インフレーション磁気生成からの重力波のシミュレーション
低エネルギースケールの物質が支配するインフレ後の再加熱時代と、その後の強烈な乱流であるその後の初期の放射時代の初期宇宙における磁場と重力波(GW)の生成の3次元直接数値シミュレーションを示します。.モデルのパラメータは、多くの既知の物理的問題を回避し、再加熱の終了時に臨界エネルギー密度の0.2%から2%の間の磁気エネルギー密度を生成するように決定されます。乱流磁気流体カスケードのその後の開発中に、磁場とGWは、放射支配の開始時に約100GeV(150MeV)の再加熱温度を持つモデルのミリヘルツ(ナノヘルツ)範囲のより高い周波数に広がるスペクトルを開発します。時代。ただし、乱流カスケードが完全に発達したとしても、GWスペクトルは、ピーク値を超える周波数で急激な低下を示します。これは、これまで考えられていたよりも、乱気流がGWを駆動する上で効率が悪いことを示唆しています。結果として得られるGWスペクトルのピークは、スペース干渉計、パルサータイミングアレイ、およびその他の設備にアクセスできる範囲内にある可能性があります。
生成された N 体シミュレーションにおける宇宙のボイド
敵対的生成ネットワーク(GAN)は、$\Lambda$CDMユニバースのボイドの統計と特性を調査するために使用されました。N体シミュレーションから抽出された合計15,000の2D画像がGANのトレーニングに使用され、15,000の新しい2D画像の生成に使用されました。ボイドの総数とボイドサイズの分布は、両方の画像セットで類似しています。ただし、生成された画像は、シミュレートされた画像よりもわずかに小さなボイドを生成します。さらに、生成された画像は、中心密度のコントラスト$\sim$-1ではるかに少ないボイドを生成します。生成された画像では、最も空のボイドが少ないため、平均内部密度コントラストの分布は、シミュレートされたボイドよりも生成されたボイドの方が系統的に高くなります。最大ボイドの平均放射状低密度プロファイルは、両方の画像セットで類似していますが、系統的な違いは明らかです。小規模(r<0.5$r_v$)では、生成された画像のボイドの低密度プロファイルは、シミュレートされた画像のボイドのプロファイルを超えています。大規模(r>0.5$r_v$)では、生成された画像のボイドの低密度プロファイルは、シミュレートされた画像のボイドのプロファイルを超えています。2セットの画像のボイドプロパティの違いは、データの絶対パターンをキャプチャするのに苦労しているニューラルネットワークなど、ディープラーニング技術が直面する系統的な困難に起因する可能性があります。
ソロ/マルチバンピーの可能性を持つインフレーションから生成された原始ブラックホールについて
原始ブラックホール(PBH)は、初期宇宙のインフレーションプロセスで生成される可能性があることはよく知られています。特に、インフラトンフィールドにスローロール条件を破る可能性のある重要な機能がいくつかある場合はそうです。この論文では、1つまたは複数の隆起を持つ、でこぼこした可能性のあるおもちゃの膨張モデルを調査します。マルチバンプによるポテンシャルは、小規模領域にマルチピークを持つパワースペクトルを生じさせることができ、それによって、さまざまな質量範囲での原始ブラックホールの生成を予測できることがわかりました。また、球形崩壊と楕円形崩壊によるPBH形成の2つの可能性も考慮します。
CHIME/FRB カタログ 1 の結果: 大規模構造による統計的相互相関
| Title |
CHIME/FRB_Catalog_1_results:_statistical_cross-correlations_with_large-scale_structure |
| Authors |
Masoud_Rafiei-Ravandi,_Kendrick_M._Smith,_Dongzi_Li,_Kiyoshi_W._Masui,_Alexander_Josephy,_Matt_Dobbs,_Dustin_Lang,_Mohit_Bhardwaj,_Chitrang_Patel,_Kevin_Bandura,_Sabrina_Berger,_P._J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Deborah_C._Good,_Mark_Halpern,_Jane_Kaczmarek,_Victoria_M._Kaspi,_Calvin_Leung,_Hsiu-Hsien_Lin,_Juan_Mena-Parra,_B._W._Meyers,_D._Michilli,_Moritz_M\"unchmeyer,_Cherry_Ng,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Ingrid_H._Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Keith_Vanderlinde,_Andrew_Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04354 |
CHIME/FRBプロジェクトは最近、492の固有のソースを含む高速電波バースト(FRB)の最初のカタログをリリースしました。CHIME/FRBソースと銀河カタログの角度相互相関の結果を示します。CHIMEFRBと赤方偏移範囲$0.3\lesssimz\lesssim0.5$の銀河との間で、統計的に有意な($p$-value$\sim10^{-4}$、他の要素を考慮した)相互相関が見つかりました3つの測光銀河調査:WISE$\times$SCOS、DESI-BGS、DESI-LRG。相互相関のレベルは、この赤方偏移範囲の調査銀河と同じ暗黒物質ハローにあるCHIMEFRBの1桁の割合と一致しています。大きなホスト分散尺度($\sim400$pccm$^{-3}$)を持つFRBの母集団の統計的証拠を見つけ、これが大きなハロー($M\sim10^{14}M_\odot$)、ハローセンター近くのFRB($r\lesssim100$kpc)。これらの結果は、より多くのFRBとより優れた角度分解能により、将来のCHIME/FRBカタログで改善されます。
CMBレンズと銀河サーベイの相互相関研究
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、初期の宇宙とさまざまな宇宙モデルを研究するための強力なプローブです。弱い重力レンズ効果は、そのパワースペクトルを変化させることでCMBに影響を与えますが、同時に、宇宙のレンズ質量の分布、したがって宇宙の大規模構造(LSS)に関する情報も伝達します。CMBの研究をLSSのトレーサーと組み合わせると、宇宙論モデル、LSS開発のモデル、および天体物理学パラメーターを同時に制約できます。このプロジェクトの主な焦点は、CMBレンズと銀河物質密度間の相互相関を研究して、銀河バイアス($b$)と振幅スケーリングパラメーター($A$)を制約し、$\Lambdaの妥当性をテストすることです。$CDMモデル。プランクCMB収束場と銀河密度場のシミュレーションに対するアプローチをテストします。これは、ハーシェル銀河系外天文学プロジェクト(HELP)の密度場を模倣します。パラメータを制限するために最尤法を使用します。
アポロ15号と16号による月のX線観測の再評価
アポロ15号と16号のミッションは、リモートセンシングX線蛍光分光計の実験を使用して月面の約10%を調査することにより、月面の化学を調査した最初のミッションでした。得られたデータは、月の形成の歴史と地質学的進化の研究に広く使用されています。この作業では、シリコン(Si)に対するアルミニウム(Al)とマグネシウム(Mg)の濃度の最新の経験値を取得することを目的として、アポロ15号&16号X線蛍光実験の再評価が行われます月面の上部。更新された機器の応答、新しく再構築された月の軌道軌道、および改善された強度比の計算が、新しい強度比マップを取得するために使用されました。結果として得られた月のAl/SiおよびMg/AlX線マップは、月の海と高地の地域で明確な違いを示しています。新しく取得したマップから得られた海域の平均Al/SiおよびMg/Al強度比は、それぞれ0.54$\pm$0.07および0.54$\pm$0.17です。高地地域の場合、値はそれぞれ0.76$\pm$0.07と1.07$\pm$0.13です。Mg/Si強度比については、月の特徴に明確な違いは得られず、平均値0.47$\pm$0.13を導き出しました。私たちが決定した強度比は、以前に発表されたものよりも低いです。これらの値は、太陽活動、軌道間の変動、およびさまざまな機器からの測定値を考慮するときに、集中度を推測するために使用できます。強度比をさまざまな月のミッションから得られた月の岩石濃度と直接比較することにより、濃度比を推測するための補正を採用しました。
小惑星帯が形成された後、どのくらいの水が小惑星帯から地球に供給されましたか?
地球には、マントル内の水を含む1から10の水の海があります。1つの海は、今日の地球の表面にある水の塊です。$n$体シミュレーションを使用して、小惑星帯が形成された後、どのくらいの水が小惑星帯から地球に供給された可能性があるかを検討します。小惑星は、巨大惑星との共鳴に近い不安定な地域から運ばれます。$\nu_6$共鳴からの相対的な衝突効率、木星と外側の小惑星帯との2:1平均運動共鳴を比較します。$\nu_6$共鳴は、地球に小惑星の最大の供給を提供し、その地域からの小惑星の約$2\%$が地球に衝突します。木星との平均軌道共鳴と外側の小惑星帯に位置する小惑星は、地球衝突の確率が無視できるほどです。原始小惑星帯の小惑星が(小惑星と小惑星の相互作用などによって)最初に$\nu_6$共鳴位置に移動した場合、地球の衝突に十分な偏心性が励起される前に、地球衝突の最大回数が発生します。最大約8つの海の海が地球に供給される可能性があります。したがって、地球に10以上の水の海がある場合、地球はこの水のかなりの割合で形成された可能性があります。
星間彗星 2I/ボリソフ彗星と太陽系彗星との類似性
| Title |
The_similarity_of_the_interstellar_comet_2I/Borisov_to_solar_system_comets_from_high_resolution_optical_spectroscopy |
| Authors |
C._Opitom,_E._Jehin,_D._Hutsem\'ekers,_Y._Shinnaka,_J._Manfroid,_P._Rousselot,_S._Raghuram,_H._Kawakita,_A._Fitzsimmons,_K._Meech,_M._Micheli,_C._Snodgrass,_B._Yang,_and_O._Hainaut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04431 |
2I/ボリソフ彗星(以下、2I)は、太陽系で観測された最初の可視的に活動する星間彗星であり、他のシステムからのビルディングブロックの組成を初めてサンプリングすることを可能にします。2019年11月15日から2020年3月16日までの4か月間、パラナルにあるESO超大型望遠鏡の高解像度分光器であるUVESによる2Iのモニタリングについて報告します。太陽系の彗星について。近日点前2.1auから近日点後2.6auまでの12の異なるエポックで高解像度スペクトルを収集しました。2019年12月24日と26日、近ヘリオン近くで、309nm(0-0)バンドのいくつかのOH線を検出し、$2.2\pm0.2\times10^{26}$分子/秒の水生成率を導き出しました。.3つの[OI]禁止酸素線が異なるエポックで検出され、近辺に近い$0.31\pm0.05$の緑と赤のダブレット強度比(G/R)が導き出されました。さまざまなバンドからのNH$_2$オルソおよびパララインを測定し、1.11\pm0のアンモニアのOPRおよびスピン温度に対応する、3.21\pm0.15$のオルト対パラ比(OPR)を導き出すことができました。それぞれ08$と$31^{+10}_{-5}$K。これらの値は、太陽系の彗星で通常測定される値と一致しています。ラジカルNH(336nm)、CN(388nm)、CH(431nm)、およびC$_2$(517nm)の発光線も検出されました。いくつかのFeIおよびNiI線が特定され、それらの強度が測定され、log(NiI/FeI)=$0.21\pm0.18$の比率が得られ、太陽系の彗星で最近見つかった値と一致しました。2I/ボリソフ彗星の高スペクトル分解能の観測と、それに関連するNH$_2$OPRとNi/Fe存在比の測定値は、太陽系彗星と非常に類似しています。G/R比のみが異常に高いが、他の研究者が発見したCO/H$_2$Oの高い存在比と一致している。
クエーサー PKS 0454-22 を取り巻く巨大な光学星雲の発見と起源
| Title |
Discovery_and_origins_of_giant_optical_nebulae_surrounding_quasar_PKS_0454-22 |
| Authors |
Jakob_M._Helton_and_Sean_D._Johnson_and_Jenny_E._Greene_and_Hsiao-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03858 |
我々は、$z<1$宇宙で最も明るいクエーサーの1つであるPKS0454-22のフィールドでの光面分光を、マルチユニット分光エクスプローラーを使用して報告します。これらのデータにより、[OII]、H$\beta$、および[OIII]で放射する3つの大きな電離星雲の発見が可能になり、予測面積は$1720、\1520、$、および$130\mathrm{pkpc}^2$です。これをそれぞれN1、N2、N3と呼びます。N1は、クエーサーホストと5つの近くの銀河を空間的および運動学的に取り囲んでいます。N1の形態と運動学は、進行中の相互作用に起因する剥ぎ取られた星間物質と最も一致しています。そのイオン化特性は、クエーサー光イオン化によって説明できます。N2は空間的および運動学的に2つの銀河を取り囲んでおり、それらは$d\約90\\mathrm{pkpc}$の投影距離と$\Deltav\約+1410\\mathrm{km\s^{の視線速度にある-1}}$クエーサーから。N2の形態と運動学も、剥ぎ取られた星間物質と一致しています。ただし、そのイオン化状態には、クエーサーの周りの銀河の過密度に関連するホットハローを移動する際の高速ショックによる可能性が高い、クエーサー以外の追加のイオン化源が必要です。N3は、赤方偏移が確実な銀河とは一致しておらず、グループ内媒質またはord小銀河の冷たいガス構造から生じている可能性があります。これらの大きな電離星雲は、相互作用がハロースケール上に冷たいガス構造を生成できることを示しています。広域積分場分光データが利用できるようになったことで、銀河やブラックホールの成長を促進する可能性のあるガス流の形態、運動学、条件が引き続き明らかになります。
FIRE シミュレーションにおける LMC 質量環境のddd小伴銀河への影響
| Title |
The_effects_of_LMC-mass_environments_on_their_dwarf_satellite_galaxies_in_the_FIRE_simulations |
| Authors |
Ethan_D._Jahn,_Laura_V._Sales,_Andrew_Wetzel,_Jenna_Samuel,_Kareem_El-Badry,_Michael_Boylan-Kolchin,_James_S._Bullock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03861 |
