銀河団周辺の塊やフィラメントの性質
銀河団に接続された自己重力の塊とフィラメントを研究することにより、宇宙拡散バリオンの特性を研究する可能性について報告します。フィラメントはX線観測で検出するのが困難ですが、凝集塊の密度が高いと、フィラメントが見えるようになり、宇宙のウェブフィラメントに沿って銀河団に降着するバリオンの熱力学的特性を研究するための実行可能なトレーサーになります。銀河団の非放射性高解像度シミュレーション、銀河団の宇宙論的シミュレーションのセットでこれらの構造を識別するための新しいアルゴリズムを開発しました。凝集塊の密度と温度は、それらが存在するクラスターの質量とは無関係であることを示します。フィラメント温度とホストクラスター質量の間に正の相関関係が検出されました。凝集塊とフィラメントの密度と温度は相関する傾向があります。どちらも外側に移動するにつれて減少します。クラスターの中心近くで識別された場合、凝集塊はより熱く、より重く、より明るくなることが観察されます。凝集塊とフィラメントは、R500、cの外側のガス質量（体積）の約17（1）パーセントに寄与し、凝集塊はさらに2倍に寄与します。特に最も外側のクラスター領域（〜3*R500、c以上）では、X線観測は、凝集塊の分布に基づいて、また、力学によって処理される前に拡散バリオンの熱力学を研究することによって、フィラメントを見つける可能性がすでにある可能性があります。ホストの銀河団ガスとの相互作用。
宇宙論的相互相関と最近傍分布
データセット間の相互相関は、宇宙論的分析の多くの異なるコンテキストで使用されます。最近、$k$-最近傍累積分布関数（$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$）は、宇宙論的（自動）クラスタリングの高感度プローブであることが示されました。このホワイトペーパーでは、最近傍測定のフレームワークを拡張して、2つのデータセットの同時分布と相関関係について説明します。ジョイント$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$sの測定について説明し、これらの測定値が、2つの観点から定義できるすべての可能な接続された$N$ポイント関数に敏感であることを示します。データセット。ジョイント$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$sの測定値と個々のデータセットから測定された測定値を組み合わせることにより、相互相関を分離する方法について説明します。ガウス密度フィールドのコンテキストで、および完全に非線形の宇宙論的データセットに対して、これらの測定値を適用する方法を示します。フィッシャー分析を使用して、最も近い隣接測定によって測定されたハロー物質相互相関の測定は、同じ範囲のスケールでの従来の2点相互相関測定と比較して、基礎となる宇宙パラメータに対してより敏感であることを示します。最後に、最近傍の相互相関がスパースサンプル間の相互相関をロバストに検出する方法を示します。これは、2点相互相関測定がノイズによって支配されるのと同じレジームです。
マルチメッセンジャーとマルチ波長の観測戦略を使用して、宇宙膨張履歴の直接測定を通じてダークエネルギーの性質を調査します
| Title |
Using_a_multi-messenger_and_multi-wavelength_observational_strategy_to_probe_the_nature_of_dark_energy_through_direct_measurements_of_cosmic_expansion_history |
| Authors |
Jing-Zhao_Qi,_Shang-Jie_Jin,_Xi-Long_Fan,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01292 |
今後数十年で、光および無線帯域での赤方偏移ドリフト観測は、$2<z<5$および$0<z<1$の赤方偏移範囲をカバーする$H（z）$の正確な測定値を提供します。さらに、重力波（GW）の標準サイレン観測では、光度距離の双極異方性を測定できます。これにより、$0<z<3$の赤方偏移範囲で$H（z）$の測定値が得られます。本研究では、E-ELT、SKA、DECIGOの3つの次世代プロジェクトに基づいて$H（z）$を測定するためのマルチメッセンジャーとマルチ波長の観測戦略を提案し、将来かどうかを見極めたいと考えています。$H（z）$測定は、暗黒エネルギーパラメータに厳しい制約を与える可能性があります。E-ELT、SKA1、およびDECIGOは、$H（z）$データを使用したダークエネルギーモデルの制約において非常に補完的であることがわかります。E-ELT、SKA1、およびDECIGOは、それぞれ$\Omega_m$、$w$（または$w_0$）、および$H_0$を厳密に制約できるため、これらの組み合わせにより、宇宙論的パラメーターの縮退を効果的に解消できることがわかります。共同のE-ELT+SKA1+DECIGOデータは、$w$CDMモデルで$\sigma（w）\upperx0.02$、CPLモデルで$\sigma（w_0）\upperx0.03$を示し、結果よりも優れています{\itPlanck}2018TT、TE、EE+lowE+lensing+SNe+BAOの。しかし、共同データでさえ、CPLモデルの$w_a$をうまく制約することはできません。
二次元の属トポロジーからの宇宙パラメータ推定-標準定規として属振幅を使用して拡張履歴を測定する
| Title |
Cosmological_Parameter_Estimation_from_the_Two-Dimensional_Genus_Topology_--_Measuring_the_Expansion_History_using_the_Genus_Amplitude_as_a_Standard_Ruler |
| Authors |
Stephen_Appleby,_Changbom_Park,_Sungwook_E._Hong,_Ho_Seong_Hwang,_Juhan_Kim,_Motonari_Tonegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01365 |
SDSS-IIIBOSSカタログの2次元スライスで銀河分布の属を測定し、宇宙の膨張履歴を支配する宇宙論的パラメーターを制約します。BOSSカタログは、赤方偏移の範囲$0.25<z<0.6$で12個の同心シェルに分割され、距離と赤方偏移の関係を推測するために使用される宇宙パラメータを毎回変化させながら、2次元銀河密度フィールドから属を繰り返し測定します。シェル。また、赤方偏移が低い$z<0.12$の銀河を持つSDSSメイン銀河サンプルから測定された3次元の属を使用して、2次元の属の振幅を間接的に再構築します。低赤方偏移と高赤方偏移の測定値を組み合わせて、この量を保存する必要があるという事実を使用して、属の振幅の赤方偏移の進化を最小化する宇宙モデルを見つけます。距離の尺度であるため、このテストは物質密度パラメーター（$\Omega_{\rmm}$）と暗黒エネルギーの状態方程式（$w_{\rmde}$）に敏感です。高赤方偏移と低赤方偏移を組み合わせた後、$w_{\rmde}=-1.05^{+0.13}_{-0.12}$、$\Omega_{\rmm}=0.303\pm0.036$の制約が見つかります。測定とプランクCMBデータとの組み合わせ。より高い赤方偏移データと低い赤方偏移でのデータセットの組み合わせにより、より強い制約が可能になります。
一次相転移中の気泡衝突からの磁場生成
| Title |
Magnetic_field_generation_from_bubble_collisions_during_first-order_phase_transition |
| Authors |
Jing_Yang,_and_Ligong_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01398 |
宇宙論的な一次電弱相転移からの磁場発生を研究します。2つの気泡と3つの気泡の衝突に対するヒッグス相の変化によって誘発される磁場を計算します。私たちの研究は、衝突方向の電磁電流が衝突する気泡の交差領域にリング状の磁場を生成することを示しています。これは、銀河間磁場の観測によって制約される原始磁場をシードする可能性があります。
精密宇宙論がより正確に
これまでのところ、放射線$R$、物質$M$、宇宙定数${\Lambda}$が同時に存在する場合にフリードマン方程式を解くための標準的な姿勢は、解$R_R（t）$、$R_M（t）を見つけることです。$と$R_{\Lambda}（t）$は、個々のコンポーネントごとに個別に、次にそれらを結合して、区分的解$R_{\rmpw}（t）$を取得します。代わりに、平坦な空間で同じ方程式の正確で解析的な解$R（t）$を見つけます。さらに、$R（t）$の代わりに$R_{\rmpw}（t）$を使用した場合のエラーを定量化します。
惑星のサイズと冷却速度に関する注記
プレートの構造運動を推進し抵抗する力のバランスの変化により、小さな地球型惑星は大きな惑星よりもゆっくりと冷えることができます。内部の冷却が火山/地質学的活動を通じて地表環境に影響を与えることを考えると、これは、地球を超えた生命を求めて小さな惑星を軽量化すべきではないことを示しています。
| Title |
On_a_Possible_Solution_to_the_Tidal_Realignment_Problem_for_Hot_Jupiters |
| Authors |
Kassandra_R._Anderson,_Joshua_N._Winn,_Kaloyan_Penev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01081 |
ホットジュピターを備えたホットスターは、さまざまな傾斜角を持っていますが、ホットジュピターを備えたクールスターは、傾斜角が低い傾向があります。このパターンの魅力的な説明は、クールなホスト星の潮汐の再調整ですが、この説明では、傾斜角の減衰が軌道の減衰よりも速く発生する必要がありますが、これは不明です。ここでは、軌道分離ではなく傾斜角に影響を与える時間可変潮汐ポテンシャルの低周波成分を特定する以前の研究に基づいて、この潮汐再調整の問題を再検討します。恒星の潮汐品質係数とその急激な増加については、最近の経験に基づいたモデルを採用しています。これにより、低周波数での散逸が強化され、効率的な傾斜減衰が実現します。冷たい星を周回する46個の観測されたホットジュピターの潮汐進化をモデル化します。重要なパラメータは恒星の年齢です。これは、GaiaDR2データを利用して、サンプルに対して均一な方法で決定します。私たちは、各システムのさまざまな潮汐の歴史と未来を調査し、ほとんどの場合、惑星が破壊される前に恒星の赤道傾斜角がうまく減衰することを発見します。私たちのモデルの検証可能な予測は、公転周期が2〜3日より短いホットジュピターホストは、$1^\circ$よりもはるかに小さい傾斜角を持つべきであるということです。WASP-19bを除いて、惑星の予測される将来の寿命は、$10^8$年から$10^{10}$年以上の範囲です。したがって、これらのホットジュピターは、おそらくホストスターに食い尽くされるという差し迫った危険にさらされていません。
HARPSを使用したWASP-76bでの非対称鉄吸収の確認
ホットジュピターは、暑くて澄んだ昼側と涼しくて曇った夜側があると予測されています。最近、ESOの超大型望遠鏡でESPRESSOを使用して、WASP-76bの透過スペクトルで鉄吸収の非対称シグネチャが解決されました。この特徴は、夜側での鉄の凝縮によるものと解釈され、惑星の朝の手足とは異なる吸収特性を夕方からもたらします。これは、単一の太陽系外惑星の表面全体で化学勾配が観測されたのは初めてのことです。この作業では、4つのトランジットのアーカイブHARPSデータを使用して、非対称の鉄の特徴の存在を確認します。検出は、そのような特徴がより小さな望遠鏡で複数の通過を観察することによっても解決できることを示しています。これらの凝縮の特徴が検出される惑星の数を増やすことにより、太陽系外惑星間の化学的比較を行い、パラメータの範囲全体で凝縮を初めてマッピングすることができます。
風による降着を伴う原始惑星状星円盤におけるダスト輸送
最近、原始惑星状星円盤（PPD）の内部領域が風による降着によって支配され、結果として生じる降着の流れが複雑な垂直プロファイルを示すことが示されました。このような複雑な流れの構造は、特に背景磁場がディスクの回転と整列している場合、ホール効果によりさらに強化されます。このような流れの構造がモンテカルロシミュレーションを介して地球規模のダスト輸送にどのように影響するかを、2つのシナリオに焦点を当てて調査します。最初のシナリオでは、トロイダル磁場がミプレーンで最大化され、上下に降着と降着の流れが生じます。2番目のシナリオでは、トロイダルフィールドの符号がミッドプレーン全体で変化し、ディスクミッドプレーンで降着フローが発生し、上下に降着フローが発生します。どちらの場合も、追加のガス流からの寄与は、垂直統合されたダスト輸送の移流拡散フレームワークに正確に組み込むことができ、有効な$\alpha^{\rmeff}\までダストの半径方向の拡散が強化されます。バックグラウンドの乱流が弱い場合でも、強く結合したダストの場合はsim10^{-2}$$\alpha<10^{-4}$。ダストラジアルドリフトも、2番目のシナリオで適度に強化されています。シミュレーション結果を正確に再現する一般的な分析理論を提供し、垂直方向のガス流構造を現実的に組み込んだグローバルなダスト輸送をモデル化するためのフレームワークを確立します。また、この理論は化学種の輸送にも同様に適用できることに注意してください。
GKMクラスの星を周回する低質量太陽系外惑星の惑星質量と恒星の金属量関係の再考
| Title |
Revisiting_the_Planet_Mass_and_Stellar_Metallicity_Relation_for_Low-Mass_Exoplanets_Orbiting_GKM_Class_Stars |
| Authors |
Jonathan_H._Jiang,_Daniel_Zhao,_Xuan_Ji,_Bohan_Xie_and_Kristen_A._Fahy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01125 |
増え続ける太陽系外惑星のデータベースは、さまざまな太陽系外惑星の個体群の統計的特徴を示しており、それらの起源に関する洞察を提供しています。観測の証拠は、ガス巨人が恒星の円盤で想像されるプロセスが、より小さな惑星のそれとは異なるかもしれないことを示唆しています。NASAの太陽系外惑星アーカイブを使用して、惑星の質量と、スペクトルクラスG、K、およびMの星を周回する低質量の太陽系外惑星（MP<0.13MJ）の恒星の金属量との相関関係を分析しました。この相関関係は、観測バイアスだけでは完全には説明されていない、2つの間の指数法則の関係を示唆しています。
