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Wed 18 Aug 21 18:00:00 GMT -- Thu 19 Aug 21 18:00:00 GMT

原始ブラックホールによる非対称再加熱

Title Asymmetric_Reheating_by_Primordial_Black_Holes
Authors Pearl_Sandick,_Barmak_Shams_Es_Haghi,_Kuver_Sinha
URL https://arxiv.org/abs/2108.08329
重力のみによって結合された2つのセクターの非対称再加熱を達成するメカニズムとして、ビッグバン元素合成(BBN)の前に原始ブラックホール(PBH)の集団のホーキング蒸発を調査します。可視セクターはインフラトンまたはモジュラスによって再加熱されますが、暗いセクターはPBHによって再加熱されます。両方のセクターのインフレーションまたはモジュラー再加熱と比較して、2つの利点があります。$(i)$インフラトンまたはモジュラスを介したオペレーターは、後でダークセクターを可視セクターで熱化でき、非対称再加熱プロセスとは関係ありません。$(ii)$PBHの質量と存在量は、暗いセクターの熱履歴、特に2つのセクターの温度比のパラメータ制御を提供します。PBHを使用した非対称再加熱は、特に豊富なダークセクター現象論を持っていることがわかります。これは、ダークセクター内の単一の自己相互作用する実スカラー場をテンプレートとして使用して調査します。化学平衡にある非相対論的および相対論的暗黒物質(DM)と、それに続く共食いの有無を含む4つの熱履歴が調査されます。これらの歴史は、現在の宇宙と弾丸銀河団で観測された熱的残存粒子によって制約されます。PBHが宇宙のエネルギー密度を支配し、可視セクターと暗セクターの両方を再加熱する場合も詳細に扱われます。

21 cmの強度マッピング、HI銀河、宇宙マイクロ波背景放射、光学銀河、弱いレンズ効果、銀河団、Ia型超新星および重力波調査による修正重力のテスト

Title Testing_modified_gravity_with_21_cm_intensity_mapping,_HI_galaxy,_cosmic_microwave_background,_optical_galaxy,_weak_lensing,_galaxy_clustering,_type_Ia_supernovae_and_gravitational_wave_surveys
Authors Deng_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2108.08480
現代の宇宙論では、重要なタスクは、宇宙に修正された重力の信号が存在するかどうかを調査することです。施設の解像度と感度が限られているため、現在の観測では重力が変化した信号を検出できません。結果として、修正された重力に関する将来の宇宙論的調査の制約力を予測することが急務です。Hu-Sawicki$f(R)$重力を、21cmの強度マッピング、HI銀河、宇宙マイクロ波背景放射、光学銀河、弱いレンズ効果、銀河団、Ia型超新星、重力波を含む8つの将来の主流プローブで制約します。HI銀河調査SKA2は、8つのプローブの中で最も強い制約$\sigma_{f_{R0}}=1.36\times10^{-8}$を与えることがわかります。有望な21cmの強度マッピング調査SKA1-MID-B1と光学銀河調査Euclidも$\mathcal{O}$(-8)のオーダーに達します。第4世代のCMB実験SOとCOREは、次数$\mathcal{O}$(-6)を生成しますが、大規模構造調査では、ユークリッド弱レンズ効果、ユークリッド銀河団、CSST弱レンズ効果が次数$\mathcal{O}$を取得します。(-5)。興味深いことに、CSST銀河団はSOおよびCOREと同じ次数$\mathcal{O}$(-6)を与え、重力波調査ETも次数$\mathcal{O}$(-5)を取得します。8つのプローブの組み合わせにより、最も厳しい制約$1.14\times10^{-8}$が得られます。これは、SKA2とSK1-MID-B1の組み合わせによる$1.34\times10^{-8}$よりもわずかに強力です。これは、将来の21cmの強度マッピングとHI銀河調査によって、宇宙のパイにおける修正された重力とエネルギー収支の理解が大幅に向上する可能性があることを示しています。

弱く強化された圧力バンプにおける微惑星形成の弾力性

Title Resilience_of_Planetesimal_Formation_in_Weakly-Reinforced_Pressure_Bumps
Authors Daniel_Carrera,_Andrew_Thomas,_Jacob_B._Simon,_Matthew_A._Small,_Katherine_A._Kretke,_and_Hubert_Klahr
URL https://arxiv.org/abs/2108.08315
軸対称のダストリングが原始惑星系円盤に遍在しているという発見は、惑星形成における圧力バンプの役割に関する研究の急増を引き起こしました。私たちのグループによる最近の高解像度シミュレーションは、わずかな隆起でさえ、ストリーミングの不安定性によって微惑星の形成を引き起こすのに十分な塵を集めることができることを示しました。この作業では、圧力バンプ補強の外部ソースが非常に弱い場合の微惑星形成の限界を調べます。放射状に細長いせん断ボックスのシミュレーションを実行して、バンプ全体をキャプチャします。バンプ自体は、ニュートン緩和スキームによって、あるタイムスケール$t_{\rmreinf}$にわたって生成および維持されます。微惑星の形成は非常に回復力があることがわかります。補強の強度を最大100分の1に減らし、微惑星の形成(つまり、場所、数、初期質量)は基本的に影響を受けませんでした。ただし、強力な補強により、標準の小石のドリフト率と比較して、はるかに速い小石のドリフトが発生することがわかります。結果として生じるより大きな小石フラックスは、小石の付着によって微惑星の成長率を高めます。バンプを維持するには、コードで角運動量を抽出する必要があり(この負のトルクの強さは、$t_{\rmreinf}$に依存します)、このトルクの一部が粒子に伝達され、粒子のドリフトが速くなると仮定します。より強いトルク(つまり、より小さな$t_{\rmreinf}$)の場合。圧力バンプを維持する物理的プロセスは、ガスをトルクすることによってそうしなければならないので、小石のドリフトへの影響は実際の現象であり、物理的に現実的なソースを使用してバンプを生成するさらなる作業を動機付けると推測します。

孤立した惑星質量物体を通過する太陽系外衛星の検出について

Title On_the_Detection_of_Exomoons_Transiting_Isolated_Planetary-Mass_Objects
Authors Mary_Anne_Limbach,_Johanna_M._Vos,_Joshua_N._Winn,_Rene_Heller,_Jeffrey_C._Mason,_Adam_C._Schneider,_Fei_Dai
URL https://arxiv.org/abs/2108.08323
全天の画像調査により、星から遠く離れた数十の孤立した惑星質量オブジェクト(IPMO)が特定されました。ここでは、これらの天体の周りを通過する衛星を検出する可能性を検討します。近軌道衛星は幾何学的な通過確率が高く、巨大惑星形成の一般的な結果であると予想されることを考えると、通過衛星は一般的であり、IPMOの約10〜15%で発生すると予想されます。IPMOは、測光通過信号を検出するために高コントラストのイメージングが必要ないという点で、他の直接イメージングされた惑星よりも優れています。現在知られているIPMOの少なくとも30(>50%)について、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での単一のトランジットの観測は、イオのようなまたはタイタンのような月の検出を可能にするのに十分低い予測ノイズレベルを持ちます。IPMOの本質的な変動性が障害になります。概念実証としてスピッツァー宇宙望遠鏡を使用したIPMOのアーカイブ時系列測光を使用して、2MASSJ1119-1137ABのフェージングイベントの証拠を発見しました。これは、固有の変動によって引き起こされた可能性がありますが、単一のハビタブルゾーン1.7$R_\oplus$太陽系外衛星の通過。この特定のイベントの解釈は決定的ではありませんが、データの特性と候補信号は、IPMOの周りの地球サイズのハビタブルゾーンの太陽系外衛星が既存の計装で検出可能であることを示唆しています。

地球科学と太陽系外惑星科学がお互いを必要とする理由

Title Why_Geosciences_and_Exoplanetary_Sciences_Need_Each_Other
Authors Oliver_Shorttle,_Natalie_Hinkel,_Cayman_Unterborn
URL https://arxiv.org/abs/2108.08382
私たちの太陽系外の惑星の研究は、私たちの地球の理解に大きな進歩をもたらし、惑星が形成され進化するための普遍的な一連の規則への洞察を提供するかもしれません。これらの目標を達成するには、地球科学の豊富な地球観測を適用して、必然的に最小限の太陽系外惑星観測によって残された空白を埋める必要があります。同様に、地球の多くの一時的なもの、たとえばプレートテクトニクス、表面液体水、大きな月、そして生命は、地球科学者に鶏が先か卵が先かという難問を長い間提示してきましたが、これらの現象。

岩だらけの太陽系外惑星の組成の多様性

Title Compositional_Diversity_of_Rocky_Exoplanets
Authors Keith_Putirka,_Caroline_Dorn,_Natalie_Hinkel,_Cayman_Unterborn
URL https://arxiv.org/abs/2108.08383
星の組成は、岩石の太陽系外惑星の密度と組成範囲を調べ、地球との類似性をテストするために不可欠です。恒星の元素の存在量と惑星の軌道データは、約5000の既知の鉱物のうち、太陽系外惑星のケイ酸塩マントルには、ほとんどがかんらん石、斜方輝石、単斜輝石、$\pm$石英、および極限のマグネシウウスタイトが含まれることを示しています。完全にエキゾチックな鉱物学はおそらく存在しません。これらのエキゾチックな地質システムを理解するには、地質学的洞察と天文データをより適切に組み合わせる必要があります。太陽系外惑星の研究は鏡のようなものであり、地球と隣接する惑星についての私たちの不完全な理解を反映しています。効果的な進歩のためには、太陽系外惑星の研究によって知らされた新しい地質/惑星実験が必要です。

汚染された白色矮星からの惑星地質学

Title Exogeology_from_Polluted_White_Dwarfs
Authors Siyi_Xu,_Amy_Bonsor
URL https://arxiv.org/abs/2108.08384
太陽系の地球型惑星の内部を研究することは困難であり、問​​題は遠方の太陽系外惑星で拡大されます。ただし、自然が役立つ場合もあります。いくつかの惑星体は破片に引き裂かれ、太陽のような星、白色矮星の子孫に近い強い重力によって消費されます。白色矮星の分光学的特徴を観察すると、惑星の一般的な構成を推測することができます。白色矮星に分類されるほとんどの惑星の破片は、関連する氷と炭素の割合が変化する岩石のように見えます。これらの白色矮星の惑星系は、太陽系外惑星系の地質を研究するユニークな機会を提供します。

太陽系外惑星の多様性:内部ダイナミクスから表面表現まで

Title The_Diversity_of_Exoplanets:_From_Interior_Dynamics_to_Surface_Expressions
Authors Maxim_D._Ballmer,_Lena_Noack
URL https://arxiv.org/abs/2108.08385
地球型外惑星の結合された内部大気システムはよく理解されていないままです。太陽系外惑星は、さまざまなサイズ、密度、表面温度、内部構造を示しており、この結合システムにとって重要なノックオン効果があります。多くの太陽系外惑星は、表面に「停滞した蓋」があり、固い静止地殻、緩慢なマントル対流、そしてわずかな火山活動しかないと予測されています。しかし、太陽系外惑星が地球のようなプレートテクトニクスを持っている場合、それはいくつかの離散したゆっくり動くプレートと活発な構造火成活動を含み、これは惑星の居住性にとって重要であり、銀河の生命の発達(および進化)に影響を与える可能性があります。ここでは、太陽系外惑星の多様性との関連で、結合された惑星のダイナミクスに関する現在の知識を要約します。

