| Title |
Eliminating_the_Remaining_Window_for_Primordial_Black_Holes_as_Dark_Matter_from_the_Dynamics_of_the_Cold_Kuiper_Belt |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.04995 |
暗黒物質（DM）の性質は不明です。説得力のある可能性の1つは、DMとしてのいくつかのタイプの素粒子に対する厳しい制限を考えると、DMが原始ブラックホール（PBH）で構成されていることです。PBHがDM密度全体を構成するために使用できる質量のウィンドウは、残り1つだけです。$10^{17}-10^{23}\mathrm{\;g}$。ここでは、冷たいカイパーベルトのカーネル集団がこのウィンドウを除外し、DMの粒子の性質を支持していることを示します。
支援されたクインテセンスからのH_0支援なし
ハッブルの緊張に対する提案された解決策としての初期のダークエネルギーは、追加の「なぜ今」の問題に直面しています。宇宙の加速が始まる何十億年も前の、再結合の直前にダークエネルギーが出現するのはなぜですか？支援された真髄は、現在の宇宙の加速を推進するために複数のスケーリングフィールドが時間とともに蓄積することを仮定することによってこの関係を説明します。この枠組みでは、初期のダークエネルギーは避けられません。しかし、スケーリングもシナリオの終焉につながることを示します。一致の問題を解決する同じ機能が、宇宙マイクロ波背景放射から推測されるハッブル定数と局所距離梯子からの一致を台無しにします。モデルの失敗は、ハッブルの緊張を解決する新しい物理学の能力に関する新しい教訓を提供します。
宇宙構造の成長と膨張率のデータによるテレパラレル重力の再構築
| Title |
Reconstructing_teleparallel_gravity_with_cosmic_structure_growth_and_expansion_rate_data |
| Authors |
Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud,_Joseph_Sultana_and_Kristian_Zarb_Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05021 |
テレパラレル重力（TG）のコンテキストで、成長率と拡張率のデータに機械学習手法を適用することを検討します。これを行うには、ハッブルデータと赤方偏移歪み$f\sigma_8$データを組み合わせたアプローチを使用します。これらのデータは、ガウス過程（GP）を介してTGラグランジアンを再構築するために使用されます。ハッブルデータは主に宇宙クロノメーターとパンテオンリリースからの超新星タイプIaデータ。この作業では、一貫性を示すために、2つの主要なGP共分散関数、つまり2乗指数カーネルとコーシーカーネルを検討します（1$\sigma$の不確実性の範囲内）。この作業の中心的な結果は、GPで再構築されたハッブルと成長データからのTGラグランジアンの数値構築です。データセットとカーネルのさまざまな可能な組み合わせを使用して、この点に関する潜在的な違いを示します。$\Lambda$CDMを超える自明でない宇宙論は、成長データからの再構築の不確実性の範囲内にあることを示します。
すべてのスケールでの宇宙論的重力II：モデルに依存しない修正重力$ N $-体シミュレーション
| Title |
Cosmological_gravity_on_all_scales_II:_Model_independent_modified_gravity_$N$-body_simulations |
| Authors |
Sankarshana_Srinivasan,_Daniel_B_Thomas,_Francesco_Pace,_Richard_Battye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05051 |
これまで修正ニュートン重力モデルに対するモデルに依存しない制約は、主に線形スケールに存在していました。最近開発された形式主義は、すべてのスケールで有効な一貫したパラメーター化を提示しました。このアプローチを使用して、時間依存の$\mu$を使用して、すべての宇宙論的スケールでモデルに依存しない修正重力$N$体シミュレーションを実行します。シミュレーションの収束テストを提示し、既存のフィッティング関数がシミュレーションの非線形物質パワースペクトルをどの程度再現するかを調べます。シミュレーションのパラメーター空間全体ですべてのフィッティング関数の精度に大きなばらつきがありますが、ReACTフレームワークは物質のパワースペクトルに対して最も一貫したパフォーマンスを提供することがわかります。これが、ユークリッドやベラルービン望遠鏡（LSST）などの将来の調査に必要なレベルにどのように改善されるかについてコメントします。また、私たちのアプローチでシミュレートされた物質パワースペクトルから一貫して弱いレンズ効果の観測量を計算する方法を示し、弱い重力レンズ効果の観測量をフィッティングするときにReACTも最高のパフォーマンスを発揮することを示します。これにより、このような今後の調査からのすべてのデータを使用して、修正ニュートン力学の完全なモデルに依存しないテストへの道が開かれます。
ハローの存在量、クラスター化、および集中に対するバリオン物理学の影響
| Title |
The_impact_of_baryonic_physics_on_the_abundance,_clustering,_and_concentration_of_halos |
| Authors |
Gillian_D._Beltz-Mohrmann_and_Andreas_A._Berlind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05076 |
流体力学シミュレーション（Illustris、IllustrisTNG、およびEAGLE）のハロー分布に対するバリオン物理学の影響を、特に暗黒物質のみ（DMO）シミュレーションとの違いに関して調べます。一般に、DMOシミュレーションでは、バリオン物理学がないため、流体力学的対応物よりも高いハロー質量にシフトするハロー質量関数（HMF）が生成されることがわかります。ただし、この質量シフトの正確な性質は、質量、ハロー定義、赤方偏移、および大規模環境の複雑な関数であり、シミュレーションで実装されたバリオン物理学の詳細にも依存します。流体力学的対応物に見られるHMFを再現するために、各DMOハローカタログに適用する必要がある補正のフィッティング式を示します。赤方偏移0、1、および2での5つの異なるハロー定義について、3つのシミュレーションすべてにこれらの式を提供します。さらに、このHMFの不一致の環境への依存性を調査し、ほとんどの場合、低密度環境のハローは高密度環境では、ハローよりもバリオン物理の影響がわずかに大きくなります。したがって、条件付きおよびグローバルなHMFを再現できる環境依存の質量補正式も提供します。2％を超える精度を達成するには、環境に依存する補正が必要ですが、質量補正によってハローの大規模なクラスター化も修復されることを示します。最後に、バリオン物理学がハローの質量と濃度の関係に与える影響を調べ、流体力学シミュレーションでの勾配がDMOシミュレーションでの勾配と一致していることを確認します。最終的に、DMOハローカタログに依存する将来の作業では、バリオン効果に対する結果の堅牢性をテストするために、質量補正を組み込むことをお勧めします。
月の裏側からのグローバル21cm宇宙論
| Title |
Global_21-cm_Cosmology_from_the_Farside_of_the_Moon |
| Authors |
Jack_Burns,_Stuart_Bale,_Richard_Bradley,_Z._Ahmed,_S.W._Allen,_J._Bowman,_S._Furlanetto,_R._MacDowall,_J._Mirocha,_B._Nhan,_M._Pivovaroff,_M._Pulupa,_D._Rapetti,_A._Slosar,_K._Tauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05085 |
宇宙への最後の未踏の窓の1つ、暗黒時代と宇宙の夜明けは、グローバル21cmスペクトルを測定するために、安定した静かな月の向こう側からの単純な低周波電波望遠鏡を使用して開くことができます。このフロンティアは、私たちの宇宙に関する知識の大きなギャップのままです。物理学と宇宙論の標準モデルは、この重要な時代にはテストされていません。この期間に関する情報のメッセンジャーは、中性水素の超微細遷移からの1420MHz（21cm）の放射であり、宇宙の膨張によってドップラーシフトされて低電波天文学の周波数になります。グローバル21cmスペクトルは、暗黒時代の宇宙モデルに加えて、宇宙の夜明けの進化する天体物理学を独自に調査し、最初の星、ブラックホールの降着、および暗黒物質とバリオンの相互作用などのエキゾチックな物理学に制約を与えます。中性水素が遍在しているため、単一の低周波電波望遠鏡で約10〜110MHzのグローバルスペクトルを測定できます。明るい前景の銀河放射の中で水素のこの弱い等方性放射を検出するには、望遠鏡とその周辺の正確な特性評価が必要です。2つのアンテナ（直交するワイヤーアンテナのペアと0.3m$^3$パッチアンテナ）が全周波数帯域での観測を可能にする方法について説明します。4チャネル相関分光偏光計は、検出器の電子機器の中核を形成します。技術的な課題には、CMBと同様の手法を使用した、明るい前景と弱い21cm信号間の共分散を解きほぐす高度なキャリブレーション手法、250°Cを超える温度変動に対する熱管理、2週間の運用を可能にする効率的な電力などがあります。月の夜。この単純な望遠鏡は、暗黒時代のパワースペクトルを測定するための月の向こう側干渉計アレイのステージを設定します。
アインシュタイン望遠鏡からの重力波のシミュレーションデータを使用したf（R）重力のテスト
| Title |
Testing_f(R)_gravity_with_the_simulated_data_of_gravitational_waves_from_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Yu_Pan,_Yuan_He,_JingZhao_Qi,_Jin_Li,_Shuo_Cao,_Tonghua_Liu,_Jun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05212 |
この論文では、第3世代の重力波検出器、つまりアインシュタイン望遠鏡を使用して、修正重力モデルに対する標準サイレンとしての重力波（GW）の影響を分析します。パラティーニ形式内の$f（R）$理論の2つの実行可能なモデルが、分析で考慮されます（$f_{1}（\mathcal{R}）=\mathcal{R}-\frac{\beta}{\mathcal{R}^{n}}$と$f_{2}（\mathcal{R}）=\mathcal{R}+\alpha\ln{\mathcal{R}}-\beta$）、シミュレートされた組み合わせGWデータと最新の電磁（EM）観測データ（最近リリースされたパンテオンIa型超新星サンプル、宇宙クロノメーターデータ、バリオン音響振動距離測定を含む）。私たちの分析は、現在の実験の独立した補完的な代替手段を提供する標準サイレンGWが、2つの修正重力モデルのパラメーター間の縮退を効果的に排除できることを明らかにしています。さらに、$Om（z）$とステートファインダー診断分析を利用して、修正ニュートン力学における幾何学的ダークエネルギーの性質を徹底的に調査します。現在の分析は、最も単純な宇宙定数モデルが現在のデータによって依然として最も好まれていることを明確にしています。ただし、将来の自然に改善されたGWデータの最新のEM観測の組み合わせにより、一貫性が明らかになるか、$\Lambda$CDMモデルと修正重力理論の間の緊張が認められます。
