最近の観測上の制約は、質量スケール$\sim10^{-12}M_{\odot}$の原始ブラックホール（PBH）が宇宙の暗黒物質のほとんどを説明できることを示しています。この種のPBHを生成するには、スケール$k\sim10^{12}で${\mathcal{O}（10^{-2}）}$のオーダーまで原始スカラー曲率摂動を強化する必要があります。〜\rmMpc^{-1}$。ここでは、ガリレオンインフレーションの枠組みの中でPBHと誘導重力波（GW）の生成を調査します。この目的のために、ガリレオン項$G（X）=X/M^3$と、小さな局所ガウスバンプによって修正された$\alpha$-アトラクターベースポテンシャルを検討します。Mukhanov-Sasaki方程式を数値的に解いて、原始スカラーパワースペクトルを取得します。さらに、PBHの存在量$f_{\text{PBH}}^{\text{peak}}$と、誘導されたGWのエネルギー密度パラメーター$\Omega_{\rmGW、0}$を推定します。興味深いことに、モデルパラメータの特別なセットについて、PBHの質量スケールと存在量を$\sim{\calO}（10^{-12}）M_{\odot}$と$f_{\として推定します。text{PBH}}^{\text{peak}}=0.92$、それぞれ。これは、ガリレオンインフレーションにおけるPBH生成のメカニズムが、暗黒物質の大部分を正当化できることを確認しています。さらに、GWのエネルギー密度パラメーターを評価し、べき乗則関数$\Omega_{\rmGW}\sim（f/f_c）^n$のように動作すると結論付けます。ここで、赤外線限界$f\llf_{c}$の場合、べき乗指数は$n=3-2/\ln（f_c/f）$になります。
原始宇宙の宇宙相転移は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と同様に、異方性の確率的重力波背景放射（GWB）を生成する可能性があります。断熱摂動の場合、GWBの変動はCMBの変動に従いますが、原始ゆらぎが等曲率成分を持っている場合、これはもはや真実である必要はありません。非最小のインフレーションと再加熱の設定では、原始的な等曲率はGWBで生き残り、現在の観測限界に従いながら、CMBとは対照的に有意な非ガウス性（NG）を示すことが示されています。このようなNGGWBの調査は、LISAではせいぜいわずかな可能性ですが、DECIGOやBBOなどの将来提案される検出器にははるかに広い範囲があります。インフレ時代のNGの最初の観測は、CMBや大規模構造の調査とは対照的に、重力波検出器を使用して行うことができる可能性さえあります。
N体シミュレーションにおけるニュートリノ
次の10年で、宇宙論的調査は絶対ニュートリノ質量スケールを検出する統計力を持つでしょう。大規模な構造形成のN体シミュレーションは、そのような調査からのデータを解釈する上で中心的な役割を果たします。しかし、これらのシミュレーションは本質的にニュートン流体です。特別な相対論的効果を無視することによって導入されたエラーに焦点を当て、N体コードでN体粒子として実装されたニュートリノを処理することの限界の定量的研究を提供します。シミュレーションボックス内のニュートリノ粒子の熱速度が大きいため、特別な相対論的効果が潜在的に重要です。ニュートンおよび非相対論的ニュートリノにおける線形摂動の自己無撞着理論を導き出し、これを使用して、N体シミュレーションがニュートリノの自由ストリーミングスケールを過大評価し、の初期レッドシフトに依存する物質パワースペクトルにエラーを引き起こすことを実証します。シミュレーション。$z_{i}\lesssim100$で、現在許容される範囲内のニュートリノ質量の場合、このエラーは$\lesssim0.5\％$ですが、ニュートリノの形状に対する最大$\sim10\％$の修正を表します。コールドダークマターパワースペクトルに対する誘導抑制。シミュレーションはニュートリノの非線形クラスタリングを正確にモデル化するため、エラーは線形スケールに限定されると主張します。
初期宇宙物理学に依存しない未校正の宇宙標準：$ \ Omega _ {\ rm {m}} $への制約とハッブル張力への影響
| Title |
Early-Universe-Physics_Independent_and_Uncalibrated_Cosmic_Standards:_Constraint_on_$\Omega_{\rm{m}}$_and_Implications_for_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Weikang_Lin,_Xingang_Chen_and_Katherine_J._Mack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05701 |
再結合前のモデルがハッブルの緊張を解決できるかどうかをさらに明らかにするために、初期宇宙物理学に鈍感な宇宙背景放射の制約を探ります。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性の分析は、初期宇宙物理学に大きく依存していると考えられてきました。ただし、再結合時と抗力エポックの終了時の音の地平線の違いは小さく、初期宇宙の物理学に鈍感であることを示します。これにより、2つの地平線の絶対サイズをリンクし、それらを自由パラメーターとして扱うことができます。共同で、CMBのピーク角度サイズ、バリオン音響振動（BAO）、およびIa型超新星は、再結合から今日までの宇宙の歴史を測定する「初期宇宙物理学に依存しない、較正されていない宇宙標準」として使用できます。それらは、再結合後の宇宙背景放射、特に$\Omega_{\rm{m}}=0.302\pm0.008$（$68\％$C.L.）の物質密度パラメーターに強力で堅牢な制約を設定できます。初期宇宙物理学に依存しない、または鈍感な他の非局所観測と組み合わせると、現在、ケフェイド変光星に基づくものなどの局所測定結果よりもプランク2018の結果と一致する$H_0$に関するいくつかの制約が得られます。これらの結果は、組換え後ではあるが非局所的な観察と局所的な測定との間の緊張を示唆している。この緊張は、再結合前の初期宇宙物理学を修正することによって解決することはできません。
ハッブルと成長の緊張の解決策としての$ z_t \ simeq 0.01 $での$ G _ {\ rm eff} $の急速な遷移
| Title |
A_rapid_transition_of_$G_{\rm_eff}$_at_$z_t_\simeq_0.01$_as_a_solution_of_the_Hubble_and_growth_tensions |
| Authors |
Valerio_Marra_and_Leandros_Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06012 |
低赤方偏移と高赤方偏移の観測からのハッブル定数の値の不一致は、Ia型超新星の光度の低赤方偏移と高赤方偏移の決定の間の不一致として再キャストされる可能性があります。後者は絶対等級$\を特徴としています。約0.2$〜mag低い。ここでは、$z_t\simeq0.01$での相対有効重力定数$\mu_G\equiv\frac{G_{\rmeff}}{G_N}$の値の急激な変化が、より低い光度（より高い）を説明できることを提案します。マグニチュード）の局所超新星、したがって$H_0$危機を解決します。$z\lesssim0.01$に対して$\mu_G=1$を特徴とするが、$z\gtrsim0.01$に対して$\mu_G\simeq0.9$を特徴とするモデルは、局所的な重力制約と自明に一致しますが、チャンドラセカール質量を増加させ、絶対値を減少させます。$z\gtrsim0.01$でのタイプIa超新星の大きさ。有効重力定数のこのような急速な遷移は、ハッブル張力を解決するだけでなく、プランク/$\Lambda$CDMバックグラウンド拡張に影響を与えることなく密度摂動の成長を低減するため、成長張力の解決にも役立ちます。
中性水素のクラスター化に対する有限ハローサイズの影響
| Title |
The_effect_of_finite_halo_size_on_the_clustering_of_neutral_hydrogen |
| Authors |
Obinna_Umeh,_Roy_Maartens,_Hamsa_Padmanabhan_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06116 |
再電離後の21cm強度マッピング実験は、暗黒物質ハローに存在する中性水素（HI）のスペクトル線を対象としています。ハローモデルによると、これらの離散ハローは、ハローの物理的サイズに依存する特定のスケールまで、連続的な暗黒物質密度フィールドをトレースします。ハローの物理的サイズは、HIの統計的特性に痕跡を残す除外領域を定義します。有限のハローサイズによる除外の効果がHIパワースペクトルにどのように影響するかを示します。ホストハローの物理的境界はスプラッシュバック半径によって与えられます。最も重要なことは、有限のハローサイズを考慮に入れると、パワースペクトルのゼロ運動量限界に現れるホワイトノイズのような特徴が正確にキャンセルされることを示しています。このキャンセルは、実際には、銀河を含む暗黒物質密度場のすべてのトレーサーに適用されます。さらに、有限のハローサイズによる除外が、N体シミュレーションの結果と一致して、大規模なサブポアソンノイズシグネチャにつながることを示します。
ダークセクターの相互作用の再構築：GW標準サイレンからのモデルに依存しない推論と予測
| Title |
Reconstruction_of_the_dark_sectors'_interaction:_A_model-independent_inference_and_forecast_from_GW_standard_sirens |
| Authors |
Alexander_Bonilla,_Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes_and_Supriya_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06149 |
相互作用する暗黒物質（DM）-暗黒エネルギー（DE）モデルは、さまざまなデータセットに適合する能力、および$\Lambda$CDM宇宙論内で持続するいくつかの観測的緊張を説明する能力について文献で集中的に調査されています。この作業では、ガウス過程（GP）アルゴリズムを使用して、宇宙クロノメーター、超新星Ia型、バリオン音響振動、H0LiCOWレンズサンプルなどの幾何学的宇宙論的プローブを使用して共同分析を実行し、DEが状態方程式を介して動的特性をとることができる、一般的なフレームワークの暗いコンポーネント。これらのデータとの共同分析に加えて、アインシュタイン望遠鏡によって予測された感度の範囲内で、バイナリ中性子星合体からの標準的なサイレンイベントを含むカタログをシミュレートし、より正確に堅牢な方法でダークセクター結合を再構築します。$w=-1$がDEの性質に固定されている特定のケースでは、遅い時間に暗いセクターでの相互作用が統計的に優先されることがわかります。$w（z）$が分析される一般的なケースでは、そのような暗い結合の証拠は見つかりません。予測は$\Lambda$CDMパラダイムと互換性があります。標準サイレンのモックイベントがGP予測のカーネルを改善すると考えられる場合、遅い時間に暗いセクターでの相互作用が優先されます。
$ \ beta $ Pictoris b Hillsphereトランジットキャンペーン。ペーパーI：ほこりとリングの測光限界
| Title |
The_$\beta$_Pictoris_b_Hill_sphere_transit_campaign._Paper_I:_Photometric_limits_to_dust_and_rings |
| Authors |
M._A._Kenworthy,_S._N._Mellon,_J._I._Bailey_III,_R._Stuik,_P._Dorval,_G.-J._J._Talens,_S._R._Crawford,_E._E._Mamajek,_I._Laginja,_M._Ireland,_B._Lomberg,_R._B._Kuhn,_I._Snellen,_K._Zwintz,_R._Kuschnig,_G._M._Kennedy,_L._Abe,_A._Agabi,_D._Mekarnia,_T._Guillot,_F._Schmider,_P._Stee,_Y._de_Pra,_M._Buttu,_N._Crouzet,_P._Kalas,_J._J._Wang,_K._Stevenson,_E._de_Mooij,_A.-M._Lagrange,_S._Lacour,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Nowak,_P._A._Str{\o}m,_Z._Hui_and_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05672 |
1981年のがか座ベータ星の測光モニタリングは、数日間にわたって最大4％の異常な変動を示しました。これは、恒星の円盤を通過する前景の物質と一致しています。その後の巨大ガス惑星であるがか座ベータ星bの発見と、そのヒル球の惑星の投影距離0.1au以内への予測された通過は、この$21\pm4$Myr-oldで周惑星円盤の通過を検索する機会を提供しました。惑星系。がか座ベータ星の継続的な広帯域測光モニタリングでは、冗長性を提供し、迅速な分光学的フォローアップのトリガーを提供するために、複数の経度にある地上の観測所が必要です。これらの天文台には、サザーランドとサイディングスプリングスにある専用のベータピクトリス監視天文台、コンコルディアにあるASTEP400望遠鏡、宇宙天文台BRITEとハッブル宇宙望遠鏡からの観測が含まれます。結合された光度曲線を検索して、リングによって引き起こされる短期間の一時的なイベントの証拠と、拡散した惑星周辺物質による長期的な測光変動を探します。1981年11月に見られたイベントと一致する測光イベントは見つかりません。また、ヒル球の半径の関数としての星の体系的な測光調光はありません。1981年の出来事は、がか座ベータ星bの周りの周惑星円盤の通過によって引き起こされたのではないと結論します。がか座ベータ星の長期変動の上限は、ヒル球内に$1.8\times10^{22}$gの塵の上限を設定します。周惑星円盤の物質は、非通過円盤に凝縮されているか、赤道傾斜角が小さい衛星の円盤に凝縮されているか、検出しきい値を下回っています。専用の国際キャンペーンがガス巨大太陽系外惑星のヒル球通過を10auでマッピングしたのはこれが初めてです。
太陽系外惑星の大気熱構造に対する光化学的ヘイズとガスの影響
