2体崩壊暗黒物質シナリオに対する線形宇宙論的制約と$ S_8 $張力に対する解像度のロバスト性
| Title |
Linear_cosmological_constraints_on_2-body_decaying_dark_matter_scenarios_and_robustness_of_the_resolution_to_the_$S_8$_tension |
| Authors |
Guillermo_F._Abell\'an,_Riccardo_Murgia_and_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12498 |
「$S_8$張力」は、物質変動の振幅の宇宙的決定と局所的決定の間の長年の不一致であり、$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$としてパラメーター化されます。ここで、$\sigma_8$は8$h^{-1}$Mpcスケールでの物質の二乗平均平方根変動。$\Omega_m$は物質の総量です。最近、暗黒物質（DM）が質量のない（暗い放射）種と質量のある（暖かいDM）種に崩壊し、寿命が$\Gamma^{-1}\simeq55〜（\varepsilon/0.007）^{であることが示されました。1.4}$Gyrs（$\varepsilon$は質量のないコンポーネントに伝達される質量エネルギーの割合を表す）は、張力を解決できます。暖かい種の新しい高速で正確な近似スキームのおかげで、この2体崩壊DMシナリオの包括的な研究を実行し、そのダイナミクスとCMBおよび線形物質パワースペクトルへの影響について詳細に説明します。次に、分析のさまざまな変更に対する「$S_8$張力」に対する解像度の堅牢性に直面します。さまざまな$S_8$事前分布、Planckデータのレンズ情報の周辺化、Planckの高$-\ell$偏光データの取引SPTpolコラボレーションからの参加者、およびXenon1Tコラボレーションからの最近の結果を含めるため。減衰するDMの優先度は、ローカルの$S_8$測定によって完全に駆動されますが、考慮される宇宙論的データセットのいずれへの適合性も大幅に低下させることはなく、モデルは、Xenon1Tコラボレーション。
銀河団周辺の宇宙フィラメント：赤方偏移空間での発見フィラメントの定量化
| Title |
Cosmic_filaments_in_galaxy_cluster_outskirts:_quantifying_finding_filaments_in_redshift_space |
| Authors |
Ulrike_Kuchner,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Agust\'in_Rost,_Frazer_R._Pearce,_Meghan_E._Gray,_Weiguang_Cui,_Alexander_Knebe,_Elena_Rasia,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12500 |
銀河団内およびその周辺の赤方偏移からの視線距離の推測は、「神の指」（FoG）として知られる現象である固有速度によって複雑になります。これらの人工的な伸びは抽出アルゴリズムによって宇宙のウェブフィラメントとして誤って識別される可能性があるため、これは大規模な観測データセットでフィラメントを見つけるための重要な課題を提示します。銀河団とその落下領域の今後のターゲットを絞った広視野分光調査（WEAVE広視野クラスター調査など）は、クラスターに接続されたフィラメントの発見に対するFoGの影響の調査を動機付けます。ThreeHundredプロジェクトの324個の巨大な銀河団とその周辺のズームイン再シミュレーションを使用して、大規模な分光データセットに通常適用される方法をテストします。この論文では、クラスター中心と銀河群のFoGの統計的圧縮が、クラスター周辺での正しいフィラメント抽出につながるかどうかの調査について説明します。5R200（〜15Mpc/h）以内で、ビリアライズされた領域のFoG伸長を統計的に補正しても、真の位置に基づく参照フィラメントネットワークと比較して信頼できるフィラメントネットワークが得られないことがわかります。これは、クラスターの落下に加えて、フィラメントに向かう銀河の複雑な流れの動きによるものであり、これは、私たちが調査する体積に対してフィラメントの信号を圧倒します。分光学的赤方偏移からの情報は、クラスター領域を分離し、それによって背景と前景の侵入者を減らすために依然として重要ですが、銀河団周辺の将来の分光学的調査は、宇宙フィラメントを抽出するために銀河の2D位置に依存すると予想されます。
$ H_0 $と$ \ sigma_8 $の緊張に逆らって掃除機をかける
宇宙論用語$\Lambda$は、アインシュタインが重力場方程式で$104$年前に導入したものです。$\Lambda$が厳密な量なのか、宇宙論における動的変数なのかは、特にダークエネルギー（DE）の一般的な概念が導入された後、長年にわたって議論されてきました。$\Lambda$は、真空エネルギー密度$\rho_{\rmvac}$に関連付けられており、宇宙膨張に伴ってゆっくりと進化すると予想される場合があります。ここでは、実行中の真空モデル（RVM）の有望なクラスを使用してこの可能性をテストする献身的な研究を提示します。現代の宇宙データの大きな文字列$SNIa+BAO+H（z）+LSS+CMB$を使用します。この場合、CMB部分には、これらのモデルのPlanck2018の完全な可能性が初めて含まれます。真空ダイナミクスが最近アクティブ化されたしきい値赤方偏移$z_*$への結果の依存性をテストし、$z_*\simeq1$に対して$\sim4.0\sigma$までの正の信号を見つけます。RVMは、標準の$\Lambda$CDMモデルに対して非常に競争力があり、$\sigma_8$の緊張を解決し、$H_0$の緊張を緩和するためのハンドルを提供します。
標準宇宙モデルにおけるグローバル21cmスペクトルの最大吸収
| Title |
Maximum_Absorption_of_the_Global_21_cm_Spectrum_in_the_Standard_Cosmological_Model |
| Authors |
Yidong_Xu,_Bin_Yue,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12865 |
グローバルスペクトルの吸収特性は、宇宙の夜明けから観測できる最初の21cmである可能性が高く、構造形成の初期の歴史に対する貴重な洞察を提供します。標準的な宇宙論的枠組みにおけるグローバル21cmスペクトルの最大吸収レベル（すなわち、スピン温度結合が飽和していると仮定）に対する非線形構造形成の影響を評価するために、初期構造形成の一連の高解像度流体力学シミュレーションを実行します。。星形成とフィードバックも無視しますが、これも吸収信号を減少させる傾向がありますが、銀河間媒体（IGM）の不可避の非線形密度変動、衝撃加熱、および吸収レベルを低下させる可能性のあるコンプトン加熱を考慮に入れます。これらの組み合わせにより、均一または線形に変動するIGMと比較して、赤方偏移17で最大吸収信号が$\sim15\％$減少することがわかりました。これらの影響は、観測結果を解釈するとき、特に新しい物理学を導入する必要性を検討するときは、注意深く考慮する必要があります。
相互作用する真空エネルギーの効果的なファントムのような振る舞いによるいくつかの宇宙論的緊張の救済
| Title |
Remedy_of_some_cosmological_tensions_via_effective_phantom-like_behavior_of_interacting_vacuum_energy |
| Authors |
Suresh_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12902 |
宇宙の暗黒セクター成分の物理学はまだよく理解されていないので、暗黒セクターにおける非最小相互作用の現象論的研究は、この方向への理論的および実験的進歩への道を開く可能性があります。したがって、この作業では、ダークセクターにおける現象論的相互作用のいくつかの特徴と結果を調査する予定です。Planck2018、BAO、JLA、KiDS、およびHSTデータを使用して、ベース$\Lambda$CDMモデルの2つの拡張を調査します。つまり、（i）真空エネルギーと暗黒物質の間の相互作用、つまりI$\を許可します。相互作用の強さが宇宙の真空エネルギー密度と膨張率に比例するLambda$CDMモデル、および（ii）自由有効ニュートリノの質量と数を持つI$\Lambda$CDMシナリオ、つまり$\nu$I$\Lambda$CDMモデル。また、相互作用モデルとコンパニオンモデル、つまり$\Lambda$CDM、$\nu\Lambda$CDM、$w$CDM、および$\nuw$CDMの比較分析も示します。両方の相互作用モデルで、暗黒物質から真空エネルギーへのエネルギー移動を伴う最大99\％CLの暗黒セクターでの非ゼロ結合を見つけ、実際の「ファントム交差」なしで有効な暗黒エネルギーのファントムのような動作を観察します。。$\Lambda$CDM宇宙論内で優勢な、宇宙論的パラメーター$H_0$と$\sigma_8$に関するよく知られた緊張は、$\nu$I$\Lambda$CDMモデルが標準との整合性を示すこれらのモデルでは消えます。有効なニュートリノの質量と数。両方の相互作用モデルは、検討中のコンパニオンモデルと比較して、結合されたデータにより適しています。
6つの若い星の周りのコンパニオンと原始惑星系円盤に対する新しい中赤外線イメージングの制約
| Title |
New_Mid-Infrared_Imaging_Constraints_on_Companions_and_Protoplanetary_Disks_around_six_Young_Stars |
| Authors |
D._J._M._Petit_dit_de_la_Roche,_N._Oberg,_M._E._van_den_Ancker,_I._Kamp,_R._van_Boekel,_D._Fedele,_V._D.Ivanov,_M._Kasper,_H._U._K\"aufl,_M._Kissler-Patig,_P._A._Miles-P\'aez,_E._Pantin,_S._P._Quanz,_Ch._Rab,_R.Siebenmorgen,_and_L._B._F._M._Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12506 |
中赤外線イメージングは、原始惑星系円盤のサブミクロンおよびミクロンサイズのダスト粒子を追跡し、特にそれらのコンパニオンが周惑星円盤を持っている場合、ディスクと潜在的なコンパニオンの幾何学的特性に制約を与えます。VLTでVISIR機器とそのアップグレードNEARを使用して、5つの（プレ）遷移ディスクと提案された惑星を含む1つの星周円盤の新しい中赤外線画像を撮影し、これまでで最も深く分解された中赤外線観測を取得して、ディスクの放出領域のサイズと可能なコンパニオンの存在に関する制約。データを逆回転してスタックし、ディスクのプロパティを見つけます。可能な場合は、データをProDiMo（原始惑星系円盤モデル）放射熱化学モデルと比較して、ディスク内の基礎となる物理プロセスをより深く理解します。循環PSF減算法を適用して、周惑星円盤を持つ可能なコンパニオンとモデルコンパニオンのフラックスの上限を見つけます。6つのディスクのうち3つを解決し、ディスク内の放出領域の位置角、傾斜、および（上限）サイズを計算して、未解決の2つのディスクの上限を改善します。すべての場合において、中赤外線放射の大部分は、小さな内部ディスクまたは外部ディスクの高温の内部リムから発生します。ISMと比較してPAHの存在量を増やし、代表的なPAHとしてコロネンを採用し、外側の空洞の半径を22.3AUに増やすことで、既存のProDiMoHD100546モデルのSEDを中赤外線に適合させます。HD100546システムで$L>0.0028L_{\odot}$の$a>180$AUの惑星質量コンパニオンの存在を除外して、推定惑星質量コンパニオンと周惑星円盤のフラックス推定値を生成します。0.5mJy〜30mJyの上限は、さまざまなディスクの潜在的なコンパニオンに対して8$\mu$m〜12$\mu$mで取得されます。
平均運動共鳴に近い微惑星の衝突率
| Title |
Collision_rates_of_planetesimals_near_mean-motion_resonances |
| Authors |
Spencer_C._Wallace,_Thomas._R._Quinn,_Aaron_C._Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12537 |
星周円盤では、微惑星の衝突粉砕によって第2世代の塵が発生します。これが総ダスト含有量、そのようなダストの存在、そして潜在的に内部の下部構造の主要な構成要素になるかどうかは不明ですが、ディスクの物理的状態を調査するために使用できます。摂動する惑星は、その起源に関係なく、塵の中に非軸対称の構造とギャップを生成します。ただし、微惑星のダイナミクスは、ガスの相互作用が弱いため、小さなダスト粒子のダイナミクスとは大きく異なります。したがって、微惑星の衝突は、他の方法では存在しないほこりっぽい円盤構造を作成する可能性があります。この作業では、N体シミュレーションを使用して、平均運動共鳴に近い微惑星の衝突速度プロファイルを調査します。衝突プロファイルで明確なバンプまたはディップの特徴が生成されることがわかります。その存在は、共振の秤動幅と、共振のエッジの中心間距離とアポセンター距離の間の距離に依存します。これらの2つの特徴のいずれかの存在は、惑星の質量と離心率に依存します。放射状の塵の放出が微惑星の衝突プロファイルをトレースすると仮定すると、2：1の平均運動共鳴での塵の放出にバンプまたはディップの特徴が存在すると、摂動する惑星の軌道特性が制約される可能性があります。この仮定は、衝突カスケードプロセス中に放射状ドリフトが重要な役割を果たさない限り有効です。この仮定の下では、ダスト放出のこれらの特徴は、ALMAを備えた近くの原始惑星系円盤でわずかに観察できるはずです。
