超軽量アクシオンストリングネットワークからのCMB複屈折
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子の偏光は、（超軽量）アクシオンストリングループを通過するときに回転します。この複屈折を研究することで、アクシオン-光子結合とストリングネットワークの構造に関する貴重な情報を明らかにすることができます。近似分析形式を開発し、任意のアクシオンストリングネットワークによって誘発されるCMB複屈折の2点相関関数を計算するために使用できるカーネル関数を特定します。この形式を使用して、いくつかの単純なループ分布（スケーリングとネットワーク崩壊を含む）の複屈折信号を評価します。角度相関関数には、再結合時のループの角度範囲に対応する$\theta_\mathrm{min}$によって設定された特徴的な角度スケールがあることがわかります。これにより、$\ell_p\sim1/\theta_\mathrm{min}$付近の複屈折パワースペクトルにピークが生じます。ネットワークが今日より前に崩壊した場合、アクシオンの質量によって制御される追加のスケールが導入されます。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡からの輝線銀河の線形バイアスとハロー占有分布
| Title |
Linear_bias_and_halo_occupation_distribution_of_emission_line_galaxies_from_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Zhongxu_Zhai,_Yun_Wang,_Andrew_Benson,_Chia-Hsun_Chuang,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11063 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の高緯度分光調査（HLSS）のH$\alpha$および[OIII]輝線銀河（ELG）の線形銀河バイアスの測定値を、半解析モデルを使用して構築された銀河モックを使用して提示します。銀河の形成、{\itGalacticus}、大きな宇宙体積と赤方偏移の範囲。構成空間内の銀河の2点統計を計算し、$10\sim50h^{-1}$Mpcのスケール内で線形バイアスを測定します。バイアス測定に対する、ローマ線フラックスカットの影響、およびギャラクティカスのキャリブレーションに使用されるダストモデルの影響を調査するために、さまざまな選択アルゴリズムを採用しています。ローマのHLSSの現在のベースラインで指定されているように、赤方偏移の範囲$1<z<3$でH$\alpha$と[OIII]の放出がある銀河を検討します。H$\alpha$および[OIII]ELGの線形バイアスは、redshiftに関する線形関数として表すことができます。$b\simeq0.88z+0.49$forH$\alpha$$（1<z<2）$、および[OIII]$（2<z<3）$の場合は$b\simeq0.98z+0.49$。また、これらのH$\alpha$および[OIII]輝線銀河のハロー占有分布を測定して、暗黒物質ハロー内でのそれらの分布を理解しました。私たちの結果は、ローマからの暗黒エネルギーと宇宙論の制約の信頼できる予測を可能にするための重要な入力を提供します。
スカラーテンソル宇宙論における理論的事前確率：シフト対称ホルンデスキモデル
| Title |
Theoretical_priors_in_scalar-tensor_cosmologies:_Shift-symmetric_Horndeski_models |
| Authors |
Dina_Traykova,_Emilio_Bellini,_Pedro_G._Ferreira,_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_Johannes_Noller,_Miguel_Zumalac\'arregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11195 |