モデルを活用して岩石系外惑星の気候を制約する

Title Leveraging_Models_to_Constrain_the_Climates_of_Rocky_Exoplanets
Authors Thaddeus_D._Komacek,_Wanying_Kang,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Stephanie_L._Olson
URL https://arxiv.org/abs/2108.08386
近年、地球のために開発された数値モデルは、太陽系外惑星の気候を研究するために適応され、考えられる太陽系外惑星の幅広い特性がそれらの気候状態にどのように影響するかを理解しています。近くの岩の多い太陽系外惑星の最近の発見と今後の特徴づけは、惑星の気候を形作り、地球の永続的な居住性につながるプロセスを理解するための道を開きます。このレビューでは、大気構造、化学、進化、大気と海洋の循環など、岩石の太陽系外惑星の気候を理解する上での最近の進歩を要約します。岩石の太陽系外惑星の気候を制約する現在および今後の天文観測について説明し、モデリングツールが将来の観測に情報を提供して解釈する方法について説明します。

あそこの空気:太陽系外惑星の大気を探索する

Title The_air_over_there:_exploring_exoplanet_atmospheres
Authors Laura_Schaefer,_Vivien_Parmentier
URL https://arxiv.org/abs/2108.08387
岩だらけの太陽系外惑星の大気組成は、バルク惑星の組成と惑星の軌道位置に強く依存します。非伝統的なガスは、非常に暑い惑星の大気中に存在する可能性があります。より多くのクレメント惑星の大気は、惑星の形成と、脱出、凝縮、表面との反応などの大気除去プロセス中に取得される揮発性物質の量に依存します。これまでの太陽系外惑星の大気の観測は巨大な惑星に焦点を合わせてきましたが、今後10年間の一連の新しい宇宙および地上の観測所は、太陽系外惑星の大気を調査できる精度とスペクトル分解能に革命をもたらします。この記事は、巨大惑星大気の研究から学んだ教訓をまとめ、地球型惑星の地平線上での観測と課題を指摘しています。

ロッキープラネットで生命を始め、生命を探す

Title Starting_Life_and_Searching_for_Life_on_Rocky_Planets
Authors Paul_B_Rimmer,_Sukrit_Ranjan,_Sarah_Rugheimer
URL https://arxiv.org/abs/2108.08388
地球上の生命の起源の研究と他の惑星上の生命の探索は密接に関連しています。プレバイオティクスの化学的シナリオは、私たちが知っているように、生命の探索のターゲットとして惑星に優先順位を付けるのに役立ち、特定の分光学的特徴が生命の証拠である可能性を評価するのに役立つ有益な事前確率を提供できます。オリジンシナリオ自体の前提条件は、スペクトルシグネチャを予測します。起源研究と地球外生命体の探索との相互作用は、太陽系の探索的ベンチャーを導く実験室での作業と、将来の太陽系外惑星の観測と実験室研究に情報を与える太陽系での発見から始めなければなりません。その後の太陽系外惑星の研究は、生命の性質と起源についての結論に統計的背景を提供します。

MAROON-XによるKELT-9bの昼間の鉄輝線の確認と分子の非検出

Title Confirmation_of_Iron_Emission_Lines_and_Non-detection_of_Molecules_on_the_Dayside_of_KELT-9b_with_MAROON-X
Authors David_H._Kasper,_Jacob_L._Bean,_Michael_R._Line,_Andreas_Seifahrt,_Julian_Sturmer,_Lorenzo_Pino,_Jean-Michel_Desert,_Matteo_Brogi
URL https://arxiv.org/abs/2108.08389
新しいMAROON-X分光器を使用して、最も高温の太陽系外惑星KELT-9bの昼間の熱放射観測を提示します。バイナリマスクとの相互相関を使用して、10$\sigma$の信頼度で発光中の原子線を検出します。輝線の検出により、KELT-9bの大気に熱逆転層が存在することが確認されます。また、惑星の異常な\textit{HST}/WFC3スペクトルを説明するために呼び出されたTiOやその他の分子も検索します。分子は検出されません。代わりに、検索アプローチを使用して、TiOの体積混合比の上限を10$^{-8.5}$に設定します(99%の信頼度で)。この上限は、WFC3データを照合するために使用されるモデルと一致していません。このモデルでは、少なくとも1桁多くのTiOが必要であるため、宇宙ベースのデータの別の説明が必要であることを示唆しています。私たちの検索結果はまた、熱化学的平衡状態にある太陽組成ガスの期待とほぼ一致する、反転した温度プロファイルと原子/イオンの存在量を強く好みます。例外は、Fe$^+$の取得された存在量であり、これは予測よりも約1〜2桁大きいです。これらの結果は、新しい検索技術と組み合わせて使用​​した場合に、太陽系外惑星の大気を特徴付ける大型の地上望遠鏡での高解像度分光器の能力の高まりを浮き彫りにしています。

SPIRouを使用した高解像度での太陽系外惑星の大気の特性評価:HD 189733bでの水の検出

Title Characterizing_exoplanetary_atmospheres_at_high_resolution_with_SPIRou:_Detection_of_water_on_HD_189733_b
Authors Anne_Boucher,_Antoine_Darveau-Bernier,_Stefan_Pelletier,_David_Lafreni\`ere,_\'Etienne_Artigau,_Neil_J._Cook,_Romain_Allart,_Michael_Radica,_Ren\'e_Doyon,_Bj\"orn_Benneke,_Luc_Arnold,_Xavier_Bonfils,_Vincent_Bourrier,_Ryan_Cloutier_Jo\~ao_Gomes_da_Silva,_Emily_Deibert,_Xavier_Delfosse,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_David_Ehrenreich,_Pedro_Figueira,_Thierry_Forveille,_Pascal_Fouqu\'e,_Jonathan_Gagn\'e,_Eric_Gaidos,_Guillaume_H\'ebrard,_Ray_Jayawardhana,_Baptiste_Klein,_Christophe_Lovis,_Jorge_H._C._Martins,_Eder_Martioli,_Claire_Moutou,_and_Nuno_C._Santos
URL https://arxiv.org/abs/2108.08390
カナダに設置された新しい近赤外線高解像度(R〜70000)分光偏光計であるSPIRouの機能を活用した、300泊の大規模観測プログラムであるSPIRouLegacySurveyの一部として行われた最初の太陽系外惑星大気検出を紹介します。-フランス-ハワイ望遠鏡(CFHT;3.6m)。透過スペクトルで顕著な水蒸気吸収を示すことが知られている、広く研究されているホットジュピターであるHD189733の2つのトランジットを観測しました。2つのトランジットを組み合わせると、相互相関t検定を使用して、または対数尤度計算を使用してDeltaBIC>10で、5.9シグマでの惑星の水蒸気吸収を正常に検出できます。パラメータ化されたTPプロファイル大気モデルを想定したベイジアン検索フレームワークを使用して、透過スペクトルによってプローブされた領域の惑星大気パラメータを次の値に制約します。VMR[H2O]=-4.4^{+0.4}_{-0.4}、およびP_cloud>〜0.2bar(灰色の雲)。どちらもこの惑星の以前の研究と一致しています。私たちが取得した水量混合比はわずかに太陽直下ですが、他の研究から以前に取得したスーパーソーラーCO存在量と組み合わせると、スーパーソーラーC/O比を意味します。さらに、惑星信号の正味の青方偏移である-4.62^{+0.46}_{-0.44}kms-1を測定します。これは、以前の多くの測定値よりもいくらか大きく、惑星の大気中の風だけに起因する可能性は低いです。それはおそらく、惑星の後肢によって支配される通過信号によって説明される可能性があります。この大きな青方偏移は、実行されたすべての異なる検出/取得方法で、および2つのトランジットのそれぞれで独立して観察されます。

金星の大気からのホスフィンスペクトルの低レベルの二酸化硫黄汚染

Title Low_Levels_of_Sulphur_Dioxide_Contamination_of_Phosphine_Spectra_from_Venus'_Atmosphere
Authors Jane_S._Greaves,_Paul_B._Rimmer,_Anita_M._S._Richards,_Janusz_J._Petkowski,_William_Bains,_Sukrit_Ranjan,_Sara_Seager,_David_L._Clements,_Clara_Sousa_Silva,_Helen_J._Fraser
URL https://arxiv.org/abs/2108.08393
ホスフィンの存在を示唆する金星の大気中の1.1mm波長吸収線の新しい分析が提示されます。惑星円盤の半分をカバーする最適化されたスペクトルから、ALMAが2019年にPH31-0波長で吸収を検出したことを確認します。SO2の同時ALMAスペクトルのモデリングから、二酸化硫黄のライン汚染は10%未満でした。2017年6月に取得されたPH31-0スペクトルから数日以内に同時に発生したSO2観測値を、JCMTアーカイブから取得し、汚染も10%未満であることを示しています。汚染を差し引いたALMAおよびJCMTスペクトル(6〜7シグマの信頼度)は、同様のレベルの吸収と一致しています。変動は、同一の惑星領域ではありませんが、連続体の-1.510-4付近で約25%です。この類似性は、金星の大気中のホスフィンに起因する可能性のある存在量が、2017年と2019年にほぼ類似していたことを示唆しています。

おうし座流星群#628:大きな彗星インパクターの貯水池

Title Taurid_stream_#628:_a_reservoir_of_large_cometary_impactors
Authors Hadrien_A._R._Devillepoix,_Peter_Jenniskens,_Philip_A._Bland,_Eleanor_K._Sansom,_Martin_C._Towner,_Patrick_Shober,_Martin_Cup\'ak,_Robert_M._Howie,_Benjamin_A._D._Hartig,_Seamus_Anderson,_Trent_Jansen-Sturgeon,_Jim_Albers
URL https://arxiv.org/abs/2108.08450
砂漠の火の玉ネットワークは、2015年10月27日から11月17日の間に、流星群の南おうし座流星群に属する火の玉の重大な爆発を観測しました。同時に、AllskyMeteorSurveillanceプロジェクトのカメラは、不規則なIAUシャワー#628、s-おうし座流星群。この再発の爆発は以前の研究で予測され観察されましたが、この流れの理由はまだ理解されていません。2015年は、小川が正確に観察された最初の年であり、その性質をよりよく理解する機会を提供しました。ストリームメンバーの軌道要素を分析し、ミリメートルからメートルのサイズ範囲までのサイズ頻度分布を確立します。ストリームは高度に層化されており、地球の軌道に沿って進入速度が大きく変化します。流星物質が木星との7:2平均運動共鳴に近い軌道周期を持っていることを確認します。この個体群の質量分布は、通常の南おうし座流星群のそれとは異なり、より大きな流星物質によって支配されています。分布指数は、弱い材料の穏やかな衝突フラグメンテーションと一致しています。メートルサイズの物体の集団は、センチメートルサイズで確立されたサイズ-度数分布の継続と一致する速度で衛星観測から識別されます。s-おうし座流星群の間で観測された近日点黄経の経度の変化は、生き残った小惑星2015TX24を含む断片化からの最近の(数世紀前の)活動を示しています。これは、約20、000年前の分裂に続いて、2P/エンケ彗星の兄弟の進行中の断片化カスケードを含むおうし座流星群シャワーのモデルをサポートします。

準惑星(225088)共工周辺の偏心月の潮汐進化

Title Tidal_evolution_of_the_eccentric_moon_around_dwarf_planet_(225088)_Gonggong
Authors Sota_Arakawa,_Ryuki_Hyodo,_Daigo_Shoji,_Hidenori_Genda
URL https://arxiv.org/abs/2108.08553
最近の天文観測では、(225088)1000kmの太陽系外縁天体の準惑星である共工が、離心率が約0.3の相柳をホストしていることが明らかになりました。太陽系外縁天体の準惑星周辺の既知の衛星システムの大部分は円軌道を持っているため、Gonggong--Xiangliuシステムで観測された離心率はシステムの特異な特性を反映している可能性があります。この研究では、Gonggong-Xiangliuシステムが巨大な衝撃によって形成されたと仮定し、均質体と軌道傾斜角がゼロであるという単純化された仮定の下で、Gonggong-Xiangliuシステムの次の経年潮汐進化を調査しました。Andrade粘弾性モデルを使用して、熱軌道進化の連成シミュレーションを実行し、高次の離心率関数を含めました。異なる初期条件での多数のシミュレーションからの最終的な離心率の分布は、相柳の半径が100km以下であることを明らかにしました。また、相柳の半径の関数である半緯度直腸進化の分析解を導き出しました。最終的な半緯度直腸の観点から、相柳の半径は100kmに近いと推定されました。ハッブル宇宙望遠鏡の観測結果と合わせて、私たちの調査結果は、GonggongとXiangliuが同様のアルベドを持っていることを示唆しています。

HD 142527周辺の近赤外ディスク散乱光の水氷の特徴:ミクロンサイズの氷の粒子がディスク表面まで持ち上がった?