階層的クラスタリングの確率論II。ハロー前駆体の質量関数と大規模バイアス
Lapi＆Danese（2020）の論文Iで提示された階層的クラスタリングの確率論を一般化して、（条件付き）ハロー前駆体の質量関数と関連する大規模バイアスを導き出します。具体的には、パワースペクトルと密度摂動の球面崩壊しきい値を含む乗法性ガウスホワイトノイズによって駆動される、与えられた子孫質量と赤方偏移の前駆体ハローの質量成長の変動を記述する確率微分方程式を提示します。宇宙の時間が経過するにつれて、ノイズがより大きな質量に向かって前駆体の平均ドリフトを生み出し、それが標準的な拡張プレス＆シェクター（EPS）理論からの期待を定量的に与えることを示します。確率的ダイナミクスに関連するフォッカープランク方程式を解き、正確な定常解としてEPS前駆体の質量関数を取得します。次に、ノイズを変調する質量依存の崩壊しきい値の観点から確率方程式の修正を導入し、前駆体の質量関数に関連するフォッカープランク方程式を解析的に解きます。後者は、$N-$bodyシミュレーションの結果と非常によく一致していることがわかります。さらに驚くべきことに、これは、ハロー質量関数を再現するために論文Iで使用された崩壊しきい値と同じ形状で達成されます。最後に、上記の結果を利用して大規模なハローバイアスを計算し、$N-$bodyの結果と満足のいく一致を見つけます。全体として、本論文は、論文で紹介した階層的クラスタリングの確率論が、ハローの存在量だけでなく、それらの前駆体分布と宇宙時代にわたる大規模環境との相関も効果的に説明できることを示しています。
複数の宇宙論的調査からの情報の組み合わせ：推論とモデリングの課題
| Title |
Combining_information_from_multiple_cosmological_surveys:_inference_and_modeling_challenges |
| Authors |
David_Alonso,_Erminia_Calabrese,_Tim_Eifler,_Giulio_Fabbian,_Simone_Ferraro,_Eric_Gawiser,_J._Colin_Hill,_Elisabeth_Krause,_Mathew_Madhavacheril,_An\v{z}e_Slosar,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05320 |
次の10年間で最もタイトで最も堅牢な宇宙論的結果は、宇宙の複数の調査をまとめることによって達成されます。この取り組みは、データ処理と分析の複数のレイヤーにわたって行われる必要があります。たとえば、Euclid、Rubin、Roman（およびその他の調査）を組み合わせて、共同処理とカタログの組み合わせのレベルだけでなく、宇宙論的推論プロセスなど、分析のカタログ後の部分。すべての実験は独自の分析と推論のフレームワークを構築し、独自のシミュレーションセットを作成しますが、これらの取り組みを均質化し、数値シミュレーションからの情報を交換し、対応するデータセットの天体物理学および観測体系のモデリングの詳細を調整する相互調査作業が重要です。。
銀河団とその周辺にある急冷銀河
SDSSデータに基づいて、銀河団$R_{\rmsp}$の「スプラッシュバック」半径内およびそれを超える、クエンチされた星形成（QG）を持つ銀河の特性が研究されました。40のグループと銀河団のサンプルと$0.02<z<0.045$の散在銀河のサンプルを使用しました。半径$R_{\rmsp}$は、銀河系の中心からの距離の2乗の関数として、観測された銀河数の統合分布から定義されました。銀河団では、私たちが見つけたQGの72％が$R_{\rmsp}$内にあることを示しています。これらの銀河の約40％は、${frac}DeV<0.8$の遅いタイプの銀河です。星形成が抑制された銀河の約80％は、$\logM_*/M_{\odot}=[10;11]$。後期型と初期型のQGは、銀河団と銀河団の「スプラッシュバック」半径の近くに最大角度半径$R_{90、r}$と$R_{50、r}$があることがわかりました。私たちの結果は、銀河団に向けられたフィラメントでは、急冷された銀河が周辺よりも銀河団の境界近くでより重いという仮定を確認します。
銀河団の空洞における熱的および非熱的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果MS 0735.6 + 7421：空洞内の熱密度の役割
| Title |
Thermal_and_non-thermal_Sunyaev-Zel'dovich_effect_in_the_cavities_of_the_galaxy_cluster_MS_0735.6+7421:_the_role_of_the_thermal_density_in_the_cavity |
| Authors |
P._Marchegiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05379 |
銀河団MS0735.6+7421は、電波放射で満たされた2つの大きなX線空洞をホストします。ここでは、スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果の減少が検出されていますが、その起源が熱であるかどうかは確認されていません（非常に高温）または非熱的。この論文では、キャビティ内のSZ効果に対する熱的および非熱的寄与がどのように関連しているかを研究します。実際、クーロンと熱ガスとの相互作用は、非熱SZ効果を支配する低エネルギー非熱電子のスペクトルを変更します。結果として、非熱的SZ効果の強度は、キャビティ内の熱ガスの密度が低いほど強くなります。熱密度の関数としてキャビティ内の非熱SZ効果を計算し、熱成分と非熱成分によって生成されたSZ効果を、外部の銀河団ガス（ICM）からのSZ効果と比較して、さまざまな寄与を解きほぐすことが可能な最良の周波数範囲。$\sim1500$keVを超えるキャビティ内の温度では、特に高周波（$\nu>500$GHz）で、非熱SZ効果が熱効果を支配すると予想されます。外部ICMからのSZ効果の無視できない部分。また、天体物理学的バイアスの考えられる原因（動的SZ効果および銀河塵からの前景放射として）とそれらに対処するための考えられる方法、および空洞とICMの特性のモデリングにおける必要な改善についても説明します。
レンズ化されたCMBパワースペクトルからの基本的な物理学に対するバリオンフィードバックバイアス
| Title |
Baryonic_feedback_biases_on_fundamental_physics_from_lensed_CMB_power_spectra |
| Authors |
Fiona_McCarthy,_J._Colin_Hill,_Mathew_S._Madhavacheril |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05582 |
小規模な一次宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光パワースペクトル（$TT$/$TE$/$EE$）の今後の測定により、相対論的種の有効数など、新しい物理学に変換上の制約が生じることが予想されます。初期の宇宙（$N_{\rmeff}$）。ただし、多重極$\ell\gtrsim3000$では、プライマリCMBパワースペクトルは重力レンズから大きな影響を受けます。これらのモードは依然として原始的な情報を運びますが、それらの理論的モデリングには、非線形重力進化とバリオンフィードバックプロセスの影響を受ける小規模を含む、CMBレンズ収束パワースペクトル$C_L^{\kappa\kappa}$の知識が必要です。したがって、高$\ell$プライマリCMBは、これらの遅い時間の非線形効果に敏感です。ここでは、$C_L^{\kappa\kappa}$のモデリングの不正確さが、今後のSimonsObservatoryおよびCMB-S4実験によって測定された主要なCMBパワースペクトルから推測される宇宙論的パラメーターに驚くほど大きなバイアスをもたらす可能性があることを示します。CMB-S4の場合、バイアスは、ハッブル定数$H_0$では$\Lambda$CDMに適合し、$1.2\sigma$は$N_{\rmeff}$に適合して$1.6\sigma$まで大きくなる可能性があります。$\Lambda$CDM+$N_{\rmeff}$。これらのバイアスは、$\ell>3000$ですべての$TT$データを明示的に破棄するか、バリオンフィードバックプロセスを説明するパラメーターを無視することで軽減できることを示します。どちらもエラーバーがわずかに大きくなります。また、CMB$T$および$E$モードマップのレンズ除去に基づく代替のデータ駆動型緩和戦略についても説明します。最後に、今後のデータの分析では、不正確な理論的予測による同様の、またはより大きなパラメーターバイアスを回避するために、現在の標準よりもはるかに高い数値精度設定でアインシュタイン-ボルツマンコードを実行する必要があることを示します。
恒星表面全体の空間分解分光法。 V.観測の見通し：地球のような太陽系外惑星の検出に向けて
| Title |
Spatially_resolved_spectroscopy_across_stellar_surfaces._V._Observational_prospects:_Toward_Earth-like_exoplanet_detection |
| Authors |
Dainis_Dravins_(Lund),_Hans-G\"unter_Ludwig_(Heidelberg),_Bernd_Freytag_(Uppsala) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.04996 |
恒星大気の3D流体力学モデルのテストは、太陽系外惑星の通過中に微分分光法を使用して、恒星ディスク全体のスペクトル線形状を取得することで実現可能です。超高スペクトル分解能での合成データから、FeIおよびFeIIラインの特徴的なパターンがT=3964-6726K（スペクトルタイプ約K8V-F3V）にまたがる3DモデルのペーパーIVで特定されました。通常のスペクトル分解能でノイズの存在下で観察されるように、異なる強度、励起電位、およびイオン化レベルのライン間のパターンの観察可能性がここで調べられます。3D大気の時間変動は、スペクトル線パラメーターの変化を引き起こし、その一部は相関しています。適切なキャリブレーションにより、見かけの視線速度のジッターのプロキシを特定して、実際の恒星の半径方向の動きを調整できるようになります。また、中心から四肢への時間的変動も調べました。さまざまなノイズレベルについて、幅と深さが適合した空間的に分解されたラインプロファイルの回復が示されています。太陽系外惑星通過中の信号がシミュレートされます。見かけの視線速度におけるロシター-マクラフリンタイプの特徴に加えて、線の深さと幅についても同様の効果が示されています。太陽系外惑星のトランジットから、幅、深さ、波長位置の全体的な恒星線パラメーターは、適度な努力ですでに取得できますが、スペクトル線のサブグループ間のより微妙な特徴を明らかにするには、非常に優れた信号対雑音比が必要です。大気構造のがエンコードされます。太陽モデルでは、時間的変動は、見かけの視線速度の揺らぎと線の深さの変動との相関関係を示しています。線の深さの変動と波長の揺らぎの両方を地上から測定できるため、低質量の太陽系外惑星を検索するには、これらを調べて、見かけの視線速度を実際の恒星の動きに合わせる必要があります。
土星のD68凝集塊を共軌道衛星システムとしてモデル化する