遅い時間の加速膨張の理論を制約する試みは、しばしばそれらの現象論的記述におけるパラメータの広い事前確率を仮定します。標準的な重力波速度でのシフト対称スカラーテンソル理論に焦点を当てて、それらの動的進化のより注意深い分析がどのようにはるかに狭い事前分布につながるかを示します。そうすることで、状態方程式$w（z）$と動的編組パラメーター$\alpha_{\rmB}（z）$の赤方偏移依存性を捉えて、これらの理論の単純で正確なパラメーター化を提案します。、それぞれ2つのパラメーターのみを使用して、基礎となるモデルの宇宙論に適合する統計的分布（別名理論的事前確率）を導き出します。シフト対称モデルの2つのバージョンを検討しました。1つは暗黒エネルギーのエネルギー密度がスカラー場によってのみ与えられるもので、もう1つは宇宙定数からの寄与もあります。現在のデータを含めることにより、理論上の事前分布を使用して、制約を最大1桁改善する方法を示します。さらに、宇宙定数のないシフト対称理論が観測的に実行可能であることを示します。アクションのスカラーの一次導関数で四次次数まで処理し、結果は、この切り捨てがより一般的なシフト対称理論の良い近似であることを示唆しています。この作業は、現象論的パラメータ化とラグランジアンベースの理論、宇宙の重力と宇宙の加速をテストするための2つの主要なアプローチの間の実用的なリンクを確立します。
最小修正重力理論におけるインフレーションモデル
最小修正重力（MMG）理論から構築されたインフレーションモデルを調査しました。$f（{\bfH}）\propto{\bfH}^{1+p}$重力の形式のMMG理論ここで、${\bfH}$はアインシュタイン重力のハミルトニアン制約であり、$p$は一定であり、研究されています。この重力理論では、インフラトンの役割を果たす追加のスカラー場がモデルに導入されない限り、インフレーションを実現することは困難です。指数関数的なポテンシャルを持つインフラトンは、アインシュタインの重力の場合とは異なり、優雅にインフレを促進できることがわかりました。指数ポテンシャルとべき乗則ポテンシャルの両方のスローロールパラメーターは、アインシュタイン重力の場合と同様に、eフォールディングの数に反比例します。また、スカラー摂動について、スーパーハッブル半径スケールの共動ゲージの曲率摂動は、$p=0$でない限り、インフレーション中に急速に大きくなることがわかりました。テンソルモードの場合、摂動の振幅は大規模で一定であり、摂動の音速は1から逸脱する可能性があり、$f（{\bfH}）$の形式に応じて時間とともに変化する可能性があります。
矮小楕円体銀河の観測による暗黒物質の微物理の測定の見通し
| Title |
Prospects_for_measuring_dark_matter_microphysics_with_observations_of_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Jason_Kumar,_Andrew_B._Pace,_Jack_Runburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11646 |
天の川銀河近くの矮小楕円体（dSph）銀河における暗黒物質の消滅は、ガンマ線で検出可能な特徴を生み出す可能性があります。この信号の振幅は、dSphの暗黒物質密度、暗黒物質粒子の質量、消滅で生成される光子の数、および場合によっては速度に依存する暗黒物質消滅断面積に依存します。複数のdSphからの消滅信号の振幅を測定できれば、消滅断面積の速度依存性を決定できると主張します。ただし、これを行うには、dSph密度プロファイルの制約を改善する必要があることを示します。これらの改善について合理的な仮定を立てて、暗黒物質消滅速度依存性を制約する現在および将来の実験（Fermi、CTA、AMEGOを含む）の能力を予測します。
低赤方偏移での光度距離と異方性スカイサンプリング：数値相対論研究
| Title |
Luminosity_distance_and_anisotropic_sky-sampling_at_low_redshifts:_a_numerical_relativity_study |
| Authors |
Hayley_J._Macpherson_and_Asta_Heinesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11918 |
今日のほとんどの宇宙論的データ分析は、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）メトリックに依存しており、現在の標準的な宇宙論的モデルの基礎を提供しています。この枠組みの中で、私たちのますます正確なデータと理論的予測の間の興味深い緊張が明らかになりつつあります。したがって、正確なFLRW宇宙論的枠組みの外で宇宙論的分析の可能性を探求することは合理的です。この作業では、均一性や等方性を仮定せずに、レッドシフトで一般的な光度距離級数展開を採用します。このフレームワークは、近未来の低赤方偏移宇宙論調査の完全なモデルに依存しない分析を可能にします。さまざまな環境にあり、さまざまなレベルの空を持つ観測者について、現実的な構造形成の数値相対論シミュレーションで、光度距離級数展開の有効な観測「ハッブル」、「減速」、「曲率」、および「ジャーク」パラメータを計算します。カバレッジ。「かなりサンプリングされた」空では、FLRWモデルでの類推と比較して、「ハッブル」パラメータと「減速」パラメータにそれぞれ2％と15％の宇宙分散が見られます。これに加えて、典型的な観測者は同じパラメータで7％と550％の最大空分散を測定することがわかります。私たちの研究は、宇宙論的分析に低赤方偏移の異方性を含めることが、私たちの宇宙について正しい結論を引き出すために重要である可能性があることを示唆しています。