Title The_water-ice_feature_in_near-infrared_disk-scattered_light_around_HD_142527:_Micron-sized_icy_grains_lifted_up_to_the_disk_surface?
Authors Ryo_Tazaki,_Koji_Murakawa,_Takayuki_Muto,_Mitsuhiko_Honda,_Akio_K._Inoue
URL https://arxiv.org/abs/2108.08637
放射伝達シミュレーションを実行することにより、HD142527の外側ディスクで検出された水氷の$3〜\mu$m散乱特性を研究します。HD142527の外側のディスク表面での氷床の存在量は、以前の研究で推定されたものよりもはるかに少ないことを示しています。これは、遠赤外線の氷の観測から推測されるよりもさらに低く、ディスク表面での氷の崩壊を意味します。次に、ディスク散乱光の偏光率が、氷粒の特性に応じて氷帯の波長全体で変化することを示します。したがって、偏光スペクトルは、水氷の特性を特徴づけるための別のツールになります。最後に、観察された赤みがかったディスク散乱光は、サイズが数ミクロンの粒子によるものであると主張します。ディスク表面にこのような粒子が存在することを説明するには、ダストの沈降に効率的に対抗できるメカニズムが必要です。乱流混合を想定する場合、推定には$\alpha\gtrsim2\times10^{-3}$が必要です。ここで、$\alpha$は、粒子の垂直拡散係数を表す無次元パラメーターです。ガスの運動学を精査する将来の観測は、HD142527の外側の円盤における垂直方向の粒子のダイナミクスを解明するのに役立つでしょう。

SCExAO / CHARISを使用した惑星形成ディスクの高コントラスト面分光偏光測定

Title High-contrast_integral_field_spectropolarimetry_of_planet-forming_disks_with_SCExAO/CHARIS
Authors Kellen_Lawson,_Thayne_Currie,_John_P._Wisniewski,_Jun_Hashimoto,_Olivier_Guyon,_N._Jeremy_Kasdin,_Tyler_D._Groff,_Julien_Lozi,_Timothy_D._Brandt,_Jeffrey_Chilcote,_Vincent_Deo,_Taichi_Uyama,_Sebastien_Vievard
URL https://arxiv.org/abs/2108.08749
惑星形成ディスクの研究に適した新しい高コントラストイメージング機能について説明します。コロナグラフ高角度分解能イメージング分光器(SCExAO)システムと組み合わせたスバルコロナグラフ極限補償光学(SCExAO)システムを使用した近赤外線(NIR)高コントラスト分光偏光イメージングです。CHARIS)積分フィールドスペクトログラフ(IFS)。SCExAOのような極端な補償光学(AO)システムの出現により、原始惑星の形成を示す可能性のあるディスク構造(ギャップやスパイラルなど)に沿った若いディスクのガスジャイアント形成の予想される場所での惑星質量コンパニオンの回復が可能になりました。SCExAOと組み合わせて、偏光測定モードのCHARISIFSにより、NIRJ、H、およびKバンドにまたがる波長($1.1-2.4$$\mum$、$R\sim20$)および角度分離でのこれらのシステムの特性評価が可能になります。結果の画像を前方モデル化された散乱光または3D放射伝達モデルと比較することにより、観測された特徴の起源の可能性を評価できます。差分進化(DE)などの迅速な最適化アルゴリズムを利用して特定します。観測を最もよく再現するモデルパラメータにより、もっともらしいディスク形状を効率的に探索できます。CHARIS独自の積分場分光偏光測定モードの最近の追加により、惑星形成ディスクの研究がさらに容易になり、候補となる原惑星の確認、ディスクの診断に役立ちます。構造、およびダスト粒子集団の特性評価。新しいintによる観測に基づいて、2つの若い惑星形成ディスクシステムの予備的な結果を要約します。SCExAO/CHARISのエグラルフィールド分光偏光測定モード。

放射性乱流混合層とマゼラン破片の生存

Title Radiative_Turbulent_Mixing_Layers_and_the_Survival_of_Magellanic_Debris
Authors Chad_Bustard_and_Max_Gronke
URL https://arxiv.org/abs/2108.08310
マゼラニックストリームは、天の川の銀河系を介した媒体からの落下によって形作られていますが、ストリームとハローの境界面を介した質量、運動量、エネルギー交換の速度と方向は、ストリームの起源と運命を決定するために重要な相対的な未知数です。LMC-SMC相互作用の大規模シミュレーションを補完するものとして、理想化された高解像度の「雲破砕」および放射乱流混合層シミュレーションから得られた新しい洞察をリーディングアームおよびトレーリングストリームに適用します。速い雲の崩壊の古典的な予想に反して、我々は、リーディングアームとトレーリングストリームの多くが、強い放射冷却のために落下を生き残り、さらには質量を増すはずであると予測します。雲からの十分に超音速の潮汐スイングアウトを提供すると、現在のリーディングアームは、前駆体雲の後ろの冷却尾部にある一連の高密度の塊である可能性があります。一連の収束風洞シミュレーションを使用して分析フレームワークをバックアップし、雲の生存と質量成長に関する以前の結果を、ドラッグ時間$t_を変更して高いマッハ数($\mathcal{M}$)の流れに拡張できることを発見しました。{ドラッグ}\propto1+\mathcal{M}$およびより長い成長時間。また、トレーリングストリームをシミュレートします。成長時間は落下時間に比べて長く($\sim$Gyrs)、おおよそのH$\alpha$排出量は平均して低い($\sim$数mR)が、最大で数十mRになる可能性があることがわかります。輝点。私たちの調査結果はまた、例えば銀河系外のより広い意味を持っています。私たちが議論する銀河風。

超大規模ブラックホール連星による銀河コア形成:現実的な初期条件と銀河形態の重要性

Title Galaxy_Core_Formation_by_Supermassive_Black_Hole_Binaries:_the_Importance_of_Realistic_Initial_Conditions_and_Galaxy_Morphology
Authors Fani_Dosopoulou,_Jenny_E._Greene_and_Chung-Pei_Ma
URL https://arxiv.org/abs/2108.08317
銀河の合体中に超大質量ブラックホール(SMBH)バイナリの合体によって解放された結合エネルギーは、明るい楕円銀河によく見られる低密度コアの原因であると考えられています。高解像度の$N$-bodyとモンテカルロ法を使用して、単段および多段の銀河の合体シミュレーションを実行し、中心銀河の特性の2値質量比、初期密度カスプの傾き、および経験した合併の数。空乏した恒星の質量(または「質量不足」)の量$M_{\rmdef}$と、空乏領域の半径方向の範囲$r_{\rmb}$の両方を調べます。$r_{\rmb}\simeqr_{\rmSOI}$であり、$M_{\rmdef}$は$0.5$から$4M_{\bullet}$の範囲で変化し、$r_{\rmSOI}$残りのSMBHの影響半径と$M_{\bullet}$その質量。これらの関係の係数は、2成分の質量比に弱く依存し、その後の合併を通じて著しく一定に保たれます。コアサイズと質量不足は合併の数に比例していないため、観測から合併履歴を推測することは困難であると結論付けます。一方、$M_{\rmdef}$と$r_{\rmb}$の両方が銀河の合体の残骸の形態に敏感であり、初期の研究で行われたように、球形の初期条件を採用していることを示します。誤解を招く結果につながります。私たちのモデルは、ほとんどの観測作業で見られる$M_{\rmdef}$の値の範囲を再現しますが、実際に放出された恒星の質量の周りのほぼ1桁の範囲に及びます。

球状星団とストリーミング速度:高解像度の宇宙論的シミュレーションでの新しい形成チャネルのテスト

Title Globular_Clusters_and_Streaming_Velocities:_Testing_the_new_formation_channel_in_high-resolution_cosmological_simulations
Authors Anna_T._P._Schauer,_Volker_Bromm,_Michael_Boylan-Kolchin,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen
URL https://arxiv.org/abs/2108.08318
球状星団の形成と暗黒物質の分布との関係は、長い間天文学者を困惑させてきました。最近提案された球状星団形成チャネルの1つは、古代の星団を、初期の宇宙の暗黒物質と比較したバリオンの大規模なストリーミング速度に結び付けています。これらのストリーミング速度は、暗黒物質ハローへのバリオンの世界的な落下、高赤方偏移のハロー質量関数、および初期世代の星に影響を与えます。場合によっては、流れの速度により、暗黒物質のないガスの密集した領域が生じ、ジーンズが不安定になり、コンパクト星団が形成される可能性があります。完全な化学ネットワークと、最初の星の形成に不可欠なプロセスであるH$_2$の形成と破壊を含む宇宙論的流体力学的シミュレーションを使用して、この仮説を調査します。宇宙の約1\%を構成するかなりの流れ速度を持つ領域の高密度ガスは、実際に暗黒物質ハローの中心からいくらかオフセットされていますが、このオフセットは通常、ビリアル半径よりもかなり小さいことがわかります。暗黒物質ハローの外側のガスがジーンズに到達することはありません-シミュレーションでは不安定な密度です。ポピュレーションIII超新星による低レベル($Z\約10^{-3}\、Z_{\odot}$)の金属濃縮は、ビリアル外領域での冷却を可能にし、暗黒物質ハローの外側のガスを可能にする可能性があると仮定します。CMB温度まで冷却すると、ジーンズが不安定になります。ストリーミング速度と人口III超新星による金属濃縮の両方を含むフォローアップシミュレーションは、ストリーミング速度が初期の宇宙で球状星団を形成するための1つのパスを提供するかどうかを理解するために必要です。

光イオン化降水モデルにおける銀河周辺媒体のパノラマビュー

Title A_panoramic_view_of_the_circumgalactic_medium_in_the_photoionized_precipitation_model
Authors Manami_Roy,_Biman_B._Nath,_G._M._Voit
URL https://arxiv.org/abs/2108.08320
フィードバックがハロー全体の自由落下時間に対する冷却時間の一定の比率を維持する銀河周囲媒体(CGM)のモデルを検討します。そのため、CGM全体が多相凝縮に対してわずかに不安定になります。この「降水モデル」は、銀河団のコアと巨大な楕円のハローでの多相ガスの観測によって動機付けられています。天の川銀河に似た質量を持つ銀河の周りのCGMのモデル密度と温度プロファイルから導き出します。天の川銀河における太陽系の幾何学的位置を考慮した後、対数正規分散の温度変動がある場合にのみ、CGMモデルが観測されたOVI、OVII、およびOVIIIカラム密度と一致することを示します$\sigma_{\lnT}\sim0.6$-$1.0$が含まれています。星形成銀河の周りで観測されたOVIカラム密度は、パッシブ銀河の周りよりも体系的に大きい$\sigma_{\lnT}$の値を必要とし、ディスク内の星形成とCGMの状態との関係を示唆していることを示します。銀河系外のUVバックグラウンドによる光イオン化は、天の川のような銀河のこれらのCGM機能を大幅に変更することはありませんが、低質量銀河のCGMにはるかに大きく重要な影響を及ぼします。