D68リングレットは、土星の環の最も内側の機能です。2014年頃にD68に出現した4つの塊は、約30度の間隔で等間隔に保たれ、2014年から2017年に最後の測定が行われるまで、互いに対して非常にゆっくりと移動しました。D68の狭さと塊の分布は、コレクションがあることを示している可能性があります。共軌道構成のソースボディの、または外力が観測されたダストとソースボディを閉じ込めることを意味します。この論文では、これらの4つの塊が共軌道構成の4つのソースボディから発生した可能性を探ります。観測された間隔を生成する4つの質量を持つソリューションはないことがわかります。したがって、目に見えない5番目の共軌道オブジェクトが角度分離の不一致を説明し、安定した静止構成に近づくことができるかどうかを検討します。質量比が5番目の質量の想定される位置に依存する5つの共軌道オブジェクトのソリューションの範囲を見つけます。5つの共有軌道の数値シミュレーションは、初期条件に非常に敏感です。特に、D68の塊が持つと予想される質量の範囲ではそうです。私たちのD68共軌道システムモデルの脆弱性は、おそらくこのリングレット内の材料を閉じ込める外力があることを意味します。
ハビタブルゾーン惑星ファインダーとホビーエバリー望遠鏡による遠方界スクランブリングの過酷なテスト
| Title |
A_Harsh_Test_of_Far-Field_Scrambling_with_the_Habitable_Zone_Planet_Finder_and_the_Hobby_Eberly_Telescope |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Samuel_Halverson,_Joe_P._Ninan,_Suvrath_Mahadevan,_Gudmundur_Stefansson,_Arpita_Roy,_Lawrence_W._Ramsey,_Chad_F._Bender,_Steven_Janowiecki,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Niv_Drory,_Michael_Endl,_Eric_B._Ford,_Fred_Hearty,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Paul_Robertson,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05148 |
ハビタブルゾーンプラネットファインダー（HPF）は、10mのホビーエバリー望遠鏡（HET）にあるファイバー給電の正確な視線速度分光法です。固定高度設計により、HET瞳孔はトラック全体でかなり変化し、ファイバーの遠方界照明に大きな変化をもたらします。HPFのファイバースクランブラーは、これらの照明の変化が視線速度に与える影響を抑制するように設計されていますが、視線速度測定への残留影響はまだ空で調査されていません。明るい初期型（M2）M矮星であるGJ411を使用して、HPF視線速度（RV）に対するこれらの瞳孔変動による遠方界入力傾向の影響を調べます。瞳孔面積と重心のこれらの大きな変化（$\sim$2x）は、HPFの遠方界スクランブリングの厳しいテストを示しています。私たちの結果は、RVが瞳孔重心オフセットによるこれらの極端な遠方界入力の変化から効果的に分離されていることを示しており、スクランブラー設計の有効性を証明しています。この実験により、従来の光学望遠鏡では簡単に行うことができなかった、空での大きな瞳孔変動によるこれらの変化の影響をテストすることができます。これらの他の望遠鏡で予想される瞳孔と照明の変化は小さいですが、私たちの結果からスケーリングすることで、これらの効果を推定して制限することができ、インストルメンタルを打ち負かすための新世代および次世代のRVインスツルメントでも制御可能であることを示しています数cm/秒の目標に向けたノイズ源。
摂動体：原始惑星系円盤の惑星質量コンパニオンに対するSPHERE検出限界
| Title |
Perturbers:_SPHERE_detection_limits_to_planetary-mass_companions_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
R._Asensio-Torres,_Th._Henning,_F._Cantalloube,_P._Pinilla,_D._Mesa,_A._Garufi,_S._Jorquera,_R._Gratton,_G._Chauvin,_J._Szulagyi,_R._van_Boekel,_R._Dong,_G.-D._Marleau,_M._Benisty,_M._Villenave,_C._Bergez-Casalou,_C._Desgrange,_M._Janson,_M._Keppler,_M._Langlois,_F._Menard,_E._Rickman,_T._Stolker,_M._Feldt,_T._Fusco,_L._Gluck,_A._Pavlov_and_J._Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05377 |
リング、キャビティ、スパイラルなどの広範囲の下部構造の検出は、近赤外散乱光と熱ミリメートル連続発光の両方で、原始惑星系円盤の高空間分解能イメージングの一般的な結果になっています。それらの起源の最も頻繁な解釈は、ディスク内のガスと塵の分布を混乱させる惑星質量の仲間（摂動者）の存在ですが、これまでのところ、唯一の善意の検出は、PDS70の周りの2つの巨大惑星でした。SPHERE散乱光画像の下部構造を示す15個の原始惑星系円盤のサンプルを収集し、これらのシステムでの惑星検出限界の均一な導出を示します。また、ヒル半径の処方とALMAデータとの比較を通じて、これらの摂動体の質量を推定します。単一の惑星が散乱光で各下部構造を彫ると仮定すると、リングよりも空洞内にギャップを作成するには、より大きな摂動体が必要であり、RXJ1604、RXJ1615、SzCha、HD135344BおよびHD34282。これらのキャビティでは、3〜10Mjupの一般的な質量制限に達します。リング間のギャップにある惑星の場合、SPHEREの検出限界は質量が約1桁離れており、PDS66とHD97048のギャップが惑星検索の最も有望な構造であるように思われます。HD135344BおよびHD36112でらせん状の特徴を引き起こす巨大な惑星の提案された存在も、ホットスタートモデルを想定してSPHEREの範囲内にあります。これらの結果は、現在の検出限界が、空洞内のホットスタート惑星を検出できることを示唆しています。空洞の中心に配置された単一の摂動体によって形成されます。より現実的な惑星の質量の制約は、これが実際に当てはまるかどうかを明らかにするのに役立ちます。これは、摂動者が下部構造を作成する唯一の方法ではないことを示している可能性があります。
星のない分子雲コアにおける固体水素物体の形成の評価
| Title |
Assessing_the_Formation_of_Solid_Hydrogen_Objects_in_Starless_Molecular_Cloud_Cores |
| Authors |
W._Garrett_Levine,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05449 |
最初に発見された恒星間天体（ISO）、1I/2017（`オウムアムア）の特性は、太陽系の小惑星と彗星の両方とは異なり、原始惑星系円盤の起源に疑問を投げかけています。この研究では、それが巨星分子雲の星のないコアの実質的なH2氷成分で形成された可能性を調査します。星間固体水素はまだ検出されていませんが、この成分はISOの多くの特性を説明します。デカメートルサイズの固体水素体を構築するために必要な関連プロセスを検討し、さまざまなサイズのレジームでの成長の妥当性を評価します。エネルギーバランスの議論から、形成に対する最も厳しい障壁は、分子状水素氷の有利性に必要な非常に低い温度であることがわかります。しかし、堆積が起こった場合、星のないコア内の乱流が、十分に短いタイムスケールでキロメートルサイズの物体に成長するのに役立つことがわかります。次に、星間物質の質量損失を分析し、水素オブジェクトが太陽系への旅を生き残るために必要なサイズをISO年齢の関数として決定します。最後に、H2の説明が正しい場合の影響について説明し、ISO科学の将来の見通しを評価します。水素氷ISOが存在する場合、仮定された形成経路には、周囲のガスの断熱膨張と電磁放射および宇宙線からの優れた遮蔽によって2.8Kに冷却された、星のないコア領域に多孔質の100ミクロンのダストの小さな集団が必要です。
小惑星（6478）ゴールトからの回転質量放出
| Title |
Rotational_Mass_Shedding_from_Asteroid_(6478)_Gault |
| Authors |
J._X._Luu,_D._C._Jewitt,_M._Mutchler,_J._Agarwal,_Y._Kim,_J._Li,_and_H._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05601 |
直径$\sim$4kmのメインベルト小惑星6478ゴールトは、少なくとも2013年以来、断続的に塵を放出しています。その一時的な性質や放出された粒子の低速など、放出の特徴（$V\sim$0.15ms$^{-1}$）は、回転分裂の近くで回転する物体からの質量損失と最も一致しています。核信号のダスト汚染のため、この結論はまだ確認されていません。このアイデアをテストするために、2020年8月に、ほこりのない状態でGaultの新しい画像を取得しました。私たちの測光は、振幅が非常に小さく（最大$\sim0.05$mag）、周期性が$2.55\pm0.10$時間の光度曲線を示しています。新しい観測は、Gaultが分裂の近くで回転しているモデルと一致しており、遠心力がその一時的な質量損失の原因となっています。強度のない（流体）球体として近似される場合、暗黙の密度は$\rho$=1700kgm$^{-3}$です。高速回転する小惑星の質量損失レジームを調査し、質量放出が$Fr\sim0.5$から始まることを見つける方法として、ここでは遠心力と重力の比率として定義されるフルード数$Fr$を使用します。
金属の少ない環境における初期質量関数の遷移
| Title |
Transition_of_the_initial_mass_function_in_the_metal-poor_environments |
| Authors |
Sunmyon_Chon,_Kazuyuki_Omukai,_and_Raffaella_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.04997 |
三次元流体力学シミュレーションを用いて、低金属量環境での星団形成を研究します。乱流の雲のコアから始めて、$10^{-6}$から$0.1〜Z_{\odot}$の範囲のさまざまな金属量を持つ原始星システムの形成と成長を追跡します。ダスト粒子によって引き起こされる冷却は、小規模での断片化と、$Z/Z_{\odot}\gtrsimの場合、$M_{*}\sim0.01$-$0.1〜M_{\odot}$の低質量星の形成を促進します。10^{-5}$。低質量の星の数は金属量とともに増加しますが、恒星の質量分布は、シャブリエの初期質量関数（IMF）と比較して、$Z/Z_{\odot}\lesssim10^{-2}$の場合でもトップヘビーです。これらの場合、星形成は乱流運動が崩壊した後に始まり、単一の巨大な雲のコアがモノリシックに崩壊して中央の巨大な恒星系を形成します。星周円盤は、中央の大質量星に優先的に質量を供給し、質量分布をトップヘビーにします。$Z/Z_{\odot}=0.1$の場合、乱流の衝突により星形成の開始が促進され、効率的な微細構造の線冷却により高度にフィラメント状の構造が発達します。この場合、巨大な星への大量供給は地元のガス貯蔵所によって制限され、質量は星の間で共有され、シャブリエのようなIMFにつながります。乱流のスケールでの冷却はフィラメント構造の発達を促進し、現在のIMFにつながる重要な要因として機能すると結論付けます。
角星加速による銀河ポテンシャルと暗黒物質密度
| Title |
The_Galactic_potential_and_dark_matter_density_from_angular_stellar_accelerations |
| Authors |
Malte_Buschmann,_Benjamin_R._Safdi,_Katelin_Schutz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05000 |