ペアワイズ速度生成関数の展開系列とその赤方偏移空間歪みモデリングへの影響
ペアワイズ速度生成関数$G$は、ペアワイズ速度確率分布関数と赤方偏移歪み（RSD）のモデリングの両方と深い関係があります。RSDモデリングへの実装は、一連のペアワイズ速度モーメント$\langlev_{12}^n\rangle$への拡張によって容易になることがよくあります。宇宙密度場の対数変換に動機付けられて、一連のペアワイズ速度キュムラント$\langlev_{12}^n\rangle_c$への代替展開を調査します。CosmicGrowthN体シミュレーションシリーズの3つの$3072^3$粒子シミュレーションを使用して、2つの展開の収束率を数値的に評価します。（1）調査したすべてのハローサンプルと赤方偏移について、キュムラント膨張のパフォーマンスが大幅に向上していることがわかります。（2）$k_{\|}<0.1h$Mpc$^{-1}$でRSDをモデル化するには、$n=1,2$キュムラントのみを含めるだけで十分です。（3）ただし、RSDを$k_\parallel=0.2h$Mpc$^{-1}$でモデル化するには、$n=1,2,3,4$のキュムラントのみが必要です。これらの結果は、大規模構造の$m$次の統計の観点からRSDモデリングに関する特定の要件を提供します。
ステージIV実験におけるドップラーシフト弱いレンズ効果からの宇宙論的パラメータバイアス
| Title |
Cosmological_Parameter_Biases_from_Doppler-Shifted_Weak_Lensing_in_Stage_IV_Experiments |
| Authors |
Anurag_C._Deshpande,_Thomas_D._Kitching |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11936 |
ステージIVの弱いレンズ効果の調査の出現は、精密宇宙論の新時代を切り開くでしょう。これらの実験は、既存の調査よりも桁違いに精度が飛躍的に向上するため、理論の精度がこれと一致することを確認する必要があります。したがって、現在の分析で行われた理論的仮定が今後の調査に与える影響を明確に評価する必要があります。現在の分析で通常無視されている1つの影響は、測定されたソースの共動距離のドップラーシフトです。このドップラーシフトの補正を省略した場合、フィッシャー行列を使用して、ユークリッドのような調査から推測された宇宙論的パラメーター値のバイアスを計算します。このドップラーシフトは、ステージIVの調査では無視しても問題ありません。この分析に使用されるコードの重要な部分は、一般に公開されています。
レニーエントロピーを使用したSDSSの銀河分布の均一性のテスト
宇宙の均一性の問題を研究するために、SDSSからの銀河のボリュームが制限されたサンプルのセットを分析します。レニーエントロピーベースの測定を使用して、銀河分布に存在する不均一性を調べ、バイアスが重なっているため、サイズの小さい銀河サンプルでは不均一性が抑制されていることを確認します。これは、そのような銀河サンプルの明らかな均質性につながります。銀河サンプルで検出された場合、均一性への遷移は、オーバーラップするバイアスによって均一性が強制される長さスケールより下で発生する場合にのみ、信頼できます。非常に大きな体積の銀河サンプルを考えると、SDSSの銀河分布は、$120\、h^{-1}\、{\rmMpc}$を超える長さスケールで均一になることがわかります。
| Title |
Astrocladistics_of_the_Jovian_Trojan_Swarms |
| Authors |
Timothy_R._Holt,_Jonathan_Horner,_David_Nesvorn\'y,_Rachel_King,_Marcel_Popescu,_Brad_D._Carter,_Christopher_C._E._Tylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10967 |