詳細な1次元放射対流モデルを使用して、ホットジュピターの熱構造に対する光化学ヘイズと不平衡ガスの影響を調査します。光化学ヘイズを含めると、上層大気が大幅に加熱され、下層大気が冷却されることがわかります。SH、S$_2$、S$_3$などの硫黄含有種は、中層大気でかなりの不透明度を提供し、1mbar付近で局所加熱を引き起こしますが、光化学によって生成されたOH、CH、NH、およびCNラジカルは熱に影響を与えます1$\mu$barの近くの構造。さらに、光化学ガスとヘイズによる熱構造の変化が、通過観測の解釈に重要な影響を与える可能性があることを示します。具体的には、かすんでいるHD189733bの調査では、光化学的ヘイズの不透明度を含めることで上層大気が高温になると、大気が膨張し、スペクトルのUV-Visible部分でトランジットシグネチャが急になることが示されています。さらに、光球の温度変化も二次日食スペクトルに影響を与えます。HD209458bの場合、この大気中に1mbar未満の圧力で小さなヘイズの不透明度が存在する可能性があります。これは、光化学的ヘイズと凝縮物の両方の結果である可能性があります。私たちの結果は、大気ダイナミクスの適切な評価のために、大循環モデルに光化学ヘイズからの放射フィードバックを含める動機を与えています。
この論文は、FGK星の周りの地球型惑星の全体的な分布に制約を与えることができる相対的な惑星発生率のマップを導き出すことを目的としています。ケプラーDR25データリリースの惑星候補に基づいて、最初にガウスカーネルモデルを使用して惑星分布の連続密度マップを生成し、惑星軌道距離の増加に伴って通過イベントの発見空間が減少する幾何学的要因を修正します。次に、惑星の軌道距離の増加と惑星の半径の減少とともに、検出効率の2つの指数関数的減衰関数を当てはめます。最後に、惑星分布の密度マップは、地球型惑星の相対的な発生率分布を取得するために、検出効率の適合した指数関数的減衰関数に対して補正されます。結果は、惑星が豊富な2つの領域を示しています。1つは半径0.5〜1.5R_Earthが0.2AU以内の惑星に対応し、もう1つは半径が1.5〜3R_Earthが0.5AUを超える惑星に対応します。また、大気蒸発によって引き起こされる可能性のある特徴を確認します。サイズが2.0〜4.0R_Earthの惑星の空孔が〜0.5AUの内側にあり、半径が2〜0.5AUの惑星では、発生率が0.2〜0.5AUの比較的低い谷があります。1.5および3.0R_Earth。
DMタウ周辺の非対称ダストディスクのALMA観測
| Title |
ALMA_Observations_of_the_Asymmetric_Dust_Disk_around_DM_Tau |
| Authors |
Jun_Hashimoto,_Takayuki_Muto,_Ruobing_Dong,_Hauyu_Baobab_Liu,_Nienke_van_der_Marel,_Logan_Francis,_Yasuhiro_Hasegawa,_Takashi_Tsukagoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05905 |
アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）で1.3mmで新たに観測されたDM〜Tau周辺のダストディスクの解析を報告します。高感度（8.4〜$\mu$Jy/ビーム）と高角度分解能（35〜mas、5.1〜au）のALMA観測では、$r\sim$20〜auのリングで2つの非対称性が検出されます。それらは、初期の進化における2つの渦、大規模な渦の破壊、または異なるダストサイズの二重連続放出ピークである可能性があります。また、3-auリング内に$\sim$50〜$\mu$Jy（0.3〜$M_{\rmMoon}$の下限ダスト質量）のミリメートル放出が見つかりました。これらの放出を特徴づけるために、モンテカルロ放射伝達コードを使用してDM〜Tauのスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化しました。$r=$1〜auに追加のリングがあると、DM〜TauSEDと中心点光源の両方を説明できることがわかりました。私たちのモデリングで計算された1-auリングでのディスクミッドプレーン温度は、150〜Kの典型的な昇華温度よりも低く、そこに小さな氷の惑星を形成する可能性を促しています。
SC24の衰退期における地球と火星の河川相互作用領域の特性
| Title |
Properties_of_stream_interaction_regions_at_Earth_and_Mars_during_the_declining_phase_of_SC_24 |
| Authors |
Paul_Geyer,_Manuela_Temmer,_Jingnan_Guo,_Stephan_G._Heinemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05948 |
太陽周期24（2014-2018）の衰退期における、地球から火星（距離範囲1-1.5AU）へのSIRの進化を調べます。これまでの研究では、異なる時間に地球と火星で測定されたSIRのみを分析していました。両方の太陽圏距離の既存のカタログを比較し、同じ時間範囲のクリーンなデータセットに到達します。これにより、十分にサンプリングされた統計分析が可能になり、惑星の反対相については、距離とともに進化するSIRの詳細な分析が可能になります。OMNIとMAVEN宇宙船からのその場太陽風データとSDOからのリモートセンシングデータを使用します。重ね合わせたエポック分析は、バルク速度、プロトン密度、温度、磁場の大きさ、および全垂直圧力に対して実行されます。さらに、2016年と2018年の地球と火星の2つの反対段階での出来事の研究が行われます。SIRに関連するコロナホールとその面積、および緯度と縦方向の範囲が抽出され、ストリーム相互作用領域に続く対応する高速太陽風ストリームの最大バルク速度と持続時間に関連付けられます。太陽風HSS全体が地球から火星に進化するときに膨張を示さない一方で、HSSプロファイルの頂上は約17％広がり、磁場と全圧は流れの境界面の周りで約45％広がることがわかります。正規化された重ね合わせプロファイルの最大値と最小値の差は、温度を除くすべてのパラメーターでわずかに増加するか、1〜1.5AUで停滞します。ゼロエポック時間での急激な低下は、両方の太陽圏距離での磁場強度の重ね合わせたプロファイルで観察されます。最大太陽風速度は、その縦方向の範囲よりも、それぞれのコロナホールの緯度方向の範囲に強く依存します。火星では地球の3倍の早送り衝撃の発生率に到達しています。
火星は最初の約4億年の間、密集した大気を持っていましたか？
火星が現在の冷たく乾燥した体に向かって進化した暖かく湿った惑星として始まったのか、それとも表面に液体の水の散発的なエピソードがいくつかあるだけで常に冷たく乾燥していたのかはまだ完全には明らかではありません。この問題への重要な手がかりは、火星の大気の最も初期の進化と、暖かく湿った気候を維持するために高密度で安定していたのか、それとも希薄で強い大気散逸の影響を受けやすいのかを研究することによって得ることができます。潜在的な初期火星大気の進化と安定性に関連する側面について説明します。これには、太陽のEUVフラックスの進化、火山の脱ガス、衝撃の伝達と除去、壊滅的にガス放出された蒸気大気の喪失、大気と表面の相互作用、およびあらゆるものに影響を与える熱的および非熱的脱出プロセスを含む、惑星の形成タイムスケールと揮発性インベントリが含まれます二次大気。40億年前（Ga）以前の火星での初期の非熱的脱出は、特にその古代の固有磁場の観点からはよくわかっていませんが、熱的脱出プロセスに関する研究は、揮発性物質の供給と火山の脱ガスが強い熱的脱出を相殺できないことを示しています。したがって、CO2とH2Oの数バール、または条件を下げた場合はCOとH2の壊滅的にガス放出された蒸気雰囲気は、わずか数百万年以内に失われた可能性があります（Myr）。その後、火星は最初の約400Myrの間に高密度の二次大気を構築できなかった可能性がありますが、SO2も含む可能性のある、強い火山の脱ガスのイベント中に散発的に大気を持っていた可能性があります。これは、約4.1Gaの火星が実際に寒く、乾燥していた可能性があることを示しています。しかし、より密度の高いCO2またはCOが優勢な大気は、その後に蓄積された可能性がありますが、非熱的脱出プロセスと地面への隔離のために、後で失われたに違いありません。
広軌道奇行惑星HR5183bの動的軌道進化シナリオ
| Title |
Dynamical_orbital_evolution_scenarios_of_the_wide-orbit_eccentric_planet_HR_5183b |
| Authors |
Alexander_J._Mustill,_Melvyn_B._Davies,_Sarah_Blunt,_Andrew_Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06031 |
最近発見された巨大な太陽系外惑星HR5183bは、広くて非常に偏心した軌道上に存在します（$a=18$\、au、$e=0.84$）。そのホスト星は、境界軌道上にある可能性が高い共通の固有運動コンパニオンを持っています。この論文では、惑星-惑星散乱、単一惑星系に作用するバイナリからのリドフ-コザイサイクル、または作用するリドフ-コザイサイクルを考慮して、このようなバイナリシステムにおける惑星の偏心の励起のシナリオを探求します同じく散乱を受ける2つの惑星系で。惑星-惑星散乱は、バイナリコンパニオンがない場合、2つの惑星の相対質量に応じて、シミュレーションで観測された値に偏心をポンピングする確率が$2.8-7.2\％$になります。最初に円軌道に作用するバイナリからのLidov-Kozaiサイクルは、離心率を観測値まで励起できますが、バイナリに対して非常に特殊な軌道構成が必要であり、全体として、観測された高い離心率（$0.6\）で軌道をキャッチする可能性は低くなります。％$）。最良のケースは、バイナリコンパニオンの存在下での惑星-惑星散乱によって提供されます。ここでは、散乱は生き残った惑星に初期離心率ブーストを提供し、その後、バイナリからのKozaiサイクルによってさらに増加します。この設定で現在$e\ge0.84$を観察している場合、成功率は$10.4\％$であることがわかります。単一惑星とバイナリの場合と2惑星とバイナリの場合は、バイナリと惑星の相互傾斜を測定できる場合、後者はより広い範囲の相互傾斜を可能にするため、潜在的に区別できます。散乱とLidov-Kozai強制の組み合わせは、他の広軌道の奇行型巨大惑星でも機能している可能性があります。これらの惑星では、恒星のバイナリコンパニオンの割合が高くなっています。
TESS Hunt for Young and Maturing
Exoplanets（THYME）IV：Pisces--Eridanusストリームで120ミリ年前の星を周回する3つの小さな惑星
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_IV:_Three_small_planets_orbiting_a_120_Myr-old_star_in_the_Pisces--Eridanus_stream |
| Authors |
Elisabeth_R._Newton,_Andrew_W._Mann,_Adam_L._Kraus,_John_H._Livingston,_Andrew_Vanderburg,_Jason_L._Curtis,_Pa_Chia_Thao,_Keith_Hawkins,_Mackenna_L._Wood,_Aaron_C._Rizzuto,_Abderahmane_Soubkiou,_Benjamin_M._Tofflemire,_George_Zhou,_Ian_J._M._Crossfield,_Logan_A._Pearce,_Karen_A._Collins,_Dennis_M._Conti,_Thiam-Guan_Tan,_Steven_Villeneuva,_Alton_Spencer,_Diana_Dragomir,_Samuel_N._Quinn,_Eric_L._N._Jensen,_Kevin_I._Collins,_Chris_Stockdale,_Ryan_Cloutier,_Coel_Hellier,_Zouhair_Benkhaldoun,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Bj\"orn_Benneke,_Jessie_L._Christiansen,_Varoujan_Gorjian,_Stephen_R._Kane,_Laura_Kreidberg,_Farisa_Y._Morales,_Michael_W_Werner,_Joseph_D._Twicken,_Alan_M._Levine,_David_R._Ciardi,_Natalia_M._Guerrero,_Katharine_Hesse,_Elisa_V._Quintana,_Bernie_Shiao,_Jeffrey_C._Smith,_Guillermo_Torres,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_and_David_W._Latham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06049 |
若い太陽系外惑星は、惑星の大気、組成、および建築の進化への洞察を提供することができます。若い惑星系TOI451（TIC257605131、ガイアDR24844691297067063424）の発見を紹介します。TOI451は、120Myr-oldPisces--Eridanusストリーム（Psc--Eri）のメンバーです。ストリームのメンバーシップを、その運動学、リチウムの存在量、およびTOI451とその幅広いバイナリコンパニオンであるTOI451B（それ自体はおそらくM矮星バイナリ）の両方の回転とUV過剰で確認します。TESSデータで通過する3つの候補惑星を特定し、スピッツァーと地上望遠鏡からの測光で信号を追跡しました。このシステムは、1。9、9。2、16日の期間で、それぞれ1.9、3.1、4.1の地球半径の3つの検証済み惑星で構成されています。ホスト星は、V=11.0およびH=9.3のほぼ太陽質量であり、塵円盤を示す赤外線超過を表示します。惑星は、HSTとJWSTを使用した透過分光法の優れた展望を提供し、まだ進化の過程にある可能性のある惑星の大気を研究する機会を提供します。
TESS Hunt for Young and Maturing
Exoplanets（THYME）V：新しく発見された250Myr協会で若い星を通過するサブネプチューン
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_V:_A_Sub-Neptune_Transiting_a_Young_Star_in_a_Newly_Discovered_250_Myr_Association |
| Authors |