ガイアのような位置天文調査によって測定された星の角加速度を総計して使用して、天の川（MW）ポテンシャルを測定するアプローチを提示します。加速は、MWポテンシャルの勾配を直接プローブします。これは、たとえば、恒星の速度。ミッション終了時のガイア恒星加速度データを使用して、MWディスクのポテンシャルを約3$\sigma$の有意性で測定できること、および最近の太陽加速度の測定値が含まれている場合は、〜での局所暗黒物質密度を測定できることを示します。2$\sigma$の重要性。検出の重要性は、時間$t$を観測するために$t^{5/2}$として急激に変化するため、位置天文解の角加速度を含む将来の調査をGaiaと組み合わせて、局所的な暗黒物質の密度と形状を正確に測定することができます。密度プロファイル。
低表面輝度銀河での銀河形成と暗黒物質のテスト
銀河は宇宙の基本的な構造要素です。銀河形成理論は、これらの構造がどのようになったかを説明しようとしています。非バリオンのコールドダークマターの必要性に重点を置いて、銀河形成の基本的な考え方のいくつかをたどります。初期の理論の多くの要素は、低表面輝度銀河の観測との接触に耐えられず、フィードバックのような補助的な仮説の必要性につながりました。失敗のポイントは、暗黒物質の代替である修正ニュートン力学（MOND）の驚くべき予測的成功にしばしばさかのぼります。暗黒物質モデルは観測に柔軟に対応できますが、MONDの予測能力は提供しません。宇宙が冷たい暗黒物質でできているのなら、なぜMONDは正しい予測をするのですか？
力学的摩擦の自己無撞着で時間依存の処理：コアエンストと力学的浮力に関する新しい洞察
| Title |
A_Self-Consistent,_Time-Dependent_Treatment_of_Dynamical_Friction:_New_Insights_regarding_Core_Stalling_and_Dynamical_Buoyancy |
| Authors |
Uddipan_Banik_and_Frank_C._van_den_Bosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05004 |
力学的摩擦は通常、対象（「摂動者」）が非常にゆっくりと進化し（経年近似）、長期間にわたってホストに導入された（断熱近似）経年プロセスと見なされます。これらの仮定は、力学的摩擦がLBKトルクから生じ、純粋な共振軌道からのみゼロ以外の寄与があることを意味します。ただし、力学的摩擦は、そのタイムスケールが宇宙の年齢よりも短い場合にのみ、天体物理学的に関心があります。したがって、この論文では、断熱的および世俗的な近似を緩和します。最初に、一般化されたLBKトルクを導出します。これは、断熱限界でLBKトルクに減少し、ゆっくりと減衰する非共振軌道によって過渡振動が発生し、LBKトルクに取って代わられることを示します。これは、強制減衰振動子が定常状態に落ち着く前に過渡現象を起こす方法に似ていますが、ここでは減衰が散逸ではなく位相混合によるものである点が異なります。次に、摂動ポテンシャルと角周波数（メモリー効果）の時間依存性を適切に説明する自己無撞着な処理を提示します。これは、コア銀河の軌道減衰を調べるために使用します。メモリー効果により、摂動者がコアの臨界半径$R_{\mathrm{crit}}$で失速する前に、加速された超チャンドラセカール摩擦のフェーズが発生することがわかります（コア失速）。$R_{\mathrm{crit}}$の内部では、トルクが符号を反転させ、動的な浮力を発生させます。これにより、摩擦が打ち消され、摂動体が失速します。この現象論は$N$-bodyシミュレーションと一致していますが、これまでのところ適切な説明が得られていません。
扁長回転子における遍在する相互作用の兆候
| Title |
Ubiquitous_interaction_signs_in_prolate_rotators |
| Authors |
Ivana_Ebrov\'a,_Michal_B\'ilek,_Ana_Vudragovi\'c,_Mustafa_K._Y{\i}ld{\i}z,_and_Pierre-Alain_Duc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05006 |
初期型銀河（ETG）のごく一部は、扁長回転を示します。つまり、長い測光軸を中心に回転します。シミュレーションでは、銀河の合体の特定の構成がこのタイプの回転を生成することが知られています。観測された銀河間の扁長回転と銀河相互作用の兆候との関連を調査します。文献から明確な扁長回転を伴う19個の近くのETGのサンプルを収集し、それらの地上の深部光学画像で相互作用の兆候を調べました。アーカイブ画像で18個、ミランコビッチ望遠鏡で取得した新しい画像で1個です。潮汐の尾、貝殻、非対称/乱れた恒星のハロー、または進行中の相互作用は、19個の扁長回転子すべてに存在します。これを、ほぼ同様の質量範囲と表面輝度限界のETGの一般的なサンプル間の潮汐擾乱の頻度と比較すると、そのような観測の確率はわずか0.00087であると推定されます。また、複数の恒星の殻をホストしている扁長回転子のかなりの過剰を発見しました。目に見える潮汐の特徴は、比較的最近の銀河の相互作用を暗示しています。これは、Illustrisの大規模な宇宙論的流体力学シミュレーションと一致します。このシミュレーションでは、最後の6Gyrの間に、大規模な合併で扁長回転子が主に形成されます。付録では、追加の銀河であるNGC7052の特性を示します。これは、深い画像は利用できませんが、HST画像では、これまで報告されていなかった顕著な殻の存在が明らかになった扁長回転子です。
ギャラクシーハロスにおけるFUSEOVIエミッションの再考
銀河のバリオンのかなりの部分は、銀河周囲媒体（CGM）の拡散ガスの形をしています。CGMの多相の重要な成分の1つである、いわゆる「コロナル」温熱相ガス（$\rm10^{5}-10^{6}$K）は、OVI1032、1038\rによって追跡されます。{A}共鳴線は、天の川以外の銀河ハローからの放出ではめったに検出されていません。ここでは、アーカイブのFAREUltravioletSpectroscopicExplorerデータと更新されたデータパイプラインを使用して、近くのエッジオン銀河のハローであるNGC4631とNGC891でのOVI放出ガスの4つの追加検出を報告します。最も強いOVI放射は、他の2つのフィールドのディスクに近接しているにもかかわらず、NGC4631の中心近くに垂直線を形成するフィールドからのものであることがわかります。鉛直方向の磁場は、銀河に落下している可能性のある高温高温のガスフィラメントを追跡していると理論付けられています。ディスクの端に近いフィールドのOVI運動学は、これらのフィールドが、ディスクに戻る前に衝撃加熱されて冷却されている放出ガスをサンプリングすることを示唆しています。これらの結果は、星形成銀河のより拡散したかすかなOVIハロー内に重ね合わされたより強いOVI放出のフィラメント状構造の存在を示しています。温熱ガスの構造と有病率、および銀河円盤とハローの間のガスの循環においてガスが果たす役割を決定するには、体積で満たされたOVI放出マッピングが大いに必要です。最後に、近くの銀河ハローでの拡散および微弱なOVI放射の検出に対する、将来の資金提供および提案されたUVミッション（LUVOIR-A、LUVOIR-B、CETUS、およびAspera）の感度を示します。
宇宙の星形成の歴史のピークにある11個のほこりっぽい星形成銀河の性質を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_nature_of_11_dusty_star-forming_galaxies_at_the_peak_of_cosmic_star_formation_history |
| Authors |
L_Pantoni,_A_Lapi,_M_Massardi,_D_Donevski,_A_Bressan,_L_Silva,_F_Pozzi,_C_Vignali,_M_Talia,_A_Cimatti,_T_Ronconi,_L_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05011 |
GOODS-Sフィールドで分光学的に確認されたレッドシフト（$1.5<z_{\rmspec}<3$）を持つ11個の（サブ）ミリ波で選択されたDSFGのパンクロマティック研究を提示し、それらの天体物理学的特性（たとえば、年齢）を制約します。、恒星の質量、塵とガスの含有量）そして銀河の進化の文脈におけるそれらの役割を特徴づける。X線から電波帯域までのGOODS-Sの多波長範囲により、塵による恒星の光の減衰の物理的な動機付けのモデリングに基づいて、新しいアプローチでCIGALEを使用して銀河SEDをモデル化できます。恒星の質量の中央値（$\simeq6.5\times10^{10}$M$_\odot$）とSFR（$\simeq241$M$_\odot$yr$^{-1}$）は銀河の主系列星と一致しています-$z\sim2$でのシーケンス。銀河は、星形成の強烈でほこりっぽいバースト（中央値L$_{\rmIR}\simeq2\times10^{12}$L$_\odot$）を経験しており、年齢の中央値は$750$Myrです。星間塵の中央値が高い（M$_{\rmdust}\simeq5\times10^8$M$_\odot$）ことは、ISMが急速に濃縮されていることを示しています（タイムスケール$\sim10^8$yr）。CO分光法および/またはレイリー・ジーンズの塵の連続体（$10^{10}\lesssim$M$_{\rmgas}/$M$_\odot\lesssim10^{11}$）から銀河の総ガス含有量と分子ガス含有量を導き出しました。）、通常のタイムスケール$\tau_{\rmdepl}\sim200$Myrで枯渇しました。X線と電波の光度は、ほとんどの銀河が降着する電波の静かな/静かなSMBHをホストしていることを示唆しています。この証拠と、コンパクトな多波長サイズ（中央値r$_{\rmALMA}\sim$r$_{\rmVLA}=1.8$kpc、r$_{\rmHST}=2.3$kpc）高解像度イメージング（$\theta_{\rmres}\lesssim$1arcsec）から測定されたものは、これらのオブジェクトが、たとえばin-situシナリオによって予測されたように、大規模な静止銀河の高z星形成の対応物であることを示しています。4つのオブジェクトは、今後/進行中のAGNフィードバックのいくつかの兆候を示しています。これは、星形成ディスクからETGへの形態学的遷移を引き起こすと考えられています。
球状星団モデルと観測値のマッチング
| Title |
Matching_Globular_Cluster_Models_to_Observations |
| Authors |
Nicholas_Z._Rui,_Kyle_Kremer,_Newlin_C._Weatherford,_Sourav_Chatterjee,_Frederic_A._Rasio,_Carl_L._Rodriguez,_Claire_S._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05033 |
古代の重力によって束縛された星の種族として、球状星団は、複雑な恒星進化と結びついた高頻度の動的相互作用を特徴とする豊富で活気のある実験室です。文献の表面輝度と速度分散プロファイルを使用して、$59$天の川球状星団を\texttt{CMCクラスターカタログ}の動的モデルに適合させます。内挿を行わず、特定のクラスターに合わせるための指示された努力をしなくても、26ドルの球状星団は少なくとも1つのモデルとよく一致します。特に、コア崩壊クラスターNGC6293、NGC6397、NGC6681、NGC6624、および非コア崩壊クラスターNGC288、NGC4372、NGC5897について説明します。NGC6624には適切なスナップショットがないため、メインの\texttt{CMCクラスターカタログ}では、適合を改善するために6つの追加モデルを実行します。質量分離の測定基準を計算し、ミリ秒パルサー、激変星、低質量X線連星、恒星質量ブラックホールなどのコンパクトオブジェクトソースの生成を調査し、観測との合理的な一致を見つけます。さらに、観測カットを厳密に模倣して、モデルからバイナリフラクションを抽出し、コアが崩壊したクラスターの密なコア領域を除いて、良好な一致を見つけます。このペーパーには、公的にアクセス可能な\texttt{CMCクラスターカタログ}を調べるためのいくつかの\textsf{python}メソッド、および\texttt{CMC}を使用して生成された他のモデルが付属しています。
