大規模構造の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と銀河の高精度測定を提供する新世代の宇宙論的実験の出現により、複数の宇宙論的プローブの共同分析を実行する可能性を調べることが適切です。。本論文では、CMBレンズと相互相関する銀河のワンループパワースペクトルとツリーバイスペクトルに含まれる宇宙論的情報量を研究する。FFTLog法を使用して、球面調和関数空間の角度相関を計算します。これは、今後の銀河調査でアクセスできる広角に適用できます。バイスペクトルとCMBレンズによる相互相関を追加すると、ニュートリノの総質量$M_\nu$や局所的な非ガウス振幅$f_{\rmNL}$など、パラメーターの制約が大幅に改善されることがわかります。。特に、我々の結果は、ベラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）とCMB-S4の組み合わせが、銀河とCMBから$\sigma（M_\nu）=42$meVを達成できることを示唆しています。レンズの相関関係、および光学的厚さを事前に設定せずに、CMBの温度および偏光データとさらに組み合わせると$\sigma（M_\nu）=12$meV。
大規模な静止0.5 $ \ leq $ z $ \ leq $ 1.5銀河からの熱スニヤエフゼルドビッチ効果
| Title |
The_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_from_Massive,_Quiescent_0.5_$\leq$_z_$\leq$_1.5_Galaxies |
| Authors |
Jeremy_Meinke,_Kathrin_B\"ockmann,_Seth_Cohen,_Philip_Mauskopf,_Evan_Scannapieco,_Richard_Sarmento,_Emily_Lunde,_J'Neil_Cottle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01245 |
南極点望遠鏡（SPT）とプランクの温度マップを組み合わせて使用し、ダークエネルギーサーベイ（DES）とのデータから選択された138,235個の巨大な静止0.5$\leq$z$\leq$1.5銀河を含む銀河周囲媒体（CGM）を分析します。広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）。これらの銀河を中心とする画像は、95、150、および220GHzの周波数帯域で1.85分角の解像度のSPT-SZマップから切り取られました。画像は積み重ねられ、フィルタリングされ、灰色体のダストモデルに適合して、銀河のCGMに含まれる総エネルギーに比例する熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）信号を分離しました。これらの$M_{\star}=10^{10.9}M_\odot$-$10^{12}M_\odot$銀河の周りで、全体的な信号対雑音比が$10.1\sigma$のtSZ効果を検出します。これは、それらを0.1dexの恒星質量ビンに分離するのに十分な大きさであり、対応するtSZ検出は最大$5.6\sigma$です。また、信号対雑音比が$9.8\sigma$のこれらの静止銀河でのダスト放出も検出されます。これは、より低い赤方偏移で測定されたものよりも、tSZ信号と比較して150GHzで大幅に明るくなっています。恒星の質量測定における$0.16$dexの不確実性を、非畳み込みのパワーローエネルギー-質量関係のパラメーターフィッティングによって補正します。$E_{\rmtherm}=E_{\rmtherm、peak}\left（M_\star/M_{\star、{\rmPeak}}\right）^\alpha$、選択した銀河のピーク恒星質量分布は$M_{\star、{\rmPeak}}=2.3\times10^{として定義されています。11}M_\odot$。これにより、$E_{\rmtherm、peak}=5.98_{-1.00}^{+1.02}\times10^{60}$ergsおよび$\alpha=3.77_{-0.74}^{+0.60の適合値が得られます。}$。これらの値は、$z\upperx0$の観測値と一致しており、活動銀河核（AGN）フィードバックの中程度のモデルの範囲内にあります。また、完全なサンプルの半径方向のプロファイルを計算します。これは、Schaanetalによって低赤方偏移で最近測定されたものと類似しています。（2020）。
暗黒物質について提案されたいくつかのモデルは、暗黒物質ハローの形状に影響を与える可能性のある自己相互作用プロセスの存在を前提としており、衝突のない暗黒物質の楕円体ハローよりも球形になっています。ハローの形状、つまり暗黒物質の自己相互作用の強さを調べる1つの方法は、緩和された楕円銀河の重力ポテンシャルを追跡するX線ガスの形状を測定することです。この作業では、11個のリラックスした孤立した楕円銀河のサンプルを特定し、XMM-Newton望遠鏡とチャンドラ望遠鏡からのX線画像を使用して重力物質の楕円率を測定します。さまざまな質量構成を調べたところ、これらの銀河の暗黒物質ハローには、$\epsilon\approx0.2-0.5$付近の楕円率があることがわかりました。楕円率分布に無視できないばらつきが見られますが、結果は$\sigma/m\sim1$cm$^2$/gのスケールである程度の自己相互作用と一致していますが、互換性もあります。コールドダークマターのシナリオ。さらに、結果を使用して特定の暗黒物質モデルを直接制約する方法を示し、自己相互作用する暗黒物質モデルの現在および将来のシミュレーションへの影響について説明します。
f（T）重力による後期宇宙加速のデータ駆動型再構成
| Title |
Data-driven_Reconstruction_of_the_Late-time_Cosmic_Acceleration_with_f(T)_Gravity |
| Authors |
Xin_Ren,_Thomas_Hong_Tsun_Wong,_Yi-Fu_Cai,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01260 |
モデルに依存しない方法でf（T）重力の自由関数を再構築するために、観測データの組み合わせを使用します。データ駆動型で決定された暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターから始めて、f（T）形式を再構築することができます。得られた関数は、1{\sigma}信頼水準内の標準{\Lambda}CDM宇宙論と一致していますが、最適値は振動機能を経験します。{\Lambda}CDMパラダイムと比較して、追加のパラメーターが1つだけの正弦関数でパラメーターを設定します。これは、最適曲線に近く、1{\sigma}再構成領域内の小さな振動偏差です。同様の振動ダークエネルギーシナリオは、観測データとよく一致することが知られていますが、それにもかかわらず、このような振る舞いがf（T）重力に対して提案されるのはこれが初めてです。最後に、再構築手順は完全にモデルに依存しないため、取得されたデータ駆動型の再構築されたf（T）フォームは、{\Lambda}CDM推定とH0や{\sigma}8などのローカル測定との間の緊張を解放する可能性があります。
宇宙ニュートリノ背景（C$\nu$B）の巨大なニュートリノは、放射線が支配的な初期宇宙の基本的な成分であり、後期宇宙における大規模構造形成の重要な非相対論的プローブです。空のニュートリノフラックス分布における異方性の主な原因は、C$\nu$Bの非相対論的段階で遭遇するメートル摂動の高度に増幅された積分です。この論文では、C$\nu$B異方性を計算するための見通し内法を、ニュートリノ質量の範囲の線形理論におけるアインシュタイン-ボルツマン階層解と数値的に比較します。PTOLEMY実験の将来の偏光トリチウムターゲット実行に関連する角度パワースペクトルが計算されます。C$\nu$Bの星図と銀河の調査データとの相関関係は、見通し内手法を使用して導き出され、マルチメッセンジャー天体物理学のコンテキストで説明されています。
1 $ \ lesssim $ z $ \ lesssim $ 1.5でのQSOトリプレットの環境
| Title |
The_environment_of_QSO_triplets_at_1_$\lesssim$_z_$\lesssim$_1.5 |
| Authors |
Marcelo_C._Vicentin,_Pablo_Araya-Araya,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Roderik_Overzier,_Eleazar_R._Carrasco,_Hector_Cuevas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01277 |
CFHT望遠鏡でMegacamを使用して取得したマルチバンド（r、i、z、またはg、r、i）画像を分析することにより、1$\lesssim$z$\lesssim$1.5での6つのQSOトリプレットの環境の分析を示します。それらが銀河のプロトクラスターに関連しているかどうかを調査するため。これは、COSMOS2015カタログの高精度測光赤方偏移を使用してトレーニングされた測光赤方偏移を使用して行われました。測光レッドシフト推定の品質を向上させるために、私たちの分野で利用可能なunWISE調査とCOSMOS調査からの近赤外線測光（3.6および4.5$\mum$）を分析に含めました。このアプローチにより、6つのフィールドで$\sim$0.04の堅牢なSigmaNMAD統計を使用して測定した、分散を伴う良好な測光赤方偏移を取得できました。私たちの分析セットアップは、ミレニアムシミュレーションデータと最新バージョンのL-GALAXIES半分析モデルから構築されたライトコーンで再現され、そのような条件でのプロトクラスターの検出可能性を検証しました。次に、各トリプレットを含む赤方偏移スラブの密度フィールドを、ガウスカーネル密度推定器で分析しました。巨大な銀河団や原始銀河団など、密集した構造に生息する三つ子の重要な証拠は見つかりませんでした。
マルチメッセンジャー時代に照らしたハッブル-レマ\ ^ {i} tre張力に対する動的暗黒エネルギーソリューション
| Title |
A_dynamical_dark_energy_solution_to_Hubble-Lema\^{i}tre_tension_in_the_light_of_the_multimessenger_era |
| Authors |
Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01318 |
重力波の測定により、ハッブル-レマ\^{i}treの張力を解決するために必要な精度である2$\sigma$以内に暗いサイレンで$H_0$を測定する機会が増えたことを示します。結果には2つの主な理由があります：（1）GWLIGOへのアップグレード-VirgoトランジェントカタログGWTC-1およびGWTC-2は、汚染率のわずか10\％で感度を向上させ、（2）新しいダークサイレンは抑制に役立つはずです私たちのダイナミックなEoS。併せて、感度のアップグレードと新しいダークエネルギーモデルにより、$+14.0$/$-7.0のLIGOダークサイレンと比較して、$\pm0.007$エラーで\hubble定数$H_0$の正確な推論が容易になります。$、これは将来の精密宇宙論のための遅い暗黒エネルギーにおける暗黒サイレンの役割をさらに固めるでしょう。
矮小楕円体銀河によるゾンマーフェルト強化暗黒物質探索
矮小楕円体銀河（dSphs）のゾンマーフェルト効果を介して自己消滅する暗黒物質からの観測可能な信号を研究します。ゾンマーフェルト増強の効果は暗黒物質の速度に依存するため、Jファクター、つまり密度の2乗の視線積分を計算するためにdSphのプロファイルを決定することが重要です。私たちの研究では、Jファクターを決定するために、衛星密度プロファイルのパラメーターの事前分布を使用し、構造形成のN体シミュレーションと半解析的モデリングの最近の開発を最大限に活用します。具体的なモデルとして、超対称モデルでライトスカラーとウィノ暗黒物質を介して消滅するフェルミオン暗黒物質を解析します。この研究で採用したより現実的な事前分布では、最も有望な矮小銀河のJファクターが、情報量の少ない事前分布に基づく以前の推定値と比較して、数分の1に減少していることがわかります。それにもかかわらず、チェレンコフ望遠鏡アレイは、500時間の間、最高の古典的または超微弱な矮小銀河に向けることによって、熱的なWino暗黒物質を検出できるはずです。
周囲の重力潮汐場を伴うボイドの動的進化
| Title |
Dynamical_Evolution_of_Voids_with_Surrounding_Gravitational_Tidal_Field |
| Authors |
Mutsumi_Minoguchi,_Atsushi_J._Nishizawa,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Naoshi_Sugiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01522 |
今日のボイドの楕円率の分布は、潮汐場によってよく説明できます。全体的な分布からさらに一歩進んで、非線形動的進化におけるボイド形状の潮汐応答の個性を調査します。N体シミュレーションを実行し、パーティクルIDを使用して個々のボイドをトレースします。ボイドは、パブリックコードVIDEを使用して、ボロノイ分割と流域アルゴリズムに基づいて定義されます。ボイドがその構成粒子を維持している場合、ボイドの楕円率の時間変化とボイドの周りの潮汐場との間に正の相関が見られます。このようなボイドは、質量密度が小さくなる傾向があります。逆に、潮汐場ではなく、粒子交換によって大幅に変形するボイドも少なくありません。これらのボイドは、ボイド形状から四重極重力場を正しく証明することを妨げる可能性があります。
J-PAS：暗黒物質の予測-暗黒エネルギー弾性結合
| Title |
J-PAS:_Forecasts_for_dark_matter_-_dark_energy_elastic_couplings |
| Authors |
David_Figueruelo,_Miguel_Aparicio_Resco,_Florencia_A._Teppa_Pannia,_Jose_Beltr\'an_Jim\'enez,_Dario_Bettoni,_Antonio_L._Maroto,_L._Raul_Abramo,_Jailson_Alcaniz,_Narciso_Benitez,_Silvia_Bonoli,_Saulo_Carneiro,_Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Renato_A._Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Valerio_Marra,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Keith_Taylor,_Jes\'us_Varela_and_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01571 |
暗黒物質と暗黒エネルギーが、対応するオイラー方程式の運動量伝達にのみ影響を与える結合を特徴とする宇宙論モデルを検討します。宇宙論的観測量への適合を実行し、$3\sigma$を超える結合の存在を支持するこれらのシナリオ内の以前の発見を確認します。この改善は、Sunyaev-Zeldovichデータによって推進されています。その後、将来のJ-PASデータの予測を実行し、クラスタリング測定により、調査全体で$8500$をカバーする場合、$10\sigma$を超える非結合ケースとの相互作用の存在を数パーセントレベルで明確に識別できることがわかりました。平方度が考慮されます。弱いレンズ効果の測定値を含めることは、結合パラメーターをさらに制約するのに役立たないことがわかりました。完全を期すために、同様の識別力を提供するDESIとEuclidの予測と比較します。
種族IIIの星の爆発とプランク2018のデータ
Planckの最新データを使用して、人口III（PopIII）の星の超新星爆発〜（SN）が高赤方偏移の再電離履歴に及ぼす影響を調査します。巨大なpopIII星〜（$130M_\odot\leqM\leq270M_\odot$）は、対不安定型超新星（PISNe）として恒星の寿命の終わりに精力的に爆発すると予測されています。爆発では、超新星残骸が高温のイオン化気泡として成長し、再電離の歴史の初期段階で電離率を高めます。この強化は、宇宙マイクロ波背景放射の光学的厚さ〜（CMB）に影響を与え、大規模なCMB偏光の追加の異方性を生成します。したがって、プランク偏光データを分析することで、ポップIIIの星SNeと、それらの前駆体である巨大なポップIIIの星の存在量を調べることができます。宇宙の再電離へのSNの寄与をモデル化するために、新しいパラメータ$\zeta$を導入します。これは、宇宙の崩壊部分に対するSNeの存在量に関連しています。プランクの最新の分極データでマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、「モデルパラメータ$\zeta$」の制約を取得します。私たちの制約は、観測されたCMB分極が、最近の宇宙論的シミュレーションにおける星形成率とPopIII星の初期質量関数から予測されたPISNeの存在量と一致していることを示しています。また、高赤方偏移QSO観測など、後期の再電離履歴に関するさらなる観測を組み合わせることで、より厳しい制約とPopIII星の性質に関する重要な情報を提供できることをお勧めします。
固有の銀河整列と宇宙せん断を組み合わせることによる修正された（ホルンデスキー）重力のテスト
| Title |
Testing_modified_(Horndeski)_gravity_by_combining_intrinsic_galaxyalignments_with_cosmic_shear |