大マゼラン雲(LMC)のようなdd小銀河の予測される環境を特徴付けることは、次世代の調査が宇宙論的距離でこの低質量領域に感度限界を押し上げるにつれて、ますます重要になってきています。我々は、LMC質量ハロー($M_{200m}\sim10^{11}$M$_\odot$)の衛星数($M_\star\geq10^4$M$_\odot$)は、FeedbackInRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトの一連のズームインシミュレーションを使用しています。私たちのシミュレーションでは、$T\sim10^5$Kと$M_\text{gas}\sim10^{9.5}$M$_\odot$で重大な高温コロナが予測されます。私たちは、特に中程度の質量($M_\star=10^{6-7}$M$_\odot$)の衛星について、dd小伴銀河における環境消光のサインを特定します。このような天体のガス含有量は、星形成のフィードバックによって助けられることもある、可能性のあるクエンチングメカニズムとしての動圧を示しています。LMC質量ホストの衛星は、MW質量ホストの衛星に見られる静止画分の星の質量依存性を複製します(つまり、静止画分は星の質量が減少するにつれて増加します)。LMC-massホストの衛星は、近くの中心のクエンチ時間の強いバイモーダル分布と比較すると、さまざまなクエンチング時間を持っています。最後に、6つのLMC類似体のうちの4つの周りに重要な潮汐星の構造を特定しました。これは、恒星のストリームが一般的である可能性があることを示唆しています。これらの潮汐の特徴は、近接軌道の衛星から発生し、中心銀河から$\sim$80kpcまで広がり、$\sim10^{6-7}$M$_\odot$~個の星を含んでいます。
大質量星形成における ~1000 au スケールでの重力駆動磁場
| Title |
Gravity_Driven_Magnetic_Field_at_~1000_au_Scales_in_High-mass_Star_Formation |
| Authors |
Patricio_Sanhueza,_Josep_Miquel_Girart,_Marco_Padovani,_Daniele_Galli,_Charles_L._H._Hull,_Qizhou_Zhang,_Paulo_Cortes,_Ian_W._Stephens,_Manuel_Fernandez-Lopez,_James_M._Jackson,_Pau_Frau,_Patrick_M._Kock,_Benjamin_Wu,_Luis_A._Zapata,_Fernando_Olguin,_Xing_Lu,_Andrea_Silva,_Ya-Wen_Tang,_Takeshi_Sakai,_Andres_E._Guzman,_Ken'ichi_Tatematsu,_Fumitaka_Nakamura,_and_Huei-Ru_Vivien_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03866 |
大質量星の形成を完全に理解するには、星間物質のエネルギーバランスの最もとらえどころのない要素の1つである磁場の研究が必要です。私たちは、アルマ望遠鏡1.2mm、高解像度(700au)のダストの偏光と、大質量星形成領域IRAS18089-1732に埋め込まれた回転する高温分子コアの分子線観測を報告します。ダスト連続体の放出と磁場の形態は、渦巻きに似たらせん状の特徴を示します。H13CO+(J=3-2)遷移線によって追跡される速度場は、渦巻き状のフィラメントを含む複雑な構造を明らかにし、それらは落下して回転し、フィールドを引きずっている可能性があります。磁場をモデル化したところ、最良のモデルは、質量と磁束の比(ラムダ)が8.38の弱く磁化されたコアに対応することがわかりました。モデル化された磁場はポロイダル成分によって支配されていますが、ポロイダル成分の30%の大きさを持つトロイダル成分からの重要な寄与があります。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、3.5mGの磁場強度を推定します。アルマ望遠鏡が利用できる空間スケールで、システムのエネルギーバランスの分析は、重力が乱気流、回転、および磁場を圧倒することを示しています。大質量星形成は、重力が支配的な役割を果たす弱い磁化環境で発生する可能性があることを示しています。
| Title |
Viewing_angle_observations_and_effects_of_evolution_with_redshift,_black_hole_mass,_and_Eddington_ratio_in_quasar_based_cosmology |
| Authors |
Raj_Prince,_Krzysztof_Hryniewicz,_Swayamtrupta_Panda,_Bo\.zena_Czerny,_and_Agnieszka_Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03877 |
この研究は、赤外線(IR)から軟X線帯域までの広帯域クエーサースペクトルをモデル化することにより、個々のクエーサーの視野角の観測測定に焦点を当てています。ソースは、公開されているさまざまなカタログから選択され、それらの広帯域準同時スペクトルデータポイントが収集され、モデル化に使用されました。まず、広帯域測光点を持つタイプ1光源のCOSMOSサンプルから始めました。次に、より多くのデータポイントを含めるために、COSMOSをSDSSDR14クエーサーカタログと交差適合させ、最終的に、IRから軟X線までの広帯域データを持つ90のソースを見つけました。広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)モデリングは、各光源のX線、UV、光学、およびIR領域のoptxagnfおよびSKIRTORモデルを使用して、Xspecで実行されます。サンプル全体は、赤方偏移、ブラックホール(BH)質量、およびエディントン比に関して4つのビンに分割され、各ビンに同じ数のソースがあります。視野角は各ビンで推定され、赤方偏移、BH質量、およびエディントン比に関するその変化が調べられます。その結果、95$\%$の信頼区間内でこれらのパラメータを使用した場合、視野角に有意な変化は見られませんでした。したがって、宇宙の膨張率を決定するために宇宙論でクエーサーを使用することは正当化され、バイアスは予想されないと結論付けます。
近くのフィラメント状分子雲の TRAO サーベイ、星の普遍的な苗床 (TRAO FUNS)。 Ⅱ. IC 5146 のフィラメントと高密度コア
| Title |
TRAO_Survey_of_the_nearby_filamentary_molecular_clouds,_the_universal_nursery_of_stars_(TRAO_FUNS)._II._Filaments_and_Dense_cores_in_IC_5146 |
| Authors |
Eun_Jung_Chung,_Chang_Won_Lee,_Shinyoung_Kim,_Maheswar_Gopinathan,_Mario_Tafalla,_Paola_Caselli,_Philip_C._Myers,_Tie_Liu,_Hyunju_Yoo,_Kyoung_Hee_Kim,_Mi-Ryang_Kim,_Archana_Soam,_Jungyeon_Cho,_Woojin_Kwon,_Changhoon_Lee,_and_Hyunwoo_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03897 |
TRAOFUNSプロジェクトの一環として、IC5146のフィラメントと高密度コアの物理的特性に関する結果を示します。TaedukRadioAstronomyObservatory(TRAO)の14m望遠鏡を使用して、さまざまな分子線を使用してIC5146の面積の約1平方度をカバーするオンザフライマッピング観測を実施しました。C$^{18}$O(1-0)データキューブから14個のフィラメント(サブフィラメントを含む合計24個)を特定し、$\rmN_{2}H^{+}$から22個の高密度コアを特定しました。(1-0)データ。フィラメントの重力臨界性、乱流特性、フィラメントから高密度コアへの降着率、およびコアの相対的な進化段階を調べました。IC5146のほとんどのフィラメントは、不確実性の範囲内で重力超臨界であり、最も高密度のコアがそれらの中に形成されます。ハブの高密度コアは、$\rmN_{2}H^{+}$とC$^{18}$Oガスの間で~0.3km/sの全身速度シフトを示すことがわかりました。さらに、これらのコアは亜音速または遷音速であり、周囲のフィラメントガスは遷音速または超音速であり、ハブ内のコアは、衝突する乱流フィラメントの乱流散逸によって形成される可能性が高く、マージがまだ進行中であることを示しています。フィラメントから高密度コアまでの質量降着率は$15-35~M_{\odot}~\rmMyr^{-1}$と推定され、現在のコア質量を収集するために必要な時間スケールは寿命と一致しています。高密度コアの。ハブ内のフィラメントと高密度コアの構造は、乱流収束流の衝突によって形成される可能性があり、高密度コアの形成にはフィラメントに沿った高密度コアへの質量流が重要な役割を果たす可能性があります。
APOGEE/ケプラーの赤色巨星のサンプルでの CNO の調査: 恒星モデルのテストと N/O と C/N の銀河進化傾向
| Title |
CNO_dredge-up_in_a_sample_of_APOGEE/Kepler_red_giants:_Tests_of_stellar_models_and_Galactic_evolutionary_trends_of_N/O_and_C/N |
| Authors |
Fiorenzo_Vincenzo,_David_H._Weinberg,_Josefina_Montalb\'an,_Andrea_Miglio,_Saniya_Khan,_Emily_J._Griffith,_Sten_Hasselquist,_James_W._Johnson,_Jennifer_A._Johnson,_Christian_Nitschelm,_Marc_H._Pinsonneault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03912 |
赤色巨星の表面のC、N、Oの存在量は、星の対流エンベロープに混合された処理された物質の影響を受けます。APOGEEからの元素存在量と{\itKepler}からの星震質量を持つ$\sim5100$の星のサンプルを使用して、この混合を予測する理論的な星モデルをテストし、これらのモデルを適用して誕生C、N、およびOの存在量を導き出します。これらの星。標準混合を使用した私たちのモデルは、観察された傾向を、出生量のもっともらしい不確実性の範囲内で再現できます。「余分な」混合プロセスを持ついくつかのモデルは失敗し、観測されていない表面重力または進化状態の傾向を予測します。APOGEEの存在量に混合補正を適用すると、観測されたlog(N/O)とlog(C/N)の年齢依存性が削除されますが、log(N/O)とlog(C/N)の傾向は金属性を伴います。核合成モデルに基づいて予想されます。恒星のN/O傾向は、Dopitaらによる気相log(N/O)の金属量の較正、および近くの銀河のMaNGA積分フィールド調査における気相傾向とよく一致します。また、高[$\alpha$/Fe](''厚い円盤'')の星と低[$\alpha$/Fe](''薄い円盤''）出演者。[C/Mg]については、小さいながらも明確な分離が見られます。[Fe/H]および[$\alpha$/Fe]による出生CおよびNの存在量の傾向は、星の質量の診断として観測されたC/N比に依存する赤色巨星の分光学的な年齢推定に影響を与える可能性があります。
B2 0003+38A: 特異な大量流出を伴う自転支配銀河によってホストされる、古典的なフラットスペクトル無線クエーサー
| Title |
B2_0003+38A:_a_classical_flat-spectrum_radio_quasar_hosted_by_a_rotation-dominated_galaxy_with_a_peculiar_massive_outflow |
| Authors |
Qinyuan_Zhao,_Luming_Sun,_Lu_Shen,_Guilin_Liu,_Hongyan_Zhou,_Tuo_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03940 |
KeckII望遠鏡のEchelletteSpectrographandImager(ESI)によって取得されたフラットスペクトルラジオクエーサー(FSRQ)B20003+38Aのシングルスリット光スペクトルの詳細な分析を示します。この古典的な低赤方偏移FSRQ($z=0.22911$、星の吸収線から測定)は、その輝線についてはまだ十分に研究されていませんが、ラジオからX線までの広帯域連続体特性はよく研究されています。ホスト銀河から未解決のクエーサー核とスターライトを取り除いた後、空間的に分解された2次元スペクトルを取得します。これは、回転ディスク、拡張輝線領域(EELR)、および流出を示す3つのコンポーネントを明確に示しています。特徴的な質量$M_{\rmEELR}\sim10^{7}~\rmM_{\odot}$を持ち、$v_{\rmEELR}\約120$kmsだけ赤方偏移したEELRの大部分$^{-1}$は、クエーサーの全身速度に関して、核から$r_{\rmEELR}\sim20$kpcの投影距離まで伸びる片側構造を示しています。回転円盤の回転曲線は、典型的な銀河円盤の回転曲線とよく一致しており、FSRQが円盤銀河によってホストされていることを示唆しています。この結論は、HI21-cm線で強い吸収が以前に観察されたという事実と、NaI$\lambda\lambda5891,5897$とCaII$\lambda\lambda3934,3969$ダブレットが光ESIスペクトル。B20003+38Aは、フォローアップの深部イメージングおよび/または高空間分解能のIFUマッピングによって確認された場合、ガスが豊富な円盤銀河によってホストされていることが発見された最初のFSRQになります。これらの観察は、EELRの起源を解明するのにも役立ちます。
MAHGIC：Halo-Galaxy相互接続用モデルアダプタ
| Title |
MAHGIC:_A_Model_Adapter_for_the_Halo-Galaxy_Inter-Connection |
| Authors |
Yangyao_Chen,_H.J._Mo,_Cheng_Li,_Kai_Wang,_Huiyuan_Wang,_Xiaohu_Yang,_Youcai_Zhang_and_Neal_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03984 |
銀河とその暗黒物質のハローの間の相互接続を確立するためのモデルを開発します。ハロー/サブハローの質量集合履歴と銀河の星形成履歴の両方の次元を減らすために主成分分析(PCA)を使用し、ハロー/サブハローの特性を銀河の特性に変換するために勾配ブースト決定木(GBDT)を使用します。2セットの流体力学シミュレーションを使用して、モデルアーキテクチャの動機付けと変換のトレーニングを行います。次に、トレーニングされた2セットのモデルを暗黒物質のみ(DMO)シミュレーションに適用して、変換が信頼でき、統計的に正確であることを示します。このように、高解像度の流体力学シミュレーション、または銀河形成の同じ物理学を実装する一連のシミュレーションによって訓練されたモデルは、流体力学シミュレーションの「モック」コピーを作成するために大規模なDMOシミュレーションに適用できます。このモデルは柔軟性があり、解釈可能であるため、異なる赤方偏移での観測を同時に使用してモデルを制約し、暗黒物質のハローで銀河がどのように形成され進化するかを経験的に調べることができます。
| Title |
Molecular_Cloud_Cores_with_High_Deuterium_Fractions:_Nobeyama_Mapping_Survey |
| Authors |
Ken'ichi_Tatematsu,_Gwanjeong_Kim,_Tie_Liu,_Neal_J._Evans_II,_Hee-Weon_Yi,_Jeong-Eun_Lee,_Yuefang_Wu,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Somnath_Dutta,_Dipen_Sahu,_Patricio_Sanhueza,_Kee-Tae_Kim,_Mika_Juvela,_L._Viktor_T'oth,_Orsolya_Feh'er,_Jinhua_He,_J._X._Ge,_Siyi_Feng,_Minho_Choi,_Miju_Kang,_Mark_A._Thompson,_Gary_A._Fuller,_Di_Li,_Isabelle_Ristorcelli,_Ke_Wang,_James_Di_Francesco,_David_Eden,_Satoshi_Ohashi,_Ryo_Kandori,_Charlotte_Vastel,_Tomoya_Hirota,_Takeshi_Sakai,_Xing_Lu,_Quang_Nguyen_Lu'o'ng,_Hiroko_Shinnaga,_Jungha_Kim,_and_JCMT_Large_Program_"SCOPE''_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04052 |