マルチステートスカラー場暗黒物質モデルによる回転曲線
| Title |
Rotation_curves_with_the_multistate_Scalar_Field_Dark_Matter_model |
| Authors |
Jordi_Sol\'is-L\'opez,_Luis_E._Padilla_and_Tonatiuh_Matos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05190 |
Salucciらの同時追加回転曲線の概念を使用します。低表面輝度銀河と矮性円盤銀河における軸対称多状態スカラー場ダークマターハローの特性を調査すること。それらの回転曲線を2状態構成に適合させ、これらすべてが粒子質量$\mu\sim（10^{-23}-10^{-24}）\rm{eV}にうまく適合できることがわかりました。/c^2$。ベイズ情報量基準と赤池情報量基準を使用して、標準的な宇宙論モデルであるよく知られている$\Lambda$-コールドダークマターと結果を比較すると、2状態モデルが好ましいように思われることがわかりました。
分子雲エンベロープにおけるダスト成長：数値的アプローチ
粒子の成長と破壊により、星間物質（ISM）では粒子サイズ分布の変動が予想されます。この作業では、特定の組成（ケイ酸塩またはグラファイト）の帯電したダスト粒子の粒子成長と粉砕を考慮した電磁流体力学（MHD）コード内に実装されるダスト衝突モデルを提示します。このモデルをMHDコードAthenaに統合し、同じコード内の帯電したダスト粒子のダイナミクスの以前の実装に基づいています。この凝固モデルの性能を実証するために、2DMHDシミュレーション中に形成されたいくつかのダストフィラメント内の半径0.05$\mu$mの単一サイズのダスト集団の粒度分布の変動を研究します。また、50\AA〜から0.25$\mu$mの範囲のサイズの現実的なダスト分布を検討し、グラファイトとケイ酸塩のサイズ分布の変動と、遠紫外線消光曲線の両方の変動を分析します。得られた結果から、荷電粒子の運動方程式のMHD進化に基づいて、ここで提示した方法論は、分子雲エンベロープなどの拡散領域での荷電ダスト粒子の凝固を研究するのに最適であると結論付けます。観測的に、ダストサイズ分布のこれらの変動は、遠紫外線消光曲線の変動に変換され、それらは主に小さなグラファイトダスト粒子によって引き起こされます。
銀河団とその周辺：「赤いシーケンス」、星形成率、恒星の質量
| Title |
Galaxy_clusters_and_their_outskirts:_the_"red_sequence",_star_formation_rate,_stellar_mass |
| Authors |
Flera_G._Kopylova_and_Alexander_I._Kopylov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05372 |
300〜km〜s$^{-1}<\sigma<950で、40のグループの周辺（$R<3R_{200c}$）とローカル宇宙（$0.02<z<0.045$）の銀河団を研究します。$〜km〜s$^{-1}$。SDSSDR10カタログデータを使用して、以前に決定された$K_s$-光度（2MASXデータ）に従って銀河団の恒星質量を測定し、$M_*/M_{\odot}\propto（L_K/L_{\odot}）^{1.010\pm0.004}$（$M_K<-21\、。\！\！^{\rmm}5$、$R<R_{200c}$）。また、銀河団の恒星の質量のハロー質量への依存性もわかりました：$M_*/M_{\odot}\propto（M_{200c}/M_{\odot}）^{0.77\pm0.01}$}。私たちの結果は、星形成が抑制された銀河の割合（$M_K<-21\、。\！\！^{\rmm}5$）が銀河団の中央領域で最大であり、平均して等しいことを示しています。、$0.81\pm0.02$;観測されたプロファイルから見つけた、投影半径$R_{sp}$（$2<R/R_{200c}<3$）の外側では$0.44\pm0.02$に減少しますが、それでも27\％のフィールド。初期型の「赤いシーケンス」銀河の割合は、中央の$0.54\pm0.02$から$R_{\rmsp}$を超える$0.24\pm0.01$に減少し、そのフィールド値に達します。
自己重力ディスクの断片化のための2段階の重力カスケード
自己重力ディスクは、特に星と惑星の形成過程に関して、天体物理学において重要な役割を果たすと考えられています。これに関連して、軌道タイムスケールの単位で表される冷却タイムスケール$\beta$を特徴とする、理想的な冷却プロセスの対象となるディスクが広く研究されてきました。リーマンソルバーとコードラムセスに実装された3Dゴドゥノフスキームを利用して高解像度シミュレーションを実行し、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）または2Dグリッドコードを使用した以前の研究を補完します。ディスクフラグメントが以前のほとんどの結果と一致し、解像度と十分に収束していない$\beta$の臨界値を観察します。カラム密度の変動の確率密度関数（$\Sigma$-PDF）を研究することにより、フラグメント化されたレジームとフラグメント化されていないレジームの間に厳密な分離はなく、フラグメントの出現の確率が着実にあるスムーズな遷移があると主張します。冷却の効果が低下するにつれて減少します。$\Sigma$-PDFの高カラム密度部分は、傾きが$\beta$に比例することが判明した単純なべき乗則に従っていることがわかり、重力ストレスによる冷却と加熱のバランスに基づいて説明を提案します。私たちの説明は、より効率的な冷却にはより多くの加熱が必要であり、特徴的なスケールがない場合、スケールのないべき乗則が浅くなることを意味します。重力カスケードは2つのステップで進行することを提案します。1つは角運動量の粘性輸送によって引き起こされる一連の準静的平衡による高密度のフィラメント状スパイラルパターンの形成、2つ目はこれらのフィラメントに沿った崩壊で最終的に形成されます。境界のあるフラグメントの。
MCG-5-23-16およびSWIFTJ2127.4 + 5654の相対論的残響のハードルック：街灯柱モデルのテスト
| Title |
A_Hard_Look_At_Relativistic_Reverberation_in_MCG-5-23-16_&_SWIFT_J2127.4+5654:_Testing_the_Lamp-Post_Model |
| Authors |
A._Zoghbi,_J._M._Miller,_E._Cackett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.04994 |
X線残響マッピングは、AGNで降着を調査するための新しいツールとして登場し、ブラックホールスケールでの潜在的に強力な降着の調査を提供します。相対論的スペクトルシグネチャとともに、ラグはしばしば街灯柱モデルに照らして解釈されます。特に相対論的残響モデルの予測のテストに焦点を当て、さまざまな観測プログラムを使用して、X線で最も明るいセイファート銀河のいくつかをターゲットにしました。ここでは、MCG-5-23-16とSWIFTJ2127.4+5654をターゲットにしたNuSATRを使用した2つの大規模キャンペーンの結果を報告し、3〜50keV帯域でのモデル予測をテストします。これらは、初期のデータでコンプトンのこぶの遅延の兆候を示した3つの情報源のうちの2つです。以前に分析された3倍の曝露では、MCG-5-23-16に相対論的残響の証拠は見られず、エネルギー依存のラグは対数線形連続体と一致しています。SWIFTJ2127.4+5654では、連続体のみのモデルがデータを説明しますが、相対論的残響モデルは、エネルギーと周波数に依存するラグを大幅に改善しますが、パラメーターは時間平均スペクトルと一致しません。これは、ラグデータが静的な街灯柱モデルと一致していないことを示す証拠を増やします。
若い星団、球状星団、核星団における階層的ブラックホールの併合：金属量、スピン、クラスター特性の影響
| Title |
Hierarchical_black_hole_mergers_in_young,_globular_and_nuclear_star_clusters:_the_effect_of_metallicity,_spin_and_cluster_properties |
| Authors |
Michela_Mapelli,_Marco_Dall'Amico,_Yann_Bouffanais,_Nicola_Giacobbo,_Manuel_Arca_Sedda,_M._Celeste_Artale,_Alessandro_Ballone,_Ugo_N._Di_Carlo,_Giuliano_Iorio,_Filippo_Santoliquido,_Stefano_Torniamenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05016 |
核星団（NSC）、球状星団（GC）、若い星団（YSC）での階層的ブラックホール（BH）の合併を調査し、元のバイナリBHと動的に組み立てられたバイナリBH（BBH）の両方を説明します。軽いBHは低質量クラスターからの超新星キックによって放出されるため、第1世代と第n世代の両方の動的合併の中央値はNSCと比較してGCとYSCの方が大きいことがわかります。また、第1世代と第n世代のBHの質量は、前駆星の金属量の影響を強く受けます。第n世代の合併のプライマリBHの質量の中央値は、$\sim{}24-38$M$_\odot$です。（$\sim{}9-15$M$_\odot$）金属が少ない（金属が豊富な）NSC。最大BH質量は、主に脱出速度に依存します。NSCでは最大数千M$_\odot$のBHが形成されますが、YSCとGCは最大数百M$_\odot$のBHをホストします。さらに、対不安定型質量ギャップ（$f_{\rmPI}$）および中間質量BHレジーム（$f_{\rmIMBH}$）の少なくとも1つのコンポーネントとの合併の割合を計算します。金属量が$Z=0.002$の動的BBHの基準モデルでは、$f_{\rmPI}\upperx{}0.05$、$0.02$、および$0.007$（$f_{\rmIMBH}\upperx{}0.012$）が見つかります。、NSC、GC、YSCでそれぞれ$0.002$と$0.001$）。$f_{\rmPI}$と$f_{\rmIMBH}$はどちらも、太陽の金属量で少なくとも1桁低下します。最後に、GW190521の形成を、ほぼ等しい質量のBBHまたは中間の質量比のインスピレーションであると仮定して調査します。
高解像度X線でのWR25の衝突風
| Title |
The_Colliding_Winds_of_WR_25_in_High_Resolution_X-rays |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_David_P._Huenemoerder,_Richard_Ignace,_A.M.T_Pollock,_Joy_S._Nichols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05053 |