| Authors |
Robert_Reischke,_Victor_Bosca,_Tim_Tugendhat_and_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01657 |
宇宙せん断調査における固有の形状相関に対する、Horndeskiクラスの修正重力の影響を研究します。固有の形状相関（IA）は、巨大な非相対論的テスト粒子の集合として銀河に作用する潮汐重力場によって引き起こされるため、曲率摂動と関連して形成される重力ポテンシャルにのみ敏感です。対照的に、宇宙せん断信号は、これら2つの合計、つまり両方のバーディーンポテンシャルをプローブします。したがって、これらのプローブを組み合わせると、1回の測定から得られる重力のテストが構成されます。線形スケールと楕円銀河の整列に焦点を当て、IAをとして扱うことにより、編組$\hat{\alpha}_B$の推論とプランク質量$\hat{\alpha}_M$の時間発展への影響を研究します。全体的な楕円率相関に寄与する本物の信号。\textsc{Euclid}の場合、線形アライメントモデルに必要なアライメントパラメータがシミュレーションによって提供される場合、IAはHorndeskiクラスの修正重力に対する制約を10％改善するのに役立つことがわかります。ただし、IAを自己校正する必要がある場合は、プランク質量の変化と非常に強い相関関係があるため、すべての感度がアライメント強度$D$の推定に使用されます。したがって、修正された重力理論を精査するためのIAの利点が減少します。現在の論文は主に修正された重力パラメータの結果を示していますが、異方性応力の調査、ポアソン方程式のパラメータ化された修正、重力スリップの現象学、および標準的な宇宙学における縮退の破壊についても同様の推論を引き出すことができます。
21cmの角度パワースペクトルからの暗黒エネルギーとBINGOおよびSKAの観測との相互作用に関する予測
| Title |
Forecasts_on_Interacting_Dark_Energy_from_21-cm_Angular_Power_Spectrum_with_BINGO_and_SKA_observations |
| Authors |
Linfeng_Xiao,_Andre_A._Costa,_Bin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01796 |
中性水素（HI）強度マッピングは、宇宙の大規模構造を精査するための有望な手法であり、後期の加速膨張に関する理解を深めます。この作業では、最初に、ダークエネルギーと相互作用する代替宇宙論が、一致$\Lambda$CDMモデルと比較して21cmの角度パワースペクトルにどのように影響するかを精査します。このような相互作用のコンテキストで21cmの明るさの温度変動を再導出し、追加の新しい貢献を明らかにします。次に、3つの今後のHI強度マッピング調査であるBINGO、SKA1-MIDBand$\、$1およびBand$\、$2のノイズレベルを推定し、フィッシャー行列アプローチを使用して、相互作用するダークエネルギーモデルに対する制約を予測します。$\textit{Planck}\、$2018は初期宇宙パラメータの制約を支配し続けていますが、BINGOとSKA1-MIDBand$\、$2は、ダークエネルギーの状態方程式$wの最新のCMB測定値に補完的な境界を設定していることがわかります。$、相互作用強度$\lambda_i$および縮小されたハッブル定数$h$、およびSKA1-MIDBand$\、$1は、これらの宇宙後期のパラメーター制約において、$\textit{Planck}\、$2018よりも優れています。予想される最小の不確実性は、SKA1-MIDBand$\、$1+$\textit{Planck}\、$：$w$の$\sim0.35\％$、$h$の$\sim0.27\％$、HIバイアス$b_{\rmHI}$で$\sim0.61\％$、$\lambda_{で約$3\times10^{-4}$（$7\times10^{-4}$）の絶対不確実性1}$（$\lambda_{2}$）。さらに、制約の更新に赤方偏移ビンを増やし、赤方偏移空間の歪みを含めることの影響を定量化します。私たちの結果は、それ自体で、または他の測定値との共同分析によってさらに、相互作用するダークエネルギーを制約するHI強度マッピング調査の明るい見通しを示しています。
Kインフレの再加熱の制約
この作業では、再加熱によるDBI運動項とべき乗則運動項によるKインフレの制約を再検討します。DBI運動項には、単項式ポテンシャル、$V\propto\phi^n$と$n=2/3\,,1\,,\、2$と$4$、および自然インフラトンポテンシャルとべき乗則を選択しました。二次、四次、指数ポテンシャルを選択した運動項。再加熱のフェーズは、再加熱温度$T_{re}$、再加熱中のeフォールド数$N_{re}$、および再加熱中の有効状態方程式$w_{re}$の観点からパラメーター化できます。これらのパラメータは、インフラトンの運動項とポテンシャルの選択に応じて、スペクトルインデックス$n_s$およびその他のインフレパラメータに関連付けることができます。$w_{re}$の範囲を有限にし、$T_{re}$を電弱スケールより上にするように要求することで、テンソルとスカラーの比率$r$の境界を提供できる$n_s$の境界を取得できます。。DBI運動項と2次および4次ポテンシャルを使用したKインフレの場合、物理的にもっともらしい値$0\lew_{re}\le0.25$の$r$の上限は、Planck-2018よりもわずかに大きいことがわかります。BICEP2/Keck配列がバインドされ、$n=2/3$と$1$の場合、$n_s$と$r$に対するPlanck-2018ジョイントコンストレイントを満たすために、再加熱状態方程式は$0$未満である必要があります。ただし、DBI動的項を使用した自然インフレは$r$のPlanck-2018境界と互換性があり、$n_s$のジョイントコンストレイントは物理的にもっともらしい範囲$0\lew_{re}<0.25$に対して$r$です。べき乗則の運動項を伴う2次および4次ポテンシャルは、$0\lew_{re}\le1$の$n_s$および$r$に対するPlanck-2018ジョイントコンストレイントとも互換性があります。ただし、べき乗則の運動項を伴う指数ポテンシャルの場合、$r-n_s$予測が$68\％$C.L以内に収まるようにするには、$w_{re}$の再加熱中の状態方程式を$1$より大きくする必要があります。Planck-2018の観測からの$n_s$と$r$に対するジョイントコンストレイントの比較。
不均一なビッグバン元素合成は、今日、不均一な元素分布を生み出しますか？
| Title |
Does_inhomogeneous_big_bang_nucleosynthesis_produce_an_inhomogeneous_element_distribution_today? |
| Authors |
Robert_J._Scherrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01832 |
不均一なビッグバン元素合成（BBN）は、$T\sim10^9$Kで元素存在量の空間的に不均一な分布を生成しますが、その後の元素拡散はこれらの不均一性を消去する傾向があります。BBN元素の宇宙論的共動拡散長を計算します。この拡散長は原子散乱によって制限されるため、原子が中性の場合、再結合と再イオン化の赤方偏移の間の拡散が支配的です。今日の共動拡散の長さは、$^7$Liを除くすべての対象要素で$d_{com}\約70$pcであることがわかります。$^7$Liの場合、$d_{com}$は$^のために1桁小さくなります。7$Liは、関連するエポックを通じてイオン化されたままです。この共動拡散長は、亜恒星のバリオン質量スケールに対応し、BBNの地平線スケールにほぼ等しくなります。これらの結果は、BBNの地平線よりも大きいスケールでの不均一性が、今日の元素の空間的に不均一な分布につながる可能性を支持しますが、BBNでの純粋にサブホライズンの変動は、現時点では均一な元素分布しか生じません。
重力波検出器ネットワーク：宇宙論と修正重力理論に関する標準サイレン
将来の重力波（GW）検出器ネットワーク、つまり第2世代の地上ベースの高度なLIGO+高度なVirgo+KAGRA+LIGO-インド（HLVKI）、第3世代に基づいて、標準サイレン（StS）のカタログを作成します。地上ベースのアインシュタイン望遠鏡+2つの宇宙エクスプローラー（ET+2CE）、および宇宙ベースのLISA+Taiji。各ネットワークに対応する電磁（EM）対応検出器から、GW+EMの共同検出の確率からサンプリングして、HLVKIの10年間の検出、ET+2CEの5年間の検出、および5の標準サイレンのハッブル図を作成します。LISA+Taijiの何年にもわたる検出は、2030年代に利用可能になり、リリースされると私たちは推定しています。したがって、これらの地上および間隔ベースの検出器ネットワークから組み合わせたハッブル図を作成して、レッドシフト0から7までの宇宙の拡張履歴を調査します。GW標準サイレンのカタログとハッブル図の保守的で現実的な推定とその可能性を示します。2030年代の宇宙論と修正重力理論の研究について。予測には2つの戦略を採用しています。1つは、従来のモデルフィッティングマルコフ連鎖モンテカルロ法（MCMC）です。結果は、組み合わせたStSだけで、ハッブル定数を精度レベル$0.34\％$で制約できることを示しています。これは、\textit{Planck}+BAO+Pantheonからの現在の最も正確な測定値の1.76倍です。現在のEM実験との共同StSは、宇宙論的パラメーターの制約を大幅に改善します。修正ニュートン力学は、GW伝搬からの$0.46\％$エラーで制約できます。2番目の戦略では、機械学習のノンパラメトリック再構成手法、つまりガウス過程（GP）と人工ニューラルネットワーク（ANN）を比較として使用します。GPの再構築では、MCMCと同等の結果が得られます。これらのトピックに関するさらなる研究と研究が期待されます。
シミュレートされた宇宙ウェブにおけるハロー、フィラメント、磁場の整列について
| Title |
On_the_alignment_of_haloes,_filaments_and_magnetic_fields_in_the_simulated_cosmic_web |
| Authors |
Serena_Banfi,_Franco_Vazza,_Claudio_Gheller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01943 |
宇宙ウェブのスケールを横切るガスと暗黒物質の連続的な流れは、ハローとフィラメント（およびそれらに含まれる磁場）の相関する動的特性を生成する可能性があります。この作業では、1e8-1e14Msunの範囲の質量と最大8Mpcの長さのフィラメントについて、フィラメントに関するハロースピンの特性と配向、およびこれらのオブジェクトの周囲の磁場の形態を研究します。さらに、これらの特性が、さまざまな（アストロ）物理プロセスの存在下または非存在下で、さまざまな磁気初期条件でどのように変化するかを研究します。オイラーコードエンツォを使用して宇宙論的電磁流体力学シミュレーションを実行し、ハローのフィラメント状の接続性を3次元で研究するためのシンプルで堅牢なアルゴリズムを開発します。形態学的および磁気的特性を調査し、フィラメントに沿った磁場の整列に焦点を当てます。この整列の程度は、関与する物理的プロセスと磁気の初期条件に部分的に依存することが示唆されています。これらのオブジェクトを取り巻く磁場を検出する潜在的な試みに対するこの効果の寄与について説明します。ファラデー回転測定手法からの磁場の推定にバイアスが生じることがわかります。具体的には、銀河系外の磁場がフィラメントの軸と整列する傾向が強いことを考えると、この効果が視線磁場の作成に寄与するため、磁場の値は3倍過小評価される可能性があります（フィラメントの場合）空の平面で）全体よりもはるかに小さい。
圧力マキシマがない場合のALMAリングの生存
最近のALMAの観測では、原始惑星系円盤の大部分に（サブ）ミリメートルの波長の明るいリングが含まれていることが明らかになっています。ガスディスクの最大圧力によって引き起こされるダストトラップは、これらのリングの一般的な説明です。しかし、そのような圧力の上昇がディスクの進化の時間スケールで生き残ることができるかどうかは不明です。この作業では、滑らかなガスディスク内のダストとガスの相互作用のみを含む代替シナリオを調査します。ALMAリングは、微惑星を活発に形成している密集した塊状の中央平面の現れであると仮定します。塊状の媒体自体は放射状のドリフトをほとんど経験しませんが、塊は崩壊と垂直輸送および微惑星の形成によって質量を失います。シードリングから始めて、輸送方程式を数値的に解き、リングの生存を調査します。一般に、リングは、凝集成分の拡散により、外側に移動します。圧力サポートがない場合、リングは$\sim$40$M_\oplus\、\mathrm{Myr}^{-1}$の割合で材料を漏らし、リングが生き残るためには、小石の外部の大量の貯水池から供給しなければなりません。小石のサイズがディスク内で一定である場合、リングの形成と分散の間のサイクルが発生します。リングは大量の微惑星を生成します。これは惑星形成の材料であり、莫大な予算の推定された塵円盤を説明する可能性があります。ALMA観測の模擬画像は、DSHARPのサンプルからのエリアス24およびAS209のリングとよく比較されます。
低質量星の周りのスーパーアースの急速な形成
NASAのTESSミッションは、数百のM準惑星を発見することが期待されています。しかし、低質量の星の周りに惑星がどのように形成されるかに焦点を当てた研究はほとんどありません。このギャップを埋め、TESSの結果の解釈を支援するために、M準惑星の形成プロセスをよりよく特徴付けることを目指しています。ガスディスクが存在するかどうか、胚の半主軸の初期範囲、および初期の固体表面密度プロファイルが異なる10セットのN体惑星形成シミュレーションを使用します。各シミュレーションは、0.2太陽質量の星の周りの147個の等質量胚から始まり、100Myrで実行されます。惑星は急速に形成され、ほとんどの衝突は最初の1Myr以内に発生することがわかります。ガスディスクの存在は、ガスのない環境と比較して惑星の最終的な数を減らし、惑星を内側に移動させます。惑星系の約4分の1がガスディスク内で最終的な巨大衝撃を経験していることがわかります。これは、一部のスーパーアースが最終的な巨大衝撃の後に拡張ガスエンベロープを再蓄積できる可能性があることを示唆しています。光蒸発。さらに、惑星の最終的な分布は、ガスディスクが存在するかどうかに関係なく、初期の表面密度プロファイルの傾きの記憶を保持していないことがわかります。したがって、我々の結果は、現在の観測が、固体の初期分布を正確にリバースエンジニアリングするのに十分な情報を提供する可能性が低いことを示唆している。
原始惑星系円盤の最大圧力における小石降着惑星核の隔離質量の増加
小石が降着する惑星核の成長は、ガスで開いたギャップの外縁に現れる最大圧力のために、その\textit{分離質量}に達すると停止します。この最大圧力は、内向きに漂う小石をトラップし、コアへの固形物の付着を防ぎます。一方、大量の小石（$\sim100M_\oplus$）は、分離質量に達するまでコアの軌道を流れる必要があります。コアが原始惑星系円盤のダストトラップ内で成長すると、ペブル集積の効率が向上します。ダストトラップは、ALMAによってリング状の構造として観察され、惑星移動トラップとしても機能する可能性のあるディスク内の全球圧力の最大値の存在を示唆しています。この作品は、ペブル集積によってそのような最大圧力で惑星核がどれほど大きく成長できるかを明らかにすることを目的としています。私たちの流体力学シミュレーションでは、小石は抗力によってガスに相互に結合された圧力のない流体として扱われます。私たちの結果は、全球圧力の最大値において、惑星コアの小石隔離質量が、べき乗則の面密度プロファイルを持つディスクよりも大幅に大きいことを示しています。隔離質量の増加は、巨大惑星の形成時間を短縮します。
水が豊富な惑星に対する改善された水の状態方程式の意味
| Title |
Implications_of_an_improved_water_equation_of_state_for_water-rich_planets |
| Authors |
Chenliang_Huang,_David_R._Rice,_Zachary_M._Grande,_Dean_Smith,_Jesse_S._Smith,_John_H._Boisvert,_Oliver_Tschauner,_Ashkan_Salamat,_and_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01410 |
水（H$_{2}$O）は、あらゆる形態で、惑星体の重要な構成要素であり、居住性を制御し、地質学的活動に影響を与えます。多くの惑星の内部に見られる条件下では、圧力が上昇するにつれて、水中の水素結合は徐々に弱まり、イオン結合に置き換わります。水状態方程式（EOS）の最近の実験的測定では、H結合水氷の新しい相であるice-VII$_t$と、イオン結合氷Xへの30GPaをわずかに超える比較的低い遷移圧力の両方が示されました。体積弾性率は2.5倍です。ice-Xの体積弾性率が高いと、特定の質量に対してより大きな惑星が生成され、それによって多くの太陽系外惑星の体積に対する大気の寄与が減少するか、それらの含水量が制限されます。新しいEOS測定が、水に富む惑星の惑星の質量と半径の関係および内部構造に与える影響を調査します。以前の実験的EOS測定値と新しい実験的EOS測定値の体系的な違いによって引き起こされる惑星の質量と半径の関係の変化は、一部の惑星サイズでの観測の不確実性に匹敵することがわかりました。
金星のスピン状態と慣性モーメント
| Title |
Spin_state_and_moment_of_inertia_of_Venus |
| Authors |