分子の輝線、N$_2$H$^+$、HC$_3$N、および82$-でのCCSの107個のSCUBA-2コアを含む44のフィールドのオンザフライマッピング観測の結果を示します。野辺山45m望遠鏡を使用した場合は$94GHz。この研究は、重水素の割合が高く、星形成の始まりに近いかもしれないコアの物理的性質を調査することを目的としていました。N$_2$H$^+$とHC$_3$Nの線放出の分布は、850-$\mu$mのダスト連続放出の分布とほぼ同じであることがわかりました。850-$\mu$mのダスト連続放出のピーク位置を取り囲む塊状の構造で分布しています。時折(12%)、若い星に向かう初期型のガストレーサーであるCCS放出を観測しますが、これはおそらく局所的な高励起によるものです。星形成に向けた進化は、非熱速度分散にすぐには影響しません。
TIMES I: オリオンAとへびつかい座の雲に向けた複数の分子線の系統的観測
| Title |
TIMES_I:_a_Systematic_Observation_in_Multiple_Molecular_Lines_Toward_the_Orion_A_and_Ophiuchus_Clouds |
| Authors |
Hyeong-Sik_Yun,_Jeong-Eun_Lee,_Yunhee_Choi,_Neal_J._Evans_II,_Stella_S._R._Offner,_Mark_H._Heyer,_Brandt_A._L._Gaches,_Yong-Hee_Lee,_Giseon_Baek,_Minho_Choi,_Hyunwoo_Kang,_Seokho_Lee,_Ken'ichi_Tatematsu,_Yao-Lun_Yang,_How-Huan_Chen,_Youngung_Lee,_Jae_Hoon_Jung,_Changhoon_Lee,_Jungyeon_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04111 |
TaedukRadioAstronomyObservatoryを使用して、$^{13}$CO,C$^{18}$O,HCN,HCO$^+の$J=$1$-$0行にあるオリオンAとへびつかい座の雲を観測しました$、およびN$_2$H$^+$およびCSの$J=$2$-$1行。ノイズレベルが均一で完全にサンプリングされたマップは、モーメントマップの作成に使用されます。ダスト放出マップから得られた、合計列密度による線強度と速度分散の変化が提示され、以前の研究と比較されます。CSラインは1桁以上のダストカラム密度をトレースし、N$_2$H$^+$ラインは最も高いカラム密度領域($\log(N_\mathrm{H_2}$)$>$22.8)。雲の上に統合された線の光度は、他の銀河で見られるものと比較されます。オリオンA雲のHCO$^+$とHCNの光度の比はスターバースト銀河のそれと似ているが、へびつかい座の雲のそれは活動銀河核とスターバースト銀河の中間である。
LAMOST K 巨人の銀河円盤運動学の垂直構造
| Title |
Vertical_structure_of_Galactic_disk_kinematics_from_LAMOST_K_giants |
| Authors |
Ping-Jie_Ding,_Xiang-Xiang_Xue,_Chengqun_Yang,_Gang_Zhao,_Lan_Zhang,_and_Zi_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04158 |
$R=5-15$$\rm{kpc}$から最大$3$$\rm{kpc}$離れた銀河面からの銀河中心の半径距離範囲にわたる銀河円盤運動学の垂直構造を調べます。LAMOSTが調査したK型巨人。3次元速度モーメントのロバストな測定に基づいて、現象学的な意味でぐらぐらしたディスクが検出されます。アウトフローが内側のディスクの半径方向の動きを支配し、外側のディスクでは外側と内側の交互の流れが存在します。垂直バルク速度は、呼吸モードと曲げモードの組み合わせです。平面までの距離とともに振幅が増加する収縮様の呼吸モードと上向きの曲げモードが$R_0$の外側の垂直方向の動きを支配し、逆の呼吸モードと曲げモードが$R<R_0$であり、振幅は$R_0$以外のもの。平均方位角速度は、平面までの距離の増加とともに減少し、$R$が大きいほど勾配が浅くなります。南の円盤にある星は、北にある星よりも速く自転しています。速度楕円体の向きは$R$によって異なります:$5<R<9$$\rm{kpc}$の範囲で、$\arctan(Z/R)$に対する傾斜角の勾配は$から減少します。内側ディスクの\sim0.83$から外側ディスクの$\sim0.52$へ。$9<R<15$$\rm{kpc}$の範囲内では、速度楕円体の傾きが垂直反対称から外れます。観測された速度楕円体の垂直構造に基づいて、北と南の両方のディスクに明確なフレアの兆候が見られます。
Stellar Velocity Ellipsoid の局所的な変化: Auriga シミュレーションにおける銀河の円盤
| Title |
Local_variations_of_the_Stellar_Velocity_Ellipsoid:_the_disc_of_galaxies_in_the_Auriga_simulations |
| Authors |
Daniel_Walo-Mart\'in,_Isabel_P\'erez,_Robert_J.J._Grand,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Francesca_Pinna_and_Marie_Martig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04187 |
恒星速度楕円体(SVE)と銀河の動的進化との関係は、ここ数年議論されてきており、さまざまな加熱剤(例えば、渦状腕、巨大分子雲、棒、および合体)が離れるかどうかについては明確なコンセンサスはありません。現在の運動学における明確な検出可能なサイン。これらの結果のほとんどは、単一のグローバルSVEに基づいており、これらのエージェントが必ずしも星ディスクのすべての領域に均等に影響を与えるとは限らないことを考慮していません。円盤領域の局所的および全体的な運動学的特性の間の関係を明らかにするための、一連の高解像度磁気流体力学宇宙論的ズームインシミュレーション。ハッブルの異なるタイプの銀河について、非常に類似したグローバルな$\sigma_{z}/\sigma_{r}$=0.80$\pm$0.08の値が見つかりました。これは、z=0でのSVEのグローバルな特性が、銀河が経験する加熱および冷却イベントの適切な指標ではないことを示しています。また、同様の$\sigma_{z}/\sigma_{r}$radialプロファイルは、$\sigma_{z}$と$\sigma_{r}$のトレンドのさまざまな組み合わせから得られることもわかりました。そして、放射状のコンポーネントは異なって進化する可能性があり、z=0で同様の$\sigma_{z}/\sigma_{r}$プロファイルにつながります。対照的に、SVEの2D空間分布は、銀河ごとに大きく異なります。SVEの空間分布の現在の特徴は、グローバルSVEが影響を受けない場合でも、フライバイ遭遇や低質量衛星の降着などの特定の相互作用に関連付けられている可能性があります。星の種族分解により、若い星の種族は、古くて高温の同等物よりも低温で等方性が低く、より複雑な2D分布を示すことが明らかになります。
NGC 1068 のトーラスの中心にあるホット ダスト: GRAVITY/VLTi で制約された 3D 放射モデル
| Title |
The_hot_dust_in_the_heart_of_NGC_1068's_torus:_A_3D_radiative_model_constrained_with_GRAVITY/VLTi |
| Authors |
Pierre_Vermot,_Yann_Cl\'enet,_Damien_Gratadour,_Daniel_Rouan,_Lucas_Grosset,_Guy_Perrin,_Pierre_Kervella,_Thibaut_Paumard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04211 |
NGC1068の中心領域は、最も近くにあり、最も研究されている活動銀河核の1つです。タイプ2であることがわかっています。これは、降着円盤が大量の塵とガスによって覆われていることを意味します。不明瞭な構造の主な特性はまだ決定されていません。近赤外線放射の原因となる高温の塵が昇華温度に達するこの構造の内側の端をモデル化します。最初に、画像再構成で単純な幾何学的モデルを使用して、ソースの主要な2D幾何学的特性を決定します。2番目のステップでは、加熱された塵の多いディスクの3D放射伝達シミュレーションによって生成されたKバンド画像で観測可能なものを再現しようとします。さまざまなパラメーターを調べて、最適なソリューションとすべての観測値と一致するモデルを見つけます。3つの方法は、4x6マスの寸法とNW/SE方向に沿ったその主軸を持つ細長い構造を示します。それらの3つすべてが、オブジェクトが細長い薄いディスクではなく、細長いリングのように見え、北東の端が南西の端よりも明るくないことを示唆しています。最良の3Dモデルは、内側半径r=0.21+/-0.03pcと半開き角度$\alpha_{1/2}=21\pm8\degree$の傾斜角$i=44_{-6}^{10}$\,$\degree$および$PA=150_{-13}^{8}$\,$\degree$。高密度の塵$n=5_{-2.5}^{+5}\M_{\odot}.pc^{-3}$は、近い方からの自己吸収による2つのエッジ間のコントラストを説明するために必要です。.全体的な構造は、大きなフォアグラウンドオブスキュレーション$A_V\sim75$によって隠されています。ホットダストは、中央エンジンの不明瞭化の原因ではありません。構造の形状と方向は、以前に観察されたメーザーや分子ディスクとは異なります。単一のディスクではこれらの違いを説明することはできず、複数のリングが中央の塊の周りに絡み合っているソースの説明を好む.
CLAUDS+HSC-SSP深層領域における銀河合体部分の進化
| Title |
Evolution_of_the_galaxy_merger_fraction_in_the_CLAUDS+HSC-SSP_deep_fields |
| Authors |
Nathalie_Thibert,_Marcin_Sawicki,_Andy_Goulding,_Stephane_Arnouts,_Jean_Coupon,_Stephen_Gwyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04266 |
$\sim$18.6deg$^2$の深さの$M_\star>10^{10.5}M_\odot$銀河の銀河-銀河合体割合の進化を推定するSSP調査。これを行うには、ランダムフォレスト分類器をトレーニングして、多数のパラメトリックな形態学的特徴からマージ候補を特定し、可能性のあるマージ候補を視覚的に追跡して、高純度で完全性の高いマージサンプルに到達します。赤シフトに依存する検出バイアスを修正すると、$z=0$での合併比率は1.0$\pm$0.2%であり、合併比率は$(1+z)^{2.3\pm0.4}$として進化することがわかります。典型的な巨大銀河は、$z=1$以降、$\sim$0.3の大規模な合併を経験した。このパイロット研究は、非常に深い地面ベースの画像調査と機械学習を組み合わせて、少なくとも$z\sim1$までのかすかな表面輝度の合体特徴の存在を通じて合体を検出および研究する力を示しています。
WISDOM プロジェクト -- レンズ状銀河 NGC4429 における IX 巨大分子雲: 雲に対するせん断力と潮汐力の影響
| Title |
WISDOM_Project_--_IX_Giant_Molecular_Clouds_in_the_Lenticular_Galaxy_NGC4429:_Effects_of_Shear_and_Tidal_Forces_on_Clouds |
| Authors |
Lijie_Liu,_Martin_Bureau,_Leo_Blitz,_Timothy_A._Davis,_Kyoko_Onishi,_Mark_Smith,_Eve_North_and_Satoru_Iguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04327 |
近くのレンズ状銀河NGC4429の高空間分解能(12pc)AtacamaLargeMillimeter/sub-mmimeterArrayCO(J=3-2)の観測を紹介します。半径450pcの分子ガスディスク内にある217個の巨大分子雲を識別します。雲は一般にサイズと質量が小さいですが、天の川の円盤雲よりも表面密度と観測された線幅が高くなります。異常に急なサイズ-線幅の関係と大きな雲の内部速度勾配(0.05-0.91kms^-1pc^-1)と観測されたビリアルパラメータ(alpha_obs,vir=4.0)が見つかりました。背景の銀河重力ポテンシャル。この回転を取り除くと、各雲の自己重力(Usg)エネルギーと乱流運動(Eturb)エネルギーの間に、内部のビリアル平衡が確立されるように見えます。つまり、alpha_sg,vir=Usg/Eturb=1.3です。ただし、自己重力と外部重力(せん断力と潮汐力)の両方を適切に説明するために、修正されたビリアル定理を定式化し、有効なビリアルパラメータalpha_eff,vir=alpha_sg,vir+Usg/Eext(および関連する有効な速度分散)を定義します。次に、NGC4429雲は、自己重力エネルギーと雲のエネルギー収支(Eext)への外部重力の寄与がほぼ等しい臨界状態にあるように見えます。つまり、Eext/Usg~1です。そのため、alpha_eff,vir=2.2であり、ほとんどの雲は仮想化されていませんが、わずかに重力に拘束されたままです。これは、潮汐半径と同様のサイズを持ち、一般的に放射状に伸びている雲と一致していることを示しています。したがって、NGC4429の雲を制御するには、外部重力が自己重力と同じくらい重要です。
超新星残骸の構造と進化に対する外部放射線場の影響
| Title |
Impact_of_the_external_radiation_field_on_the_structure_and_evolution_of_supernova_remnants |
| Authors |
Mario_Romero,_Yago_Ascasibar,_Jan_Palou\v{s},_Richard_W\"unsch_and_Mercedes_Moll\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04442 |
ガスの冷却速度と加熱速度に影響を与える外部放射フィールド(ERF)の影響を受ける球対称超新星残骸(SNR)の進化の1D流体力学シミュレーションを実行します。宇宙マイクロ波背景放射、銀河系外、銀河のバックグラウンドを含む平均的な放射場が透過する、周囲の水素数密度$n_{\rmH,0}$が$0.1$および$1$cm$^{-3}$の均質媒体を考える。$10^{18}$から$10^{21}$~cm$^{-2}$までの有効列密度$N_{\rmH,eff}$によって減衰。私たちの結果は、2つの大きなカテゴリーに分類される可能性があります。低$N_{\rmH,eff}$では、ERFは紫外線(電離)領域でほとんど吸収を示さず、すべての「シールドされていない」ケースは平衡温度$T_{eq}\sim7000$~K未満では、周囲のガスはそれ以上冷却できません。このシナリオでは、SNRは、時間の経過とともにシェルが厚くなる、ほぼ等温の衝撃プロファイルを開発します。より高い$N_{\rmH,eff}$では、ERFはUV範囲で大きく吸収され、温度$\lesssim10^4$Kに対してほぼ一定の加熱機能をもたらします。そして進化の過程で密集した殻。シールドされていないSNRの場合、光度が高く、シェル全体に均一に分散されているにもかかわらず、媒体へのエネルギーと運動量の注入は両方のシナリオで大きく変化しません。