ヒルダス（1162）ラリッサと（1911）シューバルトの熱物理的および動的研究
| Title |
A_thermophysical_and_dynamical_study_of_the_Hildas_(1162)_Larissa_and_(1911)_Schubart |
| Authors |
C._F._Chavez,_T._G._M\"uller,_J._P._Marshall,_J._Horner,_H._Drass_and_B._Carter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01230 |
ヒルダ小惑星は、初期の太陽系における木星の移動のマーカーとしての潜在的な重要性にもかかわらず、小惑星帯で最も研究されていない集団の1つです。SOFIA望遠鏡（FORCAST）用のかすかな物体赤外線カメラを使用して得られた2つの注目すべきヒルダ、（1162）ラリッサと（1911）シューバルトの新しい中赤外線観測を提示し、これらを使用してそれらの熱慣性と物理的特性を特徴付けます。（1162）ラリッサの場合、有効直径\textcolor{black}{46.5$^{+2.3}_{-1.7}$〜km、アルベド0.12〜$\pm$〜0.02、および熱慣性が得られます。15$^{+10}_{-8}$Jm$^{-2}$s$^{1/2}$K$^{-1}$の。さらに、Larissaの熱測定値は、最も可能性の高いスピン特性について、軸比a/b=1.2の楕円形とよく一致しています。（1911）Schubartのモデリングはそれほど洗練されていませんが、熱データは、最適なa/b=1.3楕円形の高傾斜スピンポールを示しています。このスピン形状ソリューションは、72$^{+3}_{-4}$kmの直径、0.039$\pm$〜0.02のアルベド、および30Jm$^{-2}$未満の熱慣性をもたらします。s$^{1/2}$K$^{-1}$（または10$^{+20}_{-5}$Jm$^{-2}$s$^{1/2}$K$^{-1}$）。}（1162）Larissaと同様に、我々の結果は、（1911）Schubartが非球面であり、おそらく形状が細長いことを示唆しています。2つのヒルダの詳細な動的シミュレーションは、両方が強力な動的安定性を示すことを明らかにしています。これは、キャプチャされたオブジェクトではなく、原始的であることを示唆する動作です。それらのアルベドの違いは、それらの異なる分類学的分類とともに、それらの共通の起源にもかかわらず、2つは著しく異なる歴史を経験したことを示唆しています。
ユニークなエイコンドライト北西アフリカ11042：Lコンドライトの親体の融解と崩壊を探る
| Title |
Unique_achondrite_Northwest_Africa_11042:_Exploring_the_melting_and_breakup_of_the_L_Chondrite_parent_body |
| Authors |
Zoltan_Vaci,_Carl_B._Agee,_Munir_Humayun,_Karen_Ziegler,_Yemane_Asmerom,_Victor_Polyak,_Henner_Busemann,_Daniela_Krietsch,_Matthew_Heizler,_Matthew_E._Sanborn,_Qing-Zhu_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01281 |
北西アフリカ（NWA）11042は、中程度の粒子の累積テクスチャを備えた、非常に衝撃を受けたエイコンドライトです。そのかんらん石と輝石の組成、酸素同位体組成、およびクロム同位体組成は、Lコンドライトと一致しています。その一次相のSm-Nd年代測定は、4100+/-160Maの結晶化年代を示しています。その衝撃を受けた鉱物マスケリナイトのAr-Ar年代測定は、484.0+/-1.5Maの年齢を明らかにします。この年代は、多くのLコンドライトの衝撃年代と化石Lコンドライトクロマイトの地上記録で明らかなLコンドライト母体の崩壊イベントとほぼ一致します。NWA11042は、Lコンドライト母体でのFe-Ni-S液体の抽出を含む複雑な火成岩史を示唆する、親鉄元素の大きな枯渇（CIの0.01倍未満）を示しています。結晶化年代が比較的若いため、このような火成プロセスの熱源が影響を与える可能性が最も高くなります。その鉱物学、岩石学、およびO同位体は、グループ化されていないエイコンドライトNWA4284（この作品）に類似しているため、2つの隕石は対になっており、同じ親体に由来する可能性があります。
CubeSatsは、小天体探査ミッションの科学的および技術的利益を高めるための柔軟で低コストのオプションを提供します。小惑星衝撃偏向評価（AIDA）国際協力のヨーロッパコンポーネントであるESAのHeraミッションは、2027年に到着した後、バイナリシステム65803Didymosの近くに2つのCubeSatを配備することを計画しています。この作業では、実現可能性と予備ミッションについて説明します。HeraのMilaniCubeSatのプロファイル。CubeSatミッションは、科学的および技術的目的の両方を達成するように設計されています。設計上の課題を特定し、設計基準について話し合って、ミッション分析、運用軌道、およびガイダンス、ナビゲーション、および制御（GNC）設計の観点から適切なソリューションを見つけます。トレードオフ分析の結果として、初期軌道とGNCベースラインを提示します。MilaniCubeSatミッションの実現可能性を評価し、Didymosシステムのすぐ近くにあるMilaniの運用ミッションプロファイルをカバーするための予備的なソリューションを提供します。
コメット21P /ジャコビニジナー：SOHO / SWANによる20年以上の水生産活動
| Title |
Comet_21P/Giacobini-Zinner:_Water_Production_Activity_over_20_Years_with_SOHO/SWAN |
| Authors |
Michael_R._Combi,_Terhi_M\"akinen,_Jean-Loup._Bertaux,_Eric_Qu\'emerais,_Stephane_Ferron,_Ruben_Coronel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01608 |
1985年に21P/ジャコビニジナー彗星は、ハレー宇宙船の艦隊が1986年に遭遇する数ヶ月前に、宇宙船である国際彗星探査機（ICE）衛星が最初に訪れた彗星でした。ICEはもともとISEE-3衛星であり、設計されました。地球近くの磁気圏測定用であり、彗星のプラズマテールを通過するために月の重力アシストを介して迂回されました。彗星は、1998年、2005年、2012年、2018年の最後の4回の出現中に、太陽と太陽圏天文台衛星の全天水素ライマンアルファ太陽風異方性（SWAN）カメラによって観測されました。この論文では、Combiらによって公開された1998年と2005年の結果からの水素画像。（2011）、2012年と2018年からの新しい観測。2012年の結果で見られた2つの爆発を除いて、時間とともに衰退したいくつかの彗星とは異なり、彗星21Pの活動レベルは時間とともに一貫して変化していません。4つの出現すべてについて、近日点前の水生成率と近日点中心距離のべき乗則を当てはめると、3.75x10^28xr^-0.28+/-0.4の結果が得られ、近日点後の生成率の結果は2012年を割り引いて得られます。爆発が支配的なデータは、4.15x10^28xr^-10.2+/-0.9を与えます。生産率はs^-1で、地動説の距離はAUです。
自動惑星検出望遠鏡で観測された金属量の少ない星。 III。 CEMP-星は種族の子孫ではありません\、III星
| Title |
Metal-poor_Stars_Observed_with_the_Automated_Planet_Finder_Telescope._III._CEMP-no_Stars_are_the_Descendant_of_Population\,III_Stars |
| Authors |
Nour_Aldein_Almusleh,_Ali_Taani,_Sergen_\"Ozdemir,_Maria_Rah,_Mashhoor_A.Al-Wardat,_Gang_Zhao,_Mohammad_K._Mardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01076 |
この研究では、5つのCEMPの可能な前駆体の恒星の質量と超新星（SNe）の爆発エネルギーへの確率論的洞察を報告します-星はありません。これは、軽元素の存在比[X/Fe]と、高質量の金属を含まない星のSNの予測される元素合成収率とを直接比較することによって行われました。この比較は、恒星の質量範囲が11〜22\、M$_{\odot}$、爆発エネルギーが$0.3〜1.8\times10^{51}$\、ergの前駆細胞の可能性を示唆しています。化学物質の存在量と$Gaia$DR2から導出された運動学との結合は、サンプルが外側のハロ領域に入らないことを示唆しています。さらに、これらのCEMP-星は$Gaia$-ソーセージでも$Gaia$-セコイアの残骸星でもないことをお勧めしますが、別の降着イベントがこれらの星の天の川銀河ハローへの寄与の原因である可能性があります。
深い画像における銀河タイプのカタログフリーモデリング：ニューラルネットワークによる大規模な次元削減
| Title |
Catalog-free_modeling_of_galaxy_types_in_deep_images:_Massive_dimensional_reduction_with_neural_networks |
| Authors |
Florian_Livet,_Tom_Charnock,_Damien_Le_Borgne,_Val\'erie_de_Lapparent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01086 |
銀河の進化の現在のモデルは、高度に相関する可能性のある不可避の観測および抽出関連のバイアスを運ぶマルチバンド深部フィールドから抽出された銀河のフラックスとサイズを含むカタログの分析によって制約されます。実際には、これらすべての影響を同時に考慮することは困難であり、派生モデルには必然的にバイアスがかかります。この問題に対処するために、人工ニューラルネットワークを使用したマルチバンド画像の大規模な圧縮によって可能になった、光度関数パラメーターの推論にロバストな尤度のない方法を使用します。この手法により、観測およびシミュレーションされたマルチバンドディープフィールドを比較し、モデルパラメータを制約するときに、カタログを使用する必要がなくなります。フォワードモデリングアプローチは、光度関数パラメーターに応じて複数のタイプの銀河を生成し、それらを機器特性と観測特性の両方を含む測光マルチバンド深部フィールドにペイントします。シミュレートされた画像と観測された画像は同じ選択効果を示すため、適切に比較できます。完全畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、これらの現実的なシミュレーションから最もモデルパラメータに敏感な要約統計量を抽出し、要約空間の次元を縮小します。最後に、訓練されたネットワークを使用して、観測された深いフィールドとシミュレートされた深いフィールドの両方を圧縮し、モデルパラメータ値は母集団モンテカルロ尤度のない推論によって制約されます。CFHTLSおよびD1/D2ディープフィールドと同様の合成測光マルチバンドディープフィールドを使用し、畳み込みニューラルネットワークを介してそれらを大規模に圧縮し、この新しいカタログフリー推論方法の堅牢性、精度、および一貫性を示します。さまざまなタイプの銀河の光度関数のパラメーターを制約することができ、その結果は従来のカタログ抽出アプローチと完全に互換性があります。
VVV CL001：内部銀河で最も可能性の高い金属に乏しい球状星団
| Title |
VVV_CL001:_The_Most_Likely_Metal-Poor_Surviving_Globular_Cluster_in_the_Inner_Galaxy |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_Stefano_O._Souza,_Timothy_C._Beers,_Doug_Geisler,_Christian_Moni_Bidin,_Sandro_Villanova,_Steven_R._Majewski,_Beatriz_Barbuy,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Lady_Henao,_Mar\'ia_Romero-Colmenares,_Alexandre_Roman-Lopes,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01088 |
銀河バルジに向かって高い星間赤化が支配的な領域に存在する球状星団VVV〜CL001の最初の高解像度存在量分析を提示します。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）によって取得された\textit{H}バンドスペクトルを使用して、クラスターの2つの潜在的なメンバーを特定し、それらのFeI線から、クラスターの平均金属量が[Fe/H]であると推定しました。]=$-2.45$、0.24dexの系統分類による不確実性。VVV〜CL001の星の光-（N）、$\alpha$-（O、Mg、Si）、および奇数-Z（Al）の元素の存在量は、他の銀河系の金属に乏しい球状星団と同じ傾向に従うことがわかります。クラスター。これにより、VVV〜CL001は、太陽の銀河中心距離内でこれまでに特定された中で最も金属の少ない球状星団であり、ESO280-SC06の後に銀河で最も金属が不足している星団の1つである可能性があります。統計的等時線フィッティングを適用して、自己無撞着な年齢、距離、および発赤の値を導き出し、$8.22^{+1.84}_{-1.93の距離で$11.9^{+3.12}_{-4.05}$Gyrの推定年齢を算出します。}$kpc、VVV〜CL001も内部ギャラクシーの古いGCであることを明らかにします。VVV〜CL001の銀河軌道は、このクラスターが非常に奇行しているように見えるハローのような軌道上にあることを示しています。化学とダイナミクスの両方が、VVV〜CL001が銀河の初期の進化の間に大規模な合併イベントによって残された古代の化石の遺物である可能性があるという仮説を支持します。。