Jean-Luc_Margot,_Donald_B._Campbell,_Jon_D._Giorgini,_Joseph_S._Jao,_Lawrence_G._Snedeker,_Frank_D._Ghigo,_Amber_Bonsall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01504 |
内部の質量分布や1日の長さの変化など、金星の基本的な特性は不明なままです。2006年から2020年に取得された金星の回転に関連付けられたレーダースペックルの地球ベースの観測を使用して、そのスピン軸の向き、スピン歳差運動率、慣性モーメント、および日長の変動を測定しました。金星は、その軌道面に対して2.6392$\pm$0.0008度（$1\sigma$）傾いています。スピン軸は、年間44.58$\pm$3.3アーク秒の速度で歳差運動します。これにより、正規化された慣性モーメント0.337$\pm$0.024が得られ、コアのサイズの概算が得られます。金星の平均恒星日は現在243.0226$\pm$0.0013地球日（$1\sigma$）です。固体惑星の自転周期は61ppm（$\sim$20分）の変動を示し、日中または半日中の強制の可能性があります。1日の長さの変動は、少なくとも$\sim$4％の大気の角運動量の変化が固体惑星に伝達されることを意味します。
テクノシグネチャーを検索するための将来のミッションのコンセプト
| Title |
Concepts_for_future_missions_to_search_for_technosignatures |
| Authors |
Hector_Socas-Navarro,_Jacob_Haqq-Misra,_Jason_T._Wright,_Ravi_Kopparapu,_James_Benford,_TechnoClimes_2020_workshop_participants |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01536 |
近年の太陽系外惑星科学と観測能力の驚異的な進歩に動機付けられた、従来のSETI無線検索を超えた技術署名（TS）を探すための新しいユニークな機会が現在存在しています。公的および私的の両方の宇宙機関は、現在または今後の技術を使用した将来のTS検索の最適な方法に関するコミュニティの見解について学ぶことに特に関心があるかもしれません。このレポートはその方向への取り組みです。TSを検索するために設計された一連の可能なミッションの概念を提案しますが、そのようなミッションによって提供されるデータは、天体物理学の他の領域にも役立ちます。TSの幅広い多様性を定量的に分析するための新しいフレームワークを紹介します。このフレームワークは、TS宇宙フットプリントのスケールに関連する新しいパラメーターであるichnoscaleの概念、そのようなTSを検索できる潜在的なターゲットの数、およびそれが時間的に連続しているかどうかに基づいています。
ExoMolラインリスト-XLI。アルカリ金属水酸化物KOHおよびNaOHの高温分子線リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XLI._High-temperature_molecular_line_lists_for_the_alkali_metal_hydroxides_KOH_and_NaOH |
| Authors |
A._Owens,_J._Tennyson,_S._N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01601 |
水酸化カリウム（KOH）と水酸化ナトリウム（NaOH）は、高温の岩石のスーパーアース系外惑星の大気中で発生すると予想されますが、分光データの欠如がそれらの潜在的な検出を妨げています。堅牢な第一原理手法を使用して、$T=3500$Kまでの温度に適用可能なKOHおよびNaOHの包括的な分子ラインリストが提示されます。KOHOYT4ラインリストは、0〜6000cm$^{-1}$（波長$\lambda>1.67$$\mu$m）の範囲をカバーし、最大$Jの回転励起による730万のエネルギーレベル間の380億の遷移で構成されます。=255$。NaOHOYT5ラインリストは、0〜9000cm$^{-1}$（波長$\lambda>1.11$$\mu$m）の範囲をカバーし、最大$までの回転励起を伴う790万の分子状態を含むほぼ500億のラインを含みます。J=206$。OYT4とOYT5のラインリストは、www.exomol.comのExoMolデータベースから入手でき、高温の岩石系外惑星の研究に大いに役立つはずです。
2Dシミュレーションから計算された衝突パラメータの統計
衝突確率を上げることで惑星形成のシミュレーションを高速化する一般的な方法は2つあります。（{\iti}）モーションを2Dに制限する、（{\itii}）拡張係数によって物体の物理半径を人為的に強化する。この論文では、それぞれ$10^4$の相互作用する物体を含む100のシミュレーションを実行し、実行の結果から衝突パラメータを計算しました。各実行は、精度の低いパラメータと高いパラメータに対して実行されました。主な目標は、衝突パラメータの確率分布関数とそれらの拡張係数への依存性を決定することです。シミュレーションデータからの衝突パラメータの決定を改善するために、簡単な方法が考案されています。衝突パラメータの分布は均一であり、膨張係数とは無関係であることが示されました。実際の衝突の場合、衝突速度は1つの相互脱出速度よりも大きくなります。これは、2体問題を使用して説明できる結果です。その結果は、合併を想定した地球型惑星の最終的な付着のシミュレーションにいくつかの疑問を投げかけています。衝突結果マップは、\cite{Leinhardt2012}の断片化モデルを採用して作成され、さまざまなタイプの衝突の数を推定しました。以前の作品との詳細な比較は、異なる作品の間に類似点と有意差があることを示しています。結果は、惑星の円盤が成熟し、物体の質量が大部分の衝突よりも徐々に変化するにつれて、部分的な降着またはかすめと融合の衝突のいずれかを介して質量の成長につながることを示しています。
小惑星の質量と密度（16）プシケ
小惑星の質量推定のための新しいマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ベースのアルゴリズムを、10種類の小惑星との接近遭遇に基づいて、NASAの名を冠したPsycheミッションのターゲットである小惑星（16）Psycheに適用し、$（1.117\pm0.039）\times10^{-11}$太陽の質量。小惑星（1）セレスと（4）ベスタに適用することで、私たちの方法が期待どおりに機能することを確認し、その結果がドーンミッションによって得られたこれらの物体の非常に正確な質量推定値と一致していることを確認します。次に、Psycheの質量推定値を最新の体積推定値と組み合わせて、対応するかさ密度を$（3.88\pm0.25）$g/cm$^3$として計算します。推定されたかさ密度は、プシュケが原始惑星の露出した固体鉄コアである可能性を除外しますが、フェロボルカニズムがプシュケで発生したという最近の仮説と完全に一致しています。
彗星C / 2016 R2（PanSTARRS）の特異な組成の起源にある原始太陽星雲における過揮発性物質のコールドトラップ
| Title |
Cold_traps_of_hypervolatiles_in_the_protosolar_nebula_at_the_origin_of_comet_C/2016_R2_(PanSTARRS)'s_peculiar_composition |
| Authors |
Olivier_Mousis,_Artyom_Aguichine,_Alexis_Bouquet,_Jonathan_I._Lunine,_Gr\'egoire_Danger,_Kathleen_E._Mandt_and_Adrienn_Luspay-Kuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01793 |
長期間の彗星C/2016R2（PanSTARRS）の最近の観測は、異常に高いN2/CO存在比を示しており、通常0.05より大きく、67P/Churyumov-Gerasimenkoで測定されたものより少なくとも2〜3倍高い。この彗星のもう一つの顕著な組成上の特徴は、他の彗星と比較して、H2Oが大幅に減少していることです。ここでは、これら2つの重要な特徴を再現した一般的な彗星の形成状況を調査します。最初に、この彗星がクラスレートから凝集した可能性を想定していますが、そのようなシナリオでは、観測された低水量を説明できないことがわかりました。次に、揮発性物質の半径方向の輸送を説明するディスクモデルを使用して、純粋な凝縮物でできた粒子や小石から彗星C/2016R2（PanSTARRS）の構成要素が凝集した可能性を調査します。この彗星で推定された値を再現するN2/CO比は、COとN2の氷線の近くに凝縮した粒子に見られることを示しています。さらに、高いCO/H2O比（初期気相値の>100倍）は、CO氷線の近くに凝縮した粒子に見られます。このような粒子から組み立てられた彗星の構成要素は、彗星C/2016R2（PanSTARRS）のコマで行われた測定と一致するN2/COおよびCO/H2O比を示す必要があります。私たちのシナリオは、彗星C/2016R2（PanSTARRS）が、より通常の組成を共有する他の彗星よりも寒い環境で形成されたことを示しています。私たちのモデルはまた、星間彗星2l/Borisovの異常な組成を説明しています。
Covid-19の時代の地球質量惑星：KMT-2020-BLG-0414Lb
| Title |
An_Earth-mass_Planet_in_a_Time_of_Covid-19:_KMT-2020-BLG-0414Lb |
| Authors |
Weicheng_Zang,_Cheongho_Han,_Iona_Kondo,_Jennifer_C._Yee,_Chung-Uk_Lee,_Andrew_Gould,_Shude_Mao,_Leandro_de_Almeida,_Yossi_Shvartzvald,_Xiangyu_Zhang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_John_Drummond,_Thiam-Guan_Tan,_Jos\'e_Dias_do_Nascimento_J\'unior,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu,_Ian_A._Bond,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Takahiro_Sumi,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01896 |
惑星とホストの質量比が$q_2=0.9$-$1.2\times10^{-5}=3$-$4〜q_{\oplus}のKMT-2020-BLG-0414Lbの発見を報告します。$1\sigma$で、これはこれまでで最も低い質量比のマイクロレンズ惑星です。他の2つの最近の発見（$4\lesssimq/q_\oplus\lesssim6$）と一緒に、三角形の$（\logs、\logq）$図の下部にある前の空のセクターを埋めます。ここで$s$は、アインシュタイン半径$\theta_{\rmE}$の単位で表した惑星とホストの間隔です。したがって、これらの発見は、非常に低い$q$の惑星の不足を説明するために以前に提案された、質量比関数の破壊の存在、または少なくとも強さを疑問視しています。イベントの極端な拡大、基礎となる一眼レフイベントの$A_{\rmmax}\sim1450$のため、その光度曲線は$q_3\sim0.05$と$|\logs_3|の2番目のコンパニオンを明らかにしました。\sim1$、つまり、射影でホストに近い、またはホストから遠い係数$\sim10$。マイクロレンズ視差$\pi_{\rmE}$とアインシュタイン半径$\theta_{\rmE}$の測定により、ホスト、惑星、および2番目のコンパニオン質量$（M_1、M_2、M_3）の推定が可能になります。\sim（0.3M_{\odot}、1.0M_{\oplus}、17M_{J}）$、惑星と2番目のコンパニオンの投影された分離、$（a_{\perp、2}、a_{\perp、3}）\sim（1.5、0.15〜{\rmor}〜15）$〜au、およびシステム距離$D_{\rmL}\sim1$kpc。レンズは混合光（$I\sim19.3$）のほとんどまたはすべてを占める可能性があるため、システムの性質をさらに明確にすることができる高解像度の測光および分光観測ですぐに調べることができます。この惑星は、高倍率のイベントの高ケイデンス追跡観測の新しいプログラムの一部として発見されました。この惑星の検出は、Covid-19によって課せられたかなりの困難（2つのKMTサイトとOGLEがシャットダウンされた）にもかかわらず、このプログラムの潜在的な有用性を示しています。
火星の熱圏/外気圏の組成に対する太陽風による日々の影響
| Title |
Solar_wind-driven_day-to-day_effects_on_the_Martian_thermosphere/exosphere_composition |
| Authors |
Kamsali_Nagaraja,_Praveen_Kumar_Basuvaraj,_S._C._Chakravarty,_K._Praveen_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01930 |
1976年にバイキング着陸船ミッションによって実施された上層大気密度と組成の高度プロファイルの最初の\emph{in-situ}測定以来、同様のデータが、質量分析計を使用して2014年9月から火星を周回するMAVENおよびMOM宇宙船によって継続的に収集されました。およびその他の関連するペイロード。2つのオービターによるほぼ同時の観測を使用して、両方のデータセットが、太陽EUV放射が発生する2018年6月1〜15日の火星の熱圏/外気圏におけるアルゴン（$Ar$）密度プロファイルの有意な日々の変動を確認することを示します。目に見える変化は見られませんでした。この研究を拡張して、親大気成分（$CO_{2}$、$Ar$、$He$、$N_{2}$）と光化学生成物（$O$、$CO$）を含めて効果を調べます。上記の時間間隔中の太陽風プラズマ（$e/H^{+}$）の速度とフラックスの変化。これらの成分の密度プロファイルは、2018年6月の第1週に追加の電子衝撃の解離とイオン化が発生し、翌週には通常の状態に戻るため、大きな影響を示します。これらの初めての結果は、関連する中性およびイオン化学反応の数に基づいて解釈されます。この結果は、火星の熱圏/外気圏組成研究の将来のモデリング作業と、シュワベ周期による太陽EUV関連の変動への重要なインプットを提供します。
暗黒物質下部構造の潮汐進化-II。サブハロ質量関数と放射状プロファイルに対する人工破壊の影響
| Title |
The_tidal_evolution_of_dark_matter_substructure_--_II._The_impact_of_artificial_disruption_on_subhalo_mass_functions_and_radial_profiles |
| Authors |
Sheridan_B._Green,_Frank_C._van_den_Bosch,_Fangzhou_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01227 |
最近のいくつかの研究では、人工的なサブハロ破壊（サブハロの自発的で非物理的な崩壊）が、最先端の暗黒物質のみの宇宙論的シミュレーションで依然として蔓延していることが示されています。推定されたサブハロ人口統計に対する混乱の影響を定量化するために、サブハロ進化の理想化された高解像度シミュレーションのDASHデータベースを使用して較正された潮汐ストリッピングの改善された処理で半分析SatGen動的サブハロ進化モデルを補強します。人為的な混乱はありません。また、Bolshoiシミュレーションで破壊の統計的特性を再現する人工破壊のモデルを開発します。このフレームワークを使用して、サブハロ質量関数（SHMF）、数密度プロファイル、および下部構造の質量分率を予測し、これらの量が人工的な破壊と質量分解能の制限によってどのように影響を受けるかを研究します。人工的な破壊が$10-20\％$レベルでこれらの量に影響を及ぼし、SHMFを2倍も抑制する可能性があるという以前の懸念を改善することがわかりました。サブハロー人口の約半分を構成するスプラッシュバックハローを適切に説明するために、半分析的下部構造モデリングに軌道積分を含める必要があることを示します。暗黒物質のみのシミュレーションで見られるサブハロ数密度の半径方向のバイアスの主な原因は、人為的な破壊ではなく、$N$体シミュレーションの解像度の限界であることを示しています。したがって、サブハロを研究するためにそのようなシミュレーションを使用することの主な制限は、質量分解能のままであると結論付けます。私たちのモデルは、数値的な解像度の制限と人為的な混乱の両方がない場合に、下部構造の統計を研究するための高速で柔軟かつ正確な代替手段を提供します。
尖点コア変換のSN駆動メカニズム：評価
矮小銀河をホストする孤立したハローの暗黒物質（DM）分布に対する超新星（SN）フィードバックの影響を模倣することを目的としたN体シミュレーションの効果的なモデルを提示してテストします。モデルは、DMハローと矮小銀河の両方の宇宙史から物理的に切り離されていますが、SN駆動の過程で、銀河濃度、総フィードバックエネルギー、エネルギー注入時間などのさまざまな巨視的パラメーターの影響を研究することができます。物理的に明確な方法でのコア形成。異なるSNフィードバックパラメータを持つ孤立したハローの一連のN体シミュレーションで効果的なモデルを使用すると、DMコアが形成されるかどうかは主に注入されたSNフィードバックエネルギーの総量に依存することがわかります。一定の注入エネルギーでは、DMコアのサイズが大きくなるほど、エネルギー注入が速くなり、矮小銀河がコンパクトになります。運動学的トレーサーの軌道進化を分析し、エネルギー注入が内部ハロー内の粒子の動的タイムスケールに対して衝動的である場合にのみ、SNフィードバックを通じてコアが形成されることを示します。ただし、逆のステートメントは正しくありません。その結果、重力ポテンシャルの衝動的な変化の兆候の存在は、矮星サイズのハローがコア密度プロファイルを持つための十分条件ではありません。