銀河中心の視線に沿った天の川の渦状腕までの距離と消滅
| Title |
The_distance_and_extinction_to_the_Milky_Way's_spiral_arms_along_the_Galactic_centre_line-of-sight |
| Authors |
Francisco_Nogueras-Lara,_Rainer_Sch\"odel,_Nadine_Neumayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04529 |
天の川の円盤内の太陽の位置は、らせん状の腕の構造の研究を妨げています。私たちは、銀河中心(GC)に向かう視線に沿った渦状腕を分析して、それらの距離、絶滅、および星の種族を決定することを目指しています。銀河の最も内側の領域を対象とした、JHKの高角度分解能測光カタログ(0.2インチ)であるGALACTICNUCLEUS調査を使用します。$\chi^2$の最小化によって、単純な合成色度モデルをデータに当てはめました。距離を計算し、検出された渦状腕への消滅.また、消滅曲線と検出された特徴間の相対的消滅を分析しました.最後に、2番目と3番目の渦状腕の特徴に存在する恒星集団を研究するために、消滅補正Ks輝度関数(KLF)を構築しました。渦状腕までの平均距離を決定しました:$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$、および$d4=4.5\pm0.2$kpc、および平均消滅:$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$、および$A_{H4}=2.30\pm0.08$mag.渦状腕の星の近赤外線での消光曲線を分析し、$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$と$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$、得られた結果と一致GC用。これは、消滅曲線の形状が距離や絶対的な消滅に依存しないことを意味します。また、各渦状腕の絶滅マップを作成し、それらが均質であり、独立した絶滅層に対応している可能性があることもわかりました。最後に、第2と第3の渦状腕からのKLFを分析したところ、それらには類似の星の種族があることがわかりました。$>6$Gyr(恒星の質量の$\sim60-70\%$)と$1.5-4$Gyr(星の質量の$\sim20-30\%$)の2つの主要な星形成エピソードが得られました。前作と互換性あり。また、3番目の渦状腕の下位レベル($\sim10\%$)で最近の星形成も検出されました。
帽子の上の羽根: ソンブレロ銀河の周りの巨大な星の流れをたどる
| Title |
A_feather_on_the_hat:_Tracing_the_giant_stellar_stream_around_the_Sombrero_galaxy |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Javier_Roman,_Denis_Erkal,_Mischa_Schirmer,_Santi_Roca-Fabrega,_Seppo_Laine,_Giuseppe_Donatiello,_Manuel_Jimenez,_David_Malin,_Julio_A._Carballo-Bello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04548 |
ソンブレロ銀河(M104)のハローで非常に金属が豊富な星の最近の証拠は、この銀河が比較的大きな銀河と最近大規模に合併したことを示唆しています。この論文では、この可能性のある大規模な合併からの一貫した潮汐特徴を検出する目的で、18cmアマチュア望遠鏡で取得されたM104周辺の広視野の深層画像を示します。私たちの新しいデータは、M104の内側のハローのモデルとフィールドの周りの星からの散乱光とともに、銀河の円盤の両側にある流れの完全な経路を初めて追跡することを可能にします。リング状の潮汐構造を完全に特徴付け、これが内側のハロー領域で唯一観察可能なコヒーレントな下部構造であることを確認します。この結果は、M104が3.5Gyr以上前に湿った大規模な合体によって作成され、星の種族が加熱され、すべての古い下部構造がぼやけたという仮説と一致しています。観測された潮汐構造の形成を再現する一連の数値モデルを生成しました。私たちの最適なモデルは、過去3年間のこのストリームの形成が、M104システムを作成した湿式大規模な合併とは無関係であることを示唆しています。したがって、潮流の形成は、大規模な合併が発生した時期に制約を課すことができます。
膨張媒体におけるジェット伝播
膨張する媒体における相対論的ジェット伝播の包括的な解析モデルを提示します。このモデルは、初期から後期までのジェットの進化全体と、中性子星合体に関連する一連の構成をカバーする初めてのモデルです。これらには、低光度ジェットと高光度ジェット、非磁化および軽度磁化ジェット、時間依存光度ジェット、ニュートン式および相対論的ヘッド速度が含まれます。また、静的媒体におけるジェットの既存の解を指数$\alpha<5$のべき乗則密度媒体に拡張します。一連の3DRMHDシミュレーションによってテストおよびキャリブレーションされた当社のモデルは、ジェットヘッドの伝播とブレークアウト時間の簡単な分析式、およびジェット対イジェクタのエネルギー比とジェット開口角のみに依存する単純なブレークアウト基準を提供します。.同種のイジェクタの膨張の開始とジェットの発射との間の遅延時間$t_d$を想定すると、システムの進化には2つの主要な体制があります。強いジェットと弱いジェットです。体制は、イジェクタフレーム内のジェットヘッド速度とローカルイジェクタ速度の間の比率に依存します。$\eta$として示されます。強力なジェットは、$t_d$よりも短い時間スケールで$\eta\gg1$で噴出物内で伝播を開始し、数回の噴出物の動的時間内に$\eta$が1を下回ります。弱いジェットは最初はイジェクタを貫通できず($\eta\ll1$から開始)、イジェクタが$t_d$よりも長い時間スケールで拡大した後にのみイジェクタを破るため、その進化は$t_d$とは無関係です。十分な時間が経過すると、強いジェットと弱いジェットの両方が、$\eta$が一定になる漸近フェーズに近づきます。モデルを短いGRBに適用すると、質量$\lesssim10^{-3}~{\rmM}_{\odot}$(少なくとも極に沿って）一般的です。
ガンマ線バースト即時発光の低エネルギースペクトルの傾き
| Title |
The_slope_of_the_low_energy_spectrum_of_Gamma-Ray_Burst_prompt_emission |
| Authors |
M._Toffano,_G._Ghirlanda,_L._Nava,_G._Ghisellini,_M._E._Ravasio,_G._Oganesyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03868 |
ガンマ線バースト(GRB)のプロンプト発光スペクトルは、多くの場合、経験的な「バンド」関数、つまり2つのべき乗則が滑らかに接続されています。低エネルギー(サブMeV)のべき乗則の典型的な傾きは$\alpha_{B}です。\simeq-1$.長いGRBのごく一部では、このべき乗則が2つの成分に分割され、スペクトルは典型的な$\sim$MeV$\nuF_{\nu}$ピークに加えて、数keVまたは数百keVのオーダー.典型的なべき乗則の傾きは、ブレークの上下でそれぞれ-0.6と-1.5です.ブレークが一般的な特徴である場合、$\alpha_{B}$の値は'バンド関数を当てはめたGRBのブレークの上下のスペクトル勾配の「平均」.フェルミ衛星によって検出された27(9)の明るい長い(短い)GRBのスペクトルを分析し、80keVと280の間の低エネルギーブレークを見つけました12の長いガンマ線バーストではkeVであるが、短いイベントではkeVではない.非常に硬い(柔らかい)$\alpha_{B}$は、シミュレートされたスペクトルをBand関数でフィッティングすることで見つかります。ショートGRBで見つかったハード平均スロープ$\alpha_{B}\simeq-0.38$は、ブレークがピークエネルギーに近いことを示しています。Band関数のみに最もよく適合する15個の長いGRBについてのみ、ブレークが存在する可能性があることを示しますが、Fermi/GBMスペクトルでは識別できません。これは、いずれかの低エネルギーで、比較的ソフトな$\alpha_の検出器限界に近いためです。{B}\lesssim-1$、または比較的硬い$\alpha_{B}\gtrsim-1$のエネルギーピークの近く。現在の検出器では識別が困難ですが、2つのブレークがあるスペクトルはGRBプロンプト放射の典型である可能性があります。THESEUS宇宙ミッションのために考案された、0.3keVから数MeVに拡張し、Fermi/GBMに対してより大きな有効面積を特徴とする計器設計は、スペクトルエネルギーブレークを持つGRBのより大きな部分を明らかにすることができます。
中性子星クラストの軸対称磁気塑性進化
| Title |
Axisymmetric_magneto-plastic_evolution_of_neutron-star_crusts |
| Authors |
Konstantinos_N._Gourgouliatos_and_Samuel_K._Lander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03869 |
中性子星クラストにおける磁場の進化は、ホール効果とオーム散逸によって駆動されます.しかし、最も強い中性子星場の場合、応力は地殻崩壊点まで蓄積し、その時点で標準的な進化方程式はもはや有効ではありません。ここでは、地殻が塑性流動を開始する地殻崩壊までの地殻の磁場の進化を研究します。私たちは、地球規模の軸対称進化を実行し、地殻の限られた領域に影響を与えるさまざまなタイプの障害を調査します。塑性流動は、プラスチックの粘度が低い状態でもホール効果を単に抑制するだけでなく、重大な進化につながることがわかりました.その影響はトロイダル磁場でより顕著であり、ポロイダル磁場の違いはそれほど大きくありません。私たちは、マグネターバーストの性質とそのスピンダウンの進化の両方が塑性流動の影響を受けると主張しているので、これらの現象の観察は地殻が崩壊する方法を制限するのに役立つかもしれません.
極端な物質と極端な重力の出会い: クロスオーバーと一次相転移を伴う超重い中性子星
| Title |
Extreme_Matter_meets_Extreme_Gravity:_Ultra-heavy_neutron_stars_with_crossovers_and_first-order_phase_transitions |
| Authors |
Hung_Tan,_Travis_Dore,_Veronica_Dexheimer,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03890 |
中性子星内の音速には、一次相転移またはクロスオーバーに関連する非滑らかな構造が含まれている可能性があります。ここでは、バンプ、スパイク、ステップ関数、プラトー、ねじれなど、構造の観察可能な結果を調査します。主な結果の1つは、超重い中性子星、つまり太陽質量の2つよりもはるかに重い星が出現する可能性です。これらの星は、最近のLIGO/Virgo重力波観測やNICERX線観測によって課せられたものを含め、すべての観測的および理論的制約をクリアしています。私たちは、音速におけるこの構造の他の結果を徹底的に調査し、非滑らかな特徴が、星の半径、潮汐変形、慣性モーメント、ラブ数などの天体物理学的観測値にどのように影響するかを理解します。私たちの結果は、中性子星の将来の重力波とX線観測、およびそれらが核天体物理学に与える影響に重要な意味を持っています。
HAWC が観測した TeV エネルギーでのブレーザー Mrk 421 と Mrk 501 の長期スペクトル
| Title |
Long-term_spectra_of_the_blazars_Mrk_421_and_Mrk_501_at_TeV_energies_seen_by_HAWC |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_Belmont-Moreno,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_A._Lara,_W.H._Lee,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03946 |
高高度水チェレンコフ(HAWC)ガンマ線天文台は、300GeVから$>100$TeVのエネルギー範囲の非常に高いエネルギーの空を調査します。HAWCは、$11\sigma$を超える2つのブレーザー、Markarian421(Mrk421)とMarkarian501(Mrk501)を検出しました。観察は、2015年6月から2018年7月までの期間に取得されたデータで構成され、$\sim1038$日が暴露されました。この作業では、0.5TeVを超える両方のソースの時間平均スペクトル分析を報告します。銀河外背景光(EBL)によるフラックス減衰を考慮に入れると、Mrk421の固有スペクトルは指数$\alpha=2.26\pm(0.12)_{statの指数関数的エネルギーカットオフを伴うべき乗則によって記述されます。}(_{-0.2}^{+0.17})_{sys}$とエネルギーカットオフ$E_c=5.1\pm(1.6)_{stat}(_{-2.5}^{+1.4})_{Mrk501の固有スペクトルは、インデックス$\alpha=2.61\pm(0.11)_{stat}(_{-0.07}^{+0.01})_{の単純なべき乗則によってより適切に記述されます。sys}$.Mrk421およびMrk501信号が検出される最大エネルギーは、それぞれ9および12TeVです。これにより、これらは、何年にもわたるタイムスケールで平均化されたスペクトルに対して、これまでで最高のエネルギー検出の一部になります。ブレーザーからのガンマ線の観測は、その相対論的ジェットで起こる物理的プロセスに関する情報を提供するため、これらのオブジェクトの広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)を研究することが重要です。この目的のために、{\emFermi}衛星に搭載された大面積望遠鏡からの同時期のデータと、ラジオからX線までの範囲の文献データを使用して、シンクロトロン自己コンプトン内でモデル化された時間平均SEDを構築しました。それぞれのジェットの性質を説明する物理パラメータを導き出すためのレプトンシナリオ。
低光度活動銀河核M81*からのエネルギッシュな熱風
銀河の核で一般的に見られる超大質量ブラックホール(SMBH)は、生涯のほとんどの期間、エディントン限界をはるかに下回る速度で周囲から質量を獲得します。これは、放射効率の悪い高温降着の流れによって媒介されます。理論と数値シミュレーションの両方が、このような高温の降着流には強い風が存在するに違いないと予測しています。風は、降着の不可欠な要素であるという理由だけでなく、おそらくより重要なことに、いわゆる運動モードのAGNフィードバックを介して、ホスト銀河の進化に重要な役割を果たすと考えられています。しかし、この風の観測的証拠は乏しく、間接的です。ここでは、{\itChandra}高解像度X線分光法に基づいて、M81の低光度の活動銀河核からの熱流出の検出を報告します。流出は、$\pm2.8\times10^3\rm~km~s^{-1}$のバルク視線速度で赤方偏移と青方偏移したFeXXVILy$\alpha$線のペアによって証明されます。そして、高いFeXXVILy$\alpha$対FeXXVK$\alpha$ライン比は、$1.3\times10^8$ケルビンのプラズマ温度を意味します。この高速で高温のプラズマは、星の活動やSMBHへの降着流入によって生成することはできません。私たちの磁気流体力学シミュレーションは、代わりに、それは高温降着流からの風によって自然に説明され、SMBHの重力半径の$\gtrsim10^6$倍まで伝播することを示しています。この風の運動エネルギーと運動量は、核周囲環境およびそれ以降の進化に大きな影響を与える可能性があります。
将来のGW170817のようなイベントのために、合併後の残党の崩壊時間を測定することはできますか?