こと座RR型変光星とII型ケフェイド変光星を使用した天の川考古学I.こと座RR型変光星を使用した7Dの孤児の流れ
| Title |
Milky_Way_archaeology_using_RR_Lyrae_and_type_II_Cepheids_I._The_Orphan_stream_in_7D_using_RR_Lyrae_stars |
| Authors |
Z._Prudil,_M._Hanke,_B._Lemasle,_J._Crestani,_V._F._Braga,_M._Fabrizio,_A._J._Koch-Hansen,_G._Bono,_E._K._Grebel,_N._Matsunaga,_M._Marengo,_R._da_Silva,_M._Dall'Ora,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_G._Altavilla,_H._Lala,_B._Chaboyer,_I._Ferraro,_G._Fiorentino,_C._Gilligan,_M._Nonino,_F._Th\'evenin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01090 |
測光、位置天文学、および分光データが利用可能なRR〜Lyrae脈動変光星のカタログを使用して、オーファン恒星ストリームの化学力学的研究を提示します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の低解像度スペクトルを使用して、個々の露出の見通し内速度を決定し、こと座RR型変光星の全身速度を導き出しました。星の分光学的金属量と\textit{Gaia}EDR3位置天文学を組み合わせて、孤立した流れの北部を調査しました。私たちの確率論的アプローチでは、20個のシングルモードRR〜Lyrae変数が、それらの位置、固有運動、および距離に基づいて、孤立したストリームに関連付けられている可能性が高いことがわかりました。取得したサンプルにより、SDSSによって決定された視線速度を利用して、SDSSデータセット内の非可変星に検索を拡張することができました。Orphanストリームにリンクされた54個の追加の不変星が見つかりました。同定された赤色巨星分枝星と青色水平分枝星の金属量分布は、平均して$-2.13\pm0.05$dexと$-1.87\pm0.14$dexで、分散はそれぞれ0.23と0.43dexです。RR〜Lyrae変数の金属量分布は、$-1.80\pm0.06$dexおよび0.25dexの分散でピークになります。収集された恒星サンプルを使用して、超微弱な矮小銀河GrusIIと孤立した流れの間の可能なリンクを調査しました。それらの運動学に基づいて、動的特性の大きな不確実性が接続の明確な主張を困難にしているものの、ストリームRR〜LyraeとGrusIIの両方が同様の軌道特性を持つ順行軌道上にあることを発見しました。同時に、化学分析は両者の間のつながりを強く弱めます。GrusIIをOrphanストリームと組み合わせると、強い逆金属量勾配を示す必要があると主張します。これは、これまでどのローカルグループシステムでも検出されていません。
近くの銀河へのトレメイン-ワインバーグ法の適用：恒星の質量ベースのパターン速度、およびISM運動学との比較
| Title |
Applying_the_Tremaine-Weinberg_Method_to_Nearby_Galaxies:_Stellar_Mass-Based_Pattern_Speeds,_and_Comparisons_with_ISM_Kinematics |
| Authors |
Thomas_G._Williams,_Eva_Schinnerer,_Eric_Emsellem,_Sharon_Meidt,_Miguel_Querejeta,_Francesco_Belfiore,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Ismael_Pessa,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Francesco_Santoro,_Andreas_Schruba,_Mattia_C._Sormani,_Jiayi_Sun,_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01091 |
PHANGS-MUSE調査から得られた恒星の質量表面密度と速度を使用して、近くの19個の銀河にトレメイン-ワインバーグ法を適用し、（主にバー）パターン速度（$\Omega_{\rmP}$）を計算します。品質チェックの結果、これらの恒星の質量ベースの測定値の約半分が信頼できることがわかりました。これらの銀河については、結果と以前に公開されたパターン速度との間に良好な一致が見られ、回転曲線を使用して主要な共鳴位置（共回転半径とリンドブラッド共鳴）を計算します。また、これらの恒星質量から導出されたパターン速度を、PHANGS-ALMA調査からのH$\alpha$（MUSEから）およびCO（$J=2{-}1$）放出と比較します。これらの塊状のISMトレーサーの場合、この方法は、これらの塊の分布（$\Omega_{\rmclump}$）によって設定された代表的な半径での角周波数である信号を誤って与えることがわかります。$\Omega_{\rmclump}$は$\Omega_{\rmP}$とは大きく異なります（H$\alpha$の場合は$\sim$20％、COの場合は$\sim$50％）。したがって、ISMキネマティクスから導出された「パターン速度」を使用することはお勧めできないと結論付けます。最後に、導出されたパターン速度と共回転半径を、バーのプロパティとともに、これらの銀河のグローバルパラメータと比較します。以前の研究と一致して、後のハッブルタイプの銀河はバーの長さに対する共回転半径の比率が大きく、分子ガスが豊富な銀河は$\Omega_{\rmP}$が高く、バルジが支配的であることがわかりました。銀河の$\Omega_{\rmP}$は低くなっています。ただし、以前の作品とは異なり、バーの強度と$\Omega_{\rmP}$の間、または全恒星の質量面密度とパターン速度の間に明確な傾向はありません。
IllustrisTNGにおける高イオン化金属の大規模分布
| Title |
The_large-scale_distribution_of_highly_ionized_metals_in_IllustrisTNG |
| Authors |
M._Celeste_Artale,_Markus_Haider,_Antonio_D._Montero-Dorta,_Mark_Vogelsberger,_Davide_Martizzi,_Paul_Torrey,_Simeon_Bird,_Lars_Hernquist,_and_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01092 |
IllustrisTNG磁気流体力学的宇宙論シミュレーションにおいて、7つの高度にイオン化された金属の固有の大規模分布と進化を研究します。さまざまな宇宙ウェブ構造（フィラメント、ハロー、ボイド）および気相（温熱銀河間媒体WHIM、高温、拡散、および凝縮）におけるCII、CIV、MgII、NV、NeVIII、OVI、およびSiIVの割合に焦点を当てます。ガス）$z=6$から$z=0$まで。私たちの分析は、宇宙時間にわたるバリオンの分布と進化の理解に新しい視点を提供し、次に、よく知られているバリオンの欠落の問題の文脈で新しいヒントを提供します。この作業では、宇宙のウェブコンポーネントは、局所的な共動暗黒物質密度を使用して識別されます。これは、バリオンを大規模にマッピングする簡単でユニークな方法を表しています。私たちの結果は、MgIIとCIIが、高密度、低温、星形成領域のハローの凝縮ガスに主に存在することを示しています。一方、CIVとSiIVの質量分率は、さまざまな気相と宇宙のウェブ環境で同様の進化の傾向を示しています。最後に、私たちの調査結果は、OVI、NeVIII、およびNVが主にフィラメント内にある拡散ガスおよびWHIMガスの形で存在するという概念を確認し、これらのイオン化金属が温かい/高温および低密度ガスの優れたトレーサーであることを示唆しています。地元の宇宙で行方不明のバリオンのほとんどを含むために。
バーの特性が誘導スパイラル構造にどのように影響するか
| Title |
How_the_bar_properties_affect_the_induced_spiral_structure |
| Authors |
L._Garma-Oehmichen,_L._Martinez-Medina,_H._Hern\'andez-Toledo,_I._Puerari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01134 |
恒星の棒と渦巻腕は、地元の宇宙のほとんどの円盤銀河で共存し、共進化しています。ただし、この相互作用の物理的な性質はまだ議論の余地があります。この作業では、バーのプロパティが誘導されたスパイラル構造にどのように影響するかを調査することを目的とした、孤立した銀河モデルに基づく一連の数値シミュレーションを提示します。バーの長さ、軸比、質量、回転速度など、バーのプロパティの大規模な組み合わせをカバーしています。回転曲線が上昇、平坦、下降する銀河を表す3つの銀河モデルを使用します。ピッチ角はバーパターン速度と最もよく相関し、スパイラル振幅はバー四重極モーメントと最もよく相関することがわかりました。私たちの結果は、回転曲線が減少している銀河が、より大きな振幅とピッチ角を持つ渦巻によって証明される、最も効率的なグランドデザイン渦巻構造を形成していることを示唆しています。また、シミュレーションのサブセットで速度楕円体の効果をテストします。半径方向の異方性を大きくすると、スパイラルはピッチ角を大きくしますが、振幅が小さくなるとコヒーレント性が低下することがわかりました。
銀河中心の内側1kpcでファラデーの複雑さが増した
| Title |
Heightened_Faraday_Complexity_in_the_inner_1_kpc_of_the_Galactic_Centre |
| Authors |
J._D._Livingston,_N._M._McClure-Griffiths,_B._M._Gaensler,_A._Seta_and_M._J._Alger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01139 |
CSIROオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、周波数範囲1.1〜3.1GHz、2048チャネルを使用して、58のフィールドで62の銀河系外バックグラウンドソースのファラデー回転を測定しました。私たちの情報源は、銀河中心領域周辺の領域$\sim12\、\mathrm{deg}\、\times12\、\mathrm{deg}$（$\sim1$kpc）をカバーしています。$|l|の銀河面を示します<10^\circ$は、最大|RM|の大きな回転メジャー（RM）を示します。$1691.2\pm4.9\、\mathrm{rad}\、\mathrm{m}^{-2}$と平均$|\mathrm{RM}|の=219\pm42\、\mathrm{rad}\、\mathrm{m}^{-2}$。RMは、銀河面からの投影距離が増加するにつれて大きさが減少し、以前の調査結果とほぼ一致しています。ソースの異常に高い割合（95\％）が、複数のファラデーコンポーネントと一致するファラデーの複雑さを示していることがわかりました。ファラデーの深さが広く分離された複数のファラデー回転スクリーンの存在は、銀河中心領域の小規模な乱流RM構造に起因すると考えられます。銀河中心のRMの2次構造関数は、$0.83^\circ-11^\circ$（$\sim120-1500$pc）にまたがる角度分離に対して、勾配がゼロの線を表示します。これは、スケールで予想されます。磁気イオン乱流の外側のスケール（または駆動スケール）よりも大きい。銀河中心の内側1kpcの乱気流の外側のスケールの推定上限$3$pcに対応する、66''のSF勾配のブレークに上限を設定します。この小規模な乱気流の可能性のあるドライバーとして、恒星のフィードバックを提案します。
ろ座銀河団のブラインドATCAHI調査：HI検出の特性
| Title |
A_blind_ATCA_HI_survey_of_the_Fornax_galaxy_cluster:_properties_of_the_HI_detections |
| Authors |
A._Loni_(1_and_2),_P._Serra_(1),_D._Kleiner_(1),_L._Cortese_(3_and_4),_B._Catinella_(3_and_4),_B._Koribalski_(5),_T._H._Jarrett_(6),_D._Cs._Molnar_(1),_T._A._Davis_(7),_E._Iodice_(8),_K._Lee-Waddell_(5),_F._Loi_(1),_F._M._Maccagni_(1),_R._Peletier_(9),_A._Popping_(3_and_10),_M._Ramatsoku_(1_and_11),_M._W_.L._Smith_(7),_N._Zabel_(9)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Selargius,_CA,_Italy,_(2)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Cagliari,_Cittadella_Universitaria,_Monserrato,_Italy,_(3)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_(ICRAR),_The_University_of_Western_Australia,_Crawley,_WA,_Australia,_(4)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All-Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO3D),_(5)_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_Australia_Telescope_National_Facility,_Epping,_NSW,_Australia,_(6)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_Rondebosch,_South_Africa,_(7)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_Queens_Buildings_The_Parade,_Cardiff,_UK,_(8)_INAF-Astronomical_observatory_of_Capodimonte,_Naples,_Italy,_(9)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_Groningen,_The_Netherlands,_(10)_Australian_Research_Council,_Centre_of_Excellence_for_All-sky_Astrophysics_(CAASTRO),_Australia,_(11)_Department_of_Physics_and_Electronics,_Rhodes_University,_Makhanda,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01185 |
