| Title |
Mixed_dark_matter:_matter_power_spectrum_and_halo_mass_function |
| Authors |
G._Parimbelli,_G._Scelfo,_S._K._Giri,_A._Schneider,_M._Archidiacono,_S._Camera,_M._Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04588 |
大規模な構造観測物に対する混合(寒冷および暖暖)暗黒物質モデルの影響を調査し、定量化します。このシナリオでは、ダークマターにはコールドフェーズ(CDM)とウォームフェーズ(WDM)の2つのフェーズがあります。後者の存在は、現在の制約によって許可され、現在検出される可能性がある物質のパワースペクトルの抑制を引き起こします。-dayおよび今後の調査。WDM質量、$M_\mathrm{wdm}$、および暗黒物質全体に対するその割合、$f_\mathrm{wdm}$。$k\lesssim10\h/$Mpcと$z\leq3.5$の2%レベルでは、物質のパワースペクトルの抑制が宇宙論パラメータの変化とは無関係であることがわかります。同じ範囲で、フィードバックの影響を説明するために$\Lambda$CDMとCWDMの両方のシミュレーションにバリオン化手順を適用すると、2つのシナリオ間で同様のレベルの一致が見られます。このような抑制が弱い重力レンズ効果と銀河団の角度スペクトルに与える影響を調べます。最後に、ハロー質量関数の形状に対する混合ダークマターの影響と、シミュレーションとの最良の一致をもたらす分析的処方について議論します。銀河団の数を数えるためのアプリケーションを読者に提供します。
アパーチャ質量統計量の高速推定 II: 現在および将来の調査における高次統計量の検出可能性
| Title |
Fast_estimation_of_aperture_mass_statistics_II:_Detectability_of_higher_order_statistics_in_current_and_future_surveys |
| Authors |
Lucas_Porth,_Robert_E._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04594 |
弱い重力レンズ調査データのアパーチャ質量統計を推定するための通常のせん断相関関数アプローチに代わる方法を探ります。私たちのアプローチは、直接推定法に基づいています。この論文では、分析を任意次数の統計とマルチスケールアパーチャ質量統計に拡張します。直接推定法が採用されている場合、形状カタログからこれらの一般化された開口部質量統計のいずれかを取得する線形順序アルゴリズムが常に存在することを示します。真の答えがわかっている多数のガウスモックレンズ調査に適用することで、アプローチを検証し、これを10次の統計まで行います。次に、N体シミュレーションから取得した実世界のモックカタログのアンサンブル(SLICSモック)に推定量を適用し、KiDS-1000のような調査で最大5次までの高次クラスタリングの検出を取得することが期待できることを示します。これらの方法は、EuclidやRubinTelescopeのような将来の広域調査に最も役立つと期待しています。
$f(R)$ 重力における空間曲率
この研究では、4つの$f(R)$重力モデル--フー-サヴィッキ、スタロビンスキー、指数関数、辻川モデル--を考慮し、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリング手法とともに、さまざまな宇宙論データを使用して、関連するモデルパラメータ。私たちの主な目的は、$\Omega_{k,0}$が空間的にフラットなシナリオで対応するものと自由パラメータとして扱われたときに得られる結果を比較することです。前者の場合に$\Omega_{k,0}$について取得した境界は、フラットなジオメトリと互換性があります。ただし、ハッブル定数$H_0$の値が大きいほど、より多くの曲率が可能になるようです。実際、$H_0$のローカル測定値から構築されたガウス尤度を分析に含めると、結果は$1\sigma$をわずかに超えるオープンユニバースを支持することがわかります。これはおそらく統計的に有意ではありませんが、空間の曲率について一般的に行われている仮定に対するハッブルの緊張の重要な意味を強調しています。ハッブルパラメーターの$\Lambda$CDM同等からの最近の偏差は、4つのモデルすべてで、特にフラットでない場合に比較できることに注意してください。$\Omega_{k,0}=0$の場合、Hu-Sawickiモデルは$\Omega_{\text{cdm},0}h^2$の平均値が小さくなり、団結。また、2つの異なる波数$k_\dagger$で成長率を評価することにより、スケールの変化の影響を研究します。$k_\dagger$が小さいと、偏差パラメータ$b$の平均値がわずかに大きくなりますが、全体として、変更は無視できます。
磁場レベルでの偏ったトレーサーに対するスーパーサンプル効果へのラグランジアンアプローチ: 銀河密度場と固有配列
| Title |
Lagrangian_approach_to_super-sample_effects_on_biased_tracers_at_field_level:_galaxy_density_fields_and_intrinsic_alignments |
| Authors |
Atsushi_Taruya,_Kazuyuki_Akitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04789 |
観測された銀河分布は、長波長密度と、スーパーサンプルモードと呼ばれる有限体積法による観測可能なスケールを超える波長の潮汐変動の影響を受けやすいことが認識されています。スーパーサンプルモードは、局所構造の成長と拡大率を調整し、銀河クラスタリングデータの統計にエンコードされた宇宙情報に影響を与えます。この論文では、ラグランジアン摂動理論に基づいて、場レベルでのスーパーサンプルモードへの物質分布のバイアスされたトレーサーの応答を体系的に計算する新しい形式を開発します。ここで示される形式は、以前に導出されたパワースペクトル応答を再現し、先行順序を超えて、より高次の計算に進むことも可能にします。アプリケーションとして、銀河とハローの固有の整列の統計を考慮し、スーパーサンプルモードに対する銀河/ハロー楕円率のフィールド応答を導き出します。パワースペクトルの共分散に対するロングモードの寄与の考えられる影響についても説明し、信号対雑音比を推定します。
X-Shooter XQ-100 におけるライマン ベータ フォレストのパワー スペクトルとライマン アルファ フォレストとの交配の測定
| Title |
A_measurement_of_the_Lyman-beta_forest_power_spectrum_and_its_cross_with_the_Lyman-alpha_forest_in_X-Shooter_XQ-100 |
| Authors |
Bayu_Wilson_(1),_Vid_Ir\v{s}i\v{c}_(1,2,3),_Matthew_McQuinn_(1)_((1)_University_of_Washington,_(2)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_(3)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04837 |
ライマンαの森は、最大波数までモデリング制御できると思われる大規模構造探査機であり、暗黒物質の暖かさ/ぼやけや再電離プロセスのタイミングを制約する上で非常に興味深い。ただし、標準的な統計であるライマン-アルファの森パワースペクトルは、IGMの温度密度関係を強く制約することができず、この不可能性により、波数に敏感な他のパラメーターをどの程度制約できるかがさらに制限されます。これらの縮退を打破する目的で、VLT/X-ShooterXQのz=3.5-4.5クエーサーの100スペクトルを使用して、ライマンベータフォレストのパワースペクトルと、ライマンアルファフォレストとの相互相関を測定します。-100レガシー調査。ライマン-ベータ遷移の吸収断面積が小さく、ライマン-アルファ遷移に比べてやや高い密度に敏感になっていることに動機付けられています。IGMの温度と密度の関係についてのこの測定からの推測は、arXiv:2009.00016v1[astro-ph.CO]の最近のタイトな低赤方偏移のLyman-alphaフォレストの制約に一貫して適合しているようです。ライマン-アルファ-ライマン-ベータ相互相関を使用して見つけたz=3.4-4.7の傾向は、赤方偏移の減少に伴う温度-密度関係の勾配の平坦化を示しています。これは、進行中のHeII再電離から予想される傾向であり、水素の再電離が完了した後、温度密度の漸近勾配に到達するのに十分な時間があります。さらに、私たちの測定値は、ライマンアルファフォレストを説明するIGMモデルの一貫性チェックを提供し、相互相関は、金属線汚染などの2つのフォレスト間で相関のない系統の影響を受けません。
| Title |
The_Crab_Nebula_as_a_Calibrator_for_wide-beam_Cosmic_Microwave_Background_polarization_surveys |
| Authors |
Silvia_Masi,_Paolo_de_Bernardis,_Fabio_Columbro,_Alessandro_Coppolecchia,_Giuseppe_D'Alessandro,_Lorenzo_Mele,_Alessandro_Paiella,_Francesco_Piacentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04841 |
かに星雲を偏光輝度と偏光角の両方の参照源として使用する場合の、ワイドビームミリ波偏光計の校正における偏光拡散放射の影響を分析します。テンソル対スカラー比$r\sim0.001$、幅(直径数度)、正確($\sigma_Q$、$\sigma_U$$\sim$20$\mu$$K_{CMB}$arcmin)、高角度分解能($<\mathrm{FWHM}$)参照マップは、拡散偏光放射の影響を適切に考慮し、大きなバイアスを避けるために必要です。校正で。
| Title |
Improving_parametric_mass_modelling_of_lensing_clusters_through_a_perturbative_approach |
| Authors |
Benjamin_Beauchesne_(1,2),_Benjamin_Cl\'ement_(1),_Johan_Richard_(2)_and_Jean-Paul_Kneib_(1,3)-----_((1)_EPFL_(2)_CRAL,_Lyon_(3)_LAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05029 |
銀河団の質量分布をモデル化する新しい方法を提案します。これは、パラメトリックアプローチと自由形式アプローチを組み合わせて、強いレンズ制約を持つクラスターコアを再構築します。これは、Bスプライン関数の自由曲面のおかげでパラメトリックコンポーネントの堅牢性を維持し、柔軟性を高めることによって、両方のアプローチの利点を組み合わせることを目的としています。この新しいアプローチの機能をシミュレートされたクラスターHeraで実証します。Heraは、FrontierFieldsクラスターの分析用のレンズコードを評価するために使用されています。この方法は、パラメトリックのみのアプローチと比較した場合、複数の画像位置での二乗平均平方根エラーの係数$\sim3-4$で改善され、制約のより良い再現につながります。結果として得られたモデルは、すでに十分に再現されている他のレンズ観測値で高い忠実度を維持しながら、収束フィールドの振幅の再構成でより高い精度を示しています。Lenstoolソフトウェアに実装することで、このメソッドを公開しています。
COLA による修正重力モデルでの模擬銀河カタログの高速生成
| Title |
Fast_generation_of_mock_galaxy_catalogues_in_modified_gravity_models_with_COLA |
| Authors |
Bartolomeo_Fiorini,_Kazuya_Koyama,_Albert_Izard,_Hans_A._Winther,_Bill_S._Wright,_Baojiu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05197 |
私たちは、HaloOccupationDistribution(HOD)形式を採用したModifiedGravity(MG)モデルでCOmovingLagrangianAcceleration(COLA)シミュレーションを使用して、銀河のモックカタログを作成する可能性を調査します。本作では、カメレオン機構を用いた$f(R)$重力と、ヴァインシュタイン機構を組み込んだブレーンワールドモデル(nDGP)の2つのMG理論に注目する。COLAシミュレーションの精度をテストするためのベンチマークとして、MGの完全な$N$ボディシミュレーションのスイートを使用します。ダークマター(DM)のレベルでは、COLAは$k\sim1h{\rmMpc}^{-1}$までの物質のパワースペクトルを正確に再現しますが、速度場の再現はそれほど正確ではありません。.ハローカタログを作成するには、ROCKSTARハローファインダーがCOLAシミュレーションでうまく機能しないことがわかりました。一方、単純なFriends-of-Friends(FoF)ファインダーとFoFから球状の高密度質量への経験的な質量変換を使用して、$Nのそれらとよく一致するCOLAのハローカタログを生成できます$-bodyシミュレーション。ハロープロファイルに対するMGの第5力の影響を考慮するために、$N$体シミュレーションでROCKSTARハローカタログを使用してキャリブレーションする、濃度-質量および速度分散-質量関係の簡単なフィッティング式を導き出します。次に、これらの結果を使用して、HOD形式をCOLAの修正された重力シミュレーションに拡張します。赤方偏移空間の銀河カタログを取得するために調整する5つのパラメーターを持つHODモデルを使用します。HODモデルの自由度が高いにもかかわらず、MGは赤方偏移空間パワースペクトルの多重極に特徴的な痕跡を残し、これらの特徴はCOLA銀河カタログによってよく捉えられています。
SDSS データからの新しい Cosmic Filament カタログ
この作品では、最新のSloanDigitalSkySurvey(SDSS)公開データから取得したCosmicFilamentsの新しいカタログを紹介します。フィラメントを検出するために、機械学習技術によって強化された、部分空間制約付き平均シフトアルゴリズムのバージョンを実装します。これにより、銀河の密度分布における1次元の最大値として、宇宙フィラメントを検出することができます。私たちのフィラメントカタログは、DataRelease16を含むSDSSの宇宙論的サンプルを使用しているため、空のフットプリント(小さな境界線効果を除く)と赤方偏移の範囲を継承しています。特に、これは、クエーサーサンプルを利用して、私たちのフィラメント再構築が$z=2.2$までの赤方偏移をカバーし、これが私たちの知る限り最も深いフィラメント再構築の1つになることを意味します。私たちは断層撮影法に従い、異なる赤方偏移で269のシェルで銀河データをスライスします。再構成アルゴリズムは、2D球面マップに適用されます。カタログは、各赤方偏移スライスの各検出の位置と不確実性を提供します。類似の方法で取得した以前の公開カタログよりも改善されていることを示すいくつかの指標を使用して、検出の品質を評価します。また、私たちのフィラメントカタログと、プランク衛星とアタカマ宇宙論望遠鏡のマイクロ波観測から構築された銀河団カタログとの間に非常に有意な相関関係があることを検出しました。
CMBと銀河団への共同2D断層撮影アプローチによる宇宙パラメータ予測
| Title |
Cosmological_parameter_forecasts_by_a_joint_2D_tomographic_approach_to_CMB_and_galaxy_clustering |
| Authors |
Jos\'e_R._Bermejo-Climent,_Mario_Ballardini,_Fabio_Finelli,_Daniela_Paoletti,_Roy_Maartens,_Jos\'e_A._Rubi\~no-Martin,_Luca_Valenziano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05267 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)フィールドと物質トレーサーの間の相互相関は、重要な宇宙論的情報を運びます。この論文では、共同断層撮影分析を使用して、信号対雑音比分析によって、将来の宇宙観測のためのソースカウントとCMB異方性フィールドの相互相関に含まれる情報と、宇宙パラメーターの不確実性への影響を予測します。CMBフィールドには温度、偏光、レンズ効果、物質トレーサーには銀河数カウントが含まれます。準線形スケールに制限することにより、フィッシャー行列形式によって、いくつかの宇宙モデルのパラメーターの制約におけるCMBとソースカウントの相互相関の相対的な重要性を予測します。CMB-numberカウントの相互相関は、LiteBIRD+CMB-S4$\times$SKA1の無相関の組み合わせと比較して、最大で$\sim2$の因数$\sim2$まで暗黒エネルギー性能指数(FoM)を改善できることがわかります。両方のプローブを使用し、Euclidのような測光調査がここで検討されているものの中で最も高いFoMに到達できるようにします。また、CMB-銀河クラスタリングの相互相関がニュートリノセクターのFoMをどのように増加させるかを予測し、統計的に有意な(LiteBIRD+CMB-S4$\times$SPHERExの$\times$SPHERExの$\gtrsim$3$\sigma$)検出も可能にします。準線形スケールのみを使用することにより、通常の階層で許容される最小ニュートリノ質量。同様に、CMBと無線の組み合わせで2点統計のみを使用することにより、局所的な原始非ガウシアンの不確実性は$\sigma(f_{\rmNL})\sim1.5-2$と同じくらい低くなり得ることがわかりました。EMUやSKA1などの調査。私たちの結果は、主に準線形スケールに基づいているため、非線形効果に対して十分に堅牢である将来の調査から、CMBと銀河団の相互相関の追加の制約力を強調しています。
白色dwar星のロシュ球への惑星の破片の侵入形状と速度
| Title |
The_entry_geometry_and_velocity_of_planetary_debris_into_the_Roche_sphere_of_a_white_dwarf |
| Authors |
Dimitri_Veras,_Nikolaos_Georgakarakos,_Alexander_J._Mustill,_Uri_Malamud,_Tim_Cunningham,_Ian_Dobbs-Dixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04601 |
白色planet星の惑星系に関する私たちの知識は、主に白色dd星の太陽半径数以内の領域から生じます.そこでは、小さな惑星が分裂し、リングとディスクを形成し、星に集結します.このロシュ球への侵入位置、角度、速度はめったに調査されていませんが、破片の初期形状、光球への降着率、そして最終的には小惑星の組成を決定的に決定します。ここでは、巨大ブランチと白色dd星の進化段階全体で単一惑星のN体シミュレーションを使用して合計10^5を超える小惑星を進化させ、惑星の質量と偏心性の関数として白色warf星ロシュ球への小惑星注入の形状を定量化します。.惑星の質量が小さいほど、異方性噴射の程度が大きくなり、正面から(ロシュ球に垂直な)遭遇の確率が下がることがわかりました。私たちの結果は、これらの惑星系の隠れた構造について推測するために、ロシュ球内の動的活動を使用できることを示唆しています。
