネントの1つに大きなスピンを示し、天体物理学的であると想定されています。ただし、宇宙の進化を通じてスピンを増やすことができるかどうかを研究する価値はあります。すでに調査されている可能性のあるメカニズムは、複数のブラックホールの合体とガスの降着です。ここでは、ブラックホールの密集したクラスターで発生する可能性のある新しいメカニズムを提案します。それは、原始ブラックホールが密接な双曲的遭遇に関与するときのスピンアップです。可変質量比を含むさまざまな初期条件について、EinsteinToolkitを使用してこの効果を数値的に調査します。質量が等しい場合、ブラックホールに誘導できる最大スピン$\chi=a/m\leq0.2$があります。ただし、質量比が大きい場合、最大$\chi\simeq0.8$のスピンを達成できることがわかりました。最大のスピンは、最も大きなブラックホールで誘導されます。小さな誘導スピンの場合、相対速度と衝撃パラメーターに依存する簡単な分析式を提供します。
銀河と暗黒宇宙の軸異常
宇宙モデル$\Lambda$CDMのSU(2)$_{\rmCMB}$修正に動機付けられて、我々は、別個のSU(2)ヤンミルズスケールとプランク質量$M_P$。SU(2)$_{\rmCMB}$とは対照的に、これらのヤンミルズ理論は宇宙の歴史のほとんどを通じて閉じ込め段階(ゼロ温度)にあり、素粒子物理学の標準模型の3つのレプトン味に関連しています。宇宙が膨張するにつれて、軸イオン性ファジー暗黒物質は、暗黒エネルギー(全球軸核凝縮体)が暗黒物質に変換されるときに、特定の脱浸透遷移を受ける3成分流体で構成されます。低表面輝度銀河で観測された回転曲線によく適合したモデルフィッティングから、最も軽いアクシオン質量$m_{a,e}=0.675\times10^{-23}\,$eVを抽出した(SPARCカタログ)。孤立した塊のビリアル質量は$M_P$のみに依存し、関連するヤンミルズスケールはe-塊の特性を$\mu$-および$\tau$-塊の特性を予測します。結果として、典型的な電子塊のビリアル質量$\sim6.3\times10^{10}\,M_\odot$は、天の川の射手座A$^*$などの銀河中心のコンパクトな大質量天体が(マージ)$\mu$-と$\tau$-lumps.さらに、$\tau$-lumpsは球状星団を構成する可能性があります。SU(2)$_{\rmCMB}$は常に熱化されており、そのアクシオン凝縮体は決して脱浸透していない。軸異常が実際にレプトンと暗黒物質を結び付け、CMBを暗黒エネルギーと結び付けるとすれば、これは素粒子物理学の確固たる特徴を通じて暗黒宇宙を解明するだろう.
ヒトファントムの宇宙線撮影
地表に到達する宇宙線ミューオンは、X線撮影に使用される自然放射線源を提供します。この論文では、宇宙放射線バックグラウンドを使用したX線撮影が、人体の解剖学的な側面を監視するために使用できる方法を提供することを示します。宇宙線ミューオンを用いて患者を放射線撮影することにより、時間の関数として患者の変化を測定するために使用できる方法について説明します。これにより、Covid患者などの肺の炎症の時間変化を検出するのに十分な感度で、肺密度などのパラメーターの1時間ごとの読み出しを提供できます。
ボソン星とその放射状振動
球対称ボソン星の脈動方程式の導出をレビューし、基本モードと最初の励起モードの動径振動周波数を徹底的に研究します。これを自己相互作用ボソン星に対して行い、自己結合定数の値の範囲を考慮します。ボソン星も数値的に進化させ、フーリエは動的解を変換します。フーリエ変換により、ラジアル振動周波数が独立して計算され、脈動方程式から得られた結果を検証できます。2つの方法はよく一致しています。
ソーラー・オービターの最初の軌道で観測された太陽風角運動量フラックス
| Title |
The_solar-wind_angular-momentum_flux_observed_during_Solar_Orbiter's_first_orbit |
| Authors |