ろ座銀河団の最初の干渉ブラインドHI調査を提示します。これは、銀河団$R_{vir}$までの15度$^2$の領域をカバーしています。調査の解像度は67''x95''、6.6km$s^{-1}$、感度は3$\sigma$N（HI）〜2x10$^{19}$cm$^{-2}$およびMHI2x10$^7$M$_\odot$。分光的に確認された200個のろ座銀河団のメンバーから16個の銀河を検出します。検出は、8x10$^6$から1.5x10$^{10}$M$_\odot$まで、HI質量で約3桁をカバーします。それらは、空と投影された位相空間の両方でクラスターの中央のガラス化された領域を避け、それらが最近の到着であり、ろ座では、HIが交差時間〜2Gyr以内に失われることを示しています。これらの銀河の半分は、非対称、尾、HIと光学中心の間のオフセットのいくつかのケース、およびそれらがろ座内または途中で相互作用していることを示唆する切り詰められたHIディスクのケースを含む乱れたHI形態を示します。私たちのHI検出は、HIが少なく、同じ$M_\star$範囲内の非銀河団よりも低い割合で星を形成します。低質量銀河は、クラスターに向かって落下する間、より強く影響を受けます。ろ座銀河のMHI/$M_\star$比は、おとめ座銀河団のそれと同等です。固定の$M_\star$では、HI検出は、MHIと星形成率の間の非クラスター関係に従います。これは、これまでのところ、タイムスケール$\gtrsim$1-2GyrでHIを失ったことを意味すると主張します。HIが検出されていないが、H$_2$が検出された星形成銀河の集団によって確認されるように、クラスターの奥深くでHIの除去がより速く進行する可能性があります。ALMAデータに基づいて、H$_2$とHIの質量比に大きなばらつきがあり、いくつかの銀河が異常に高い比を示しています。これはおそらく、HIの除去が速いことが原因です。前処理が行われた可能性が高い、NGC1365が優勢な相互作用銀河のHIが豊富なサブグループを特定します。
銀河における気相金属量勾配の物理学
| Title |
The_physics_of_gas_phase_metallicity_gradients_in_galaxies |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Mark_R._Krumholz,_Emily_Wisnioski,_John_C._Forbes,_Christoph_Federrath_and_Ayan_Acharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01234 |
第一原理から銀河の気相金属量勾配の進化のための新しいモデルを提示します。金属量勾配は、金属平衡のタイムスケール、生産、輸送、消費、および損失をまとめて表す4つの比率に依存することを示します。私たちのモデルは、ほとんどの銀河の金属量勾配がすべての赤方偏移で平衡状態にあることを発見しました。金属拡散によって正規化された場合、金属量勾配は、放射状移流、金属生成、および宇宙ウェブからの金属の少ないガスの蓄積の間の競争によって支配されます。モデルは、局所的な渦巻き、局所的な矮星、および高赤方偏移の星形成銀河で測定されたさまざまな勾配を自然に説明します。このモデルを使用して、赤方偏移全体の勾配の宇宙進化を研究し、天の川のような銀河の勾配が、観測とシミュレーションの両方とよく一致して、時間の経過とともに急勾配になっていることを示しています。また、一致した恒星の質量と一致した存在量の両方を使用して構築された銀河サンプルの赤方偏移による金属量勾配の進化を予測します。私たちのモデルは、大規模な銀河が移流が支配的な領域から降着が支配的な領域への高赤方偏移から低赤方偏移への移行を示しています。これは、重力駆動から星形成フィードバック駆動の乱流への遷移を反映しています。最後に、局所的な超高光度赤外線銀河（主要な合併）の勾配と、局所的な赤方偏移銀河と高赤方偏移銀河の両方で見られる逆勾配が平衡状態にない可能性があることを示します。このシリーズの後続の論文では、モデルが銀河の質量と金属量勾配の間、および金属量勾配と銀河の運動学の間で観察された関係も説明していることを示します。
星間物質への回転する大質量星の重元素の寄与
| Title |
Heavy_element_contributions_of_rotating_massive_stars_to_Interstellar_Medium |
| Authors |
R._Q._Wu,_C._H._Zhu,_G._L._L\"u,_Z._J._Wang,_H._L._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01352 |
恒星進化コード（恒星天体物理学の実験のためのモジュール）を使用して、恒星風とコア崩壊超新星（CCSN）の噴出物を介して、星間物質（ISM）への重い要素の収量を計算します。私たちのモデルでは、巨大な星の初期質量（$M_{\rmini}$）は13から80$M_\odot$であり、それらの初期回転速度（V）は0、300、500kms$^{です。-1}$であり、それらの金属量は[Fe/H]=-3、-2、-1、および0です。恒星の風から来る重い元素の収量は、主に恒星の回転によって影響を受け、恒星の化学的存在量が変化します。化学的に均質な進化を介して表面化し、質量損失率を高めます。恒星風は、約$10^{-2}$（低金属量モデルの場合）から数$M_\odot$（低金属量および高速回転モデルの場合）の質量の重元素収量を生み出す可能性があると推定しています。CCSNイジェクタによって生成される重元素の収量は、主にCOコアの質量によって決定される質量の残りの質量にも依存します。私たちのモデルは、CCSNイジェクタによって生成された重元素の収量が最大数$M_\odot$になる可能性があると計算しています。恒星風と比較して、CCSNイジェクタはISMの重元素に大きく貢献しています。また、この作業で計算された$^{56}$Niの収量を、観測による推定値と比較します。私たちのモデルは、かすかなSNeまたは通常のSNeによって生成された$^{56}$Niの質量のみを説明し、前駆体の質量は約25$M_\odot$未満であり、質量のある星によって生成された$^{56}$Niの質量を大幅に過小評価しています。約30$M_\odot$より高い。
VLT-UVESおよびKeck-HIRESアーカイブ内の高速CIVMini-BALのカタログ
| Title |
A_Catalog_of_High-Velocity_CIV_Mini-BALs_in_the_VLT-UVES_and_Keck-HIRES_Archives |
| Authors |
Chen_Chen,_Fred_Hamann,_Bo_Ma,_Michael_Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01362 |
VLT-UVESおよびKeck-HIRESスペクトログラフのアーカイブに、高速CIV$\lambda$1548,1551ミニブロード吸収ライン（ミニBAL）のカタログを掲載しています。速度青方偏移$<$$-$4000km/s、幅70$\lesssim$FWHM（1548）$\lesssim$2000km/の滑らかな丸みを帯びたBALのようなプロファイルに基づいて、高速CIVミニBALを識別します。s（$\lambda$1548のみ）。638個のクエーサーの合計サンプルから44個のクエーサーで105個のミニBALが見つかりました。少なくとも1つのミニBALが基準を満たしているクエーサーの割合は、不完全な速度カバレッジを補正した後、およそ$\sim9$％です。しかし、システムの数は、より低い速度とより狭いFWHMで急激に増加し、多くの流出ラインが私たちの研究によって見落とされていることを示唆しています。すべてのシステムは、NVとOVIの強い存在、および/または波長範囲内でのSiIIとCIIの不在に基づいて、高度にイオン化されています。カタログにある2つのミニBALシステムと、速度シフトが小さい他の3つのシステムは、PV$\lambda$1118,1128の吸収を持ち、飽和CIV吸収と総水素カラム密度を示します$\gtrsim10^{22}$cm$^{-3}$。ほとんどのミニBALは、光学的厚さが$\gtrsim$1であり、クエーサー連続体源が部分的に覆われていることが確認されています。被覆率は、CIVで0.06、SiIVで0.03と小さく、全体で$<0.002$pcの流出吸収構造に対応します。複数のラインを測定する場合、イオンの量が少ないラインは、プロファイルが狭くなり、カバー率が小さくなる傾向があります。これは、小さな凝集塊で高いカラム密度が発生する不均一な吸収体を示しています。この図は、観測されたクエーサースペクトルで混ざり合う最大の塊または多くのミニBALのような塊のコレクションのいずれかで、より広く一般的に深いBALが形成される場合、BALの流出にまで及ぶ可能性があります。
| Title |
The_dynamics_of_the_globular_cluster_NGC3201_out_to_the_Jacobi_radius |
| Authors |
Zhen_Wan,_William_Oliver,_Holger_Baumgardt,_Geraint_Lewis,_Mark_Gieles,_Vincent_H\'enault-Brunet,_Thomas_de_Boer,_Eduardo_Balbinot,_Gary_Da_Costa,_Dougal_Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01472 |
AATで2dF/AAOmegaを使用した5つの近くの球状星団の化学力学的調査の一環として、球状星団NGC3201の運動学的情報を取得しました。私たちの新しい観測は、クラスター全体の有意な速度勾配の存在を確認します。これは、クラスターの高い固有運動によってほぼ完全に説明できます。この遠近法による回転の寄与を差し引いた後、潮汐の尾と潜在的な脱出者から予想されるものとは異なる軸の周りに振幅$\sim1\km/s$の残りの回転信号が見つかりました。これは、この回転が内部にあることを示唆しています。そして、その形成過程の名残になる可能性があります。外側の部分で、潜在的な脱出者の結果である可能性が高い回転信号を見つけました。Bianchiniらによって報告された大きな半径での固有運動分散。以前は暗黒物質に起因していました。ここでは、半径0.5〜1のヤコビ間のLOS分散が低いが、この研究で実行したNGC3201のN体モデルからの予測を上回っていることを示しています。シミュレーションに基づいて、潜在的な脱出者は観測された速度分散を完全に説明できないことがわかりました。また、さまざまな脱出率での潮汐尾からのさまざまな量の恒星質量ブラックホールと非結合星の速度分散への影響を推定し、これらの影響がLOS分散とN体モデルの違いを説明できないことを発見しました。クラスターから遠い距離にある潮汐尾星の最近の発見を考えると、暗黒物質ハローはありそうもない説明です。N体モデルに含まれていない連星の効果が重要であり、分散の違いの一部を説明できることを示します。残りの違いは、初期クラスター回転、速度異方性、銀河下部構造など、N体モデルに含まれていない効果の結果であるに違いないと推測します。
HSTデータに基づく赤方偏移1.80までの最も明るい銀河団の物理的性質
| Title |
Physical_properties_of_Brightest_Cluster_Galaxies_up_to_redshift_1.80_based_on_HST_data |
| Authors |
Aline_Chu,_Florence_Durret_and_Isabel_Marquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01557 |
最も明るい銀河団（BCG）は、多数の小さな銀河を降着させることによって成長し、宇宙の網におけるクラスターの形成と進化のトレーサーとして使用できます。ただし、BCGの形成の主な時代については、まだ論争があります。赤方偏移z=2の前にすでに形成されていると信じている著者もいれば、より最近の時代に進化していると考える著者もいるからです。我々は、z=1.8までの広い赤方偏移範囲をカバーするBCGの大規模なサンプルの物理的特性を分析し、それらの特性が赤方偏移によって変化するかどうかを確認するために均一な方法で分析することを目指しています。最初のステップとして、どの銀河がBCGであるかをクラスターごとに定義するための新しいツールも紹介します。光学および/または赤外線のHST画像を含む137クラスターのサンプルについて、1つまたは2つのセルシックコンポーネントを使用してGALFITを適用することにより、BCGプロパティを分析します。各BCGについて、セルシックインデックス、有効半径、長軸位置角、表面輝度を計算します。次に、これらの量とredshiftの相関関係を検索します。BCGは、（有効半径と平均表面輝度の間の）Kormendyの関係に従い、傾きは赤方偏移で一定のままですが、原点の縦座標の赤方偏移で変化することがわかります。傾向は微弱ですが、絶対等級と有効半径の両方が、赤方偏移の減少に伴ってそれぞれ明るく大きくなる傾向があることがわかります。一方、平均表面輝度またはセルシック指数と赤方偏移との有意な相関関係は見つかりません。クラスターの伸びとBCGの主軸は、赤方偏移z<=0.9のクラスターの73％で30度以内で一致します。私たちの結果は、BCGが主に赤方偏移z=2の前に形成されていることと一致しています。BCGの主軸とそれらのクラスターとの整列は、BCGが宇宙ウェブのフィラメントに沿って物質を降着させることによってクラスターと同時に形成されるという一般的な考えと一致しています。