光解離領域におけるUV励起分子水素の近赤外調査

Title A_Near-infrared_Survey_of_UV-excited_Molecular_Hydrogen_in_Photodissociation_Regions
Authors Kyle_F._Kaplan,_Harriet_L._Dinerstein,_Hwihyun_Kim,_Daniel_T._Jaffe
URL https://arxiv.org/abs/2108.08484
熱い若い星の近くの5つの領域からの近赤外線(NIR)H$_2$線放射の比較研究を提示します:Sharpless140、NGC2023、IC63、馬頭星雲、およびオリオン座。この放出は、光解離または光子優勢領域(PDR)、高温(O)星の近くの光イオン化ガスと分子ガス、またはやや低温(B)星に照らされた反射星雲の間の界面で発生します。これらの環境では、基底電子状態の励起回転振動(回転振動)レベルから発生するNIR輝線の主な励起メカニズムは、放射またはUV励起(蛍光)であり、遠紫外線光子の吸収によりH$_2$分子が励起されます。励起された電子状態から、NIR線の上位レベルに減衰します。私たちの光源は、さまざまなUV放射フィールド($G_0=10^2$-$10^5$)とガス密度($n_H=10^4$-$10^6$cm$^{-3}$)にまたがっており、これらの特性が出現スペクトルにどのように影響するかを調べます。マクドナルド天文台の2.7mハーランJ.スミス望遠鏡でイマージョングレーティング赤外線分光計(IGRINS)を使用して、$1.45$-$2.45$〜$\mu$mに及ぶ高解像度($R\約45,000$)スペクトルを取得し、検出しました。励起された振動状態からソースごとに170を超える遷移($v=1$-$14$)。これらのデータから導き出された個々の振動レベルの母集団は、UV励起を明確に確認しています。私たちの調査の5つのPDRの中で、OrionBarは、純粋なUV励起からの母集団とスペクトルの最大の偏差を示していますが、Sharpless140は最小の偏差を示しています。ただし、5つのPDRはすべて、純粋なUV励起下での値と比較して、レベル母集団の少なくとも一部の変更を示すことがわかりました。これは、衝突効果に起因する結果です。

ガイア計画のDR2およびEDR3カタログのデータからの天の川球状星団の軌道特性の比較

Title Comparison_of_the_Orbital_Properties_of_the_Milky_Way_Globular_Clusters_from_the_Data_of_the_Gaia_DR2_and_EDR3_Catalogs
Authors A.T._Bajkova_and_V.V._Bobylev
URL https://arxiv.org/abs/2108.08507
ガイアEDR3カタログデータから取得した新しい平均固有運動を使用して計算された、152個の球状星団の軌道パラメータの新しい値を提供します。軌道は、5Gyrで、軸対称の3成分ポテンシャルに統合され、球形のバルジ、ディスク成分、およびNavarro-Frenk-White形式の球形のダークハローがあります。200kpc得られた軌道パラメータは、ガイアDR2カタログデータからの固有運動を使用して、同じ重力ポテンシャルで以前に計算された同じ球状星団の軌道パラメータと比較されました。軌道が大幅に変更されたオブジェクトが特定されました。

吸収されたジェットを伴う細い線のセイファート1銀河-電波スペクトルインデックスマップからの洞察

Title Narrow-line_Seyfert_1_galaxies_with_absorbed_jets_--_insights_from_radio_spectral_index_maps
Authors Emilia_J\"arvel\"a,_Marco_Berton,_Luca_Crepaldi
URL https://arxiv.org/abs/2108.08521
細線セイファート1(NLS1)銀河は、活動銀河核(AGN)であり、進化の初期段階にあると考えられています。それらの一部は、相対論的ジェットをホストすることがわかっています。大規模な拡散電波放射がないため、彼らは最初の活動サイクルの1つを経験していると考えられており、電波銀河やフラットスペクトル電波クエーサーなどのより強力なAGNの初期の進化を研究する機会を提供できます。。最近、興味をそそるジェットNLS1のグループが発見されました。高無線周波数データに基づいて、相対論的ジェットをホストしていますが、JVLA観測では、すべてが少なくとも9.0〜GHzまでの急峻な無線スペクトルを示し、これらの周波数で非常に強い吸収を示しています。この論文では、1.6、5.2、および9.0〜GHzの中心周波数で空間的に分解された無線スペクトルインデックスマップを使用することにより、これらのソースのサブセットを詳細に研究します。スペクトルインデックスマップを使用すると、電波放射領域全体のさまざまな電波放射成分を解きほぐし、電波放射の生成メカニズムについての洞察を得ることができます。さらに、私たちは、ホストが電波放射の起源、またはジェットの発射メカニズムに関する追加情報を私たちに提供できるかどうかを調査するために、電波放射に関連してそれらのホスト銀河を研究します。研究されたソースがどれほど異なっているかは魅力的であり、確かにもっと、特に広い周波数範囲で、異常な電波スペクトルの背後にある理由など、それらの履歴と現在の特性を理解するために高解像度の観測が必要になります。

星間物質における一酸化リン(PO)の形成:量子化学的および速度論的計算からの洞察

Title Formation_of_phosphorus_monoxide_(PO)_in_the_interstellar_medium:_insights_from_quantum-chemical_and_kinetic_calculations
Authors Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_Cristina_Puzzarini,_Vincenzo_Barone,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Octavio_Roncero
URL https://arxiv.org/abs/2108.08530
近年、プレバイオティクス化学の重要な分子である一酸化リン(PO)が、星形成領域と67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星で検出されています。これらの研究により、星間物質では、POが系統的に最も豊富なP含有種であり、2番目に豊富なP-である窒化リン(PN)に由来するものよりも$\sim$1〜3倍多いことが明らかになりました。分子を含む。POがPNよりも豊富である理由はまだ不明です。おそらくその化合物の取り扱いが難しいため、気相にリンを用いた実験的研究は利用できません。したがって、信頼できる計算ツールを使用して、原子状リンの反応性を調査する必要があります。この目的のために、最先端の量子化学計算を使用して、P+OH$\rightarrow$PO+HおよびP+H$_2$O$\rightarrow$の正確な反応速度と分岐比を評価しました。ab-initio遷移状態理論に基づくマスター方程式アプローチの枠組みにおけるPO+H$_2$反応。OHとH${_2}$Oがリン原子の潜在的な酸化剤である可能性があるという仮説は、ISM内のH${_2}$Oの遍在的な存在に基づいています。その後、その破壊によりOHが生成されます。これは、もう1つの非常に豊富な種です。地上のリンと水との反応は、エネルギー障壁が出現したため、POの関連する発生源ではありませんが、P+OH反応は、星間物質におけるPOの重要な形成経路を表しています。私たちの速度論的結果は、この反応がアレニウスの振る舞いに従うことを示しており、したがってその速度係数alpha=2.28$\times$10$^{-10}$cm${^3}$分子$^{-1}$s$^{-1}$、ベータ=0.16およびガンマ=0.37Kは、温度を上げることによって増加します。

光学的に識別された超新星残骸G107.0 + 9.0の電波特性

Title Radio_properties_of_the_optically_identified_supernova_remnant_G107.0+9.0
Authors Wolfgang_Reich,_Xuyang_Gao_and_Patricia_Reich
URL https://arxiv.org/abs/2108.08575
銀河系の超新星残骸(SNR)の大部分は、シンクロトロン電波放射によって検出されました。最近、直径が約3〜degまたは75〜pcから100〜pcまでのサイズの進化したSNRG107.0+9.0が光学的に検出され、かすかな関連する電波放射が示されました。このSNRには、詳細な無線調査が必要です。利用可能な電波調査に加えて、Effelsberg100mおよびUrumqi25m電波望遠鏡からの新しいデータを分析することにより、SNRG107.0+9.0からの電波放射を検索することを目指しています。混乱がまれである銀河面外の無線SNRは、これまでに特定されていない場合、非常に弱いはずです。G107.0+9.0のH$\alpha$放射に導かれて、私たちはその電波放射を銀河系の大規模放射から分離しました。SNRG107.0+9.0からの電波放射は、22〜MHz〜4.8〜GHzで検出され、非熱スペクトルが急峻です。これにより、G107.0+9.0がSNRであることが確認されます。その表面輝度は、銀河系SNRで知られている中で最も低いものの1つです。偏光発光は1.4〜GHzではっきりと検出されますが、4.8〜GHzでは弱くなります。偏光放出は、G107.0+9.0とその周辺に関連するファラデースクリーンによって引き起こされたものと解釈します。視線に沿ったその秩序ある磁場は1〜$\mu$G未満です。4.8〜GHzで、G107.0+9.0の西側周辺に沿って、視線に沿った磁場強度を持つ脱分極フィラメントを特定しました$B{_{||}}\sim15〜\mu$G。磁場圧縮。G107.0+9.0は、現在少数の既知の進化した大径の低表面輝度銀河SNRに追加されます。我々は、そのような天体が、大規模な拡散銀河放射を支配しているにもかかわらず、電波連続体調査から首尾よく抽出できることを示した。

レンズ付きクエーサーQ2237 + 0305の広い輝線領域の形状と運動学

Title Geometry_and_kinematics_of_the_broad_emission_line_region_in_the_lensed_quasar_Q2237+0305
Authors Damien_Hutsem\'ekers_and_Dominique_Sluse
URL https://arxiv.org/abs/2108.08696
ラインプロファイルの歪みは、重力レンズのクエーサースペクトルで一般的に観察されます。これらの歪みは、レンズ銀河の星からのマイクロレンズによって引き起こされ、ブロードライン領域(BLR)の空間的および運動学的に分離された部分の倍率差を生み出します。レンズ付きクエーサーQ2237+0305の準同時可視および近赤外分光法は、高イオン化CIV$\lambda$1549\AAおよび低イオン化H$\alpha$輝線における強いマイクロレンズ誘起線変形を明らかにします。この効果を使用して、Q2237+0305のBLRサイズ、ジオメトリ、およびキネマティクスを制約します。この目的のために、3つの代表的なBLRモデル(ケプラー円盤、赤道風、および双円錐極風)の輝線の変形をモデル化しました。視線に関して様々な傾向を考慮しました。4つのインデックスのセットによって特徴付けられる、観測されたマイクロレンズ効果は、考慮されたBLRモデルのサブサンプルによってのみ再現できることがわかります。マイクロレンズ分析は、CIVおよびH$\alpha$輝線を放出する領域のケプラーディスクモデルを支持します。極風モデルは、可能性は低いですが、CIVBLRでは引き続き可能です。赤道風モデルは完全に除外されています。タイプ1AGNの予想と降着円盤の傾きに対する過去の制約と一致して、40$\deg$のBLRの好ましい傾きが見つかりました。BLRの半光半径は$r_{\rm1/2}\simeq$47$\pm$19光日であり、CIVとH$\alpha$BLRの間に有意差はありません。CIVBLRのサイズは、残響マッピングから導出された半径と光度の関係と一致しますが、バルマー系列BLRのサイズは1桁小さく、高光度と高降着率で異なるクエーサー特性を示している可能性があります。