より可変的なクエーサーはより強い輝線を持っています
降着円盤の乱流によって引き起こされる可能性が高いUV/光学的変動は、1型活動銀河核（AGN）とクエーサーの特徴です。この作業では、SDSSStripe82のクエーサーを使用して、このような乱流の興味深い結果を調査します。SDSSStripe82では、UV/光学変動振幅の測定値が$\sim$10年の光度曲線から利用できます。UV/光学変動振幅$\sigma_{rms}$と、CIV、MgII、および[OIII]5007輝線の相当幅との間に正の相関関係があることを発見しました。このような相関は、偏相関分析を通じて、つまり、ボロメータの光度、中央の超大質量ブラックホールの質量、エディントン比、赤方偏移などの他の変数の影響を制御した後も、統計的に堅牢なままです。これは、初めて、ディスクの乱流と輝線の生成との間の因果関係を示しています。我々は、両方が関与する可能性のある2つの潜在的な根底にあるメカニズムを提案します。2）より強いディスク乱流は、より大きな被覆率を持つ輝線領域の打ち上げにつながる可能性があります。
| Title |
Massive_High-Redshift_Quiescent_Galaxies_With_JWST |
| Authors |
Themiya_Nanayakkara,_James_Esdaile,_Karl_Glazebrook,_Juan_M._Espejo_Salcedo,_Mark_Durre,_Colin_Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01459 |
宇宙の最近の地上ベースの深い観測は、$z\sim3-5$で巨大な静止銀河の集団を発見しました。観測されたソースの数密度は、宇宙論モデルによって予測されたものよりも高くなっています。したがって、これらの銀河の形成と進化のメカニズムを制約することは、宇宙がどのように宇宙の初期にそのような巨大な銀河を構築したか、そしてどのメカニズムが星形成の停止を引き起こしたかを決定するために重要です。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の予定された打ち上げにより、$z\sim3-5$銀河のレストフレーム光学的特徴の観測は、搭載されたNIRSpec機器の継続的な$0.6-5.3\mum$カバレッジを通じて可能になります。ここでは、模擬JWST/NIRSpec観測を実行して、この宇宙ウィンドウ内の大規模な静止銀河の完全性、星形成履歴、元素の存在量、および初期質量関数を効率的に回復するための最適な観測戦略を決定します。スマートグリズム/フィルターの選択を通じて、NIRSpecスリットと面分光観測を使用して、これらの銀河の形成経路を高精度で高効率に制限できることを示します。そのような観察は、初期の宇宙における銀河の進化の理解に革命をもたらす可能性があり、初期の宇宙における銀河の進化モデルに非常に必要な制約を提供します。
高赤方偏移星形成銀河の類似体としての低赤方偏移コンパクト星形成銀河
| Title |
Low-redshift_compact_star-forming_galaxies_as_analogues_of_high-redshift_star-forming_galaxies |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1_and_2),_N._G._Guseva_(1_and_2),_K._J._Fricke_(2_and_3),_C._Henkel_(2_and_4),_D._Schaerer_(5_and_6),_T._X._Thuan_(7)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(3)_Institut_fuer_Astrophysik,_Goettingen_Universitat,_Goettingen,_Germany,_(4)_Astronomy_Department,_King_Abdulaziz_University,_Jeddah,_Saudi_Arabia,_(5)_Observatoire_de_Geneve,_Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(6)_IRAP/CNRS,_Toulouse,_France,_(7)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01505 |
SloanDigitalSkySurvey（SDSS）のデータリリース16（DR16）からの約25,000の低赤シフト（z<1.0）コンパクト星形成銀河（CSFG）と高赤シフト（z）のさまざまな統合特性間の関係を比較します。>1.5）酸素存在量、恒星質量M*、遠紫外線絶対マグニチュードM（FUV）、星形成率SFRおよび特定の星形成率sSFR、ライマン連続光子生成効率に関する星形成銀河（SFG）（xi_ion）、UV連続体勾配\beta、[OIII]5007/[OII]3727および[NeIII]3868/[OII]3727比、および輝線相当幅EW（[OII]3727）、EW（[OIII]5007）、およびEW（H\alpha）。H\beta輝線の相当幅が高い、EW（H\beta）>100Aの低zCSFGと、高zSFGの関係は非常に類似しており、これら2つの銀河のカテゴリーの物理的特性が近いことを意味します。。したがって、CSFGは、高zユニバースのSFGの優れたプロキシである可能性があります。それらはまた、星の質量がより低く、約10^6Msunまでの銀河、および-14等程度の弱い絶対FUVマグニチュードにまで及びます。それらの近接性のおかげで、CSFGは遠くのSFGよりもはるかに詳細に研究することができます。したがって、ここで研究したCSFGの大規模なサンプルの統合された特性間の関係は、大規模な地上望遠鏡と宇宙望遠鏡での将来の観測における高z矮小銀河の理解に非常に役立つことがわかります。
Mstar <1.E8Msunの低質量銀河からのライマン連続体の漏れ
| Title |
Lyman_continuum_leakage_from_low-mass_galaxies_with_Mstar_ |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_G._Worseck_(2),_D._Schaerer_(3_and_4),_N._G._Guseva_(1),_J._Chisholm_(5),_T._X._Thuan_(6),_K._J._Fricke_(7),_A._Verhamme_(3)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Universitat_Potsdam,_Potsdam,_Germany,_(3)_Observatoire_de_Geneve,_Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(4)_IRAP/CNRS,_Toulouse,_France,_(5)_Astronomy_Department,_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_USA,_(6)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA,_(7)_Institut_fuer_Astrophysik,_Goettingen_Universitat,_Goettingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01514 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器による、0.3179-0.4524の範囲の赤方偏移zにある9つの低質量星形成銀河の観測結果を示します。レートsSFR〜150-630yr^{-1}は、漏れているライマン連続体（LyC）の放出が、恒星の質量や銀河の他のいくつかの特性に依存することを研究することを目的としています。脱出率fesc（LyC）が11〜35％の範囲にある9つの銀河のうち4つでLyC放出を検出し、残りの5つの銀河でfesc（LyC）の上限を設定します。7つの銀河に2つのピークがあり、残りの2つの銀河にもっと複雑なLy-alphaプロファイルがあると思われる狭いLy-alpha輝線が観測されます。ピークVsep間の速度分離は、〜229km/sから〜512km/sの範囲で変化します。低質量銀河に関する私たちの追加データは、より高い恒星質量を持つ以前の低赤方偏移銀河サンプルで見つかったfesc（LyC）とVsepの間の緊密な反相関を確認および強化します。Vsepは、LyCリークの最良の間接的な指標であり続けます。fesc（LyC）の依存度が低く、ばらつきが大きいO32よりも優れています。最後に、予想に反して、銀河の恒星の質量Mstarの減少に伴うfesc（LyC）の増加は見られません。
| Title |
The_dynamical_structure_of_broken_power-law_and_double_power-law_models_for_dark_matter_haloes |
| Authors |
Maarten_Baes_and_Peter_Camps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01579 |
銀河の運動学と重力レンズは、銀河スケールでの暗黒物質の分布を制限するための2つの補完的な方法です。動的研究で採用されている典型的な暗黒物質密度プロファイルは、レンズ研究では簡単に採用できません。理想的には、現実的な暗黒物質分布のグローバルな特性を持ち、倍率と偏向角の分析計算を可能にする質量モデルを使用する必要があります。これらのプロパティを備えた単純なモデルであるべき乗則（BPL）モデルが、ごく最近導入されました。BPLモデルのファミリーの動的構造を調べます。基本的な動的特性の単純な閉じた式を導き出し、速度等方性を仮定して分布関数を研究します。現実的なパラメータを持つBPLモデルには、位相空間全体で正の等方性分布関数がないことがわかります。これは、BPLモデルが等方性速度分布、またはより放射状に異方性の軌道構造を持つモデルではサポートできないことを意味します。この結果は、レンズ研究のツールとしてのBPLファミリーの魅力をある程度制限します。より一般的には、暗黒物質ハローのモデル化によく使用される、二重べき乗則または趙モデルの一般的なファミリーのすべてのメンバーが、等方性または放射状に異方性の分布関数でサポートできるわけではないことがわかります。言い換えると、分布関数は、正常に動作する密度プロファイルを持つ球対称モデルでも負になる可能性があります。
M33 IIIにおける巨大分子雲のALMA観測：星形成の不活性な百万太陽質量雲の空間的に分解された特徴
| Title |
ALMA_Observations_of_Giant_Molecular_Clouds_in_M33_III:_Spatially_Resolved_Features_of_the_Star-Formation_Inactive_Million-solar-mass_Cloud |
| Authors |
Hiroshi_Kondo,_Kazuki_Tokuda,_Kazuyuki_Muraoka,_Atsushi_Nishimura,_Shinji_Fujita,_Tomoka_Tosaki,_Sarolta_Zahorecz,_Rie_E._Miura,_Masato_I.N._Kobayashi,_Sachiko_Onodera,_Kazufumi_Torii,_Nario_Kuno,_Hidetoshi_Sano,_Toshikazu_Onishi,_Kazuya_Saigo,_Yasuo_Fukui,_Akiko_Kawamura,_Kisetsu_Tsuge,_and_Kengo_Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01610 |
$^{12}$CO（$J$=2-1）、$^{13}$CO（$J$=2-1）、およびC$^{18}$O（$J$=2-1）0".44$\times$0".27（$\sim$2pc$\）の角度分解能でALMAを使用したM33で最も巨大な巨大分子雲（GMC）の1つであるGMC-8に対する観測回$1pc）。初期の研究では、総質量が$\sim$10$^{6}$$M_{\odot}$の十分な分子リザーバーにもかかわらず、その高質量星形成は不活性であることが明らかになりました。高角度分解能データにより、この特異なソースを分子塊スケールまで分解することができます。GMCの注目すべき特徴の1つは、丸い形のガス構造（「メインクラウド」）が$\sim$50pcスケールを超えていることです。これは、得られた注目すべきフィラメント/シェルが支配的な他の2つのアクティブな星形成GMCとはまったく異なります。M33での一連の研究による。総分子量に関して$^{13}$COデータによって追跡された比較的密度の高いガスの割合は、わずか$\sim$2％であり、それらの空間構造と密度がアクティブな星に到達するために十分に発達していないことを示唆しています形成。CO速度分析は、GMCが全体として単一の成分で構成されていることを示していますが、メインクラウドにいくつかの局所的な速度変動があり、外側の領域に余分な青方偏移成分があります。COを以前に公開された大規模HIデータと比較すると、外部の原子ガス流がGMCを$\sim$10$^6$$M_{\odot}$まで成長させるのに十分な量の材料を供給したことが示唆されます。
ブレーマーディープフィールドはz〜7でイオン化されていますか？
ここでは、ブレマーディープフィールド（BDF）の星形成銀河の集団が、14000cMpc3の体積を持つ大きなものに融合する過程にある可能性のある2つの大きなイオン化気泡を形成するのに十分なイオン化力を持っていることを示します。BDFで特定された線源は、z$\upperx$7の予想される低光度源のセットで完成しています。BDF内のさまざまな星形成銀河によって生成される1秒あたりの電離光子の数を推定しました。この数は、2つの過密領域の周りの気泡をイオン化するために必要な数と比較されています。参考までに、AMIGA宇宙論的進化モデルから導出された電離放射率を使用しました。最も控えめな推定値を使用しても、ライマン連続体の脱出率が10\％の場合でも、BDF内で定義した2つの領域が再イオン化されることがわかります。電離光子生成効率のより現実的な推定を仮定すると、両方の気泡は、パーコレーションによってz=6までに宇宙の再電離を完了したものなど、大きな再電離気泡に融合する過程にあります。エスケープのかなり小さい値BDFを再電離するために必要な割合は、BDFで識別されるかすかなLy{\alpha}エミッターの低い割合と互換性があります。最後に、低光度の光源が実際にBDF電離光子生成の主な要因であることを確認します。
| Title |
Barred_spiral_galaxies_in_modified_gravity |
| Authors |
Mahmood_Roshan,_Indranil_Banik,_Neda_Ghafourian,_Ingo_Thies,_Benoit_Famaey,_Elena_Asencio,_Pavel_Kropua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01794 |
標準的な宇宙論的文脈での銀河形成シミュレーション内でバーが形成されると、暗黒物質（DM）との力学的摩擦により、バーはかなりゆっくりと回転します。ただし、観測されたほとんどすべての銀河系のバーは、共回転半径とバーの長さの比率の点で高速です。ここでは、{この比率}の観測された分布とレッドシフト0でのEAGLEシミュレーションの分布との間に$8\sigma$の張力を明示的に表示します。また、DMハローに埋め込まれたニュートン銀河円盤の進化を3つの拡張重力での進化と比較します。理論：ミルグロミアンダイナミクス（MOND）、非局所重力のモデル、および修正重力ベクトル重力理論（MOG）。私たちのモデルは同じ初期バリオン分布{および回転曲線}で始まりますが、長期的な進化は異なります。バーの不安定性は、他のモデルと比較して、MONDでより激しく発生します。拡張重力モデル間にはいくつかの共通の特徴があります。特に、DMモデルで重要な役割を果たす力学的摩擦$-$が果たす役割はごくわずかです。部分的にこの理由のために、すべての拡張重力モデルは、DMの場合と比較して、より弱いバーとより速いバーパターン速度を予測します。理想化された{分離された}拡張重力シミュレーションに強いバーがないことは観測と緊張関係にありますが、それらは「速い」バーパターン速度に対する強い観測の好みを再現します。明らかに「超高速」バーは、バーとスパイラルアームの位置合わせが原因で、バーの長さが過大評価されている可能性があるという以前の調査結果を確認します。
パルサーにおける3次元スピン速度整列の最初の証拠
| Title |
The_first_evidence_for_three-dimensional_spin-velocity_alignment_in_pulsars |
| Authors |
Jumei_Yao,_Weiwei_Zhu,_Richard_N._Manchester,_William_A._Coles,_Di_Li,_Na_Wang,_Michael_Kramer,_Daniel_R._Stinebring,_Yi_Feng,_Wenming_Yan,_Chenchen_Miao,_Mao_Yuan,_Pei_Wang,_Jiguang_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01839 |