天の川プロジェクト：DR2からのイエローボールの最初の結果による星形成の調査
| Title |
The_Milky_Way_Project:_Probing_Star_Formation_with_First_Results_on_Yellowballs_from_DR2 |
| Authors |
Grace_Wolf-Chase,_C._R._Kerton,_Kathryn_Devine,_Anupa_Pouydal,_Johanna_Mori,_Leonardo_Trujillo,_Aurora_Cossairt,_Sarah_Schoultz,_Tharindu_Jayasinghe_and_Matthew_Povich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01661 |
イエローボール（YB）は、天の川プロジェクトの市民科学イニシアチブ（MWP;Simpsonetal.2012）で最初に発見されました。MWPユーザーは、スピッツァー宇宙望遠鏡の中赤外線（MIR）画像の天の川の平面のコンパクトな黄色の領域に気づき、プロの天文学者にこれらの「黄色いボール」について説明するように依頼しました。Kertonらによるフォローアップ作業。（2015）YBは、大質量および中間質量の星形成に関連するコンパクトな光解離領域をトレースする可能性が高いと判断しました。YBは、2016年に開始された天の川プロジェクトのバージョン（Jayasingheetal。2016）のターゲットオブジェクトとして含まれ、6000を超えるYBの場所のリストが作成されました。銀河面のl=30〜40度、b=+/-1度の領域をカバーするパイロット領域内で、距離、クロスマッチの関連付け、物理的特性、およびMIRカラーを約500YBで測定しました。パイロット領域のYBの20〜30％には、MIRバブルを生成する拡張HII領域になる可能性のある高質量の星形成が含まれていることがわかります。YBの大部分は、進化図での配置がまだ活発に降着していることを示唆する中間質量星形成領域を表しており、光学的に明らかにされたHerbigAe/Be星雲の前兆である可能性があります。これらの中間質量YBの多くは、大規模な星形成トレーサーの調査では見落とされていたため、このカタログは、星形成の多くの新しいサイトに関する情報を提供します。今後の作業では、このパイロット領域分析をYBカタログ全体に拡張します。
超高エネルギー宇宙線源候補としてのFR0電波銀河の精査
| Title |
Scrutinizing_FR_0_Radio_Galaxies_as_Ultra-High-Energy_Cosmic_Ray_Source_Candidates |
| Authors |
Lukas_Merten_(1),_Margot_Boughelilba_(1),_Anita_Reimer_(1),_Paolo_Da_Vela_(1),_Serguei_Vorobiov_(2),_Fabrizio_Tavecchio_(3),_Giacomo_Bonnoli_(4_and_5),_Jon_Paul_Lundquist_(2)_and_Chiara_Righi_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01087 |
Fanaroff-Riley（FR）0電波銀河は、新しいクラスの電波銀河を構成します。これらの電波銀河は、通常は弱いですが、定評のあるクラスのFR1およびFR2銀河よりもはるかに多くなっています。後者のクラスは、最大${\sim}10^{20}$eVに達するエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線（UHECR）のソースとして提案されています。この推測に基づいて、FR0ソース環境でのUHECRの加速と生存の可能性がこの研究で調べられます。そうすることで、FR0カタログ（FR0CAT）からのデータに基づく平均スペクトルエネルギー分布（SED）がコンパイルされます。結果として生じる光子場は、電磁対生成、光崩壊、光中間子生成損失、およびシンクロトロン放射に悩まされるUHECRのターゲットとして使用されます。Fermi-I次数と段階的なせん断加速、および粒子がソース領域から脱出するなど、UHECR加速確率を評価するための複数のメカニズムについて説明します。この研究は、フェルミとせん断加速度を組み合わせたハイブリッドシナリオでは、せん断加速度が脱出を支配し始める$\Gamma_\mathrm{j}\gtrsim1.6$である限り、FR0銀河が観測されたUHECRフラックスに寄与する可能性があることを示しています。。楽観的ではないシナリオでも、FR0は膝と足首の間の宇宙線フラックスに寄与すると予想できます。私たちの結果は、実現された磁気乱流モデルと加速する衝撃の速度に関して比較的ロバストです。
タイプIIP超新星の光度曲線をそれらの前駆体の特性に接続する
| Title |
Connecting_the_Light_Curves_of_Type_IIP_Supernovae_to_the_Properties_of_their_Progenitors |
| Authors |
Brandon_L._Barker,_Chelsea_E._Harris,_MacKenzie_L._Warren,_Evan_P._O'Connor,_Sean_M._Couch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01118 |
コア崩壊超新星（CCSNe）の観測は、超新星噴出物のダイナミクスとその組成に関する豊富な情報を明らかにしますが、前駆星に関する直接的な情報はほとんど明らかにしません。爆発エネルギーなどの前駆体と爆発の特性を制約するには、観測値を爆発の理論モデルと結合する必要があります。ここでは、乱流と対流を考慮しながら、ニュートリノ輸送のノンパラメトリック処理を含む1D（STIR）で乱流支援ニュートリノ駆動コア崩壊超新星を駆動するための新しいモデルを使用します。これをSuperNovaExplosionCodeと組み合わせて、堅牢なニュートリノ輸送を伴う自己無撞着なCCSNシミュレーションから駆動されるCCSNeの風景からボロメータ光度曲線を生成します。結果をタイプIIPCCSNeのいくつかのよく観察されたボロメータ光度曲線と比較すると、最適なモデルが熱爆弾爆発を使用した以前の研究で見つかったモデルとは異なり、ZAMSの質量が約1,000万ドルも大きいことがわかります。以前の研究より。136個の自己無撞着なCCSN爆発の大規模なサンプルを使用して、光度曲線の観測可能な特徴と前駆星の特性との間の相関関係を調査します。他の重要な相関関係の中で、光度曲線のプラトー光度と前駆体の鉄コア質量との間に強い線形関係が見られます。この関係により、測光のみから、前駆体のコアの特性を初めて制約することができます。
緑の銀行の再処理パルサーと電波バーストの未確認の明るい電波源の43メートル望遠鏡調査
| Title |
Reprocessing_of_a_Green_Bank_43-meter_Telescope_Survey_of_Unidentified_Bright_Radio_Sources_for_Pulsars_and_Radio_Bursts |
| Authors |
F._Crawford,_J._Margeson,_B._Nguyen,_T._Saigal,_O._Young,_D._Agarwal,_K._Aggarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01132 |
GreenBank43m望遠鏡で撮影された、75個の明るく、識別されていない、急峻なスペクトルの偏光電波源の一連の観測を再処理して、これまで検出されなかったサブミリ秒パルサーと電波バーストを見つけました。これらのデータの最初の検索の（null）結果は、Schmidtetalによって報告されました。私たちの再処理では、ディープラーニングベースの分類器FETCHを使用して分類された1000pccm$^{-3}$の分散測定（DM）までの単一パルスを検索しました。また、より広い範囲のDMと加速度で周期性を検索しました。私たちの検索は、コンパクトな連星系の高度に加速され、急速に回転するパルサー（サブミリ秒パルサーを含む）、および高速電波バーストなどの高度に分散された衝撃信号に敏感でした。再処理でパルサーや天体物理学的バースト信号は見つかりませんでした。
X線連星4U1608--52およびAqlX--1におけるわずかに安定した燃焼頻度のドリフト
| Title |
Drifts_of_the_marginally_stable_burning_frequency_in_the_X-ray_binaries_4U_1608--52_and_Aql_X--1 |
| Authors |
G._C._Mancuso,_D._Altamirano,_M._M\'endez,_M._Lyu,_and_J._A._Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01181 |
環礁中性子星（NS）低質量X線連星4U1608--52およびAqlX--1からロッシX線タイムエクスプローラー（RXTE）を使用して、ミリヘルツの準周期的振動（mHzQPO）を検出します。4U1608--52およびAqlX--1のすべてのRXTE観測の分析から、49および47の観測でそれぞれ有意水準$>3\sigma$のmHzQPOが見つかりました。QPO周波数は、$\sim$4.2〜13.4mHzに制限されています。これらのタイプのmHzQPOは、NS表面でのHeのわずかに安定した核燃焼の結果であると解釈されています。また、4U1608--52の3つの観測で下向きの周波数ドリフトが発見されたことを報告します。これは、この動作を示す3番目のソースになります。おそらく観測値が短すぎて有意なドリフトを測定できなかったため、AqlX-1で周波数ドリフトの強力な証拠が1回だけ見つかりました。最後に、mHzQPOは主に、両方のソースがソフト状態または中間状態にあるときに検出されます。周波数ドリフトを示すケースは、ソースが中間状態にある場合にのみ発生します。私たちの結果は、NSシステム4U1636--53およびEXO0748--676で観察された現象論と一致しており、4つのソースすべてがNS表面でのHeのわずかに安定した燃焼の条件に到達できることを示唆しています。これらの条件は、4つのシステムすべてで同じようにソースの状態に依存します。
StrayCats：NuSTAR迷光観測のカタログ
| Title |
StrayCats:_A_catalog_of_NuSTAR_Stray_Light_Observations |
| Authors |
Brian_W._Grefenstette,_Renee_M._Ludlam,_Ellen_T._Thompson,_Javier_A._Garcia,_Jeremy_Hare,_Amruta_D._Jaodand,_Roman_A._Krivonos,_Kristin_K._Madsen,_Guglioelmo_Mastoserio,_Catherine_M._Slaughter,_John_A._Tomsick,_Daniel_Wik,_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01236 |
StrayCats：X線源のNuSTAR迷光観測のカタログを紹介します。迷光の観測は、望遠鏡のポインティング方向から1〜4$^{\circ}$離れた光源で発生します。この軸外角度では、X線は光学系と開口絞りの間のギャップを通過するため、X線光学系と相互作用せず、代わりにNuSTAR焦点面を直接照らします。1400を超える潜在的な観測を体系的に特定および調査した結果、436の望遠鏡フィールドと78の迷光光源のカタログが特定されました。識別された線源には、歴史的に知られている持続的に明るいX線源、爆発したX線連星、パルサー、およびタイプIX線バースターが含まれます。この論文では、カタログの概要と、StrayCatsのソースを特定した方法、および高レベルの科学製品を作成するために必要な分析手法について説明します。最後に、これらのユニークなデータの科学的品質の簡単な例をいくつか紹介します。
「よりありそうな説明」は、GN-z11-flashを説明することはまだ不可能です：Steinhardt etal。 （arXiv：2101.12738）
| Title |
"A_more_probable_explanation"_is_still_impossible_to_explain_GN-z11-flash:_in_response_to_Steinhardt_et_al._(arXiv:2101.12738) |
| Authors |
Linhua_Jiang,_Shu_Wang,_Bing_Zhang,_Nobunari_Kashikawa,_Luis_C._Ho,_Zheng_Cai,_Eiichi_Egami,_Gregory_Walth,_Yi-Si_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_Hai-Bin_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01239 |
江らで。（2020）、我々はz〜11の銀河GN-z11からの可能な明るいフラッシュ（以下GN-z11-フラッシュ）を報告しました。最近、Steinhardtetal。（2021;arXiv：2101.12738）は、KeckMOSFIREアーカイブデータで一時的な信号を含む27枚の画像を発見し、GN-z11-flashは太陽系の移動物体からのものである可能性が高いと主張しました。Steinhardtetal。のチャンス確率の定義と、GN-z11-flashのようなトランジェントを見つける方法論は、いくつかの側面で問題があることを示しています。特に、それらのトランジェントはどれもGN-z11-flashに類似しておらず、それらのどれもそれらのイメージングデータ内の既知のオブジェクトと位置的に一致していません。Jiangetal。では、GN-z11-flashの起源の包括的な分析を行い、私たちの知る限り、太陽系内の既知の人工物体または移動物体の可能性をすべてに基づいて除外しました。入手可能な情報とこれらのオブジェクトに関する現在の理解。シュタインハルト他そのような情報を使用せず、GN-z11-flashイベント自体を分析しませんでした。それらの過渡現象の大部分は、明らかに低軌道衛星または航空機です。したがって、彼らの分析は私たちの結果を証明も反証もできません。最後に、アーカイブデータでGN-z11-flashのようなトランジェントを見つける可能性を推定する方法を示します。この方法とSteinhardtetal。が使用したアーカイブデータに基づいて、Jiangetal。の元の結果を実際にサポートする確率の大まかな上限を取得します。（2020）。