Benjamin_M._Tofflemire,_Aaron_C._Rizzuto,_Elisabeth_R._Newton,_Adam_L._Kraus,_Andrew_W._Mann,_Andrew_Vanderburg,_Tyler_Nelson,_Keith_Hawkins,_Mackenna_L._Wood,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_Steve_B._Howell,_Karen_A._Collins,_Richard_P._Schwarz,_Keivan_G._Stassun,_Luke_G._Bouma,_Zahra_Essack,_Hugh_Osborn,_Patricia_T._Boyd,_Gabor_Furesz,_Ana_Glidden,_Joseph_D._Twicken,_Bill_Wohler,_Brian_McLean,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06066 |
若い惑星系の検出と特性評価は、惑星の進化を形作るプロセスを研究するための直接的な道を提供します。若い星HD110082（TOI-1098）を周回する海王星以下のサイズの惑星の発見について報告します。TESSサイクル1で最初に検出されたトランジットイベントは、スピッツァーの時系列測光で検証されます。高コントラストのイメージングと高解像度の光学スペクトルも取得され、恒星のホストを特徴付け、トランジットの惑星の性質を確認します。ホスト星は後期F矮星（M=1.2Msun）で、質量が小さく、M矮星のバイナリコンパニオン（M=0.26Msun）が1分角（〜6200AU）離れています。その急速な回転とリチウム吸収に基づいて、HD110082は若いですが、（はちぶんぎ座協会に近いにもかかわらず）若い星の既知のグループのメンバーではありません。システムの年齢を測定するために、同時代の位相空間の隣人を検索し、候補の兄弟のサンプルをコンパイルして、若いクラスターの経験的シーケンスと比較し、定量的な年齢年代測定手法を適用します。そうすることで、HD110082は、250（+50/-70）Myrの年齢でMELANGE-1と指定する新しい若い星のアソシエーションに存在することがわかります。TESSとスピッツァーの光度曲線を共同でモデル化し、10。10827日の惑星の公転周期とRp=3.2（+/-0.1）の地球半径を測定します。HD110082bの半径は、ホスト星の質量と公転周期が類似しているフィールドエイジシステムの最大12％に含まれます。この発見は、若い惑星がそれらのフィールド時代の対応物よりも大きな半径を持っていることを示す以前の研究を支持します。
金星、地球、火星の形成：同位体による制約
| Title |
Formation_of_Venus,_Earth_and_Mars:_Constrained_by_isotopes |
| Authors |
H._Lammer,_R._Brasser,_A._Johansen,_M._Scherf,_M._Leitzinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06173 |
さまざまな惑星形成モデルの側面からの地球型惑星形成の知識の現状と、182Hf-182W、U-Pb、親油性-好酸性元素、惑星ビルディングブロックからの48Ca/44Ca同位体サンプル、36Ar/38Ar、金星と地球の大気中の20Ne/22Ne、36Ar/22Ne同位体比、地球の深部マントルで予想される太陽3Heの存在量、初期の原始惑星の堆積時間に光を当てる地球のD/H海水比。約2年後の月形成イベントを含む、さまざまな同位体比を説明できる降着シナリオ。50Myr、地球の質量の大部分（>80％）が10-30Myr以内に蓄積した可能性が高いという理論を支持します。前述の同位体を組み合わせた分析から、原始惑星系円盤のおおよその寿命である最初の〜4-5Myr内に原始地球が0.5-0.6MEarthを降着したことがわかります。金星の場合、利用可能な大気中の希ガスデータは、惑星の降着シナリオを正確に制約するには不確実すぎます。ただし、利用可能なArおよびNe同位体測定から、ディスクが消失する前に、原始金星が0.85〜1.0MVenusに成長した可能性があることがわかります。古典的な地球型惑星形成モデルは、原始惑星系円盤の典型的な寿命内で、最も小さな物質から大きな惑星胚を迅速に成長させるのに苦労してきました。ペブル集積は、この長年の時間スケールの論争を解決する可能性があります。小石の降着とストリーミングの不安定性は、この初期の降着段階の間に火星サイズ以上の惑星の胚に成長する大きな微惑星を生成します。降着の後期段階は、グランドタック、環、または枯渇したディスクモデルでよく説明できます。小石の降着と微惑星の降着/巨大な影響の相対的な役割はよくわかっていないので、小石と複数の原始惑星を含むN体シミュレーションで調査する必要があります。
内在的AGN放射のハーシェル後の見方：銀河とIR波長でのAGN放射のテンプレートの構築
| Title |
The_post-Herschel_view_of_intrinsic_AGN_emission:_constructing_templates_for_galaxy_and_AGN_emission_at_IR_wavelengths |
| Authors |
E._Bernhard,_C._Tadhunter,_J._R._Mullaney,_L._P._Grimmett,_D._J._Rosario,_and_D._M._Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05663 |
AGNホストの星形成特性を測定することは、銀河の形成と進化を理解するための鍵です。ただし、このトピックは、赤外線（つまり、1〜1000$\mu$m）の放射をAGNと星形成コンポーネントに分離することが難しいこともあり、議論が続いています。ハーシェルからのアーカイブ遠赤外線データを利用して、AGNと銀河赤外線テンプレートの新しいセットを提示し、スペクトルエネルギー分布フィッティングコードIRAGNSEPを紹介します。どちらも、AGN汚染のない赤外線ホスト銀河の特性を測定するために使用できます。これらを構築するために、100個のローカル（$z$<0.3）の低から高の光度AGN（つまり、$L_{\rmbol}〜\sim〜10^{42--46}〜\rm）のサンプルを使用しました。erg〜s^{-1}$）、105か月のSwift-BATX線調査から選択され、アーカイブスピッツァー-IRSスペクトルとハーシェル測光があります。最初に、赤外線診断で選択された55個の星形成銀河のサンプルを使用して、7つの銀河テンプレートのセットを作成しました。これらのテンプレートを使用して、AGN寄与の柔軟なモデルと組み合わせて、AGNサンプルの固有の赤外線放射を抽出しました。さらに、AGNスペクトルエネルギー分布の固有の形状の多様性を3つのAGNテンプレートのセットにまで減らすことができることを示します。そのうちの2つはAGN連続体を表し、1つはケイ酸塩放出を表します。私たちの結果は、平均して、遠赤外線（$\lambda〜\gtrsim$50$\mu$m）へのAGNの寄与は、最近のいくつかの研究で示唆されているほど高くないことを示しています。さらに、2つの赤外線AGN連続体テンプレートの必要性は、核の不明瞭化に関連している可能性があることを示しています。この場合、テンプレートの1つは、拡張された極塵の放出によって支配されているように見えます。
z $ \ sim 4.5 $のほこりっぽい星形成銀河の動的特性とそれらの局所的な初期型銀河との関係
| Title |
Dynamical_properties_of_z_$\sim_4.5$_dusty_star-forming_galaxies_and_their_connection_with_local_early_type_galaxies |
| Authors |
Francesca_Rizzo,_Simona_Vegetti,_Filippo_Fraternali,_Hannah_Stacey,_Devon_Powell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05671 |
高$z$銀河のガスは、恒星のフィードバックプロセスと、合併やガスの降着によって引き起こされる重力の不安定性の組み合わせのために、非常に乱流であるという大きなコンセンサスがあります。この論文では、5つのダスティ星形成銀河（DSFG）のサンプルの分析を$4\lesssimz\lesssim5$で提示します。強い重力レンズの拡大率を利用して、[CII]輝線のALMA観測からそれらの運動学的および動的特性を定量化しました。これらの銀河について得られた動的測定値を以前の研究から得られたものと組み合わせて、これまでのところ、高品質のデータとサブkpcの空間解像度を持つ$z\sim4.5$銀河の最大のサンプルを構築しました。サンプル内のすべての銀河は動的に冷たく、回転とランダムの運動比$V/\sigma$は7から15の間であることがわかりました。それらの速度分散と星形成率の関係は、恒星のフィードバックがこれらの銀河内の乱流を維持するのに十分であり、それ以上のメカニズムは必要ありません。さらに、回転曲線分解を実行して、総重力ポテンシャルに対するバリオン（ガス、星）および暗黒物質成分の相対的な寄与を推測しました。この分析により、研究対象のDSFGの構造特性を、その子孫である局所的な初期型銀河の構造特性と比較することができました。特に、サンプルの6つの銀河のうち5つがバルジの動的な特徴を示していることがわかりました。これは、回転楕円体コンポーネントがすでに$z\sim4.5$に配置されていることを示しています。
SN Iaホスト銀河におけるダスト法の一貫性のテスト：FoundationDR1のBayeSN試験
| Title |
Testing_the_Consistency_of_Dust_Laws_in_SN_Ia_Host_Galaxies:_A_BayeSN_Examination_of_Foundation_DR1 |
| Authors |
Stephen_Thorp,_Kaisey_S._Mandel,_David_O._Jones,_Sam_M._Ward,_Gautham_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05678 |
Ia型超新星（SNeIa）のSEDの新しい階層ベイズモデルであるBayeSNを適用して、パブリックFoundationDR1データセットから近くの157個のSNeIa（$0.015<z<0.08$）の$griz$光度曲線を分析します。0.35〜0.95$\mu$mから連続する新しいバージョンのBayeSNをトレーニングします。これを使用して、残りのフレームの$z$バンドでSNeIaの特性をモデル化し、ホスト銀河の塵の特性を研究します。、および完全な$griz$光度曲線から決定されたSNIa距離のハッブル図を作成します。私たちの$griz$ハッブル図は、SALT2を使用した0.16等と比較して、BayeSNを使用した場合の合計RMSが0.13等と低くなっています。さらに、モデルを使用して、SNeIaの時間および波長に依存するSEDを中程度の赤化まで適合させることにより、低質量ホスト銀河と高質量ホスト銀河の間のダスト法則$R_V$の一貫性をテストします（ピーク見かけの$BV\lesssim0.3$）。ホストの質量の中央値で母集団を分割すると、質量の小さいホストでは$R_V=2.84\pm0.31$、質量の大きいホストでは$R_V=2.58\pm0.23$であり、どちらもグローバル値$と一致しています。完全なサンプルについて推定したR_V=2.61\pm0.21$。検討するマススプリットのすべての選択肢について、$R_V$は$\lesssim1.2\sigma$内のステップ全体で一貫しています。低質量ホストと高質量ホストのダスト法則の母集団分布をモデル化すると、両方のサブサンプルが完全なサンプルの母集団平均$\mu（R_V）=2.70\pm0.25$と非常に一致しており、上限が95％であることがわかります。母集団$\sigma（R_V）<0.61$。$R_V$の母集団は、$\lesssim1.2\sigma$内で一貫していることを意味します。階層モデル内でのホスト質量に依存するダスト特性の同時フィッティングは、従来の質量ステップを考慮していないことがわかります。
z〜6クエーサーホスト銀河の運動学
| Title |
The_Kinematics_of_z_~_6_Quasar_Host_Galaxies |
| Authors |
Marcel_Neeleman_(MPIA),_Mladen_Novak,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Roberto_Decarli,_Melanie_Kaasinen,_Jan-Torge_Schindler,_Eduardo_Banados,_Chris_L._Carilli,_Alyssa_B._Drake,_Xiaohui_Fan_and_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05679 |
[CII]-158ミクロン（[CII]）の放射で観測された27個のz〜6クエーサーホスト銀河の運動学を、アタカマラージミリメーター/サブミリメーターアレイで約0.25インチの解像度で調べます。銀河のうち9つは、密接な伴銀河または最近の合併のいずれかにより、[CII]放出の乱れを示していることがわかります。10個の銀河は、ガス状の円盤から生じる放出と一致する滑らかな速度勾配を持っています。残りの8つのクエーサーホスト銀河は速度勾配を示さず、これらのシステムのガスが分散が支配的であることを示唆しています。すべての銀河は、平均129+-10km/sの高速分散を示しています。クエーサーホスト銀河の半光半径の2倍以内の動的質量の推定値を提供するために、公開されている運動学的フィッティングコードqubefitを使用して[CII]輝線の運動学をモデル化します。これにより、平均動的質量は5.0+-0.8（+-3.5）x10^10Msunになります。動的質量と超大質量ブラックホールの質量を比較すると、サンプルは、2.4シグマの有意性で局所的に導出されたバルジ質量とブラックホールの質量の関係を上回っています。この結果は、大きな体系的な不確実性を考慮しても堅固です。分子量のいくつかの異なる推定量を使用して、10％を超えるガス質量分率を推定します。これは、ガスがz〜6クエーサーホスト銀河のバリオン質量の大部分を構成していることを示しています。最後に、[CII]運動学の多様性は、z〜6の超大質量ブラックホールへのガス降着が単一の沈殿因子によって引き起こされていないことを示していると推測します。
宇宙線によって駆動される銀河風の物理学I：拡散