パルサーの発見と超新星爆発との関連の確認から50年以上経った今でも、パルサーの初期スピンと速度の起源は謎のままです。数百km/sの典型的な宇宙速度は、超新星噴出物またはニュートリノ放出のいずれかにおける非対称性に起因する「キック」に起因しています。観測は、若いパルサーのパルサー空間速度とスピン軸の整列の強い傾向を示しましたが、これまで、これらの比較は2次元に制限されていました。ここでは、主にパルサーPSR〜J0538+2817とそれに関連する超新星残骸S147の500メートルの開口球形無線望遠鏡で行われた観測に基づいて、スピンベクトルと速度ベクトルの間の3次元整列の最初の証拠を報告します。これらおよび関連する観測の分析により、超新星残骸内のパルサーの位置、したがってその視線速度を決定することができました。超新星爆発の現在のシミュレーションでは、このような3次元の整列を作成することは困難です。新しい観測の前例のない感度に依存する私たちの結果は、パルサーの回転軸と誕生キックの方向の間の興味深い相関関係に別の次元を追加し、したがって、中性子星の誕生を取り巻く謎を深めます。
銀河バルジの背後にあるVVV銀河の過密度
| Title |
Overdensity_of_VVV_galaxies_behind_the_Galactic_bulge |
| Authors |
Daniela_Galdeano,_Luis_Pereyra,_Fernanda_Duplancic,_Georgina_Coldwell,_Sol_Alonso,_Andr\'es_N._Ruiz,_Sof\'ia_A._Cora,_Noelia_Perez,_Cristian_Vega-Mart\'inez,_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01865 |
VVVタイル$b204$に対応する1.636平方度の領域を調査しました。SExtractorを使用して、この領域の拡張ソースのカタログを生成する測光データを分析しました。これらのソースが銀河の候補であることを確認するために、RGB画像を視覚的に検査して典型的な銀河の特徴を探しました。2MASXとGCMWのカタログ化されたソースを使用して、カタログの完全性と汚染をテストし、銀河を選択するための適切なカラーカットを定義しました。また、観測結果を暗黒物質シミュレーションの2つの半分析モデルから得られた結果と比較しました。1つの銀河カタログは銀河形成のSAG半解析モデルで作成され、もう1つはL銀河半解析モデルで作成されました。CLASS-STAR$<0.5$を採用することにより、$r_{1/2}>0.7$arcsecおよび特定のカラーカット（J-Ks$>$0.97、JH$>$0およびH-Ks$>$0）拡張ソースの自動カタログを生成しました。目視検査の後、銀河の候補として10$<$Ks$<$17の624のソースを特定しました。視覚的に確認された銀河を信頼できる物体と見なすと、自動カタログの汚染は28％になります。推定された完全性は、マグニチュードKs=13.5まで87％です。銀河候補の空間分布を分析し、半径15分角の小さな領域に高濃度の銀河を見つけました。この領域の密度は、タイル内の同様の領域の3倍です。この小さな領域の銀河の数を、半解析モデルからの銀河の適切なサンプルから得られた平均密度値と比較し、結果が過密度領域と一致していることを発見しました。VVV近赤外線データと模擬カタログを使用して、他のカタログでは特定されていない新しい銀河系外のソースを検出します。天の川銀河によって隠された多数の銀河候補と銀河系外構造を研究するVVV調査の可能性を示します。
ハッブルフロンティアフィールドクラスターとその平行フィールド：測光および測光赤方偏移カタログ
| Title |
Hubble_Frontier_Field_Clusters_and_their_Parallel_Fields:_Photometric_and_Photometric_Redshift_Catalogs |
| Authors |
A._Pagul,_F._J._S\'anchez,_I._Davidzon,_B._Mobasher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01952 |
6つのハッブルフロンティアフィールドクラスターとそれらの並列フィールドのマルチバンド分析を提示し、ソース測光と測光赤方偏移の測定値を含むカタログを作成します。これらのカタログは、クラスター内の光のマップと各フィールドで最も明るい銀河のモデルとともに一般に公開されています。この豊富なデータセットは、ハッブル宇宙望遠鏡、ケック天文台、超大型望遠鏡アレイ、スピッツァー宇宙望遠鏡からのデータを利用して、0.2〜8$\mum$の波長範囲をカバーしています。私たちは、私たちのフィールドに注入し、実際の銀河系外調査と同様の特性を持つ合成オブジェクトの集団を回収することによって、製品を検証します。測光カタログには、合計32,000を超えるエントリが含まれ、ブレンドされていないソースの場合は$\mathrm{mag_{AB}}\sim29.1$、$\mathrm{mag_{AB}}\sim29$のしきい値で50\％の完全性があります。ブレンドされたものの場合、IR加重検出帯域で。測光赤方偏移はテンプレートフィッティングによって取得され、分光学的推定と比較した場合、平均外れ値の割合は10.3\％であり、散乱$\sigma=0.067$です。私たちが考案したソフトウェアは、現在の作業でテストされた後、進行中および将来の調査からの新しいデータセットに適用されます。
M81の方向に近くの繰り返し高速電波バースト
| Title |
A_nearby_repeating_fast_radio_burst_in_the_direction_of_M81 |
| Authors |
M._Bhardwaj,_B._M._Gaensler,_V._M._Kaspi,_T._L._Landecker,_R._Mckinven,_D._Michilli,_Z._Pleunis,_S._P._Tendulkar,_B._C._Andersen,_P._J._Boyle,_T._Cassanelli,_P._Chawla,_A._Cook,_M._Dobbs,_E._Fonseca,_J._Kaczmarek,_C._Leung,_K._Masui,_M._M\"unchmeyer,_C._Ng,_M._Rafiei-Ravandi,_P._Scholz,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_and_A._V._Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01295 |
カナダ水素強度マッピング実験（CHIME）/FRBプロジェクトによって検出された、低分散測定（DM）を備えた繰り返し高速電波バースト（FRB）であるFRB20200120Eの発見について報告します。87.82pccm$^{-3}$のソースDMは、これまでにFRBから記録された最低値ですが、この方向の天の川星間物質から予想される最大値（〜50pccm$^{-）よりも大幅に高くなっています。3}$）。2020年1月から11月の期間に、ソースから3つのバーストと1つの候補バーストが検出されました。2020年1月20日のイベントのベースバンド電圧データにより、ソースの空のローカリゼーションが$\simeq$14平方分角以内になりました（90％の信頼度）。FRBの局在は、3.6Mpcの距離にある渦巻銀河であるM81に近いです。FRBは、M81の周辺（投影オフセット$\sim$20kpc）に表示されますが、拡張されたHIと厚いディスクの内側にあります。M81との偶然の一致の確率は$<10^{-2}$であると経験的に推定します。しかし、FRBの天の川ハローの起源を否定することはできません。FRBのローカリゼーション領域内には、いくつかの興味深いカタログ化されたM81ソースと、超大型干渉電波望遠鏡（VLASS）で検出された無線点ソースがあります。Swift/BATおよびFermi/GBMデータで迅速なX線対応物を検索し、FRB20200120Eバーストのうちの2つについて、同時発生するSGR1806$-$20のようなX線バーストを除外しました。FRB20200120Eが近接しているため、迅速な多波長対応物の将来のフォローアップと1秒未満のローカリゼーションにより、提案されたFRBモデルが制約される可能性があります。
原始超大質量星からの一般相対論的不安定性超新星の観測特性
| Title |
Observational_properties_of_a_general_relativistic_instability_supernova_from_a_primordial_supermassive_star |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Ke-Jung_Chen,_Kimihiko_Nakajima,_Nozomu_Tominaga,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01336 |
55,500Msun原始（種族III）星からの一般相対論的不安定性超新星（GRSN）の予想される観測特性を提示します。1e4Msunを超える超大質量星は、初期の宇宙に存在する可能性があります。それらは一般相対論的不安定性によって崩壊し、シードブラックホールであり、高赤方偏移クエーサーとして観測される超大質量（〜1e9Msun）ブラックホールを形成すると一般に考えられています。しかし、それらのいくつかは、一般相対性理論の不安定性によって引き起こされた崩壊に続いて、爆発性のヘリウム燃焼が超大質量星の結合を解く場合、GRSNeとして爆発する可能性があります。ショックブレイクアウトの直前から、GRSNの放射流体力学シミュレーションを実行します。GRSNは、残りのフレームで約5000Kの光球温度を持つ長続きする（550d）発光（1.5e44erg/s）プラトー相によって特徴付けられることがわかります。プラトーフェーズは、高赤方偏移で現れるときに数十年続き、将来の深近赤外線イメージング調査で永続的なソースとして観察される可能性があります。特に、GalaxyandReionizationEXplorer（G-REX）とJamesWebbSpaceTelescope（JWST）で取得できる29ABの大きさに達する近赤外線画像により、z〜15までのGRSNeを識別できます。より深い画像により、発見が可能になります。さらに高い赤方偏移でのGRSNe。色が非常に赤いため、色情報を使用することで、高赤方偏移銀河などの他の永続的なソースと区別できます。深赤外線画像は、時間領域の情報がなくても、宇宙の原始的な超大質量星からのGRSNeの存在を制約できると結論付けています。
ストリーミングプラズマによって駆動されるBiermannバッテリー
ビアマン電池は、宇宙におけるシード磁場の有望な生成メカニズムです。ビーム成分を伴う不均一プラズマにおけるビアマン電池の新しい駆動機構を提案する。戻り電流によって引き起こされる不均一な電子の流れは、密度勾配と平行ではない電子圧力勾配を作る可能性があります。その結果、Biermannバッテリーによって磁場が生成されます。3流体プラズマシミュレーションを実施することにより、磁場の新生成メカニズムを示します。このメカニズムにより、最初の宇宙線は、20前後の赤方偏移で天体物理学的スケールを持つシード磁場を生成することができます。
1GeV未満のエネルギー範囲での陽子誘起活性化断面積
| Title |
Proton-induced_activation_cross_sections_in_the_energy_range_below_1_GeV |
| Authors |
I._V._Moskalenko,_A._A._Andrianov,_A._V._Bytenko,_T._A._Frolova,_R._S._Khalikov,_A._Yu._Konobeev,_Yu._A._Korovin,_T._V._Kulevoy,_I._S._Kuptsov,_K._V._Pavlov,_A._Yu._Stankovskiy,_E._M._Syresin,_Yu._E._Titarenko,_V._D._Vu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01469 |
（要約）原子力施設の設計、放射線防護、信頼性、医療用途、および宇宙の研究と探査に関連する現代の研究と産業用途は、広範なシミュレーションとモデリングに依存しています。半古典的および量子分子動力学（QMD）アプローチを実現するコンピューターコードは、中高エネルギー（>10sMeV/n）での多くの核反応に関する加速器データの不足を補うためによく使用され、高い需要があります。この貢献は、1GeV未満のエネルギー範囲で信頼性の高い陽子誘起断面積を生成する方法論に焦点を当てています。MCNPXおよびCASCADE/INPEコードに基づく問題指向のコンピューターフレームワークを開発し、中エネルギーおよび高エネルギーでの活性化断面積データを計算しました。核子-核相互作用モデルの既存のデータへの適合の良さは、精巧なアルゴリズムに基づいて評価されます。この方法は、多数の基準を使用して、さまざまなターゲットと広範囲の陽子エネルギーの残留核について、大量のデータと計算された断面積の分析に基づいています。実際には、これは、必要な実験データサブセットに合うようにモデルパラメーターとアルゴリズムを調整することによって、または考慮されるすべての反応の基本パラメーターの統一と一貫性を達成することによって行うことができます。提示されたフレームワークは後者のアプローチを追求しています。開発された多基準アルゴリズムの適用を説明するために、SiおよびFe核での陽子誘起反応を使用します。ここでは、EXFORデータライブラリおよびIAEACRP「核破砕モデルのベンチマーク」から入手可能な1GeV未満のすべてのデータを使用します。多基準アルゴリズムに基づくさまざまな中間および高エネルギーモデルの予測力の分析により、特定のエネルギー範囲および残留核ドメインで適切なモデルをより高度に選択できることを示します。
新しいブラックウィドウバイナリ4FGLJ0336.0 +7502を明らかにする
| Title |
Revealing_a_New_Black_Widow_Binary_4FGL_J0336.0+7502 |
| Authors |
Kwan-Lok_Li,_Y._X._Jane_Yap,_Chung_Yue_Hui,_Albert_K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01557 |
クロゴケグモのミリ秒パルサーバイナリ、4FGLJ0336.0+7502として有望な候補の発見について報告します。これは、4FGL-DR2カタログに多くのパルサーのような特性を示しています。LATソースの95％エラー領域内で、普賢山1.8m望遠鏡、ルリン1メートル望遠鏡、カナダ-フランス-ハワイを使用して、P（orb）=3.718178（9）時間で明確な周期性を持つ光学的対応物を特定しました。望遠鏡、およびジェミニ-北。光学位置では、Swift/XRTアーカイブデータでX線源がわずかに検出され、Chandra/ACISDDT観測によって検出が確認されました。X線源のスペクトルは、ガンマ=1.6+/-0.7およびF（0.3-7keV）=3.5e-14erg/cm^2/sのべき乗則モデルで表すことができます。X線光子指数と低いX線対ガンマ線フラックス比（すなわち、<1％）は両方とも、多くの既知のブラックウィドウパルサーのそれと一致しています。有意性は非常に低いですが（1.3シグマ）、チャンドラデータにはX線軌道変調のヒントもあります。パルサーの同一性とX線変調が確認された場合、X線で軌道変調された放射を示したのは5番目の黒い未亡人ミリ秒パルサーバイナリです。
GW170817の超大規模レムナントモデルの数値内部ビュー
中性子星のバイナリの融合に起因する最初のマルチメッセンジャー観測は、膨大な量の観測データを提供しました。このデータの可能性を最大限に引き出すには、合併プロセスと合併後の初期段階をよりよく理解する必要があります。これらは、最終的に観察可能な対応物につながる後の進化にとって重要です。この作業では、GW170817と互換性のあるシステムの標準的な流体力学的数値シミュレーションを実行します。磁場とニュートリノ放射を無視しながら、単一の状態方程式（EOS）と2つの質量比に焦点を当てます。次に、この基本的な設定で得られた結果に、新しく開発された後処理および視覚化手法を適用します。焦点は、残骸の3次元構造、特に流体の流れのパターンと、崩壊するまでのその進化を理解することにあります。崩壊するまでの質量と角運動量分布の進化、および赤道面に沿った垂直な回転差を調査します。私たちが研究したケースでは、残骸を差動回転軸対称NSとして適切にモデル化することはできません。さらに、崩壊につながる支配的な側面はGW放射であり、角運動量の内部再分布ではありません。重力波信号の特徴を合併の残骸の進化に関連付け、波形を公開します。最後に、ディスク内の3次元渦度場は、軌道速度ではなく中規模の摂動によって支配されており、磁場増幅効果に影響を与える可能性があることがわかりました。
パーフェクトは十分に良い敵です：低遅延の重力波データ製品を使用して電磁的な対応物を予測する
| Title |
Perfect_is_the_enemy_of_good_enough:_predicting_electromagnetic_counterparts_using_low-latency,_gravitational-wave_data_products |
| Authors |
Cosmin_Stachie,_Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich,_Sarah_Antier,_Mattia_Bulla,_Nelson_Christensen,_Reed_Essick,_Philippe_Landry,_Benoit_Mours,_Federico_Schianchi,_Andrew_Toivonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01733 |