バイナリ中性子星合体からの最速の噴出物の解決:電磁気の対応物への影響

Title Resolving_the_fastest_ejecta_from_binary_Neutron_Star_mergers:_implications_for_electromagnetic_counterparts
Authors Coleman_Dean,_Rodrigo_Fern\'andez,_Brian_D._Metzger
URL https://arxiv.org/abs/2108.08311
連星中性子星合体のグリッドベースの流体力学シミュレーションにおける初期質量放出に対する空間分解能の影響を調べます。$\sim0.6$cを超える速度の動的噴出物のサブセットは、$\sim$hrのタイムスケールでキロノバの紫外線前駆体を生成し、1年にわたる非熱的な残光に寄与する可能性があります。以前の研究では、粒子ベースまたはグリッドベースの流体力学的方法を使用した場合、この高速噴出物の量が1〜2桁異なることがわかりました。ここでは、ニュートンの自己重力、慣性力、および重力波損失を考慮して、共回転フレーム内の軸対称衝突としてマージをモデル化する数値実験を実行します。計算コストが低いため、星の半径の$4$m、つまり$\sim3\times10^{-4}$という高い空間解像度に到達できます。セルサイズが$20$mの場合、高速イジェクタの生成は$10\%$以内に収束することがわかります。これは、既存のグリッドベースのマージシミュレーションで見つかった高速イジェクタ量が、解像度がさらに上がると、粒子ベースの結果と一致するために必要なレベルまで増加する可能性が低いことを示しています。結果として得られる中性子を動力源とする前駆体は、原則として、今後の施設で$\lesssim200$Mpcの距離まで検出可能です。また、偏心合併に関連する自由落下速度での正面衝突により、準円形とは異なるキロノバの特徴を持つ、$10^{-2}M_\odot$のオーダーの高速および低速のイジェクタ量が生成されることもわかりました。合併。

9つのエアシャワー実験からのミューオン測定の複合分析に関する最新情報

Title Update_on_the_Combined_Analysis_of_Muon_Measurements_from_Nine_Air_Shower_Experiment
Authors Dennis_Soldin_(for_the_EAS-MSU,_IceCube,_KASCADE-Grande,_NEVOD-DECOR,_Pierre_Auger,_SUGAR,_Telescope_Array,_and_Yakutsk_EAS_Array_Collaborations)
URL https://arxiv.org/abs/2108.08341
過去20年間にわたって、さまざまな実験により、一次エネルギーが数桁にわたって大規模な空気シャワーのミューオン密度が測定されてきました。いくつかの実験では、シミュレートされたエアシャワーと実験的に測定されたエアシャワーの間でミューオン密度の違いが観察されましたが、他の実験では不一致は報告されていません。数PeVから数十EeVのシャワーエネルギーと、数100MeVから約10GeVのミューオンしきい値エネルギーをカバーする、9つのエアシャワー実験からのミューオン測定のメタ分析の更新を提示します。さまざまな実験の測定値を比較するために、それらのエネルギースケールを相互校正し、エアシャワーシミュレーションに基づくユニバーサルリファレンススケールを使用して実験データを比較しました。10PeVを超えると、すべてのハドロン相互作用モデルのシミュレーションに関してミューオンが過剰になり、シャワーエネルギーとともに増加します。EPOS-LHCおよびQGSJet-II.04の場合、増加の傾きの重要性は、個々の実験の不確実性のさまざまな仮定の下で詳細に分析されます。

高エネルギー光子を伴うガンマ線バーストのプリバーストニュートリノ

Title Pre-burst_neutrinos_of_gamma-ray_bursters_accompanied_by_high-energy_photons
Authors Jie_Zhu,_Bo-Qiang_Ma
URL https://arxiv.org/abs/2108.08425
ガンマ線バースト(GRB)からの高エネルギーニュートリノイベントに関する以前の研究は、ニュートリノ速度の変動を示唆しています$v(E)=c(1\pmE/E^{\nu}_{\mathrm{LV}})$${E}^{\nu}_{\rmLV}=(6.4\pm1.5)\times10^{17}〜{\rmGeV}$と、固有の時間差${\Delta{t}_{\rmin}=(-2.8\pm0.7)\times10^2〜{\rms}}$、これは、高エネルギーニュートリノがソースリファレンスの低エネルギー光子よりも約300〜s早く出てくることを意味しますシステム。ニュートリノのプレバーストが高エネルギー光子を伴う可能性を考慮して、この研究では、フェルミガンマを分析することにより、ソースでの低エネルギー光子の前に100〜1000秒の早い放出時間を持つ高エネルギー光子イベントを検索します。-光線宇宙望遠鏡(FGST)データ。100〜MeVを超えるエネルギーの光子イベントの検索を実行し、既知の赤方偏移を持つ48個のGRBから14個のイベントを見つけます。これらのイベントを、MajorAtmosphericGammaImagingCherenkov望遠鏡(MAGIC)によって観測された$1.07〜\rm{TeV}$光子イベントと組み合わせて、数分間の高エネルギーニュートリノ放出を伴う長期間のプレバースト段階を提案します。GRBソースでの高エネルギー光子。

恒星の核-合併による崩壊:ブラックホール、ソーン-\。Zytkowオブジェクト、マグネター、超高輝度超新星の新しいフォーメーション経路

Title Stellar_Core-Merger-Induced_Collapse:_New_Formation_Pathways_for_Black_Holes,_Thorne-\.Zytkow_objects,_Magnetars_and_Superluminous_Supernovae
Authors Iminhaji_Ablimit,_Philipp_Podsiadlowski,_Ryosuke_Hirai,_James_Wicker
URL https://arxiv.org/abs/2108.08430
ほとんどの中性子星(NS)とブラックホール(BH)は、大質量星の進化における最後の残骸であると考えられています。この研究では、BHと特異なNS(具体的には、マグネターとソーン-\。Zytkowオブジェクト[T\.ZOs])を形成するための新しい形成チャネルを提案します。これをコア合併誘起崩壊(CMIC)と呼びます。)モデル。このモデルは、酸素/ネオン/マグネシウム組成の白色矮星の共通外層相の終わりと、水素に富むまたはヘリウムに富む非縮退星のコアとの融合を含み、独特の新しいタイプの星の作成につながります。オブジェクト。バイナリ母集団合成シミュレーションの結果は、CMICチャネルが(ミリ秒)パルサー、T\.ZO、マグネター、およびBHの母集団に重要な貢献をする可能性があることを示しています。CMICモデルによって形成されたT\.ZO、マグネター、BHを動力源とする超高輝度超新星の可能性も調査されています。

シミュレートされたニュートリノ放出モデルと超新星1987Aのデータとの比較

Title Comparison_of_simulated_neutrino_emission_models_with_data_on_Supernova_1987A
Authors Jackson_Olsen_and_Yong-Zhong_Qian
URL https://arxiv.org/abs/2108.08463
ベイズアプローチを使用して、超新星(SN)ニュートリノ放出のモデルをSN1987AのカミオカンデIIデータと比較します。これらのモデルはシミュレーションから取得され、現在の1DSNモデルを表しています。ニュートリノ放出の短い降着段階を持つモデルが最も好まれていることがわかります。この結果は、全体的なフラックスの正規化を変更したり、ニュートリノ振動を考慮したりしても影響を受けません。また、最適なモデルとデータの互換性も確認します。

Neutron Star $-$ NeutronStarNeutronStar $-$ Black Holeの合併:マルチバンド観測と早期警告

Title Neutron_Star$-$Neutron_Star_and_Neutron_Star$-$Black_Hole_Mergers:_Multiband_Observations_and_Early_Warnings
Authors Chang_Liu,_Lijing_Shao
URL https://arxiv.org/abs/2108.08490
連星中性子星(BNS)システムと中性子星-ブラックホール(NSBH)システムからの重力波(GW)の検出は、極端な条件と関連する高エネルギー天体物理学的プロセスにおける高密度物質の特性への新しい洞察を提供します。ただし、現在、NS状態方程式(EoS)に関する情報は、非常に限られた精度で抽出されています。一方、GW170817と並んで$\gamma$線バーストが偶然発見されたという実りある結果は、早期警告アラートの必要性を示しています。物質の影響と空の位置の正確な測定は、宇宙と地上からの共同GW検出によって達成できます。私たちの研究では、GW170817とGW200105の2つの例に基づいて、フィッシャー情報マトリックス分析を使用して、宇宙搭載のデシヘルツGW検出器と地上のアインシュタイン望遠鏡(ET)の間のマルチバンド相乗効果を調査します。特に、スピンによって引き起こされる四重極モーメント、潮汐変形可能性、および空の局在化に関連するパラメーターに焦点を当てています。(i)マルチバンド観測の助けを借りてのみ、四重極パラメーターを制約できることを示します。(ii)デシヘルツGW検出器を含めると、潮汐変形性の誤差は数分の1になり、さらに多くのEoSを除外できることを示します。(iii)ETを含めると、空の局在化が約1桁向上します。さらに、4つの計画されたデシヘルツ検出器からの異なる制限を体系的に比較し、2つの広く使用されている波形モデルを採用しました。

カムランド実験による天体物理学的反ニュートリノの限界

Title Limits_on_astrophysical_antineutrinos_with_the_KamLAND_experiment
Authors S._Abe,_S._Asami,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_S._Hayashida,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_T._Kinoshita,_Y._Kishimoto,_M._Koga,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_K._Ueshima,_Y._Wada,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._K._Ichikawa,_A._Kozkov,_D._Chernyak,_Y._Takemoto,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_S._Hirata,_K._Z._Nakamura,_M._Yoshida,_B._E._Berger,_B._L._Fujikawa,_J._G._Learned,_J._Maricic,_S._N._Axani,_Z._Fu,_J._Ouellet,_L._A._Winslow,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M._P._Decowski,_C._Grant,_S._Dell'Oro,_T._O'donnell
URL https://arxiv.org/abs/2108.08527
カムランド検出器を使用して、ニュートリノエネルギー範囲8.3〜30.8MeVの天体物理源からの電子反ニュートリノ($\bar{\nu}_e$)の検索について報告します。液体シンチレータの6.72kton年の曝露では、逆ベータ崩壊反応を介して18の候補イベントが観察されます。中性カレント大気ニュートリノ相互作用からの大きなバックグラウンドの不確実性がありますが、バックグラウンドモデルの予測を超える有意な過剰は見つかりません。いくつかの超新星遺物ニュートリノスペクトルを仮定して、分析範囲で60〜110cm$^{-2}$s$^{-1}$(90%CL)のフラックス上限を与え、モデルに依存しないフラックスを提示します。また、明暗黒物質対からニュートリノ対の消滅率に制限を設けています。これらのデータは、$^{8}$B太陽ニュートリノが$\bar{\nu}_e$'s、$P_{\nu_e\rightarrow\bar{\nu}_e}<3.5\に変換される確率の上限を改善します。times10^{-5}$(90%CL)は、歪みのない$\bar{\nu}_e$形状を想定しています。これは、分析エネルギー範囲で60cm$^{-2}$s$^{-1}$(90%CL)の太陽$\bar{\nu}_e$フラックスに対応します。