原始惑星系円盤のMRI活性内部領域。 I.ディスク構造の詳細モデル
| Title |
MRI-active_inner_regions_of_protoplanetary_discs._I._A_detailed_model_of_disc_structure |
| Authors |
Marija_R._Jankovic,_James_E._Owen,_Subhanjoy_Mohanty_and_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12831 |
短周期のスーパーアースサイズの惑星が一般的です。それらが現在の軌道の近くでどのように形成されるかを説明するには、原始惑星系円盤の内部領域の構造を理解する必要があります。以前の研究では、高温の内部原始惑星系円盤はカリウムの熱イオン化のために磁気回転不安定性（MRI）に対して不安定であり、このMRIアクティブゾーンの外縁で局所的なガス圧の最大値が形成されると主張しています。ここでは、主にMRIが原因で、内部ディスクが激しく降着する定常状態モデルを示します。内側のディスクの構造とMRI粘度は、このモデルで完全に結合されています。さらに、降着と恒星照射の両方によるディスク加熱、垂直エネルギー輸送、現実的なダスト不透明度、ディスクイオン化へのダスト効果、非熱イオン化源など、以前のそのようなモデルで省略された多くのプロセスを説明します。標準的なガス降着率（$\dot{M}$$\sim$$10^{-8}$M$_\odot$yr$^{-1}$）の太陽質量星の周りのディスクの場合小さなダスト粒子の場合、内側の円盤は光学的に厚く、降着熱は主にミッドプレーンの近くで放出されます。その結果、ディスクの中央面の温度と最大圧力の位置の両方が恒星の照射によってわずかに影響を受けるだけであり、内側のディスクも対流的に不安定です。以前に示唆されたように、内側のディスクは主にダスト粒子からの熱電子およびカリウムイオン放出によってイオン化され、高温では粒子への自由電荷の吸着を打ち消します。我々の結果は、最大圧力の位置は、それを超えると熱電子およびイオン放出が効率的になる閾値温度によって決定されることを示しています。
ミリ波分光法による46P /ワータネン彗星の分子組成
| Title |
Molecular_composition_of_comet_46P/Wirtanen_from_millimetre-wave_spectroscopy |
| Authors |
N._Biver,_D._Bockel\'ee-Morvan,_J._Boissier,_R._Moreno,_J._Crovisier,_D.C._Lis,_P._Colom,_M._Cordiner,_S._Milam,_N.X._Roth,_B.P._Bonev,_N._Dello_Russo,_R._Vervack,_and_M._A._DiSanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12847 |
2018年12月にIRAM30mおよびNOEMA電波望遠鏡で行われた46P/ワータネン彗星の分子調査の結果を示します。12月12日から18日までのIRAM30mでの観測は、25をカバーする2mmのスペクトル調査で構成されます。GHzおよび62GHzをカバーする1mmの調査。ガスの流出速度と運動温度は、観測によって正確に制約されています。ホルムアミド、エチレングリコール、アセトアルデヒド、エタノールなどの複雑な有機分子を含む、木星ファミリーの彗星で初めて遠隔で識別された11個の分子の存在量を導き出します。他の24個の分子の存在量に対する敏感な上限が得られます。彗星は、メタノールが比較的豊富である（水に対して3.4％）が、CO、CS、HNC、HNCO、およびHCOOHが比較的少ないことがわかっています。
帯状風と重力IIのリンク：木星の赤道反対称重力モーメントの説明
| Title |
Linking_Zonal_Winds_and_Gravity_II:_explaining_the_equatorially_antisymmetric_gravity_moments_of_Jupiter |
| Authors |
Wieland_Dietrich_and_Paula_Wulff_and_Johannes_Wicht_and_Ulrich_R._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12854 |
木星（ジュノ）と土星（カッシーニ）の最近の重力場測定は、それぞれの半径の5\％と15\％の深さに達する深い帯状流の存在を確認します。帯状風によって引き起こされる密度摂動を重力モーメントに関連付けることは、ガス巨人の内部ダイナミクスを特徴づけるための主要なツールになりました。以前の研究は、風速が密度異常にどのように関連するか、深さによるその減衰の関数形式、および赤道面を横切る反対称風の連続性に関してなされた仮定に関して異なります。提案された垂直構造のほとんどは、帯状風のかなり滑らかな放射状崩壊を示しています。これは、観測された磁場の経年変化および帯状風の一般的な地衡風と対立しているようです。さらに、結果は人為的な赤道の正規化に依存しているか、赤道の不連続性を完全に無視していました。$\pm21^\circ$の間の赤道緯度帯における赤道反対称帯状風が非常に浅いままであり、重力信号に寄与しない代替構造を支持します。より高い緯度の風は、測定された重力モーメントを説得力を持って説明するのに十分です。私たちの結果は、風が地衡風である、つまり、外側の$3000\、$kmでシリンダーに沿って一定であり、下で急速に減衰することを示しています。好ましい風の構造は、以前に考えられていたよりも50\％深く、測定された重力モーメントと一致し、磁気的制約と断熱大気の要件に準拠し、赤道の不連続性の処理によって偏りがありません。
APO、GROWTH、P200、およびZTFを使用した、静止状態のエピソード的にアクティブな小惑星（6478）ゴールトの時系列および位相曲線測光
| Title |
Time-series_and_Phasecurve_Photometry_of_Episodically-Active_Asteroid_(6478)_Gault_in_a_Quiescent_State_Using_APO,_GROWTH,_P200_and_ZTF |
| Authors |
Josiah_N._Purdum,_Zhong-Yi_Lin,_Bryce_T._Bolin,_Kritti_Sharma,_Phillip_I._Choi,_Varun_Bhalerao,_Harsh_Kumar,_Robert_Quimby,_Joannes_C._Van_Roestel,_Chengxing_Zhai,_Yanga_R._Fernandez,_Josef_Hanu\v{s},_Carey_M._Lisse,_Dennis_Bodewits,_Christoffer_Fremling,_Nathan_Ryan_Golovich,_Chen-Yen_Hsu,_Wing-Huen_Ip,_Chow-Choong_Ngeow,_Navtej_S._Saini,_Michael_Shao,_Yuhan_Yao,_Tom\'as_Ahumada,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_Kevin_B._Burdge,_Rick_Burruss,_Chan-Kao_Chang,_Chris_M._Copperwheat,_Michael_Coughlin,_Kishalay_De,_Richard_Dekany,_Alexandre_Delacroix,_Andrew_Drake,_Dmitry_Duev,_Matthew_Graham,_David_Hale,_Erik_C._Kool,_Mansi_M._Kasliwal,_Iva_S._Kostadinova,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Russ_R._Laher,_Ashish_Mahabal,_Frank_J._Masci,_Przemyslaw_J._Mr\'oz,_James_D._Neill,_Reed_Riddle,_Hector_Rodriguez,_Roger_M._Smith,_Richard_Walters,_Lin_Yan,_and_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13017 |
2020年にアジアと北アメリカで複数の望遠鏡を使って突発的に活動する小惑星（6478）ゴールトを観測し、2018年の終わりと2019年の初めに最近爆発した後、活動しなくなったことを発見しました。この出現中の非活動により、経年的な位相曲線の観測から、H_r=14.63+/-0.02、G_r=0.21+/-0.02のゴールトの絶対的な大きさを測定します。さらに、2020年8月、9月、10月の複数の日に17時間にわたって撮影された時系列の測光光度曲線を使用して、Gaultの自転周期を制限することができました。測光光度曲線には、繰り返し$\lesssim$0.05の光度曲線があり、（6478）ゴールトの自転周期は約2.5時間であり、地球近傍小惑星リュウグウやベンヌのように、半球形または上部のような形をしている可能性があります。約2.5時間の自転周期は、（6478）ゴールトの物理的特性を持つ小惑星の予想される臨界自転周期に近く、複数のエポックにわたって観察されたその活動は、ヤルコフスキーによってスピンアップされた高速回転からの表面質量の脱落によるものであることを示唆しています-O'Keefe-Radzievskii-パダック効果。
$ \ alpha $ Carinid流星群2020の予期せぬ爆発の観測
| Title |
Observation_of_the_$\alpha$_Carinid_meteor_shower_2020_unexpected_outburst |
| Authors |
Juan_Sebastian_Bruzzone,_Robert_Weryk,_Diego_Janches,_Carsten_Baumann,_Gunter_Stober,_Jose_Luis_Hormaechea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13043 |
南トロイダル散発地域近くの南アルゼンチンアジャイル流星レーダー軌道システム（SAAMER-OS）で記録された$\alpha$カリニド流星群の突然の爆発の観測を提示します。爆発は2020年10月14日の21UTから22UTの間にピークに達し、7日間続きました$（199^{\circ}\leq\lambda_{\odot}\leq205^{\circ}）$平均太陽中心$\lambda_{g}-\lambda_{\odot}=271^{\circ}.04$、$\beta_{g}=-76^{\circ}.4$の地心黄道放射、および地心速度33.3kms$^{-1}$の。質量指数値を$s=2.0$と仮定すると、ピークの24時間平均フラックス0.029metを計算します。km$^{-2}$hr$^{-1}$は9等級の限界まであり、これは5.7の天頂出現数（ZHR）に相当し、同様の質量指数を持つ他の確立されたシャワーに匹敵します。他の典型的な質量指数値のピークフラックスをさらに推定することにより、爆発が最大ZHRの$\sim44$を超えることはなく、他の強いシャワーの活動をはるかに下回ることがわかります。平均軌道要素は、短周期オブジェクトの要素に似ています：$a=3.5\pm0.1$au、$q\simeq1$au、$e=0.72\pm0.02$、$i=55^{\circ}.8\pm0^{\circ}.3$、$\omega=1^{\circ}\pm173^{\circ}$、$\Omega=21^{\circ}.7$、および南黄道の高緯度でSAAMER-OSで観測された以前の2回のシャワー爆発で得られたものと同様です。$D^{\prime}$基準を使用しても、既知のオブジェクトカタログでこのシャワーに関連付けられている親オブジェクトは明らかになりませんでした。
冷たく自己相互作用する暗黒物質モデルにおける天の川銀河の中心密度
| Title |
The_central_densities_of_Milky_Way-mass_galaxies_in_cold_and_self-interacting_dark_matter_models |
| Authors |
Omid_Sameie,_Michael_Boylan-Kolchin,_Robyn_Sanderson,_Drona_Vargya,_Philip_Hopkins,_Andrew_Wetzel,_James_Bullock,_Andrew_Graus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12480 |
「FeedbackInRealisticEnvironment」（FIRE）プロジェクト内で、自己相互作用する暗黒物質（SIDM）ハローのバリオン宇宙論的ズームインシミュレーションのスイートを紹介します。シミュレートされた3つのハローは、$z=0$で$\sim10^{12}\、\text{M}_\odot$のウイルス質量を持ち、速度に依存しない1および10$の自己相互作用断面積を調べます。{\rmcm^2\、g^{-1}}$。コールドダークマター（CDM）モデルとSIDMモデルの両方で、親ハローの星形成率とダークマター密度プロファイルの形状を研究します。SIDMハローで形成された銀河は、$z\leq1$で星形成率が高く、CDMシミュレーションと比較してより大きな銀河をもたらします。CDMシミュレーションとSIDMシミュレーションはどちらも暗黒物質密度プロファイルの多様な形状を示していますが、SIDMハローは、CDMハローと比較して数kpcs以内でより高くより急な中心密度に達することができます。銀河の半旗半径内での星の蓄積と中央の暗黒物質密度の成長との間の相関関係を特定します。SIDMハローの熱化プロセスは、高密度の恒星成分の存在下で強化されます。したがって、高濃度のバリオンプロファイルを持つSIDMハローは、CDMハローよりも中央の暗黒物質密度が高いと予測されます。全体として、SIDMハローは、CDMのハローよりも、大規模なバリオン分布の存在に対してより敏感です。