プラネットハンターズ TESS III: 明るい G ドワーフ HD 152843 の周りを通過する 2 つの惑星
| Title |
Planet_Hunters_TESS_III:_two_transiting_planets_around_the_bright_G_dwarf_HD_152843 |
| Authors |
Nora_L._Eisner,_Belinda_A._Nicholson,_Oscar_Barrag\'an,_Suzanne_Aigrain,_Chris_Lintott,_Laurel_Kaye,_Baptiste_Klein,_Grant_Miller,_Jake_Taylor,_Norbert_Zicher,_Lars_A._Buchhave,_Douglas_A._Caldwell,_Jonti_Horner,_Joe_Llama,_Annelies_Mortier,_Vinesh_M._Rajpaul,_Keivan_Stassun,_Avi_Sporer,_Andrew_Tkachenko,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Safaa_Alhassan,_Elisabeth_M._L._Baeten,_Stewart_J._Bean,_David_M._Bundy,_Vitaly_Efremov,_Richard_Ferstenou,_Brian_L._Goodwin,_Michelle_Hof,_Tony_Hoffman,_Alexander_Hubert,_Lily_Lau,_Sam_Lee,_David_Maetschke,_Klaus_Peltsch,_Cesar_Rubio-Alfaro_and_Gary_M._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04603 |
からのデータを使用して、明るい(V=8.85等)初期のG1dd星(1.43$R_{\odot}$、1.15$M_{\odot}$、TOI2319)の周りの2つの惑星系の発見と検証について報告します。NASAのトランジット系外惑星調査衛星(TESS)。プラネットハンターズTESSプロジェクトの一環として、市民科学者によって1か月間のTESS光度曲線(セクター25)で2つの惑星からの3つのトランジットイベントが検出されました。トランジットのモデル化により、軌道周期は\Pb\、半径は$3.41_{-0.12}^{+0.14}$$R_{\oplus}$であり、内惑星は19.26-35日の範囲である。半径$5.83_{-0.14}^{+0.14}$$R_{\oplus}$外惑星の場合、1回だけ通過することが確認されました。各信号は、TESS光度曲線と地上での分光学的追跡観察を考慮して、独立して統計的に検証されました。HARPS-NとEXPRESからの視線速度は、惑星bの暫定的な検出をもたらし、その質量は$11.56_{-6.14}^{+6.58}$$M_{\oplus}$と推定され、上限を設定することができます。惑星cの質量に対して$27.5$$M_{\oplus}$(99%の信頼度)母星の明るさと、両方の惑星で拡張されたH/He大気の可能性が高いため、このシステムは、大気の特徴付けと惑星の比較に優れた見通しを提供します。
原始惑星系円盤における鉛直せん断不安定性の最小モデル
| Title |
A_minimal_model_for_vertical_shear_instability_in_protoplanetary_accretion_disks |
| Authors |
Ron_Yellin-Bergovoy,_Eyal_Heifetz,_Orkan_M._Umurhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04617 |
垂直せん断不安定性は、原始惑星系円盤の磁気的に不活性なゾーンで乱気流を駆動すると示唆されている軸対称効果です。ここでは、均一密度流体、層状大気、原始惑星系円盤の剪断箱セクションを含む3つの設定で、分析的に扱いやすい「最小モデル」でその物理的メカニズムを調べます。これらの各分析は、垂直方向の剪断不安定性の本質を示しています。は、中緯度地球大気における斜め対流対称不安定性に似ており、バロクリン噴流の垂直剪断の存在下で、また湾岸ストリームの最上層で混合されることを示す.流体パーセルの勾配は、円盤の半径-垂直平面における平均絶対運動量の勾配を超える必要があります.以下の3つの観点から、詳細かつ相互に矛盾のない物理的説明を提供します:角運動量の保存の観点から、流体間の動的相互作用として半径方向および方位方向の渦の成分、および一般化されたSolberg-H{\o}ilandRayleigh条件を含むエネルギーの観点から。さらに、非弾性ダイナミクスが振動不安定モードを生成する理由を説明し、振動メカニズムを不安定モードから分離します。
天王星と海王星の熱進化に対する対流抑制の影響の抑制
| Title |
Constraining_the_effect_of_convective_inhibition_on_the_thermal_evolution_of_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Steve_Markham_and_Dave_Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04637 |
天王星と海王星の内部熱流は、惑星科学における主要な未解決の問題のままです。天王星の驚くほど冷たい有効温度は断熱熱進化モデルと一致しませんが、海王星の実質的な内部熱流は受け取った日射量の2倍です。この研究では、潜熱や対流の抑制などの凝縮がこれらの物体の熱進化に与える影響の大きさを制限します。この効果は重要ですが、天王星の衰弱の問題を単独で解決するには不十分であることがわかりました。潜熱の放出と安定した成層の両方の効果を一貫して考慮すると、メタンの凝縮は、5%のモルメタン存在量を想定して、天王星と海王星の冷却時間を15%以内に短縮できます。水の凝縮は反対方向に働きます。水の凝縮は、12%のモル水存在量を想定して、天王星と海王星の冷却時間スケールを15%以下遅らせることができます。また、対流抑制の気象学的な意味も制約します。我々は、十分に豊富な凝縮体が緩和して放射対流平衡状態になり、破壊には有限の活性化エネルギーが必要になることを示しています。また、惑星の内部をモデル化する際に対流抑制を考慮することの重要性についてもコメントしています。
カッシーニの重力実験から得られた、静的で帯状に対称な重力場では説明できないレンジレート残差データを分析します。この論文では、ノーマルモードからの重力摂動の単純な前方モデルを使用してデータを再現します。これを行うために、複数のフライバイからのデータをスタックして感度を向上させます。カッシーニのフライバイからの未知の重力信号をうまく再現するノーマルモードエネルギースペクトルの部分的に縮退したセットを見つけました。一意の解決策はありませんが、データに最も適合する可能性が高いモデルは、500～700uHzのpモードからの重力寄与によって支配されていることがわかります。低い周波数のfモードは、与えられた振幅に対してより強い重力信号を持っているため、この結果は、土星のノーマルモード励起における強い周波数依存性を示唆しています。私たちは、pモードのピーク振幅を数キロメートルのオーダーで予測します。これは、地球ベースの木星の観測によって推定されるピーク振幅よりも少なくとも1桁大きいです。土星で私たちが予測する大きなpモード振幅は、それらが実際に存在し、定常状態である場合、理論的予測と一致して、これらのモードのQ>1e7の下限を持つ弱い減衰を意味します。
C/1996 B2 (百武彗星) の昏睡状態にある原子鉄とニッケル: 生成率、放出メカニズム、および考えられる親
| Title |
Atomic_iron_and_nickel_in_the_coma_of_C/1996_B2_(Hyakutake):_production_rates,_emission_mechanisms,_and_possible_parents |
| Authors |
Steven_Bromley,_Brynna_Neff,_Stuart_Loch,_Joan_Marler,_Juraj_Orsz\'agh,_Kumar_Venkataramani,_Dennis_Bodewits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04701 |
\noindent最近、ほとんどの彗星にガス状のニッケルと鉄が存在することが発見されました。これらの同定を裏付ける実験室データの状態を評価するために、実験と計算を組み合わせたアプローチを使用して、前世紀で最も明るく最も近い彗星の1つである彗星C/1996B2(百武彗星)のアーカイブスペクトルを再分析しました。FeIとNiIの蛍光発光が太陽中心速度によって大きく変化することを示す、新しい多レベル蛍光モデルを開発しました。このモデルをFe-Niプラズマの実験室スペクトルと組み合わせて、百武のスペクトルで23ラインのFeIと14ラインのNiIを識別しました。Haserモデルを使用して、ニッケルと鉄の生産率を$Q_\textrm{Ni}=2.6-4.1\times10^{22}$~s$^{-1}$および$Q_\textrm{Fe}=0.4と推定します。-2.6\times10^{23}$~s$^{-1}$。導出されたカラム密度から、Ni/Fe存在比log$_{10}$[Ni/Fe]=$-0.38\pm0.06$は太陽から大きく逸脱しており、太陽系彗星で観測された比率と一致しています。いくつかのオフセット距離からのスペクトルは、短命の親および/または未知の親種の放射光解離と一致するプロファイルを示しています。可能な生産および排出メカニズムは、既存の実験室測定のコンテキストで分析されます。観察された空間分布、優れた蛍光モデルの一致、およびNi/Fe比に基づいて、私たちの調査結果は、未知の親の解離とそれに続く蛍光発光からなる起源をサポートしています。私たちの調査結果は、蛍光効率の強い太陽周回速度依存性が、FeIおよびNiI放出の原因となる物理プロセスの有意義なテストを提供できることを示唆しています。
67P/Churyumov-Gerasimenkoで観測されたハイブリッドガスダスト爆発の分析
| Title |
Analysis_of_Hybrid_Gas-Dust_Outbursts_Observed_at_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
John_W._Noonan,_Giovanna_Rinaldi,_Paul_D._Feldman,_S._Alan_Stern,_Joel_Wm._Parker,_Brian_A._Keeney,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Ronald_J._Vervack_Jr.,_Andrew_J._Steffl,_Matthew_M._Knight,_Rebecca_N._Schindhelm,_Lori_M._Feaga,_Jon_Pineau,_Richard_Medina,_Harold_A._Weaver,_Jean-Loup_Bertaux,_Michael_F._A'Hearn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04736 |
彗星の爆発は、彗星の核の組成に貴重な窓を提供し、爆発的なイベントで塵や揮発性物質を強力に排出し、彗星の内部構成要素を明らかにします。さまざまなタイプの爆発がダスト特性と揮発性アバンダンスにどのように影響するかを理解して、原始組成に起因する可能性のある署名と、処理の結果である特徴をよりよく解釈することは、複数の機器アプローチで最も適切に取り組むべき重要なタスクです。67P/チュリュモフ・ゲラシメンコへの欧州宇宙機関の\textit{Rosetta}ミッションは、前例のない空間分解能とスペクトル分解能で、核に近い昏睡状態でこのタスクを実行できる一連の機器を運びました。この研究では、2015年11月7日に発生し、搭載されている3つの機器によって観測された2つのバーストについて説明します。)。これらの観測結果は、混合ガスとダストの爆発が、その開始メカニズムを表す異なるスペクトルシグネチャを持つ可能性があることを示しています。最初の爆発は、崖の崩壊の起源の指標を示し、2番目の爆発は、深化する亀裂を介して露出している新鮮な揮発性物質のより代表的です。この分析により、将来の研究により、彗星爆発の遠隔スペクトル分類の可能性が開かれます。
チュリュモフ・ゲラシメンコ67Pにおける彗星活動による紫外線放出の空間分布
| Title |
Spatial_Distribution_of_Ultraviolet_Emission_from_Cometary_Activity_at_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
John_W._Noonan,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Paul_D._Feldman,_S._Alan_Stern,_Brian_A._Keeney,_Joel_Wm._Parker,_Nicolas_Biver,_Matthew_M._Knight,_Lori_M._Feaga,_Mark_D._Hofstadter,_Seungwon_Lee,_Ronald_J._Vervack_Jr.,_Andrew_J._Steffl,_Rebecca_N._Schindhelm,_Jon_Pineau,_Richard_Medina,_Harold_A._Weaver,_Jean-Loup_Bertaux,_Michael_F._A'Hearn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04737 |
\textit{Rosetta}オービターに搭載されたアリス紫外分光器は、2014年8月から2016年9月に彗星67P/チュリュモフゲラシメンコに到着してから、彗星のコマの最初の近核紫外観測を提供しました。コマ中の原子および分子放出の特徴付けにより、大きな太陽中心距離およびいくつかの爆発の間における、解離電子衝突放出の予想外の寄与が明らかになった。このメカニズムは組成分析にも有用であることが判明し、アリスは超揮発性\ce{O2}のレベル上昇を示唆する多くの事例を観察しました。この論文では、2015年11月7日から8日の彗星活動の増加中の67Pからの原子放出のアリス観測から構築された最初の2次元UVマップを提示します。バックグラウンドコマおよび以前のコリメートされたジェットの観測結果との比較は、核近傍のコマとプラズマに起こりうる変化を説明するために使用されます。マッピング方法を検証し、アリスの観察をコンテキストに配置するために、MIROおよびVIRTIS-H機器から得られた画像との比較が行われます。私たちが提示するスペクトルとマップは、解離性電子衝撃放出の増加と、放射能の\ce{O2}/\ce{H2O}比が$\sim$0.3であることを示しています。これらの特徴は、アリスのデータで見られる彗星のバーストで以前に特定されました。さらに、活動の増加に続くUVマップは、核近傍のコマが経験する空間範囲と発光の変化を示しており、同じ空間分解能を欠く彗星の将来のUV観測を知らせています。
究極の惑星詐欺師を暴く。進化した 2 つの星を持つ階層的な三重の食の褐色dwar星
| Title |
Uncovering_the_ultimate_planet_impostor._An_eclipsing_brown_dwarf_in_a_hierarchical_triple_with_two_evolved_stars |
| Authors |
J._Lillo-Box,_\'A._Ribas,_B._Montesinos,_N._C._Santos,_T._Campante,_M._Cunha,_D._Barrado,_E._Villaver,_S._Sousa,_H._Bouy,_A._Aller,_E._Corsaro,_T._Li,_J._M._J._Ong,_I._Rebollido,_J._Audenaert,_F._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05011 |
宇宙ベースの測光時系列による系外惑星の検索は、過去数年間で非常に効率的であることが示されています。ただし、検出された惑星候補に関する追跡調査の取り組みは、通過するオブジェクトの真の性質を明らかにするために重要であることが実証されています。この論文では、惑星の信号として隠されているそれらの誤検知の1つの詳細な分析を示します。この場合、候補KOI-3886.01は、さまざまな技術から惑星の性質の明確な証拠を示しました。確かに、偽の惑星の特性は、星が主系列から離れるにつれて、惑星の進化の研究にとって最も興味深く有望なものの中にそれを設定しました.このシステムの真の性質を明らかにするために、高空間分解能イメージング、高精度測光時系列(日食、位相曲線の変化、および星震学信号を表示)、高解像度分光法、および誘導された視線速度を含む一連の観測技術を紹介します。、この惑星候補の正体を明らかにする。KOI-3886.01は、興味深い偽陽性のケースであることがわかりました。$\sim$K2III巨星(KOI-3886A)によって構成される階層的な三重のシステムであり、準巨星$\sim$によって形成された近接する食変光星を伴っています。G4IVスター(KOI-3886B)と褐色星(KOI-3886C)。特に、KOI-3886Cは、これまでに知られている中で最も照射された褐色d星の1つであり、この亜恒星天体で最大の半径を示しています。それはまた、進化した星の周りで知られている最初の月食する褐色d星です。この論文では、ケプラーやTESSのような大画素光度計を使用したトランジット技術によって検出された太陽系外惑星、および将来のPLATOへの追跡観測の完全なセットの関連性を強調しています。特に、マルチカラーの高空間解像度イメージングは、このシステムで惑星シナリオを除外するための最初のヒントでした。
チャンドラを使った珍しい木星の磁気圏横断中の土星のX線の検索
| Title |
Searching_for_Saturn's_X-rays_during_a_rare_Jupiter_Magnetotail_Crossing_using_Chandra |
| Authors |
D._M._Weigt,_W._R._Dunn,_C._M._Jackman,_R._Kraft,_G._Branduardi-Raymont,_J._D._Nichols,_A._D._Wibisono,_M._F._Vogt,_G._R._Gladstone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05045 |
19年ごとに、土星は木星の「羽ばたき」磁気圏尾部を通過します。ここでは、この珍しい惑星配列と一致するように計画された土星のチャンドラX線観測を報告し、このユニークなパラメータ空間に移行するときの土星の磁気圏応答を分析します。オーロラやディスクの放出を見つけることを目的として、2020年11月19日、21日、23日に撮影された、チャンドラに搭載された高解像度カメラ(HRC-I)からの3つのディレクターの裁量時間(DDT)の観測を分析します。地球静止運用環境衛星(GOES)とハッブル宇宙望遠鏡(HST)による土星の紫外線(UV)オーロラ放出の観測から得られた同時軟X線太陽フラックスデータを見て、クローニアンシステムの状態を推測します。この間の土星-太陽-地球の角度が大きいということは、太陽の地球に面する側からのフレアのほとんどが土星に影響を与えなかったことを意味します。私たちの観測では、土星の円盤やオーロラからの放射の顕著な検出は見つかりませんでした。この間の土星の3$\sigma$上部バンドエネルギーフラックスを計算すると、0.9-3.04$\times$10$^{14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$これは、以前にモデル化されたディスク放射のスペクトルから見つかったフラックスと一致します。最後に、この検出不能の意味と、次のX線望遠鏡群(アテナやリンクスミッションコンセプトなど)が、改善された空間およびスペクトル解像度と非常に強化された感度で土星を観測し続けることがいかに不可欠であるかを議論して結論を出します。土星の明らかにとらえどころのないX線オーロラの背後にある謎をついに解決するのに役立ちます.