Daniel_Verscharen_and_David_Stansby_and_Adam_J._Finley_and_Christopher_J._Owen_and_Timothy_Horbury_and_Milan_Maksimovic_and_Marco_Velli_and_Stuart_D._Bale_and_Philippe_Louarn_and_Andrei_Fedorov_and_Roberto_Bruno_and_Stefano_Livi_and_Yuri_V._Khotyaintsev_and_Antonio_Vecchio_and_Gethyn_R._Lewis_and_Chandrasekhar_Anekallu_and_Christopher_W._Kelly_and_Gillian_Watson_and_Dhiren_O._Kataria_and_Helen_O'Brien_and_Vincent_Evans_and_Virginia_Angelini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01780 |
目的:ソーラーオービター宇宙船によって記録された太陽風角運動量(AM)フラックスの最初の測定値を提示します。私たちの目的は、太陽のAM損失の将来の研究をサポートするために、これらの測定値を検証することです。方法:陽子バルクモーメントと、ソーラーオービターに搭載されたソーラーウィンドアナライザー(SWA)と磁力計(MAG)によって測定された磁場の60分間の平均を組み合わせます。2020年中のミッションの巡回段階の最初の軌道からのデータを使用して、立体角要素あたりのAMフラックスを計算します。全AMフラックスへの陽子と磁気ストレスからの寄与を分離します。結果:AMフラックスは時間とともに大きく変化します。通常、粒子の寄与は、測定間隔中の磁場の寄与よりも支配的です。合計AMフラックスは最大の変動を示し、通常、放射状の太陽風の速度と反相関しています。共回転相互作用領域またはコロナ質量放出に関連する可能性がある圧縮領域を特定し、AMフラックスの大幅な局所的増加をもたらしますが、単位質量あたりのAMの大幅な増加はありません。RadioandPlasmaWaves(RPW)機器からの密度推定を使用して、分析を繰り返します。この独立した方法を使用すると、正のAMフラックスのピークが減少しますが、その他の点では一貫した結果が得られます。結論:私たちの結果は、振幅、変動性、および半径方向の太陽風バルク速度への依存性の点で、太陽風AMフラックスの以前の測定値とほぼ一致しています。私たちの分析は、太陽風のAMと、ソーラーオービターからのデータを使用した他の大規模な特性の将来のより詳細な研究の可能性を強調しています。私たちは、パーカー・ソーラー・プローブおよび1天文単位以上の太陽中心距離にある資産からのデータと組み合わせて、AMフラックスの半径方向の進化と緯度依存性を研究する必要があることを強調します。
この章では、アインシュタイン物理学の理解を深めるためのツールとしての直感の役割を探ることで、本の残りの部分の準備を整えます。一般相対性理論の歴史からの例に基づいて、物理的直観の発達は、物理学科目の数学的発達と並行して、物理教育における重要な目標であると主張します。この章は、専門の物理学者が主題を理解するために主題について概念的に考える方法を学びたい読者と、数学を教えるだけでなく、直観を発達させることによって学生にアインシュタイン物理学をどのように紹介できるかを知りたい読者を対象としています。
現実的な状態方程式による $f(\mathtt{R,L_m})$ 重力の中性子星: ${\it NICER}$ データからの
GW170817、大規模パルサー、PSR J0030+0451 質量半径との共同拘束
| Title |
Neutron_stars_in_$f(\mathtt{R,L_m})$_gravity_with_realistic_equations_of_state:_joint-constrains_with_GW170817,_massive_pulsars,_and_the_PSR_J0030+0451_mass-radius_from_${\it_NICER}$_data |
| Authors |
R._V._Lobato,_G._A._Carvalho_and_C._A._Bertulani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01841 |