WR25は、208日間の離心率軌道にある非常に大規模なO2.5If*/WN6プライマリとOスターセカンダリで構成される衝突風バイナリスターシステムです。これらの熱い星は、強くて超音速の強い風を持っており、それらが相互作用して、恒星の分離によって状態が変化する風の衝突ショックから明るいX線源を形成します。WR星とO星の風によるさまざまなビューは、星が軌道を移動するときに軌道位相を与えられ、単一の星では簡単ではない、または不可能な方法で風の構造を探索することができます。システムから放射されるX線が最も明るいときに、ペリアストロンの直前に取得されたWR25の軸上チャンドラ/HETGSスペクトルを分析しました。軸上の観測から、SiXIIIとMgXIのHeトリプレットを含むさまざまな輝線の線束、重心、および幅を制約します。また、アーカイブからいくつかの偶然の軸外HETGスペクトルを含め、位相によるそれらのフラックス変動を研究することができました。これは、X線におけるWR25の高解像度スペクトル研究に関する最初の報告です。
コンパクト星の観測と対峙するミラーマターコアを持つストレンジクォーク
| Title |
Strange_stars_with_a_mirror-dark-matter_core_confronting_with_the_observations_of_compact_stars |
| Authors |
Shu-Hua_Yang,_Chun-Mei_Pi,_Xiao-Ping_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05159 |
標準のMITバッグモデルのミラーマター（MDM）コアを使用して、奇妙な星（SS）の構造と潮汐変形能を調査します。PSRJ0740+6620、PSRJ0030+0451、およびGW170817の観測を同時に説明するには、PSRJ0740+6620およびPSRJ0030+0451にMDMコアを含める必要はありませんが、GW170817のSSにはMDMコアが必要であることがわかります。私たちの研究は、標準的なMITバッグモデルの場合、上記のコンパクト星の観測により、SS内に暗黒物質のコアが存在することを確認するという結果につながります。
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用した短いGRB181123Bの高速応答無線観測
| Title |
Rapid-response_radio_observations_of_short_GRB_181123B_with_the_Australia_Telescope_Compact_Array |
| Authors |
G._E._Anderson,_M._E._Bell,_J._Stevens,_M._D._Aksulu,_J._C._A._Miller-Jones,_A._J._van_der_Horst,_R._A._M_.J._Wijers,_A._Rowlinson,_A._Bahramian,_P._J._Hancock,_J.-P._Macquart,_S._D._Ryder,_R._M._Plotkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05209 |
短期間のガンマ線バースト（GRB）181123Bで最初に成功したトリガーを提示することにより、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）高速応答モードを紹介します。短いGRBの早期の電波観測は、高度なLIGOおよびVirgoで検出された重力波イベントの電波残光特性に対する重要な洞察を提供する可能性があります。ATCAは、ソースが地平線を超えて上昇したとき、バースト後12.6時間以内に目標を達成しました。8.3時間の観測中に電波残光は検出されませんでしたが、5.5GHzと9GHzでそれぞれ$7\pm12$と$15\pm11〜\mu$Jyの強制適合磁束密度が得られました。GRB181123Bの残光モデリングは、ATCA力適合電波フラックス密度をSwiftX線望遠鏡の検出に追加すると、電子の熱エネルギーの割合に対してより厳しい制約が与えられることを示しました（log$\epsilon_e=-0.75^{+0.39}_{-0.40}$ではなくlog$\epsilon_e=-1.13^{+0.82}_{-1.2}$は、ATCA値を含めずに導出されます）。これは、通常の$\epsilon_e$の範囲と一致します。GRB残光モデリングから派生。これにより、バースト後$\sim10$日で前方衝撃がピークに達し、バースト後$\gtrsim3-4$日で検出可能な電波放射が発生する可能性があることを予測できました。全体として、残光モデリングに力を当てはめた電波フラックス密度を含めることにより、検出の有無に関係なく、トランジェントの非常に迅速な電波追跡の可能性と、GRB爆風特性を制約するためのトリガー電波観測の重要性を示します。尽力。
超高輝度超新星の物理学
超新星として巨大な星がどのように死ぬかを理解することは、現代の天体物理学において重要な問題です。超新星は、新しい星を形成する星間物質に爆発エネルギーと重い元素を注入することにより、強力な恒星爆発であり、宇宙バリオンサイクルの主要な推進力です。何十年にもわたる努力の末、天体物理学者たちは巨大な星の爆発メカニズムのスタンドモデルを構築しました。しかし、このモデルは、最近のトランジット調査で発見された新しい種類の恒星爆発によって挑戦されています。特に、超高輝度超新星と呼ばれる、典型的な超新星の100倍の明るさの新しい集団は、超新星の理解に革命をもたらしています。新しい研究によると、超高輝度超新星は、爆発後に形成された放射性同位元素またはコンパクトオブジェクトを動力源とする非常に巨大な星とその極端な超新星の異常な消滅に関連していることが示唆されています。これらの超新星を研究することは、巨大な星の死とそれらの爆発の間の知識のギャップを埋めます。さらに、遠方の宇宙を照らすために、それらの強い光度を適用することもできます。この論文は、超高輝度超新星の物理学のタイムリーなレビューを提供することを目的としており、それらの理論モデルの最新の開発に焦点を当てています。
ブラックホール連星中央エンジンモデルを使用したブレーザーOJ287のジェット位置角の時間的変化の説明
| Title |
Explaining_temporal_variations_in_the_jet_position_angle_of_the_blazar_OJ_287_using_its_binary_black_hole_central_engine_model |
| Authors |
Lankeswar_Dey,_Mauri_J._Valtonen,_A._Gopakumar,_Rocco_Lico,_Jose_L._Gomez,_Abhimanyu_Susobhanan,_S._Komossa_and_Pauli_Pihajoki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05274 |
明るいブレーザーOJ287は、超大質量ブラックホール連星システムをホストするための最もよく知られた候補です。ナノヘルツ重力波（GW）の放出によって刺激を受けます。その世紀の長い光度曲線における歴史的および予測された準周期的な高輝度フレアの観測は、ブラックホール連星（BBH）中央エンジンに関連する軌道パラメータを決定することを可能にします。対照的に、OJ287の電波ジェットは、超長基線干渉法（VLBI）の観測で約30ドルしかカバーされておらず、これらの観測により、ジェットの位置角（PA）がミリメートルとセンチメートルの両方の波長で時間変化を示すことがわかります。。ここでは、OJ287で観測されたPAの変動をその電波ジェットの歳差運動と関連付けます。私たちのモデルでは、ジェット方向の進化は、一次ブラックホール（BH）スピンの進化、または降着円盤の内部領域の角運動量方向の歳差運動のいずれかに関連付けることができます。私たちのベイズ分析は、主に光学観測から開発されたBBH中央エンジンモデルが、86、43、および15GHzの周波数でOJ287の電波ジェットで観測された時間的変動を広く説明できることを示しています。OJ287の進行中のグローバルmm-VLBIアレイ（GMVA）観測は、その$86$GHzPA値の進化に関する予測を検証する可能性があります。さらに、事象の地平線望遠鏡（EHT）が提供できる非常に高い角度分解能のおかげで、二次ブラックホールでのジェットの検出を通じてBBHモデルをテストする可能性を探ります。
パルサーにおける非線形超流動と時間遅延に基づくカオス的スピンダウン
| Title |
Nonlinear_superfluidity_and_time-delay_based_chaotic_spin-down_in_pulsars |
| Authors |
Erbil_G\"ugercino\u{g}lu,_Mustafa_Do\u{g}an,_K._Yavuz_Ek\c{s}i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05421 |
非線形超流動ダイナミクスの観点から、いくつかのパルサーから見られるカオス的なスピンダウン挙動を調査します。この目的のために、我々は、結合が渦線のクリープによって媒介される超流動-通常物質系の一連の方程式を数値的に解きます。定常状態のダイナミクスに時間遅延を導入するグリッチ摂動が、回転位相の3次導関数に残骸を残すことを示します。この時間遅延は、パルサーの超カオス的なスピンダウンを引き起こします。グリッチによって引き起こされる回転パラメータの変化が、時間遅延位相差図の非閉鎖周期パターンにつながることがわかります。図のサイクル数$N$は、合計観測時間に発生した$N+1$グリッチに起因することがわかります。
1.4GHzでの電波観測によるSS433 / W50システムに関連する高エネルギー粒子のエネルギー推定
| Title |
Energy_estimation_of_high_energy_particles_associated_with_the_SS433/W50_system_through_radio_observation_at_1.4_GHz |
| Authors |
Haruka_Sakemi,_Rikuto_Omae,_Takumi_Ohmura,_Mami_Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05578 |
電波星雲W50は、マイクロクエーサーSS433のジェットと相互作用するユニークな天体です。SS433/W50システムは、銀河ジェットによって加速された宇宙線粒子のエネルギーを調査するための優れたターゲットです。NSFのカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）を使用してLバンド（1.0〜2.0GHz）で実施された電波星雲W50の観測を報告します。1984年、1996年、2017年の観測に基づいて、W50の経年変化を調べたところ、その構造のほとんどが33年間安定していたことがわかりました。5.5kpcの距離を想定して、東端フィラメントの上限速度を半分から0.023$c$に修正します。また、アレシボ天文台305m望遠鏡の観測データを分析し、速度範囲33.77kms$^{-1}$-55.85kms$^{-1}$でW50周辺のHI空洞を特定します。この結果から、ジェット末端領域によって加速された宇宙線陽子の最大エネルギーは10$^{15.5}$eVを超えると推定されます。また、0.5〜10GeVの範囲のガンマ線の光度を使用して、5.2$\times$10$^{48}$erg未満の加速陽子の総エネルギーを推定します。
NICERスペクトルタイミング分析によって明らかにされたMAXIJ1820 + 070の中間状態のディスク、コロナ、ジェット接続
| Title |
Disk,_Corona,_Jet_Connection_in_the_Intermediate_State_of_MAXI_J1820+070_Revealed_by_NICER_Spectral-Timing_Analysis |
| Authors |