| Title |
Accretion_onto_Stars_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Alexander_J._Dittmann,_Matteo_Cantiello,_Adam_S._Jermyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12484 |
超大質量ブラックホールに降着するガスの円盤は、活動銀河核（AGN）に電力を供給すると考えられています。星は、これらの円盤の重力的に不安定な領域に形成されるか、核星団から捕獲される可能性があります。ガス環境が密集しているため、このような埋め込まれた星の進化は、星間物質の進化とは劇的に異なる可能性があります。この研究は、AGNディスクの星への降着がボンディ降着と異なる可能性があるさまざまな方法を調査することにより、AGNディスクの恒星進化に関する以前の研究を拡張したものです。超大質量ブラックホールからの潮汐効果がAGNディスクの星の進化を大きく変えること、そして私たちの結果が降着流の放射フィードバックについての仮定に決定的に依存しないことを発見しました。したがって、$\rho/c_s^3$に依存することに加えて、AGNディスクの星の運命は、超大質量ブラックホールまでの距離と質量に敏感に依存します。これは、ディスクのどこで恒星の爆発が発生するか、コンパクトな残骸が形成されて重力波を生成する可能性がある場所、およびさまざまな種類の化学物質の濃縮が行われる場所に影響します。
HI調査におけるOHメガマシン：ディスクを合併から分離するための予測と機械学習アプローチ
| Title |
OH_Megamasers_in_HI_Surveys:_Forecasts_and_a_Machine_Learning_Approach_to_Separating_Disks_from_Mergers |
| Authors |
Hayley_Roberts_(1),_Jeremy_Darling_(1),_Andrew_J._Baker_(2)_((1)_University_of_Colorado,_Boulder,_(2)_Rutgers,_The_State_University_of_New_Jersey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12486 |
OHメガメーザー（OHM）は、ガスが豊富な主要な銀河の合体で見られるまれな発光メーザーです。ターゲットを絞らない中性水素（$\mathrm{HI}$）輝線調査では、OHMによって生成された$\lambda_\text{rest}=18$cmのマスラインを$\mathrm{HI}$と区別するために、分光学的赤方偏移が必要です。21cmライン。次世代の$\mathrm{HI}$調査では、前例のない数の銀河が検出されますが、そのほとんどには分光学的赤方偏移がありません。検出されるOHMの数と、それらが$\mathrm{HI}$調査に課す可能性のある「汚染」の予測を示します。MeerKATアレイ（LADUMA）を使用した遠方の宇宙の調査、赤方偏移$z_\mathrm{HI}=1.45$に到達する単一点の深層調査、およびスクエアキロメートルアレイ（SKA）を使用した将来の調査の可能性について検討します。それは、空の大部分を赤方偏移$z_\mathrm{HI}=1.37$に観測します。LADUMAは、既知のOHMの数を2倍にする可能性があり、調査の$\mathrm{HI}$サンプルの1.0％の汚染が予想されます。将来のSKA$\mathrm{HI}$調査では、最大7.2％のOH汚染が見られると予想されます。この汚染を軽減するために、近赤外から中赤外の測光とk最近傍アルゴリズムを使用して分光学的赤方偏移なしで$\mathrm{HI}$とOHMホスト集団を区別する方法を提示します。私たちの方法を使用すると、赤方偏移$z_\mathrm{OH}\sim1.0$に出ているOHMのほぼ99％を正しく識別できます。$z_\mathrm{OH}\sim2.0$への赤方偏移では、OHMの97％を識別できます。これらの高赤方偏移OHMの発見は、極端な星形成と銀河の進化との関係を理解するのに役立ちます。
セファイド距離梯子の検査：SNIaホスト銀河NGC5584までのハッブル宇宙望遠鏡の距離
| Title |
Inspecting_the_Cepheid_distance_ladder:_The_Hubble_Space_Telescope_distance_to_the_SNIa_host_galaxy_NGC_5584 |
| Authors |
Behnam_Javanmardi_(Paris),_Antoine_M\'erand_(Garching),_Pierre_Kervella_(Paris),_Louise_Breuval_(Paris),_Alexandre_Gallenne_(Concepci\'on),_Nicolas_Nardetto_(Nice),_Wolfgang_Gieren_(Concepci\'on),_Grzegorz_Pietrzy\'nski_(Warszawa),_Vincent_Hocd\'e_(Nice)_and_Simon_Borgniet_(Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12489 |
ハッブル定数$H_0$の直接測定と初期宇宙測定の間の現在の緊張は、議論の両側の研究で使用されたすべてのデータと方法の詳細な精査を必要とします。Ia型超新星（SNIa）のホスト銀河NGC5584のケフェイド変光星は、$H_0$の局所測定で重要な役割を果たしました。SH0ESプロジェクトは、この銀河の観測を使用して、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のさまざまな光学バンドにおけるケフェイド変光星の周期とそれらの振幅の比率との関係を導き出し、これらの関係を使用して、約半分のケフェイド変光星の光度曲線を分析しました。ローカルSNIaホスト銀河の現在のサンプルの。この作業では、NGC5584でケフェイド変光星の独立した詳細な分析を示します。測光分析にはさまざまなツールを使用し、光度曲線分析にはまったく異なる方法を使用しますが、周期と平均マグニチュードの間に体系的な違いは見つかりません。SH0ESによって報告されたものと比較した測定値。天の川のケフェイド変光星によって較正された周期-光度関係を採用することにより、$\mu=31.786\pm0.046$（mag）と一致する距離係数$\mu=31.810\pm0.047$（mag）を測定します。mag）SH0ESで測定。さらに、NGC5584のセファイドの周期と振幅比の関係はSH0ESのそれよりもかなり緊密であり、直接$H_0$測定への潜在的な影響は将来の研究で調査されます。
速い、遅い、早い、遅い：$ z \ sim0.8 $で巨大な銀河を急冷する
| Title |
Fast,_Slow,_Early,_Late:_Quenching_Massive_Galaxies_at_$z\sim0.8$ |
| Authors |
Sandro_Tacchella,_Charlie_Conroy,_S._M._Faber,_Benjamin_D._Johnson,_Joel_Leja,_Guillermo_Barro,_Emily_C._Cunningham,_Alis_J._Deason,_Puragra_Guhathakurta,_Yicheng_Guo,_Lars_Hernquist,_David_C._Koo,_Kevin_McKinnon,_Constance_M._Rockosi,_Joshua_S._Speagle,_Pieter_van_Dokkum,_Hassen_M._Yesuf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12494 |
深いケック/DEIMOSレストフレーム光学分光法（HALO7D調査）を使用して、$\langlez_{\rmobs}\rangle=0.8$にある161個の巨大な、主に静止銀河のサンプルの星の種族を調査します。完全なベイジアンフレームワークのプロスペクターを使用して、分光データと測光データを、不確実性と外れ値とともに、高度な物理モデル（ノンパラメトリック星形成履歴、輝線、可変ダスト減衰法則、ダストとAGN放出を含む）に同時に適合させます。モデル。ダスト-年齢-金属量の縮退を打破するには、分光法と測光の両方が必要であることを示します。星形成の歴史には非常に多様性があります。最も巨大な（$M_{\star}>2\times10^{11}〜M_{\odot}$）銀河が最も早く形成されましたが（$z_{\の形成赤方偏移）rmf}\upperx5-10$で、星形成のタイムスケールが$\tau_{\rmSF}\lesssim1〜\mathrm{Gyr}$）の場合、低質量銀河は広範囲の形成赤方偏移を持ち、$M_{\star}$での$z_{\rmf}$の弱い傾向。興味深いことに、いくつかの低質量銀河は、$z_{\rmf}\approx5-8$の形成赤方偏移を持っています。星形成銀河は、星形成の主系列星を中心に進化し、過去に何度か稜線を越えました。静止銀河は、中央値が$\langle\tau_{\rmクエンチ}\rangle=のクエンチングタイムスケール（$\tau_{\rmクエンチ}\approx0-5〜\mathrm{Gyr}$）の広範囲で連続的な分布を示しています。1.0_{-0.9}^{+0.8}〜\mathrm{Gyr}$および$z_{\rmクエンチ}\approx0.8-5.0$（$\langlez_{\rmクエンチ}\rangle=1.3_{-0.4}^{+0.7}$）。消光のタイムスケールとエポックのこの大きな多様性は、内部と外部の消光メカニズムの組み合わせを示しています。私たちのサンプルでは、若返りと「遅咲き」はまれです。要約すると、私たちの分析は「成長とクエンチ」フレームワークをサポートし、クエンチングのタイムスケールの幅広く継続的に入力された多様性と一致しています。
屈折重力における3つの近くのE0銀河のダイナミクス
| Title |
The_dynamics_of_three_nearby_E0_galaxies_in_refracted_gravity |
| Authors |
Valentina_Cesare,_Antonaldo_Diaferio,_Titos_Matsakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12499 |
暗黒物質の助けを借りずに銀河のダイナミクスを記述する修正重力理論である屈折重力（RG）が、3つの巨大な楕円銀河NGC1407、NGC4486、およびNGC5846のダイナミクスをモデル化できるかどうかをテストします。$\sim$$10R_{\rme}$。ここでは、恒星の質量成分がフェードアウトし、ニュートン重力で暗黒物質が必要になります。SLUGGS調査によって提供された球状星団の運動学を使用して、これらの外側の領域を調べます。RGは、重力誘電率、つまり普遍的であると予想される3つのパラメーター$\epsilon_0$、$\rho_{\rmc}$、および$Q$に依存する局所質量密度の単調関数で暗黒物質を模倣します。RGは、星と赤と青の球形クラスターの速度分散プロファイルを十分に再現し、星の種族合成モデルと一致する星の質量光度比、および暗黒物質を伴うニュートン重力で得られた以前の結果と一致する軌道異方性パラメーターを備えています。各銀河で見つかった重力誘電率の3つのパラメーターのセットは、$\sim$1$\sigma$内で互いに一致しています。ここで見つかった平均$\epsilon_0$、$\rho_{\rmc}$、および$Q$を、DiskMass調査からの30個のディスク銀河の回転曲線と垂直速度分散プロファイルをモデル化するために必要なパラメーターの平均と比較します。（DMS）：$\rho_{\rmc}$と$Q$はDMS値から1$\sigma$以内にありますが、$\epsilon_0$はDMS値から2.5$\sigma$以内にあります。この結果は、単純化された銀河モデルにもかかわらず、誘電率関数の普遍性を示唆しています。実際、NGC1407とNGC5846が銀河群のメンバーであり、NGC4486がおとめ座銀河団の中心銀河である場合、各銀河を孤立したものとして扱います。
SCUBA-2宇宙論レガシー調査のALMA調査UKIDSS / UDSフィールド：サブミリ波銀河のハロー質量
| Title |
An_ALMA_survey_of_the_SCUBA-2_Cosmology_Legacy_SurveyUKIDSS/UDS_Field:_Halo_Masses_for_Submillimetre_Galaxies |
| Authors |
S._M._Stach_(CEA,_Durham),_I._Smail,_A._Amvrosiadis,_A._M._Swinbank,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_J._E._Geach,_O._Almaini,_J._E._Birkin,_Chian-Chou_Chen,_C._J._Conselice,_E._A._Cooke,_K._E._K._Coppin,_J._S._Dunlop,_D._Farrah,_S._Ikarashi,_R._J._Ivison,_J._L._Wardlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12510 |