| Title |
Can_we_measure_the_collapse_time_of_a_post-merger_remnant_for_a_future_GW170817-like_event? |
| Authors |
Paul_J._Easter_and_Paul_D._Lasky_and_Andrew_R._Casey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04064 |
中性子星合体の残骸の崩壊時間を測定することで、極限物質の物理学に情報を提供し、短いガンマ線バーストとそれに伴うキロノバのモデリングを改善することができます。合併後の残存物の寿命は、短いガンマ線バーストのジェット発射に利用できるメカニズムに直接影響します。私たちは、合併後の残骸の崩壊時間を測定する方法を開発し、テストします。$\sim\!40\,$MpcでのGW170817のようなイベントの場合、$\sim\!10\,$msの崩壊時間を検出するには、CosmicExplorerを備えたEinsteinTelescopeのネットワークが必要です。設計感度がA+の2検出器ネットワークの場合、崩壊時間が$\sim\!10\,\mathrm{ms}$のマージ後の残留物が測定可能であるには、$\lesssim10\,$Mpcでなければなりません。提案されている中性子星極限物質天文台(NEMO)を含めると、これは$\sim\!18-26\,$Mpcに増加し、有効体積は$\sim\!30$の係数で増加します。
超相対論的ジェットのシミュレーション研究 -- II. FR-II ジェットの構造とダイナミクス
| Title |
A_Simulation_Study_of_Ultra-relativistic_Jets_--_II._Structures_and_Dynamics_of_FR-II_Jets |
| Authors |
Jeongbhin_Seo_(1),_Hyesung_Kang_(1),_and_Dongsu_Ryu_(2)_((1)_Department_of_Earth_Sciences,_Pusan_National_University,_Korea,_(2)_Department_of_Physics,_College_of_Natural_Sciences,_UNIST,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04100 |
クラスター内媒体(ICM)に注入された超相対論的ジェットの構造と、3次元相対論的流体力学(RHD)シミュレーションを通じて、衝撃、速度せん断、乱流などの関連する流動ダイナミクスを研究します。そのために、加重された本質的に非振動(WENO)スキームと現実的な状態方程式を備えた、高次の正確なRHDコードを開発しました(Seoetal.2021,PaperI)。このコードを使用して、FR-II電波銀河に関連するパラメーターを備えた一連のジェットモデルを調査します。全体的なジェットの形態は主にジェット出力によって決定され、ジェットとバックグラウンドの密度と圧力比は二次的な役割を果たすことを確認しました。出力の高いジェットはより速く伝播し、より細長い構造になり、出力の低いジェットはより伸長したextendedcocoを生成します。ジェットのせん断界面は動的に不安定であるため、衝撃や乱流を伴うカオス構造が形成されます。衝撃や乱気流によって散逸するジェット噴射エネルギーの割合は、より強力なジェットでは実際の散逸エネルギー量が大きくなりますが、より強力でないジェットではより大きくなることがわかりました。低出力ジェットでは、衝撃と乱気流で満たされた広いcococoのため、逆流がエネルギー散逸において支配的です。対照的に、高出力ジェットでは、逆流とジェットスパインフローの両方がエネルギー散逸にとって重要です。私たちの結果は、拡散衝撃加速、せん断加速、確率的乱流加速などのさまざまなメカニズムが、FR-II電波銀河における超高エネルギー宇宙線の生成に関与している可能性があることを示唆しています。
超相対論的ジェットのシミュレーション研究 -- I. 相対論的流体力学の新しいコード
| Title |
A_Simulation_Study_of_Ultra-Relativistic_Jets_--_I._A_New_Code_for_Relativistic_Hydrodynamics |
| Authors |
Jeongbhin_Seo_(1),_Hyesung_Kang_(1),_Dongsu_Ryu_(2),_Seungwoo_Ha_(2),_and_Indranil_Chattopadhyay_(3)_((1)_Department_of_Earth_Sciences,_Pusan_National_University,_Korea,_(2)_Department_of_Physics,_College_of_Natural_Sciences,_UNIST,_Korea,_(3)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04101 |
クラスター内媒体(ICM)に注入された超相対論的ジェットの構造と、衝撃、速度せん断、乱流などの関連する流れのダイナミクスを調査するために、新しい特殊相対論的流体力学(RHD)コードを開発しました。加重された本質的に非振動(WENO)スキームに基づくデカルト座標。これは、高空間精度の有限差分スキームであり、双曲線システムの保存方程式を解くために広く使用されています。コードには、5次の正確なWENO-JS(Jiang&Shu1996)、WENO-Z、WENO-ZAなどのさまざまなWENOバージョンと、4次の正確なルンゲ-Kutta(RK4)およびRK(SSPRK)を保持する強い安定性、および相対論的領域における単一成分完全気体のEOSに密接に近似する状態方程式(EOSs)の実装。さらに、多次元問題の精度を高めるために横方向に沿ったフラックスの高次の正確な平均化と、カーバンクルの不安定性を効果的に制御するための音響モードの固有値の変更が組み込まれています。広範な数値テストを通じて、コードの精度と堅牢性を評価し、Ryuらで提案されているWENO-Z、SSPRK、およびEOSを選択します。(2006)超相対論的ジェットのシミュレーションの基準設定として。コードを使用した超相対論的ジェットの研究結果は、付属の論文(Seoetal.2021,PaperII)で報告されています。
降着する X 線パルサーの表面上の X 線バースト発火位置: バーストはホットスポットで優先的に発火するか?
中性子星の表面にあるホットスポットは、X線パルサーの光度曲線のパルセーションを介して直接観測されています。これらは、中性子星の磁極に付着した燃料が磁気チャネリングするために発生すると考えられています。一部のX線パルサーは、タイプI熱核X線バースト中にバースト振動を示します。これは、燃焼の非対称性によって引き起こされると考えられています。急速に回転する中性子星では、赤道での重力が低いため、この場所でX線バーストが優先的に点火されることが示されています。ただし、これらのモデルには、中性子星の表面での降着ホットスポットの影響は含まれていません。中性子星の自転周期を正確に追跡するバースト振動が観測された、2つの降着中性子星源があります。これが、中性子星の磁極で発火するX線バーストによるものであるかどうかを分析します。これは、ホットスポットの下の付着層が加熱され、着火条件に早く到達するためです。2Dモデルを使用して付着層内の熱輸送を調査し、さまざまなホットスポットの温度とサイズのX線バーストの着火深度までの加熱の有病率を研究します。極と赤道での降着の計算を実行し、$1\times10^8$Kを超える温度のホットスポットでは、磁極の赤道から離れた場所で着火が発生する可能性があると推測します。降着するX線パルサーの温度。
最初の CHIME/FRB 高速電波バースト カタログ
| Title |
The_First_CHIME/FRB_Fast_Radio_Burst_Catalog |
| Authors |
The_CHIME/FRB_Collaboration:_Mandana_Amiri,_Bridget_C._Andersen,_Kevin_Bandura,_Sabrina_Berger,_Mohit_Bhardwaj,_Michelle_M._Boyce,_P._J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Daniela_Breitman,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Tianyue_Chen,_J.-F._Cliche,_Amanda_Cook,_Davor_Cubranic,_Alice_P._Curtin,_Meiling_Deng,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_(Adam)Dong,_Gwendolyn_Eadie,_Mateus_Fandino,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Deborah_C._Good,_Mark_Halpern,_Alex_S._Hill,_Gary_Hinshaw,_Alexander_Josephy,_Jane_F._Kaczmarek,_Zarif_Kader,_Joseph_W._Kania,_Victoria_M._Kaspi,_T._L._Landecker,_Dustin_Lang,_Calvin_Leung,_Dongzi_Li,_Hsiu-Hsien_Lin,_Kiyoshi_W._Masui,_Ryan_Mckinven,_Juan_Mena-Parra,_Marcus_Merryfield,_Bradley_W._Meyers,_Daniele_Michilli,_Nikola_Milutinovic,_Arash_Mirhosseini,_Moritz_M\"unchmeyer,_Arun_Naidu,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04352 |
2018年7月25日から2019年7月1日までの400～800MHzのカナダ水素強度マッピング実験高速電波バースト(CHIME/FRB)プロジェクトによって検出された535件の高速電波バースト(FRB)のカタログを提示します。繰り返されるソース。このカタログは、一様な選択効果を持つ単一の調査で観察された、リピーターと非リピーターからのバーストを含む最初の大規模なサンプルを表しています。これにより、FRB人口の比較および絶対研究が容易になります。リピーターと見かけの非リピーターは、同じ分布から引き出されたのと一致する空の位置と分散測定(DM)を持っていることを示します。ただし、反復ソースからのバーストは、固有の時間幅とスペクトル帯域幅において、見かけの非リピーターとは異なります。シミュレートされたイベントを検出パイプラインに挿入することで、選択効果の絶対的なキャリブレーションを実行して、体系的なバイアスを説明します。600MHzでの散乱時間が10ミリ秒を超えるFRBの集団(全人口の大部分を構成する)の証拠が見つかりましたが、CHIME/FRBによって観測されるのはそのうちのごく一部です。$\alpha=-1.40\pm0.11(\textrm{stat.})^{+0.060}_{-0.085}(\textrm{sys.})$、ユークリッド空間の非進化集団に対する$-3/2$の期待と一致しています。$\alpha$は、DMの高いイベントでは急勾配で、DMの低いイベントでは浅いことがわかりました。これは、DMが距離と相関している場合に予想されることです。$[818\pm64(\textrm{stat.})^{+220}_{-200}({\textrm{sys.}})]/\textrm{sky}/\textrm{日}$600MHzで5Jymsのフルエンス以上、10ms未満の$600$MHzでの散乱時間、および100pccm$^{-3}$を超えるDM。
高速電波バーストの天空分布の銀河緯度依存性に関する証拠はない
| Title |
No_Evidence_for_Galactic_Latitude_Dependence_of_the_Fast_Radio_Burst_Sky_Distribution |
| Authors |
A._Josephy,_P._Chawla,_A._P._Curtin,_V._M._Kaspi,_M._Bhardwaj,_P._J._Boyle,_C._Brar,_T._Cassanelli,_E._Fonseca,_B._M._Gaensler,_C._Leung,_H.-H._Lin,_K._W._Masui,_R._McKinven,_J._Mena-Parra,_D._Michilli,_C._Ng,_Z._Pleunis,_M._Rafiei-Ravandi,_M._Rahman,_P._Sanghavi,_P._Scholz,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar,_and_A._V._Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04353 |
カナダの水素強度マッピング実験の高速電波バースト(CHIME/FRB)プロジェクトによって検出された高速電波バースト(FRB)の最初のカタログを使用して、高速電波バーストの空率が銀河の緯度に依存しているかどうかを調査します。まず、放射計の方程式を考慮して、指定された感度しきい値を超えるCHIME/FRBイベントを選択し、次にこれらの検出を、アンダーソン-ダーリングおよびコルモゴロフ-スミルノフテストを使用して、予想される累積時間加重暴露と比較します。これらのテストは、FRBが銀河の緯度に依存せずに分布しているという帰無仮説と一致しています(完全性のしきい値に応じて、$p$値は0.05から0.99まで分布しています)。さらに、ベイズフレームワークを使用して中緯度($|b|<15^\circ$)と高緯度のレートを比較し、質問をバイアス付きコイン投げ実験として扱います。これも完全性のしきい値の範囲です。これらのテストでは、等方性モデルが大幅に支持されています(ベイズ因子は3.3から14.2の範囲)。私たちの結果は、銀河系外源の等方性集団に由来するFRBと一致しています。
最初の CHIME/FRB カタログの高速電波バーストの形態
| Title |
Fast_Radio_Burst_Morphology_in_the_First_CHIME/FRB_Catalog |
| Authors |
Ziggy_Pleunis,_Deborah_C._Good,_Victoria_M._Kaspi,_Ryan_Mckinven,_Scott_M._Ransom,_Paul_Scholz,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_P._J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Fengqiu_(Adam)_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Alexander_Josephy,_Jane_F._Kaczmarek,_Calvin_Leung,_Hsiu-Hsien_Lin,_Kiyoshi_W._Masui,_Juan_Mena-Parra,_Daniele_Michilli,_Cherry_Ng,_Chitrang_Patel,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_M._Smith,_Ingrid_H._Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04356 |
カナダ水素強度マッピング実験(CHIME/FRB)に関するFRBプロジェクトによって400～800MHzオクターブで検出された高速電波バースト(FRB)形態(時間と周波数の関数としてのフラックスの変化)の合成を示します。、最初のCHIME/FRBカタログのイベントを使用します。このカタログは、2018年7月25日から2019年7月2日の間に検出された、18の反復ソースからの61のバーストと、474の1回限りのFRBで構成されています。"および"下方ドリフト")および観察された形態を解釈するために不可欠な関連する機器のバイアスについて説明します。FRBのカタログプロパティを使用して、繰り返しソースからのバーストは平均してより大きな幅を持っていることを確認し、繰り返しソースからのバーストは平均して帯域幅が狭いことを初めて示します。この違いは、ビームまたは伝播の影響によるものである可能性があり、または個体群に固有のものである可能性があります。天体物理学的ツールとしてFRBを使用する場合、これらの形態学的な違いの潜在的な影響について説明します。
SN 2015bf: 急速に減少する II 型超新星で、閃光イオン化シグネチャーを伴う
| Title |
SN_2015bf:_a_fast_declining_type_II_supernova_with_flash-ionised_signatures |
| Authors |