宇宙線（CR）輸送の物理学は、CRが観測と一致する銀河規模の流出を生み出すことができるかどうかを評価する上で重要な不確実性のままです。この論文では、拡散によって支配されるCR輸送のためのCR駆動銀河風の物理学を解明します。コンパニオンペーパーでは、CRストリーミングについて検討しています。時間依存の球対称シミュレーションによって検証された分析推定値を使用して、銀河形成の宇宙論的スケールまたは半分析モデルに適した、CR駆動の銀河風の質量損失率、運動量フラックス、および速度の式を導き出します。CR拡散係数$\kappa\gtrsimr_0c_i$の場合、$r_0$は風の基本半径、$c_i$は等温ガスの音速であり、漸近的な風力エネルギーフラックスはCRに供給されるものと同等であり、流出します。超音速まで急速に加速します。対照的に、$\kappa\lesssimr_0c_i$の場合、CR駆動の風はよりゆっくりと加速し、エネルギーの大部分を重力に失います。これは、光子が疲れた恒星風のCRアナログです。ピオン崩壊のフェルミガンマ線観測を使用して推定されたCR拡散係数を考えると、矮星銀河と円盤銀河の星形成率のオーダーのCR駆動銀河風における質量損失率を予測します。矮小銀河の質量損失率は、恒星と暗黒物質のハロー質量関数を調整するために必要な質量負荷と比較して小さいです。核スターバースト（M82、Arp220など）の場合、CR拡散とパイ中間子損失により、銀河内のCR圧力とCR駆動風の強さが抑制されます。銀河風の観測を解釈するための、そして銀河形成におけるCRの役割のための我々の結果の意味を議論します。
CLASHフィールドでのレンズ付きX線源の体系的な検索
| Title |
A_systematic_search_for_lensed_X-ray_sources_in_the_CLASH_fields |
| Authors |
Ang_Liu,_Paolo_Tozzi,_Piero_Rosati,_Pietro_Bergamini,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Roberto_Gilli,_Claudio_Grillo,_Massimo_Meneghetti,_Amata_Mercurio,_Mario_Nonino,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05788 |
Chandraデータを使用して、11個のCLASHクラスターのFOVでレンズ光源からの未解決のX線放射を検索します。倍率$\mu>1.5$に対応するレンズ平面の立体角を考慮します。これは、合計で約100分角$^2$になります。私たちの主な目標は、宇宙望遠鏡としての大規模なクラスターの効率を評価して、X線銀河系外のソース集団のかすかな終わりを探索することです。光学系で特定された強いレンズ源からのX線放射を検索し、レンズ付きX線源の非標的検出を実行します。X線放射は849個のレンズ/バックグラウンド光源のうち9個でのみ検出されます。検出されないソースのスタック放出は、どの帯域の信号も明らかにしません。非標的検出に基づいて、レンズ付き線源と一致する66個の追加のX線源が見つかりました。完全性と空の範囲を考慮した後、レンズ付きX線源のソフトバンドとハードバンドの数を初めて測定します。結果は、AGN人口分布の現在のモデル化と一致しています。適度に深いCLASHフィールドで識別されたソースのレンズ解除されたフラックスの分布は、〜$10^{-16}$および〜$10^{-15}$erg/s/cm$^{2}$のフラックス制限に達します。それぞれソフトバンドとハードバンド。大規模なクラスターを宇宙望遠鏡として利用するCDFSの深さに合わせるために必要なクラスターフィールドの数は、20年のチャンドラアーカイブによって提供される数よりも約2桁大きいと結論付けます。角度分解能が約1フィートで有効面積が大きい将来のX線施設が、希少で強力にレンズ化された高$z$X線源の偶然の発見を可能にし、かすかな研究を可能にするとき、大きな前進が見られます。初期の宇宙におけるAGN活動と、多重画像化されたAGNのX線変動における重力時間遅延の測定。
低光度活動銀河核からの多波長放射の深層学習モデル
| Title |
Deep_learning_model_for_multiwavelength_emission_from_low-luminosity_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Ivan_Almeida,_Roberta_Duarte,_and_Rodrigo_Nemmen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05809 |
現在の銀河で最も活発な超大質量ブラックホール（SMBH）は栄養不足であり、低光度の活動銀河核（LLAGN）で構成されています。それらは、より明るく、より遠いクエーサーのものとはかなり異なる非熱的プロセスによって支配される多波長広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を持っています。必要な計算コストが大きいことを考えると、LLAGNの観測されたSEDのモデル化は現在困難です。この作業では、機械学習（ML）メソッドを使用して、モデルSEDを生成し、LLAGNのスパース観測を適合させました。私たちのMLモデルはニューラルネットワークで構成され、計算コストのごく一部で、SMBHと相対論的ジェットの周りの放射的に非効率的な降着流からの電波からX線への放射を優れた精度で再現しました。MLメソッドは、以前の半解析モデルよりも$4\times10^5$倍速くフィットを実行します。概念実証として、MLモデルを使用して、LLAGNM87、NGC315、およびNGC4261のSEDを再現しました。
銀河のr過程元素の進化への崩壊星、超新星、および中性子星合体の貢献
| Title |
Contribution_of_collapsars,_supernovae,_and_neutron_star_mergers_to_the_evolution_of_r-process_elements_in_the_Galaxy |
| Authors |
Yuta_Yamazaki,_Toshitaka_Kajino,_Grant_J._Mathews,_Xiaodong_Tang,_Jianrong_Shi_and_Michael_A._Famiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05891 |
銀河における高速中性子捕獲プロセス（rプロセス）同位体の進化を研究します。コア崩壊超新星（CCSNe）、中性子星合体（NSM）、および崩壊からの相対的な寄与を、さまざまな天体物理学的条件下および核入力データの下で分析します。これらの各サイトのrプロセスは、類似した（または異なる）同位体存在量につながる可能性がありますが、シミュレーションでは、銀河へのrプロセス材料の初期の寄与は、CCSNeとコラプサーrプロセス元素合成によって支配されていましたが、NSMは最短の合併期間を想定しても、貢献はやむを得ず遅れる。
| Title |
Spectropolarimetry_of_low_redshift_Quasars:_origin_of_the_polarization_and_implications_for_black_hole_mass_estimates |
| Authors |
Alessandro_Capetti_(1)_Ari_Laor_(2)_Ranieri_D._Baldi_(3,4)_Andrew_Robinson_(5)_Alessandro_Marconi_(6)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_Italy_(2)_Physics_Department,_The_Technion,_Haifa,_Israel_(3)_INAF-Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_Highfield,_SO17_1BJ,_UK_(5)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Rochester_Institute_of_Technology,_Rochester,_NY,_USA_(6)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita'_di_Firenze,_Sesto_Fiorentino,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05935 |
z<0.37で25個の明るいタイプ1AGNの代表的なサンプルの高い信号対雑音比VLT分光偏光測定の結果を示します。そのうちの9個はラジオラウドです。サンプルは、$L_{5100}\sim10^{44}-10^{46}$ergs$^{-1}$で5100Aの光学光度を均一にカバーし、FWHM$$でH$\alpha$幅をカバーします。sim1000-10,000$〜km/s。連続体とH$\alpha$偏波振幅、偏波角度、および線を横切る角度スイングを、無線プロパティとともに導出します。1.ブロードライン領域（BLR）と連続偏光は、どちらも単一の散乱媒体によって生成されます。2.散乱媒体は赤道であり、システム軸に対して直角です。3.散乱媒体は、BLRまたはそのすぐ外側にあります。連続偏光とH$\alpha$偏光角スイングは、どちらも傾斜インジケーターとして機能します。観測された線幅は傾斜の影響を受けることがわかっています。これにより、正面を向いたビューの場合、ブラックホールの質量が$\sim5$の係数で過小評価される可能性があります。偏光フラックスで測定された線幅は、傾斜バイアスを克服し、すべてのAGNでBLRの赤道に近いビューを提供します。これにより、BLRベースのブラックホール質量推定値の傾斜バイアスを減らすことができます。
ビッグバンから12億年後の定期的に回転する銀河の巨大な恒星バルジ
| Title |
A_massive_stellar_bulge_in_a_regularly_rotating_galaxy_1.2_billion_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Federico_Lelli,_Enrico_M._Di_Teodoro,_Filippo_Fraternali,_Allison_W._S._Man,_Zhi-Yu_Zhang,_Carlos_De_Breuck,_Timothy_A._Davis,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05957 |
宇宙論的モデルは、初期の宇宙で形成された銀河が、ガスの降着と星形成の混沌とした段階を経験し、その後、フィードバックプロセスによるガスの放出を経験すると予測しています。銀河バルジは、合併や内部進化によって後で組み立てられる可能性があります。ここでは、宇宙が12億年前のときに、赤方偏移z〜5のスターバースト銀河であるALESS073.1のサブミリ波観測（700パーセクの空間分解能）を示します。この銀河の冷たいガスは、ごくわずかな非円形の動きで規則的に回転する円盤を形成します。銀河の回転曲線には、星形成円盤に加えて、中央の膨らみの存在が必要です。巨大なバルジと定期的に回転する円盤は、銀河形成のモデルによって予測されるよりも、初期の宇宙でより急速に形成される可能性があると結論付けています。
LAMOST-MRS調査における高-{\ alpha}-金属に富む星とその銀河バルジとの関係
| Title |
High-{\alpha}-Metal-Rich_Stars_in_the_LAMOST-MRS_Survey_and_Its_Connection_with_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Haopeng_Zhang,_Yuqin_Chen,_Gang_Zhao,_Jingkun_Zhao,_Xilong_Liang,_Haining_Li,_Yaqian_Wu,_Ali_Luo,_Rui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05999 |
LAMOST-MRS調査で、$2.6<logg<3.3$dexの低巨星で高$\alpha$-金属に富む星の大規模なサンプルが検出されたことを報告します。この特別なグループは、$[Fe/H]$-$[C/N]$図と年齢-$[C/N]$キャリブレーションに基づいて、$5-9$Gyrの中年人口に対応します。比較グループは、超金属量で太陽の$\alpha$比を持つように選択されています。これは若く、年齢範囲が3Gyr前後と狭いです。どちらのグループも運動学のような薄いディスクを持っていますが、前者はわずかに大きな速度分散を示しています。特別なグループは、1.2kpcに向かって垂直距離が大きく伸び、銀河の半径が小さいときに2番目のピークがあり、比較グループよりも$[Fe/H]>0.2$の超金属に富む星の割合が大きいことを示しています。これらのプロパティは、$R=3-5$kpcでの外側のバー/バルジ領域との接続を強く示しています。この特別なグループの暫定的な解釈は、その星が、放射状の移動が最も激しい共回転半径に近いX字型のバー/バルジ領域で形成され、9kpc以上の現在の場所にそれらをもたらすというものです。低い離心率とその星のわずかに外側への放射状の偏位は、このシナリオと一致しています。その運動学（コールド）と化学（$[\alpha/Fe]$$\sim0.1$）は、薄いディスクからの不安定性駆動のX字型バー/バルジの形成をさらにサポートします。
| Title |
The_auto_and_cross_angular_power_spectrum_of_the_Cas_A_supernova_remnant_in_radio_and_X-ray |
| Authors |
Preetha_Saha,_Somnath_Bharadwaj,_Susmita_Chakravorty,_Nirupam_Roy,_Samir_Choudhuri,_Hans_Moritz_G\"unther,_Randall_K._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06093 |
シェル型超新星残骸（SNR）CasAは、ほぼすべての角度スケールで構造を示します。以前の研究では、電波放射の角度パワースペクトル$（C_{\ell}）$は、MHD乱流と一致して、べき乗則に違反していることが示されています。破損は、シェルの厚さに対応する角度スケールでの2Dから3Dの乱流への遷移で識別されています。あるいは、これは、結び目と衝撃の相互作用からのエネルギー注入によって駆動される2D逆カスケードとして説明することもできます。ここでは、アーカイブVLA$5$GHz（Cバンド）データから測定された$C_{\ell}$と、エネルギー範囲${\rmA}=0.6-1.0\、\、{\rmのチャンドラX線データを示します。keV}$と${\rmB}=4.2-6.0\、\、{\rmkeV}$、どちらも連続体が支配的です。異なる放出はすべて、基礎となるプラズマとおそらく磁場の変動を追跡し、それらは相関していると予想されます。異なる排出量間のクロス$C_{\ell}$を使用してこれを定量化します。X線BはラジオとX線Aの両方と強く相関していることがわかりますが、X線Aはラジオと非常に弱い相関しかありません。これは、X線Aが主に熱制動放射であるのに対し、X線Bは熱制動放射と非熱シンクロトロン放射の複合体であるという画像をサポートしています。ここで測定されたさまざまな$C_{\ell}$はすべて、べき乗則の動作が壊れていることを示しています。ただし、傾斜は通常、ラジオの傾斜よりも浅く、ブレークの位置も小さな角度スケールに対応します。これらの調査結果は、CasAの乱流の性質と放出メカニズムに関する観測入力を提供します。