若いクエーサーの検出と特徴付け II: $z\sim 6$ での 4 つのクエーサーの寿命 $<10^4$ 年
| Title |
Detecting_and_Characterizing_Young_Quasars_II:_Four_Quasars_at_$z\sim_6$_with_Lifetimes_$<10^4$_years |
| Authors |
Anna-Christina_Eilers,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04586 |
高赤方偏移クエーサーの近接ゾーンの範囲は、クエーサー活動のタイムスケールの制約を可能にします。これは、クエーサーの放出を駆動する超大質量ブラックホール(SMBH)の成長を理解するための基本です。この研究では、$5.8<z<6.5$で10個のクエーサーの紫外線(UV)発光寿命の正確な推定値を取得します。これらのオブジェクトは、近接ゾーンサイズの予備測定に基づいて寿命が短くなるように事前に選択され、その後、測定の精度を高め、それらを確実に決定するために必要なサブmm、光学、および赤外線の高品質のフォローアップの対象とされました。生涯。これらの近接ゾーンのサイズを、さまざまな寿命での放射伝達シミュレーションから生成された模擬クエーサースペクトルと比較することにより、サンプル内の4つのオブジェクトの非常に短い寿命$t_{\rmQ}<10^4$yrを推定します。クエーサーは、$t_{\rmQ}\gtrsim10^5$yrのより長い寿命と一致しています。近接ゾーンが小さいこれらの若い天体は、クエーサー全体の$\lesssim10\%$を表しています。クエーサー集団の平均寿命が$t_{\rmQ}\sim10^6$yrであることを示す、クエーサー活動のタイムスケールに関する他の研究と結果を詳細に比較します。これは、約$\sim1-10\%$の時間で新しくオンになったクエーサーを見つけることと一致しています。これらの若いクエーサーは、SMBHのトリガーとフィードバックのメカニズムを研究するユニークな機会を表しています。なぜなら、それらのUV発光クエーサー段階の開始はごく最近であり、したがって、このプロセスの痕跡がまだ観察できる可能性があるからです。
超大質量ブラックホールの活動によって変調された非等方性伴銀河のクエンチ
| Title |
Anisotropic_satellite_galaxy_quenching_modulated_by_supermassive_black_hole_activity |
| Authors |
Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Martina_Donnari,_Lars_Hernquist_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04587 |
伴銀河の進化は、中心銀河を取り囲む銀河系媒体との絶え間ない相互作用によって形作られ、中心銀河は中心の超大質量ブラックホールから放出されるガスとエネルギーの影響を受ける可能性があります。ただし、ブラックホールと銀河とのこの結合の性質については非常に議論されており、観測証拠は依然として不足しています。ここでは、太陽質量が10$^{12}$から$10^{14}$の間の質量を持つ29,631個のダークマターハローの潜在的な井戸にある124,163個の伴銀河に関するアーカイブデータの分析を報告します。静止衛星は、中央の銀河の短軸に沿って比較的頻度が低いことがわかりました。ブラックホールの活動は質量とエネルギーをホスト銀河の短軸の方向に優先的に放出すると予想されるため、この観測は直感に反するように見えるかもしれません。ただし、観測された信号は、活動銀河の核を動力源とする流出が銀河周辺媒体を一掃し、ラム圧を低下させて星形成を維持するため、大規模なハローにおけるブラックホールのフィードバックの放出的性質から正確に生じることを示しています。この解釈は、宇宙論数値シミュレーションのIllustrisTNGスイートによってサポートされており、ブラックホールフィードバックのサブグリッド実装が効果的に等方性であるにもかかわらず、同様の変調が観察されます。私たちの結果は、数桁異なる空間スケールでの銀河進化の制御におけるブラックホールの役割について、説得力のある観測的証拠を提供します。
宇宙線によって引き起こされる星間氷の脱着の改訂された説明
| Title |
A_Revised_Description_of_the_Cosmic_Ray-Induced_Desorption_of_Interstellar_Ices |
| Authors |
O._Sipil\"a,_K._Silsbee,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04593 |
冷たい高密度雲の気相で効率的に合成されない分子の観測を説明するには、星間粒子上の氷の非熱的脱着が必要です。おそらく最も重要な非熱的脱離メカニズムは、宇宙線(CR)によって引き起こされるもので、粒子を通過するときに一時的に高温に加熱されます。粒子は(部分的な)蒸発によって元の平衡温度に戻ります。氷の。現在の宇宙線誘起脱着(CRD)モデルは、氷が一般的なCOのような揮発性分子の均質な層で構成されていると想定しており、固定された粒子の冷却時間につながります。この作業では、脱着効率が氷の含有量に動的に依存するCRDの修正された説明を示します。修正された脱着スキームを、星なしコアと星前コア、およびコアを囲む分子雲に対応する物理条件の2相および3相化学モデルに適用します。スターレスコアとプレステラーコアの内部では、一般的に動的CRDを導入すると、二相化学モデルで気相存在量が減少し、三相化学モデルで気相存在量が増加することがわかりました。三相化学モデル。分子雲の状態では、5桁を超える氷の存在量の変動が見られます。動的CRDは、視覚的減衰が低い氷中の軽く結合した分子の形成を抑制します。さらに改良されたCRDモデルでは、たとえばCRエネルギーのスペクトルの採用によって導入された、粒子の一時的な加熱における追加の影響を考慮する必要があります。
星形成銀河の新世代ダスト放出テンプレート
星によって加熱された塵のIR放射は、銀河進化の研究に重要な情報を提供します。残念ながら、観測はMIRに限定されることが多く、テンプレートが必要になります。以前に公開されたテンプレートは、必ずしも通常の星形成銀河を代表するものではなく、明るい銀河の小さなサンプルに基づいていました。z=4までの1つまたは複数のフラックスに基づいて、TIR光度とSFRの推定を容易にする、機器固有の関係とソフトウェアツールを含む新しいダストテンプレートを構築します。初めて、テンプレートにはTIRの光度とsSFRの両方への依存が含まれ、それによってそれらの信頼性と有用性が向上します。また、0<z<2でのJWSTF2100Wの観測からTIRの光度とSFRを計算するための式も提供します。私たちのテンプレートは、より高い赤方偏移で典型的なsSFRを含む、広範囲の星の質量とsSFRにまたがる2584の通常の星形成銀河に基づいています。IRスペクトルと特性は、CIGALEとDraine&Li(2007)ダストモデルを使用して取得されます。GALEX-SDSS-WISELegacyカタログの測光には、FUVから500ミクロンまでの2MASSおよびH-ATLASが追加されています。ダストスペクトルの形状は、TIRの光度によって異なりますが、sSFRとは独立して異なります。12～17ミクロンおよび55～130ミクロンのレストフレーム上の単一バンドで、ダストの光度の驚くほど正確な推定が可能です。ローカルLIRGsを含む多様な人口のシングルバンド推定値を検証し、重大な系統誤差は見つかりませんでした。2つ以上のバンドを同時に使用すると、星形成d-d星であっても、TIRの光度を偏りなく見積もることができます。単色のIR光度、スペクトル形状、物理的特性の間の相互作用に関する新鮮な洞察を得て、塵の光度とSFRの新しいテンプレートと推定器を構築します。テンプレートを生成し、z=4までの1～4バンドに基づいてこれらの量を推定するためのソフトウェアを提供しています。
H_2分子ガス吸収選択システムはCO分子ガスに富む銀河の過密度をトレースする
| Title |
H_2_molecular_gas_absorption-selected_systems_trace_CO_molecular_gas-rich_galaxy_overdensities |
| Authors |
Anne_Klitsch_(1),_Celine_Peroux_(2,3),_Martin_A._Zwaan_(2),_Annalisa_De_Cia_(4),_Cedric_Ledoux_(2),_Sebastian_Lopez_(5)_((1)_Dark,_Copenhagen_(2)_ESO_(3)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_France,_(4)_University_of_Geneva,_Switzerland,_(5)_Universidad_de_Chile,_Santiago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04599 |
吸収選択銀河は、高赤方偏移で低質量銀河を研究する効果的な方法を提供します。しかし、その下にある銀河集団の物理的性質は依然として不確かです。特に、多相銀河系媒体は、銀河の進化モデルにとって不可欠な、銀河へのガスの流れと銀河からのガスの流れに関する重要な情報を保持していると考えられています。ここでは、H_2を含む吸収体のホスト銀河におけるCO分子ガスのALMA観測を紹介します。6つの吸収体のサンプルでは、5つの吸収体領域で分子ガスが豊富な銀河を検出しましたが、以前の研究で最高の検出率が報告された高金属性(太陽の50%を超える)システムをターゲットにしませんでした。驚くべきことに、吸収体の大部分は単一のハローではなく複数の銀河に関連していることがわかりました。大きな衝突パラメータと合わせて、これらの結果は、吸収で見られるH_2含有ガスが拡張ディスクの一部ではなく、銀河周辺およびグループ内媒体の高密度ガスポケットに存在することを示唆している。
宇宙紫外線バリオン調査 (CUBS) -- III。 $z<1$ における Lyman 限界系の物性と元素存在量
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_--_III._Physical_properties_and_elemental_abundances_of_Lyman_limit_systems_at_$z<1$ |
| Authors |
Fakhri_S._Zahedy,_Hsiao-Wen_Chen,_Thomas_M._Cooper,_Erin_T._Boettcher,_Sean_D._Johnson,_Gwen_C._Rudie,_Mandy_C._Chen,_Sebastiano_Cantalupo,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jenny_E._Greene,_Sebastian_Lopez,_John_S._Mulchaey,_Steven_V._Penton,_Patrick_Petitjean,_Mary_E._Putman,_Marc_Rafelski,_Michael_Rauch,_Joop_Schaye,_Robert_A._Simcoe,_and_Gregory_L._Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04608 |
(要約)宇宙紫外線バリオン調査(CUBS)内で発見された$z=0.36-0.6$の4つの光学的に厚いライマン限界系(LLS)における物理的条件と元素存在量の体系的な調査を提示します。CUBSLLSは、多成分の運動構造と多相ガスの複雑な混合を示し、複数のイオン化状態からの関連する金属遷移が視線速度で数百km/sに及ぶ。具体的には、4つのアブソーバーすべての高いカラム密度成分(logN(HI)>16)は、$\langleT\rangleT\rangle=(2\pm1)\times10^4\,$Kと適度な非熱的広がりを持つ動的冷却ガスを構成します$5\pm3\,$km/s。QSO吸収スペクトルの高品質により、HIおよび金属遷移の分解された成分構造を考慮に入れた詳細なイオン化モデリングを使用して、ガスの物理的状態を推測することができます。推定されるガス密度の範囲は、これらの吸収体が空間的にコンパクトな雲で構成されており、視線の厚さの中央値が$160^{+140}_{-50}$pcであることを示しています。低密度で高度にイオン化された相の堅牢な金属性制約を取得する一方で、N(HI)が不確かなため依然として困難ですが、LLSの低温相ガスの金属量の中央値は$\mathrm{[\alpha/H]であることを示しています。_{1/2}}=-0.7^{+0.1}_{-0.2}$、$\mathrm{[\alpha/H]}=(-1.3,-0.1)$の16-84パーセンタイル範囲.さらに、さまざまな推定元素存在比($\mathrm{[C/\alpha]}$、$\mathrm{[N/\alpha]}$、および$\mathrm{[Fe/\alpha]}$)化学濃縮の歴史の多様性を示しています。これらの吸収体の銀河環境を特徴付ける深部銀河調査データと吸収データを組み合わせて、銀河の星形成領域と、$z<1$の銀河周囲媒質における光学的に厚い吸収システムに関連する拡散ガスとの物理的な関係について議論します。
水氷中の芳香族分子の可視光光イオン化: 少ないエネルギーで宇宙全体の有機化学
多環芳香族炭化水素(PAH)などの気相有機分子のイオン化には、200nm(~6-9eV)よりも短い波長の真空紫外光子が必要です。ここで、可視光子(太陽光を介してアクセス可能)が極低温水氷に閉じ込められたPAHの光イオン化を引き起こし、気相よりも4.4eV少ないイオン化エネルギーを占めることを初めて示します。この発見は、水と有機物が共存する多くの環境での低エネルギーのイオン化を含む新しい反応経路を切り開きます。これには、星間物質、分子雲、原始惑星系円盤、惑星の表面と大気(地球を含む)が含まれます。
金属が銀河円盤に出入りする方法: 数値シミュレーションにおける流体力学スキームへの依存
| Title |
How_Metals_Are_Transported_In_And_Out_Of_A_Galactic_Disk:_Dependence_On_The_Hydrodynamic_Schemes_In_Numerical_Simulations |
| Authors |
Eun-jin_Shin,_Ji-hoon_Kim_and_Boon_Kiat_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04640 |
金属性は、銀河のバリオン物理学を理解するための基本的な探査機です。金属は放射冷却、星形成、フィードバックと複雑に関連しているため、観測された金属分布を数値実験で再現することは、銀河バリオン物理学の理解を調べるための優れた方法となります。この研究では、銀河の金属分布の数値スキームへの依存性を分析し、現代の銀河シミュレーションコード(メッシュベースのコードEnzoと粒子ベースのコードGadget-2およびGizmo-PSPH)間の金属混合の違いを定量化します。)。特に、メッシュベースと粒子ベースのシミュレーション間の金属輸送のよく知られた不一致を緩和する方法として、さまざまな星のフィードバック強度と粒子ベースのコードでの明示的な金属拡散スキームを調べます。ガスハロー内の金属分布を適切に調査するには、ガスハロー内に十分な数のガス粒子が必要であることを示しています。明示的な金属拡散スキームを含めても、銀河円盤内の金属分布には大きな影響はありませんが、ホットディフューズハロー内の金属度の低いガスの量は変化します。また、金属の空間分布は、星のフィードバックがどのようにモデル化されるかに大きく依存することもわかりました。メッシュベースのシミュレーションと粒子ベースのシミュレーションとの間で以前に報告された金属の不一致は、提案された処方箋で軽減できることを示し、これらのシミュレーションを銀河のハローと銀河系媒体の金属の研究に確実に利用できるようにします。