一般相対論的電磁流体力学における合併残差中性子星の長期進化I：磁気巻線の影響
| Title |
Long-term_evolution_of_a_merger-remnant_neutron_star_in_general_relativistic_magnetohydrodynamics_I:_Effect_of_magnetic_winding |
| Authors |
Masaru_Shibata,_Sho_Fujibayashi,_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01346 |
完全な一般相対性理論における長期の理想的で抵抗性の電磁流体力学（MHD）シミュレーションは、バイナリ中性子星合体の残骸として形成された巨大な中性子星に対して実行されます。ニュートリノ放射輸送効果は、以前の論文と同様に考慮されています。シミュレーションは、ダイナモ効果を最初のステップとして考慮せずに、軸対称で実行されます。理想的なMHDでは、残留中性子星の差動回転は、電磁エネルギーが回転運動エネルギー$E_の$\sim10\％$に達するまで、シードポロイダル磁場の存在下での巻線によって磁場強度を増幅します。{\rmkin}$、中性子星の。最大電磁エネルギーに達するまでのタイムスケールは、初期磁場強度に依存し、初期最大磁場強度が$\sim10^{15}$Gの場合は$\sim1$sです。巻線による磁場強度の大幅な増幅により、磁気ブレーキは、最初は差動回転状態をほぼ堅固な回転状態に強制します。抵抗率が存在する場合、増幅は抵抗時間スケールでのみ継続され、到達した最大電磁エネルギーが$E_{\rmkin}$の$\sim3\％$より小さい場合、初期の差動回転状態は次のようになります。ほぼ保存されています。現在の状況では、合併後の質量放出は主にニュートリノの照射/加熱によって引き起こされ、磁気巻線効果は質量放出に対してわずかな役割しか果たしません。
O型星からの埋め込まれた風衝撃X線放射のチャンドラ格子分光法は、低いプラズマ温度と有意な風吸収を示しています
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Chandra_grating_spectroscopy_of_embedded_wind_shock_X-ray_emission_from_O_stars_shows_low_plasma_temperatures_and_significant_wind_absorption |
| Authors |
David_H._Cohen_(1),_Vanessa_Vaughn_Parts_(1),_Graham_M._Doskoch_(1),_Jiaming_Wang_(1),_V\'eronique_Petit_(2),_Maurice_A._Leutenegger_(3),_Marc_Gagn\'e_(4),_((1)_Swarthmore_College,_(2)_University_of_Delaware,_(3)_GSFC,_(4)_West_Chester_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01500 |
チャンドラ格子分光計で高解像度で観測された埋め込み風衝撃（EWS）O星X線源の6つの例の均一な分析を提示します。高温のプラズマ発光と、部分的にイオン化された冷たい風の大部分による軟X線の連続吸収の両方をモデル化することにより、衝撃加熱されたプラズマの温度分布と各星の風の質量損失率を導き出します。各星の熱風プラズマについて同様の温度分布が見られ、べき乗則の微分放出測定値$\frac{d\logEM}{d\logT}$と一致しており、傾きは-2より少し急です。わずか約$10^7$Kの温度まで。スペクトルの広帯域X線吸収特性から得られる風の質量損失率は、他の診断から得られるものと一致しています。この研究の最も注目すべき結論は、特に長波長では、風の吸収が非常に重要な効果であるということです。たとえば、$\zeta$とも座の風の衝撃によって生成された18〜25オングストローム単位のX線の90％以上が吸収されます。O型星のスペクトルサブタイプによるX線硬度の経験的傾向は、主に吸収効果であるように思われます。
X線の成分分離法を用いたカシオペアAの噴出物における三次元形態学的非対称性
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Three-dimensional_morphological_asymmetries_in_the_ejecta_of_Cassiopeia_A_using_a_component_separation_method_in_X-rays |
| Authors |
Adrien_Picquenot,_Fabio_Acero,_Tyler_Holland-Ashford,_Laura_A._Lopez_and_J\'er\^ome_Bobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01507 |
最近のシミュレーションでは、超新星残骸（SNR）の噴出物分布の非対称性が、最初の超新星爆発からの非対称性を反映している可能性があることが示されています。したがって、彼らの研究は、重元素の分布または中性子星キックに関連するモデル予測をテストおよび制約するための優れた手段を提供します。これらは両方とも、コア崩壊超新星の爆発メカニズムをよりよく理解するための鍵です。よく知られているカシオペアASNRのメガ秒X線観測に適用された新しいブラインドソース分離法の使用により、前例のないレベルの詳細が与えられ、連続発光から明確に分離された噴出物の分布のマップが明らかになりました。私たちの方法はまた、赤方偏移と青方偏移のスペクトル成分と関連するSi、S、Ar、Ca、Feの画像を解きほぐすことにより、噴出物の3次元ビューを提供し、カシオペアAの噴出物分布の形態への洞察を提供します。。これらのマッピングにより、重元素分布の非対称性を徹底的に調査し、中性子星キックと異なる元素間の相対的な非対称性に関するシミュレーション予測を精査することができます。私たちの研究では、噴出物のX線フラックスのほとんどが赤方偏移した成分に由来することがわかり、爆発の非対称性を示唆しています。さらに、赤方偏移した噴出物は、物理的には広くて比較的対称的なプルームとして説明できますが、青方偏移した噴出物は密な結び目に似ています。中性子星も、44Tiで見られるのと同様に、エジェクタの赤方偏移部分の真向かいに移動します。形態学的非対称性に関しては、重い要素ほど非対称な分布をしているように見えます。これは、シミュレーションによる予測を裏付けています。この研究は、アーカイブの観察結果を再検討して科学的内容を十分に活用するための新しい分析方法の能力のショーケースです。
銀河系X線連星IGRJ20155 +3827およびSwiftJ1713.4-4219の多波長観測
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Multi-wavelength_observations_of_the_Galactic_X-ray_binaries_IGR_J20155+3827_and_Swift_J1713.4-4219 |
| Authors |
F._Onori,_M._Fiocchi,_N._Masetti,_A._F._Rojas,_A._Bazzano,_L._Bassani,_A.J._Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01638 |
近年、INTEGRAL衛星とSwift衛星による継続的な調査のおかげで、硬X線/軟ガンマ線の空に関する知識が大幅に向上しました。その結果、現在、主にIBISとBATの機器によって発見された、銀河系と銀河系外の両方の約2000のソースが存在しています。多波長アプローチを使用して、これらの新しい硬X線源の多くの性質に光を当てることにより、多くの異なるフォローアップキャンペーンが成功裏に実行されました。ただし、一部はまだ識別されていない性質のものです。これは主に、低エネルギーの観測が不足しているためです。これは通常、ソースに対してより適切に制約された位置を提供し、適切な物理的特性を取得するために必要な主要な観測特性が利用できないためです。ここでは、2つの不十分に研究された銀河X線トランジェントIGRJ20155+3827とSwiftJ1713.4-4219の分類について報告します。これらについては、新しいおよび/またはアーカイブX線と光学/NIR観測の組み合わせにより特定できます。それらの性質。特に、XMM\Newtonアーカイブデータと、新しい光学分光法およびアーカイブ光学/NIR測光観測のおかげで、IGRJ20155+3827を遠隔HMXBとして分類することができました。SwiftJ1713.4-4219の2019X線爆発中に収集された新しいINTEGRALおよびSwiftデータは、アーカイブの光学/NIR観測と組み合わせて、このソースのLMXB分類を示唆しています。
| Title |
Calibration_of_the_Surface_Array_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
X._Bertou,_P.S._Allison,_C._Bonifazi,_P._Bauleo,_C.M._Grunfeld,_M._Aglietta,_F._Arneodo,_D._Barnhill,_J.J._Beatty,_N.G._Busca,_A._Creusot,_D._Dornic,_A._Etchegoyen._A._Filevitch,_P.L._Ghia,_I._Lhenry-Yvon,_M.C._Medina,_E._Moreno,_D._Nitz,_T._Ohnuki,_S._Ranchon,_H._Salazar,_T._Suomij\"arvi,_D._Supanitsky,_A._Tripathi,_M._Urban,_L._Villasenor_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01656 |
ピエールオージェ天文台は、最高エネルギー（$>10^{19}$eV）の宇宙線を研究するように設計されています。天文台の地上アレイは、3000km^2に配置された1600個の水チェレンコフ検出器で構成されます。遠隔性と多数の検出器には、堅牢な自動自己校正手順が必要です。これは、光電子増倍管によって収集された、垂直および中央の通過ミューオンによって生成されたチェレンコフ光から収集された平均電荷の測定に依存しています。電荷分布のヒストグラムの分析。キャリブレーションに必要なパラメータは毎分測定され、一次宇宙線によって生成された大規模な空気シャワーから記録された信号の正確な決定を可能にします。この方法はまた、安定した均一なトリガー条件を達成することを可能にします。
若い星団からのブラックホール連星のスピンミスアラインメント：GWTC-2重力波データとの比較
| Title |
Spin_misalignment_of_black_hole_binaries_from_young_star_clusters:_comparison_to_GWTC-2_gravitational_wave_data |
| Authors |
Alessandro_Alberto_Trani,_Ataru_Tanikawa,_Michiko_S._Fujii,_Nathan_W.C._Leigh,_Jun_Kumamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01689 |
最近の研究によると、若い星団からブラックホール（BH）バイナリをマージする前駆体は、孤立したバイナリと同じように共通外層フェーズを経ることがあります。星が裸のコアとして共通外層から出現する場合、潮汐相互作用は、それらがBHに崩壊する前に、それらのスピンを効率的に同期させることができます。孤立したケースとは異なり、これらのバイナリBHは、マージする前にクラスター内の他のBHと動的に相互作用することもあります。相互作用により、バイナリ軌道面が傾斜し、スピン軌道相互作用が発生する可能性があります。最新のバイナリ母集団合成と正確な少数体シミュレーションを組み合わせることにより、このシナリオを受けているバイナリBHのマージのスピン特性を推定します。高いバイナリ反跳速度と短い合体時間のために、ポストコモンエンベロープバイナリBHは1回の遭遇のみを受ける可能性が高いことを示します。バイナリシングル遭遇率に控えめな制限を採用すると、約6。6年^-1Gpc^-3のローカルBH合併率密度が得られます。出生時のBHスピンが低い（<0.2）と仮定すると、このシナリオでは、有効なスピン$\chi_\mathrm{eff}$の分布と、負のXeffやXp〜0.2のピークなど、GWTC-2から推測される歳差運動パラメーターを再現できます。
点光源スタッキングとデコンボリューションを使用した、非常にアンダーサンプリングされた点像分布関数の超解像再構成
| Title |
Superresolution_Reconstruction_of_Severely_Undersampled_Point-spread_Functions_Using_Point-source_Stacking_and_Deconvolution |
| Authors |
Teresa_Symons,_Michael_Zemcov,_James_Bock,_Yun-Ting_Cheng,_Brendan_Crill,_Christopher_Hirata,_and_Stephanie_Venuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01094 |