変化する外観のAGN1ES 1927 +654の450日間のX線モニタリング
| Title |
The_450_days_X-ray_monitoring_of_the_changing-look_AGN_1ES_1927+654 |
| Authors |
C._Ricci,_M._Loewenstein,_E._Kara,_R._Remillard,_B._Trakhtenbrot,_I._Arcavi,_K._C._Gendreau,_Z._Arzoumanian,_A._C._Fabian,_R._Li,_L._C._Ho,_C._L._MacLeod,_E._Cackett,_D._Altamirano,_P._Gandhi,_P._Kosec,_D._Pasham,_J._Steiner,_C.-H._Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05666 |
1ES1927+654は、近くの活動銀河核（AGN）であり、2018年の初めに外観が変化するイベントが発生し、以前の観測では見られなかった顕著な広いバルマー系列が発達しました。X線でこのオブジェクトを追跡し、2018年5月に開始された継続的なキャンペーンを行いました。これには、265のNICER（合計678ks）と14のSwift/XRT（26ks）の観測、および3つの同時XMM-が含まれます。Newton/NuSTAR（158/169ks）の露出。X線では、1ES1927+654はこれまでに知られているAGNとは異なる振る舞いを示しています。線源はスペクトル形状とフラックスの両方で非常に可変であり、時間または週/月のタイムスケールでX線とUVフラックスの間に相関関係を示しません。爆発後、べき乗則成分はほぼ完全に消失し、ソースは黒体成分が支配的な非常に柔らかい連続体を示しました。黒体の温度は、光度とともに上昇し、$kT\sim80$eVから上昇します（$L_{0.3-2}\sim10^{41.5}\rm\、erg\、sの0.3--2keVの光度の場合）^{-1}$）から$\sim200$eV（$L_{0.3-2}\sim10^{44}\rm\、erg\、s^{-1}$の場合）。スペクトルは、イオン化された流出の証拠と、$\sim1$keVでの顕著な特徴の証拠を示しています。これは、広い輝線で再現できます。X線バンドにおける1ES1927+654の独特の特徴は、それが新しいタイプの変化する外観のAGNに属していることを示唆しています。将来のX線調査では、同様の特性を持つさらにいくつかのオブジェクトが検出される可能性があります。
周連星降着シミュレーションにおける異常トルクの防止
数値実験は、関係する強い非線形性による周連星円盤の進化を研究するための主要な方法です。多くの周連星シミュレーションでは、数値のマスシンクを使用する必要もあります。ソースタームは、特定の速度でガスを除去することにより、シミュレートされたポイントマスの周囲にガスが非物理的に蓄積するのを防ぎます。ただし、そのようなシミュレーションから物理的な結論を引き出すときは、結果が数値のアーティファクトによってバイアスされないように特別な注意を払う必要があります。改良されたシンク方法を使用すると、質量比が0.1〜1のバイナリの周りのアスペクト比0.1降着円盤の垂直統合シミュレーションで、これらの潜在的なバイアスの一部がどのように減少するかを示します。具体的には、角運動量を減少させないシンク項を示します。降着物体に対するガスの比率：1）バイナリへのトルク、バイナリコンポーネント間の降着の分布、バイナリの半主軸の進化など、物理量の沈下率への依存を減らします。2）シンクレートが各バイナリコンポーネントの周りの降着円盤の構造に影響を与える程度を減らします。3）バイナリへの降着の推定変動を変更し、時間的に規則的にします。また、重力による軟化の正確な原因や、以前に採用された粘性応力テンソルの簡略化など、系統的誤差の他の潜在的な原因についても調査します。バイナリの軌道進化はトルクとバイナリコンポーネント間の質量分布の両方に強く依存するため、採用されたシンク法は、バイナリの推定軌道進化に大きな影響を与える可能性があります。
FIRST J153350.8 + 272729：数十年前の潮汐破壊現象の電波残光
| Title |
FIRST_J153350.8+272729:_the_radio_afterglow_of_a_decades-old_tidal_disruption_event |
| Authors |
Vikram_Ravi,_Hannah_Dykaar,_Jackson_Codd,_Ginevra_Zaccagnini,_Dillon_Dong,_Maria_R._Drout,_Bryan_M._Gaensler,_Gregg_Hallinan,_Casey_Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05795 |
フェージングラジオトランジェントFIRSTJ153350.8+272729の発見を紹介します。1986年に観測された最大5GHz電波光度は$8\times10^{39}$ergs$^{-1}$でしたが、2019年までに400倍近く衰退しました。147Mpcの銀河の中心（SDSSJ153350.89+272729）は、弱いタイプIIセイファート活動を示しています。潮汐破壊現象（TDE）が、FIRSTJ153350.8+272729の好ましいシナリオであることを示しますが、それは、長期間のガンマ線バーストの残光として解釈される可能性があります。これは、電波波長で最初に発見された2番目のTDE候補です。その光度は、ローカル宇宙の準相対論的TDEの電波残光と高赤方偏移の相対論的TDEの間のギャップを埋めます。FIRSTJ153350.8+272729の異常な特性（ホスト銀河で進行中の核活動、高い電波光度）は、対象外の電波調査でより広範なTDE検索を動機付けます。
光子-軸状粒子振動によって引き起こされる可能性のあるブレーザースペクトル不規則性の事例
| Title |
A_possible_blazar_spectral_irregularity_case_caused_by_photon--axionlike-particle_oscillations |
| Authors |
Jianeng_Zhou_(1),_Zhongxiang_Wang_(2,1),_Feng_Huang_(3),_Liang_Chen_(1)_((1)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(2)_Yunnan_University,_(3)_Xiamen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05833 |
ブレーザーB0516$-$621の$\gamma$線スペクトルで線状の特徴が検出されたことを報告します。このデータは、搭載されている大面積望遠鏡{\itFermiGamma-RaySpaceTelescope（Fermi）}で取得されました。分析されます。この特徴は$\sim$7\、GeVにあり、ブレーザーのジェット放出について一般的に考えられている放射プロセスでは説明できません。代わりに、光源のジェット内の光子とアクシオンのような粒子（ALP）の間の振動による信号である可能性があります。スペクトルを光子-ALP振動モデルでフィッティングすることによってこの可能性を調査し、ALP質量$m_a\leq10^{-8}$\、eVのパラメーター空間と結合定数（光子とALPの間）$g_{a\gamma}$=1.17--1.49$\times10^{-10}$\、GeV$^{-1}$は、線のような特徴に適合し、放出サイトの磁場は$\gamma$-raysは0.7\、Gに固定されています。$m_a$と$g_{a\gamma}$の範囲は、以前にいくつかの実験または方法から得られた範囲と緊張していますが、一方で他のいくつかと一致しています。このスペクトル特徴のケースとALPの存在の可能性のある兆候は、他のブレーザーシステムの同様の研究から確認でき、同様の特徴を検索するための高感度とスペクトル分解能を持つ将来の高エネルギー施設を構築するための取り組みの方向性も示唆しています。
原始中性子星の質量と半径から何を学ぶことができますか？
コア崩壊超新星イベントでの誕生後の最初の1秒間のプロト中性子星の質量と半径の広範な数値研究を行います。パラメータ化されたエントロピーと電子分数プロファイルに基づいて構築されたプロト中性子星構造の計算に準静的アプローチを使用し、ニュートリノ冷却プロセスで進化させます。超新星前駆体の特性を知らないことを考慮に入れて、核物質の状態方程式、陽子中性子星の質量、および初期プロファイルのパラメーターを変化させます。原始中性子星の質量と半径が出生後の最初の1秒で決定できるかどうかを示します。重力波の放出からは、対応する冷たい中性子星、したがって冷たい核の状態方程式に関する情報を得ることができませんでした。同様に、主にそのようなオブジェクトのエントロピーまたは同等の温度分布に関する情報が不足しているために、プロト中性子星の状態方程式（高温でベータ平衡化されていない）のプロパティを決定できる可能性は低いようです。
ニュートリノによる次のコア崩壊超新星観測のKM3NeTポテンシャル
| Title |
The_KM3NeT_potential_for_the_next_core-collapse_supernova_observation_with_neutrinos |
| Authors |
KM3NeT_Collaboration:_S._Aiello,_A._Albert,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_G._Androulakis,_M._Anghinolfi,_M._Anguita,_G._Anton,_M._Ardid,_S._Ardid,_J._Aublin,_C._Bagatelas,_B._Baret,_S._Basegmez_du_Pree,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_E._Berbee,_A._M._van_den_Berg,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_M._Boettcher,_M._Bou_Cabo,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozza,_H.Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_E._Buis,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_A._Capone,_V._Carretero,_P._Castaldi,_S._Celli,_M._Chabab,_N._Chau,_A._Chen,_S._Cherubini,_V._Chiarella,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J._A._B._Coelho,_A._Coleiro,_M._Colomer_Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_G._Cuttone,_R._Dallier,_B._De_Martino,_M._De_Palma,_M._Di_Marino,_I._Di_Palma,_A._F._D{\i}az,_et_al._(184_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05977 |
KM3NeT研究インフラストラクチャは、地中海で建設中です。これは、ニュートリノ天体物理学と振動研究をそれぞれ目的とした、2つの水チェレンコフニュートリノ検出器、ARCAとORCAで構成されています。KM3NeTは、合計$\sim$200,000の光電子増倍管を含む$\sim$6,200の光モジュールで大量の海水を計測し、銀河系および銀河系に近いコア崩壊超新星からの$\sim$10MeVニュートリノに対する感度を実現します。背景の上の光電子増倍管での同時ヒットの観察。この論文では、超新星爆発に対するKM3NeTの感度は、最初のKM3NeT検出ユニットからのバックグラウンドデータの詳細な分析とニュートリノ信号のシミュレーションから推定されます。KM3NeTの観測範囲（$5\、\sigma$の発見の場合）は本質的に天の川をカバーし、最も楽観的なモデルの場合、小マゼラン雲（$\sim$60kpc）にまで及びます。ニュートリノ信号の時間プロファイルの詳細な研究により、KM3NeT機能を評価して、最大5$-$8kpc離れたソースのニュートリノバーストの到着時間を数ミリ秒の精度で決定し、\textitの固有のシグネチャを検出できます。{立っている降着ショックの不安定性}コア崩壊超新星爆発が3$-$5pcより近くで起こった場合、前駆体の質量に応じて。ニュートリノフラックススペクトルパラメータを測定するKM3NeTの機能も提示されます。
追放されたウォルフ・ライエ星の非熱的電波超新星残骸
| Title |
Non-thermal_radio_supernova_remnants_of_exiled_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
D._M.-A._Meyer_(1),_M._Pohl_(1,2),_M._Petrov_(3),_L._Oskinova_(1,4)_((1)_Universit\"at_Potsdam,_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Potsdam,_Germany_(2)_DESY_Platanenallee_6,_Zeuthen,_Germany_(3)_Max_Planck_Computing_and_Data_Facility_(MPCDF),_D-Garching,_Germany_(4)_Department_of_Astronomy,_Kazan_Federal_University,_Kazan,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06000 |