GW170817とAT2017gfoの発見以来、重力波の対応物の探索が本格的に行われています。それ以来、バイナリ中性子星またはブラックホールに関連する他の光学的対応物の検出の欠如-中性子星候補は、この努力をサポートするためのより良い識別基準の必要性を浮き彫りにしました。現時点では、低遅延の重力波アラートには、バイナリプロパティに関する予備的な情報が含まれているため、検出されたバイナリに電磁的な対応物があるかどうかがわかります。現在の警報法は、合併中に作成されたブラックホールの外側に塵円盤がある確率と、信号がバイナリ中性子星、ブラックホール-中性子星、バイナリブラックホールである確率を推定する分類器です。または地上起源のもの。この作業では、このアプローチを拡張して、両方の噴出物の特性を予測し、フォローアップ観測戦略を改善するために、これらのイベントの潜在的な光度曲線の等高線を提供します。メソッドを検証するために、2回目と3回目のAdvancedLIGO-Virgo観測実行からの実際のイベントでアプローチをテストします。
星間雲を使用した銀河系PeVatronの検索：超新星残骸からのガンマ線シグネチャ
| Title |
Using_Interstellar_Clouds_to_Search_for_Galactic_PeVatrons:_Gamma-ray_Signatures_from_Supernova_Remnants |
| Authors |
A._M._W._Mitchell,_G._P._Rowell,_S._Celli_and_S._Einecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01787 |
星間雲は、ハドロン宇宙線のターゲット物質として機能することができます。その後、非弾性陽子-陽子衝突によって生成され、そのような雲と空間的に関連付けられたガンマ線は、効率的な粒子加速の重要な指標を提供することができます。ただし、粒子の加速がPeVエネルギーまで進行する場合でも、検出可能なガンマ線フラックスを生成するには、加速器のシステムと近くのターゲット材料が特定の条件を満たす必要があります。この研究では、クラウドとアクセラレータの両方に必要なプロパティを厳密に特徴付けます。利用可能な超新星残骸（SNR）と星間雲のカタログを使用して、粒子が近くのPeVエネルギーに加速された場合に、検出可能なガンマ線フラックスが予測される最も有望なターゲットシステムのランク付けされた候補リストを作成しますSNR。CTA、LHAASO、SWGOなどの将来の施設の検出の見通しについて説明します。そして、私たちの予測を既知のガンマ線源と比較します。このモデルによって識別された100TeVを超える最も明るい予測フラックスを持つ4つの星間雲は、（l、b）=（330.05、0.13）、（15.82、-0.46）、（271.09、-1.26）、および（21.97、-0.29）。これらの雲は、拡散係数や粒子スペクトルの変動など、さまざまなモデルシナリオで一貫して明るいです。平均して、検出可能なガンマ線フラックスは、より大きな雲の場合に発生する可能性が高くなります。SNRとクラウド間の分離距離が短いシステム。少し古いSNRの場合。
超新星残骸G106.3 $ + $ 2.7の硬い$ \ gamma $線スペクトルについて
チベットのAS$\gamma$実験では、超新星残骸G106.3+2.7の$\gamma$線束が100TeVまで測定されており、「PeVatron」である可能性が示唆されています。ハドロンシナリオでハード陽子スペクトル（スペクトルインデックス$\約1.8$）が必要な場合に問題が発生しますが、拡散衝撃加速ではソフト（スペクトルインデックス$\geq2$）陽子スペクトルしか予測できません。この論文では、加速と脱出のプロセスに関する現在の理解の範囲内で、G106.3+2.7の$\gamma$線スペクトルを説明するための代替シナリオを検討します。衝撃波の上流の宇宙線は、ベルの不安定性によって引き起こされた乱流によって散乱されていると考えられます。結果として生じるハドロン$\gamma$線スペクトルは斬新であり、10\、TeVを超える放射への寄与を支配し、超新星残骸からのレプトン放射と組み合わせたG106.3+2.7の奇妙な広帯域スペクトルを説明できます。
HZ Her / HerX-1の35日周期の性質について
Fermi-GBMによって観察されたX線束によるHerX-1のパルス周期の規則的な変化が調べられます。これらの規則的な変動は、ヘルクレス座H星の中性子星の自由歳差運動に起因すると主張します。
短期間のガンマ線バースト200826Aの電波光度曲線の初期ピーク
| Title |
An_early_peak_in_the_radio_light_curve_of_short-duration_Gamma-Ray_Burst_200826A |
| Authors |
Lauren_Rhodes,_Rob_Fender,_David_R.A._Williams_and_Kunal_Mooley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01881 |
赤方偏移0.71にある短期ガンマ線バースト（GRB）200826AのSwiftからのX線データと組み合わせたeMERLIN望遠鏡からの電波観測の結果を提示します。電波光度曲線は、急激な上昇の証拠を示しており、バースト後4〜5日でピークになり、その後比較的急激に低下します。光度曲線がピークに達した時間に基づいて、2つの可能な解釈を提供します。（1）光度曲線が早くピークに達する場合、ピークは、風媒体に伝播する前方衝撃に起因する、無線帯域を移動するシンクロトロン自己吸収周波数によって生成されます。（2）光度曲線が遅くピークに達する場合、ターン光度曲線のオーバーは、ジェットブレークによって引き起こされます。前者の場合、最小等分配エネルギーは〜3x10^47erg、バルクローレンツ因子は〜5であるのに対し、後者の場合、ジェット開口角は〜9〜16度と推定されます。データが不足しているため、どちらが正しい解釈であるかを判断することはできませんが、GRB200826Aが実際には長いGRBである可能性を示唆する他の多波長観測との相対的な単純さと一貫性のため、シナリオ1とシナリオ2。
中性子星の軌道進化-ロッシュローブのオーバーフローと重力波放射による白色矮星のバイナリ
| Title |
Orbital_Evolution_of_Neutron-Star_--_White-Dwarf_Binaries_by_Roche-Lobe_Overflow_and_Gravitational_Wave_Radiation |
| Authors |
Shenghua_Yu,_Youjun_Lu,_C._Simon_Jeffery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01884 |
物質移動と重力波（GW）放射が、接触中性子星白色矮星（NS-WD）バイナリの軌道進化に及ぼす影響、および宇宙GW検出器（例：レーザー干渉計宇宙）によるこれらのバイナリの検出可能性を調査します。アンテナ、LISA;大地;天琴）。NS-WDバイナリは、WDコンポーネントがロッシュローブを満たすときに接触します。ロッシュローブでは、質量が約0.05〜1.4MsunのWDのGW周波数は約0.0023〜0.72Hzの範囲です。一部の高質量NS-WDバイナリは、不安定な物質移動後に直接合体する可能性があることがわかりました。ただし、NS-WDバイナリの大部分は、接触後の物質移動が軌道進化の逆転につながる可能性があるため、直接合体を回避できます。私たちのモデルは、超小型X線源4U1820--30の軌道進化をうまく解釈できます。4U1820--30の4年間の観測では、GW特性ひずみで予想される信号対雑音比（SNR）は約11.0/10.4/2.2（LISA/Taiji/Tianqin）です。NS-WDバイナリのGW周波数の変化は、WDの質量に依存します。質量が4U1820--30より大きいNS-WDバイナリは、大幅に大きいSNRで検出されると予想されます。接触に近い（1.4+0.5）MsunNS-WDバイナリの場合、1週間の観測で予想されるSNRは約27/40/28（LISA/Taiji/Tianqin）です。質量が（1.4+>〜1.1）MsunのNS-WDバイナリの場合、GWの周波数と振幅の有意な変化を測定できるため、バイナリの進化段階を決定できます。ギャラクシーの端までの距離（〜100kpc）でも、高質量のNS-WDバイナリはSNR>〜1で検出可能です。
SgrA $ ^ * $の近くのゾーンからのシンクロトロン放射
サイクロトロンの不安定性によって駆動される準線形拡散（QLD）は、SgrA$^*$の近くのゾーンでシンクロトロン放射が発生する可能性のあるメカニズムとして提案されています。物理的に妥当なパラメータの場合、QLDは、ゼロ以外のピッチ角散乱を引き起こすことにより、$10^8$のオーダーの相対論的係数を持つ電子に、硬い$X$線スペクトルバンド$\sim120$keVのシンクロトロン放射を放出させます。
| Title |
The_Future_Of_The_Arecibo_Observatory:_The_Next_Generation_Arecibo_Telescope |
| Authors |
D._Anish_Roshi,_N._Aponte,_E._Araya,_H._Arce,_L._A._Baker,_W._Baan,_T._M._Becker,_J._K._Breakall,_R._G._Brown,_C._G._M._Brum,_M._Busch,_D._B._Campbell,_T._Cohen,_F._Cordova,_J._S._Deneva,_M._Devogele,_T._Dolch,_F._O._Fernandez-Rodriguez,_T._Ghosh,_P._F._Goldsmith,_L._Gurvits,_M._Haynes,_C._Heiles,_D._Hickson,_B._Isham,_R._B._Kerr,_J._Kelly,_J._J._Kiriazes,_S._Kumar,_J._Lautenbach,_M._Lebron,_N._Lewandowska,_L._Magnani,_P._K._Manoharan,_S._E._Marshall,_A._K._McGilvray,_A._Mendez,_R._Minchin,_V._Negron,_M._C._Nolan,_L._Olmi,_F._Paganelli,_N._T._Palliyaguru,_C._A._Pantoja,_Z._Paragi,_S._C._Parshley,_J._E._G._Peek,_B._B._P._Perera,_P._Perillat,_N._Pinilla-Alonso,_L._Quintero,_H._Radovan,_S._Raizada,_T._Robishaw,_M._Route,_C._J._Salter,_A._Santoni,_P._Santos,_S._Sau,_D._Selvaraj,_A._J._Smith,_M._Sulzer,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01367 |
アレシボ天文台（AO）は、天文学、惑星、大気および宇宙科学の主要施設として世界的に認められている学際的な研究および教育施設です。AOの基礎となる研究機器は、305mのウィリアムE.ゴードン望遠鏡でした。2020年12月1日、305mの望遠鏡が崩壊し、修復不可能な損傷を受けました。崩壊後3週間で、AOの科学技術スタッフとAOユーザーコミュニティは、天文台の将来について広範な議論を開始しました。コミュニティは、AOサイトに強化された次世代レーダー電波望遠鏡を構築する必要があるという圧倒的な合意に達しています。これらの議論から、私たちは新しい施設が可能にすべき一連の科学的要件を確立しました。これらの要件は、2〜6GHzで5MWの連続波送信機電力、430MHzで10MWのピーク送信機電力（これも検討中の220MHz）、天頂角範囲0〜48度、周波数範囲0.2〜30GHzおよび増加したFoV。これらの要件により、提案された新しい機器の固有の仕様が決まります。私たちが提案する望遠鏡の設計コンセプトは、300mの皿に相当する収集領域を備えた、傾斜可能なプレート状の構造上の固定皿のコンパクトな配列で構成されています。次世代アレシボ望遠鏡（NGAT）と呼ばれるこの概念は、必要なすべての仕様を満たし、AOの3つの研究グループすべてに重要な新しい科学機能を提供します。このホワイトペーパーでは、NGATで実現できるさまざまな科学のサンプル、望遠鏡の設計コンセプトの詳細、およびAOサイトに新しい望遠鏡を配置する必要性について説明します。また、ホワイトペーパーでは、NGATと連動する他のAO科学活動についても説明します。
| Title |
DeepMerge_II:_Building_Robust_Deep_Learning_Algorithms_for_Merging_Galaxy_Identification_Across_Domains |
| Authors |
A._\'Ciprijanovi\'c,_D._Kafkes,_K._Downey,_S._Jenkins,_G._N._Perdue,_S._Madireddy,_T._Johnston,_G._F._Snyder,_B._Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01373 |
天文学では、ニューラルネットワークは、望遠鏡の観測で使用される可能性があるシミュレーションデータでトレーニングされることがよくあります。残念ながら、シミュレーションデータでモデルをトレーニングし、それを機器データに適用すると、新しいターゲットデータセットでのモデルの精度が大幅に低下し、場合によっては有害になる可能性があります。シミュレートされたデータと機器データは異なるデータドメインを表し、アルゴリズムが両方で機能するには、ドメイン不変の学習が必要です。ここでは、追加の転送損失としてドメイン適応手法$-$最大平均不一致（MMD）とドメイン敵対ニューラルネットワーク（DANN）$-$を採用し、マージと非の分類という天文学的なコンテキスト内でドメイン不変の特徴を抽出する実行可能性を示します。-銀河の合体。さらに、フィッシャーの損失とエントロピーの最小化を使用して、ドメイン内のクラスの識別性を向上させる方法を検討します。各ドメイン適応手法を追加すると、従来の深層学習アルゴリズムと比較して分類器のパフォーマンスが向上することを示します。これを2つの例で示します。離れた合体銀河の2つのIllustris-1シミュレーションデータセット間、および近くの合体銀河のIllustris-1シミュレーションデータとスローンデジタルスカイサーベイの観測データ間です。私たちの実験でドメイン適応技術を使用すると、ターゲットドメインの分類精度が最大${\sim}20\％$向上します。さらなる開発により、これらの技術により、天文学者はシミュレーションデータでトレーニングされたニューラルネットワークモデルを正常に実装して、現在および将来の大規模な天文調査で天体物理学的オブジェクトを効率的に検出および研究できるようになります。
パルサー検索の方法：2次元自己相関プロファイルマップと深い畳み込みニューラルネットワークの組み合わせ
| Title |
A_Method_for_Pulsar_Searching:_Combining_a_Two-dimensional_Autocorrelation_Profile_Map_and_a_Deep_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Longqi_Wang,_Jing_Jin,_Lu_Liu_and_Yi_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01431 |
パルサー天文学では、多数のパルサー候補の中から効果的なパルサー信号を検出することが重要な研究トピックです。宇宙X線パルサー信号から始めて、X線信号の自己相関関数のエポックフォールディングを利用し、周期軸の時間領域情報を拡張する2次元自己相関プロファイルマップ（2D-APM）機能モデリング方法。提案されています。周期軸の時間分解能に関する統一された設定基準は、事前の情報なしでパルサー信号に対処します。従来のプロファイルと比較して、このモデルは強力なアンチノイズ機能、豊富な情報、一貫した特性を備えています。新しい機能は二重ガウス成分でシミュレートされ、モデルの特性分布はプロファイルの二重ピーク間の距離に密接に関連していることが明らかになりました。次に、Inception-ResNetという名前の深い畳み込みニューラルネットワーク（DCNN）が構築されます。ピーク分離の順序と到着する光子の数に従って、ポアソンプロセスに基づく30個のデータセットをシミュレートしてトレーニングセットを構築し、ロッシからのPSRB0531+21、B0540-69、およびB1509-58の観測データを作成します。X線タイミングエクスプローラー（RXTE）を選択して、テストセットを生成します。トレーニングセットの数とテストセットの数は、それぞれ30,000と5,400です。収束の安定性を達成した後、99$\％$を超えるパルサー信号が認識され、99$\％$を超える干渉が正常に拒否されます。これにより、ネットワークと機能モデルとの間の高度な一致が検証されます。パルサーの探索における提案手法の高い可能性。
生成的敵対的ネットワークによる一般化された重力バースト生成
| Title |
Generalised_gravitational_burst_generation_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
J._McGinn,_C._Messenger,_I.S._Heng,_M._J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01641 |
時間領域での一般化された重力波バースト生成のための条件付き生成的敵対的ネットワークの使用を紹介します。生成的敵対的ネットワークは、トレーニングデータセットの機能に関する新しいデータベースを生成する生成的機械学習モデルです。ネットワークは、重力波バースト検索の特性評価によく使用される5つのクラスの時系列信号（正弦ガウス、リングダウン、ホワイトノイズバースト、ガウスパルス、バイナリブラックホールのマージ）に基づいて調整されます。モデルがこれらの標準信号クラスの機能を複製でき、さらに、補間とクラス混合によって一般化されたバースト信号を生成できることを示します。また、畳み込みニューラルネットワーク分類器が条件付き生成敵対ネットワークによって生成されたバースト信号でトレーニングされるアプリケーションの例を示します。標準の5つの信号クラスのみでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク分類器は、結合された信号クラス空間から抽出された一般化されたバースト信号の母集団でトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク分類器よりも検出効率が低いことを示します。