馬頭星雲におけるプレバイオティック分子の形成の可能な経路
| Title |
Possible_routes_for_the_Formation_of_Prebiotic_Molecules_in_the_Horsehead_Nebula |
| Authors |
Luciene_da_Silva_Coelho,_Am\^ancio_C\'esar_dos_Santos_Fria\c{c}a_and_Edgar_Mendoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04666 |
この記事では、宇宙の有機成分の記録に役立つ星間分子に関する研究結果を紹介し、地球や宇宙の他の環境におけるプレバイオティクスの状態を垣間見ることができます。私たちは、宇宙生物学的に関連する窒素含有環状分子(N-ヘテロサイクル)の生産チャネルを調査しました。g.ピロールとピリジン。現在のシミュレーションは、N-複素環のいくつかの可能な生産経路の調査が、これらの種の有意な存在量をどのようにもたらしたかを示しています。N-複素環の生成のための特に効率的なチャネルの1つのクラスは、多環芳香族炭化水素(PAH)を触媒として組み込んでいます。これにより、さまざまな生成経路を探索することで、天体物理学的観測の対象となる種がさらに増えるはずです。
狭線型セイファート銀河 Mrk 1044 における多相超高速風の検出
| Title |
Detection_of_a_Multi-Phase_Ultra-Fast_Wind_in_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_Mrk_1044 |
| Authors |
Y._Krongold,_A.L._Longinotti,_M._Santos-Lleo,_S._Mathur,_B._M._Peterson,_F._Nicastro,_A._Gupta,_P._Rodriguez-Pascual_and_M._Elias-Chavez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04725 |
狭線セイファート1銀河Mrk1044のXMMニュートンX線スペクトルの詳細な分析を提示します。グレーティングスペクトルの4つの別々のコンポーネントによって追跡される、多相、超高速流出の確固たる証拠を見つけます。1成分はカラム密度が高くイオン化状態で、0.15cで流出しています。他の3つの風のコンポーネントは、温度が低く、柱密度が低く、流出速度は0.08cです。この風の構造は、IRAS17020+4544に見られるものと著しく類似しており、層状の風が超高速流出の一般的な特徴である可能性があることを示唆しています。このような構造は、核風が周囲の媒体に衝撃を与えたときに形成される流体の不安定性によって生成される可能性があります。エネルギー駆動の風のシナリオでは、Mrk1044の風は、ホスト銀河に重要なフィードバックを生成するのに十分なエネルギーを運ぶ可能性があることを示しています。さらに、エディントン比が高いもう1つのNLS1銀河における高速風の存在の意味についても議論します。
古い散開星団 King 11 の Gaia ベースの測光および運動学的分析
| Title |
A_Gaia_based_photometric_and_kinematic_analysis_of_the_old_open_cluster_King_11 |
| Authors |
Devesh_P._Sariya,_Ing-Guey_Jiang,_D._Bisht,_M._D._Sizova,_N._V._Chupina,_S.V._Vereshchagin,_R._K._S._Yadav,_G._Rangwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04783 |
このペーパーでは、GaiaのEarlyDataRelease3(EDR3)データを使用した老齢の散開星団King11の調査について説明します。メンバーシップ確率($P_{\mu}$)$>90\%$の星を考慮して、クラスターの限界半径内で最も可能性の高いクラスターメンバーを676個特定しました。キング11の平均固有運動(PM)は次のように決定されます:$\mu_{x}=-3.391\pm0.006$および$\mu_{y}=-0.660\pm0.004$masyr$^{-1}$.キング11の青色はぐれ星(BSS)は、中央に集中した放射状の分布を示しています。限界半径、年齢、および距離の値は、それぞれ18.51分角、3.63$\pm$0.42Gyr、3.33\pm0.15$kpcと決定されます。クラスターの頂点座標($A=267.84^{\circ}\pm1.01^{\circ}$,$D=-27.48^{\circ}\pm1.03^{\circ}$)は、頂点図を使用して決定されます。(AD)メソッドと($\mu_U$,$\mu_T$)ダイアグラムを使用して検証します。また、銀河内でクラスターがたどる軌道を取得し、円盤内の仮の誕生場所を推定しました。キング11の結果として得られる空間速度は60.2$\pm$2.16kms$^{-1}$です。0.556$\pm$0.022~kpcまでの$Z$座標に沿った大きな振動が決定されます。
3C 84 のジェット頂点の特定
ジェットを含む近くの電波銀河はVLBIで広範に研究されており、ジェットの発射と巨大なブラックホールの周りでの物理的メカニズムに取り組んでいます。3C84は、その近接性と大きなSMBH質量の組み合わせにより、ジェット基部の複雑な構造を解決するための高い空間分解能を提供するため、この点でユニークです。3C84の場合、角度スケール50${\mu}$asは、200-250シュヴァルツシルト半径($R_s$)に対応します。22GHzでの最近のRadioAstronVLBIイメージングでは、VLBIジェットの北端に東西に細長い特徴があることが明らかになりましたが、これは解釈に課題があります。ここでは、代わりにジェットの頂点が22GHzVLBIコア領域内ではなく、ジェットのより上流に位置することを提案します。3C84のVLBIコアの不透明度シフトを測定する、15、43、および86GHzで準同時に取得されたVLBI画像の2D相互相関分析に基づいて議論を行います。コアシフトのk_r$)を1に設定すると、ジェットの頂点は86GHzVLBIコアの北(上流)として$83\pm7$${\mu}$に位置することがわかります。$k_r$と粒子数密度のべき乗則指数nの仮定に応じて、中央エンジンから約400～1500$R_s$オフセットされた領域と一致する、トロイダル/ポロイダル混合磁場構成が見つかります。測定されたコアシフトは、磁場強度を推定するために使用されます。磁場強度は、86GHzVLBIコアの近くでB=1.80-4.0Gになります。これらの調査結果の物理的な意味について説明します。
EAGLE および C-EAGLE シミュレーションを使用して、バリオンをダークマター ハローにマッピングする機械学習アプローチ
| Title |
A_machine_learning_approach_to_mapping_baryons_onto_dark_matter_halos_using_the_EAGLE_and_C-EAGLE_simulations |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_Stephen_M._Wilkins,_Peter_A._Thomas,_Matthieu_Schaller,_Carlton_M._Baugh,_Giulio_Fabbian,_Yannick_Bah\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04980 |
高解像度の宇宙流体力学シミュレーションは、現在、計算コストがかかるため、比較的小さなボリュームに制限されています。ただし、まれな過密環境を調査し、大規模構造のクラスタリング統計を測定するには、はるかに大きなボリュームが必要です。通常、個々の領域のズームシミュレーションはまれな環境の研究に使用され、半分析モデルと暗黒物質のみに適用されるハロー占有モデル(DMO)シミュレーションは大容量領域の宇宙の研究に使用されます。機械学習フレームワークを使用して、周期的なEAGLEシミュレーションでハローと銀河の関係を調査し、銀河団のC-EAGLEシミュレーションをズームする、新しいアプローチを提案します。ツリーベースの機械学習方法をトレーニングして、ホストのダークマターハローの特性に基づいて銀河のバリオン特性を予測します。訓練されたモデルは、完全な流体力学シミュレーションの計算コストのごくわずかな部分で、多くの主要な分布関数をうまく再現します。周期的なシミュレーションと過密な環境のズームの両方でトレーニングすることにより、さまざまな環境における銀河進化のバイアスを学びます。これにより、定期的なシミュレーションでのみトレーニングした場合よりも大きなDMOボリュームにトレーニング済みモデルを適用できます。$(800\;\mathrm{Mpc})^3$P-Millenniumシミュレーションを使用してこのアプリケーションを示し、この大量のEAGLEモデルからの主要なバリオン分布関数とクラスタリング統計の予測を示します。
銀河形成の宇宙シミュレーションにおける星形成モデル
| Title |
A_model_for_star_formation_in_cosmological_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Ezequiel_Lozano,_Cecilia_Scannapieco,_Sebastian_E._Nuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05054 |
銀河の星形成プロセスを説明する新しいモデルを提示します。これには、分子、原子、イオン化されたさまざまな気相の説明と、その金属含有量が含まれます。このモデルは、銀河形成の宇宙論的シミュレーションと組み合わされ、星形成率(SFR)と分子水素の形成との関係を調査するために使用されます。このモデルは、ガス雲内の分子、原子、イオン化相の時間発展を追跡し、5つの連成微分方程式を解くことにより、形成された星の質量の量を推定します。予想通り、分子割合と初期ガス密度との間に正の強い相関が見られ、これは初期ガス密度と雲のSFRとの間に正の相関があることを示しています。
Fourcade-Figueroa 銀河: 明らかに分断された超薄型のエッジオン銀河
| Title |
The_Fourcade-Figueroa_galaxy:_a_clearly_disrupted_superthin_edge-on_galaxy |
| Authors |
J._Saponara,_P._Kamphuis,_B._S._Koribalski,_and_P._Benaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05133 |
dlard小銀河および低表面輝度(LSB)銀河における恒星およびHIガスの運動学の研究は、暗黒物質の分布に関する制約を導き出すために不可欠です。さらに、LSBの進化において明らかにすべき重要な要素は、LSBの一部が超薄型として分類できる理由です。私たちは、原始的な超薄銀河フォーケイド・フィゲロア(FF)の性質を調査し、その超薄形を形成する上で暗黒物質のハローが果たす役割を理解し、観測された銀河の接近側で観測された混乱を説明するメカニズムを調査することを目的としています。銀河。巨大メトレウェーブ電波望遠鏡で得られた新しいHI21cm観測とオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイからのアーカイブデータを組み合わせることで、FF銀河の高感度のHI観測を取得することができました。これらのデータは、中性水素の回転曲線と表面輝度密度を導出するために、3D傾斜リングモデルでモデル化されました。その後、このモデルを文献からの星のプロファイルと組み合わせて使用し、FF銀河における暗黒物質の動径分布を導き出しました。FF銀河の場合、ナバロ-フレンク-ホワイトの暗黒物質の分布は、観測された回転曲線に最もよく適合します。ただし、擬似等温ハローとの違いは小さいです。どちらのモデルも、ダークマターハローのコアがコンパクトであることを示しています。FF銀河は超薄型に分類されますが、銀河中心付近のガスの厚さは、星円盤の端と一致するガスの急激なフレアを示します。文献で以前に示唆されたように、コンパクトな暗黒物質のハローは、FFの星円盤の超薄型構造の主な原因である可能性があります。この考えは、前述の混乱の検出によって強化されます。銀河が乱れているという事実も、その超薄型構造を引き起こしているのは孤立ではないという考えを支持しているようです。
内部減衰と塵の放出と渦巻銀河のサイズの関係。低 z でのキャリブレーションと、高 z での宇宙論的テストとしての使用方法
| Title |
Relation_of_internal_attenuation,_dust_emission,_and_the_size_of_spiral_galaxies._Calibration_at_low-z_and_how_to_use_it_as_a_cosmological_test_at_high-z |
| Authors |
M._Lopez_Corredoira,_C._M._Gutierrez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05207 |
渦巻銀河の塵は、遠赤外線(FIR)で放出し、可視波長で内部吸収します。ただし、光吸収は飽和する可能性があるため、2つの量の関係は自明ではありませんが、FIR発光は飽和しません。さらに、塵の体積濃度は、銀河のサイズに依存する吸収と放出の関係で役割を果たします。これらの3つの量の関係を調べます。幾何学的な問題を理解するために、ダスト分布のモデルを開発しました。また、分光学的SDSSおよびFIRAKARIサーベイを使用して、z<0.2の渦巻銀河の実際のデータと3つの変数の関係を調査しました。内部吸収は、2つの異なる方法で導出されました:輝線H$_\alpha$とH$_\beta$の比率、および絶対的な大きさと濃度指数の関数としての色の変化に基づいて以前にキャリブレーションされた関係。低zサンプルでは、平均内部減衰の銀河サイズへの依存性は平均して無視できるほど小さいことがわかりました。これにより、銀河のFIRフラックスのみがわかっている場合でも、銀河の内部減衰$A_V$を導き出すことができます。この減衰は、銀河$i$の傾きにほぼ依存します$\overline{A_V}=\gamma_V\log_{10}\left(\frac{1}{\cosi}\right)$,ここで$\gamma_V$は定数です。$\gamma_V$の最大値は$1.45\pm0.27$等級であることがわかりました。同様のダストの性質が想定される場合、一般的な表現は任意の$z$で使用できます。非飽和の場合、これは宇宙論的テストとして使用される可能性があります。FIRまたはmmサーベイの現在の感度では、標準モデル内のz>2でこの宇宙論的テストを実行することはできませんが、将来的には使用される可能性があります。はるかに低いzまたは異なる宇宙モデルについては、現時点でテストが実行できる可能性があります。
SN 2012Z の始祖システムは消えませんでした: ハッブル宇宙望遠鏡の観測を 10 年離れて比較する
| Title |
The_Progenitor_System_of_SN_2012Z_Did_Not_Disappear:_Comparing_Hubble_Space_Telescope_Observations_a_Decade_Apart |
| Authors |