高解像度、干渉的に識別された、サブミリ波銀河（SMG）の大規模なサンプルの空間クラスタリングの分析を提示します。SMGと相互相関の両方のレッドシフト測定に不確実性を組み込んだ方法を使用して、$z=1.5〜3$のレッドシフト範囲にわたってUKIDSS超深層調査フィールドで約350のSMGの予測相互相関関数を測定します。完全な確率分布関数をサンプリングすることにより、相関銀河。SMGの絶対線形バイアスを測定することにより、$\log_{10}（M_{\rmhalo}[{h^{-1}\、\rmM_{\odot}}]）\sim12のハロー質量を導き出します。以前のいくつかの研究とは対照的に、レッドシフトを伴うハロー質量の進化の証拠がない8ドル。ハローの質量成長率のモデルを検討することから、SMGは質量$\log_{10}（M_{\rmhalo}[{h^{-1}\、\rmM_{\odot}}のハローに存在すると予測します。]）\sim13.2$at$z=0$は、$z=1.5-3$SMGの大部分が現在の回転楕円体銀河に進化するという予想と一致しています。最後に、恒星とハローの質量比のモデルと比較して、SMGがガス貯留層を星に変換するのに最大の効率を発揮するシステムに対応している可能性があることを示します。それらをハローでのガス冷却の単純なモデルと比較します。これは、高レベルの星形成や赤方偏移分布など、SMG集団の固有の特性が、SMGがまだ存在する中で最も巨大な銀河である結果であることを示唆しています。周囲の銀河内媒体から冷たいガスを蓄積することができます。
強いレンズと回転曲線を使用した銀河のような円盤での質量再構成：Gallenspyパッケージ
| Title |
Mass_reconstruction_in_disc_like_galaxies_using_strong_lensing_and_rotation_curves:_The_Gallenspy_package |
| Authors |
Itamar_L\'opez_and_Leonardo_Casta\~neda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12614 |
この研究では、円盤状銀河の質量プロファイルを再構築するための2つの方法を紹介します。最初の方法は、星系で観測的に得られた円速度のデータに基づく回転曲線の近似で行われ、もう1つの方法は焦点が当てられています。重力レンズ効果（GLE）で。これらの大規模な再構築には、Pythonプログラミング言語で開発された2つのルーチンが使用されました。そのうちの1つは、コロンビア国立大学のObservatorioAstron\'omicoNacionalのGalaxies、GravitationandCosmologyグループのメンバーによって構築されたGalrotpyです。そして、その機能性が回転曲線に適用されている他のルーチンは、この作品の開発で作成されたGallenspyであり、GLEに焦点を当てています。どちらのルーチンもベイズ統計からパラメトリック推定を実行するため、推定値の不確実性を取得できることに注意してください。最後に、銀河ダイナミクスとGLEを組み合わせる大きな力が示されています。この目的のために、銀河SDSSJ2141-001とSDSSJ1331+3628の質量プロファイルが、GalrotpyとGallenspyで再構築され、これらの結果がこれらのシステムに関して他の著者によって報告された結果と比較されています。。\textbf{キーワード：}質量再構成、GLE、回転曲線、質量プロファイル、Gallenspy、Galrotpy。
Mrk231の妨害されたジェット
| Title |
The_obstructed_jet_in_Mrk_231 |
| Authors |
Ailing_Wang,_Tao_An,_Sumit_Jaiswal,_Prashanth_Mohan,_Yuchan_Wang,_Willem_A._Baan,_Yingkang_Zhang,_Xiaolong_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12644 |
Mrk〜231は、知られている最も近い電波の静かなクエーサーであり、地元の宇宙で最も明るい赤外線銀河の1つです。ラジオジェットと強力な多相マルチスケール流出の共存が特徴であり、活動銀河核（AGN）フィードバックを研究するための理想的な実験室となっています。Mrk〜231のマルチエポック超長基線干渉法データを分析し、ジェットヘッドの前進速度を$\lesssim0.013\c$と推定し、相対論的でないジェット流を示唆しています。ジェット位置角は、内側のパーセクの$-113^\circ$から25パーセクの投影距離で$-172^\circ$に変化します。ジェット構造の変化は、核周囲円盤の回転に続くジェットの曲がり、または空の平面へのらせん状ジェットの投射のいずれかから生じる可能性があります。大きな開口角（$\sim60^\circ$）コーンでは、湾曲したジェットが星間物質と相互作用し、開口角の広い衝撃を発生させます。これにより、ジェットパワーの大部分が放射によって放散され、-スケールの流出。Mrk〜231ジェットの低出力と曲がった構造、および広範囲の放射散逸は、ホスト銀河の環境による短距離ジェットの妨害と一致しています。
Dusty SAGEを使用して、ダストの質量と銀河の特性の関係を調べる
| Title |
Exploring_the_relation_between_dust_mass_and_galaxy_properties_using_Dusty_SAGE |
| Authors |
Dian_P._Triani,_Manodeep_Sinha,_Darren_J._Croton,_Eli_Dwek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12652 |
DustySAGE半解析モデルを使用して、ダストとシミュレートされた銀河のいくつかの基本的な特性との関係を調査します。DustySAGEは、標準的な銀河の特性を追跡することに加えて、星間物質（ISM）の冷たい塵の質量、ハローの熱い塵の質量、フィードバック活動によって放出された塵の質量も追跡します。それらのISMダスト含有量に基づいて、私たちは銀河を2つのカテゴリーに分類します：ISMダストが少ないとISMダストが豊富です。ISMのダストの少ないグループを、ハローのダストが豊富なグループとダストの少ないグループの2つのサブグループに分割します（後者には、ISMとハローの両方にダストがない銀河が含まれています）。ハローダストが豊富な銀河は、加熱されたガスとダストの流出率が高く、より重いです。ISMのダストが豊富な銀河は、特定の星形成率（sSFR）に基づいて、星形成と消光のサブグループに分けられます。赤方偏移z=0では、ISMのダストが豊富な銀河は、sSFRが比較的高く、バルジ対総質量比（BTT）が低く、ガスの金属量が高いことがわかります。ISMの塵が豊富な銀河の高いsSFRは、それらが恒星の噴出物で塵を生成することを可能にします。それらの金属が豊富なISMは、粒子の付着によるダストの成長を可能にします。反対のことがISMダストプアグループで見られます。さらに、ISMの塵が豊富な銀河は通常後期型であるのに対し、ISMの塵が少ない銀河は初期型の集団に似ており、それらのISM含有量が塵が豊富な銀河から塵が少ない銀河にどのように進化するかを示します。最後に、z=3からz=0までのダスト生成を調査し、急冷されたISMダストリッチグループを除いて、すべてのグループが同様に進化することを発見しました。
近赤外線JおよびKsバンドの基本平面関係を使用したじょうぎ座銀河団（ACO 3627）の距離と固有速度
| Title |
The_Distance_and_Peculiar_Velocity_of_the_Norma_cluster_(ACO_3627)_using_the_Near-Infrared_J_and_Ks-band_Fundamental_Plane_Relations |
| Authors |
Tom_Mutabazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12721 |
近赤外線$J$-および$K_s$バンドの基本平面（FP）の関係に基づいて、じょうぎ座クラスターの距離測定値を報告します。$J$と$K_s$の同時測光分析は、南アフリカ天文台の1.4m赤外線調査施設（IRSF）を使用して取得した近くのじょうぎ座銀河団の31個の初期型銀河を使用して実行されました。最終的な$K_s$バンドFPサンプルは、ヨーロッパ南天天文台でIRSFと新技術望遠鏡（NTT）を使用して観測されたじょうぎ座銀河からの41個の初期型銀河で構成されています。これは、これまでグレートアトラクター地域の固有速度研究に使用された最大のクラスターサンプルです。$K_s$バンドFPから、$4915\pm121$kms$^{-1}$のじょうぎ座クラスターまでの距離がわかります。Normaの暗黙の固有速度は$44\pm151$kms$^{-1}$であり、これはさらにNormaクラスターの小さな固有速度をサポートします。
観測データと一致する曲率座標系の等方性コンパクト恒星モデル
| Title |
An_isotropic_compact_stellar_model_in_curvature_coordinate_system_consistent_with_observational_data |
| Authors |
Jitendra_Kumar_and_Puja_Bharti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12754 |
この論文は、一般相対性理論の枠組みの中で等方性圧力プロファイルを持つ球対称コンパクト相対論的物体を調査します。アインシュタインの場の方程式を解くために、パラメータKに依存するVaidya-Tikekarタイプのメトリックポテンシャルを検討しました。SMCXのようなコンパクト星を表すK<0またはK>1を考慮した完全流体モデルを提示しました。-1、HerX-1、4U1538-52、SAXJ1808.4-3658、LMCX-4、EXO1785-248、4U1820-30、優れた精度。エネルギー条件、音速、表面の赤方偏移、モデルの断熱指数などの物理的特徴を詳細に調査し、モデルが現実的な恒星モデルのすべての物理的要件に従っていることを示しました。トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を使用して、コンパクトオブジェクトの静水圧平衡と安定性を調べました。このモデルは、ハリソン-ゼルドビッチ-ノビコフ安定性基準も満たしています。この論文で得られた結果は、他の等方性コンパクトオブジェクトの分析に使用できます。
暗闇からの矮小銀河（エネルギー調査）：マルチバンド画像から矮小銀河を分類するための機械学習アプローチ
| Title |
Dwarfs_from_the_Dark_(Energy_Survey):_a_machine_learning_approach_to_classify_dwarf_galaxies_from_multi-band_image |
| Authors |
Oliver_M\"uller_and_Eva_Schnider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12776 |
最近の大規模な調査では、渦巻銀河、矮小銀河、ノイズパターンなど、無数の低表面輝度天体が検出されています。古典的に、天文学者はそれらの検出を視覚的に検査して、実際の低表面輝度銀河と人工物を区別します。ダークエネルギーサーベイ（DES）と機械学習技術を採用して、Tanoglidisetal。（2020）は、このタスクをコンピューターで自動的に実行する方法を示しています。ここでは、彼らの先駆的な研究に基づいて、検出された低表面輝度銀河をさらにらせん、矮小楕円銀河、および矮小不規則銀河に分離します。この目的のために、DESからのマルチバンド画像からの5567の検出を手動で分類し、このタスクが可能なニューラルネットワークアーキテクチャを検索しました。ハイパーパラメータ検索を使用すると、渦巻銀河で85％、矮小楕円体で94％、矮小楕円体で52％の精度で、手動分類と同様の結果を達成する畳み込みニューラルネットワークのファミリーが見つかります。形態の多様性のために、矮星の不規則な人にとって、この作業は人間にとっても機械にとっても同様に困難です。私たちのシンプルなアーキテクチャは、機械学習が、Euclidなどのミッションで近い将来利用可能になるように、大規模なデータセットを研究する天文学者の作業負荷を桁違いに減らすことができることを示しています。
スローンデジタルスカイサーベイとLAMOSTスペクトルサーベイにおける銀河のコンパクトグループ。
II。分離されたグループと埋め込まれたグループの動的プロパティ
| Title |
Compact_Groups_of_Galaxies_in_Sloan_Digital_Sky_Survey_and_LAMOST_Spectral_Survey._II._Dynamical_properties_of_Isolated_and_Embedded_Groups |
| Authors |
Yunliang_Zheng,_Shiyin_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12804 |
銀河のコンパクトグループ（CG）は、互いに近接した数個の高光度銀河を含む最も密度の高い銀河系であるように見えます。これらの銀河の典型的なサイズは、観測では数十キロパック秒です。一方、現代の階層構造形成パラダイムでは、銀河は暗黒物質のハローに集められてグループ化されます。暗黒物質のハローは、典型的なサイズが数百キロパーセクです。これまで、観測ベースのCGとハローモデルベースの銀河群の間の物理的な関係を調査した研究はほとんどありません。この研究では、Zheng＆Shen（2020）の最大のローカルCGカタログを、Yangetal。のハローベースのグループカタログと照合します。（2007）、CGは物理的に異種のシステムであり、主に2つのカテゴリ、孤立したシステムと豊富なグループまたはクラスターに埋め込まれたシステムに分類できることがわかりました。CGの動的特徴を調べることにより、孤立したCGは、同じグループの光度で非コンパクトなCGよりも体系的に低い動的質量を持っていることがわかり、孤立したCGのより進化した段階を示しています。一方、埋め込まれたCGは、貧弱なクラスターと最近の豊富なクラスターの落下グループ（サブ構造）での偶然の整列の混合物です。
進化した生まれ変わった惑星状星雲A30とA78の炭素塵
| Title |
Carbon_dust_in_the_evolved_born-again_planetary_nebulae_A30_and_A78 |
| Authors |