木星のトロイの木馬は、木星の軌道を共有する2つの小さなオブジェクトの群れであり、前後のラグランジュ点L$_4$とL$_5$の周りに集まっています。この作業では、生物学で使用される「生命の木」アプローチの適応であるアストロクラディスティックスの手法を使用して、木馬のトロイの木馬の個体数を調査します。WISE、SDSS、GaiaDR2、およびMOVIS調査からのカラーデータを、トロイの木馬の物理的および軌道特性の知識と組み合わせて、特徴的な特性を持つクランで構成される分類ツリーを生成します。48のクランを特定し、共通の起源を共有している可能性のあるオブジェクトのグループを示します。これらの中には、既知の衝突族のメンバーを含むいくつかのものがありますが、私たちの仕事は、将来の調査に耐えるその分類の微妙な点を特定しています。私たちのクランはサブクランに分割されることが多く、人口の階層的な性質を反映して、ほとんどが10のスーパークランにグループ化できます。このプロジェクトの成果には、追加の観測のためのいくつかの優先度の高いオブジェクトの識別、および次の\textit{Lucy}ミッションによって訪問されるオブジェクトのコンテキストの提供が含まれます。私たちの結果は、複数の大きくて不均一な複合調査データセットを、太陽系の起源と進化の研究に役立つグループに分類する天体観測の能力を示しています。
IMLup原始惑星系円盤における宇宙線勾配の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Cosmic_Ray_Gradient_in_the_IM_Lup_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Richard_A._Seifert,_L._Ilsedore._Cleeves,_Fred_C._Adams,_Zhi-Yun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10971 |
原始惑星系円盤の進化は、中心星と局所環境からのイオン化によって強く影響されます。これらは集合的に化学の複雑さを促進することが示されており、円盤材料の輸送に影響を与えると予想されます。それにもかかわらず、イオン化は、多くの詳細なモデリング作業への十分に制約されていない入力のままです。N$_2$H$^+$3-2-およびH$^{13}$CO$^+$3--2の新しいアーカイブALMA観測を使用して、IMの最初の観測に動機付けられたイオン化モデルを導出します。Lup原始惑星系円盤。複数の内部および外部ソースからのイオン化を組み込んで、さまざまなイオン化環境下でN$_2$H$^+$およびH$^{13}$CO$^+$の存在量をモデル化し、これらを実行して画像化されたALMA観測と直接比較します。非LTE放射伝達、可視性サンプリング、およびイメージング。観測は、放射状に増加する宇宙線（CR）勾配を使用して最もよく再現され、内側のディスクでのCRイオン化が低く、外側のディスクでのCRイオン化が高く、$\sim80-100$auで遷移することがわかります。この位置は、ミリメートル放射で識別されるスパイラル構造のエッジとほぼ一致します。また、IMLupは、HCO$^+$のUV駆動形成の強化の証拠を示していることもわかりました。これは、ディスクの高いフレアリング角度に起因します。要約すると、IMLupは、CR勾配の観測証拠を備えた最初の原始惑星系円盤を表しています。これは、特にディスクの年齢が若く、サイズが大きいことを考えると、IMLupの進行中の進化に重要な影響を与える可能性があります。
TOI-263bのエスプレッソ質量測定：褐色矮星砂漠の極端な住民
| Title |
ESPRESSO_Mass_determination_of_TOI-263b:_An_extreme_inhabitant_of_the_brown_dwarf_desert |
| Authors |
E._Palle,_R._Luque,_M._R._Zapatero_Osorio,_H._Parviainen,_M._Ikoma,_H._M._Tabernero,_M._Zechmeister,_A.J._Mustill,_V.S.J._Bejar,_N._Narita,_and_F._Murgas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11150 |
TESSミッションは、惑星の特性とその大気の詳細な特性評価に適した、明るく近くの星の周りの豊富な新しい惑星系を報告しています。ただし、すべての興味深いTESS惑星が明るいホスト星の周りを周回しているわけではありません。TOI-263bは、かすかな（V=18.97）M3.5矮星の周りの0。56日の軌道にある検証済みの超短周期亜恒星天体です。TOI-263bの亜恒星の性質は、0.87+-0.21Rjの真の半径を決定するマルチカラー測光を使用して調査され、膨張した海王星から褐色矮星までのTOI-263bの性質を確立しました。TOI-263bが占める公転周期-半径パラメータ空間は非常にユニークであり、その真の性質のさらなる特徴づけを促しました。ここでは、TOI-263bの質量を取得するために3つのVLTユニットとESPRESSOスペクトログラフで得られたTOI-263の視線速度測定を報告します。TOI-263bは、質量61.6+-4.0Mjの褐色矮星であることがわかります。さらに、褐色矮星の公転周期はホスト星の自転周期と同期していることがわかり、システムは比較的活発であることがわかり、おそらく褐色矮星と褐色矮星の相互作用を明らかにしています。これらすべての発見は、システムの形成履歴がディスクの断片化とその後の近接軌道への移行によって説明される可能性があることを示唆しています。システムが不安定であることが判明した場合、TOI-263は、褐色矮星がその親星に飲み込まれる前に、移動メカニズムをテストするための優れたターゲットです。