大きなピクセルは細かいスケールの空間情報を平均化するため、空間的にアンダーサンプリングされた画像の点像分布関数（PSF）の推定は困難です。これは、画像の本来の空間解像度を超える照明パターンの知識が必要となる可能性がある最適な測光のように、高解像度の詳細が必要な場合に問題になります。ここでは、点光源が画像のネイティブ解像度を超えて人工的にサンプリングされ、スタッキングを介して結合されて、PSFの細かくサンプリングされた推定値を返すPSF再構成の方法を紹介します。次に、この推定値はピクセルグリッド関数からデコンボリューションされ、最適に重み付けされた測光に使用できる超解像カーネルが返されます。具体的な例でパフォーマンスを評価するために、次のSPHERExミッションの1％未満の測光エラー要件に対してベンチマークを行います。リチャードソン・ルーシーのデコンボリューションのような標準的な方法では、この厳しい要件を達成するには不十分であることがわかります。反復逆投影（IBP）と呼ばれる画像分析の重要な遺産を持つより高度な方法を調査し、理想化されたガウスケースとシミュレートされたSPHEREx画像を使用してそれを示します。ニューホライズンズのLORRI機器によって記録された実際の画像でこの方法をテストすることで、体系的なポインティングドリフトを特定することができます。IBPから派生したPSFカーネルにより、個々のSPHEREx露光の要件よりも大幅に優れた測光精度が可能になります。このPSF再構成法は、さまざまな問題に広く適用でき、計算上単純な手法を組み合わせて、深刻なアンダーサンプリング、空間的に複雑なPSF、ノイズ、混雑したフィールド、限られたソース数などの複雑な要因に対してロバストです。
広視野赤外線トランジェントエクスプローラー（WINTER）
| Title |
The_wide-field_infrared_transient_explorer_(WINTER) |
| Authors |
Nathan_P._Lourie,_John_W._Baker,_Richard_S._Burruss,_Mark_Egan,_G\'abor_F\H{u}r\'esz,_Danielle_Frostig,_Allan_A._Garcia-Zych,_Nicolae_Ganciu,_Kari_Haworth,_Erik_Hinrichsen,_Mansi_M._Kasliwal,_Viraj_R._Karambelkar,_Andrew_Malonis,_Robert_A._Simcoe,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01109 |
Wide-FieldInfraredTransientExplorer（WINTER）は、パロマー天文台の専用1メートルのロボット望遠鏡に配備される新しい赤外線時間領域調査機器です。WINTERは、LIGOによって検出されたバイナリ中性子星（BNS）の合体残骸から、rプロセス物質を特定することに特に重点を置いて、赤外線（IR）空の表示制限時間領域調査を実行します。WINTERInstrumentの科学的目標と調査デザインについて説明します。専用のトリガーと、IR内の完全なLIGOO4位置誤差等高線を、4時間以内に190Mpcの距離にマッピングする機能を備えた、WINTERは、マルチメッセンジャー天体物理学調査のための強力なキロノバ発見エンジンおよびツールになります。マージするバイナリのフォローアップ観測に加えて、WINTERは、調査科学に適した静的な赤外線空の深い同時画像を構築しながら、幅広い時間領域の天文観測を容易にします。WINTERのカスタムカメラは、6つの市販の大判インジウムガリウム砒素（InGaAs）センサーと、90％の曲線因子で$>$1平方度の視野をカバーするタイル光学システムを備えています。機器は、Y、J、およびInGaAsセンサーの長波カットオフに調整された短H（Hs）バンドで観測し、0.9〜1.7ミクロンの波長範囲をカバーします。WINTER機器の設計と、パロマー天文台での最終統合に向けた現在の進捗状況と、2021年半ばに計画されている試運転について説明します。
CRISPイメージング分光計用の高効率多色フルストローク偏光変調器の設計と性能分析
| Title |
Design_and_Performance_Analysis_of_a_Highly_Efficient_Polychromatic_Full-Stokes_Polarization_Modulator_for_the_CRISP_Imaging_Spectrometer |
| Authors |
A.G._de_Wijn,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_G.B._Scharmer,_G._Sliepen,_and_P._S\"utterlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01231 |
スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）で、CRispImagingSpectroPolarimeter（CRISP）Fabry-Perotチューナブル狭帯域光観察分光偏光計用の多色偏光変調器の設計と性能を紹介します。設計プロセスについて詳しく説明し、許容誤差分析を通じて2つの可能な変調器設計を比較し、選択した設計の熱感度を調査します。このホワイトペーパーで説明するトレードオフと手順は、一般に広帯域偏波変調器の開発に適用できます。変調器は製造され、2015年から運用されています。その測定性能は500〜900nmの間でほぼ最適であり、設計と製造時の変調器の違いはほぼ理解されています。いくつかのサンプルデータを示し、SST/CRISPとこの変調器からのデータを使用した科学的研究を簡単にレビューします。
共動星の視線速度差に隠された恒星表面重力の測定
| Title |
A_Measurement_of_Stellar_Surface_Gravity_Hidden_in_Radial_Velocity_Differences_of_Co-moving_Stars |
| Authors |
Matthew_Moschella,_Oren_Slone,_Jeff_A._Dror,_Matteo_Cantiello,_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01079 |
恒星の表面重力によって引き起こされる重力赤方偏移は、その振幅が恒星の視線速度によって引き起こされる典型的なドップラーシフトと比較して小さいため、非縮退星の測定が難しいことで有名です。この研究では、ガイア計画の大規模な観測データセットを利用して、これらのランダムな恒星の動きによって引き起こされるノイズの大幅な削減を実現します。共動する星のペアと広いバイナリの成分間の速度の違いを測定することにより、重力赤方偏移を統計的に測定し、星の特異な動きの影響を無効にすることができます。この研究で検討された星のサブセットについて、ガイアの視線速度の観測された違いと、有効温度と光度の測定から推測された表面重力の違いとの間に正の相関が見られます。これは、非縮退星における太陽外表面重力によって誘発された重力赤方偏移の初めての測定に対応します。さらに、輝線の対流青方偏移のサブドミナント効果、バイナリモーションの効果、およびガイア内の視線速度測定で発生する可能性のある系統的エラーを研究します。この研究で提示された手法の結果は、次のガイアデータリリースからのデータで大幅に改善されることが期待されます。このような改善は、対流青方偏移の大きさを予測する質量光度関係と恒星モデルを制約するために使用できます。
惑星状星雲NGC2392のユニークな進行中のジェットのトモグラフィー
| Title |
Tomography_of_the_unique_on-going_jet_in_the_planetary_nebula_NGC_2392 |
| Authors |
M._A._Guerrero,_S._Cazzoli,_J.S._Rechy-Garcia,_G._Ramos-Larios,_B._Montoro-Molina,_V._M._A._Gomez-Gonzalez,_J._A._Toala,_X._Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01093 |
ジェット（高速コリメート流出）は、漸近巨星分枝（AGB）フェーズの後期に星周物質に衝突するため、最も非対称な惑星状星雲（PNe）の主な成形剤であると言われています。PNで最初に検出されたジェットはNGC2392のジェットでしたが、表面輝度が低く輝線星雲と対照的であるため、利用可能な画像はありません。ここでは、NGC2392でのジェットのGTCMEGARA高分散面分光観測の断層撮影機能を利用して、その形態と運動学の前例のない詳細を取得します。NGC2392のジェットは、中央の星から放射され、この象徴的なPNの内殻の壁を突き破り、歳差運動を示唆するS字型の形態で星雲の最も外側の領域の外側に伸びていることがわかります。成熟したPNeに見られる化石ジェットとは相容れないが、NGC2392のジェットは現在コリメートされて打ち上げられている。星の既知の有効温度に起因するほど高すぎるHe$^{++}$/Heイオン化率を意味する、NGC2392の高い星雲励起は、過去に提案されており、ホットホワイトドワーフコンパニオン。中心星からの硬X線放射と併せて、現在のジェットコリメーションは、1つのコンポーネントが共通外層相の残りの周連星円盤から降着するような二重縮退システムの存在をサポートします。
タランチュラ星雲の最年少で最も重い星をMUSE-NFMでマッピングする
| Title |
Mapping_the_youngest_and_most_massive_stars_in_the_Tarantula_nebula_with_MUSE-NFM |
| Authors |
N._Castro_(1),_M._M._Roth_(1),_P._M._Weilbacher_(1),_G._Micheva_(1),_A._Monreal-Ibero_(2,3),_A._Kelz_(1),_S._Kamann_(4),_M._V._Maseda_(5),_M._Wendt_(6)_and_the_MUSE_collaboration_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(3)_Universidad_de_La_Laguna,_(4)_Liverpool_John_Moores_University,_(5)_Leiden_University,_(6)_Universit\"at_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01113 |
最も重い星の進化は、多くの欠けている部分があるパズルです。統計分析は理論を較正するためのアンカーを提供するための鍵ですが、これらの研究を実行することは骨の折れる仕事です。最先端の面分光器MUSEは、1回の露光で最大1,000個の星のスペクトルを取得する機能に興奮している恒星の天体物理学者を奮い立たせました。ハッブル宇宙望遠鏡に似た角度分解能を実証したMUSE狭視野モード（NFM）の試運転により、興奮はさらに高まりました。MUSE-NFMモザイクに基づいて、タランチュラ星雲の高密度恒星コアR136の最初のマッピングを示します。私たちは、地元の宇宙で最も重い星の最初の均質な分析を提供し、これらの特異な天体が星間物質に与える影響を調査することを目指しています。
混合モード周波数の磁気シグネチャ。 I.赤色巨星のコア内の軸対称化石場
| Title |
Magnetic_signatures_on_mixed-mode_frequencies._I._An_axisymmetric_fossil_field_inside_the_core_of_red_giants |
| Authors |
L._Bugnet,_V._Prat,_S._Mathis,_A._Astoul,_K._Augustson,_R.A._Garc\'ia,_S._Mathur,_L._Amard,_and_C._Neiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01216 |
進化した太陽のような星のコアとエンベロープの間の適度な差動回転の発見は、放射内部に閉じ込められた強い磁場の特徴である可能性があります。それらの混合モードの驚くほど低い振幅を示す中質量赤色巨星の集団もまた、内部磁場の影響から生じる可能性があります。確かに、約1.1Mを超える質量の星は、主系列星の間に対流コアを発達させることが知られており、それは、残りの進化のために星のコア内に閉じ込められた強い化石磁場に緩和する可能性があります。混合モードの観測は、進化した太陽のような星の最も深い層の優れたプローブを構成することができます。したがって、混合モードでの磁気摂動は、星震学データで見ることができます。観測からどの制約が得られるかを解明するために、進化した太陽のような星の混合モード周波数に対する、さまざまな振幅を持つもっともらしい混合軸対称磁場の影響を理論的に調査します。一次周波数摂動は、双極子および四重極子混合モードに対して計算されます。これらの計算は、さまざまな恒星の年齢、質量、および金属量に対して実行されます。主系列星中の対流コアにおけるダイナモの存在と一致する0.1-1MGの典型的な化石場強度が、赤色巨星分枝中の混合モード周波数多重項に有意な非対称性を引き起こすことを示します。これらの特徴は、磁化された内部で重力がアルヴェーン波に変換されることによって影響を受けないモードの振幅に十分小さい磁場振幅の星震学データで検出できる可能性があることを示しています。最後に、恒星内部の角運動量を再分配するために、場の強さの上限と、それに関連するその作用のタイムスケールの下限を推測します。
太陽大気上のカッパ分布におけるより低いハイブリッドドリフト波の分析
カッパ分布とロスコーンの特徴は、低域ハイブリッド波の特徴を備えたフレア放射で頻繁に観察されています。大きなフレアと通常のフレアおよび冠状条件の垂直伝搬におけるドリフト波の不安定性について、カッパ分布と損失円錐の特徴を備えたプラズマを分析しました。成長/減衰率を分析すると、EM波の伝搬の成長は、3つのケースすべてのカッパ分布指数とともに増加することがわかります。伝播を比較すると、大きなフレアは、通常のプラズマや冠状プラズマと比較して、成長が少ないことを示しています。カッパ分布にロスコーン機能を追加すると、EM波動伝搬の減衰が発生することがわかります。減衰率EM波は、3つのケースすべてで、垂直温度と損失コーンインデックスlとともに増加しますが、大きなフレアでは減衰が非常に高く、冠状条件と比較して正常です。これは、より低いハイブリッド減衰がコロナ加熱の原因である可能性があることを示しています。
| Title |
Dynamical_coupling_of_a_mean-field_dynamo_and_its_wind:_Feedback_loop_over_a_stellar_activity_cycle |
| Authors |
Barbara_Perri,_Allan_Sacha_Brun,_Antoine_Strugarek,_and_Victor_R\'eville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01416 |