J.A._Toal\'a,_P._Jim\'enez-Hern\'andez,_J.B._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_S._Estrada-Dorado,_M.A._Guerrero,_V.M.A._G\'omez-Gonz\'alez,_G._Ramos-Larios,_D.A._Garc\'ia-Hern\'andez_and_H._Todt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12884 |
IR画像とスペクトルを使用して、新生惑星状星雲（PNe）A30とA78の赤外線（IR）特性を示します。A30とA78の炭素に富むダストは、Hに乏しい噴出物と空間的に一致し、中心星（CSPN）から50$''$の距離まで高温のX線放出ガスと共存することを示しています。ダストは、新生イベントの直後に形成され、放射圧によって破壊されて押しのけられ、流体力学的効果によって引きずられるため、CSPN周辺の過酷な環境で1000年間存続します。スピッツァーIRSスペクトルマップは、H欠乏環境で形成されたアモルファスカーボンに起因する6.4および8.0$\mu$mの広いスペクトル特性が、CSPNの周囲の破壊されたディスクに関連付けられ、電荷交換反応に最適な環境を提供することを示しました。これらの光源の軟X線放射を生成する恒星風。星雲とダストの特性は、さまざまな炭素質ダスト種を考慮して曇りでA30用にモデル化されています。私たちのモデルは、40〜230Kの範囲のダスト温度を予測します。これは、以前の研究で予測されたものの5分の1です。A30で生まれ変わった噴出物のガスとダストの質量は、$M_\mathrm{gas}=（4.41^{+0.55}_{-0.14}）\times10^{-3}$M$_\odotと推定されます。$および$M_\mathrm{dust}=（3.20^{+3.21}_{-2.06}）\times10^{-3}$M$_\odot$、これを使用して総放出質量と質量を推定できます-新生イベントの損失率$（7.61^{+3.76}_{-2.20}）\times10^{-3}$M$_{\odot}$および$\dot{M}=[5-60]\times10^{-5}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$、それぞれ。ダスト粒子に閉じ込められた炭素を考慮に入れると、A30のHに乏しい噴出物のC/O質量比は1より大きいと推定されます。これは、新星のようなイベントの対立仮説よりも非常に遅い熱パルスモデルに有利です。。
渦巻腕の形成における銀河バーの役割：軌道と脱出のダイナミクスによる研究-I
| Title |
Role_of_galactic_bars_in_the_formation_of_spiral_arms:_A_study_through_orbital_and_escape_dynamics_--_I |
| Authors |
Debasish_Mondal_and_Tanuka_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12889 |
本研究では、中央の禁止領域内の星の軌道と脱出のダイナミクスを研究するために、禁止された銀河の3次元重力モデルを開発しました。私たちの重力モデルは、中心核、棒、円盤、暗黒物質ハローの4つの要素で構成されています。さらに、2つの異なるタイプのバーポテンシャルについてモデルを分析しました。この研究はハミルトン系で行われ、星の規則的で混沌とした動きを分類するために徹底的な数値研究が行われています。脱出メカニズムは、ハミルトン系の鞍点（$L_2$、$L_4$および$L_2^{'}$、$L_4^{'}$）の近くでのみ見られます。$x$-$y$平面の軌道構造は、この逃げる動きがバーの両端に対応することを示しています。軌道の分類は、特定の初期条件ベクトルに対応する恒星軌道の最大リアプノフ指数を計算することによって見つけられます。ポアンカレの表面断面図は、$x$-$y$と$x$-$p_x$（$p_x$は$x$-方向に沿った運動量）平面の両方で調査され、エスケーププロパティの完全なビューを取得します位相空間におけるシステムの。また、バーの質量、長さ、性質によってカオスダイナミクスがどのように変化するかを詳細に調べました。適切な物理的条件下では、カオスが、より強いバーの壮大なデザインまたは貧弱なスパイラルパターンの形成と、より弱いバーのリング構造の背後で極めて重要な役割を果たすことがわかりました。
40年の旅
私は、宇宙に巨大なブラックホールが存在することを証明する段階的な進歩について説明しようとしています。40年前と比較して、測定により、銀河中心部の400万個の太陽質量濃度の「サイズ」がほぼ10^6減少し、その密度が10^18増加しました。将来を見据えて、問題はおそらくSgrA*がMBHでなければならないかどうかではなく、GRが事象の地平線のスケールで正しいかどうか、時空がカーメトリックによって記述されているかどうか、そして「ヘアなし」かどうかです。定理が成り立つ。VLT干渉計GRAVITY（GRAVITY+へ）と次世代の25-40m望遠鏡（ESO-ELT、TMT、GMT）のさらなる改良により、さらなる進歩が約束されています。銀河中心のブラックホール脱毛定理のテストは、恒星のダイナミクスとSgrA*の光子リングのEHT測定値を組み合わせることから得られる可能性があります。
銀河系ブラックホールへの即時降着流からのブラケットガンマ放出の上限
| Title |
Upper_Limit_on_Brackett-gamma_Emission_from_the_Immediate_Accretion_Flow_onto_the_Galactic_Black_Hole |
| Authors |
Anna_Ciurlo,_Mark_R._Morris,_Randall_D._Campbell,_Andrea_M._Ghez,_Tuan_Do,_and_Devin_S._Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.13096 |
いて座A*として知られる、銀河の中心にある超大質量ブラックホールに関連するBr-γ再結合線放出に関する最初の観測上の制約を提示します。13年間のデータを、銀河中心軌道イニシアチブの一環として取得したWMケック天文台の補償光学供給面分光器OSIRISと組み合わせることにより、ブラックホールから約0.2インチ以内の近赤外線スペクトルを抽出し、Br-ガンマフラックスの上限。開口部は、水素再結合線H30-alphaのミリ波ALMA観測に基づいて最近報告されたディスク状構造のサイズに一致するように設定されました。私たちの厳しい上限は、ALMA測定から予想されるものより少なくとも80倍（そして最大245倍）低く、この非常に低輝度の超大質量ブラックホールからの放出の可能な解釈を強く制約します。
GRMHD平均場ディスクダイナモからの相対論的流出
大規模な磁束を生成できる抵抗性GRMHDコード（Vourellisetal。2019）の平均場ディスクダイナモを調査するブラックホール周辺の薄い降着円盤のシミュレーションを提示します。最初は薄いディスクの弱いシードフィールド、バックグラウンド（乱流）磁気拡散係数、およびダイナモ作用を考慮します。標準的な消光メカニズムを適用して、磁場の指数関数的な増加を緩和します。初期のFishbone-Moncriefトーラスの比較シミュレーションは、再接続が別の消光メカニズムを提供する可能性があることを示唆しています。ダイナモによって生成された磁束は、ディスク内部からディスクコロナに拡大し、ディスクの降着によって移流され、ドメインの軸方向領域を満たします。ダイナモは、最初は磁気エネルギーと磁束の急激な増加につながりますが、後の進化段階では成長が安定します。ブラックホールへの降着は、発生する磁場構造に強く依存します。ラジアルフィールドコンポーネントは、角運動量の抽出、したがって降着をサポートします。また、最初は内側のディスク領域からディスク風を発射するための条件を設定します。強い磁場がディスクを飲み込むと、主にトロイダル磁場の圧力勾配によって駆動される強風が発生します。ブラックホールを回転させるために、ブランドフォード・ナエック機構によって駆動されるポインティングフラックスが支配的なジェットを特定します。この軸方向のポインティングフラックスはディスクから移流されるため、ディスク風によって運ばれるフラックスを犠牲にして蓄積され、それ自体がディスクダイナモによって再生されます。
GWTC-2後のバイナリブラックホール形成チャネルに関する新しい洞察：若い星団と孤立したバイナリ
| Title |
New_insights_on_binary_black_hole_formation_channels_after_GWTC-2:_young_star_clusters_versus_isolated_binaries |
| Authors |
Yann_Bouffanais,_Michela_Mapelli,_Filippo_Santoliquido,_Nicola_Giacobbo,_Ugo_N._Di_Carlo,_Sara_Rastello,_M._Celeste_Artale,_Giuliano_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12495 |
数十の新しい検出を導入した第2の重力波過渡カタログ（GWTC-2）の最近のリリースにより、私たちは現在、天体物理学の人口に対する制約を直接推測できるため、重力波天文学のターニングポイントにいます。コンパクトなオブジェクト。ここでは、バイナリブラックホール（BBH）の合併の起源を理解するという燃える問題に取り組みます。この効果のために、最先端の個体群合成とN体シミュレーションを利用して、2つの異なる形成チャネルを表します。フィールド（孤立チャネル）と若い星団（動的チャネル）で形成されたBBHです。次に、ベイズ階層アプローチを使用して、純粋な動的（分離）チャネル内の$f=0$（$f=1$）で、混合率$f$の分布を推測します。金属量の広がり$\sigma_{\text{Z}}$やパラメーター$\sigma_{\text{sp}}$など、モデルの追加のハイパーパラメーターの影響を調べて、スピンの分布を記述します。マグニチュード。$\sigma_{\text{sp}}=0.1$および$\sigma_{\text{Z}}=0.4$の場合、動的モデルは中央値$f=0.26$でわずかに支持されることがわかります。スピンの大きさが大きいモデルは、動的に形成されたBBHを強く支持する傾向があります（$\sigma_{\text{sp}}=0.3$の場合、$f\le{}0.1$）。さらに、$\sigma_{\rmZ}$など、モデルのレートを制御するハイパーパラメータが混合率の推論に大きな影響を与えることを示します。混合率は、増加すると$0.18$から$0.43$に上昇します。$\sigma_{\text{Z}}$は0.2から0.6で、固定値は$\sigma_{\text{sp}}=0.1$です。最後に、スピンの大きさが大きい場合を除いて、純粋な動的シナリオが$99\％$の信頼区間で除外されるため、現在の一連の観測は、両方の形成チャネルの組み合わせによってより適切に説明されます。
$ \ gamma $線ピクセルカウント統計を使用して内部ギャラクシーを分析する
| Title |
Dissecting_the_inner_Galaxy_with_$\gamma$-ray_pixel_count_statistics |
| Authors |
Francesca_Calore,_Fiorenza_Donato,_Silvia_Manconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12497 |
フェルミ-LATデータの銀河中心過剰の性質を評価するために、適応型テンプレートフィッティングとピクセルカウント統計を組み合わせます。フェルミ-LAT検出しきい値をはるかに下回る内部銀河の点光源のフラックス分布を再構築し、それらの半径方向および縦方向のプロファイルを測定します。銀河バルジからの点光源と拡散放射はそれぞれ、その中の総放射の$\mathcal{O}$（10\％）に寄与し、銀河中心の過剰に対する閾値以下の点光源の寄与を明らかにします。
| Title |
Spherical_accretion:_Bondi,_Michel_and_rotating_black_holes |
| Authors |
Alejandro_Aguayo-Ortiz,_Emilio_Tejeda,_Olivier_Sarbach_and_Diego_L\'opez-C\'amara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12529 |
この研究では、非相対論的領域から超相対論的領域への定常状態の球対称ガス降着問題を再検討します。まず、ボンダイモデルとミシェルモデルの詳細な比較を行い、流体温度が上昇するにつれてミシェル溶液の質量降着率が一定値に近づくのに対し、対応するボンダイ値は継続的に減少し、これら2つの予測値の差は次のようになります。超相対論的温度で任意に大きい。さらに、ミシェルの解を、単原子の相対論的ガスに対応する状態方程式を持つ流体の場合に拡張します。最後に、一般相対論的流体力学シミュレーションを使用して、回転するブラックホールへの球形降着を研究し、質量降着率、流れの形態と特性、および音面に対するブラックホールのスピンの影響を調査します。ブラックホールスピンの影響は、ガス温度が上昇し、断熱指数$\gamma$が硬くなるにつれて、より悪名高くなります。超相対論的限界（$\gamma=4/3$）の理想気体の場合、非回転ブラックホールと比較して、最大回転ブラックホールの質量降着率が10％減少することがわかります。この減少は、硬い流体の場合、最大50％です（$\gamma=2$）。
重い銀河宇宙線核：新しいAMS-02測定の場合
| Title |
Heavy_Galactic_cosmic-ray_nuclei:_the_case_of_new_AMS-02_measurements |
| Authors |
Benedikt_Schroer,_Carmelo_Evoli_and_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12576 |