この研究では、$f(\mathtt{R,L_m})$の場合の重力理論における中性子星(NS)を調査します$f(\mathtt{R,L_m})=\mathtt{R}+\mathtt{L_m}+\sigma\mathtt{R}\mathtt{L_m}$、$\mathtt{R}$はRicciスカラー、$\mathtt{L_m}$はラグランジアン物質密度。$\sigma\mathtt{R}\mathtt{L_m}$という用語では、$\sigma$は重力場と粒子場の間の結合を表します。理論の静水圧平衡方程式が初めて現実的な状態方程式を考慮して解かれ、得られたNSの質量と半径は、質量パルサー、重力波イベントGW170817、およびNASAのPSRJ0030+0451質量半径からの共同制約の対象となります。NeutronStarInteriorCompositionExplorer(${\itNICER}$)データ。この重力理論では、質量半径の結果は大規模なパルサーに対応できるが、一般相対性理論ではほとんど対応できないことを示している。この理論は、GW170817およびPSRJ0030+0451の観測によって制限された半径領域内の観測されたNSを、約$1.4~M_{\odot}$の質量について説明することもできます。
ダークマターへのコンフォーマルポータル
非最小結合ポータルセクターをリッシスカラーに利用することにより、暗黒物質に結合する新しいポータルを提案します。このようなポータルセクターは、非常に隔離された暗黒物質粒子を含む物質のエネルギー運動量テンソルのトレースへの結合をコンフォーマルに誘導します。ポータル結合は非常に弱いため、散乱のフリーズインプロセスおよび/またはメディエーターの崩壊によって暗黒物質が生成されます。ポータルの2つの具体的な実現を検討します。コンフォーマルに誘導されたHiggsポータルと、コンフォーマルに誘導されたメディエーターポータルです。前者の場合はヒッグス膨張と互換性があり、後者の場合は暗黒物質の直接検出実験でテストできます。
Vela Pulsar のコアエンベロープ分析モデル
{Ref1}に示されているコアエンベロープモデル。{Ref2}、コンパクトさパラメータの値に対応する$u\equivM/a$=0.30および0.25(形状単位での質量とサイズの比)は、低速回転下で研究されています。これらのモデルは、Velaパルサーのグリッチ修復パラメータ$G_h=I_{\rmcore}/I_{\rmtotal}<0.55${Ref3}のすべての観測値を説明できることがわかります。モデルは、質量$M$、表面赤方偏移、$z_a$、および範囲$M=3.079M_\odot-2.263のVelaパルサーの慣性モーメント$I_{\rmVela}$の最大値をもたらします。M_\odot$;$z_a=0.581-0.414$および$I_{\rmVela,45}=6.9-3.5$($I_{45}=I/10^{45}\rmg{cm}^2$)$u=$0.30および0.25の値、および表面密度の割り当てられた値については、$E_a=2\times10^{14}\rmg{cm}^{-3}${Ref4}.質量の値は上記の値(文献ではいわゆる現実的な質量範囲、$M=1.4\pm0.2M_\odot$)よりも低いが、非現実的な質量範囲$M\leq0.5よりも大幅に高い。M_\odot$(高密度核物質の状態方程式(EOSs)に基づくパラメータ化された中性子星(NS)モデルに基づいた文献のベラパルサーについて得られたもの{Ref3})およびその他のパラメータは、上記の場合と同様に取得できます。$u<0.25$の値に対応する$G_h$の値の言及された範囲。モデルは、因果的に一貫性があり、重力に拘束され、脈動的に安定していることがわかります。実際、この研究で得られた中性子星(NS)の質量の上限は、ベラパルサーに適用できるが、古典的な結果{Ref5}で得られたNSの質量の上限の平均値に対応している。中性子星物質に対する現代のEOSの基礎{Ref6}であり、最新の理論的推定{Ref7}とよく一致しています。
球上のスレピアン スケール離散ウェーブレット
この作業は、不完全な球形データセット、つまり球体の特定の領域で欠落しているデータセット用に設計された新しい球形ウェーブレット基底の構築を示しています。スレピアン空間スペクトル濃度問題の固有関数(スレピアン関数)は、定義された領域内に存在する一連の直交基底関数です。スレピアン関数を使用すると、最近提案されたふるいにかける畳み込みを利用し、それを任意の基底関数のセットに拡張することにより、不完全な球体の畳み込みを計算できます。スレピアン調波線のタイリングにより、スケール離散ウェーブレットを構築できます。図は、地球の地形図によって定義された球体上の領域の例に基づいて表示されます。スレピアンウェーブレットと対応するウェーブレット係数はこの領域から構築され、簡単なノイズ除去の例で使用されます。