降着によって引き起こされた合併は、古い星の種族のコア崩壊超新星につながります

Title Accretion_induced_merger_leading_to_core_collapse_supernovae_in_old_stellar_populations
Authors Jessica_Braudo,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel)
URL https://arxiv.org/abs/2108.08638
古すぎて単一またはバイナリの進化でCCSNeを形成できない星の種族で、コア崩壊超新星(CCSNe)につながる可能性のある三重星の進化を調べます。つまり、主系列星から進化する最も重い星に質量があります。〜4-5Moの。シナリオでは、質量が約4〜5Moの三項系で最も質量の大きい星を調べ、軌道間隔が約100〜1000Roの内部バイナリシステムに質量を転送します。内側のバイナリの最初の軌道分離は〜10-50Roです。内側のバイナリは、主星が失った質量の大部分を降着させ、2つの星は膨張し、それらの相互軌道は合併するまで収縮します。合併生成物は、質量が約8〜10度の主系列星であり、後でCCSN爆発を経験し、主星の白色矮星(WD)の残骸に結合または非結合のNS残骸を残します。これらのWD-NS逆進化シナリオのイベント率は、CCSNeの約5e-5の一部であると推定されます。今後10年間で、空の調査で1〜5個のそのようなイベントが検出されると予想されます。

中性子星合体の熱的側面

Title Thermal_aspects_of_neutron_star_mergers
Authors Peter_Hammond,_Ian_Hawke,_Nils_Andersson
URL https://arxiv.org/abs/2108.08649
重力星合体信号と電磁気星合体信号の両方から最大の情報を抽出するには、理論モデル/数値シミュレーションが関連する極端な物理学を忠実に表現していることを確認する必要があります。これにはさまざまな問題があり、有限の温度効果が関連する現象の多くを制御します。これらの問題を理解するためのステップとして、二元中性子星合体で到達した密度と温度について、中性子星物質の$\beta$平衡の条件を調べます。平衡外の合併シミュレーションの結果を使用して、平衡のさまざまな概念が合併のダイナミクスにどのように影響するかを検討し、将来のシミュレーションでこれらの条件を説明しようとするときに発生する問題を提起します。これらの問題は、計算と概念の両方です。この効果により、一部の密度領域で状態方程式が軟化し、体積粘度などの平衡からの逸脱に依存するプロセスに影響を与える組成の変化が、大きさと関連する一連の反応に固有の平衡化タイムスケール。また、ニュートリノ吸収に依存しているため、物質のどの領域にどの平衡条件が関連しているかを正確に判断することは困難であり、物質を平衡に戻すために働く反応の計算をさらに複雑にします。

すべての暗黒物質としての原始ブラックホールは高速電波バーストを説明できますか?

Title Can_Primordial_Black_Holes_as_all_Dark_Matter_explain_Fast_Radio_Bursts?
Authors Kimmo_Kainulainen,_Sami_Nurmi,_Enrico_D._Schiappacasse,_Tsutomu_T._Yanagida
URL https://arxiv.org/abs/2108.08717
原始ブラックホール(PBH)は、最も興味深い非粒子暗黒物質(DM)候補の1つです。彼らは、大衆体制における宇宙のすべてのDMコンテンツを約$10^{-14}M_{\odot}-10^{-11}M_{\odot}$について説明するかもしれません。PBHと銀河内の中性子星(NS)との衝突が発生した場合に、磁気リコネクションを介して高速電波バーストの発生源としてPBHを研究します。NSによるキャプチャをモデル化するために、PBH-NSの遭遇中のPBHのエネルギー損失を調査します。桁違いの推定では、すべてDMであるPBHのパラメータ空間は、観測されたFRBレートのオーダーであるレートでFRBを生成するためのパラメータ空間と偶然に一致していると結論付けます。

非理想的な一般相対論的電磁流体力学の物理学

Title The_physics_of_non-ideal_general_relativistic_magnetohydrodynamics
Authors N._Andersson,_I._Hawke,_T._Celora_and_G.L._Comer
URL https://arxiv.org/abs/2108.08732
一般相対性理論における非理想的な電磁流体力学のフレームワークを検討し、関連する物理学に特に注意を払います。この議論では、(与えられた状態方程式に関連する)微物理と(数値シミュレーションの観点からの)グローバルダイナミクスとの関係に焦点を当て、理想的で抵抗性の電磁流体力学につながる仮定を注意深く検討します。私たちは、局所的な電荷の中立性の問題に特に注意を払います。これは、想定される傾向がありますが、一般的に認識されているよりも複雑であるように見えます。関連するすべての問題を解決するわけではありませんが、いくつかの仮定と単純化をシミュレーションでテストする方法を強調します。最終的な定式化は、論理的にも物理的にも一貫しており、関連する天体物理学シナリオの新世代モデルの基盤を整えています。

天文情報学におけるビッグデータ-スキャンされた天文写真乾板の圧縮

Title Big_Data_in_Astroinformatics_--_Compression_of_Scanned_Astronomical_Photographic_Plates
Authors Vasil_Kolev
URL https://arxiv.org/abs/2108.08399
スキャンされた天文写真乾板(SAPP)データベースの構築とSVD画像圧縮アルゴリズムが考慮されます。異なるプレートでの圧縮のいくつかの例が示されています。

0.5kpc以内の2つのLISAソースの発見

Title The_Discovery_of_Two_LISA_Sources_within_0.5_kpc
Authors Mukremin_Kilic,_Warren_R._Brown,_A._Bedard,_Alekzander_Kosakowski
URL https://arxiv.org/abs/2108.08324
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)に2つの新しい重力波検証バイナリを提供する、1時間未満の周期で最も明るい分離したバイナリ白色矮星の発見を報告します。最初のもの、SMSSJ033816.16$-$813929.9(以下J0338)は、30.6分の公転周期、$g=17.2$magの分離した二重白色矮星バイナリで、533pcの距離にガイア視差測定があります。観測された視線速度と測光変動は、システムパラメータに正確な制約を提供します。J0338には、$0.230\pm0.015〜M_{\odot}$白色矮星と$0.38_{-0.03}^{+0.05}〜M_{\odot}$コンパニオンが$69\pm9^{\circ}の傾斜で含まれています。$。2番目のシステムであるSDSSJ063449.92+380352.2(以下、J0634)は、26.5分の公転周期で、435pcの距離にある$g=17.0$magの分離した二重白色矮星バイナリです。J0634には、$0.452^{+0.070}_{-0.062}〜M_{\odot}$の白色矮星と、$0.209^{+0.034}_{-0.021}〜M_{\odot}$のコンパニオンが$37の傾斜で含まれています\午後7^{\circ}$。J0634のより重い白色矮星は、そのような時期に潮汐散逸が比較的非効率的であると予測されているにもかかわらず、その仲間よりも高温です。これは、より重い白色矮星が最後に形成されたことを示唆しています。J0338とJ0634は、4年後に、それぞれ5と19の信号対雑音比でLISAによって検出されます。これらの2つのシステムは、それらの過輝度と$u$バンド測光に基づいて識別されました。$u$バンドで選択されたGaiaターゲットをフォローアップすると、追加のLISA検証バイナリが生成される可能性があります。

TWA7システムでのH $ _2 $の検出:星周起源の可能性

Title Detection_of_H$_2$_in_the_TWA_7_System:_A_Probable_Circumstellar_Origin
Authors Laura_Flagg,_Christopher_Johns-Krull,_Kevin_France,_Gregory_Herczeg,_Joan_Najita,_John_Carptenter,_Scott_J._Kenyon
URL https://arxiv.org/abs/2108.08327
HST-COSFUVスペクトルを使用して、TWA7システムで暖かい分子水素を発見しました。$\sim$9Myrの古いM2.5スターであるTWA7は、冷たい塵円盤を持っており、以前は降着の兆候を示していません。分子状水素は、塵円盤では非常にまれであると予想されます。水素分子は、TWA7などの恒星黒点または冷たい星の下部彩層で生成できますが、Ly$\alpha$の翼によってポンピングされる進行からのフラックスは、この水素分子が星周円盤である可能性があることを示しています。非常に低いレベルで降着し、星周に近い環境でガスの貯留層を保持する可能性があります。

太陽ナトリウムD1線偏光のパラドックスを解く

Title Solving_the_paradox_of_the_solar_sodium_D1_line_polarization
Authors Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Javier_Trujillo_Bueno
URL https://arxiv.org/abs/2108.08334
25年前、謎めいた直線偏光信号がナトリウムD1ラインのコアで発見されました。発見された唯一の説明は、他の証拠と矛盾して、太陽の彩層が実質的に磁化されていないことを暗示していました。これは、長年物理学者に挑戦してきたパラドックスを開きました。ここでは、その解決策を示し、ガウス範囲の磁場の存在下でこれらの分極信号を適切に説明できることを示します。この結果は、太陽彩層のとらえどころのない磁気を探索するための新しい診断ウィンドウを開きます。

銀河系初期型O超巨星の経験的質量損失率と凝集特性

Title Empirical_mass-loss_rates_and_clumping_properties_of_Galactic_early-type_O_supergiants
Authors C._Hawcroft,_H._Sana,_L._Mahy,_J.O._Sundqvist,_M._Abdul-Masih,_J.C._Bouret,_S._A._Brands,_A._de_Koter,_F._A._Driessen,_and_J._Puls
URL https://arxiv.org/abs/2108.08340
O超巨星の恒星風診断に対する光学的厚さの凝集の影響を調査し、速度空間の多孔性に関連する風パラメータを制約します。光学的に厚い凝集の完全な記述を含むモデルを使用して、巨大な熱い星のサンプルについて光学的に厚い凝集の影響が調査されたのはこれが初めてです。8つのO超巨星のサンプルの分光観測を再分析します。NLTE大気コードFASTWINDの遺伝的アルゴリズムラッパーを使用して、光学スペクトルとUVスペクトルへの同時適合を取得し、光球と風の特性および表面の存在量を決定します。凝集係数、質量損失率、終末風速など、多くの風パラメータに関する経験的制約を提供します。さらに、速度充填係数と凝集塊密度に関する最初の体系的な経験的制約を確立します。これらのパラメータは、それぞれ、速度空間での凝集塊の分布と物理空間での凝集塊間媒体の密度を表します。Vinketal。の理論的予測と比較して、質量損失率が3.6分の1に減少していることがわかります。(2000)、およびBj\"orklundetal。(2021)からの予測の係数1.4以内の質量損失率。光学的に厚い凝集を含めると、再結合線と不飽和UVリン線を含む共鳴線の同時フィッティングが可能になることを確認します。(Pv1118-1128)、リンの存在量を減らすことなく、平均して、風速場の半分が密集した塊で覆われていることがわかります。また、これらの塊は平均的な風の25倍の密度であり、塊間媒体は平均風の3〜10分の1の密度であり、前者の結果は理論的予測とよく一致し、後者は放射状に圧縮されたガスの横方向の充填が希薄な塊間物質のスケールを設定するために重要である可能性があることを示唆しています。

進化の少ない段階での複数の星の種族-II:NGC1846矮星の間での有意なヘリウム拡散の証拠なし

Title Multiple_stellar_populations_at_less_evolved_stages-II:_no_evidence_of_significant_helium_spread_among_NGC_1846_dwarfs
Authors Chengyuan_Li_(SYSU)
URL https://arxiv.org/abs/2108.08442
2Gyrより古い星団での星から星への化学変化の検出は、「単純な星の種族」(SSP)の標準的な例としての星団の従来の見方をいわゆる「複数の星の種族」(MP)に変えました。。MPの重要性はクラスターの総質量と相関しているように見えますが、MPの存在はクラスターの年齢によって決定されるようです。この記事では、ハッブル宇宙望遠鏡の深部測光を使用して、$\sim$1.7Gyr-oldクラスターNGC1846のFGタイプの矮星にヘリウムが広がっているかどうかを調べます。観測結果を合成星の種族と比較することにより、NGC1846の主系列星の間で$\Delta{Y}\sim0.01\pm0.01$のヘリウム拡散を推定します。最大ヘリウム拡散は$\を超えません。ヘリウムに富む星の採用された割合に応じて、Delta{Y}\sim0.02$。このようなヘリウム濃縮によって引き起こされる色の変化をマスクするには、少なくとも$\Delta{\rm[N/Fe]}$=0.8dexの窒素濃縮が必要です。これは、赤色巨星分枝の以前の分析では除外されています。このクラスター。結果は、銀河団の$\Delta{Y}$-質量関係と一致していることがわかります。NGC1846にMPが搭載されているかどうかを調べるには、より高い測光精度が必要です。採用された測光品質の下では、NGC1846矮星の間で極端なヘリウム変動はないと結論付けます。