AMS-02実験で行われた重い原子核のスペクトルの最近の測定は、これまでの宇宙線フラックスに関する最も完全なデータセットを提供し、銀河を通るこれらの粒子の輸送の標準モデルをテストすることを可能にしました。細部まで。宇宙線のより軽い一次および二次元素に由来するパラメータも、断片化の連鎖全体が適切に説明されている場合、そのような核に対して異なる注入スペクトルを呼び出す必要なしに、より重い核に関するデータの適切な記述につながることを示しますために。この発見の唯一の例外は鉄の核によって表され、それは剛性$\lesssim100$GVで非常に珍しい傾向を示します。この傾向は、宇宙線輸送の標準モデルの結果と矛盾するFe/O比に反映されており、HEAO、ACE-CRIS、およびVoyagerによって低エネルギーで収集されたデータと矛盾しています。そのような発見の考えられる起源について推測します。
| Title |
Survival_of_the_Fittest:_Numerical_Modeling_of_Supernova_2014C |
| Authors |
Felipe_Vargas,_Fabio_De_Colle,_Daniel_Brethauer,_Raffaella_Margutti_and_Cristian_G._Bernal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12581 |
最初は超新星（SN）タイプIbとして分類され、爆発から100日後の$\sim$SN\、2014CはSNタイプIIに移行し、H${\alpha}$放出が徐々に増加しました。これは、超新星の衝撃波と、以前に前駆星から放出された巨大な殻との間の相互作用の証拠として解釈されてきました。この論文では、SN衝撃が前駆星とその風を通過する伝播の数値シミュレーション、およびSN噴出物と巨大な殻との相互作用を示します。シェルの構造と位置を高精度で決定するために、遺伝的アルゴリズムを流体力学および制動放射伝達コードに結合します。X線観測と数値モデルから計算された合成予測との間の分散を最小化することにより、シェルの密度成層と位置を繰り返し変更します。球対称を仮定することにより、シェルの質量は2.6M$_\odot$であり、1.6$\times10^{17}$cmから$1.87\times10^{17}$cmまで伸びていることがわかりました。これは、SN爆発の$\sim60/（v_w/100{\rm\;km\;s^{-1}}）$年前に放出され、密度成層は$\simr^{-3}として減衰します。$。イオン化率による金属量の積（衝撃後のX線放射による光イオン化による）および/またはSNUV放射は$\sim$0.5であることがわかりました。最後に、密度成層が同じべき乗則の動作に従う場合、SNは2022年半ばまでに、つまり爆発から8。5年後にシェルから発生すると予測します。
二次宇宙線核のスペクトル硬化の起源
超新星残骸（SNR）に囲まれた衝撃で加速された炭素、窒素、酸素などの一次CR核の核破砕によって生成された、リチウム、ベリリウム、ホウ素などの二次宇宙線（CR）核の加速と脱出について説明します。星間物質（ISM）または星間物質（CSM）。SNRのガンマ線観測によってサポートされているSNRショックからのCR粒子のエネルギー依存の脱出を考慮に入れて、周囲媒体に逃げる一次および二次CR核のスペクトルを計算します。SNRが風のような密度分布を持つCSM（つまり、$n_{\rmCSM}\proptor^{-2}$）に囲まれている場合、逃げる二次原子核のスペクトルはそれらよりも難しいことがわかります。一方、SNRが均一なISMに囲まれている場合、エスケープするセカンダリのスペクトルは、エスケープするプライマリのスペクトルよりも常にソフトになります。この結果を使用して、密な風のようなCSMに囲まれた過去の超新星があった場合（$\sim2.5\times10^{-3}M_{\odot}〜{\rmyr}^{-1}$）$\sim1.6\times10^5〜{\rmyr}$前に$\sim1.6〜{\rmkpc}$の距離で発生した場合、上記の一次および二次CRのスペクトル硬化を同時に再現できます。$\sim200〜{\rmGV}$は、AMS-02によって最近報告されました。
異常に高い銀河緯度に位置する3つの見かけの超新星残骸からの遠紫外線および光放射
| Title |
Far_UV_and_Optical_Emissions_from_Three_Apparent_Supernova_Remnants_Located_at_Unusually_High_Galactic_Latitudes |
| Authors |
Robert_A._Fesen,_Marcel_Drechsler,_Kathryn_E._Weil,_Xavier_Strottner,_John_C._Raymond,_Dan_Milisavljevic,_Bhagya_M._Subrayan,_Dennis_di_Cicco,_Sean_Walker,_David_Mittelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12599 |
角度寸法が数度を超える銀河超新星残骸（SNR）は、銀河面から10度以上離れた場所にある残骸と同様に比較的まれです。ここでは、角直径と銀河緯度の両方で約10度を超える以前に疑われた2つのSNRのUVおよび光学的調査の結果を報告します。1つは、2008年に1420MHzの偏波マップで発見された提案されたG354-33レムナントです。GALEX遠紫外線（FUV）放射とH$\alpha$モザイクは、広いH$\alpha$放射リングを囲む細いUVフィラメントのほぼ連続した11x14度のシェルと一致するオブジェクトの電波放射を示しています。別の提案された高緯度SNRは、低解像度の全天H$\alpha$画像とROSAT軟X線放射によって2002年に発見された巨大な20x26度のポンプ座星雲（G275.5+18.4）です。GALEXFUV画像モザイク、深いH$\alpha$画像、およびいくつかのフィラメントの光学スペクトルは、星雲全体に衝撃が存在することを示しており、推定衝撃速度は70〜100kms$^{-1}$を超えています。これらの星雲は両方とも、異常に大きな角度寸法にもかかわらず、推定年齢が10$^{5}$年未満の真正なSNRであると結論付けています。FUVと光学スペクトルおよび画像を使用して、UVおよび発光特性に基づいてサイズが約2.8x4.2度の新しい高緯度SNR（G249.2+24.4）を発見したことも報告します。
| Title |
Discovery_of_Candidate_X-ray_Jets_in_High-Redshift_Quasars |
| Authors |
Bradford_Snios,_Daniel_A._Schwartz,_Aneta_Siemiginowska,_Ma{\l}gosia_Sobolewska,_Mark_Birkinshaw,_C._C._Cheung,_Doug_B._Gobeille,_Herman_L._Marshall,_Giulia_Migliori,_John_F._C._Wardle,_Diana_M._Worrall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12609 |
明確に定義されたサンプルから選択された、赤方偏移$3<z<4$での14個のラジオラウドクエーサーのチャンドラX線観測を提示します。すべてのクエーサーは0.5〜7.0keVのエネルギー帯域で検出され、分解されたX線の特徴はクエーサーのコアから1〜12インチの距離にある5つのオブジェクトで検出されます。X線の特徴は既知の無線の特徴と空間的に一致します。これは、これらのシステムにX線ジェットが含まれていることを示しています。X線フラックスと輝度が測定され、ジェットとコアのX線フラックス比が推定されます。フラックス比は、近くのジェットシステムは、観測されたX線放出メカニズムがレッドシフトとは無関係であることを示唆しています。ジェットが検出されないクエーサーの場合、平均X線ジェット強度の上限はスタック画像分析を使用して推定されます。クエーサーコアの放出スペクトルは抽出およびモデル化して最適な光子指数を取得し、サンプル内の1つのクエーサーからFeK輝線を検出します。サンプルと他のクエーサー調査の両方のコンテキストで、X線スペクトル特性を光学および電波放射と比較します。
古典的な新星YZレチクル座の歳差運動ジェット
| Title |
The_precessing_jets_of_classical_nova_YZ_Reticuli |
| Authors |
Dominic_McLoughlin,_Katherine_M._Blundell,_Steven_Lee,_Chris_McCowage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12946 |
古典的な新星YZレチクル座ゼータ星は、2020年7月に発見されました。この直後に、グローバルジェットウォッチ天文台からの時間分解分光法によるその後の急速な進化の持続的で高度に時間サンプリングされたカバレッジを開始しました。そのH-アルファ複合体は、次の数週間と数ヶ月で質的に異なるスペクトルシグネチャを示しました。これらのH-アルファ錯体は、噴火後6か月間、同じ5つのガウス放出成分によって十分に説明されていることがわかります。これらの5つのコンポーネントは、追加の中央コンポーネントとともに、ジェット流出と降着円盤からの2対の線を構成しているように見えます。これらのジェット/降着円盤のペアが示す相関のある対称的なパターンは、おそらく新星の噴火によって引き起こされた大きな摂動に応答して、歳差運動を示唆しています。ジェットと降着円盤の特徴は、明るくなった後の最初の10日間から持続します。これは、降着円盤が混乱を乗り越えたことの証拠です。また、2020年7月に噴火した別の古典的な新星（V6568Sgr）を比較します。この新星のH-アルファ複合体は同様に説明できますが、見通し内ジェット速度は4000km/sを超えています。白色矮星の質量が大きい古典的な新星は、再発する新星とYZレチクル座ゼータ星などの古典的な新星の間のギャップを埋めることをお勧めします。
SRG / eROSITA全天観測中の低状態での彼女のX-1の観測
| Title |
Observations_of_Her_X-1_in_low_states_during_SRG/eROSITA_all-sky_survey |
| Authors |
N._I._Shakura,_D._A._Kolesnikov,_P._S._Medvedev,_R._A._Sunyaev,_M._R._Gilfanov,_K._A._Postnov_and_S._V._Molkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12983 |
ロシア-ドイツの「スペクトル-レントゲン-ガンマ」（SRG）ミッションに搭載されたeROSITA（イメージングテレスコープアレイを使用した拡張レントゲン調査）機器は、1回目と2回目の間にソース上で複数のスキャンでHerX-1/HZHerバイナリシステムを観測しましたSRG全天観測。両方の観測は、降着円盤の外側の部分が中性子星の視界を遮ったときのX線源の低状態の間に起こりました。X線束の軌道変調は低状態の間に検出されました。検出されたX線放射は、3つの異なる領域による中央光源の放射の散乱に起因すると主張します。（a）温度が$\sim（2-4）\times10^6$K以上の光学的に薄い高温コロナ光学星の照射された半球;（b）降着円盤の上の光学的に薄いホットハロー。（c）光学的星の光学的に厚い冷たい大気。後者の領域は、5〜6ドルkeVを超えるエネルギーの光子を効果的に散乱させます。
好みの事前のネストされたサンプリング
ネストされたサンプリングは、天文学やその他の分野でベイズ分析を実行するための重要なツールであり、パラメーター推論のための複雑な事後分布のサンプリングと、モデル比較のための周辺尤度の計算の両方に使用されます。実際にネストされたサンプリングを使用する際の技術的な障害の1つは、事前分布が、単位超立方体からターゲットの事前密度への全単射変換の形で提供される必要があることです。多くのアプリケーションでは、特にある実験の事後を別の実験の前として使用する場合、このような変換はすぐには利用できません。この手紙では、望ましい事前密度からのサンプルでトレーニングされたパラメトリックバイジェクターが、均一な基本密度からターゲット事前確率への変換を構築するための汎用メソッドを提供し、任意の事前確率の下でネストされたサンプリングの実用化を可能にすることを示します。宇宙論からのいくつかの例で、ネストされたサンプリングと組み合わせた訓練されたバイジェクターの使用を示します。
科学的発見のための機械学習
機械学習アルゴリズムは、分類と予測の両方の目的に適したツールです。これらのアルゴリズムは、私たちの時代に収集された膨大なデータからの科学的発見にさらに使用できます。電波望遠鏡で収集したデータに機械学習アルゴリズムを適用することで、天文現象を発見して理解する方法を紹介します。教師あり機械学習アルゴリズムを使用して、星形成履歴の自由パラメーターを予測し、さまざまな入力パラメーターと出力パラメーターの関係をよりよく理解する方法について説明します。ディープラーニングを利用して、パラメーターの非線形性をキャプチャしました。私たちのモデルは、低いエラー率で予測することができ、モデルがトレーニングされた後、リアルタイムで予測できるという利点があります。他のクラスの機械学習アルゴリズム、つまり。教師なし学習は、データのパターンを見つけるのに非常に役立つことがわかります。太陽無線データでこのような教師なし手法を使用してパターンや変動を特定する方法を探り、そのような調査結果を理論にリンクして、調査対象のシステムの性質をよりよく理解するのに役立てます。データサイズ、可用性、機能、処理能力、そして重要なことに、結果の解釈可能性の観点から直面する課題に焦点を当てます。データをキャプチャして保存する能力が高まるにつれ、キャプチャされた情報の基礎となる物理学を理解するための機械学習の使用が増えることは避けられないようです。
CUDAを使用したNVIDIAGPUでの3Dデグリッドアルゴリズムの実装