Curtis_McCully,_Saurabh_W._Jha,_Richard_A._Scalzo,_D._Andrew_Howell,_Ryan_J._Foley,_Yaotian_Zeng,_Zheng-Wei_Liu,_Griffin_Hosseinzadeh,_Lars_Bildsten,_Adam_G._Riess,_Robert_P._Kirshner,_G._H._Marion,_Yssavo_Camacho-Neves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04602 |
Iax型超新星は、最大クラスの特異な白色ddd星超新星です。NGC1309のIaxSN2012Z型は、爆発前の観測で始原系が検出された唯一の白色ddd星超新星です。SN2012Zの前に撮影された深層ハッブル宇宙望遠鏡の画像は、爆発する白色dd星のヘリウム星の仲間(ドナー)と解釈した明るい青色の光源を示しています。ここでは、このモデルをテストするために爆発から1400日後に取得された深夜のHST観測を示します。SN光度曲線は、大きさ単位の指数関数的減衰モデルによって経験的に適合できることがわかりました。適合した漸近的な明るさは、最新の測定値の10%以内であり、爆発前のソースの明るさの約2倍です。光度曲線の低下は、$^{56}$Coまたは$^{57}$Coの減衰によって駆動するには遅すぎます。星周物質との相互作用が役割を果たす可能性があり、伴星の加熱にショックを与える可能性があります。コンパニオンスターモデルは、観測された光束を過小評価しており、これらのエポックでUV光束のほとんどを生成します。白色activewar星の一部が崩壊した後に残された放射能で加熱された結合残骸は、過剰な後期光束を生成する可能性がありますが、SN2012Zの初期と後期の両方の光度曲線を説明できるモデルはありませんでした。私たちの分析は、総噴出物+残骸の質量がIax型超新星の範囲のチャンドラセカールの質量と一致していることを示唆しています。
GRB 170817A 相対論的電子陽電子対風の軸外観測による残光
急速に回転し、強く磁化された中性子星(NS)からの相対論的な電子-陽電子($e^{+}e^{-}$)対の風は、ガンマ線バースト(GRB)の外部衝撃と相互作用し、残光放出を再形成します。署名。GW170817の合体の残骸が長寿命のNSであると仮定すると、軸を外して見た単純なトップハットジェットを持つ相対論的な$e^{+}e^{-}$ペア風モデルが多波長を再現できることを示します。GRB170817Aの残光光度と超光速運動。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を採用して、ジェットの半開き角度$\theta_{j}\約0.11$radと視野角$\theta_{v}を与える最適なパラメーターを取得します。\約0.23$ラジアン。$\theta_{v}$の最適な値は、重力波と電磁観測に基づいて選択された事前確率の下限に近いです。さらに、初期ローレンツ因子$\Gamma_{0}\approx47$と等方性運動エネルギー$E_{\rmK,iso}\約2\times10^{52}\rm\erg$も導出します。GRB170817Aの補正された軸上の値と短いGRBで観測された典型的な値との間の一貫性は、このモデルがGRB170817Aの即時放出も再現できることを示しています。磁場強度$B_{p}\about1.6\times10^{13}\rm\G$のNSがフィッティングで得られ、比較的低い熱化効率$\eta\lesssim10^{-3}$は、キロノバの観測制約を満たすために必要です。さらに、私たちのモデルは、X線の光度曲線の後期の浅い減衰を再現することができ、X線と電波束が今後数年間で減少し続けると予測しています。
Parkes Ultra-Wideband Low レシーバーを使用した SGR 1935+2154 からの無線脈動の検索
| Title |
Searching_for_radio_pulsation_from_SGR_1935+2154_with_the_Parkes_Ultra-Wideband_Low_receiver |
| Authors |
Zhenfan_Tang,_Songbo_Zhang,_Shi_Dai,_Ye_Li,_Xuefeng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04821 |
マグネターは、最初の発見直後にFRBの起源であると提案されてきました。SGR1935+2154からの最初の銀河FRB20200428の検出は、この仮説をより説得力のあるものにした。2020年10月に、このソースは再び非常に活発な状態になるはずでした。次に、704$-4032MHzの周波数範囲をカバーするParkes64\,m電波望遠鏡の新しい超広帯域低(UWL)受信機を使用して、SGR1935+2154の1.6時間の追跡観測を実施しました。ただし、単一パルスまたは周期性検索のいずれでも、説得力のある信号は検出されませんでした。3.3GHzの全帯域幅データセットを使用して、周期信号の磁束密度の制限$\rm3.6\,\muJy$を取得しました。これは、SGR1935+2154の最も厳しい制限です。単一パルスフルエンスの全帯域幅制限は35mJymsであり、これは、観測の2日前にFAST電波望遠鏡によって検出された最も明るい単一パルスを大幅に下回ります。私たちの観測中にSGR1935+2154がアクティブであると仮定すると、その無線バーストは本質的に狭帯域であるか、急勾配のスペクトルを示すことが示唆されます。
薄層近似におけるエネルギー保存: V. 超新星残骸の表面輝度
超新星残骸(SNR)の2つの新しい運動方程式が、薄層近似のエネルギー保存の枠組みで導出されます。1つは周囲の密度の逆二乗則に基づいており、2番目は掃引質量の非立方体依存性に基づいています。観測されたラジオフラックスが運動エネルギーのフラックスとしてスケーリングするという仮定の下で、SNRの表面輝度の時間的進化について2つのスケーリング則が導出されます。天体物理学のアプリケーションは、表面の明るさの2つの銀河サンプルと銀河外の1つをカバーしています。
LIGO と乙女座の 3 回目の観測実行中の重力波イベントの J-GEM 光学および近赤外線フォローアップ
| Title |
J-GEM_optical_and_near-infrared_follow-up_of_gravitational_wave_events_during_LIGO's_and_Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
Mahito_Sasada,_Yousuke_Utsumi,_Ryosuke_Itoh,_Nozomu_Tominaga,_Masaomi_Tanaka,_Tomoki_Morokuma,_Kenshi_Yanagisawa,_Koji_S._Kawabata,_Takayuki_Ohgami,_Michitoshi_Yoshida,_Fumio_Abe,_Ryo_Adachi,_Hiroshi_Akitaya,_Yang_Chong,_Kazuki_Daikuhara,_Ryo_Hamasaki,_Satoshi_Honda,_Ryohei_Hosokawa,_Kota_Iida,_Fumiya_Imazato,_Chihiro_Ishioka,_Takumi_Iwasaki,_Mingjie_Jian,_Yuhei_Kamei,_Takahiro_Kanai,_Hidehiro_Kaneda,_Ayane_Kaneko,_Noriyuki_Katoh,_Nobuyuki_Kawai,_Keiichiro_Kubota,_Yuma_Kubota,_Hideo_Mamiya,_Kazuya_Matsubayashi,_Kumiko_Morihana,_Katsuhiro_L._Murata,_Takahiro_Nagayama,_Noriatsu_Nakamura,_Tatsuya_Nakaoka,_Yuu_Niino,_Yuki_Nishinaka,_Masafumi_Niwano,_Daisaku_Nogami,_Yumiko_Oasa,_Miki_Oeda,_Futa_Ogawa,_Ryou_Ohsawa,_Kouji_Ohta,_Kohei_Oide,_Hiroki_Onozato,_Shigeyuki_Sako,_Tomoki_Saito,_Yuichiro_Sekiguchi,_Toshikazu_Shigeyama,_Takumi_Shigeyoshi,_Minori_Shikauchi,_Kazuki_Shiraishi,_Daisuke_Suzuki,_Kengo_Takagi,_Jun_Takahashi,_Takuya_Takarada,_Masaki_Takayama,_Himeka_Takeuchi,_Yasuki_Tamura,_Ryoya_Tanaka,_Sayaka_Toma,_Miyako_Tozuka,_Nagomi_Uchida,_Yoshinori_Uzawa,_Masayuki_Yamanaka,_Moeno_Yasuda,_Yoichi_Yatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04842 |
レーザー干渉計重力波天文台科学協力と乙女共同研究(LVC)は、3回目の観測実行(O3)中に56回の重力波(GW)通知を送信しました。重力波電磁気フォローアップ(J-GEM)に関する日本の共同研究は、電磁(EM)対応物を特定して観察するために、光学および近赤外線観測を実施しました。Webベースのシステムを構築し、相手方の候補となるホスト銀河の情報や観測状況を取得・共有できるようにした。LVCが提供する3次元GWローカリゼーションマップに基づいた重みで、GLADEカタログから候補となるホストギャラクシーを選択しました。銀河を対象とした広視野ブラインドサーベイ、リアルタイムデータ解析、観測された銀河の目視検査を実施しました。O3中に23GWのイベントに対して銀河を対象としたフォローアップを実行し、観測によってカバーされる最大確率は9.8%に達しました。そのうち、10GWのイベントは検出から0.5日以内に観測を開始することに成功しました。この結果は、私たちのフォローアップ観測が、最大$\sim$100~Mpcの距離にある連星中性子星の合体のEM放射モデルを$\leq$500~deg$^の確率領域で制約する可能性があることを示しています。2$。
広域光学探査から固有運動で孤立中性子星を探索
| Title |
Hunting_isolated_neutron_stars_with_proper_motions_from_wide-area_optical_surveys |
| Authors |
Daisuke_Toyouchi,_Kenta_Hotokezaka,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04846 |
生まれた場所から追い出された高速中性子星(HVNS)は、太陽の近くに出くわしたときに、その大きな固有運動と、おそらく大きな視差で識別される可能性があります。この論文では、スピンダウンと熱放射を考慮に入れたNS光度の進化をモデル化することにより、広域光学調査における孤立したHVNSのハンティングの実現可能性を研究します。今後の10年間のVROLSST観測を想定すると、私たちのモデル計算では、主に$10^4$--$10^5$年のパルサーと$10^5$--$10^6の熱放射NSsで構成される約10のHVNSが予測されます。$yrは検出可能です。現在および将来のX線調査で見逃される可能性がある有効温度$<5\times10^5$KのいくつかのNSも検出可能であることがわかりました。標準の中性子星冷却モデルに加えて、暗黒物質加熱モデルを考慮します。このような強い加熱が存在する場合、検出可能なHVNSは大幅に低温になることがわかります。つまり、$\lesssim5\times10^5$Kです。NSの冷却および加熱メカニズム。さらに、光学調査でHVNSサンプルを提供することは、NSの固有のキック速度分布を理解するのに役立つことをお勧めします。
電子からジャンスキーへ: 3D 相対論的セル内粒子ジェット シミュレーションにおけるフル ストローク偏極放射伝達
| Title |
From_electrons_to_Janskys:_Full_stokes_polarized_radiative_transfer_in_3D_relativistic_particle-in-cell_jet_simulations |
| Authors |
N._R._MacDonald_and_K.-I._Nishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04915 |
相対論的銀河系外ジェットの根底にあるプラズマ組成は、ほとんど知られていない。相対論的磁気流体力学(RMHD)モデルは、これらの流出の観察された巨視的特徴の多くを再現することができます。ただし、非常に長い基線干渉(VLBI)アレイによって検出される非熱放射光は、ジェット内で発生する運動スケール物理学の副産物であり、ほとんどのRMHDコードでは直接モデル化されていない物理学です。この論文では、小規模な3D相対論的セル内粒子(PIC)シミュレーションを使用して、相対論的ジェット内の異なるプラズマ組成間の放射の違いを識別しようとしています。2つのPICジェットシミュレーションの完全なストークスイメージングを生成します。1つは、ジェットが電子陽子($e^{-}$-$p^{+}$)プラズマ(つまり、通常のプラズマジェット)で構成されています。もう1つは、ジェットが電子陽電子($e^{-}$-$e^{+}$)プラズマ(つまり、ペアプラズマジェット)で構成されているものです。これら2つのジェットシミュレーションから生じる直線偏光(LP)と円偏光(CP)のモルフォロジーと強度の違いを調べました。$e^{-}$-$p^{+}$プラズマジェットから発生するCPの部分レベルは、$e^{-}$-$e^から発生するレベルよりも桁違いに大きいことがわかりました。{+}$同じ速度と磁場強度のプラズマジェット。さらに、直線偏光と円偏光の両方の放射光の形態が、2つのジェット組成間で異なることがわかりました。また、低速光補間の重要性を示し、相対論的プラズマを光線追跡するときに有限の光交差時間が結果の偏光に与える影響を強調します。
部分的に電離した媒体に埋め込まれた超新星残骸の近傍における宇宙線のグラム数
| Title |
Grammage_of_cosmic_rays_in_the_proximity_of_supernova_remnants_embedded_in_a_partially_ionized_medium |
| Authors |
S._Recchia,_D._Galli,_L._Nava,_M._Padovani,_S._Gabici,_A._Marcowith,_V._Ptuskin,_G._Morlino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04948 |
超新星残骸の近くでの宇宙線の脱出と伝播のコンテキストで、宇宙線の共鳴ストリーミングの不安定性によって生成されるアルフベン波の減衰を調査します。星間物質の暖かいイオン化相と暖かい中性相におけるイオン中性減衰、乱流減衰、および非線形ランダウ減衰を考慮します。イオンニュートラル減衰には、最新の減衰係数が使用されます。特に、ソース近くの宇宙線の自己閉じ込めが坪量にかなりの影響を与えるかどうかを調査します。我々は、イオン中性減衰と乱流減衰が宇宙線のソース近傍での滞留時間を効果的に制限することを示し、ソース近傍で蓄積された坪量は無視できることが分かった。以前の結果とは対照的に、これは、中性ヘリウムと完全にイオン化された水素のみを含む媒体で、イオン中性減衰があまり効果的でない最も極端なシナリオでも発生します。したがって、銀河円盤全体に宇宙線が滞在している間にCRセカンダリが生成されるという標準的な状況を深く考える必要はありません。
電子捕獲によるマグネタークラストの加熱