内部ダイナモ磁場と恒星風の関係に焦点を当てています。星に周期的なダイナモがある場合、磁場の変調が風に影響を与える可能性があり、風は星の境界条件に逆反応してフィードバックループを作成する可能性があります。この本質的な結合をモデル化するために、2.5次元の数値セットアップを開発しました。PLUTOコードにアルファオメガ平均場ダイナモを実装し、専用の境界条件を持つ4つのグリッド層で構成されるインターフェイスを介して球形ポリトロープ風モデルに結合しました。ここでは、周期的な磁気活動を伴う若い太陽に近いダイナモモデルを紹介します。最初に、このモデルが、活動サイクル、冠状構造、および統合された量の時間発展の間の相関関係を表示することによって、コロナに対するダイナモ活動の影響を追跡する方法を示します。次に、ダイナモに風のフィードバックを追加し、ダイナモの対称性と風の変化で観察された変化について説明します。これらの変化をダイナモモードの観点から説明します。このパラメーターレジームでは、フィードバックループにより、四重極モードの優先成長を介してダイナモファミリー間の結合が発生します。また、磁気ヘリシティの観点からインターフェースを研究し、それがダイナモへの小さな注入につながることを示しています。このモデルは、ダイナモと風の両方に直接影響を与えるため、物理的に内部と外部の恒星層を結合することの重要性を確認しています。
彩層部分的にイオン化されたプラズマにおける合体不安定性
高速磁気リコネクションは、太陽彩層の爆発的なダイナミクスと加熱を促進する上で基本的な役割を果たします。従来のモデルの再接続時間スケールは、合体不安定性の開始時に短縮され、プラズモイド相互作用を介して乱流再接続電流シートを形成します。この研究では、プラズモイドの合体不安定性の研究を通じて、高速再結合の発達における部分的イオン化の役割を調査することを目指しています。完全にイオン化された冠状プラズマで発生するプロセスとは異なり、彩層の部分的にイオン化されたプラズマで再結合がどれほど速く発生するかについては、比較的ほとんど知られていません。単一流体電磁流体力学（MHD）モデルと部分イオン化プラズマ（PIP）の2流体モデルで合体するプラズモイドの2.5D数値シミュレーションを提示します。MHDモデルと同じ総密度を持つが初期プラズマ密度が2桁小さいPIPモデルでは、現在のシートのより速い薄化と二次プラズマ流体力学に続いて、プラズモイド合体がMHDの場合よりも速いことがわかります。。二次プラズモイドは、有効なランキスト数$S=7.8\cdot10^3$のPIPモデルで形成されますが、$S=9.7\cdot10^3$のMHDの場合には存在しません。これらはより激しい再接続の原因です。。二次プラズモイドは、流入中の中性物質の非線形ダイナミクスの結果として、線形的に安定した状態でも形成されます。これらの結果に照らして、2流体効果が太陽彩層で発生するプロセスに主要な役割を果たしていることを確認できます。
一般相対性理論における時空の特異点は、理論の崩壊を示すという点で、一般的に問題があると考えられています。この内訳をどのように解釈するかという問題に取り組み、古典的な考慮事項に注意を限定します（ただし、私たちの仕事には、より一般的な古典的な重力のメートル法理論にも影響があります）。特に、私たちは新しい主張を主張します：一般相対性理論における時空特異点は非決定論を示します。物理理論に対して非決定論が定式化される通常の方法は、ラプラスにまでさかのぼることができます。この定式化は、物理システムの将来（または過去）の状態の非一意性に基づいています-物理理論の文脈で理解されているように-先行状態（またはそれぞれの）の指定の結果として後続の状態）。一般に、物理理論の場合、この定式化は、決定の欠如という関連する感覚を包括的に捉えていないと私たちは主張します。そして、特に、一般相対性理論における時空の特異点のために決定の欠如（したがって非決定論）が生じる感覚を包括的に捉えていません。したがって、次の3つの条件のいずれかが当てはまる場合は常に、何らかの物理理論のコンテキストで非決定論が発生する、新しい、より広範な定式化を提示します。将来（および/または過去）の状態は（i）一意ではありません-非決定論;（ii）指定されていません。または（iii）「インコヒーレント」-つまり、理論の内部にある、および/または理論の外部から課せられた特定の欲求を満たさない。この定式化を一般相対性理論における特異点の顕著な特徴に適用し、このより広い非決定論の感覚が、それらの発生によって示される破壊（の解釈）を包括的に説明できることを示します。
シュワルツシルト背景時空におけるl = 0,1モード摂動のゲージ不変処理の提案
| Title |
Proposal_of_a_gauge-invariant_treatment_of_the_l=0,1-mode_perturbations_on_Schwarzschild_Background_Spacetime |
| Authors |
Kouji_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.00830 |
シュワルツシルト背景時空の線形摂動における単極子（$l=0$）および双極子（$l=1$）モードのゲージ不変処理が提案されています。このゲージ不変処理を通じて、一般的な物質場を持つこれらのモードの線形化されたアインシュタイン方程式の解を導き出しました。真空の場合、これらのソリューションには、$l=1$奇数モードでのKerrパラメーター摂動と$l=0$偶数モードでのシュワルツシルト質量の追加の質量パラメーター摂動が含まれます。バーコフの定理の線形化バージョンもゲージ不変の方法で確認されます。この意味で、私たちの提案は合理的です。
ビッグバンのキャビテーションモデルにおける偽の真空の端の遷移層
| Title |
Transitional_layer_at_the_edge_of_a_false_vacuum_in_a_cavitation_model_of_the_Big_Bang |
| Authors |
Mikhail_Pekker,_Mikhail_N._Shneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01070 |
この論文は、ビッグバンのインフレーション段階のキャビテーションモデルにおける偽の真空と物理的な真空の領域の間の境界にある遷移領域の構造と物理的プロセスを考察します。偽の真空中で物理的な真空気泡が形成される過程で、観測された大規模なセル構造のブリッジの前駆体である遷移領域で、物質で満たされた狭い層の形成条件が生じることが示されています。宇宙の。
さらに軽いQCDアクシオンからの暗黒物質：閉じ込められたミスアライメント
| Title |
Dark_matter_from_an_even_lighter_QCD_axion:_trapped_misalignment |
| Authors |
Luca_Di_Luzio,_Belen_Gavela,_Pablo_Quilez,_Andreas_Ringwald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01082 |
暗黒物質は強いCP問題を解くアクシオンによって説明できるが、$Z_\mathcal{N}$対称性のため、通常よりもはるかに軽いことを示しています。$3\le\mathcal{N}\lesssim65$で、標準的なQCDアクシオンから超軽量領域までの全質量範囲が許可されます。これには、$m_a\sim10^{-22}$eVの「ファジー暗黒物質」QCDアクシオンの最初の提案が含まれます。$Z_{\mathcal{N}}$アクシオンポテンシャルの特異な温度依存性のために、新しいミスアラインメントメカニズムが発生します-{\ittrapdmisalignment}-。暗黒物質の遺物密度は、アクシオン場が2段階の振動を受けるために強化されます。最初に間違った最小値に閉じ込められ、真の振動の開始を効果的に遅らせます。トラップされたミスアライメントは、ここで説明する設定よりも一般的であり、高温でペッチェイ・クイン破壊の追加の原因が発生するたびに発生する可能性があります。さらに、トラップされたミスアラインメントが、最近提案された動的ミスアラインメントメカニズムを動的に発生させる可能性があることが示されます。すべてのパラメータ空間は、次の数十年の実験プロジェクトの魅力的な範囲内にあります。たとえば、CASPEr-ElectricのフェーズIでさえ、このアクシオンを発見する可能性があります。
回転するブラックホールミミッカーの新しいファミリー
最近の重力波天文学の開始により、ブラックホールミミッカーに関する議論は純粋に理論的な分野から現象論的な分野にシフトしました。この点で、決定的な量子重力理論が欠けているため、現象論的に実行可能な代替シナリオをコンパクトな方法で記述する単純なメタ幾何学を持つ可能性は、潜在的に非常に魅力的です。SimpsonとVisserによって最近提案されたメトリックは、単一のパラメーターのさまざまな値について、さまざまな非回転ブラックホールミミッカーを記述するそのようなメタジオメトリのまさに例です。ここでは、Newman--Janisプロシージャを使用して、このようなジオメトリの回転一般化を構築します。質量、スピン、および追加の実パラメータ$\ell$に依存する、静止した軸対称のメトリックを取得します。このようなパラメータの値に応じて、メトリックは、回転するトラバース可能なワームホール、1つまたは2つの地平線を持つ回転する通常のブラックホール、またはさらに3つの限定的なケースを表す場合があります。このようなソリューションの内部および外部の豊富な構造を研究することにより、得られたメトリックが、将来の現象論的研究のために実行可能なカーブラックホールミミッカーを提供する、興味深く単純な規則的な形状のファミリーを表すことを示します。
曲率ベースの拡張重力理論におけるワームホール解の再構築
| Title |
Reconstructing_wormhole_solutions_in_curvature_based_Extended_Theories_of_Gravity |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Emmanuele_Battista,_Salvatore_Capozziello,_Mariafelicia_De_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01123 |
静的および球対称のワームホールソリューションは、曲率ベースの拡張重力理論のフレームワークで再構築できます。特に、メートル法と曲率形式での一般相対性理論の拡張は、古典的なニュートンポテンシャルと湯川のような補正によって構成される修正された重力ポテンシャルを生じさせ、そのパラメーターは、観測によって測定することができます。このようなアプローチにより、関連する重力場の物理的特性として漸近的な平坦性を考慮して、ワームホールのどから時空を再構築することができます。このような議論は、ポテンシャルのパラメータを通じてワームホールを特徴付ける曲率理論の大規模なクラスに適用できます。この手順によれば、考えられるワームホールの解決策は観察的に制約される可能性があります。一方、安定した通過可能なワームホールは、このクラスの拡張重力理論の直接的なプローブになる可能性があります。
Karmarkar条件を満たす放射崩壊モデル
この論文は、崩壊物質として熱伝導異方性流体を認めるアインシュタイン方程式の正確な球対称解のクラスを提示します。外部時空はVaidyaメトリックであると想定されます。このクラスの解は、星の内部全体のすべてのエネルギー条件を満たすことが示され、光度は時間に依存せず、崩壊全体に均一に放射します。
メートル法-スカラー-ねじれ結合から生じる相互作用する暗黒エネルギーシナリオにおける物質摂動の成長
| Title |
Growth_of_matter_perturbations_in_an_interacting_dark_energy_scenario_emerging_from_metric-scalar-torsion_couplings |
| Authors |
Mohit_Kumar_Sharma_and_Sourav_Sur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01525 |
メートル法とねじれを伴うスカラー場結合の修正重力アプローチにおける線形物質密度摂動の成長を研究します。同等のスカラーテンソル定式化では、アインシュタインフレームの物質場は通常どおり有効な暗黒エネルギー成分と相互作用します。そのダイナミクスは、おそらくねじれモードを発生させるスカラー場によって支配されます。結果として、物質密度は自己保存されなくなり、それによって背景の宇宙論的進化だけでなく、局所的な不均一性の摂動スペクトルにも影響を及ぼします。線形物質摂動の成長への影響を推定するために、成長因子の標準的なパラメトリック形式の変更を最小限に抑えて、成長指数として知られる対応する指数の適切なテイラー展開に頼ります。現在の時代における宇宙スケールファクターの値。特に、結合関数と物質密度パラメータの観点から、成長指数の適切なフィッティング式を取得します。成長因子の全体的なパラメトリック定式化は、最新の赤方偏移空間歪み（RSD）および低赤方偏移での観測ハッブル（OH）データにうまく適合しますが、適合式により、成長指数を十分に制限できます。一致する宇宙論的限界、したがって形式主義の実行可能性を保証します。
| Title |
Phase_transition_gravitational_waves_from_pseudo-Nambu-Goldstone_dark_matter_and_two_Higgs_doublets |
| Authors |
Zhao_Zhang,_Chengfeng_Cai,_Xue-Min_Jiang,_Yi-Lei_Tang,_Zhao-Huan_Yu,_Hong-Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.01588 |
疑似ナンブ-ゴールドストーン暗黒物質と2つのヒッグスダブレットを持つモデルにおける一次電弱相転移からの潜在的な確率的重力波を調査します。暗黒物質の候補は、直接の検出限界を自然に回避することができ、熱的メカニズムを介して観測された熱的残存粒子を達成することができます。モデル内の3つのスカラー場は、初期の宇宙での相転移に関連する真空期待値を取得します。既存の実験的制約を考慮して、一次相転移を引き起こす可能性のあるパラメータポイントを検索します。得られた重力波スペクトルはさらに評価されます。いくつかのパラメータポイントは、強力な重力波信号を誘発することがわかっています。これは、将来の宇宙ベースの干渉計実験LISA、Taiji、およびTianQinによって調査できます。