銀河系の大質量星（>8Mo）のかなりの部分がそれらの親クラスターから放出され、星間物質（ISM）を通って超音速で航行します。これらの動きの速い星の風は非対称の泡を吹き、星周環境を作り出し、星は最終的に超新星爆発で死にます。結果として生じる残骸の形態は、主に、機能しなくなった前駆星の星周円盤によって支配されています。この論文では、ウォルフ・ライエ相を経て進化し、それぞれ速度20km/sと40km/sで走る35Mo星の超新星残骸の形状に対するISM磁場の影響を調査する2D磁気流体力学的シミュレーションを提示します。拡大する超新星衝撃波面の特性を変更するには、特にフィラメント状構造の形成を防ぐには、7microGの周囲磁場で十分です。超新星爆発の前に、星周媒体の圧縮された磁場は、風の泡の尾の風/ISM接触の不連続性を安定させます。その結果、超新星の衝撃波が伝播する残骸の内部領域での噴出物と風の物質の混合効率が低下します。シンクロトロン放射の放射伝達計算は、非熱放射光が、ウォルフ・ライエ前駆体から追放されたコア崩壊超新星残骸の非対称性を反映する特徴的な特徴を持っていることを明らかにしています。私たちのモデルは、高質量前駆体のいくつかの残骸、すなわち、それぞれ両側のG296.5+10.0とシェルタイプの残骸CTB109およびKes17の電波の外観と定性的に一致しています。
ULXのようなバイナリからの定期的な高速電波バースト
| Title |
Periodic_Fast_Radio_Bursts_from_ULX-Like_Binaries |
| Authors |
Navin_Sridhar_(1),_Brian_D._Metzger_(1_and_2),_Paz_Beniamini_(3_and_4),_Ben_Margalit_(5),_Mathieu_Renzo_(1_and_2),_Lorenzo_Sironi_(1)_((1)_Columbia_University,_(2)_Center_for_Computational_Astrophysics_(CCA),_Flatiron_Institute,_(3)_Caltech,_(4)_The_Open_University_of_Israel,_(5)_University_of_California,_Berkeley) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06138 |
2つの繰り返し発生源からの高速電波バースト（FRB）の到着時間の周期性の発見は、頻繁に研究されているマグネターシナリオに潜在的な課題をもたらします。ただし、FRB放出が相対論的磁化ショック、または縞模様の流出における磁気リコネクションに起因すると仮定するモデルは、必ずしも磁気エンジンに固有ではなく、代わりに、高密度磁化媒体への相対論的エネルギーの衝撃注入のみを必要とします。このように動機付けられて、FRBが既存の（「静止」）ジェットの空洞に伝播するブラックホールまたは中性子星系の降着からの短命の相対論的流出（「フレア」）によって動力を供給される新しいシナリオの概要を説明します。FRBの光度と速度を再現するために、超大光度X線（ULX）線源を特徴付けるものと同様に、超エディントン物質移動を受ける恒星質量コンパクトオブジェクトのバイナリを検討するように促されています。実際、FRBのホスト銀河、およびそれらのホスト内のそれらの空間オフセットは、ULXのものと幅広い類似性を示しています。数日から数年のタイムスケールでの周期性は、FRB放射が観測者の視線を横切って幾何学的および相対論的にビームされる、極降着漏斗の歳差運動（たとえば、レンズ・ティリング）に起因する可能性があります。降着力を介して最も明るいFRBを説明するには、不安定な（動的なタイムスケール）物質移動の短期間のフェーズを経るバイナリの集団が必要になる場合があります。これは、数ヶ月から数年という短いタイムスケールで、いくつかの繰り返しFRBソースのバースト特性の経年変化につながる可能性があり、その後、高輝度赤色新星またはほこりっぽい共通外層トランジェントに似たトランジェント光学/IR対応物が続きます。既知のULXソースのターゲットを絞ったFRB検索をお勧めします。
償却された神経事後推定によるローマのバイナリマイクロレンズイベントのリアルタイムの尤度のない推論
| Title |
Real-Time_Likelihood-free_Inference_of_Roman_Binary_Microlensing_Events_with_Amortized_Neural_Posterior_Estimation |
| Authors |
Keming_Zhang,_Joshua_S._Bloom,_B._Scott_Gaudi,_Francois_Lanusse,_Casey_Lam,_Jessica_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05673 |
サンプリングベースのベイズアルゴリズム（マルコフ連鎖モンテカルロ、MCMCなど）を使用したバイナリレンズ、シングルソース（2L1S）マイクロレンズイベントの高速で自動化された推論は、2つの面で課題があります。マイクロレンズシミュレーションコードを使用した尤度評価の高い計算コスト、そして、負の対数尤度表面が狭くて深い多数の局所最小値を含むことができる病理学的パラメータ空間。2L1Sイベントの分析には、通常、事後サンプリングの前提条件として近似解を見つけるためにいくつかのパラメーターのグリッド検索が含まれます。これは、ヒューマンインザループとドメインの専門知識を必要とすることが多い高価なプロセスです。ローマ宇宙望遠鏡を使用した次世代の宇宙ベースのマイクロレンズ調査では、数千のバイナリマイクロレンズイベントが発生すると予想されるため、新しい高速で自動化された方法が望まれます。ここでは、償却された神経事後推定と呼ばれる尤度のない推論（LFI）アプローチを提示します。ここで、神経密度推定器（NDE）は、観測パラメータ化された条件付きとして代理事後$\hat{p}（\theta|x）$を学習します。前の空間全体にわたる事前計算されたシミュレーションからの確率分布。NDEは、291,012のシミュレートされたローマのような2L1Sシミュレーションでトレーニングされ、ループ内のドメインエキスパートを必要とせずに、以前のサポート内の観測に対して数秒以内に正確で正確な事後確率を生成します。これにより、リアルタイムの自動推論が可能になります。NDEが予想される後方縮退も捕捉することを示します。次に、NDE後方は、最小限のバーンインステップで下流のMCMCサンプラーを使用して正確な後方に洗練されます。
周波数シフトアルゴリズム：X線遷移エッジセンサーマイクロ熱量計の周波数領域多重化読み出しへの適用
| Title |
Frequency_Shift_Algorithm:_Application_to_a_Frequency-Domain_Multiplexing_Readout_of_X-ray_Transition-Edge_Sensor_Microcalorimeters |
| Authors |
D._Vaccaro,_H._Akamatsu,_J._van_der_Kuur,_P._van_der_Hulst,_A.C.T._Nieuwenhuizen,_P._van_Winden,_L._Gottardi,_R._den_Hartog,_M.P._Bruijn,_M._D'Andrea,_J.R._Gao,_J.W.A._den_Herder,_R.W.M._Hoogeveen,_B._Jackson,_A.J._van_der_Linden,_K._Nagayoshi,_K._Ravensberg,_M.L._Ridder,_E._Taralli_and_M._de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06092 |
周波数分割多重（FDM）方式では、超伝導転移端センサー（TES）が個別に超伝導LCフィルターに結合され、共通の読み出しラインを介してMHz周波数でACバイアスされます。利用可能な読み出し帯域幅を効率的に利用し、非線形性の影響を最小限に抑えるために、LC共振器は通常、通常のグリッド上にあるように設計されています。しかしながら、リソグラフィープロセスは、有効なフィルター共振周波数の精度に制限を課します。オフレゾナンスバイアスキャリアは、相互変調歪みの影響を抑制するために使用できますが、それでも、実効バイアス回路と検出器のスペクトル性能に大きな影響を与えます。この論文では、オンレゾナンスバイアス回路とスペクトル性能を維持しながらTESのオフレゾナンス読み出しを可能にする周波数シフトアルゴリズム（FSA）を提示し、X線TESマイクロカロリメータアレイのFDM読み出しへの適用を示します。バイアス電圧の増加とマルチピクセルFDM読み出しに対するアルゴリズムのスケーラビリティを犠牲にして、相互変調歪みの影響を軽減するという観点からの利点について説明します。FSAを使用すると、グリッド上でシフトされたマルチピクセルおよび周波数で、相互変調歪みによるラインノイズが、TES応答の敏感な領域から離れて配置され、X線性能が単一ピクセルと一致することを示します。-共振レベル。
宇宙ベースのアプリケーション向けに極低温以上で動作するSi（Li）検出器のパッシベーション
| Title |
Passivation_of_Si(Li)_detectors_operated_above_cryogenic_temperatures_for_space-based_applications |
| Authors |
Nathan_Saffold,_Field_Rogers,_Mengjiao_Xiao,_Radhika_Bhatt,_Tyler_Erjavec,_Hideyuki_Fuke,_Charles_J._Hailey,_Masayoshi_Kozai,_Derik_Kraych,_Evan_Martinez,_Cianci_Melo-Carrillo,_Kerstin_Perez,_Chelsea_Rodriguez,_Yuki_Shimizu,_Brian_Smallshaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06168 |
この作業では、リチウムドリフトシリコン（Si（Li））検出器のパッシベーションに対するポリイミドとパリレンCの実行可能性を評価します。不動態化されたSi（Li）検出器は、暗黒物質の消滅または崩壊で生成される宇宙アンチウテロンを検出するために最適化されたバルーン搭載実験であるGeneralAntiparticleSpectrometer（GAPS）実験の粒子トラッカーおよびX線検出器を形成します。不動態化コーティングの成功は、ポリイミドを熱硬化させることによって達成され、最適化されたコーティングは、湿度と有機汚染に対する優れたバリアを形成します。不動態化されたSi（Li）検出器は、$-$35から$-45\、^{\circ}$の温度で動作しながら、20$-$100keVのX線に対して$\lesssim\、4$keVのエネルギー分解能（FWHM）を提供します。C。これは、極低温以上で動作するSi（Li）ベースのX線検出器の不動態化に成功した最初の報告です。
NGC45の高輝度赤色新星AT2018bwoとそのバイナリ黄色超巨星前駆体
| Title |
The_luminous_red_nova_AT_2018bwo_in_NGC_45_and_its_binary_yellow_supergiant_progenitor |
| Authors |
Nadejda_Blagorodnova,_Jakub_Klencki,_Ondrej_Pejcha,_Paul_M._Vreeswijk,_Howard_E._Bond,_Kevin_B.Burdge,_Kishalay_De,_Christoffer_Fremling,_Robert_D._Gehrz,_Jacob_E._Jencson,_Mansi_M._Kasliwal,_Thomas_Kupfer,_Ryan_M._Lau,_Frank_J._Masci_and_Michael_R._Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05662 |
高輝度赤色新星（LRNe）は、連星システムの共通外層（CE）が合併する直前に部分的に放出されることに関連する天体物理学的な過渡現象です。ここでは、NGC45で発見されたLRNであるAT2018bwo（DLT18x）の測光および分光学的フォローアップキャンペーンの結果を示し、バイナリ恒星進化モデルを使用してその前駆体システムを調査します。トランジェントは$M_r=-10.97\pm0.11$のピークの大きさに達し、$t_p=41\pm5$daysの光学プラトーの間この明るさを維持しました。この段階では、約3300Kのかなり安定した光球温度と、約$10^{40}$erg/sの光度を示しました。AT2018bwoの初期の光球は、他の同様のLRNeよりも大きく、涼しく見えました。これはおそらく、合併前の大量損失のエピソードが長引いたためです。プラトーの終わりに向かって、光学スペクトルは、強い分子吸収帯を伴う赤くなった連続体を示した。冷却ダストによる再処理された放出は、爆発から約1。5年後の中赤外線バンドでも検出されました。一時的なイベントの10〜14年前に取得されたアーカイブスピッツァーとハッブル宇宙望遠鏡のデータは、$T_{prog}\sim6500$K、$R_{prog}\sim100R_{\odot}$、および$L_{progの前駆星を示唆しています}\sim2\times10^4L_{\odot}$、および光学的に薄い暖かい（1000K）ダスト質量の上限$M_d<10^{-6}M_{\odot}$。恒星の連星進化モデルを使用して、前駆体パラメーター空間と一致する連星システムの特性を決定しました。AT2018bwoの場合、12〜16$M_{\odot}$の一次質量を推測します。これは、単一星進化モデルを使用して得られた〜11$M_{\odot}$よりも9〜45％大きいです。このシステムは、黄色超巨星の原色と一致しており、メインの10年前に-2.4<log（$\dot{M}/M_{\odot}$/yr）<-1.2の安定した物質移動体制にあった可能性があります。不安定性が発生しました。動的な合併の間、システムは約500km/sの速度で0.15-0.5$M_{\odot}$を排出します。
共鳴ロッキングによるバイナリの潮汐循環I：前主系列星の重要性
| Title |
Tidal_Circularization_of_Binaries_by_Resonance_Locking_I:_The_Importance_of_the_Pre-Main-Sequence |
| Authors |
J._J._Zanazzi_and_Yanqin_Wu_(U_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05668 |