| Title |
Heating_in_Magnetar_Crusts_from_Electron_Captures |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Anthea_Francesca_Fantina,_Lami_Suleiman,_Julian-Leszek_Zdunik_and_Pawel_Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05040 |
マグネターの持続的な熱光度とその爆発は、外部地殻にある内部熱源の存在を示唆しています。磁場の減衰に伴う物質の圧縮は、発熱電子捕獲の引き金となり、超新星破片のフォールバック、ディスク、または星間物質から表面に付着した可能性のある軽元素の核融合を引き起こす可能性がある。このシナリオは、中性子星の降着における深部地殻加熱にいくらか似ていますが、物質組成と熱力学条件は非常に異なります。各反応によって放出される熱の最大可能量とその位置は、電子運動のランダウ・ラビ量子化を考慮して分析的に決定されます。実験的および理論的な核データを使用した数値結果も示されています。堆積した熱は主に原子量によって決定されますが、熱源の位置は磁場の強さに非常に敏感であることがわかり、マグネターの内部磁場を調査する新しい方法を提供します。ほとんどのソースは、密度$10^{10}-10^{11}$gcm$^{-3}$に集中していることがわかっています$W^\infty\sim10^{35}-10^{36}$erg/s。これは、冷却シミュレーションと観測された熱光度を比較することによって経験的に判明したものです。反応を引き起こすために必要な磁場の変化は、既知のマグネターの年代と一致していることが示されています。これは、電子捕獲と核融合反応がマグネターの実行可能な加熱メカニズムである可能性を示唆しています。現在の結果は、ブリュッセル-モントリオール統合状態方程式の基礎となるモデルと同じモデルに基づいて、中性子星の冷却シミュレーションに一貫した微視的入力を提供します。
NuSTAR Observatory からのデータに基づくマグネター SGR J1745-2900 の位相分解分光法
| Title |
Phase-Resolved_Spectroscopy_of_the_Magnetar_SGR_J1745-2900_Based_on_Data_from_the_NuSTAR_Observatory |
| Authors |
E._A._Kuznetsova_(1),_A._A._Lutovinov_(1),_A._N._Semena_(1)_((1)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_Profsoyuznaya_ul._84/32,_Moscow,_117997,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05070 |
超大質量ブラックホールSgrA$^{\star}$の近くにあるマグネターSGRJ1745-2900は、2013年4月にSwifht/XRT望遠鏡でX線バースト中に検出されました。は、周期$\sim3.76$秒の脈動を記録できるNuSTAR天文台で観測されました。これらの観察結果を使用して、パルスプロファイルとパルス分率のマグネターのエネルギーと強度への依存性を詳細に研究しました。3～5および5～10keVのエネルギー帯域のパルス分率は40～50%であることが示され、フラックスが減少するにつれてわずかに増加します。3～$\sim$40keVのエネルギーバンドのソースの位相分解分光法を実行したところ、発光領域の温度はパルス中にかなり安定していることを示していますが、その見かけのサイズは位相によって大きく変化します。
実験室ジェットおよび宇宙ジェットにおける連続放出の伝搬ダイナミクスとそれらのコリメーションの問題
| Title |
Propagation_dynamics_of_successive_emissions_in_laboratory_and_astrophysical_jets_and_problem_of_their_collimation |
| Authors |
I._Kalashnikov,_P._Chardonnet,_V._Chechetkin,_A._Dodin,_V._Krauz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05196 |
この論文は、実験室条件と天体物理環境におけるプラズマノットのシーケンスの伝播の数値シミュレーションの結果を示しています。シミュレーションの物理的および幾何学的パラメーターは、PF-3施設(クルチャトフ研究所)のパラメーターとRWAurスターのジェットの近くに選択されています。最初の結び目の伝播後に形成された低密度領域は、後続の結び目のコリメーションに重要な役割を果たしていることがわかりました。その後の放出の熱膨張のみを想定して、この領域を周囲の物質で満たすのにかかる時間とジェット散乱の角度の定性的な見積もりが行われました。これらの推定値は、私たちのモデリングの観察と結果と一致しています。
外れ値が異なる場合
ある測定された特性における外れ値の存在が、外れ値のオブジェクトがその見かけのクラスの他のメンバーと量的にではなく質的に異なることを示すのはいつですか?歴史的な例には、多くのタイプの超新星爆発や短い{\itvs.\/}長いガンマ線バーストが含まれます。パラメーターが1つだけで外れ値が1つしかない場合があるため、主成分分析は適用されません。質的な違いは、いくつかのパラメーターが特徴的なスケールを持っていることを意味し、したがって、その分布はべき乗則ではありません(そのようなスケールを持たない)。分布がべき乗則である場合、オブジェクトは量的にのみ異なります。べき乗則の経験的分布への適用可能性は、最も極端なメンバーをその次に極端なメンバーと比較することによってテストできます。それらの比率の確率分布が計算され、星、電波源、X線源、高速電波バーストのフラックス、フルエンス、回転測定のデータと比較されます。
剥離包絡線超新星の単一大質量星前駆体の爆発性を再考する
| Title |
Revisiting_the_explodability_of_single_massive_star_progenitors_of_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
E._Zapartas,_M._Renzo,_T._Fragos,_A._Dotter,_J.J._Andrews,_S.S._Bavera,_S._Coughlin,_D._Misra,_K._Kovlakas,_J._Rom\'an-Garza,_J.G._Serra,_Y._Qin,_K.A._Rocha,_and_N.H._Tran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05228 |
水素をほとんどまたはまったく示さない剥奪包絡線超新星(タイプIIb、Ib、Ic)は、大質量星の爆発の主要なクラスの1つです。それらの起源とその前駆細胞の進化はまだ完全には理解されていません。独自の風によって剥がされた非常に大きな単一の星($\gtrsim25-30M_{\odot}$で太陽金属量)は、これらのイベントの実行可能な先駆者と見なされます。ただし、最近の1Dコア崩壊シミュレーションでは、爆発が失敗した後、一部の大質量星がブラックホールに直接崩壊する可能性があり、過渡現象が弱いか、または見えないことが示されています。この手紙では、ブラックホールへの直接的な崩壊が、単一の星から発生する包絡線を剥がした超新星爆発の速度に及ぼす影響を推定します。このために、太陽の金属量で単一星のMESAモデルを計算し、人口統合で一般的に使用される処方に従って、それらの最終状態をコア崩壊の結果にマッピングします。私たちのモデルによると、風の質量損失率の増加を呼び出さない限り、水素の豊富なエンベロープ全体を失った単一の星は爆発することができず、薄い水素エンベロープが残っているほんの一部の前駆体(IIb前駆体候補)のみが爆発することができます。.この結果は、ストリップエンベロープ超新星の単一星のシナリオと、それらの観測された速度と特性との間の既存の緊張を高めます。額面通り、我々の結果は、剥離包絡線超新星のバイナリ前駆体の寄与がさらに高いことを示している。あるいは、異なる星モデルをコア崩壊の結果にマッピングする一般的な慣行の矛盾、および/または大質量星の全体的な質量損失の増加を示唆している可能性があります。
LISAによる恒星質量ブラックホール連星のベイズパラメータ推定
| Title |
Bayesian_parameter_estimation_of_stellar-mass_black-hole_binaries_with_LISA |
| Authors |
Riccardo_Buscicchio,_Antoine_Klein,_Elinore_Roebber,_Christopher_J._Moore,_Davide_Gerosa,_Eliot_Finch,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05259 |
LISAを使用して恒星質量ブラックホール連星を吸気するプロパティを測定するベイズパラメーター推定パイプラインを提示します。私たちの戦略は、(i)3つのノイズ直交LISAデータストリームの一貫した分析に基づいており、(ii)スピン回転と軌道離心率の両方を考慮した正確で計算効率の高いポストニュートン波形を採用しています。バイナリを記述する完全な17パラメーターのモデル証拠と事後確率密度関数を計算するためのネストされたサンプリングアルゴリズム。LISAデータチャレンジ(LDC-1)データセットを分析することにより、このアプローチのパフォーマンスを実証します。このデータセットは、3から14の範囲の信号対雑音比と3000の範囲のマージまでの時間を持つ、66の準円形のスピン整列バイナリで構成されます。2年まで。信号対雑音比が8を超える22のバイナリを回復します。それらのチャープ質量は、通常、$90\%$の信頼度で$0.02M_\odot$よりも優れていると測定され、空の位置の精度は1から100平方度の範囲です。質量比とスピンパラメーターは、ミッションの存続期間中にマージするソースに対してのみ制限できます。さらに、$3\times10^{-3}$の離心率を測定できる、信号対雑音比15の偏心、スピン歳差運動源の正常な回復について報告します。
天文学用の中/高解像度統合フォトニック分光器を開発するための商用 SiN MPW プラットフォームの可能性
| Title |
Potential_of_commercial_SiN_MPW_platforms_for_developing_mid/high-resolution_integrated_photonic_spectrographs_for_astronomy |
| Authors |
Pradip_Gatkine,_Nemanja_Jovanovic,_Christopher_Hopgood,_Simon_Ellis,_Ronald_Broeke,_Katarzyna_{\L}awniczuk,_Jeffrey_Jewell_and_J._Kent_Wallace,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04598 |
統合されたフォトニックスペクトログラフは、天体観測機器を極限まで小型化する手段を提供し、超大型望遠鏡や将来の宇宙ミッションに大きく貢献します。これらのデバイスは、最初に、設計、製造、フィールドテストを含む天文アプリケーションの最適化を必要とします。フォトニック製造のコストが高いことを考えると、ユーザーがウェーハの一部を購入するマルチプロジェクトウェーハ(MPW)SiN製品は、この技術を開発するための便利で手頃な手段を提供します。この作業では、MPWファウンドリによって一般的に使用される2つのSiN導波路形状、つまり正方形と長方形のプロファイルの可能性を研究して、1.5$\mu$m前後の中高解像度アレイ導波路回折格子分光計の性能にどのように影響するかを調べます。具体的には、モードサイズ、形状、偏光特性に関する詳細なシミュレーションの結果、スループットとクロストークに対する位相エラーの影響、および結合損失と伝搬損失のいくつかの実験結果を示します。MPW実行の許容誤差と位相誤差の研究から、MPW実行でR$\sim$10,000のAWGを開発でき、より信頼性の高い専用の製造実行でさらに高い分解能を達成できると見積もっています。製造と設計の最適化に応じて、SiNプラットフォームを使用してスループット$\sim60\%$を達成することが可能です。したがって、SiNMPW製品は非常に有望であり、天文学用の統合フォトニック分光器の開発において重要な役割を果たすことを示しています。
天文学を一般の人々とコミュニケーションする: 国際実践コミュニティの視点
| Title |
Communicating_astronomy_with_the_public:_perspectives_of_an_international_community_of_practice |
| Authors |
Sara_Anjos,_Pedro_Russo_and_Anabela_Carvalho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04616 |
科学コミュニケーションの実践コミュニティは、一般市民の科学への関与に重要な貢献をすることができますが、十分に研究されていません。この記事では、天文学のコミュニケーションにおける実践コミュニティの視点を、彼らの公衆(との関係)に関するものとして見ていきます。この調査の参加者のほとんどは、一般市民にはいくつかの欠陥と脆弱性があると考えています。さらに、実務家は、科学コミュニケーションに関する学術研究にほとんど、またはまったく接触していません(したがって、それを利用していません)。私たちは、科学コミュニケーションの研究者と実務家の間の協力が科学と公共の関係に利益をもたらす可能性があり、実践コミュニティがその目的にとって重要であると主張します.
ゲストエディトリアル: 特集号の概要とスターシェードに関するダイアログ
この特別号は、科学、工学、技術、プログラミングなどのスターシェードに捧げられています。私たちがこの特集号を企画する理由はいくつかあります。第一に、新しい技術として、また多くの機関で研究が行われているため、最近の結果は文献に広く散在しています。そのため、最新の結果の多くを同じ場所に配置することに大きな価値があると考えています。このゲスト論説では、特別に論文を募集した結果、寄稿された19の論文を要約します。これは急速に成熟している技術であるため、プライマーをこの分野の最新の作業と同じ場所に配置したいと考えました。この入門書が、スターシェードの概念と、この号にない文献への道筋のチュートリアルを提供することが期待されています。そうすることで、私たちは、エンジニアリングと科学の取り組みの観点から、スターシェードのコミュニティを広げることを望んでいます。このチュートリアルは、よくある質問に回答するダイアログの形式をとっています。
好奇心旺盛で好奇心旺盛: オメガ星団の Li/Na に富む星の特異な化学組成
| Title |
Curiouser_and_curiouser:_the_peculiar_chemical_composition_of_the_Li/Na-rich_star_in_Omega_Centauri |
| Authors |
A._Mucciarelli,_L._Monaco,_P._Bonifacio,_M._Salaris,_I.Saviane,_B._Lanzoni,_Y._Momany,_G._Lo_Curto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04643 |