Jingyi_Wang,_Guglielmo_Mastroserio,_Erin_Kara,_Javier_Garc\'ia,_Adam_Ingram,_Riley_Connors,_Michiel_van_der_Klis,_Thomas_Dauser,_James_Steiner,_Douglas_Buisson,_Jeroen_Homan,_Matteo_Lucchini,_Andrew_Fabian,_Joe_Bright,_Rob_Fender,_Edward_Cackett,_Ron_Remillard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05616 |
反射分光法とフーリエ分解タイミング分析の両方を使用して、2018年の爆発における明るいハードからソフトへの状態遷移中のブラックホールX線連星MAXIJ1820+070のNICERデータの5エポックを分析します。ハード状態での残響ラグの以前の発見を確認し、（ソフト）残響ラグが支配的な周波数範囲が、遷移中に残響ラグの振幅が増加するにつれて減少することを発見しました。これは、おそらくX線放射領域の増加によるものです。拡大するコロナ。多数の広い周波数範囲のラグエネルギースペクトルを残響モデルreltransと共同でフィッティングすることにより、残響ラグの増加はX線コロナル高さの増加によって最もよく説明されることがわかります。この結果は、コロナが硬い状態で収縮するという発見とともに、X線コロナの空間的広がりと電波ジェットとの密接な関係を示唆しています。コロナの膨張（残響によって調べられる）は、電波フレアの前に約5日あることがわかります。これは、コロナが垂直方向に膨張し、ジェット気流に沿って伝播するジェットノットを発射することによって、ハードからソフトへの遷移がマークされることを示唆している可能性があります。相対論的速度。
PArthENoPE革命
この論文では、ビッグバン元素合成中に生成される軽元素の存在量を計算するためにコミュニティが長年使用してきたプログラムPArthENoPEの新しい更新バージョンの主な機能を紹介します。これは、PArthENoPEコードの2008年および2018年のリリースに続く3番目のリリースであり、コードのWebサイトhttp://parthenope.na.infn.itから配布されます。マイナーな変更は別として、この新しいバージョンの主な改善点には、重水素破壊の最も重要な反応であるH2（p、gamma）He3、H2（d、n）He3、およびH2（d、p）H3、および前のものの機能を拡張する再設計されたGUI。特に、新しいGUIは、パラメーターのグリッド上で実行するための以前のツールに取って代わり、並列実行をより適切に管理し、結果をプロットするためのまったく新しい関数のセットを提供します。
衛星リモートセンシングを使用して近赤外観測を補正するためのほぼリアルタイムの可降水量モニタリング
| Title |
Near_real-time_precipitable_water_vapour_monitoring_for_correcting_near-infrared_observations_using_satellite_remote_sensing |
| Authors |
E.A._Meier_Vald\'es,_B.M._Morris,_and_B.-O._Demory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05326 |
スペクトルエネルギー分布が近赤外線でピークに達する、冷たい星を周回する小さな外惑星の探索では、大気中の水蒸気によるこの領域での放射の強い吸収は、冷たい星の地上観測にとって特に悪影響です。近赤外で太陽系外惑星を検出するために必要な測光精度を達成するには、視線速度と測光測定に対する可変可降水量（PWV）の影響を軽減する必要があります。目的は、天頂および可視ターゲットの視線に沿って沈殿可能な水蒸気の量を監視することにより、グローバルなPWV補正を可能にすることです。GeostationaryOperationalEnvironmentalSatellites（GOES）画像データを使用するオープンソースのPythonパッケージを開発しました。これは、さまざまな圧力レベルでの温度と相対湿度を提供し、GOESがカバーする地上の天文台の上のほぼリアルタイムのPWVを5分または10ごとに計算します。場所に応じて分。手順のベンチマークとして、セロパラナル（チリ）とサンペドロマルティル（メキシコ）の上の選択した日のPWV値を計算しました。また、視線に沿ってPWVを計算するために、サイトから観察されたテストターゲットでのさまざまなポインティングをシミュレートしました。私たちの方法の精度を評価するために、私たちは私たちの結果をセロパラナルから得られたオンサイト放射計測定値と比較しました。私たちの結果は、私たちの公開されているコードが、GOESカバレッジ内の地上ベースの施設のローカルPWVを測定するための優れたサポートツールであることが証明されていることを示しています。これは、近赤外線地上ベースの観測における相関ノイズの寄与を減らすのに役立ちます。オンサイトのPWV測定の恩恵を受けません。
ESOワークショップのレポート：地上ベースの熱赤外線天文学-過去、現在、未来
| Title |
Report_of_the_ESO_Workshop:_Ground-based_Thermal_Infrared_Astronomy_--_Past,_Present_and_Future |
| Authors |
Leo_Burtscher,_Valentin_D._Ivanov,_Mario_van_den_Ancker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05506 |
ESOワークショップ「地上熱赤外線天文学」が2020年10月12〜16日にオンラインで開催されました。当初は2020年4月にガルヒングのESOでの伝統的な対面会議として計画されていましたが、スケジュールが変更され、完全にオンラインになりました。COVID-19パンデミックによるラインイベント。36か国から337名が参加したこのワークショップは大成功を収め、科学の目標と地上の熱赤外線天文学のツールキットに対する天文学コミュニティの幅広い関心を示しました。
V723月の視線速度に対する潮汐の影響：暗い$ 3 \、M_ \ odot $コンパニオンの追加の証拠
| Title |
Tidal_Effects_on_the_Radial_Velocities_of_V723_Mon:_Additional_Evidence_for_a_Dark_$3\,M_\odot$_Companion |
| Authors |
Kento_Masuda_and_Teruyuki_Hirano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05216 |
Jayasingheetal。（2021）赤色巨星V723いっかくじゅう座の周りのほぼ端にある$\approx60\、\mathrm{day}$軌道上の暗い$\approx3\、M_\odot$コンパニオンをブラックホール候補として特定しました。質量ギャップ。このシナリオは、Jayasingheらによって提示されたデータのほとんどを説明するために示されました。（2021）、円形ケプラーモデルからの周期的視線速度（RV）残差を除く。ここでは、RV残差が、赤色巨星の接近側と後退側の可視部分の変化に関連する吸収線プロファイルの軌道位相依存歪みによって説明されることを示します。赤色巨星の表面は、暗いコンパニオンによって潮汐変形し、同期して回転します。。私たちのRVモデルは、コンパニオン質量$M_\bullet=2.95\pm0.17\、M_\odot$と軌道傾斜角$i=82.9^{+7.0}_{-3.3}\、\mathrm{deg}$（中央値）を制約しますSEDと距離から制約された赤い巨人$24.0\pm0.9\、R_\odot$の半径を採用する、周辺事後確率の68.3％の最高密度間隔）。分析は、楕円体の変化からのコンパニオンの質量と、両方ともJayasingheetalによって導出された日食の不在からのコンパニオンの光度の制限に対する独立したサポートを提供します。（2021年）。また、表面速度場のフラックス加重平均として潮汐RV信号を評価する一般的なスキームは、相互相関手法で測定されたRVの振幅を大幅に過小評価する可能性があり、歪んだ線を直接モデル化する修正された処方を提示することも示します。プロファイルと測定されたRVに対するその影響。この定式化は、他の同様のバイナリの成分の質量と傾きを推定するのに役立ちます。
M31およびM33IIの赤色超巨星。質量損失率
質量損失は赤色超巨星（RSG）にとって重要な活動であり、その進化と最終的な運命に影響を与える可能性があります。RSGの質量損失率（MLR）の以前の推定では、方法の違いとサンプルの不完全性のために、大きなばらつきが見られます。近赤外線でのUKIRT/WFCAM観測、光学でのLGGSおよびPS1を含む調査の質と深さが改善されたため、RSGのかなり完全なサンプルが明るさと色に応じてM31とM33で識別されます。この史上最大のサンプルからのいずれかの銀河内の約2000個のオブジェクトについて、MLRは、観測された光学から中赤外線のスペクトルエネルギー分布（SED）を1次元ダスト放射伝達モデルのDUSTYコードに適合させることによって導出されます。RSGの平均MLRは約$2.0\times10^{-5}{\text{M}_\odot}/\text{yr}$であり、ガスとダストの比率は100であり、合計はM31で約$1.1\times10^{-3}{\text{M}_\odot}/\text{yr}$および$6.0\times10^{-4}{\text{MM33の}_\odot}/\text{yr}$は、進化した低質量星と比較して無視できない情報源です。MLRは、ダスト特性によって3つのタイプ、すなわちアモルファスケイ酸塩、アモルファスカーボン、光学的に薄いものに分類され、MLRと恒星パラメータ、赤外線フラックス、色との関係が議論され、それぞれケイ酸塩とカーボンダストグループの以前の研究と比較されます。。
キャリントンの観察の現代的な再構成（1853-1861）
| Title |
A_modern_reconstruction_of_Carrington's_observations_(1853-1861) |
| Authors |
Shreya_Bhattacharya,_E.T.H_Teague,_S._Fay,_Laure_Lef\`evre,_M._Jansen_and_F._Clette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05353 |
この記事の焦点は、世界データセンター-SILSOネットワークのオブザーバーであるThomasH.Teague（UK）による、彼の本の図面（Carrington、1863）からのRichardCarringtonの元の黒点観測の再集計です。この最新の再集計により、Carringtonの元の集計（CasasandVaquero、2014）では使用できなかった方法で、SunspotNumberシリーズ全体の再計算でCarringtonの観測値を使用できるようになります。ここでは、新しい再カウントシリーズと現代の観測、チューリッヒ天文台のジャーナルから抽出された新しいデータ、およびキャリントン自身の観測の他のソースとの比較研究を提示し、キャリントンのグループカウントは、彼の方法が個々のスポットのカウントは、最新のカウントよりも大幅に遅れています。また、Mathieuetal。、2019で開発された方法を使用して、新しい再カウントの品質と堅牢性をテストします。
教師なし機械学習を使用したコロナ加熱の調査
| Title |
Exploring_Coronal_Heating_Using_Unsupervised_Machine-Learning |
| Authors |
Shabbir_Bawaji,_Ujjaini_Alam,_Surajit_Mondal_and_Divya_Oberoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05371 |