連星の潮汐散逸は1世紀以上にわたって研究されてきましたが、理論的な予測はまだ連星の観測された特性と一致していません。この研究は、共鳴ロックによる潮汐循環の最近の提案を定量的に調べます。ここで、潮汐散逸は、星の自然振動周波数と軌道周波数の高調波との間の共鳴から生じ、共鳴は、同時恒星のために長期間「ロック」されます進化。軸対称重力モードによる潮汐共鳴に焦点を当て、1から2の太陽質量の一次質量を持つバイナリを調べます。共鳴ロッキングによる軌道進化は、主に星の前主系列星の段階で発生し、主系列星の寄与はごくわずかであることがわかります。非線形性を無視する共鳴ロックは、$\sim4-6$日の循環期間に対応して、$\sim10$恒星半径までの中心距離を持つバイナリを循環させることができます。ただし、共鳴的に励起された重力モードは恒星の核では非線形になり、完全な線形振幅に到達できなくなります。このような「飽和共鳴ロック」は循環期間を約3分の1に短縮すると推定しますが、共鳴ロックは平衡潮汐の累積作用よりもはるかに効果的です。コンパニオンペーパーでは、最近のバイナリデータを調べて理論と比較します。
大質量星における確率的で低周波の測光変動の起源について
| Title |
On_the_Origin_of_Stochastic,_Low-Frequency_Photometric_Variability_in_Massive_Stars |
| Authors |
Matteo_Cantiello,_Daniel_Lecoanet,_Adam_S._Jermyn_and_Luca_Grassitelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05670 |
高精度の測光観測により、初期型の星に遍在する確率的低周波測光変動が明らかになりました。この変動は、地下対流または対流コアによって放出される内部重力波のいずれかが原因で発生することが示唆されています。ここでは、地下対流層の対流の関連する特性が、確率的低周波測光変動のタイムスケールと振幅、および微視的乱流の振幅と非常によく相関していることを示します。重い星の低周波で確率的な測光変動と表面乱流は、表面下の対流の存在によって引き起こされることを示唆している。対流コア駆動内部重力波に依存する観測された表面測光変動と微視的乱流の説明は多くの困難に直面し、観測された傾向を説明することができないように思われることを示します。
明白な視界に隠されている：二重線の白色矮星バイナリ26 pcAwayと遠い従兄弟
| Title |
Hidden_in_Plain_Sight:_A_Double-lined_White_Dwarf_Binary_26_pc_Away_and_a_Distant_Cousin |
| Authors |
Mukremin_Kilic,_A._Bedard,_P._Bergeron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05688 |
一貫性のない分光学的距離と視差距離を持つ2つの近くの白色矮星の高解像度分光法を提示します。最初のもの、PG1632+177は、わずか25.6pc離れた13等の白色矮星です。以前の分光観測では、この星の視線速度の変化を検出できませんでした。ここでは、PG1632+177が2.05d周期の二重線分光連星（SB2）であり、低質量のHeコア白色矮星と、より質量の大きい、おそらくCOコアの白色矮星コンパニオンを含むことを示します。L870-2に続いて、PG1632+177は現在知られている2番目に近いSB2白色矮星になります。2番目のターゲットであるWD1534+503も、軌道周期が0.71dのSB2システムです。システムごとに、複合モデル-大気分析を通じて両方のコンポーネントの大気パラメータを制約します。また、クールな白色矮星の高解像度観測のモデリングに適したNLTE合成スペクトルの新しいセットを提示し、有効温度の低下とともにH$\alpha$線のコアでのNLTE効果が増加することを示します。SB2の軌道周期と質量分布、および軌道制約のある食の二重白色矮星について説明し、観測された集団がバイナリ集団合成モデルから予測された周期分布と一致していることを示します。後者は、短い（$<1$d）期間でのより大規模なCO+CO白色矮星バイナリ、および数日の公転周期を持つバイナリを予測します。そのようなシステムはまだたくさん発見されるのを待っています。
恒星進化論に直面した技術文明の存続のための最小限の条件
| Title |
Minimal_conditions_for_survival_of_technological_civilizations_in_the_face_of_stellar_evolution |
| Authors |
Brad_Hansen_and_Ben_Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05703 |
恒星間ロケットの移動のしやすさは、私たち自身や他の文明の長期的な運命や、銀河系で議論されている多くの技術文明に影響を与える問題です。航海者が忍耐強く、別の星が接近するのを待つと、星間旅行に対する物理的な障壁を大幅に減らすことができることを示します。地球が居住可能であり続ける残りの時間の特徴である$\sim$1Gyrの代表的な時間の場合、$\sim1500$〜AU内で別の星が通過すると予想されます。これにより、太陽の近くの平均的な星間距離（つまり、$\sim$1pc）に匹敵する距離に基づいて計算された移動時間と比較して、星間移動の移動時間が2桁短縮されます。広いバイナリの星の場合を含め、長命の文明が恒星進化にどのように反応するかについての影響、および現在関連する接近遭遇を受けているシステムを特定することの難しさを考慮します。生命はG型星の周りでのみ発生し、元のシステムが居住できなくなると主に低質量のホストに移動すると仮定すると、ディアスポラとして存在する現存する技術文明の割合は、元のホスト星を周回している割合に匹敵する可能性があります。
バイナリシステムKIC6629588の$ \ delta $ Scuti星の脈動について
この作業には、その脈動成分の振動特性の詳細な研究を目的とした、ケプラー分離日食連星システムKIC6629588の包括的な分析が含まれています。地上の分光観測が取得され、システムのコンポーネントを分類するために使用されました。分光学的結果は、短いケイデンスのケプラー光度曲線のモデリングおよびコンポーネントの絶対パラメーターの推定のための制約として使用されました。さらに、光度曲線の残差は、脈動周波数を検索するためにフーリエ変換技術を使用して分析されます。システムの主要コンポーネントは、13〜22d$^{-1}$の範囲の7つの固有周波数で脈動する$\delta$Scuti星として識別され、270を超える組み合わせ周波数も検出されました。この脈動星の絶対パラメータと振動パラメータは、他の$\delta$Scuti星のパラメータと比較されます。これは、進化図と相関図を使用して、分離した連星のメンバーです。最後に、システムの距離も推定されます。
V4743Sgrのちらつきにおける1mHzの変動性の探索：高率で降着する激変星
| Title |
Searching_for_the_1_mHz_variability_in_the_flickering_of_V4743_Sgr:_a_Cataclysmic_Variable_accreting_at_a_high_rate |
| Authors |
A.Dobrotka,_M.Orio,_D.Benka,_A.Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05964 |
目的：いくつかのよく研究された激変星（CV）は、速い変動の離散的な特徴的な周波数を示しました。最も顕著なものはlog（f/Hz）$\simeq$-3付近です。まだ少数の統計しか持っていないので、これがCVの一般的な特性であるかどうかをテストするための新しい観測を取得しました。特に、いわゆる「高状態」で、爆発の矮新星に典型的な高速で物質移動が発生する場合です。方法：静止新星と中間ポーラーV4743Sgrの光学ケプラーデータを分析しました。このシステムは、高状態のディスクを介して降着する白色矮星をホストします。電力密度スペクトルを計算し、ブレークまたは特性周波数を検索しました。私たちの目標は、ちらつきのmHz周波数が一般的な特性であるかどうかを評価することです。結果：V4743Sgrは、log（f/Hz）$\simeq$-3で明確な遮断周波数を持っています。この検出により、mHzの特性周波数が高状態のCVの一般的な特徴である確率が69％から91％に増加します。さらに、V4743Sgrをユニークにする、新星のようなシステムMVLyrと同様のメカニズムによって変動が生成される可能性を提案します。
R136のコアの高コントラストと高解像度の近赤外測光
| Title |
High_contrast_and_resolution_near_infrared_photometry_of_the_core_of_R136 |
| Authors |
Zeinab_Khorrami,_Maud_Langlois,_Paul_C._Clark,_Farrokh_Vakili,_Anne_S._M._Buckner,_Marta_Gonzalez,_Paul_Crowther,_Richard_Wunsch,_Jan_Palous,_Stuart_Lumsden,_Estelle_Moraux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05972 |
大マゼラン雲の30個のドラダス星形成領域の中心に新しく形成された巨大な星団であるR136のコアの最も鋭く最も深い近赤外光度分析を提示します。ESO超大型望遠鏡に実装され、IRDISイメージングモードで動作するSPHERE焦点機器の極端な補償光学を使用し、HフィルターとKフィルターの露光時間を長くしました。私たちの目的は、（i）R136のコアで解決されたソースの数を増やし、（ii）最初のエポックと比較して、2つのエポック間で検出された共通ソースのプロパティを分類することでした。10.8"x12.1"（2.7pcx3.0pc）の視野（FOV）内で、HフィルターとKフィルターの両方で1499の光源が検出され、これらの光源の76％に0.2"より近い視覚的なコンパニオンがあります。検出されたソースの数が多いため、質量関数（MF）をより適切にサンプリングできます。MFスロープは、1、1.5、および2Myrの年齢、さまざまな半径、さまざまな質量範囲で推定されます。質量範囲のMFスロープ10〜300の太陽質量は、FOV全体およびさまざまな半径で、3〜300の太陽質量の質量範囲よりも約0.3dex急勾配です.2つのエポック間で共通の790の光源のJHK色を比較すると、検出されたの67％外側の領域（r>3"）のソースは、1〜2Myrでの進化モデルと一致せず、平均クラスター値と同様の消滅を示します。これは、R136とは無関係の30ドラダス内で進行中の星形成に由来することを示唆しています。
太陽周期25および26の黒点数の予測
太陽活動の予測は、高度な技術や宇宙活動にとって重要です。太陽活動を表すことができる太陽黒点数（SSN）のピークは、過去4回の太陽周期（21$-$24）で継続的に減少しており、太陽はダルトンのような最小値、またはマウンダーのような最小値を経験します。次の数サイクルで減少傾向が続く場合は、サイクル25と26の太陽活動の予測が重要になります。Qin＆Wu、2018、ApJでは、2パラメーター修正ロジスティック予測（TMLP）モデルとして示されるSSN予測モデルを確立しました。これは、太陽周期の開始時間が決定されている場合に、太陽周期のSSNの変動を予測できます。この作業では、TMLP拡張（TMLP-E）と呼ばれる新しいモデルを取得します。サイクル$n$の開始時刻がすでにわかっている場合、TMLP-Eはサイクル$n+1$のSSNの変動を予測できます。サイクル25は2019年12月に開始すると考えられているため、サイクル25と26の予測はモデルを使用して行うことができます。予測される太陽極大期、上昇時間、およびサイクル長は、サイクル25ではそれぞれ115。1、4。84年、および11。06年であり、サイクル26ではそれぞれ107。3、4。80年、および10。97年であることがわかります。太陽活動サイクル25と26のレベルは、サイクル24と同じレベルであると予測されますが、それ以上減少することはありません。したがって、24$-$26のサイクルはGleissbergサイクルの最小値であることをお勧めします。
{\ delta}黒点領域上の複雑な磁束ロープの構成と噴火の失敗
| Title |
The_configuration_and_failed_eruption_of_a_complex_magnetic_flux_rope_above_a_{\delta}_sunspot_region |
| Authors |
Lijuan_Liu,_Jiajia_Liu,_Jun_Chen,_Yuming_Wang,_Guoqiang_Wang,_Zhenjun_Zhou,_and_Jun_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06005 |
目的。NOAAAR11515の{\delta}黒点領域上の複雑なフラックスロープの構成と、閉じ込められたM5.3クラスのフレア中のその噴火膨張を調査します。メソッド。SDO/HMIが提供する連続体強度画像と光球ベクトルマグネトグラムを使用して、{\delta}黒点の形成を研究します。SDO/AIAが提供するEUVおよびUV画像と、RHESSIが記録した硬X線放射を使用して、噴火の詳細を調査します。冠状磁場は非線形力自由場（NLFFF）法で外挿され、それに基づいてツイスト数Twと押しつぶし係数Qを計算することによって磁束ロープが識別されます。修正されたパウエルハイブリッド法を介してヌル点を検索します。結果。2つの新しい黒点グループ間の衝突は{\delta}黒点を形成します。衝突位置にハゲパッチ（BP）が形成され、その上で複雑なフラックスロープが識別されます。フラックスロープには複数の層があり、1つのコンパクトな端と1つの分岐した端があり、Twはコアから境界に向かって減少します。ヌルポイントはフラックスロープの上にあります。噴火プロセスは、「v」字型の冠状構造での前駆体フレアリング、フィラメントの上昇、およびフィラメントの下でのフレアリングで構成され、ヌルポイントおよびBPと双曲線フラックスチューブを備えたフラックスロープを含むNLFFFトポロジカル構造によく対応します。（HFT）。2セットのポストフレアループと3つのフレアリボンがフラックスロープの分岐構成をサポートします。結論。ヌルポイントで発生するプリカーサーの再接続により、上にある閉じ込めが弱まり、フラックスロープが上昇し、ブレークアウトモデルに適合します。BPまたはHFTで発生する可能性のある主相の再接続により、フラックスロープの上昇が容易になります。結果は、{\delta}スポット構成が、一緒に機能して活動を生成する複雑な磁気構成を形成しやすい環境を提示することを示唆しています。
周囲の太陽風乱流の存在下での衝撃波伝搬と関連する粒子加速
| Title |