| Title |
Implementation_of_3D_degridding_algorithm_on_the_NVIDIA_GPUs_using_CUDA |
| Authors |
Karel_Ad\'amek_and_Peter_Wortmann_and_Bojan_Nikolic_and_Ben_Mort_and_Wesley_Armour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12739 |
実用的なアパーチャ合成イメージングアルゴリズムは、空の輝度分布の推定と、この推定に基づく予測と測定データ（「可視性」）との比較を繰り返すことによって機能します。後者のステップの精度は非常に重要ですが、望遠鏡によるデータの不規則で非平面的なサンプリングによって困難になります。この作業では、これら2つの問題に正確に対処し、分散操作用に設計された3DデグリッドのGPU実装を紹介します。計算する必要のある可視性の大きな変動によって引き起こされる負荷分散の問題に対処します。CUDAおよびNVidiaGPUを使用して、1秒あたり最大12億の可視性のパフォーマンスを測定します。
広帯域超長基線干渉法システムの観測可能な品質評価
| Title |
Observable_quality_assessment_of_broadband_very_long_baseline_interferometry_system |
| Authors |
Ming_H._Xu,_James_M._Anderson,_Robert_Heinkelmann,_Susanne_Lunz,_Harald_Schuh,_and_Guang_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12750 |
VGOSと名付けられた次世代の広帯域測地超長基線干渉計システムはそのグローバルネットワークを開発しており、3〜7ステーションの小さなサイズのVGOSネットワークはすでに2017年から2019年までブロードバンド観測を行っています。現在利用可能な21のVGOSセッションでの2種類の観測可能値：グループ遅延と微分全電子含有量（$\delta$TEC）。私たちの研究は、VGOSグループ遅延のランダム測定ノイズが2ps（1ps=10$^{-12}$s）未満のレベルであるのに対し、系統的エラーソース、主にソース構造に関連するものからの寄与が20psのレベルで。測定ノイズが大幅に改善されたため、S/XVLBIシステムでは圧倒されない比較的小さなマグニチュード（たとえば10ps）のソース構造効果がVGOS観測ではっきりと見えます。VGOS観測における別の重大なエラーの原因は、離散的な遅延ジャンプです。たとえば、約310psの体系的なオフセットまたはその整数倍です。主な原因因子は、ソース構造に関連していることがわかります。$\delta$TECオブザーバブルの測定ノイズレベルは約0.07TECUですが、系統的な影響はそれの5倍です。群遅延と$\delta$TEC観測量の間に強い相関関係が見られ、構造効果が大きい観測では40ps/TECUの傾向が見られます。測定ノイズが支配的である場合、60ps/TECUから70ps/TECUの範囲で2番目の傾向があります。
遠紫外線M-矮星進化調査。 I.高エネルギー放出の回転進化
| Title |
The_Far_Ultraviolet_M-dwarf_Evolution_Survey._I._The_Rotational_Evolution_of_High-Energy_Emissions |
| Authors |
J._Sebastian_Pineda,_Allison_Youngblood,_and_Kevin_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12485 |
M-矮星は、その近接性と惑星の検出と特性評価の両方に適した特性のため、太陽系外惑星の検索の主要なターゲットです。ただし、これらの太陽系外惑星システムの潜在的な居住性と大気の特性は、X線からNUVへの高エネルギー恒星放射の履歴に大きく依存します。これにより、惑星大気の大気質量損失と光化学が促進されます。遠紫外線M-矮星進化調査（FUMES）を使用して、恒星の自転周期と年齢を持つM-矮星のFUV放射、特にLy$\alpha$を含む8つの顕著な輝線の進化を評価しました。分光FUV機能間のべき乗則の相関関係を示し、静止FUV放射の固有の散乱を測定します。これらの分光学的特徴の回転に伴う光度の変化は、高速回転子では飽和し、ロスビー数の増加とともに減衰し、典型的なべき乗則の傾きは$-2$ですが、Ly$では浅くなる可能性があります。\alpha$。私たちの回帰フィットは、既知の自転周期から$\sim$0.3dex以内まで、8つの異なるUV輝線にわたって、恒星大気のソース層の関数としてのフィットパラメータの可能な傾向とともに、ボロメータと比較したFUV輝線の光度推定を可能にします。年齢に伴うUV光度の進化の詳細な分析は、低質量の星を周回するハビタブルゾーンの惑星が、より質量の大きいホストを周回する同じ惑星と比較して、はるかに大きな高エネルギー放射曝露を経験することをさらに示しています。初期から中期のM矮星の周りで、これらの太陽系外惑星は、フィールド年齢で、現代の地球と比較して最大10〜20$\times$多くのEUVエネルギーを蓄積します。さらに、このUV曝露の大部分は、恒星の寿命の最初のGyr内で発生する可能性があります。
煙。 II。 Ly $ \ alpha $若くて活発なM矮星の再構成
| Title |
FUMES._II._Ly$\alpha$_Reconstructions_of_Young,_Active_M_Dwarfs |
| Authors |
Allison_Youngblood,_J._Sebastian_Pineda,_Kevin_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12504 |
HILy$\alpha$（1215.67$\unicode{xC5}$）輝線は、M矮星の遠紫外スペクトルを支配しますが、星間物質の中性水素からの強い吸収により、Ly$\alpha$の観測は最も近い星。ハッブル宇宙望遠鏡は、遠紫外線M矮星進化調査（FUMES）の一環として、$\sim$24Myrから数Gyrsの範囲の年齢の10個の初期から中期のM矮星を観測し、入射UV放射がどのように進化するかを評価しました。太陽系外惑星系の寿命を通して。STISG140LおよびE140Mスペクトルから固有のLy$\alpha$プロファイルを再構築し、低解像度スペクトル（G140L）および3〜20％の5％から2倍の範囲の1-$\sigma$不確実性で再構築されたフラックスを実現します。高分解能スペクトル（E140M）用。Ly$\alpha$ラインプロファイルの500-1000kms$^{-1}$の広い翼を観察し、ライン幅が恒星の特性にどのように依存するかを分析します。恒星の有効温度と表面重力が、星の磁気活動レベルからの影響をほとんど受けずに線幅に影響を与える主要な要因であり、Ly$\alpha$翼の表面フラックス密度を使用して彩層電子密度を推定できることがわかりました。。G140LスペクトルでのLy$\alpha$再構成は、$\lambda/\Delta\lambda\sim$1000データで最初に試行されます。再構成の精度は、観測のSNRとは相関しておらず、むしろ、恒星のLy$\alpha$線の固有の幅に依存していることがわかります。若い、低重力の星は最も幅の広い線を持っているため、モデルパラメータ間の縮退を打破するために、低スペクトル分解能でより多くの情報を提供します。
ハービッグAeスターHKオリに対するCO対H $ _2 $の比率$ \約10 ^ {-5} $
| Title |
A_CO-to-H$_2$_ratio_of_$\approx_10^{-5}$_towards_the_Herbig_Ae_star_HK_Ori |
| Authors |
P._Wilson_Cauley,_Kevin_France,_Gregory_J._Herzceg,_and_Christopher_M._Johns-Krull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12558 |
原始惑星系円盤のガス質量の測定は、惑星形成の条件を推定するための基礎を形成します。ディスク診断から導き出される最も重要な制約の中には、ディスクの化学的性質を理解するために重要な気相種の豊富さがあります。この目的に向けて、H$_{2}$とCOの直接見通し内測定を提示し、$HST$-COSからのUV吸収分光法を使用して、ディスク組成、分子励起温度、および星周物質の空間分布を特徴付けます。ハービッグAeの星周円盤の周りにはHKオリとTオリがあります。強いCO（N（CO）=10$^{15.5}$cm$^{-2}$;T$_{rot}$（CO）=19K）とH$_{2}$（N（H$_{2}$）=10$^{20.34}$cm$^{-2}$;T$_{rot}$（H$_{2}$）=141K）HKOriへの吸収CO/H$_{2}$比（$\equiv$N（CO）/N（H$_{2}$））=1.3$^{+1.6}_{-0.7}$〜$\回$〜10$^{-5}$。これらの測定は、ディスクの正確な表示ジオメトリに関して不確実性がありますが、初めてHerbigAe星の周りのディスクのCOからH$_{2}$への変換係数に直接的な経験的制約を課します。TOriのスペクトルは、CO（N（CO）=10$^{14.9}$cm$^{-2}$;T$_{rot}$（CO）=124K）の吸収を示しています。興味深いことに、この星へのH$_{2}$吸収は検出されません（N（H$_{2}$）$<$10$^{15.9}$cm$^{-2}$）。H$_{2}$なしでCOを検出するための潜在的なシナリオについて説明します。これは、さらに調査する価値があります。HKOriの周りで測定された低い存在比は、星周ガス中のCOの大幅な枯渇を示唆しており、これは原始惑星系円盤における他のいくつかの最近のCO存在量測定と一致しています。
STEREO / SECCHI視野を使用した太陽エネルギー粒子強度とコロナ質量放出運動学の関係
| Title |
Relationship_between_solar_energetic_particle_intensities_and_coronal_mass_ejection_kinematics_using_STEREO/SECCHI_field_of_view |
| Authors |
Anitha_Ravishankar_and_Grzegorz_Michalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12640 |
コロナ質量放出（CME）によって引き起こされる衝撃から加速される太陽エネルギー粒子（SEP）は、地球上の地磁気嵐の主な原因の1つです。したがって、そのような擾乱の発生と強度を予測する必要があります。この目的のために、太陽および太陽圏天文台/広角分光コロナグラフ（SOHO/LASCO）で見られるように、38個の非相互作用ハローおよび部分ハローCMEを詳細に分析し、SEP（>10MeV、>50MeV、および地球に対する太陽地球関係観測所（STEREO）ツイン宇宙船の直交構成中の>100MeVエネルギーチャネル）。これは、太陽サイクル24の上昇段階（つまり、2009年から2013年）を示します。この選択期間の主な基準は、大きな投影効果なしに、非常に広い視野でCMEの高さ-時間測定値を取得することです。STEREO/SunEarthConnectionコロナおよび太陽圏調査（STEREO/SECCHI）画像のデータを使用して、CMEのいくつかの運動学的パラメーターと瞬間速度を決定しました。最初に、西部と東部の四肢で発生したイベントの瞬間CME速度とマッハ数とSEPフラックスを比較し、西部のイベントでは高い相関、東部のイベントでは反相関を観察します。次に、最大速度、最大マッハ数、SEPピークフラックス対SEPピークフラックスでのCME速度とマッハ数などの瞬間的なCME運動学的パラメーターを調査しました。すべてのイベントのSEPピークフラックスでのマッハ数に高い正の相関が見られます。得られた瞬間さらに、CME、SEP、および衝撃パラメータ間の時間と距離の遅延の推定を行いました。SEPの考慮されたエネルギーチャネルの比較研究は、磁気リコネクションで事前に加速されたCME駆動の衝撃による超熱シードイオンの再加速にも光を当てます。
球状星団AL3のジェミニ/フェニックスHバンド分析
| Title |
Gemini/Phoenix_H-band_analysis_of_the_globular_cluster_AL3 |
| Authors |
B._Barbuy,_H._Ernandes,_S.O._Souza,_R._Razera,_T._Moura,_J._Mel\'endez,_A._P\'erez-Villegas,_M._Zoccali,_D._Minniti,_B._Dias,_S._Ortolani,_E._Bica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12674 |
球状星団AL〜3は古く、内側の膨らみにあります。ジェミニ南望遠鏡のフェニックス分光器で3つの個別の星が観測されました。波長領域にはCN、OH、およびCOの顕著な線が含まれており、C、N、およびOの存在量の冷たい星を導き出すことができます。膨らんだ球状星団AL3に加えて、NGC6558とHP1の星の3つの星のC、N、Oの存在量を導き出すことを目指しています。AL3のスペクトルにより、クラスターの視線速度を導き出すことができます。AL3の場合、新しいコードを適用して、その色と大きさの図を分析しました。合成スペクトルが計算され、3つのクラスターで観測されたスペクトルと比較されました。15555Aを中心とし、15525〜15590Aの波長範囲をカバーするスペクトル領域の線の詳細な識別を示します。C、N、およびOの存在量は、サンプルの星について暫定的に導出されます。
ノイズの多い入力を伴うマルチクラスガウス過程分類
| Title |
Multi-class_Gaussian_Process_Classification_with_Noisy_Inputs |
| Authors |