太陽の目に見える円盤がわずか5800Kであるのに対し、太陽のコロナ温度を約100万Kに維持するものの複雑な謎は、太陽物理学において長年の問題でした。Mondal（2020）による最近の研究は、この謎を解く鍵を握ることができる、静かな太陽領域からの低無線周波数での多数の遍在する衝動的放出の存在の最初の証拠を提供しました。これらの機能は、1分あたり約500イベントの速度で発生し、その強度は、バックグラウンドの定常放出の数パーセントにすぎません。冠状動脈加熱問題に対するこの解決の実現可能性を調査するための次のステップの1つは、これらの放出の形態を理解することです。この目的を達成するために、これらの衝動的な放出の形態を特徴づけるための教師なし機械学習アプローチに基づく技術を開発しました。ここでは、この手法を70分のデータにまたがる8000を超える画像に適用した結果を示します。この画像では、約34,500の特徴を2D楕円ガウス分布として確実に特徴付けることができます。
恒星放射層における水平シアーを伴う異方性乱流輸送
| Title |
Anisotropic_turbulent_transport_with_horizontal_shear_in_stellar_radiative_zones |
| Authors |
Vincent_Prat_and_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05473 |
環境。恒星放射層における乱流輸送は恒星進化論の重要な要素ですが、これらの領域の安定した成層と回転による輸送の異方性はよくわかっていません。いわゆる回転混合の基礎であるシェルの回転の仮定は、効率的な水平輸送に依存しています。ただし、この輸送は、これまでテストされたことのない現象論的モデルを通じて、多くの恒星進化コードに含まれています。目的。乱流輸送の異方性に対する水平せん断の影響を調査します。メソッド。緩和近似（{\tau}近似とも呼ばれます）を使用して、速度相関を計算することにより、背景の乱流に対する成層、回転、およびせん断の異方性効果を説明しました。結果。水平せん断の影響を含む速度相関の新しい理論的スケーリングを取得します。これらのスケーリングは、ヘルツシュプルング・ラッセル図全体の回転のヘリオおよび星震学的観測とよりよく一致して、化学物質と角運動量のより効率的な輸送につながる乱流運動の強化を示しています。さらに、乱流の発生源を特徴付ける緩和近似で使用される非線形時間の新しい選択を提案します。結論。初めて、星の放射層における乱流輸送の異方性に対する成層、回転、および垂直方向と水平方向のせん断の影響について説明します。新しい処方箋は、恒星進化論の計算に実装する必要があります。そのためには、非拡散トランスポートを実装する必要がある場合があります。
新しいキラル物質による電弱様バリオン数生成
| Title |
Electroweak-like_Baryogenesis_with_New_Chiral_Matter |
| Authors |
Kohei_Fujikura,_Keisuke_Harigaya,_Yuichiro_Nakai,_Ruoquan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05005 |
電弱スケールより上で（それほど遠くない）発生するゲージ対称性の破れに関連する相転移が、標準模型の電弱バリオン数生成と同様のバリオン数生成の段階を設定するフレームワークを提案します。具体的な実現には、$SU（2）_R\timesU（1）_X\rightarrowU（1）_Y$の分割を利用します。拡張ゲージ対称性の下で帯電した新しいキラルフェルミ粒子は、ゼロ以外のレプトン数を持ち、$B-L$対称性を異常にします。新しいレプトンセクターには、標準模型粒子のかなりの電気双極子モーメントを誘発することなく、カビボ-小林-増川相と同様に、フレーバーに依存する大きなCP対称性の破れが含まれています。一次相転移と$SU（2）_R$スファレロンプロセスに関連する気泡壁のダイナミクスは、レプトン非対称性を生成します。これは、通常の電弱スファレロンプロセスを介してバリオン非対称性に変換されます。標準模型の電弱バリオン数生成とは異なり、新しい相転移は強い一次である可能性があり、新しいCP対称性の破れは湯川相互作用によって大幅に抑制されないため、観測された非対称性を生成できます。モデルは、新しい粒子のコライダー検索と重力波の観測によって調べることができます。新しいレプトンの1つが暗黒物質の候補になります。モデルを左右対称理論に組み込んで、強いCP問題を解くこともできます。
二元中性子星合体GW170817からの重力波チャープの共形平坦な準円形数値シミュレーション
| Title |
Conformally_flat,_quasi-circular_numerical_simulations_of_the_gravitational_wave_chirp_from_binary_neutron_star_merger_GW170817 |
| Authors |
Grant_J._Mathews,_In-Saeng_Suh,_N._Q._Lan,_Atul_Kedia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05082 |
LIGO-VirgoCollaborationによるバイナリ中性子星合体GW170817からの重力波の最初の検出は、r過程元素合成の天体物理学的サイトと高密度中性子星物質の性質に関する基本的な新しい洞察を提供しました。検出された重力波信号は、中性子星が合体に近づくときの中性子星の潮汐歪みに依存します。共形平坦な準円軌道近似におけるバイナリマージへのアプローチの相対論的数値シミュレーションについて報告します。このイベントが、準円形近似のキャリブレーションと、3メートル法の共形平坦近似の有効性の確認として機能することを示します。次に、検出されたチャープが採用された状態方程式にどのように依存するかを調べます。これは、二元中性子星合体における核状態方程式を制約するための新しい効率的な手段を確立します。
| Title |
Modelling_and_testing_the_equation_of_state_for_(Early)_dark_energy |
| Authors |
Shin'ichi_Nojiri,_Sergei_D._Odintsov,_Diego_Saez-Chillon_Gomez,_German_S._Sharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05304 |
ハッブルパラメータの張力の問題を軽減する（初期の）暗黒エネルギーの可能な動作を分析するために、一般的な状態方程式が考慮されます。（初期）暗黒エネルギー密度と対応する動的方程式の可能な進化から逸脱することにより、状態方程式が得られます。これにより、宇宙論的進化と、宇宙に沿った状態方程式の各項の優位性を定性的に分析できます。膨張。これは、（過去の）将来の特異点の発生としていくつかの興味深い結果を示します。次に、2つの一般的なモデルを検討することにより、それらの自由パラメーターをさまざまなデータソースに適合させ、より標準的なモデルと比較して適合の良さを示します。結果は、全体としての宇宙論的進化のより良い理解を得るための有望な出発点と見なされるかもしれません。
リーマンカップリングからのらせん磁場はバリオン数生成につながります
| Title |
Helical_magnetic_fields_from_Riemann_coupling_lead_to_baryogenesis |
| Authors |
Ashu_Kushwaha,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.05339 |
エネルギー密度の変動、バリオン非対称性、およびコヒーレントな大規模磁場のスペクトルは、非常に高いエネルギーでの物理学に関する重要な情報を提供する3つの観測量です。インフレーションは密度の摂動を説明するメカニズムを提供するだけであり、原始磁場とバリオン非対称性の起源は、宇宙論と素粒子物理学の標準モデルを超えた物理学を必要とします。この作品では、原始らせん場につながるメカニズムは、放射線が支配的な時代の初めにバリオン数生成にもつながることを示しています。ここで検討するモデルは、素粒子物理学の標準モデルを拡張することなく、重力と電磁場の間のリーマン結合を含む質量次元6の演算子で構成されています。らせん状の磁場の生成がバリオン数生成につながることを明示的に示します。さらに、モデルが、観測と一致する再加熱温度の範囲で、宇宙のバリオン非対称性の観測量を予測することを示します。
変形したカーブラックホールの周りのポストニュートン軌道を解析します。私たちが考える変形は、スカラーテンソル理論における自明でないカー解の変形のクラスであり、変形パラメーター$D$を介してラベル付けされます。不定形パラメータのさまざまな限界を研究し、ブラックホールを周回する星の軌道を一般相対性理論で最大2PNオーダーのカー時空の場合と比較します。私たちの発見は、ブラックホールの四重極Qがその質量$M$と角運動量$J$によって決定されないという意味で、一般相対性理論の一般相対性理論のブラックホール脱毛定理に違反していることを示しています。関係$Q=-J^2/M$。$D$の制限値は、単純で正確な非循環メトリックソリューションの例を提供しますが、$1+D$が小さいが有限である特定の制限では、不定形性のためにシュワルツシルト歳差運動に対する主要な修正が得られます。この場合、重力パラメータは、GRAVITYコラボレーションによる星S2の近地点歳差運動の最近の測定値を使用して制約されます。
双曲線ケーラー幾何学による極誘起ヒッグス膨張
超重力内でのヒッグスインフレーションの新しい実現を提示します。これは、インフラトン場の運動項における2次の極の存在に大きく関係しています。この極は、スカラー曲率R_を持つ（SU（1,1）/U（1））^2またはSU（2,1）/（SU（2）xU（1））多様体をパラメーター化する選択されたケーラーポテンシャルによって発生します。それぞれ{（11）^2}=-4/NまたはR_{21}=-3/N。関連するスーパーポテンシャルには、ヒッグススーパーフィールドに加えて、スタビライザースーパーフィールドが含まれ、ゲージとR対称性を尊重し、最初に許可された再正規化不可能な項が含まれます。この項の係数が約10^-5およびN=1以内の繰り込み可能な項の係数とほぼ等しい場合、インフレ観測量は現在のデータと互換性があり、ゲージ対称性の破れのスケールMがその値をとることができます。MSSM内。ただし、Mをこの値を超えて増加させると、調整を少なくしてインフレを達成できる可能性があります。上記の多様体に関連するケーラーポテンシャルへの変更は、繰り込み可能な項で実現されるインフレーションを可能にし、NがN=40で最大に近づくにつれて、テンソル対スカラー比が高くなります。
オウムアムアは、エイリアン文明によって私たちの太陽系に送られたプローブではありません
オウムアムアは、私たちの太陽系に入るのが見られる最初の太陽系外起源の既知の天体であり、小惑星や彗星のような従来の天体で説明するのが非常に難しい複数の異常な特徴を持っています。その結果、オウムアムアはエイリアン文明によって構築された星間探査機であるとの仮説が立てられました。エイリアンの惑星系の大型宇宙望遠鏡/干渉計で達成できる成果が、オウムアムアのようなプローブの構築と打ち上げの動機を完全に消し去ることを示しています。そのような動機がないことは、オウムアムアがエイリアンの創造物ではないことを証明しています。
ワープドライブの基本
「ワープドライブ」時空とワームホールの幾何学は、一般相対性理論の基礎に立ち向かわなければならない「思考実験」として、そしてとりわけ「超光速」の旅行とコミュニケーションの概念を正確に定式化するために役立ちます。ここでは、ワープドライブ時空の基本的な定義とプロパティについて検討します。特に、これらの時空に関連するエネルギー条件の違反、および超光速の場合の地平線の外観、ワープドライブを使用して時間的閉曲線を作成する可能性などの他のいくつかの興味深い特性について説明します。さらに、地平線の問題により、宇宙船の観測者は、ワープバブルをオンデマンドで作成または制御することはできません。この難しさの輪郭を描くために、Krasnikovによって導入されたメトリックについて説明します。これは、開始点の時計で測定される往復の時間を任意に短くできるという興味深い特性も備えています。