モデルにおける磁気ヘリシティの推定と太陽磁場の観測。パートIV:太陽観測への応用

Title Magnetic_helicity_estimations_in_models_and_observations_of_the_solar_magnetic_field._Part_IV:_Application_to_solar_observations
Authors J._K._Thalmann,_M._K._Georgoulis,_Y._Liu,_E._Pariat,_G._Valori,_S._Anfinogentov,_F._Chen,_Y._Guo,_K._Moraitis,_S._Yang_and_A._Mastrano
URL https://arxiv.org/abs/2108.08525
このISSIがサポートする太陽の磁気ヘリシティに関する一連の研究では、高品質の太陽マグネトグラム観測に対してさまざまな磁気ヘリシティ計算方法を体系的に実装します。有限体積の離散フラックスチューブ(特に接続ベース)とフラックス積分法を、ひのでの太陽光学望遠鏡からのデータに適用します。ターゲットは、2006年12月の約1。5日の間隔でのNOAAアクティブ領域10930であり、これには大規模な噴火フレアが含まれていました(SOL2006-12-13T02:14X3.4)。有限体積法と接続性ベースの方法は、冠状磁気ヘリシティの瞬間的な予算を生み出しますが、フラックス積分法は、光球を通して注入された累積ヘリシティの推定を可能にします。私たちの仕事の目的は2つあります。方法の相互検証と、噴火につながる複雑なイベントの解釈です。最初の目的として、(i)有限体積法の間の強い一致、(ii)接続性ベースの方法と有限体積法の間の適度な一致、(iii)フラックス積分法の間の優れた一致、および(iv)ヘリシティの支配的な符号と大きさに関する有限体積法とフラックス積分法に基づく推定値の間の全体的な一致。2番目の目的として、光球ヘリシティフラックスがコロナヘリシティバジェットに大きく貢献し、Xクラスフレア中に右手系の構造が主に左手系のコロナから噴出したと確信しています。全体として、特定されたデータ(準備)の問題を注意深く処理することを考えると、アクティブ領域のコロナの全体像を描くために、(蓄積された)コロナヘリシティを推定するためのさまざまな方法の使用が必要になる可能性があります。イベントの分析と解釈を誤解させます。

電子速度分布関数から推定された太陽風の両極電場とポテンシャル

Title Ambipolar_electric_field_and_potential_in_the_solar_wind_estimated_from_electron_velocity_distribution_functions
Authors Laura_Bercic,_Milan_Maksimovic,_Jasper_S._Halekas,_Smone_Landi,_Christopher_J._Owen,_Daniel_Verscharen,_Davin_Larson,_Phyllis_Whittlesey,_Samuel_T._Badman,_Stuart._D._Bale,_Anthony_W._Case,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Justin_C._Kasper,_Kelly_E._Korreck,_Roberto_Livi,_Robert_J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_Marc_Pulupa,_Michael_L._Stevens
URL https://arxiv.org/abs/2108.08528
太陽風は太陽コロナから逃げ出し、短い距離でその終端速度まで加速されます。この加速に関連するエネルギーバランスはよくわかっていないままです。太陽風ダイナミクスへのグローバルな静電的寄与を定量化するために、両極電場($\mathrm{E}_\parallel$)とポテンシャル($\Phi_\mathrm{r、\infty}$)を経験的に推定します。パーカーソーラープローブによって、20.3\、$R_S$から85.3\、$R_S$の間の、太陽に近い太陽風で測定された電子速度分布関数(VDF)を分析します。2つの異なる太陽風モデルの予測をテストします。太陽の近くでは、VDFは、位相空間の太陽に向かって磁場が整列した部分で超熱電子不足を示します。私たちは、太陽方向の赤字は、無衝突の外気圏モデルによって予測された電子カットオフの残骸であると主張します(Lemaire&Sherer1970、1971、Jockers1970)。このカットオフエネルギーは、$\Phi_\mathrm{r、\infty}$に直接リンクされています。太陽風における$\mathrm{E}_\parallel$とクーロン衝突の競合する影響は、定常電子暴走モデル(SERM)(Scudder2019)によって対処されます。このモデルでは、電子の位相空間は、衝突によって過減衰された領域と過小減衰された領域に分けられます。小さなピッチ角でのこの境界速度は、ストラールのブレークポイントエネルギーと一致すると仮定します。これにより、$\mathrm{E}_\parallel$を計算できます。得られた$\Phi_\mathrm{r、\infty}$と$\mathrm{E}_\parallel$は、理論上の期待とよく一致しています。べき乗則がインデックス$\alpha_\Phi=-0.66$および$\alpha_\mathrm{E}=-1.69$で機能するため、半径距離とともに減少します。最後に、静電加速から陽子によって得られる速度を推定します。これは、外気圏モデルから計算された77\%、およびSERMモデルから計算された44\%に相当します。

活性領域の寿命と光度曲線の自己相関関数との関係について

Title On_the_relation_between_active-region_lifetimes_and_the_autocorrelation_function_of_light_curves
Authors A._R._G._Santos,_S._Mathur,_R._A._Garc\'ia,_M._S._Cunha,_P._P._Avelino
URL https://arxiv.org/abs/2108.08616
ダークスポットによる恒星の光度曲線の回転変調は、スポットの特性、したがって磁気活動に関する情報を囲みます。特に、光度曲線の自己相関関数(ACF)の減衰は、信号のコヒーレンスがその寿命全体にわたって予想されることを考えると、スポット/アクティブ領域の寿命に関連していると推定されます。文献では、ACFを説明するために指数関数的減衰が採用されています。ここでは、ACFとアクティブ領域の寿命の関係を調査します。この目的のために、さまざまな観測、恒星、およびスポット特性を持つ回転するスポット星の人工光度曲線を作成します。線形減衰とそれぞれのタイムスケールは、指数関数的減衰よりもACFをより適切に表すことがわかります。したがって、線形減衰を採用します。ACFから推測されるスポット/アクティブ領域のタイムスケールは、光度曲線の観測長によって強く制限されます。1年間の光度曲線の場合、結果は、推定されたタイムスケールと入力されたタイムスケールの間に相関関係がないことと一致しています。ACFの減衰は、差動回転とスポット進化の影響も大きく受けます。強い差動回転と高速スポット進化は、アクティブ領域の寿命をより深刻に過小評価する原因になります。それにもかかわらず、どちらの状況でも、観測されたタイムスケールは入力の寿命と相関しています。したがって、私たちの分析は、ACF減衰を使用して、比較的長期間の観測でアクティブ領域の寿命の下限を取得できることを示唆しています。ただし、アクティブ領域の進化が速い、または回転差に関連する安定した拍動パターンを表示するターゲットを回避またはフラグ付けする戦略を採用する必要があります。

マイクロレンズ観測による低振幅の脈動星の特定

Title Identifying_low-amplitude_pulsating_stars_through_microlensing_observations
Authors Sedighe_Sajadian,_Richard_Ignace,_Hilding_Neilson
URL https://arxiv.org/abs/2108.08650
低振幅の脈動変動を検出するための1つの可能性は、重力マイクロレンズ法によるものです。マイクロレンズイベント中、一時的な輝度の増加は信号対雑音比の改善につながり、それによって光度曲線の脈動シグネチャの検出可能性が向上します。この可能性については、2つの主要な考慮事項の下で検討します。1つ目は、標準の点源と点レンズの近似が適用される場合です。このシナリオでは、観測された光度曲線を最適なマイクロレンズモデルで除算すると、不確実性が改善された脈動特徴をもたらす残差が生じます。2つ目は、トランジットイベント(シングルレンズ)または苛性アルカリ交差(バイナリレンズ)用です。点光源近似は崩壊し、単純な最適なマイクロレンズモデルに関連する残差はより複雑な動作を示します。OGLEとKMTNetの調査には、銀河バルジに向かう脈動変光星のマイクロレンズ法のモンテカルロシミュレーションを採用しています。$\Delta\chi^{2}>350$の$\chi^{2}$の違いで、シングルおよびバイナリマイクロレンズイベント中に$<0.25$magの固有振幅を持つ脈動シグネチャを検出する効率を示します。$\sim50-60\%$です。最大効率は、脈動期間$P\simeq0.1-0.3$日で発生します。また、非放射状脈動星(NRP)の高倍率マイクロレンズイベントが、惑星またはバイナリマイクロレンズイベントとして誤解される可能性についても研究しています。脈動変光星による光度曲線のピークの周りの小さな非対称の特徴は、小さな苛性曲線と交差する(または近くを通過する)と誤診される可能性があると結論付けています。

ソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャーで観測された静かな太陽地域のコロナルマイクロジェット

Title Coronal_microjets_in_quiet-Sun_regions_observed_with_the_Extreme_Ultraviolet_Imager_onboard_Solar_Orbiter
Authors Zhenyong_Hou,_Hui_Tian,_David_Berghmans,_Hechao_Chen,_Luca_Teriaca,_Udo_Schuhle,_Yuhang_Gao,_Yajie_Chen,_Jiansen_He,_Linghua_Wang,_and_Xianyong_Bai
URL https://arxiv.org/abs/2108.08718
太陽オービターに搭載された極紫外線イメージャ(EUI)の高解像度望遠鏡(HRI-EUVおよびHRI-Ly{\alpha})からの最近の高解像度観測で、静かな太陽でこれまでに観測された最小のコロナルジェットを報告します。HRI-EUV(174{\AA})画像では、これらのマイクロジェットは通常、足元が明るくなるほぼコリメートされた構造として表示されます。それらの平均寿命、投影速度、幅、および最大長は、それぞれ4.6分、62kms^(-1)、1.0Mm、および7.7Mmです。逆Y字型の構造と移動するブロブは、いくつかのイベントで識別できます。これらのイベントのサブセットは、HRI-Ly{\alpha}(HILy{\alpha}at1216{\AA})画像と、ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリによって撮影された極紫外線画像の特徴も明らかにします。私たちの微分放射測定分析は、これらのマイクロジェットのマルチサーマルの性質と〜1.4x10^9cm^(-3)の平均密度を示唆しています。それらの熱エネルギーと運動エネルギーは、それぞれ〜3.9x10^24ergと〜2.9x10^23ergと推定され、これらはナノフレア理論によって予測された放出エネルギーと同じオーダーです。ほとんどのイベントは、ネットワークレーンと磁束集中の端に位置しているように見えます。これは、これらのコロナルマイクロジェットが、小規模な磁気ループと隣接するネットワークフィールドとの間の磁気リコネクションによって生成される可能性が高いことを示唆しています。