Carlos_Villacampa-Calvo,_Bryan_Zaldivar,_Eduardo_C._Garrido-Merch\'an,_Daniel_Hern\'andez-Lobato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2001.10523 |
機械学習コミュニティでは、観測されたデータに入力属性のノイズがないと想定するのが一般的です。それにもかかわらず、測定が完全に正確になることは決してないため、入力ノイズのあるシナリオは実際の問題では一般的です。この入力ノイズが考慮されていない場合、教師あり機械学習法は最適に機能しないと予想されます。この論文では、マルチクラス分類問題に焦点を当て、基礎となる分類器としてガウス過程（GP）を使用します。天体物理学の領域からのデータセットに動機付けられて、観測されたデータが入力にノイズを含んでいる可能性があると仮定します。したがって、入力ノイズを説明できるいくつかのマルチクラスGP分類器を考案します。このような分類器は、変分推論を使用して効率的にトレーニングし、モデルの潜在変数の事後分布を近似することができます。さらに、状況によっては、ノイズの量を事前に知ることができます。この場合、提案された方法に容易に導入することができます。この事前情報は、より良いパフォーマンス結果につながることが期待されます。合成データと実際のデータを含むいくつかの実験を実行することにより、提案された方法を評価しました。これらには、UCIリポジトリからのいくつかのデータセット、MNISTデータセット、および天体物理学からのデータセットが含まれます。得られた結果は、分類誤差はメソッド間で類似していますが、提案されたメソッドの予測分布は、入力ノイズを無視するGPに基づく分類器の予測分布よりも、テストログ尤度の点で優れていることを示しています。
2フレーバーの高密度QCDの非アーベルアリスストリング
最近提案された2フレーバークォークとのクォーク-ハドロン連続性は、ハドロン物質を中性子$^3P_2$超流動性および2フレーバー高密度クォーク物質と結び付けます。この2フレーバーの高密度クォーク相は、2SC凝縮体と$d$クォークの$P$波ダイクォーク凝縮体の共存で構成されており、色の超伝導と超流動性を生み出します。この段階で渦を分類します。最も安定した渦は、非アーベルアリスストリングと呼ばれるものです。これは、非アーベル色の磁束を含む超流動渦であり、いわゆるトポロジカル閉塞、またはアリス特性の非アーベル一般化を示します。単一のアーベル超流動渦が3つの非アーベルアリスストリングへの崩壊に対して不安定であることを示します。非アーベルアリス弦は、$P$波凝縮体のみの存在下で、その中の色フラックスに対応する実射影空間$\mathbb{R}P^2$の配向係数を運ぶことを発見しました。非アーベルアリスストリングの周りのアハラノフボーム（AB）位相を計算し、2SC凝縮体のAB位相の単一値のために、2SC凝縮体とストリングの配向係数を互いに整列させる必要があることを発見しました。
重いメディエーターによる明るい暗黒物質の太陽反射
サブGeV暗黒物質粒子の直接検出は、それらの低エネルギー堆積物によって妨げられます。キネマティクスで許可される最大堆積物が直接検出実験のエネルギーしきい値を下回ると、これらの軽い粒子を検出できなくなります。したがって、銀河ハローから粒子をブーストするメカニズムは、地上の直接暗黒物質探索の感度をより低い質量に拡張することができます。サブGeVとサブMeVの暗黒物質粒子は、それぞれ太陽プラズマの熱原子核と電子と衝突することによって効率的に加速することができます。このプロセスは「太陽反射」と呼ばれます。この論文では、太陽を通る暗黒物質の軌道のモンテカルロシミュレーションを使用して、電子および/または核散乱による太陽反射の包括的な研究を提示します。ブーストされた暗黒物質粒子の特性を研究し、電子と原子反跳の両方を精査するさまざまな実験に基づいて除外限界を取得し、将来の検出器の予測を導き出します。さらに、太陽から放出されたブーストされた暗黒物質フラックスの異方性に決定的に依存する、潜在的な太陽反射信号の新しい、明確な年次変調シグネチャを見つけて定量化します。この論文に加えて、対応するリサーチソフトウェアも公開しています。
宇宙ひもの先端とねじれからの非線形重力波記憶
非線形メモリー効果は一般相対性理論（GR）の魅力的な予測であり、振動重力波（GW）信号は一般に、信号が通過した後も検出器内で持続する単調に増加するひずみを伴います。この効果は、動的および非線形領域でGRをテストするユニークな機会を提供します。この記事では、現在および将来のGW観測所の重要なターゲットである、宇宙ひもループのカスプおよびキンクからのGWバーストに関連する非線形メモリ信号を計算します。カスプやキンクからGWメモリの解析波形を取得し、これらを使用して「メモリのメモリ」やその他の高次メモリ効果を計算します。これらは、GWの宇宙論的情報源について計算された最初の記憶観測量のひとつであり、以前の文献はほぼ完全に天体物理学的情報源に焦点を合わせていました。驚いたことに、カスプGW信号は十分に大きなループで発散することがわかり、この発散の最も妥当な説明は、カスプからのGW放出の弱磁場処理の崩壊であると主張します。これは、以前は無視されていた強い重力効果が尖端の近くで重要な役割を果たす必要があることを示していますが、それらが発散を治す正確なメカニズムは現在理解されていません。考えられる解決策の1つは、これらの尖点が崩壊して原始ブラックホール（PBH）を形成することです。キンクがPBHを形成すると予測されていないという事実と一致して、キンクメモリ信号は発散しません。最後に、GW天文台で尖点やねじれから記憶を検出する可能性を調査します。心臓弁膜尖の記憶の発散がPBH形成によって治癒するシナリオでは、記憶信号が強く抑制され、検出される可能性が低いことがわかります。ただし、カスプ発散の代替解決策は、原則として、はるかに好ましい観察の見通しにつながる可能性があります。
| Title |
Baryogenesis_and_gravity_waves_from_a_UV-completed_electroweak_phase_transition |
| Authors |
James_M._Cline,_Avi_Friedlander,_Dong-Ming_He,_Kimmo_Kainulainen,_Benoit_Laurent,_David_Tucker-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12490 |
バリオン数生成に必要なCP対称性の破れを生成するためのベクトルのようなトップパートナーを含む、標準モデルの実際の一重項スカラー拡張で、電弱相転移での重力波生成とバリオン数生成を研究します。一重項は、ヒッグス粒子との結合によって相転移を強く一次化し、重いトップクォークのパートナーを統合することによって生成されるトップクォークの質量項への次元5の寄与によってCPの不変性を自発的に破壊します。大きな気泡壁速度$v_w$と互換性のある更新された輸送方程式を組み込んで、壁の摩擦を決定し、それによって$v_w$と壁の厚さを自由パラメーターとして扱うのではなく、以前の研究を改善します。バリオン非対称性も、微物理パラメータから直接、仮定なしで計算されます。CP対称性の破れの次元5演算子のサイズは、コライダー、電弱精度、およびくりこみ群の実行の制約によって制約されます。観測されたバリオン非対称性を生成すると同時に、将来の実験で観測できる重力波を生成できるパラメータ空間の領域を特定します。標準的な伝承とは対照的に、強力な爆燃の場合、大きなバリオン非対称性の生成と強力なGW信号の効率は正の相関関係があることがわかります。
ターゲット空間の曲率とユニタリー性違反からの予熱：フィールド空間での分析
| Title |
Preheating_from_target_space_curvature_and_unitarity_violation:_Analysis_in_field_space |
| Authors |
Yohei_Ema,_Ryusuke_Jinno,_Kazunori_Nakayama,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12501 |
インフレーション直後の湾曲したターゲット空間によって引き起こされる粒子生成とユニタリー性違反を研究します。時間変数として宇宙時間の代わりにインフラトン場の値を使用し、生成された粒子のスペクトルの半古典式を導き出します。次に、予熱中のユニタリー性違反の簡単な条件を導き出します。これは、半古典的方法と数値解法によって確認されます。この条件は、ターゲット空間の曲率だけでなく、膨張終了時のインフラトンポテンシャルの高さにも依存します。この条件は、たとえば、動的インフレーションとヒッグスインフレーションの実行ではユニタリー性が侵害され、$\alpha$-アトラクターインフレーションとヒッグス-パラティーニインフレーションではユニタリー性が維持されることを示しています。
| Title |
Axions:_From_Magnetars_and_Neutron_Star_Mergers_to_Beam_Dumps_and_BECs |
| Authors |
Jean-Fran\c{c}ois_Fortin,_Huai-Ke_Guo,_Steven_P._Harris,_Doojin_Kim,_Kuver_Sinha,_Chen_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12503 |
アクシオン様粒子（ALP）の検索でトピックをレビューし、他の最近のレビューを補完する資料をカバーします。私たちのレビューの前半は、中性子星コアの極端な環境、高度に磁化された中性子星（マグネター）の磁気圏、および中性子星合体におけるALPをカバーしています。焦点は、中性子星の光子スペクトルにおけるALPの可能な信号と、中性子星合体からの重力波/電磁信号にあります。次に、主にビームダンプタイプの実験やコライダー実験を含む加速器ベースの施設に焦点を当てて、実験室で作成されたALP検索の最近の開発をレビューします。生産から検出までのALP検索パイプラインの汎用的な説明を段階的に提供します。この説明は、ほとんどのビームダンプタイプおよびリアクター実験に直接適用できます。最後に、急速に発展している超軽量暗黒物質の分野、特にボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）の形成について選択的に考察します。超軽量暗黒物質のBECの特性をレビューし、これらの特性を数値シミュレーションの開発と、そして最終的には実験的検索への影響と橋渡しします。
LQG U1.28、U1.27、U1.11、宇宙論的に説明されたクエーサースピンベクトルの方位方向整列の新しい証拠
| Title |
New_Evidence_of_the_Azimuthal_Alignment_of_Quasars_Spin_vector_in_the_LQG_U1.28,_U1.27,_U1.11,_Cosmologically_Explained |
| Authors |
Reinoud_Jan_Slagter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12805 |
大クエーサー群のクエーサーのスピン軸が数百Mpcにわたって相関しているという観測的証拠があります。これは、無線セクターと光学範囲で見られます。この「不気味な」配置については、まだ十分な説明がありません。この整列は、クエーサーが光学的に現れるときの相互作用によって説明することはできません。宇宙論的説明は、宇宙の対称性の破れの直後の初期の宇宙での超伝導渦（宇宙ひも）の形成によって可能である可能性があります。NASA/IPACおよびSIMBAD銀河外データベースから、スピンベクトルの方位角と極角を取得するために、3つの大クエーサー群のホスト銀河の赤経、赤緯、傾斜、位置角、および偏心を収集しました。ホスト銀河内のクエーサーのスピンベクトルの方位角の整列は、大クエーサー群U1.27で確認され、Clowes2013によって調査された近くの他の2つのグループ、つまりU1.11とU1.28と比較されます。スカラーゲージ場の対称性の破れの直後に初期の軸対称性が破れる一般相対論的超伝導渦の形成の理論モデルにおいて、方位角の整列が予測された方位角の依存性に適合する可能性は十分にあります。
$ f（Q、T）$重力に対するBBN制約
$f（Q、T）$重力は、対称テレパラレル重力の新しい拡張であり、ラグランジアン$L$は、非計量性$Q$の任意の関数とエネルギー運動量テンソル$T$\citeのトレースによって表されます。{fqt}。この作業では、広く使用されている$f（Q、T）$重力モデルを$f（Q、T）=Q^{n+1}+mT$の形式で、軽元素の原始的な存在量から制約しました。宇宙論におけるその実行可能性を理解する。$f（Q、T）$重力モデルは、リチウムの問題が続く間、観測されたヘリウムと重水素の存在量をエレガントに説明できることを報告します。$0.9425\lesssimZ\lesssim1.1525$の範囲の拡張係数の制約から、$-1.13\lesssimn\lesssim-1.08$および$の範囲のパラメーター$m$および$n$に対する厳密な制約を報告します。-5.86\lesssimm\lesssim12.52$それぞれ。
アリスは中性子星でブージュムと出会う：2フレーバーのクォークとハドロンの連続性を貫く渦
アリスとブージュムはどちらもルイス・キャロルによって作成された代表的なキャラクターです。それらが回転する中性子星のコアで出会う可能性があることを示します。クォーク-ハドロンの連続性に関する最近の研究は、中性子超流動物質が高密度で2フレーバー対称クォーク物質にスムーズに接続できることを示唆しています。渦の存在下でこれをどのように維持できるかを研究します。ニュートロニウム物質では、量子化された超流動渦が発生します。2フレーバーの高密度クォーク物質では、色の磁束を運ぶ渦と、部分的に量子化された超流動循環が最も安定した構成として現れ、これらを非アーベルアリスストリングと呼びます。ブージュムと呼ばれる接合部で、3つの整数中性子超流動渦と全色磁束が相殺された異なる色磁束の3つの非アーベルアリスストリングが結合していることを示します。