Han_Lin,_Xiaofeng_Wang,_Jujia_Zhang,_Weili_Lin,_Jun_Mo,_Alexei_V._Filippenko,_WeiKang_Zheng,_Peter_J._Brown,_Danfeng_Xiang,_Fang_Huang,_Yongzhi_Cai,_Tianmeng_Zhang,_Xue_Li,_Liming_Rui,_Xinghan_Zhang,_Hanna_Sai,_Xulin_Zhao,_Melissa_L._Graham,_I._Shivvers,_G._Halevi,_H._Yuk_and_Thomas_G._Brink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04375 |
II型超新星(SN)2015bfの光学および紫外線測光、および光学スペクトルを紹介します。私たちの観測は、爆発後の$\sim2$から$\sim200$dまでのフェーズをカバーしています。最初のスペクトルは、$\sim24,000$Kの黒体温度とフラッシュイオン化輝線を備えた青い連続体によって特徴付けられます。約1週間後、SN2015bfのスペクトルは通常のSNIIのスペクトルのように進化します。H$\alpha$の狭い発光成分の光度から、質量損失率は$\sim3.7\times10^{-3}\,{\rmM_\odot\,yr^{-1}}$.爆発後最初の1週間で閃光の特徴が消失したことは、星周物質が$\sim6\times10^{14}$cm以内に閉じ込められていることを示しています。したがって、SN2015bfの始祖は、超新星爆発の直前に激しい質量損失を経験したことを示唆しています。マルチバンド光度曲線は、SN2015bfが、絶対的な視等級$M_V=-18.11\pm0.08$magの高いピーク光度を持ち、$V$バンドの減衰が$1.22\pm0.09$magのピーク後の急速な減少を示している。最大光後$\sim50$d以内。さらに、SN2015bfの$R$バンドの尾の明るさは、SNe~IIのそれよりも1～2等も同じようなピークで暗く、${\rm^{56}Ni}$($\sim0.009\,{\rmM_\odot}$)爆発中に合成されました。このような低いニッケル質量は、SN2015bfの前駆体が電子捕獲のために崩壊した超漸近巨星分枝星である可能性があることを示しています。
パルスULX NGC 1313 X-2の広帯域X線スペクトル変動
| Title |
Broadband_X-ray_spectral_variability_of_the_pulsing_ULX_NGC_1313_X-2 |
| Authors |
A._Robba,_C._Pinto,_D._J._Walton,_R._Soria,_P._Kosec,_F._Pintore,_T._P._Roberts,_W._N._Alston,_M._Middleton,_G._Cusumano,_H._P._Earnshaw,_F._Fuerst,_R._Sathyaprakash,_E._Kyritsis,_A._C._Fabian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04501 |
超大光度X線源(ULX)は、X線の脈動と相対論的風の最近の発見によって示されているように、主に超エディントン降着中性子星またはブラックホールによって駆動されていると考えられています。この作品は、降着円盤の構造を理解するために、パルスULXNGC1313X-2の20年以上にわたるスペクトル進化の追跡調査を示しています。主な目的は、光源の光度の変化に伴う変動性を調査することにより、主要なスペクトル成分の形状と性質を決定することです。すべての高SN比XMM-ニュートン観測の標準的な0.3-10keVエネルギー帯域でスペクトル分析を実行し、スーパーエディントン降着円盤を近似する多くの異なるスペクトルモデルをテストしました。ベースラインモデルは、温度の異なる2つの熱黒体コンポーネントと指数カットオフのべき乗則で構成されています。特に、より高温で明るい熱成分はスーパーエディントン内部ディスクからの放射を表し、カットオフべき乗則は中性子星の降着柱からの寄与を表します。代わりに、クーラーコンポーネントは、球形化半径と風に近いディスクの外側領域からの放射を表します。涼しい成分の光度と温度の関係は負の傾向をたどっており、Shakura-Sunayevのエディントン以下の薄い円盤から予想されるL$\propto$T$^4$とも、L$\proptoとも一致しない。$T$^2$は、移流が支配的なディスクで予想されたとおりですが、風が支配的なX線放射領域にはむしろ同意します。代わりに、より高温のコンポーネントの(L,T)関係は、最初の2つの理論上のシナリオの間のどこかにあります。私たちの調査結果は、スーパーエディントンシナリオと一致し、ディスク構造の詳細を提供します。ソーススペクトルの進化は、NGC1313X-1およびHolmbergIXX-1で見られるものと定性的に類似しています。
経時変化する強いレンズのシミュレーション
私たちは、時系列に変化する強レンズシステムの時系列およびピクセルレベルのシミュレーションを生成できる、自己一貫性と用途の広いフォワードモデリングソフトウェアパッケージを紹介します。マイクロレンズなどの可変性のさまざまな物理的メカニズムを考慮する必要がある時間次元は、既存のアプローチから欠落しており、時間遅延、したがってH0、測定、およびコースティック交差イベントの予測に直接関連しています。このような実験は、特に時間領域調査の出現により、より合理化されてきており、モデルを意識した物理学主導の方法でそれらの系統的および統計的不確実性を理解することは、精度と精度の向上に役立ちます。ここでは、さまざまなマイクロレンズと固有の変動の仮定の下で、多くの波長でレンズ化されたクエーサーと超新星からの時間遅延を測定する効果を調査することにより、ソフトウェアの機能を示します。この最初のアプリケーションでは、観測のリズムとさまざまな波長からの情報を組み合わせることが、時間遅延の正しい回復に重要な役割を果たすことがわかりました。MockLensesinTime(MOLET)ソフトウェアパッケージは、\url{https://github.com/gvernard/molet}で入手できます。
SCONE: 畳み込みニューラル ネットワークによる超新星分類
| Title |
SCONE:_Supernova_Classification_with_a_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Helen_Qu,_Masao_Sako,_Anais_M\"oller,_Cyrille_Doux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04370 |
畳み込みニューラルネットワークを使用してIa型超新星を分類する新しい方法を紹介します。これは、画像認識に通常使用されるニューラルネットワークフレームワークです。私たちのモデルは測光情報のみでトレーニングされているため、正確な赤方偏移データは必要ありません。測光データは、2Dガウス過程回帰によって、波長時間空間の各位置での光束値から作成された2次元画像に前処理されます。各超新星検出のこれらの「フラックスヒートマップ」は、ガウス過程の不確実性の「不確実性ヒートマップ」とともに、モデルのデータセットを構成します。この前処理ステップは、フィルター間の不規則なサンプリングレートを滑らかにするだけでなく、SCONEがトレーニングされたフィルターセットから独立できるようにします。私たちのモデルは、分布内SNIa分類問題で赤方偏移なしで印象的なパフォーマンスを達成しました:$99.73\pm0.26$%のテスト精度。また、超新星をタイプ別に6方向に分類して、$98.18\pm0.3$%のテスト精度を達成しました。分散外のパフォーマンスは、分散内の結果と完全に一致しておらず、テストサンプルと比較したトレーニングサンプルの詳細な特性がパフォーマンスに大きな影響を与えることを示唆しています。今後の仕事への意義と方向性について議論します。このホワイトペーパー用に開発されたすべてのデータ処理とモデルコードは、github.com/helenqu/sconeにあるSCONEソフトウェアパッケージにあります。
ニューラル ネットワークによるパルサーの検出: 概念実証
| Title |
Detecting_Pulsars_with_Neural_Networks:_A_Proof_of_Concept |
| Authors |
Lars_K\"unkel,_Rajat_M._Thomas,_Joris_P._W._Verbiest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04407 |
パルサー探索は、電波望遠鏡からの時間分解データと周波数分解データに分散した周期信号を発見するための計算負荷の高い作業です。周波数依存の遅延(分散)と信号の周期性を同時に決定する複雑さと計算コストは、さまざまなタイプの無線周波数干渉(RFI)の存在と観測システムの影響によってさらに悪化します。帯域幅が広く、ビットレートが高く、全体的な感度が(RFIに対しても)向上した新しい観測システムは、これらの課題をさらに強化します。パルサー検索データの分析への新しいアプローチを紹介します。具体的には、広範なRFI信号と機器の不安定性を効率的に抑制し、さらに(先験的な未知の)星間分散を補正するニューラルネットワークベースのパイプラインを示します。ネットワークの最初のトレーニングの後、一般的に入手可能な消費者グレードのGPUを備えた標準のデスクトップコンピューターで分析をリアルタイムで実行できます。ニューラルネットワークを周期性検索の標準アルゴリズムで補完します。特に、高速フーリエ変換(FFT)と高速フォールディングアルゴリズム(FFA)を使用して、これらの単純な拡張機能を使用すると、この方法が、非常に少ない誤検出数を維持しながら、微弱なパルサーでさえ識別できることを示しています。さらに、分析をPALFA調査のサブセットに適用し、ほとんどの場合、ネットワークの自動分散除去が、問題のパルサーの実際の分散測定を使用した分散と同様の時系列を生成することを示します。私たちのテストデータでは、パルサーがデータに存在するかどうかをリアルタイムの200倍の速さで予測できます。
機械学習を使用した焦点面波面センシング: 畳み込みニューラル ネットワークの基本的な限界と比較したパフォーマンス
| Title |
Focal_Plane_Wavefront_Sensing_using_Machine_Learning:_Performance_of_Convolutional_Neural_Networks_compared_to_Fundamental_Limits |
| Authors |
G._Orban_de_Xivry,_M._Quesnel,_P.-O._Vanberg,_O._Absil,_G._Louppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04456 |
焦点面波面センシング(FPWFS)は、いくつかの理由で魅力的です。特に、高感度を提供し、非共通経路収差(NCPA)の影響を受けません。支払うべき代償は、高い計算負荷と、フェーズのあいまいさを解消するための多様性の必要性です。これらの制限を克服できる場合、FPWFSはNCPA測定の優れたソリューションであり、高コントラストイメージングの主要な制限であり、補償光学波面センサーとして使用できます。ここでは、深い畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、フォーカルプレーン画像に基づいてNCPAを測定することを提案します。ResNet-50とU-Netの2つのCNNアーキテクチャーが考慮されています。これらはそれぞれゼルニケ係数を推定するか、位相を直接推定するために使用されます。モデルは、ラベル付けされたデータセットでトレーニングされ、さまざまなフラックスレベルと2つの空間周波数コンテンツ(20および100ゼルニケモード)で評価されます。これらの理想化されたシミュレーションでは、CNNベースのモデルが幅広い条件でフォトンノイズの限界に達することを示しています。たとえば、20個のゼルニケモードを推定する場合、2乗平均平方根(rms)波面誤差(WFE)を1回の反復で$2\times10^6$フォトンに対して<$\lambda$/1500に削減できることを示します。また、CNNベースのモデルは、高次収差の存在下、および収差のさまざまな振幅の下で、信号対雑音比の変化に対して十分に堅牢であることも示しています。さらに、反復位相回復アルゴリズムと比較して、同様の優れたパフォーマンスを示します。したがって、CNNはFPWFSを実装するための魅力的な方法であり、幅広い条件でFPWFSの高感度を活用できます。
Gaia EDR3 測光を利用して星の温度を導き出す
ガイア/ESAミッションの初期の第3データリリース(EDR3)の測光に基づいた、新しい色--有効温度(テフ)変換を示します。これらの関係は、約600個のddd星と巨星のサンプルで校正されています。これらの星のテフは、赤外線フラックス法を使用して、脱赤色から事前に決定されています。変換の1$\sigma$分散は、純粋なガイア色BP-RP、BP-G、G-RPでは60-80Kであり、2MASSKバンド、つまりBPを含む色では40-60Kに改善されます。-K、RP-KおよびGK、これらの関係を、ガイアEDR3測光の信頼性が低下する可能性のある、最も困難な密集した星のフィールドのケースで検証し、混雑した環境でガイア色を安全に使用するためのガイダンスを提供します。GaiaEDR3の色から得られたTeffを、異なる金属量の3つの銀河球状星団、つまりNGC104、NGC6752、NGC7099の星の標準的なVK色から得たものと比較します。色に応じて-50Kと+50Kの間の違い、および1$\sigma$分散では、ほとんどの色で25-50Kの平均テフ差、BP-KとGKで10K未満です。これは、これらの色がTeffインジケーターとしてV-Kに類似していることを示しています。
日震の通常モード結合を使用した、方位角が偶数次のロスビー モードの検出
| Title |
Detection_of_Rossby_modes_with_even_azimuthal_orders_using_helioseismic_normal-mode_coupling |
| Authors |
K._Mandal,_S._M._Hanasoge,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03971 |
太陽で大きな振幅を持つと測定された逆行性ロスビー波は、さまざまな太陽現象に顕著な影響を与える可能性があります。ロスビー波は、振幅が小さく、非常に低い周波数の運動(回転速度以下のオーダー)を生成し、それによって、太陽の音響モードの共鳴周波数と固有関数がシフトします。モード結合を使用した偶数方位角のロスビーモードの検出には、追加の課題があり、したがって、奇数次にのみ焦点を当てた以前の研究が行われました。ここでは、方法論を拡張して、方位角のオーダーも測定することに成功しました。4年および8年の日震および磁気イメージャ(HMI)データを分析し、異なる次数音響モード(調和次数での分離1および3)間の結合を検討します。この手法では、異なる周波数ビン間のカップリングを使用して、ロスビーモードの時間変動をキャプチャします。セクターロスビーモード(方位角次数が調和次数と同じs=|t|)の理論分散関係に近い有意なパワーを観測します。私たちの結果は、t=4から16の範囲にわたる方位角次数を持つロスビーモードの以前の測定値と一致しています。最大パワーはモードt=8で発生します。これらのモードの振幅は1から2m/sまで変化します。セクターt=2モードに0.2m/sの上限を設定しますが、これは測定では検出されません。この取り組みは、日震学におけるモード結合方法論に信憑性を追加します。
遷移領域適応伝導 (TRAC) 法の高速多次元磁気流体力学定式化
| Title |
A_fast_multi-dimensional_magnetohydrodynamic_formulation_of_the_transition_region_adaptive_conduction_(TRAC)_method |
| Authors |
C._D._Johnston,_A._W._Hood,_I._De_Moortel,_P._Pagano,_and_T._A._Howson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03989 |
遷移領域適応伝導(TRAC)メソッドにより、場に合わせた流体力学方程式の高速かつ正確な数値解が可能になり、インパルス加熱に対するコロナ密度応答に対する数値分解能の影響を正常に除去できることを示しました。これは、平行熱伝導率、放射損失、および加熱率を調整して、グローバルカットオフ温度未満で遷移領域(TR)を拡大することによって達成され、粗い数値グリッドを使用した場合でも急勾配が空間的に解決されます。多次元磁気流体力学(MHD)モデルでTRACの元の(1次元)公式を実装するには、各磁力線にグローバルカットオフ温度を規定するために、タイムステップごとに多数の磁力線を追跡する必要があります。この論文では、フィールドライントレースに依存しない、多次元MHDシミュレーションで使用するTRACメソッドの非常に効率的な定式化を紹介します。TRでは、大気の未解決部分を広げるために、グローバルカットオフ温度の代わりに適応ローカルカットオフ温度が使用されます。これらのローカルカットオフ温度は、ローカルグリッドセルの量のみを使用して計算されるため、TRACのMHD拡張機能により、磁力線をトレースすることなく磁場の進化を効率的に説明できます。分析的予測と一致して、このアプローチは元のTRACメソッドの特性を正常に保持することを示しています。特に、総放射損失と加熱は、MHDの定式化の下で保存されたままです。コロナルループの非剪断および剪断アーケードにおける衝動的加熱の2DMHDシミュレーションの結果も表示されます。これらのシミュレーションは、一連の1Dモデルに対してMHDTRACメソッドをベンチマークし、多次元磁場におけるメソッドの多様性と堅牢性を示しています。衝撃的な加熱イベントの蒸発段階中に生成された圧力差が、横方向のエネルギー堆積よりも大幅に狭い電流層を生成できることを初めて示します。