異方的に強制された乱流における大規模ダイナモの飽和

Title Saturation_of_large-scale_dynamo_in_anisotropically_forced_turbulence
Authors Pallavi_Bhat
URL https://arxiv.org/abs/2108.08740
乱流ダイナモ理論は、磁気ヘリシティバランスによって課せられた制約のために、短い動的時間スケールで大規模な磁場の進化を得るのに困難に直面しています。これは、太陽、星、銀河などの天体物理学システムにおける大規模な磁場の進化を理解する上で重要な意味を持っています。等方的に強制されたらせん乱流を伴う過去の直接数値シミュレーション(DNS)は、大規模なダイナモ飽和時間スケールが磁気レイノルズ数(Rm)に依存することを示しています。本研究では、ヘリカル強制乱流の周期的ボックスDNSを実行し、PENCIL-CODEで使用されているものに基づく等方性とGalloway-Proctorフローに基づく異方性の2種類の強制機能を備えた大規模ダイナモを導きました。。乱流が異方的に強制される場合、大規模ダイナモの非線形(飽和)挙動はRmにわずかに依存するだけであることを示します。実際、異方性の場合の小規模および大規模での磁気ヘリシティの進化は、等方性の場合とは明らかに異なります。この結果は、壊滅的な消光のような重要な問題の緩和に有望である可能性があります。

熱補正を伴う電弱バリオン数生成のCP対称性の破れの輸送理論

Title CP-violating_transport_theory_for_Electroweak_Baryogenesis_with_thermal_corrections
Authors Kimmo_Kainulainen
URL https://arxiv.org/abs/2108.08336
電弱バリオン数生成のフェルミ粒子のCP対称性の破れの輸送方程式を、1ループレベルでの熱補正を含むCTP形式から導き出します。VEV挿入近似(VIA)と半古典(SC)形式の両方を考慮します。VIA法が{\em仮定}に基づいていることを示します。これは、ピンチ特異性を含む不明確なソース項につながり、熱効果による正則化により、偽の紫外線および赤外発散などのあいまいさが生じます。次に、半古典形式の導出を注意深く確認し、熱補正を含むように拡張します。分散補正と有限幅補正の両方を含む勾配で、2次までのソース項を持つ熱WKB準粒子の半古典的ボルツマン方程式を示します。また、SC法が現在の発散方程式を再現し、フィックの法則を正しく実装すると、保存された合計電流$\partial_\muj^\mu=0$でも半古典的なソース項がキャプチャされることを示します。私たちの結果は、VIAソースの用語が曖昧であるだけでなく、存在しないことを示しています。最後に、半古典論の文献で以前に報告された衝突ソース項も偽物であり、一貫した計算で消えることを示します。

重力波スペクトル形状によるレプトン数生成とプレBBN宇宙のプロービング

Title Probing_Leptogenesis_and_Pre-BBN_Universe_with_Gravitational_Waves_Spectral_Shapes
Authors Rome_Samanta_and_Satyabrata_Datta
URL https://arxiv.org/abs/2108.08359
周波数振幅平面では、宇宙ひもからの重力波(GW)は、標準的な放射が支配的なインフレ後の時代のひもループのダイナミクスにより、より高い周波数で平坦なプラトーを示します。ビッグバン元素合成(BBN)の前の原始的な暗黒時代が非標準の宇宙史を示す場合、スペクトルは転換点周波数$f_*$を超えて急激な上昇または下降傾向を示す可能性があります。このようなスペクトルの中断とそれに続くGW振幅の上昇は、放射($\omega=1/3$)よりも硬いインフレ後の状態方程式($\omega>1/3$)の結果であると主張します。ニュートリノ塊のシーソーモデルにおけるレプトン数生成の強力なヒントになる可能性もあります。ゲージされた$U(1)$対称性の破れによる右巻き(RH)ニュートリノ質量の動的生成は、確率的GWを放出する宇宙ひものネットワークの形成につながります。$\partial_\muRj^\mu$の形式の演算子によるレプトン電流の重力相互作用-これは、RHニュートリノメディエーションを介して2ループレベルでシーソーモデルで生成でき、当然、より堅い方程式を求めます。$1-3\omega$に比例するバリオン非対称性を効率的に生成する状態方程式。ニュートリノのない二重ベータ崩壊信号によって補完された適度に強い振幅を持つGWが、中間スケールで最新の放射線支配と最も軽いRHニュートリノ質量の開始をどのように調査できるかについて説明します。

隔離されたインフレ

Title Sequestered_Inflation
Authors Renata_Kallosh,_Andrei_Linde,_Timm_Wrase,_Yusuke_Yamada
URL https://arxiv.org/abs/2108.08491
私たちは、プランクのエネルギースケール物理学からインフレーションの現象学を隔離することを可能にする超重力モデルを構築します。手順は2つのステップで構成されます。ステップ〜Iでは、弦理論またはM理論に関連する可能性のある超重力モデルを研究し、方向が平坦な超対称ミンコフスキー真空を持ちます。ステップIIでは、これらのフラットな方向をインフレのプラトーポテンシャルに引き上げます。ステップIでミンコフスキー真空の安定化に関与する超重磁場がインフレーション現象学から完全に切り離されることを保証する特定の条件を見つけます。

IIB弦理論と隔離されたインフレ

Title IIB_String_Theory_and_Sequestered_Inflation
Authors Renata_Kallosh,_Andrei_Linde,_Timm_Wrase,_Yusuke_Yamada
URL https://arxiv.org/abs/2108.08492
タイプIIB弦理論から導出された超重力モデルにおいて、インフレーションが平坦な方向に沿って発生する、隔離されたインフレーションモデルを開発します。これは、一般化されたフラックスとO3/O7平面を使用して${\mathbb{T}^6\over\mathbb{Z}_2\times\mathbb{Z}_2}$オリエンティフォルドにコンパクト化されます。ステップIでは、1)オタマジャクシのキャンセル条件を満たす、2)平坦な方向の超対称ミンコフスキー真空を持つ磁束ポテンシャルを使用します。7つの係数は、重くて質量のないゴールドストーンマルチプレットに分割されます。ステップIIでは、冪零マルチプレットを追加し、タイプIIB弦理論の平坦な方向を現象論的インフレプラトーポテンシャルに引き上げます。$\alpha$-7つの離散値を持つアトラクター$3\alpha=1、2、3、..。、7$。それらの宇宙論的予測は、弦理論から継承された双曲幾何学によって決定されます。重いフィールドの質量と余分な次元の体積はインフレーション中に変化しますが、これはインフレーションのダイナミクスには影響しません。

回転する流体体の共鳴潮汐応答:局所的な波動ビームの下に隠されたグローバルモード

Title Resonant_tidal_responses_in_rotating_fluid_bodies:_global_modes_hidden_beneath_localized_wave_beams
Authors Yufeng_Lin_and_Gordon_I._Ogilvie
URL https://arxiv.org/abs/2108.08515
回転する星や惑星では、対流エンベロープ内の慣性波の励起が潮汐散逸の重要なチャネルを提供しますが、慣性波による散逸率は潮汐周波数に不規則に依存します。潮汐散逸はいくつかの周波数で大幅に強化されており、潮汐力といくつかの固有モードの間の共振の可能性を示唆しています。ただし、これらの共振の性質は、慣性波の固有値問題の特異性のために謎のままであり、共振は、文献の波動アトラクタに誤って起因することがよくあります。この手紙では、共鳴潮汐応答が、局所的な波動ビームの下に隠された大規模な流れを伴う慣性モードに対応することを明らかにします。潮汐力と隠れた大規模な流れの間の強い結合は、臨界緯度から発する局所的な波のビームを強め、潮の散逸を高めます。この研究は、対流エンベロープ内の慣性波による潮汐散逸の周波数依存性に関する長年のパズルを解決します。

真空球対称時空のマスター関数と方程式

Title Master_Functions_and_Equations_for_Vacuum_Spherically-Symmetric_Spacetimes
Authors Michele_Lenzi_and_Carlos_F._Sopuerta
URL https://arxiv.org/abs/2108.08668
真空球対称時空の摂動論は、ブラックホール摂動のダイナミクスを理解するための重要なツールです。球対称性により、スカラー、ベクトル、テンソルの高調波の摂動を拡張できます。結果として得られる摂動方程式は、異なるパリティと異なる調和数を持つモードに対して分離されます。さらに、各高調波とパリティについて、摂動の方程式は、1+1波動方程式を満たす(ゲージ不変の)マスター関数の観点から分離できます。完全に一般的な摂動ゲージで作業することにより、この論文では、メートル法の摂動とその1次導関数で線形であり、ポテンシャルのある波動方程式を満たす最も一般的なマスター関数を研究します。調査の結果、パリティごとに、同様の機能を備えたソリューションの2つのブランチがあります。ブランチの1つには、既知の結果が含まれます。奇数パリティの場合、最も一般的なマスター関数は、Regge-WheelerとCunningham-Price-Moncriefマスター関数の任意の線形結合ですが、偶数パリティの場合は、Zerilliマスター関数と私たちの知る限り新しい別のマスター関数の任意の線形結合。もう一方のブランチは、ポテンシャルの無限のコレクションが含まれているため、非常に異なります。これにより、ポテンシャルに依存する関数の独立したコレクションマスターが生成されます。許容されるポテンシャルは、非線形常微分方程式を満たします。最後に、許可されているすべてのマスター関数はゲージ不変であり、完全に共変な形式で記述できます。

乱流における拡散ジョセフソン放射

Title Diffuse_Josephson_Radiation_in_Turbulence
Authors R._A._Treumann_and_Wolfgang_Baumjohann
URL https://arxiv.org/abs/2108.08750
プラズマ乱流によって拡張天文媒体に拡散放射が発生する可能性は、乱流が多数の磁気の枯渇またはボイドの周りにテクスチャを形成する小規模な磁気フィラメント(狭い電流シート)の集合として理解できるという仮定の下で調査されます。天文学的に微視的なスケールでは、希薄な高温媒体(プラズマ)は、2つのそのような隣接する準超伝導体間のジョセフソン接合の集合を形成する理想的な伝導性であると見なされます。これらの接合部の発振周波数は、ラジオからX線まで高いですが、発振に寄与するスペクトルの部分に依存します。最も低いジョセフソン周波数/エネルギーは、最短の散逸に近い乱流スケールと接合法線に対して傾斜した乱流電場から得られ、ほぼ垂直な電場で最大になる低強度の広帯域ジョセフソン放射スペクトルを引き起こし、最も低い周波数は弱いバックグラウンド放射を引き起こします。

GW150914のカー幾何学に対する亜原子的制約

Title Sub-atomic_constraints_on_the_Kerr_geometry_of_GW150914
Authors Julian_Westerweck,_Yotam_Sherf,_Collin_D._Capano,_Ram_Brustein
URL https://arxiv.org/abs/2108.08823
GW150914の直後に重力波データの長期間ベイズ分析を実行することにより、カー幾何学からのブラックホールのほぼ水平方向の偏差に対する厳しい制約を取得します。GW150914は、最終的なコンパクトオブジェクトを形成するためにマージされたバイナリシステムによって引き起こされました。境界条件を完全吸収から完全反射に変更することにより、カーブラックホールからのこのオブジェクトの偏差をパラメーター化し、それによって水平線のない超小型オブジェクトとしてモデル化します。このような変更により、合併後に長寿命の単色準ノーマルモードが放出されます。これらのモードは、最終的なオブジェクトから数個の太陽質量のオーダーのエネルギーを抽出し、LIGOで観測できるようにします。これらのモードの存在に限界を設けることにより、カージオメトリが地平線から$4\times10^{-16}$メートルの距離まで変更されないことを示します。私たちの結果は、GW150914によって形成された合併後のオブジェクトが、カー幾何学によってよく説明されているブラックホールであることを示しています。