中央のEPICFOVの不良ピクセルによって隠された拡張ソースの回復されたフラックスの精度
| Title |
Accuracy_of_the_recovered_flux_of_extended_sources_obscured_by_bad_pixels_in_the_central_EPIC_FOV |
| Authors |
J._Nevalainen,_I._Valtchahov,_R._D._Saxton_and_S._Molendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01753 |
XMM-Newton/EPICFOVの一部は、機能不全の（つまり不良な）ピクセルによって隠されています。割合は、特定の観測における異なるEPIC機器間で異なります。これらの複雑さは、XMM-Newton/EPICで観測された拡張X線源の分析とその結果としての結果の科学的解釈に影響を与えます。たとえば、銀河団のガス質量の広く使用されている宇宙論的プローブの精度は、測定されたフラックスから不明瞭化効果を取り除く手順の精度に依存します。科学分析ソフトウェア（SAS）には、同じソースの補足画像を利用して、プライマリ機器によって測定されたフラックスの失われた部分を回復するためのオプションが含まれています。補助画像が主要機器の不良ピクセルの位置で最小限に隠されている場合、補正は正確である可能性があります。これは、例えば、達成することができます。観測ベースのMOS2画像を使用してpnフラックスを補正するか、合成モデル画像を使用します。27個の銀河団観測のサンプルを利用することにより、SAS18.0.0で実装されているように、観測された画像に基づいて回復方法の精度を評価しました。中央のr=6分角内の全幾何学的領域の0.5〜7.0keVバンドで回収された全フラックスの精度は、平均で0.1％よりも優れていますが、場合によっては、回収されたフラックスが約1だけ不確実であることがわかりました。％。
長い二次周期現象と赤色巨星の進化との関係
脈動する赤色巨星で観察された長い二次周期（LSP）の背後にあるメカニズムはまだ不明のままです。この作品では、赤色巨星分枝と漸近巨星分枝の進化とLSPの出現との関係を調査します。これは赤色巨星の大部分で観察される現象です。大マゼラン雲のOSARG変数のOGLE-IIIサンプルを使用します。LSPを示す星の周期-光度と色-マグニチュード平面で密度マップを作成し、残りの巨星と比較します。また、スペクトルエネルギー分布を当てはめて、LSP星に追加の赤みの原因が存在するかどうかをテストします。LSP現象は、異なる脈動周期-光度シーケンス間の遷移に関連している可能性があるという仮説を立てます。また、赤色巨星分枝の先端付近、さらには漸近巨星分枝の上部に、長周期変光星を示す星が過剰に見られることも示しています。主な過密度領域は、漸近巨星分枝の大部分よりもわずかに暗くて赤いように見えます。また、安定した風と高い質量損失が存在するヘルツシュプルングラッセル図の領域に対応しているようです。LSPは、赤色巨星の進化のさまざまなポイントで現れたり消えたりする繰り返しの現象である可能性があります。LSP星は他の巨星よりも赤くなっているように見えます。これは、赤みの本質的な性質を示唆しており、おそらく大量の塵の放出に関連しています。この分析は、強い恒星風の存在による質量損失とLSPの出現との間に関係があるという仮説を確認しているようです。
おうし座-アウリガ星形成領域における低質量前主系列星の予測回転速度と基本特性
| Title |
Projected_Rotational_Velocities_and_Fundamental_Properties_of_Low-Mass_Pre-Main_Sequence_Stars_in_the_Taurus-Auriga_Star_Forming_Region |
| Authors |
Larissa_A._Nofi,_Christopher_M._Johns-Krull,_Ricardo_L\'opez-Valdivia,_Lauren_Biddle,_Adolfo_S._Carvalho,_Daniel_Huber,_Daniel_Jaffe,_Joe_Llama,_Gregory_Mace,_Lisa_Prato,_Brian_Skiff,_Kimberly_R._Sokal,_Kendall_Sullivan,_Jamie_Tayar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01246 |
投影された恒星の回転速度（$v\sini$）は、前主系列星の角運動量の進化に関連するプロセスを理解するために重要です。線の深さの比率から測定された有効温度と恒星の自転周期に加えて、トーラス-アウリガ星形成領域の70個の前主系列星の高解像度赤外線および光学分光法の$v\sini$測定値を示します光学測光から決定。文献から、星周円盤または複数のシステムに存在する証拠を示すサンプル内の星を特定しました。2つの手法を使用して計算された赤外線$v\sini$測定値の比較は、$\sim$1.8kms$^{-1}$の残差散乱を示し、preの$v\sini$の典型的なエラーフロアを定義します。-赤外線スペクトルからの主系列星。コンパニオンがある場合とない場合の星の$v\sini$分布を比較すると、通常、連星/倍数の測定値が高い$v\sini$であることがわかります。これは、コンパニオンラインによる汚染、連星システムのディスク寿命の短縮が原因である可能性があります。、または階層トリプルでの潮汐相互作用。光学と赤外線の$v\sini$値の比較は、星にディスクがあるかどうかに関係なく有意差を示さず、ディスクからのCO汚染が通常の$\を超える$v\sini$測定に影響を与えないことを示しています。sim$1.8kms$^{-1}$測定のエラーフロア。最後に、$v\sini$、ディスクの存在、およびH-Rダイアグラムの位置の間に相関関係がないことを観察します。これは、恒星の自転と前主系列星の進化の間の複雑な相互作用を示しています。
非熱的恒星バウショックEB27の高感度電波研究
| Title |
High-sensitivity_radio_study_of_the_non-thermal_stellar_bow_shock_EB27 |
| Authors |
Paula_Benaglia,_Santiago_del_Palacio,_Christopher_Hales,_Marcelo_E._Colazo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01317 |
巨大な星BD+433654に関連する恒星のバウショックEB27の深い電波偏光観測を提示します。これは、非熱的な電波放射があることが確認された唯一の恒星のバウショックです。このシンクロトロン放射が偏光しているかどうかをテストするために、Sバンド（2〜4GHz）のJansky超大型アレイを使用しました。前例のない感度が達成されたことで、バウショックの暗い領域でもマッピングできるようになり、以前に報告されたよりも拡散放出が急になり、バウショックが明るくなることがわかりました。0.5％を超えるバウショックでは直線偏光は検出されませんが、おそらく銀河系外の2つの南源からの偏光放射が検出されました。相対論的電子の磁場と注入電力をより適切に制限するために、電波放射の強度と形態をモデル化しました。最後に、GaiaEarlyDataRelease3を使用して、空間速度を含む、システムEB27-BD+433654のより正確なパラメーターのセットを導出しました。新しい軌道は、過去にさかのぼって、CygOB2アソシエーションのコアと交差します。
光球からコロナの基部への太陽磁場のマッピング
| Title |
Mapping_Solar_Magnetic_Fields_from_the_Photosphere_to_the_Base_of_the_Corona |
| Authors |
Ryohko_Ishikawa,_Javier_Trujillo_Bueno,_Tanausu_del_Pino_Aleman,_Takenori_J._Okamoto,_David_E._McKenzie,_Frederic_Auchere,_Ryouhei_Kano,_Donguk_Song,_Masaki_Yoshida,_Laurel_A._Rachmeler,_Ken_Kobayashi,_Hirohisa_Hara,_Masahito_Kubo,_Noriyuki_Narukage,_Taro_Sakao,_Toshifumi_Shimizu,_Yoshinori_Suematsu,_Christian_Bethge,_Bart_De_Pontieu,_Alberto_Sainz_Dalda,_Genevieve_D._Vigil,_Amy_Winebarger,_Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Jiri_Stepan,_Andres_Asensio_Ramos,_Mats_Carlsson,_Jorrit_Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01583 |
太陽の上層大気の日常的な紫外線イメージングは、太陽活動の壮大な兆候を示しています。それでも、私たちはその主要な推進力である磁場を知らないままです。ここでは、アクティブ領域プラージュとその周囲の強化されたネットワークの前例のない分光偏光観測を報告し、紫外線（MgII$h$＆$k$およびMnI）および可視（FeI）線の円偏光を示します。光球から最上部の彩層までの縦磁場を推測します。プラージュ彩層の上部では、電界強度は300ガウス以上に達し、MgII$k$ラインコア強度および電子圧力と強く相関しています。このユニークなマッピングは、磁場がどのように異なる大気層を結合するかを示し、プラージュ彩層の加熱の磁気的起源を明らかにします。
IRASの若い恒星状天体候補の調査。大規模なハービッグハロー天体の探索
| Title |
A_survey_of_IRAS_young_stellar_object_candidates._Searching_for_large-scale_Herbig-Haro_objects |
| Authors |
Rosario_L\'opez,_Angels_Riera,_Robert_Estalella_and_Gabriel_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01656 |
ジェットと流出は、褐色矮星の原始星から巨大なAe/Be星まで、恒星の質量スペクトル全体にわたる若い恒星状天体に関連しています。多くの場合、ジェットの形態は、駆動源からの放出の時間的変動性のために空間的に不連続です。ジェット駆動源の周りの広い視野をカバーする画像は、大規模なジェット放出をマッピングし、大量放出の履歴を調査するのに役立ちます。この研究の目的は、若い恒星状天体を追跡する候補である、IRASソースのサンプルの周りの広いフィールドにある大規模な光学ハービッグハロー（HH）天体を探すことでした。H$\alpha$および[SII]輝線、およびオフライン連続フィルターを介して、IRASターゲットの周囲の広い（$\sim15'$）フィールドをカバーする、深く狭帯域の画像が取得されました。3つのフィルターの画像を分析して、散乱線放射とは対照的に、衝撃励起線放射（HH）を特定しました。均一な方法で取得された15のIRASソースのサンプルの新しい画像が表示されます。HH放出は6つのフィールドで検出され、結び目の特徴の位置天文学が示されています。9つのIRASターゲット周辺の散乱放出としての拡張放出の性質が確認されています。光学的対応物が不明確な7つのIRASソースについては、より妥当な対応物が提案されています。ソース距離の洗練された値が7つのターゲットについて報告されます。公開データアーカイブからの画像を含む、サンプリングされた各フィールドで利用可能な主なデータの更新も提示されます。
古典的なBe星における$ ^ {12} $ CO分子放出の興味深い検出
| Title |
Intriguing_detection_of_$^{12}$CO_molecular_emission_in_a_classical_Be_star |
| Authors |
Y._R._Cochetti_(1,2),_M._L._Arias_(1,2),_M._Kraus_(3),_L._S._Cidale_(1,2),_A._F._Torres_(1,2),_A._Granada_(4),_O._V._Maryeva_(3,5)_((1)_Departamento_de_Espectroscop\'ia,_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata_(CCT_La_Plata_-_CONICET,_UNLP),_(3)_Astronomical_Institute,_Czech_Academy_of_Sciences,_(4)_Laboratorio_de_Procesamiento_de_Se\~nales_Aplicadas_y_Computaci\'on_de_Alto_Rendimiento,_Sede_Andina,_Universidad_Nacional_de_R\'io_Negro,_(5)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01699 |
分光学的特性を持つB星のグループでは、Be星とB[e]星を見つけることができます。Be星は初期型の急速回転子であり、その主な特徴として、ガス状のエンベロープの存在により、水素と単一イオン化金属の輝線を示します。B[e]星は、ガス状およびほこりっぽいエンベロープ内の非常に異なる特性を持つ領域の存在を明らかにする不均一な特徴をスペクトルに示します。私たちの目標は、固有のB星の周りの円盤の進化を、それらの物理的特性と動的構造の変動性を通じて研究し、さまざまなモデルと円盤形成メカニズムに制約を設定することです。過去10年間を通じて、ふたご座天文台とラスカンパナス天文台の分光設備を使用して、近赤外線で物体のサンプルを一時的に監視してきました。本研究では、光学スペクトルも準同時に収集された古典的なBestar12Vulに焦点を当てます。星周エンベロープの散逸と蓄積過程に起因する、12Vulの水素線プロファイルの変動を観察しました。また、このBe星は、1回の観測で$^{12}$COバンドヘッドを放出していることがわかりました。この分子の放出は、Be星ではこれまで報告されていませんが、B[e]星に共通の特徴です。$^{12}$CO放出領域を説明するためのパラメーターを取得し、この興味深い放出を説明するためのさまざまなシナリオを提案しました。
Rかんむり座R星の進化：大規模元素合成を含む1D恒星進化への3D合併イベントのシミュレーション
| Title |
R_Coronae_Borealis_Star_Evolution:_Simulating_3D_Merger_Events_to_1D_Stellar_Evolution_Including_Large_Scale_Nucleosynthesis |
| Authors |
Bradley_Munson,_Emmanouil_Chatzopoulos,_Juhan_Frank,_Geoffrey_C._Clayton,_Courtney_L._Crawford,_Pavel_A._Denissenkov,_Falk_Herwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01741 |
Rかんむり座R星（RCB）の星は、動的に不安定な白色矮星の合併の結果であると考えられている、まれな水素欠乏の炭素に富む可変超巨星です。3D適応メッシュ細分化（AMR）流体力学コードであるOcto-tigerでの合併イベントをシミュレートし、合併後のオブジェクトを1D恒星進化コードであるMESAにマッピングすることにより、関連するすべてのタイムスケールでRCBをモデル化しようとします。次に、はるかに大きな核反応ネットワークで元素合成を後処理して、s過程要素の強化を研究します。ほとんどの表面存在量、同位体比、初期進化および寿命において、観測または以前の研究と一致するモデルを提示します。また、以前のモデリングの試みと同様の混合挙動を観察し、その結果、観察で表面に部分的なHe燃焼生成物が見えるようになりました。ただし、サブソーラーモデルには、エンベロープ内の水素の不足に起因するsプロセス要素の拡張がないことに注意してください。また、酸素16/酸素18の同位体比は、初期の水素存在量に非常に敏感であり、水素の質量分率が$10^{-4}$を超えると、許容範囲外で増加することがわかります。
| Title |
The_White_Dwarfs_of_the_Old,_Solar_Metallicity_Open_Star_Cluster_Messier_67:_Properties_and_Progenitors |
| Authors |
Paul_A._Canton,_Kurtis_A._Williams,_Mukremin_Kilic,_and_Michael_Bolte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01747 |