2020年12月14日の皆既日食のダブルバブルCME
皆既日食(TSE)は、太陽コロナの磁気トポロジーを調査し、コロナ質量放出(CME)などの動的イベントを研究するための非常に貴重なプラットフォームを提供し続けます。現時点で他の方法で達成すること。このレターでは、2020年12月14日のTSE中にキャプチャされた、太陽表面から5太陽半径以上までの「ダブルバブル」CME構造の全範囲の観測結果を示します。コロナによるその進化は、合計時間で13分離れた2つの観測地点から記録されました。日食の観測は、SDO/AIAおよびSTEREO-A/EUVIによる太陽ディスクと低コロナの極紫外線観測、SOHO/LASCO-C2による白色光コロナグラフ観測、STEREO-A/WAVESとWIND/WAVES、そしてGOES-16からのX-ray。また、潜在的な磁場源表面モデルを使用して磁場を特徴付けます。このCMEイベント自体は、プロミネンスチャネルと、ダブルバブル構造につながったアクティブ領域との間の相互作用を示すため、特に興味深いものです。宇宙ベースの観測が大量に行われているにもかかわらず、これらの観測を結び付けるための適切なコンテキストを提供し、このユニークなCMEの詳細な調査を行うことができるのは日食データだけです。
二流体部分電離スローモードショックフロントの安定性
磁気流体力学(MHD)ショックフロントは、波形の不安定性に対して不安定になる可能性があり、これにより、摂動したショックフロントが時間とともにますます波打つようになります。理想的なMHD平行衝撃(速度と磁場が揃っている)は、波形の不安定性に対して無条件に不安定ですが、理想的な流体力学(HD)の対応物は無条件に安定しています。部分的にイオン化された媒体(たとえば、太陽彩層)の場合、流体力学種と磁気流体力学種の両方が共存し、システムの安定性は研究されていません。この論文では、2流体部分電離衝撃面での波形の不安定性の数値シミュレーションを実行して安定性条件を調査し、その結果をHDおよびMHDシミュレーションと比較します。私たちのシミュレーションは、局所的な上流密度の摂動に遭遇した最初は安定した2D平行衝撃で構成されています。MHDでは、この摂動によってショックフロントが不安定になり、波形が時間とともに大きくなります。2流体シミュレーションでは、中性種が衝撃波面を安定させるように作用することがわかりました。パラメータスタディは、ショックフロントが安定している条件と不安定な条件を分析するために実行されます。非常に弱く結合した、または非常に強く結合した部分イオン化システムでは、システムがMHDに向かう傾向があるため、ショックフロントが不安定であることがわかりました。ただし、有限結合の場合、ニュートラルがショックフロントを安定させ、ニュートラル種のショックチャネルを含む新しい機能を生成できることがわかりました。安定した波長範囲をイオン中性および中性イオンの結合周波数およびマッハ数に関連付ける方程式を導き出します。この関係をアンブラルフラッシュに適用すると、0.6～56kmの安定した波長の推定範囲が得られます。
ミリ波波長での静かな太陽の変動に関するアルマ望遠鏡の観測
| Title |
ALMA_observations_of_the_variability_of_the_quiet_Sun_at_millimeter_wavelengths |
| Authors |
A._Nindos,_S._Patsourakos,_C.E._Alissandrakis,_T.S._Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04220 |
1.26mmと3mmの静かな太陽のAtacamaLargeMillimeter/submmimeterArray(ALMA)観測を使用して、空間的に分解された振動と一時的な増光、つまりエネルギー放出の小さくて弱いイベントを研究します。両方の現象は、彩層の加熱に関係している可能性があります。1.26mmでは、元のデータのパワースペクトルに加えて、画像を3mm画像の空間解像度に低下させ、両方のデータセットに等しい領域の視野を使用しました。振動を取り除いた後、一時的な増白の検出が行われました。両方の周波数で、3.6～4.4mHzの範囲でpモードの振動が検出されました。修正されたデータセットでは、1.26および3mmでの振動は、平均的な静かな太陽に対して、それぞれ137および107Kに対応する約1.7～1.8%の明るさの温度変動を示しました。それらは、全パワースペクトルの0.55～0.68の一部を表し、1.26mmでのエネルギー密度は0.03ergcm$^{-3}$でした。1.26mmで77の一時的な増光が検出され、3mmで115が検出されました。1.26mmイベントの大半は細胞内で発生しましたが、単位面積あたりの発生率は3mmイベントよりも高かった。1.26mmの過渡増光の計算されたローエンドエネルギー($1.8\times10^{23}$erg)は、観測波長に関係なく、これまでに報告された中で最小です。ただし、単位面積あたりの出力は、おそらく1.26mmの弱いイベントが多数検出されたため、3mmイベントよりも小さくなっています。また、アルマ望遠鏡の明るいネットワーク構造は、GONGネットワークからの広帯域H$\alpha$画像に見られる暗い斑点/スピクルに対応していることもわかりました。
竜巻のような活発な隆起の分光画像: 形成と進化
| Title |
Spectro-imagery_of_an_active_tornado-like_prominence:_formation_and_evolution |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Brigitte_Schmieder,_Aaron_W._Peat,_Nicolas_Labrosse,_Pierre_Mein_and_Nicole_Mein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04259 |
竜巻の隆起における流れの性質は未解決の問題です。ソーラーダイナミクス天文台(SDO)に搭載されたAIAイメージャーにより、竜巻のような隆起のグローバル構造を5時間追跡することができました。その微細構造のプラズマ診断を取得します。私たちは2つの質問に対処することを目指しています。観測されたプラズマの回転は、ディップのあるフラックスロープ磁気サポート構成で概念的に受け入れられますか?竜巻のような隆起でプラズマ密度はどのように分布していますか?視線速度と非熱線幅は、MgII線にはガウスフィッティングを使用し、H-アルファ線には二分法を使用して計算しました。1DNLTE放射伝達理論モデルを使用して、MgII線積分強度とプロファイルフィッティング方法から電子密度を決定しました。H-アルファ、およびMgIIhおよびk線で観察されたプロミネンスの全体的な構造は、ディップのある磁場構造構成に適合します。両方のラインで観察された赤および青シフト領域のコヒーレントドップラーシフトは、急速に変化する垂直および水平構造に沿って検出されました。ただし、プロミネンスの上部にある竜巻は、反対の流れを持つ複数の細い糸で構成されており、回転ではなく逆流の流れを示唆しています。驚くべきことに、プロミネンスの上部の電子密度は、プロミネンスの内部よりも大きい(10^11cm^{-3})ことがわかりました。竜巻は形成状態にあり、第1段階では高温プラズマが冷却され、その後、形成されたブロブが、UVプロミネンストップから離れて伸びる長いループに沿って材料の大きな横方向の流れを伴って漏れる段階になると考えられます。プロミネンスの両側にこのような長い磁力線が存在すると、竜巻のようなプロミネンスが軸の周りを実際に回転するのを避けることができます。
1 世紀にわたる太陽周期のフィラメントの進化: Meudon と McIntosh の手描きのアーカイブによる調査
| Title |
Solar_Cycle_Evolution_of_Filaments_over_a_Century:_Investigations_with_the_Meudon_and_McIntosh_Hand-drawn_Archives |
| Authors |
Rakesh_Mazumder,_Subhamoy_Chatterjee,_Dibyendu_Nandy,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04320 |
ムードン天文台(1919年以降)とマッキントッシュアーカイブ(1967年以降)からの手描きの総観図は、長期にわたって手動で記録されたフィラメント観察の2つの重要な情報源です。この研究では、Meudonマップを校正し、その後自動化された方法でフィラメントを識別します。このフィラメントデータベースから物理パラメータを抽出し、マッキントッシュとムードンの観測の同時期の期間に焦点を当てて、それらの長期的な進化の比較研究を行います。フィラメントの時空間的進化は、フィラメントバタフライダイアグラムの形で現れ、さらにそれらが大規模な太陽周期と密接に関係していることを示しています。太陽の表面磁場のトレーサーであるフィラメントの数や長さなどの物理的記述子には、11年黒点周期と位相同期回路があります。フィラメントの傾斜角分布は、アクティブ領域の位置に近いか離れているかを問わず、それらの起源が大規模な表面磁場または相互作用領域フィールドの進化によるものであることを示しています。この研究は、太陽フィラメントの観測期間を1世紀に延ばす、最小限のギャップで手描きのフィラメントデータの複合シリーズを構築するための道を開くものです。一方で、これは、複数の太陽周期にわたる太陽の表面での磁場の発生と進化のモデルにとって有用な制約として機能し、他方では、このフィラメントデータベースは、フィラメント突出に関連する噴火の再構築を導くために使用される可能性があります。宇宙時代以前の出来事
食変光星についての再考。論文 V. トリプルシステム V455 アウリガエ
V455Aurは、離心率が小さい3.15d軌道にある2つのF星を含む、独立した食変光星です。その日食はヒッパルコス衛星からのデータで発見され、分光軌道はGriffinによって取得されました(2001、2013)。Griffinは、長楕円軌道(e=0.73)にある4200dの周期の第3天体による、日食システムの全身速度の長期変動を発見しました。これらのデータ、TESS衛星からのV455Aurの光度曲線、およびGaiaEDR3視差を使用して、システムのコンポーネントの物理的特性を高精度に決定しました。月食の星は、質量が1.289+/-0.006Msunおよび1.232+/-0.005Msun、半径が1.389+/-0.011Rsunおよび1.318+/-0.014Rsun、有効温度が6500+/-600であることがわかります。/-200K.TESS光度曲線のソリューションでは、3次成分からの光がl_3=0.028+/-0.002の3番目の光の形で初めて直接検出されました。このl_3、理論スペクトルおよび経験的キャリブレーションから、星は質量0.72+/-0.05Msun、半径0.74+/-0.05Rsun、温度4300+/-300Kであると推定されます。軌道は53+/-3度であるため、システム内の2つの軌道は同一平面上にありません。2つの日食星の分光光度比を測定すると、半径の不確実性が1%から0.25%低下することがわかりました。詳細な分光分析により、システムの正確な温度と化学的存在量も得られるため、V455Aurは、既知の最も正確に測定された日食システムの1つになっています。
食変光星についての再考。論文 VI. F型システムV505ペルセイ
V505Perは、4.22dの円軌道にある2つのF5V星を含む、独立した食変光星です。TESS衛星からの光度曲線と公開された視線速度測定値を使用して、システムの特性を高精度に確立します。星の質量は1.275+/-0.004Msunと1.258+/-0.003Msunであり、それらの半径は1.294+/-0.002Rsunと1.264+/-0.002Rsunです。公開されている有効温度の推定値を加えて、星の光度と絶対的な放射光度、および星系までの距離を正確に測定します。この距離は、ガイアEDR3視差から得られる距離よりもわずかに短く、この矛盾は2MASSKバンドの見かけの等級の不確実性によって最も簡単に説明できます。このシステムの以前の3つの研究から既存の光度曲線と視線速度曲線を再分析し、この場合、形式誤差は分光軌道では信頼できるが、光度曲線では信頼できないと結論付けます。分光軌道ではなく、公開された結果が常に再現可能であるとは限りません。V505Perの測定された特性の精度は高く、分離型食変光星としてこれまでに得られた中で最高です。
sdB + He WD バイナリの WD 質量と軌道周期の関係
ほとんどの準dd星B(sdB)+ヘリウム白色dd星(HeWD)バイナリは、特定のチャネルから形成されると考えられています。このチャネルでは、HeWDはまず安定した物質移動を介して縮退したコアを持つ赤色巨星(RG)から生成され、sdB星は共通外層(CE)排出によって縮退したコアを持つRGから生成されます。それらは、CE進化、バイナリ進化、およびバイナリ集団合成の研究にとって重要です。ただし、sdB+HeWDバイナリのWD質量と軌道周期との関係は特に研究されていません。この論文では、最初に半分析的方法を使用してそれらの形成を追跡し、WDの質量と軌道周期の関係を見つけます。次に、詳細な恒星進化コードを使用して、主系列のバイナリからそれらの形成をモデル化します。WDの質量と軌道周期の間にも同様の関係があることがわかりました。これは、観測結果とほぼ一致しています。ほとんどのsdB+HeWDシステムでは、WDの質量(軌道周期)が決定できれば、この関係から軌道周期(WDの質量)を推定でき、傾斜角は連星の質量関数で制約できます。さらに、この関係を使用してCE排出効率を制約することもでき、比較的大きなCE排出効率が有利であることがわかります。WDとsdB星の質量の両方を決定できる場合は、RGバイナリの動的に不安定な物質移動の臨界質量比も制約できます。
若い埋め込みソースからのジェットの探査: HST 近赤外線 [Fe II] 画像からの手がかり
| Title |
Probing_jets_from_young_embedded_sources:_clues_from_HST_near-IR_[Fe_II]_images |
| Authors |
Jessica_Erkal,_Brunella_Nisini,_Deirdre_Coffey,_Francesca_Bacciotti,_Patrick_Hartigan,_Simone_Antoniucci,_Teresa_Giannini,_Jochen_Eisl\"offel,_Carlo_Felice_Manara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04414 |
ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3で観測された4つのクラス0/Iジェット(HH1/2、HH34、HH111、HH46/47)の近赤外線[FeII]画像を紹介します。適切な動き、ジェットの幅と軌道、ジェットに沿った消滅を測定することができます。いずれの場合も、短い波長ではほとんど見えないか見えないカウンタージェットが検出されます。10年以上前のHST測定と一致して、数百km/sの接線速度を測定します。星から数十auの距離でジェット幅を測定したところ、HH1、HH34、HH111では約2度、HH46では約8度の高いコリメートが明らかになりました。.HH34の場合、約7度の大きな初期開口角の証拠が見つかります。結び目の位置の測定は、すべてのソースのジェットとカウンタージェットの両方の軌道の偏差を明らかにします。HH111の内側の結び目の位置の非対称性の分析は、距離20～30auに低質量の星の伴侶の存在を示唆している。最後に、光源の近くで15～20等の消滅値を見つけましたが、ジェットに沿って下流に向かって徐々に減少しています。これらの観測により、これまでにない高い角度分解能でカウンタージェットを研究することができ、ジェットエンジンをさらに詳しく観察する将来のJWST中赤外線観測を計画するための貴重な参考資料となります。
スペクトル線の反転による Ca II 8542 A 線における散乱偏光シグネチャーの (誤った) 解釈について
| Title |
On_the_(mis)interpretation_of_the_scattering_polarization_signatures_in_the_Ca_II_8542_A_line_through_spectral_line_inversions |
| Authors |
Rebecca_Centeno,_Jaime_de_la_Cruz_Rodriguez,_Tanausu_del_Pino_Aleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04478 |