FLAMES-GIRAFFE、X-SHOOTER、UVESおよびHARPSで取得したスペクトルを使用して、オメガケンタウリのユニークなLi/Naに富む巨星25664の複数の機器による分光分析を行います。LiとNaの存在量は、非局所熱力学的平衡に弱く、同位体比を想定した遷移を使用して、UVESスペクトルから導出されています。この新しい分析は、この星の驚くべきLiとNaの存在量を確認します(A(Li)=+2.71+-0.07dex、[Na/Fe]=+1.00+-0.05dex)。さらに、その化学的特徴付けの新しい証拠を提供します。12C/13Cの同位体比(15+-2)は、この星が赤色巨星分枝に通常関連する余分な混合エピソードをまだ経験していないことを示しています。したがって、高いLiとNaの存在量を説明するために想定される赤色巨星分枝段階での効率的な深い余分な混合のシナリオを除外することができます。また、星はCとNの両方の高い存在量を示します([C/Fe]=+0.45+-0.16dexおよび[N/Fe]=+0.99+-0.20dex)。星団。私たちは25664年に視線速度変動の証拠を見つけました。これは、星が連星系の一部である可能性があり、後者がAGB段階で進化しているときに、より重い伴星からの降着物質を持っている可能性があることを示唆しています。ドナー星の実行可能な候補は、3-4Msunを持つAGB星とスーパーAGB星(~7-8Msun)であり、どちらもLiとNaに富む物質を生成することができる。あるいは、原始ガスによる希釈が起こる前に、スーパーAGB星の純粋な噴出物から星を形成することもできます。
Parker Solar Probe と STEREO-A によるコロナ質量放出の最初の同時 in situ 測定
| Title |
First_simultaneous_in_situ_measurements_of_a_coronal_mass_ejection_by_Parker_Solar_Probe_and_STEREO-A |
| Authors |
Reka_M._Winslow,_No\'e_Lugaz,_Camilla_Scolini,_and_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04685 |
PSP遭遇の終了前に2番目の宇宙船に衝突する最初のPSP観測CMEを提示し、短期的なCMEの進化を研究する絶好の機会を提供します。CMEは2019年10月10日に太陽から打ち上げられ、2019年10月13日にはPSPで、2019年10月14日にはSTEREO-Aでその場で測定されました。度)この時点でのPSPとSTEREO-Aの分離により、短期間の放射状進化の観察と、経度でのグローバルなCME構造の調査の両方が可能になります。最初は遅いCMEでしたが、磁場とプラズマの観測は、CMEがSTEREO-Aで衝撃を与え、CMEを介して増加する速度プロファイルを示したことを示しています(つまり、圧縮の証拠)。1auでの衝撃やその他の圧縮痕跡の存在は、CMEが高速太陽風ストリーム(HSS)に追い抜かれ、加速されたためであることがわかりました。CMEとHSS間の最小相互作用時間は約2.5日と推定されます。これは、CMEがPSPおよびSTEREO-Aに到着するかなり前に相互作用が開始されたことを示しています。HSSによるCMEの変更にもかかわらず、CMEの磁場構造は見晴らしの良いポイント間で類似しており、全体として同じフラックスロープ分類と同じ磁場歪みが存在することがわかりました。これらの観察結果は、CMEの安定した継続的な加速には磁気構造のコヒーレンスが必要であるという事実と一致しています。
スープラアーケードスパイクの時空間構造に関する調査
コロナ質量放出(CME)に続く垂直電流シート(VCS)は、磁気リコネクションを通じてフレアエネルギーの解放とCMEの蓄積が行われる重要な場所です。二次元の「標準的な」絵との形態的類似性について、正面から見た視点から研究されることが多いが、その三次元構造は、フレアアーケードを横から観察した場合にのみ明らかになる.したがって、いわゆるスーパーアーケード領域の構造とダイナミクスには、フレアとCMEの物理プロセスへの重要な手がかりが含まれています。ここでは、VCSを横から見たものとして解釈されるスーパーアーケードスパイク(SAS)に焦点を当て、その時空間構造を研究します。関連するCMEが地球に近い宇宙船によって横断される、選択された4つのフレアの減衰段階での個々のスパイクを特定することにより、スパイクの幅は対数正規分布であることがわかりました。明るいスパイクと暗いダウンフロー、および拡散したバックグラウンドを含むアーケードEUV放射は、VCSの断片化を反映する空間周波数$k$または時間周波数$\nu$のいずれかに関してべき乗分布されます。コルモゴロフ乱流によって支配されるコロナ輝線強度観測は、$E(k)\simk^{-13/3}$または$E(\nu)\sim\nu^{-7のパワースペクトルを示すことを示しています。/2}$、これは私たちの観察と一致しています。ICMEから導出されたSASの数と磁力線の回転数を比較することにより、3つのイベントで$\sim\,$1000km/sのCME速度での一貫した軸方向の長さ$\sim\,$3.5AUが見つかりました。$\sim\,$8AU)4番目のイベントでは、CME速度が$\sim\,$1500km/sと非常に高速であり、このICMEが平坦化されており、その「ノーズ」であることを示唆している。宇宙船がその脚を横切ったとき、地球をうまく通過しました。
NGC 6866 のパラメータにおける青成分星の影響
開放星団(OSC)は、銀河の進化を理解するための重要なトレーサーです。これらの天体のパラメトリックな研究は、OSCのメンバーの出現順序のために重要なタスクです。これらのメンバーは、測光、統計、運動学などのさまざまなアプローチを通じて定義されます。本論文では、特定された星の測光色を使用して、それらを青と赤のコンポーネントグループに分類し、これらのグループの識別が可能です。スルー(BV)対V色度図(CMD)。さらに、クラスターパラメータの推定において、これらのグループの影響・効果も検討されます。星団NGC6866の恒星強化は、青成分星(BCS)によって発見され、半径密度プロファイル(RDP)のキングモデルの最適適合値の線形解は、コア半径を5.22+/-0.29分角として与えます。クラスターの現在の推定パラメーターが文献とよく一致していることは、BCSをクラスターの真の代表と見なす有効な証拠のようです。星団の星分布は、質量偏析の連続現象を示しています。測光データの不完全性の影響は、質量関数の勾配値に関連しており、-3.80+/-0.11であることがわかり、不完全性による増分の性質も示しています。
GWAC による 2 つの M ddd星でのフレア関連 CME 候補の検出と迅速な時間分解分光学的フォローアップ
| Title |
Detection_of_Flare-associated_CME_Candidates_on_Two_M-dwarfs_by_GWAC_and_Fast,_Time-resolved_Spectroscopic_Follow-ups |
| Authors |
J._Wang,_L._P._Xin,_H._L._Li,_G._W._Li,_S._S._Sun,_C._Gao,_X._H._Han,_Z._G._Dai,_E._W._Liang,_X._Y._Wang,_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04774 |
太陽系星と後期型の星におけるフレア関連の恒星コロナ質量放出(CME)は、系外惑星の居住性にとって非常に重要です。この論文では、地上広角カメラシステムによって実施された高ケイデンス調査と高速測光および分光学的フォローアップのおかげで、2つのMddd星におけるフレア関連CMEの検出を報告します。$R-$bandのフレアエネルギーは、光度曲線のモデリングに基づいて、$1.6\times10^{35}\\mathrm{erg}$および$8.1\times10^{33}\\mathrm{erg}$と決定されます。.時間分解分光観測は、どちらの場合もトリガーの約20分後と40分後に開始されます。$\sim500-700\\mathrm{km\s^{-1}}$の大きな予測最大速度は、H$\alpha$輝線の高速翼が両方のCMEイベントに起因する可能性が最も高いことを示唆しています。星、彩層蒸発とコロナ雨の可能性を除外した後。CMEの質量は、$1.5-4.5\times10^{19}\\mathrm{g}$および$7.1\times10^{18}\\mathrm{g}$と推定されます。
大天空領域の多天体ファイバー分光望遠鏡中解像度調査からのリチウム存在量。 I. 方法
| Title |
The_Lithium_Abundances_from_the_Large_Sky_Area_Multi-object_Fiber_Spectroscopic_Telescope_Medium-resolution_Survey._I._The_Method |
| Authors |
Qi_Gao,_Jian-Rong_Shi,_Hong-Liang_Yan,_Chun-Qian_Li,_Tian-Yi_Chen,_Jing-_Hua_Zhang,_Shuai_Liu,_Tai-Sheng_Yan,_Xiao-Jin_Xie,_Ming-Yi_Ding,_Yong_Zhang_and_Yong-Hui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04867 |
標準的な恒星進化モデルでは、最初の掘削プロセス(FDU)中にリチウム(Li)の存在量が大幅に減少すると予測されています。しかし、巨大な星のごく一部は、FDU後も大気中にかなりの量のLiを保持していることがまだわかっています。これらの巨人は通常、広く使用されている基準A(Li)$>1.5$\,{\itdex}によってLiリッチであると識別されます。巨人族のこの少数派の検索と調査に専念する多数の作品、およびリチウムに富む巨人の数は、特にビッグデータの時代に大幅に拡大されました。この論文では、LargeSkyAreaMulti-ObjectFibreSpectroscopeTelescope(LAMOST)の調査から見つかったLiに富む巨人のカタログを、LAMOST低解像度スペクトル用に開発されたテンプレートマッチング法から派生したLi存在量とともに紹介します。カタログには、$\sim1.5$\,{\itdex}から$\sim4.9$\,{\itdex}のLi存在量を持つ$10,535$のLiに富む巨人が含まれています。また、巨大星の間でのLiリッチ現象の比率は、統計的に重要なサンプルから約1%、またはもっと表現すると$1.29\%$であることも確認しています。これは、これまでに報告された最大のLiに富む巨人サンプルであり、報告されたすべてのLiに富む巨人を合わせた量を大幅に超えています。このカタログは、コミュニティが巨星のLi-rich現象をよりよく理解するのに役立ちます。
太陽黒点群の時間依存特性 -- I. 寿命と非対称進化
| Title |
Time-dependent_properties_of_sunspot_groups_--_I._Lifetime_and_asymmetric_evolution |
| Authors |
Emese_Forg\'acs-Dajka,_L\'aszl\'o_Dobos,_Istv\'an_Ballai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04917 |
ねらい。この論文では、最新の統計手法を使用して、130年以上にわたるさまざまなデータベースで構成された大規模なサンプルにおける太陽黒点グループ領域の時間依存性を研究することを目的としています。メソッド。慎重に選択されたがバイアスのないサンプルについては、ベイジアンモデリングを使用して、スポットグループのアンブラルとペナンブラル領域を組み合わせた時間的進化にスキュー正規関数を当てはめ、スポットの成長または減衰における非対称性の存在を決定します。私たちの主要な選択基準は、明確に定義された最大面積を持つスポットグループのみが考慮されることを保証しました。また、結果として得られたモデルパラメーターの共分散と、黒点および進行中の太陽周期の物理パラメーターとの相関関係を分析しました。結果。私たちの結果は、最大で太陽半球(MSH)の少なくとも5000万分の5に達するよく観察された黒点グループの時間的進化が、私たちのモデルに驚くほどうまく適合することを示しています。さらに、分析された黒点グループの成長段階と衰退段階の間で、適合曲線の歪度パラメータによって記述される有意な非対称性を示します。さらに、黒点グループの最大面積とその半球緯度と、歪度パラメータの値との間には弱い相関があることがわかりました。
活動領域で観測されたペナンブラル崩壊 NOAA 12585
| Title |
Penumbral_decay_observed_in_active_region_NOAA_12585 |
| Authors |
M._Murabito,_S._L._Guglielmino,_I._Ermolli,_P._Romano,_S._Jafarzadeh,_L._H._M._Rouppe_van_der_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04936 |
太陽黒点周辺部の崩壊を導く物理的条件は、これまでよくわかっていません。このプロセスにつながる条件に関する現在の知識を進めるために、黒点周辺部の崩壊段階における光球の磁気と速度の特性を調査します。2016年9月4日と5日に、活動領域NOAA12585でスウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRISP装置で半影崩壊が観測されました。時間。磁気特性と速度特性の進化を得るために、VFISVコードでこれらの観測を反転しました。太陽ダイナミクス天文台とひので宇宙ミッションに搭載された機器からのデータで研究を補完します。研究された半影は、時間と空間の両方で徐々に消えていきます。磁束の進化は、MovingMagneticFeatures(MMF)の存在に関連しているようです。減少するストークスV信号が観察されます。半影セクターが消失した後も、流出流と水平磁場が検出されました。分析された半影崩壊は、タイプIIIのMMFと半影の反対の極性のフィールド間の相互作用の結果であるように見えますが、上にある天蓋の存在は、さまざまな半影セクターの進化を支配しています。
ヒアデスの若い太陽系星の風
| Title |
The_winds_of_young_Solar-type_stars_in_the_Hyades |
| Authors |
Dag_Evensberget,_Bradley_D._Carter,_Stephen_C._Marsden,_Leigh_Brookshaw,_Colin_P._Folsom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04937 |
恒星風は、太陽型の恒星が老化するにつれてスピンダウンを支配し、強力な風が大気の侵食につながる可能性があるため、惑星の居住可能性を決定する上で重要な役割を果たします。TOUPIESサーベイスターラーマグネトグラムと最先端のAlfv\'en波駆動風モデリングを使用して、Hyadesクラスター内の5つの若い太陽型星の3次元恒星風モデルを計算します。星は同じ0.6Gyr年齢と同様の基本パラメーターを持っており、スケーリングされていない電界強度とスケーリングされた(5分の1の)電界強度の両方を採用することにより、ゼーマンドップラーイメージングに固有の絶対電界強度の不確実性と過小評価を説明します。スケーリングされていないフィールドの場合、結果として生じる恒星風の質量損失は今日の太陽の2～4倍、角運動量の損失は2～10倍であり、スケーリングされた結果はそれに応じて大きくなります。結果を一連の公開された風モデルと比較し、Alfv\'en波駆動モデリングについては、質量損失飽和の証拠が約10ドルで見られます\dotM_\odot$.