古い太陽金属量の散開星団メシエ67は、太陽型星の構造と進化の研究と理解における要と長い間考えられてきました。同じことが、恒星の残骸にもほぼ間違いなく当てはまります。M67の白色矮星の個体数は、白色矮星の個体数と進化を理解および解釈するための重要な観測データを提供します。この作業では、白色矮星の質量を決定し、クラスター内の暖かい（$\gtrsim10,000$K）DA白色矮星の高信号対雑音比分光法を使用してそれらの前駆星の質量を導き出します。これから、平均$M_{\mathrmWD}=0.60\pm0.01M_{\odot}$および前駆体質量$M_i=1.52\pm0.04で、初期-最終質量関係における各白色矮星の位置を導き出すことができます。M_{\odot}$。これらの値は、最近公開された半経験的初期-最終質量関係への線形および区分的線形適合と完全に一致しており、太陽金属量の低質量星の初期-最終質量関係の重要で正確なアンカーポイントを提供します。M67白色矮星の平均質量は、局所場の白色矮星の質量分布の鋭く狭いピークとも一致しており、最近形成された白色矮星の大部分が、前駆体の質量が$\約1.5M_{\odotの星に由来することを示しています。}$。私たちの結果は、フィールドWD質量分布にエンコードされた銀河系の星形成率のより正確なモデリングを可能にします。
超局所性と遅い収縮
| Title |
Ultralocality_and_Slow_Contraction |
| Authors |
Anna_Ijjas,_Andrew_P._Sullivan,_Frans_Pretorius,_Paul_J._Steinhardt,_William_G._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.00584 |
2つの独立した空間方向に沿った均一性と等方性からの非摂動的偏差を伴う初期条件を受け入れる改良された数値相対論コードを使用して、ゆっくりとした収縮が宇宙を滑らかにし、平らにする詳細なプロセスを研究します。初期の宇宙の一般的な説明とは対照的に、ジオメトリは最初に不均一で空間的に湾曲した異方性の超局所状態に急速に収束し、運動方程式へのすべての空間勾配の寄与が時間の指数関数として無視できる値に減少することがわかります。これに続いて、ジオメトリが均一で空間的に平坦で等方性の時空に収束する第2段階が続きます。特に、時空全体またはその一部のみがゆっくりとした収縮の終わりによって平滑化されるかどうかにかかわらず、崩壊は同じ歴史をたどるように見えます。
消えゆく愛の隠された対称性
カーブラックホールの背景における質量のない場の摂動が、適切に定義された近ゾーン近似で隠された無限次元（「愛」）対称性を享受することを示します。愛の対称性は必然的にIRモードとUVモードを混合します。それでも、このおおよその対称性により、静的な潮汐応答に関する正確な結果を導き出すことができます。愛の対称性の生成元はグローバルに明確に定義されており、シュワルツシルトの限界は滑らかです。愛の対称性には、$SL（2、\mathbb{R}）\times{U}（1）$部分代数が含まれています。ニアゾーントゥコルスキー方程式の一般的な正規解は、無限次元の$SL（2、\mathbb{R}）$表現を形成します。いくつかの特別な場合（$\hat{\ell}$パラメーターは整数です）、これらは最も高い重みの表現です。この状況は、愛の数が消えることに対応しています。特に、4次元シュワルツシルトブラックホールの静的摂動は有限次元表現に属します。静的な愛の数に関する他の既知の事実も、$SL（2、\mathbb{R}）$表現論の観点からエレガントな説明を取得します。
| Title |
Robust_Limits_from_Upcoming_Neutrino_Telescopes_and_Implications_on_Minimal_Dark_Matter_Models |
| Authors |
S._Basegmez_du_Pree,_C._Arina,_A._Cheek,_A._Dekker,_M._Chianese_and_S._Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01237 |
ニュートリノ望遠鏡の実験的開発は、暗黒物質の消滅断面積を制約する能力を劇的に改善しています。この論文では、ニュートリノ望遠鏡で銀河系および銀河系外の暗黒物質信号を精査するために、角度パワースペクトル分析法を採用しています。まず、KM3NeTに触発された次世代のニュートリノ望遠鏡の投影法を導き出します。このような分析は、暗黒物質の密度プロファイルの選択に対する感度がはるかに低いことを強調します。注目すべきことに、投影された感度は、銀河ハローを表すバーカート暗黒物質密度プロファイルを仮定することによって得られた既存の限界に対して1桁以上改善されています。次に、次世代のニュートリノ望遠鏡によって最大限に調査される標準模型の最小限の拡張を分析します。ベンチマークシナリオとして、ベクトルおよびスカラーメディエーターを使用した$s$-および$t$-チャネルモデルのディラック暗黒物質を検討します。関連するすべての補完的な実験的制約を調べることにより、グローバルなアプローチに従います。ニュートリノ望遠鏡は、パラメータ空間のかなりの部分を競争的に探査できることがわかります。興味深いことに、異常のない$L_{\mu}-L_{\tau}$モデルは、フリーズアウトメカニズムによって熱的残存粒子が達成される地域で探索できる可能性があります。
| Title |
Lessons_from_black_hole_quasinormal_modes_in_modified_gravity |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Mariam_Bouhmadi-L\'opez,_Pisin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01249 |
摂動ブラックホールの準ノーマルモードは、ブラックホール連星の合体後のマージ段階で放出される重力波信号との密接な関係のために、最近大きな関心を集めています。これらのモードの興味深い特徴の1つは、ブラックホール脱毛定理を尊重することです。したがって、これらのモードを使用して、ブラックホールの時空間と基礎となる重力理論をテストできます。この論文では、アインシュタインの一般相対性理論を超えた理論でブラックホール準ノーマルモードをどのように変更できるかについて、3つの異なる側面を示します。これらの側面は、一般相対性理論と比較した準ノーマルモードスペクトルの直接変化、高周波準ノーマルモードとブラックホール周辺の光子測地線との間の幾何学的対応の違反、および軸方向と軸方向の間の等スペクトル性の破壊です。極重力摂動。個々のケースでいくつかの例が提供されます。将来の観測に関連する見通しと考えられる課題についても説明します。
非対称バウンスを伴う宇宙論モデルのMcVittie時空の因果構造を決定します。分析には、トラッピングホライズン、通常、トラップ、およびアンチトラップ領域の計算、およびバウンス前、バウンス中、およびバウンス後の放射状ヌル測地線の軌道の統合が含まれます。収縮期の始まりから跳ね返りの直前までトラップされた領域を見つけ、ブラックホールの存在を示しています。宇宙が収縮段階で特定の最小スケールに達すると、トラップの地平線が消え、中央の特異点が裸になります。これらの結果は、収縮宇宙も膨張宇宙も常にブラックホールに対応できないことを示唆しています。
原始宇宙論と量子重力における単一場インフレーションのためのくりこみ群技術
| Title |
Renormalization-group_techniques_for_single-field_inflation_in_primordial_cosmology_and_quantum_gravity |
| Authors |
Damiano_Anselmi,_Filippo_Fruzza_and_Marco_Piva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01653 |
インフレを「宇宙の」くりこみ群の流れとして研究します。バックグラウンドメトリックへの依存性をエンコードするフローは、実行中の結合$\alpha$によって記述されます。これは、スローロール、ドジッターフリーの分析ベータ関数、およびスーパーホライズン限界でRG不変である摂動スペクトルをパラメーター化します。RG不変性を指針として使用して、特定のアクションまたはモデルからの起源を参照せずに、スペクトルのプロパティに従ってフローの主なタイプを分類します。新しい機能には、$\alpha$に本質的な特異点があるスペクトルと、先頭の次数に対する$r+8n_{\text{t}}=0$の関係の違反が含まれます。文献で研究されているさまざまなクラスのポテンシャルは、アクションにワイル二乗項が含まれている場合でも、RGアプローチを使用して説明できますが、他のクラスは省略されています。既知のケースでは、分類はデータによって除外されるモデルを識別するのに役立ちます。RGアプローチは、標準のラグランジアン定式化からは導出できないスペクトルを生成することもできます。
宇宙論的連続自発的局在化（CSL）理論における崩壊演算子の選択について
| Title |
On_the_choice_of_the_collapse_operator_in_cosmological_Continuous_Spontaneous_Localisation_(CSL)_theories |
| Authors |
Jerome_Martin,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01697 |
宇宙論的文脈における連続自発的局在化（CSL）理論は、崩壊演算子の選択に関連する不確実性の影響を受けます。この論文では、一般的な引数に基づいてその形式を制約します。崩壊演算子がフィールド変数にある場合でも、波動関数の崩壊を誘発できないことを示します。代わりに、それが奇妙な場合、宇宙マイクロ波背景放射の測定で必要とされるように、結果がガウス統計に従って分布するような線形演算子のみであることがわかります。以前に提案された崩壊演算子に対するこれらの結果の影響について説明します。宇宙論的CSL崩壊演算子はフィールド変数で線形でなければならないと結論します。
強く磁化された中性子星物質における直接ウルカ過程を介したニュートリノと反ニュートリノ放出への相対論的量子アプローチ
| Title |
A_Relativistic_Quantum_Approach_to_Neutrino_and_Antineutrino_Emissions_via_the_Direct_Urca_Process_in_Strongly_Magnetized_Neutron-Star_Matter |
| Authors |
Tomoyuki_Maruyama,_A._Baha_Balantekind,_Myung-Ki_Cheoung,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabef,_Grant_J._Mathewsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01703 |
強い磁場の存在下での中性子星物質における直接ウルカ過程からのニュートリノと反ニュートリノの放出を研究します。直接ウルカ過程のニュートリノ放射率を計算します。これにより、中性子が陽子、電子、反ニュートリノに変換されるか、陽子-電子対が中性子-電子対に変換されます。ランダウ準位で記述された状態の陽子と電子の正確な波動関数を解きます。強い磁場では、直接ウルカ過程は、磁場がないと通常はこの過程が起こり得ない密度領域で起こり得ることがわかります。これは運動学的状態によるものです。
地上レーザー干渉計
重力波検出用の地上レーザー干渉計は、2015年に画期的な重力波の最初の検出を行いました。これらのレーザー干渉計が重力波の検索で最も有望な技術としてどのように普及したかについての歴史の概要を説明します。それらの動作原理と制限について説明し、それらの構築を可能にした最も重要なテクノロジーのいくつかの例を提供します。現在世界中で稼働している4つの大規模レーザー干渉計重力波検出器のそれぞれを紹介し、地上ベースの検出器の将来について簡単に説明します。
極値磁気電荷を持つブラックホールの宇宙論的存在量に対する現在の直接および天体物理学的限界を提示します。それらはホーキングを放射しないので、それらが極値であるならば、はるかに軽い原始ブラックホールが今日存在する可能性があります。支配的な制約は、中間質量の白色矮星破壊と、より重いブラックホールの銀河間ガス加熱から来ています。極値磁気ブラックホールは陽子崩壊を触媒する可能性があるため、触媒断面積に関係なく、白色矮星の加熱だけでなく、上記からも堅牢な限界を導き出します。中性子星の加熱、太陽ニュートリノの生成、バイナリの形成とガンマ線への消滅、磁場の破壊など、他の境界についても説明します。安定した磁気的に帯電したブラックホールは、中性子星の質量のブラックホールの形成を助けることができることに注意してください。
GW170817と互換性のある対数補正されたアインシュタイン-ガウス-ボネインフレ
| Title |
Logarithmic_corrected_Einstein-Gauss-Bonnet_inflation_compatible_with_GW170817 |
| Authors |
S._A._Venikoudis,_F._P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01875 |
この論文では、GW170817イベントと互換性のある対数修正$f（R）$重力を拡張したアインシュタイン-ガウス-ボネ理論のインフレーション現象を調査します。私たちの仕事の主なアイデアは、対数補正を通じてほぼ線形のRicciスカラーのさまざまな結果を調査し、そのようなモデルが実行可能かどうかを調べることです。まず第一に、スカラー場のスローロール進化の下での理論的枠組みが提示され、一定ロール進化が知られているので、モデルの非ガウス性の予測を行う一定ロール進化の形式も開発されます。非ガウス性を強化するため。示されているように、非ガウス性は$\mathcal{O}\sim（10^{-1}）$の順序です。さらに、スローロール指数とインフレの観測指数は、関心のあるいくつかのモデルについて計算されます。示されているように、手元のモデルの現象論的実行可能性は、広範囲の自由パラメーターで達成され、対数項は、予想どおり、数値計算にわずかに寄与します。
| Title |
Investigation_of_important_weak_interaction_nuclei_in_presupernova_evolution |
| Authors |
Jameel-Un_Nabi,_Asim_Ullah,_Ali_Abas_Khan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01909 |
このプロジェクトは、大質量星の超新星前進化における最も重要な弱い相互作用核を調査することを目的としています。目標を達成するために、質量範囲A=1〜100の728個の原子核を含むアンサンブルが検討されました。\textit{$T$}、\textit{$\rho$}、\textit{$Y_e$}の所定の値についてサハの方程式を使用し、核の統計的平衡を仮定して、これらの核の質量分率を計算しました。核分配関数は、最大10$MeV$の励起状態が離散として扱われる新しく導入されたレシピを使用して取得されました。弱い相互作用率（電子捕獲（\textit{ec}）と$\beta$崩壊（\textit{bd}））は、陽子-中性子準粒子ランダム位相近似を使用して\textit{totally}微視的に計算されました（pn-QRPA）モデルであり、Brink-Axel仮説を仮定していません。計算された速度を計算された質量分率と組み合わせて、恒星物質のレプトンからバリオンへの時間変化率を調査しました。結果を、文献で報告されている以前の計算と比較します。以前の計算では、桁違いまでの顕著な違いが報告されています。これらの違いは、超新星前の後期の星の進化に影響を与える可能性があります。シリコンコア燃焼後の条件で$Y_e$に最大の影響を与える上位50個の\textit{ec}および\textit{bd}核のリストを示します。恒星の核における\textit{ec}と\textit{bd}の比率の競合を調査したところ、$Y_e$=0.424--0.455が\textit{bd}の結果が\よりも大きい間隔であることがわかりました。textit{ec}レート。
LHCでのOOおよび$ p $ O衝突の機会
これは、2021年2月4日から10日に開催された仮想ワークショップ「LHCでのOOと$p$Oの衝突の機会」の要約文書です。酸素と酸素の物理的機会について提示された視点を簡単に確認します。プロトン-酸素衝突。完全なワークショッププログラムと録音は、cern.ch/OppOatLHCで入手できます。
ドレイク：速度論的平衡を超えた暗黒物質の熱的残存粒子
| Title |
DRAKE:_Dark_matter_Relic_Abundance_beyond_Kinetic_Equilibrium |
| Authors |
Tobias_Binder,_Torsten_Bringmann,_Michael_Gustafsson_and_Andrzej_Hryczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.01944 |
フリーズアウトプロセス中の動的平衡の標準的な仮定が満たされない可能性がある状況でも、暗黒物質の熱的残存粒子の存在量を予測するための数値精度ツールであるDRAKEを紹介します。DRAKEには、暗黒物質の数密度に従来から採用されている方程式、数密度と速度分散の進化を組み合わせた流体のような方程式、および位相の完全な数値進化をそれぞれ実装する3つの専用ボルツマン方程式ソルバーのセットが付属しています。-空間分布。これらのアプローチの一般的な動機を確認し、説明のために、動的および化学的デカップリングが遺物密度に定量的に影響を与える方法で絡み合っているモデルの3つの具体的なクラスを強調します。i）狭い共鳴による暗黒物質の消滅、ii）Sommerfeld-強化された消滅およびiii）しきい値で運動学的にアクセスできない最終状態への「禁止された」消滅。これらすべてのケースについて詳細に説明し、一般的に採用されている従来の処理により、最大1桁間違った遺物密度の推定値が得られる可能性があることを示します。DRAKEの公開リリースは、コンクリートモデルの遺物密度を計算する方法のいくつかの例とともに、drake.hepforge.orgで提供されています。