散乱分極は、特に観測ジオメトリが肢に近い場合、弱い磁化領域($B\lesssim100$G)でCaII8542Aラインの線形分極信号を支配する傾向があります。この論文では、磁場ベクトル、特にその横方向成分を推測する際に、既存の非LTEスペクトル線反転コード(スペクトル線偏光はゼーマン効果のみによるものと仮定)の適用性の程度を評価します。この目的のために、反転コードSTiCを使用して、Hanle-RTコードで生成された合成分光偏光データから磁場の強度と方向を抽出します。後者は、散乱プロセスによる偏光の生成と、ハンル効果とゼーマン効果の共同作用を説明しています。磁場の横方向の成分が$\sim$80Gよりも強い場合、反転コードは、横方向の磁場強度と空の平面における方位角の正確な推定値を取得できることがわかりました。このしきい値を下回ると、散乱偏光シグネチャーが線形偏光信号の主要な原因となり、しばしば反転コードを誤って電界強度の過大評価または過小評価に導きます。フィールドの視線コンポーネントは、原子配列の影響を受けない円偏光信号から導出されるため、対応する推論は常に適切です。
TOI-1278 B: SPIRou は、M ドワーフの周りの近接軌道で珍しい褐色 Brown星のコンパニオンを発表します。
| Title |
TOI-1278_B:_SPIRou_unveils_a_rare_Brown_Dwarf_Companion_in_Close-In_Orbit_around_an_M_dwarf |
| Authors |
\'Etienne_Artigau,_Guillaume_H\'ebrard,_Charles_Cadieux,_Thomas_Vandal,_Neil_J._Cook,_Ren\'e_Doyon,_Jonathan_Gagn\'e,_Claire_Moutou,_Eder_Martioli,_Antonio_Frasca,_Farbod_Jahandar,_David_Lafreni\`ere,_Lison_Malo,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Pia_Cortes-Zuleta,_Isabelle_Boisse,_Xavier_Delfosse,_Andres_Carmona,_Pascal_Fouqu\'e,_Julien_Morin,_Jason_Rowe,_Giuseppe_Marino,_Riccardo_Papini,_David_R._Ciardi,_Michael_B._Lund,_Jorge_H._C._Martins,_Stefan_Pelletier,_Luc_Arnold,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Thierry_Forveille,_Nuno_C._Santos,_Xavier_Bonfils,_Pedro_Figueira,_Michael_Fausnaugh,_George_Ricker,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Eric_B._Ting,_Guillermo_Torres,_Jo\~ao_Gomes_da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04536 |
M0VスターTOI-1278の$18.5\pm0.5$M$_{\rmJup}$褐色d星(BD)の仲間の発見を紹介します。このシステムは、TESS測光における深さパーセントのトランジットによって最初に特定されました。さらなる分析は、それが木星サイズのオブジェクトの放牧トランジットであることを示しました。カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡(CFHT)で実施された300泊のSPIRouレガシーサーベイ(SLS)の枠組みの中で、SPIRou近赤外線高分解能速度計および分光偏光計を使用した視線速度(RV)の追跡調査は、$2306\pm10$m/sの半振幅のケプラーRV信号の検出は、14.5日の通過期間と同時期にあり、わずかではあるがゼロではない偏心を持っています。中間質量比($M_\star/M_{\rm{comp}}\sim31$)は、既知のM型wardd星系の中でこのような短い間隔($0.095\pm0.001$AU)を持つという点でユニークです。興味深いことに、質量比が類似したM型ddd星褐色-systemsd星系は、数万から数千AUの間隔で存在します。
この手紙では、二元中性子星の合体から来る目に見えるダークセクター信号の研究を始めます。融合後10ミリ秒から1秒の間に放出された暗い光子に焦点を当て、それらが明るい過渡ガンマ線信号にどのようにつながるかを示します。信号はほぼ等方性であり、興味深いパラメータ空間の多くは熱に近く、見かけの温度は約100ドルkeVです。これらの特徴は、暗い光子信号を、中性子星合体で生成される予想される短いガンマ線バーストから区別するために使用できます。予想される信号強度を計算し、1-100$MeVの範囲の暗い光子の質量の場合、制約のないパラメータ空間の多くで$10^{46}$ergsを超える合計光度を簡単に導くことができることを示します。この信号を使用して、その質量範囲の暗黒光子によって媒介される相互作用を伴う、暗黒物質の凍結シナリオによって動機付けられた制約のないパラメーター空間の大部分を調べることができます。また、提案された望遠鏡と中帯域重力波検出器が運用可能になったときの将来の改善についてもコメントします。
時間遅延干渉法の行列定式化について
| Title |
On_the_matrix_formulation_of_time-delay_interferometry |
| Authors |
Jean-Baptiste_Bayle,_Michele_Vallisneri,_Stanislav_Babak,_Antoine_Petiteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03976 |
時間遅延干渉法(TDI)は、LISAの科学的活用に不可欠な処理ステップであり、干渉測定における圧倒的なレーザーノイズを低減します。基本的な考え方は、適切に時間シフトした測定値を組み合わせて、レーザーノイズのない新しい観測値を定義することです。第1世代と第2世代のTDIの組み合わせは、LISAアーム長が一定であるか、時間とともに直線的に変化するという仮定の下で、レーザーノイズをキャンセルします。私たちは最近、レーザーノイズのない組み合わせを暗黙的に解き、データの可能性を基本測定値として直接書き込み、アーム長の時間依存性に対応できる遅延の離散化表現を使用することにより、TDIを拡張しました。結果として得られる形式主義を「TDI-infinity」と名付けました[PRD103,082001(2021)]。レーザーノイズ変動の時系列をLISAアームに沿った干渉測定の時系列に接続する設計行列の場合.計画行列を切り捨てて「不完全な」測定値を除外するか、ゼロに設定します。レーザーノイズキャンセリングの時系列の長さが、除外された測定の数によって短縮されることを除いて、私たちの形式は変更されずに続行されます。Tintoと同僚はさらに、行列の定式化は、TDIを定式化するためにDhurandar、Nayak、およびVinetによって導入された遅延演算子の多項式環の単なる有限表現であると主張しています。これは、すべての干渉遅延がサンプリング間隔の正確な倍数である場合にのみ当てはまることを示しています。これは、LISAなどの実際のコンテキストでは不可能です。
ブラック ホールの X 線データを使用した一般相対性理論のテスト: 進捗レポート
アインシュタインの一般相対性理論は、現代物理学の柱の1つです。何十年にもわたって、この理論は主に弱磁場領域でテストされ、太陽系での実験と連星パルサーの観測が行われてきました。新世代の観測施設のおかげで、過去5年間にこの分野で顕著な変化が見られ、現在、さまざまな手法を使用して、ブラックホールと中性子星を使用した強磁場領域での一般相対性理論をテストするための多くの取り組みが行われています。ここでは、ブラックホールのX線データを使用して一般相対性理論をテストすることに専念している、復旦大学の私のグループの研究をレビューします。
最大運動量 GUP が Stelle 重力につながる
| Title |
Maximal_momentum_GUP_leads_to_Stelle_gravity |
| Authors |
Vijay_Nenmeli,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay),_Vasil_Todorinov_and_Saurya_Das_(University_of_Lethbridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04141 |
重力の量子理論は、測定可能な最小長や最大運動量などの興味深い現象学的特徴を予測しています。上記の特徴をモデル化するために、量子重力理論に基づく標準的なハイゼンベルグの不確定性原理の拡張である一般化不確定性原理(GUP)を使用します。特に、最大運動量をモデル化したGUPを使用して、GUPで修正された質量のないスピン2フィールドのダイナミクスとStelle重力との間の対応を確立します。言い換えれば、Stelle重力は、最大運動量と関連するGUPの古典的な現れと見なすことができます。私たちは、宇宙論へのステッレ重力の応用を探求し、均一で等方性のバックグラウンドに適用されたステッレ重力が出口でインフレーションにつながることを具体的に示します。上記を使用して、CMBの観測からGUPパラメータの強い境界を取得します。GUPパラメータの上限のみを修正した以前の作品とは異なり、GUPパラメータの\emph{下限と上限}の両方を取得します。
GW170817、PSR J0030+0451、および PSR J0740+6620: 相転移および核対称エネルギー パラメーターに関する制約
| Title |
GW170817,_PSR_J0030+0451,_and_PSR_J0740+6620:_constraints_on_phase_transition_and_nuclear_symmetry_energy_parameters |
| Authors |
Shao-Peng_Tang_and_Jin-Liang_Jiang_and_Ming-Zhe_Han_and_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04204 |
最近、中性子星(NS)PSRJ0740+6620の半径がNICERによって測定され、${}^{208}$Pb($R_{\rmSkin}^{208}$)の中性子スキンの厚さが更新されました。PREX-II実験で報告されました。これらの新しい測定値は、高密度物質の未知の状態方程式(EoS)をよりよく理解するのに役立ちます。この作業では、核実験と天体物理学的観測の結果を分析するために、核の経験的パラメーター化といくつかの広く使用されている現象学的パラメーター化を組み込んだハイブリッドパラメーター化方法を採用しています。GW170817、PSRJ0030+0451、PSRJ0740+6620の共同ベイズ分析により、超高密度物質のEoSを特徴付けるパラメータが制約されます。勾配パラメータ$L$は、およそ$70_{-18}^{+21}$MeVに制約されていることがわかります。これは、$R_{\rmSkin}^{208}=0.204^{+0.030}_{-0.026}\,{\rmfm}$$R_{\rmskin}^{208}$と$L$の間の普遍的な関係を使用して。そして、標準的な$1.4\,M_\odot$NS(例えば、$R_{1.4}$と$\Lambda_{1.4}$)のバルク特性、および圧力($P_{2\rho_{\rmsat}})$)核飽和密度が2倍になると、データによって十分に制約されます。つまり、$R_{1.4}$、$\Lambda_{1.4}$、および$P_{2\rho_{\rmsat}}$はほぼ制約されます。$12.3\pm0.7$km、$330_{-100}^{+140}$、$4.1_{-1.2}^{+1.5}\times10^{34}\,{\rmdyn\,cm^{-2}}$、それぞれ。さらに、ハイブリッド星と通常のNSの仮定のベイズの証拠は同等であることがわかりました。これは、現在の観測データが大質量星のコアに存在するカルキオニック物質と互換性があることを示しています。最後に、通常のNS仮定の場合、非回転NS$M_{\rmTOV}=2.30^{+0.30}_{-0.18}$$M_\odot$の最大質量に対する制約を取得します。上記で報告されたすべての不確実性は、68.3%の信頼できるレベルのものです。
宇宙の複屈折測定からの量子重力の破れのグローバル対称性に対する制約
| Title |
Constraints_on_Global_Symmetry_Breaking_in_Quantum_Gravity_from_Cosmic_Birefringence_Measurements |
| Authors |
James_Alvey_and_Miguel_Escudero_Abenza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04226 |
すべてのグローバルな対称性は、量子重力効果によって明示的に破られると予想されますが、素粒子物理学と宇宙論において重要な役割を果たす可能性があります。そのため、よく保存されたグローバルな対称性の証拠があれば、重力の重要な特徴についての洞察が得られます。我々は、最近報告された、宇宙マイクロ波背景放射での宇宙複屈折の検出が$2.4\sigma$で、よく保存された(自発的に壊れた)グローバル対称性の最初の観測的兆候である可能性があると主張する.この測定を説明する説得力のある解決策は、電磁気と相互作用する非常に軽い擬スカラーフィールドです。重力の影響によってこのスカラー場の質量が大きく修正されないようにするために、重力によるグローバルな対称性の破壊を上に制限する必要があることを示します。最後に、このタイプの境界は、量子重力理論の構築だけでなく、多くの粒子物理学のシナリオにも明確な意味があることを強調します。
| Title |
Indirect_dark_matter_searches_at_ultrahigh_energy_neutrino_detectors |
| Authors |
Claire_Gu\'epin,_Roberto_Aloisio,_Luis_A._Anchordoqui,_Austin_Cummings,_John_F._Krizmanic,_Angela_V._Olinto,_Mary_Hall_Reno_and_Tonia_M._Venters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04446 |
高エネルギーから超高エネルギーのニュートリノ検出器は、消滅および/または崩壊プロセスを通じて生成された二次生成物を検索することにより、暗黒物質$\chi$の特性を独自に調べることができます。ダークマターの熱平均消滅断面積$\langle\sigmav\rangle$とニュートリノへの部分崩壊幅$\Gamma_{\chi\rightarrow\nu\bar{\nu}}$(質量スケールで$10^7\leqm_\chi/{\rmGeV}\leq10^{15}$)POEMMAやGRANDなどの次世代天文台用。$10^7\leqm_\chi/{\rmGeV}\leq10^{11}$の範囲で、POEMMAのような宇宙ベースのチェレンコフ検出器には、全天カバーと高速旋回という利点があることを示しています。銀河中心に焦点を当てた最適化された暗黒物質観測戦略。また、GRANDなどの地上設置型無線探知機が、無線の静かなエリアで高感度と高デューティサイクルを実現できることも示します。次世代ニュートリノ実験の感度を、IceCubeおよび更新された90\%C.Lの既存の制約と比較します。$\langle\sigmav\rangle$および$\Gamma_{\chi\rightarrow\nu\bar{\nu}}$の上限は、PierreAugerコラボレーションとANITAの結果を使用しています。$10^7\leqm_\chi/{\rmGeV}\leq10^{11}$POEMMAとGRAND10kの範囲で、粒子暗黒物質に対するニュートリノ感度が既存の限界より2～10倍向上することを示しています、一方、GRAND200kはこの感度を2桁改善します。$10^{11}\leqm_\chi/{\rmGeV}\leq10^{15}$の範囲で、POEMMAの蛍光観察モードは、暗黒物質の特性に対して前例のない感度を実現します。最後に、銀河のパラメーターの最新の適合と推定を使用して、銀河のハロー内の暗黒物質の分布に関連する不確実性の重要性を強調します。
高密度物質におけるニュートリノ電子散乱に関するPREX-2データの意味
PREX-2データからの${}^{208}$Pbの中性子分布半径の最近の測定に動機付けられて、PREX-2データによって制約された新しいG3(M)パラメータセットの電子への影響を研究します。拡張相対論的平均場(E-RMF)モデルを使用した高密度物質中のニュートリノ散乱。核物質の記述にはG3(M)パラメータセットを使用します。G3(M)パラメータセットについて得られた状態方程式は、実験データと非常によく一致しています。電子ニュートリノの微分断面積と電子ニュートリノの平均自由行程の両方を分析して、G3(M)パラメータセットに対する感度を観察します。バリオン密度が異なる場合の電子ニュートリノの微分断面積は、TM1eおよびFSUガーネットパラメーターセットで得られた値と比較して高い値であることがわかります。断面積が大きくなると、電子ニュートリノの平均自由行程が減少します。