DenseNet を使用して低解像度 LAMOST スペクトルから赤色巨星分枝星の質量と年齢を決定
| Title |
Determine_the_Masses_and_Ages_of_Red_Giant_Branch_Stars_from_Low-resolution_LAMOST_Spectra_Using_DenseNet |
| Authors |
Xuejie_Li,_Yude_Bu,_Jianhang_Xie,_Junchao_Liang,_Jingyu_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04945 |
低解像度の大空領域多天体ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)スペクトルから赤色巨星分岐(RGB)星の年齢と質量を決定する新しいモデルを提案します。RGB星の年齢は、ヘルツシュプルング-ラッセルダイアグラムの古典的な等時フィッティング手法を使用して決定することは困難です。これは、RGB星の等時性がしっかりとクラウンになっているためです。星震学的手法の助けを借りて、RGB星の質量と年齢を正確に決定できます。星震学的手法から導出された年齢を使用して、DenseNetに基づく深層学習モデルをトレーニングし、スペクトルから直接RGB星の年齢を計算します。次に、このモデルを適用して、LAMOSTDR7スペクトルから512272RGB星の年齢を決定します(http://dr7.lamost.org/を参照)。結果は、モデルが低解像度スペクトルからRGB星の年齢を24.3%の精度で推定できることを示しています。散開星団M67、バークレー32、NGC2420の結果は、モデルがRGB星の年齢の推定にうまく機能することを示しています。比較すると、RGB星の年齢を決定する際に、この方法が他の方法よりも優れていることがわかります。提案された方法は、4MOST、WEAVES、MOONSなどの今後の大規模サーベイの恒星パラメーターパイプラインで使用できます。
1 つは最も孤独な数: クールなドワーフの多様性
複数の星系の星は、星の形成と進化について学ぶユニークな機会を提供します。それらが安定した構成に落ち着くと、複数のシステムがさまざまな階層で発生し、コンポーネント間の分離が広範囲になります。GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)からの最新の天体測定データを使用して、少なくとも1つのMddd星を含む11の既知の複数のシステムと11の新たに発見された複数のシステムを調べます。非常に広い距離にあるシステムの個々のコンポーネントは、多くの場合、複数のシステム自体であることがわかります。
太陽現象を理解するための分光偏光観測の診断能力 I. ゼーマン感受性光球線
| Title |
Diagnostic_capabilities_of_spectropolarimetric_observations_for_understanding_solar_phenomena_I._Zeeman-sensitive_photospheric_lines |
| Authors |
C._Quintero_Noda,_P._S._Barklem,_R._Gafeira,_B._Ruiz_Cobo,_M._Collados,_M._Carlsson,_V._Mart\'inez_Pillet,_D._Orozco_Su\'arez,_H._Uitenbroek,_and_Y._Katsukawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05084 |
将来の地上望遠鏡は、近紫外から近赤外までの幅広い波長で、複数ラインの偏光観測を同時に行う能力を拡張します。これにより、各観測対象に最も適したスペクトル線のガイドラインを確立するために、候補スペクトル線を比較することが強く求められます。この最初の作業では、可視および赤外線でゼーマンに敏感な光球線に焦点を当てました。最初に、1D半経験的大気を使用して、それらの偏光信号と応答関数を調べました。次に、現実的な3D数値シミュレーションを使用して、ラインコア強度と線形および円偏光信号の空間分布を調べました。合成プロファイルの反転を実行し、入力と推定大気との間で高い相関が得られる高さを比較しました。また、この機会を利用して、これらの線に関する原子情報を再検討し、調査したすべてのスペクトル線について、中性水素原子との衝突による断面の拡大を計算しました。結果は、静かな太陽とネットワーク条件に対して、他のスペクトル線よりも4つのスペクトル線が際立っていることを明らかにしています:FeI5250.2、6302、8468、および15648A。光球の下部にある大気パラメータ。ただし、高さが異なるため、最初の3つの候補のうち少なくとも1つをFeI15648Aラインと一緒に使用して、下層大気の熱的および磁気的特性を推測する能力を最適化することを強くお勧めします。
バイナリ RR ライラ変数の視線速度検索
| Title |
A_Radial_Velocity_Search_for_Binary_RR_Lyrae_Variables |
| Authors |
Thomas_G._Barnes_III,_Elisabeth_Guggenberger,_and_Katrien_Kolenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05208 |
19のRRライラ変数について、272の視線速度を報告します。ほとんどの星では、完全な脈動サイクルの視線速度があります。これらのデータは、バイナリシステムの証拠の検索で文献からの値と比較された堅牢な重心の視線速度を決定するために使用されます。半径方向速度へのフーリエ級数とテンプレートの当てはめを使用して、各星について重心速度を決定しました。私たちの重心速度には$\pm0.16$kms$^{-1}$から$\pm$2.5kms$^{-1}$までの不確実性があり、平均の不確実性は$\pmです。$0.92kms$^{-1}$。各星の平均重心速度からの偏差を探すために、私たちの重心速度を文献の値と組み合わせました。15RRLyraeは、二進運動の証拠を示さない(BKAnd、CIAnd、ZCVn、DMCyg、BKDra、RRGem、XXHya、SZLeo、BXLeo、TTLyn、CNLyr、TUPer、UTri、RVUMa、AVVir)。ほとんどの場合、時間の経過に伴う重心速度の散発的なサンプリングにより、この結論に達します。3つのRRLyraeは、重心速度に疑わしい変動を示しています。これは、二進運動を示している可能性がありますが、それを証明するものではありません(SSレオ、STレオ、およびAOペグ)。TUUMaは、予測された近日点通過(軌道位相の0.14)の近くで私たちによって観測されましたが、近日点近くの重心速度が追加されていないため、視線速度だけに基づくバイナリ検出は不確実になります。私たちのサンプルの2つの星は、フェーズ0.9～1.0の$H\gamma$放出を示しています:SSレオとTUUMa。
褐色 Dwar星の周りの原始惑星系円盤の円盤質量と塵の進化
| Title |
Disk_Masses_and_Dust_Evolution_of_Protoplanetary_Disks_Around_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Anneliese_M._Rilinger_and_Catherine_C._Espaillat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05247 |
これまでにモデル化された褐色d星(BD)の原始惑星系円盤のスペクトルエネルギー分布の最大のサンプルを示します。へびつかい座、おうし座、狼瘡、さそり座の4つの星形成領域からのALMAの観測データを使用して、46の天体をまとめました。さまざまな年齢の複数の地域を調査することで、時間の経過とともにディスクの進化を調べることができます。具体的には、モデルからダストの粒子サイズ、ダストの沈降、ディスクの質量の値を取得します。これらの各パラメータが地域間でどのように異なるかを比較します。最も若い領域であるへびつかい座は最も小さいディスク質量を持っていますが、ディスク質量は一般的に年齢とともに減少することがわかりました。4つの領域すべてで円盤の進化(つまり、粒子の成長と顕著な塵の沈降)の証拠が見つかりました。一般に、これらの円盤には惑星の仲間を形成するには質量が少なすぎることがわかりますが、惑星の形成がすでに起こっている可能性を排除することはできません。最後に、ディスクの質量とホストの質量の関係を調べ、BDディスクがTタウリ星周辺のディスクの以前に決定された関係とほぼ一致することを発見しました。
Ne-like Fe XVII イオンにおける LMM 二電子再結合衛星線を解決する包括的な実験室測定
| Title |
Comprehensive_Laboratory_Measurements_Resolving_the_LMM_Dielectronic_Recombination_Satellite_Lines_in_Ne-like_Fe_XVII_Ions |
| Authors |
Filipe_Grilo_(1),_Chintan_Shah_(2_and_3),_Steffen_K"uhn_(3_and_4),_Ren'e_Steinbr"ugge_(5),_Keisuke_Fujii_(6),_Jos'e_Marques_(1_and_7),_Ming_Feng_Gu_(8),_Jos'e_Paulo_Santos_(1),_Jos'e_R._Crespo_L'opez-Urrutia_(3),_Pedro_Amaro_(1)_((1)_Laboratory_of_Instrumentation,_Biomedical_Engineering_and_Radiation_Physics_(LIBPhys-UNL),_Department_of_Physics,_NOVA_School_of_Science_and_Technology,_NOVA_University_Lisbon,_2829-516_Caparica,_Portugal,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_8800_Greenbelt_Rd,_Greenbelt,_MD_20771,_USA,_(3)_Max-Planck-Institut_f"ur_Kernphysik,_Saupfercheckweg_1,_69117_Heidelberg,_Germany,_(4)_Heidelberg_Graduate_School_of_Fundamental_Physics,_Ruprecht-Karls-Universit"at_Heidelberg,_Im_Neuenheimer_Feld_226,_69120_Heidelberg,_Germany,_(5)_Department_of_Mechanical_Engineering_and_Science,_Graduate_School_of_Engineering,_Kyoto_University,_Kyoto_615-8540,_Japan,_(6)_BioISI_-_Biosystems_and_Integrative_Sciences_Institute,_Faculdade_de_Ci\^encias_da_Universidade_de_Lisboa,_Campo_Grande,_C8,_1749-016,_Portugal,_(7)_Laboratory_of_Instrumentation,_Biomedical_Engineering_and_Radiation_Physics_(LIBPhys-UNL),_Department_of_Physics,_NOVA_School_of_Science_and_Technology,_NOVA_University_Lisbon,_2829-516_Caparica,_Portugal,_(8)_Space_Science_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_CA_94720,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04746 |
我々は、このユビキタス種における軟X線ライン形成の最も強いチャネルであるFeXVIIにおける二重励起配置$3l3l'$(LMM)をポピュレートする二電子再結合(DR)を実験的および理論的に調査した。FeXVIIサンプルを準備し、それらの純度を評価するために、2つの異なる電子ビームイオントラップと2つの補完的な測定スキームを使用し、ごくわずかな汚染効果を観察しました。これにより、両方のEBITの電子密度を診断することができました。実験的な共鳴エネルギーと強さを、ストレージリングでの以前の独立した研究、配置間相互作用、多配置ディラックフォック計算、多体摂動理論のそれと比較しました。この最後のアプローチは、組み合わされた独立した実験結果と比較して、優れた予測力を示しました。これらからDR速度係数も推定し、OPEN-ADASおよびAtomDBデータベースでコンパイルされたものとの不一致を明らかにしました。
レイリー テイラー不安定性における小規模 Dynamo プロパティのスケーリング
完全に電離した状態でのレイリー・テイラー不安定性(RTI)の混合、飽和、および崩壊段階の過程での運動学的な小規模ダイナモ成長率および増幅率の自由落下および等方性の仮定に基づいて、スケーリング関係を導き出します。プラズマ。スケーリングの関係は、RTIの3次元粘性抵抗MHDシミュレーションのセットを使用してテストされ、飽和段階で保持されることがわかっていますが、混合段階と減衰段階で不一致を示し、自由落下または等方性を緩和する必要があることを示唆しています。仮定。スケーリング関係の適用により、運動学的ダイナモ段階での磁気エネルギーの正味増幅の定量的予測が可能になり、したがって、磁気エネルギーがすべての速度スケールで準等配のままであるか、少なくともいくつかの乱流スケールで等配に達するかの決定が可能になります。実験室および天体物理シナリオにおける運動エネルギー。例として、バイナリ中性子星合体の外側エンベロープのRTI不安定領域のダイナモを考慮し、小規模ダイナモの運動学的領域がナノ秒の時間スケールで終了し、次の時間スケールで飽和に達すると予測します。マイクロ秒であり、どちらもマージ後のミリ秒の緩和時間と比較して速いです。
地上に設置されたレーザー干渉計と原子干渉計重力波観測装置による中性子星からの双極子放射の探査
| Title |
Probing_dipole_radiation_from_binary_neutron_stars_with_ground-based_laser-interferometer_and_atom-interferometer_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Junjie_Zhao,_Lijing_Shao,_Yong_Gao,_Chang_Liu,_Zhoujian_Cao,_Bo-Qiang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04883 |
原子干渉計の重力波(GW)天文台は、近い将来の地上ベースのGW検出器の新しい設計として、GW観測の比較的低い周波数で感度が高い。提案された原子干渉計ZhaoshanLong-baselineAtomInterferometerGravitationAntenna(ZAIGA)とその例示的なアップグレード(Z+)を例として取り上げて、原子干渉計がバイナリ中性子星からの重力双極子放射をテストする際に地上のレーザー干渉計をどのように補完するかを調査します。(BNS)合併。この種のテストは、アインシュタインの一般相対性理論の中心にある強い等価原理をよりよく理解するために重要です。統計的に健全な結果を得るために、合併率と人口に応じてBNSシステムをサンプリングし、そこからパラメーター化された双極子放射パラメーター$B$の予想範囲を調べます。地上に設置されたレーザー干渉計と原子干渉計ZAIGA/Z+の組み合わせからBNSパラメータと双極子放射を抽出すると、地上と比較して$B$の境界を数倍から数桁小さくすることができます。ベースのレーザー干渉計だけで、最終的には$|B|のレベルに達します。\lesssim10^{-9}$(ZAIGAを使用)と$|B|\lesssim10^{-10}$(Z+)。
密度の異なる媒体における爆縮問題の解決策
| Title |
Solutions_of_the_imploding_shock_problem_in_a_medium_with_varying_density |
| Authors |
Itamar_Giron,_Shmuel_Balberg,_Menahem_Krief |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04971 |
べき乗則の初期密度プロファイルを持つ理想気体内での強力な衝撃波の爆縮からなるグーダーリー問題の解決策を検討します。自己相似解、特に加速衝撃の挙動を決定する相似指数を、円筒対称と球対称、および広範囲の断熱指数と空間密度指数について詳細に研究します。次に、解析解をラグランジュ流体力学コードで再現する方法を示し、コードの妥当性確認および検証テストの問題としての有用性を示します。
| Title |
Signatures_of_primordial_black_hole_dark_matter_at_DUNE_and_THEIA |
| Authors |
Valentina_De_Romeri,_Pablo_Mart\'inez-Mirav\'e,_Mariam_T\'ortola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05013 |
原始ブラックホール(PBH)は、その質量が何桁にもわたる可能性のある暗黒物質の候補です。質量が$10^{15}-10^{17}$gの範囲であれば、ホーキング放射による蒸発によってかなりの量のMeVニュートリノを放出できます。将来のニュートリノ実験で、光(非)回転PBHを検出する可能性を探ります。私たちは2つの次世代施設に焦点を当てています:深部地下ニュートリノ実験(DUNE)とTHEIAです。異なるPBHの質量分布とスピンを想定して、両方の実験で予想されるイベントスペクトルをシミュレートし、予想される95%C.L.を抽出します。これらのシナリオに対する感受性。私たちの分析は、DUNEやTHEIAのような将来のニュートリノ実験がPBH暗黒物質に競争上の制約を設定できることを示しています。
水惑星の海洋性気候における表面重力波の役割
夏季の水惑星の海の一連の理想化された数値実験を提示し、その平均状態に対する表面重力波(SGWs)の熱力学的および動的な意味を調べます。水惑星の海洋循環は、赤道帯ジェットと、西の大気ジェット気流と整列した4つのエクマン駆動子午線循環(MOC)セルによって支配され、両半球の東の貿易風と並んでいます。SGWのパラメータ化(気海運動量フラックス、ラングミュア循環、ストークスコリオリ力の変調を表す)を含めると、混合層の垂直運動量拡散率が約1/2増加します。40%で、表面の運動量フラックスを約40%減衰させます。4%。対応して減衰したMOCは、熱と塩の大規模な移流輸送を減らし、赤道緯度(蒸発から降水量[EP]を差し引いた値が負)を新鮮にし、亜熱帯(EPは正です)約。1%。両半球の中緯度密度躍層は、SGWを含めることで深くなります。水惑星の海洋モデルにSGWを含めると、混合層の深さが約20倍に増加します。10%(冬の間中緯度では最大20%)、200m上部の垂直せん断を減少させ、局所的な中緯度の浮力頻度を変更します。一般に、SGWが水惑星の海に与える影響は、寒冷な気候と温暖な気候で一貫していることがわかっています。これらのシミュレーションの意味合いは、SGWの気候、系外海、および南極海の混合層のダイナミクスの将来の予測を理解することに関連している可能性があることを示唆しています。
[J.Blazquez-Salcedo、C.Knoll、E.Radu、Phys。Rev.Lett.126(2021)no.10,101102]エキゾチック物質を使用せずに、アインシュタイン-ディラック-マクスウェル理論で漸近的に平坦な通過可能なワームホール解が得られました。\cite{Blazquez-Salcedo:2020czn}に見られる正規化可能な数値解は、スロートでの特異な振る舞いを必要とします:スロートに対する鏡映対称性は、重力場と物質場の非平滑性につながります。特に、スロートでのフェルミオン電荷密度の符号の変化には、粒子と反粒子が消滅せずに共存し、スロートに特定の特性を持つ物質の膜を形成する必要があると仮定する必要があります。明らかに、この種の構成は自然界には存在しません。喉が比較的非対称で、滑らかな重力場と物質場に恵まれているため、上記の問題がすべて発生しないワームホールの解決策があることを示します。これは、このようなワームホール構成も現実的なシナリオでサポートされる可能性があることを示しています。
コンパクトな連星系に対する暗黒物質の影響
コンパクトな連星系が銀河のハロー内を移動するとき、それらは暗黒物質粒子と相互作用します。ダークマター粒子とバリオン物質の相互作用により、ダークマター粒子は運動エネルギーの一部を失います。ダークマター粒子は運動エネルギーの一部を失った後、重力によって星に結合し、スターはハローからダークマター粒子を降着させ始めます。コンパクトな連星系内の暗黒物質粒子の降着により、連星系の成分の質量が増加し、その後、連星系の総質量も増加します。ケプラーの第3法則によると、この方法による質量の増加は、これらのシステムの他の物理パラメータ(例えば、準長軸や軌道周期)にも影響を与える可能性があります。この研究では、暗黒物質粒子の降着による既知のコンパクトな連星系の周期変化を推定しました。$\simeq10^{-15}-10^{5}GeV.c^{-2}$の範囲の質量と、暗黒物質密度と同じくらい高い暗黒物質密度を持つさまざまな暗黒物質粒子候補の影響を調査しました。銀河の中心領域の近く。私たちの全体的な結果は、暗黒物質粒子のコンパクトな連星系への降着による推定周期変化は、これらの系の測定値と同じくらい高くなる可能性があるということです。
2 体ダイナミクスの線形化されたメトリック摂動に対する修正重力
この論文では、修正された重力が、ポストミンコフスキー理論における線形化された計量摂動について研究されています。これは、重力波の放射後方散乱に起因する通常の自力を取らない2体のダイナミクスの異なる側面です。2つの異なる大規模なソースの曲がった時空のバックグラウンドメトリックを決定する新しい乗法アプローチは、ポストニュートン理論で計算されます。理論上の結果は、銀河のフラットな回転曲線について確認されており、太陽の回転速度と非常によく一致しています。
GAIA: 3D 天の川マッパー
GAIA(元はGlobalAstrometricInterferometerforAstrophysicsの頭字語)は、欧州宇宙機関(ESA)の使命であり、銀河の人口の1%の比類のない調査によって、私たちの銀河系の最大かつ最も正確な3次元マップを作成します。1,000億個の星をマイクロ秒単位の精度で。この記事では、ガイア、データリリース、およびこのミッションの考えられる影響について簡単にレビューします。読者は、DR1とDR2のデータリリースと、待望のこの他に類を見ないDR2の先駆けとしてのDR1の科学的成果を紹介されます。