Shock_Propagation_and_Associated_Particle_Acceleration_in_the_Presence_of_Ambient_Solar-Wind_Turbulence |
| Authors |
Fan_Guo,_Joe_Giacalone,_Lulu_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06054 |
このレビューペーパーのトピックは、太陽風の乱流が衝撃波の伝播に及ぼす影響と、衝撃波でのエネルギー粒子の加速と輸送に対するその結果についてです。惑星間衝撃波が太陽風の乱流を掃引すると、衝撃波の表面が変動し、さまざまなスケールで波打つようになります。周囲の太陽風乱流の存在下での波状衝撃における粒子加速について議論します。これは、衝撃波面での粒子加速と高エネルギー粒子（イオンと電子の両方）の輸送に強く影響します。特に、上流の乱流の影響は、衝撃時の高エネルギー粒子の変動性を理解するために重要であることを指摘します。さらに、既存の上流の乱流の存在は、衝撃が平均磁場に垂直に伝播する場合でも、入射プラズマの熱エネルギーの近くを含む、低エネルギー荷電粒子の衝撃の近くでのトラップを大幅に強化します。宇宙プラズマに常に存在する既存の乱流は、低エネルギー粒子を効率的に加速し、衝撃時のよく知られた注入の問題を克服するための手段を提供します。
C2フレアの開始時のHinode / EIS冠状磁場測定
| Title |
Hinode/EIS_coronal_magnetic_field_measurements_at_the_onset_of_a_C2_flare |
| Authors |
Enrico_Landi,_Wenxian_Li,_Tomas_Brage,_Roger_Hutton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06072 |
本研究では、磁場の進化の進展とフレアイベントとの関係を監視するために、小さなC2.0フレアの前、最中、後に行われたアクティブ領域のHinode/EIS観測を研究します。フレアがアクティブ領域自体を変更せずに残している間、イベントには大きな磁場増強（MFE）が含まれていることがわかります。これは、磁場が500〜G未満の強さまで大幅に増加し、フレアの前に磁場を測定した。このMFEは、フレアループのフットポイントでのフレアの衝撃段階で観察され、その磁気エネルギーはフレア全体の放射損失に電力を供給するのに十分であり、フレア後に完全に消散します。MFEは、フレアをトリガーする再接続イベントの場所で発生する可能性があると主張し、フレアの開始から22分以内に形成されたことに注意してください（EISラスターの戻り時間で指定）。これらの結果は、MFEが1）フレアの前兆となる可能性があるかどうか、2）宇宙天気予報に使用できるかどうかを判断することを目的とした新しい一連の研究への扉を開きます。3）許可できる事前警告時間。また、どの物理的プロセスがそれらの形成と散逸につながるか、そのようなプロセスが長期間のフレアと衝動的なフレアの両方で同じであるかどうか、およびそれらが理論モデルによって予測できるかどうかを調査します。
若い散開星団NGC6193の食変光星におけるまれな磁気ハイブリッド$ \ beta $ Cepheiゆっくりと脈動するB型星の発見と特性化
| Title |
Discovery_and_Characterization_of_a_Rare_Magnetic_Hybrid_$\beta$_Cephei_Slowly_Pulsating_B-type_Star_in_an_Eclipsing_Binary_in_the_Young_Open_Cluster_NGC_6193 |
| Authors |
Keivan_G._Stassun_(1),_Guillermo_Torres_(2),_Cole_Johnston_(3,4),_Daniel_J._Stevens_(5,6),_Dax_L._Feliz_(1),_Marina_Kounkel_(1),_and_Luke_G._Bouma_(7)_((1)_Vanderbilt_University,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_KU_Leuven,_(4)_Radboud_University_Nijmegen,_(5)_The_Pennsylvania_State_University,_(6)_Center_for_Exoplanets_and_Habitable_Worlds,_(7)_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06151 |
OBタイプの星の10\％がグローバルな磁場を持っています。これは、それらの内部構造が表面近くで放射していることを考えると驚くべきことです。内部構造の直接的なプローブは脈動であり、一部のOBタイプの星は圧力モード（$\beta$Cepパルセータ）または重力モード（ゆっくりと脈動するBタイプの星;SPB）を示します。ハイブリッド$\beta$Cep/SPBのいくつかのまれなケースは、H-R図の狭い不安定帯を占めています。星の最も正確な基本特性は、食変光星（EB）から得られ、既知の年齢と金属量を持つクラスター内のそれらは、理論に最も厳しい制約を提供します。ここでは、$\sim$5MyrクラスターNGC6193のHD149834が、ハイブリッド$\beta$Cep/SPBパルセータと高度に照射された低質量コンパニオンで構成されるEBであるという発見を報告します。両方の星の質量、半径、温度を決定します。$\sim$9.7M$_\odot$プライマリは、ハイブリッド脈動が理論的に予測される不安定帯に存在します。SPBと$\beta$Cepの両方の脈動の存在は、システムがほぼ太陽の金属量を持ち、主系列星の寿命の後半にあることを示しています。$\sim$1.2M$_\odot$コンパニオンの半径は、5Myrでの理論的な前主系列星の等時線と一致していますが、おそらく一次照射のために、その温度は予想よりもはるかに高くなっています。その金属量が超太陽でない限り、原色の半径は予想よりも大きいです。最後に、光度曲線は一次の回転と一致する残留変調を示し、チャンドラの観測はフレアを明らかにします。どちらも星黒点の存在、したがって一次の磁気を示唆しています。
重力波による極端な質量比のインスピレーションにおける中心物体の性質の調査
システムから放出される重力波（GW）を使用して、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）の中心オブジェクトの時空をマッピングするというライアンの作業を拡張します。これは、LISAなどの将来のミッションで観測される可能性があります。中心の物体がブラックホールであるかどうかは、その質量とスピン多重極モーメントに関する情報を運ぶこれらの波の位相を観察することによって調べることができます。点粒子極限の四重極近似で得られたライアンによって発見された位相項を超えて、5番目のポストニュートン（PN）次数までの項を導出します。地平線吸収（中央の天体がブラックホールの場合）と潮汐加熱による補正は、それぞれ2.5PNと5PNでこの順序で現れるので、ここに含めます。ライアンによって部分的にしか対処されなかった中央のオブジェクトの動きによる修正も含まれています。さらに、高次の放射多重極モーメントの寄与を取得します。潮汐相互作用については、ニュートン潮汐場の近似で結果が導き出されました。したがって、潮汐場の可能性には、中心物体の質量による寄与のみが含まれています。これらの結果を使用して、EMRIの中心オブジェクトに地平線があるかどうかをLISAがプローブできる可能性があると主張します。また、このようなシステムのインスピレーションフェーズからの無毛定理をテストするために、結果をどのように使用できるかについても説明します。
$f（R）$理論で、静的な球対称ブラックホールの準ノーマルモード（QNM）を研究します。自明でない$f（R）$の理論におけるこれらのモードが、一般相対性理論のモードとどのように根本的に異なるかを示します。$f（R）=\alphaR^2$理論の特殊なケースでは、最近、スカラーモードとベクトルモードの間の等スペクトル性が崩壊することが議論されています。ここで、このような内訳は、$f''（0）/（1+f''（0））\neq0$を満たす限り、すべての$f（R）$理論で非常に一般的であることを示します。ここで、素数は、その引数に関する関数の導関数を示します。具体的には、等スペクトル性の破れの起源について説明します。また、これに加えて、QNMは、モード方程式に導入される不均一な項のために、$f''（0）/（1+f'（0））\neq0$のときに発生する修正を受け取ることを示します。これらの違いが、ブラックホール連星のマージの「リングダウン」フェーズにどのように影響するか、および重力波観測で$f（R）$モデルを制約する可能性について説明します。また、等スペクトル性が$f（R）$理論で破られている場合でも、一般に、アインシュタインフレームの対応するスカラーテンソル理論では破られていないこともわかります。
有限振幅の原理の宇宙論的結果
| Title |
Cosmological_consequences_of_a_principle_of_finite_amplitudes |
| Authors |
Caroline_Jonas,_Jean-Luc_Lehners,_Jerome_Quintin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05550 |
30年以上前、Barrow＆Tiplerは、宇宙を記述する4次元多様体全体に統合されたアクションが有限であるべきであるという原則を提案しました。ここでは、関連する基準の宇宙論的結果、つまり、初期宇宙から現在のフィールド値までの半古典的遷移振幅を明確に定義する必要があることを探ります。古典的なレベルでは、私たちの基準はバローティプラーの原理よりも弱いですが、量子効果に敏感であるという利点があります。特に、初期の宇宙モデルには重大な結果が見られます。永遠のインフレーションと厳密に周期的な宇宙は除外されています。一般相対性理論の範囲内で、進化の最初の段階はインフレーションになることはできず、スカラー場のポテンシャルが無限の場の範囲にわたって信頼できる場合にのみ、エキピロティックになる可能性があります。二次重力は、推定ビッグバンの近くのすべての非加速バックグラウンドを排除します（したがって、インフレーションに好ましい初期条件を課します）が、予想される無限の一連のより高い曲率の量子補正は、ローレンツビッグバン時空を完全に排除します。有限振幅の原理で最もよく機能するシナリオは、境界のない提案です。これは、私たちが研究したすべての動的理論で有限振幅を与えるものであり、ストリングに触発された浮浪フェーズです。また、私たちの提案と沼地の予想との関係についてもコメントします。
連続体を介した自己相互作用暗黒物質
暗黒物質は、一連の低質量状態を通じて自己相互作用する可能性があります。これは、暗黒物質が強く結合されたほぼ共形の隠れたセクターに結合する場合に発生します。このタイプの理論は、5D反ドジッター空間のスライス内のバルクフィールドと相互作用するブレーンに局在する暗黒物質によってホログラフィックに記述されます。このシナリオの長距離ポテンシャルは、単一の4Dメディエーターの交換によって生成される湯川ポテンシャルとは対照的に、空間分離の非整数パワーに依存します。結果として得られる自己相互作用断面積は、整数以外の速度の累乗のようにスケーリングします。生まれた、古典的な、共鳴する体制を特定し、最先端の数値手法を使用してそれらを調査します。天体物理学的な小規模構造の異常に対処するための、連続体を介したフレームワークの実行可能性を示します。連続体を介したSommerfeldの強化を調査し、非整数パワーに応じて共鳴のパターンが発生する可能性があることを示します。連続体メディエーターは、暗黒物質の自己相互作用現象学の新しい可能性を開く新しいべき乗則スケーリングを導入すると結論付けます。
| Title |
Radio_signatures_from_encounters_between_Neutron_Stars_and_QCD-Axion_Minihalos_around_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Sami_Nurmi,_Enrico_D._Schiappacasse,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.05680 |
アクシオンは標準模型の粒子と非常に弱く相互作用するため、QCDアクシオン暗黒物質（DM）仮説の調査は非常に困難です。中性子星（NS）と原始ブラックホール（PBH）の周りのアクシオンミニハロとの遭遇から来る一時的な無線シグネチャを介してQCDアクシオンDMをテストするための新しい方法を提案します。PQ対称性の破れがPBHの形でDMのごく一部と共存するインフレーションの前（または最中）に発生する一般的なQCDアクシオンシナリオを検討します。PBHは、パーセクの典型的な長さスケールで、それらの周りにアクシオンミニハロを不可避的に獲得します。ミニハロのアクシオン密度はローカルDM密度よりもはるかに高い可能性があり、今日の天の川のこれらのコンパクトオブジェクトの存在は、アクシオンDM仮説をテストするための新しい機会を提供します。潮汐力を説明する銀河のミニハロ質量分布の進化を研究し、NSと服を着たPBHの間の遭遇率を推定します。我々は、遭遇がNS磁気圏の共鳴アクシオン-光子変換によって生成された無線周波数光子の一時的な線のような放出を引き起こし、特徴的な信号が現在および将来の電波望遠鏡の感度で検出できることを発見した。
中性子星の地殻と海洋におけるウルカ冷却：核励起の影響
| Title |
Urca_Cooling_in_Neutron_Star_Crusts_and_Oceans:_Effects_of_Nuclear_Excitations |
| Authors |
Long-Jun_Wang,_Liang_Tan,_Zhipan_Li,_G._Wendell_Misch_and_Yang_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.06010 |
原子核の励起状態の構造は、恒星環境の核プロセスを変更する可能性があります。この研究では、中性子星の地殻と海でのウルカ冷却（一対の核同位体でのベータ崩壊と電子捕獲の繰り返し）に対する核励起の影響を研究します。ウルカペアの両方のメンバーの励起状態を説明するウルカ過程ニュートリノ光度の式を初めて提供します。最先端の核構造入力を使用した新しい式を使用して、候補となるウルカ冷却ペアのニュートリノ光度を計算します。私たちの核入力は、投影されたシェルモデルを使用した計算で補足された最新の実験データで構成されています。ペアの両方の原子核の基底状態のみを考慮した以前の結果とは対照的に、異なるUrcaペアの計算されたニュートリノ光度は環境温度によって敏感に変化し、1つの遷移近似で得られたものとは根本的に異なる可能性があることを示します。