体系的なKMTNet惑星異常検索、論文I：OGLE-2019-BLG-1053Lb、埋もれた地球型惑星
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search,_Paper_I:_OGLE-2019-BLG-1053Lb,_A_Buried_Terrestrial_Planet |
| Authors |
Weicheng_Zang,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrzej_Udalski,_Tianshu_Wang,_Wei_Zhu,_Takahiro_Sumi,_Andrew_Gould,_Shude_Mao,_Xiangyu_Zhang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Micha{\l}~K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Ian_A._Bond,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Stela_Ishitani_Silva,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11880 |
KMTNetデータに埋め込まれた「惑星コースティクスの欠落」の特徴を明らかにするために、KMTNetEventFinderアルゴリズムの修正バージョンに基づいて、点光源のポイントレンズフィットからの残差に対して体系的な異常検索を実行しました。この検索により、これまで惑星信号に気づかなかったマイクロレンズイベントOGLE-2019-BLG-1053で、これまでで最も低い質量比の惑星苛性アルカリが明らかになりました。惑星系の惑星とホストの質量比は$q=（1.25\pm0.13）\times10^{-5}$です。ベイズ分析では、ホスト星の質量$M_{\rmhost}=0.61_{-0.24}^{+0.29}〜M_\odot$、その惑星の質量$M_{\rmplanetの推定値が得られます。}=2.48_{-0.98}^{+1.19}〜M_{\oplus}$、投影された惑星とホストの距離、$a_\perp=3.4_{-0.5}^{+0.5}$au、およびレンズ$D_{\rmL}=6.8_{-0.9}^{+0.6}$kpcの距離。この非常に低い質量比の惑星の発見は、私たちの方法の有用性を示し、$q\sim10^{-5}までのマイクロレンズ惑星-ホストの質量比関数を研究するための大きくて均質なサンプルの新しいウィンドウを開きます。$。
スーパーアースの成長：ディスク構造とペブル集積の自己無撞着な処理の重要性
| Title |
The_growth_of_super-Earths:_the_importance_of_a_self-consistent_treatment_of_disc_structures_and_pebble_accretion |
| Authors |
Sofia_Savvidou_and_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11995 |
原始惑星系円盤の状態は、さまざまな惑星形成メカニズムの決定要因です。スーパーアースの形成を研究するために、自己無撞着な円盤構造とペブル集積を介した惑星胚の成長速度の計算を組み合わせたフレームワークを提示します。最初に、複数の化学種の粒子サイズ分布と、それに対応するサイズおよび組成に依存する不透明度を考慮して、内部ディスクの2D流体力学的シミュレーションを実行します。結果として得られるアスペクト比は、軌道距離に対してほぼ一定であり、半径方向に一定の小石分離質量、つまり小石の付着が停止する質量が得られます。これは、ケプラー観測からの「エンドウ豆」制約をサポートします。導出された小石のサイズは、小石の付着を介して惑星の胚の成長率を計算するために使用されます。低レベルの乱流（$\alpha$-粘度で表される）および/または高いダストフラグメンテーション速度を持つディスクは、より大きな粒子を可能にし、したがって、より小さな小石分離質量につながります。同時に、小石のサイズが小さいと、降着率が低くなります。小石の分離質量と成長タイムスケールの間にはトレードオフがあり、パラメータの最良のセットは$\alpha$-粘度$10^{-3}$とダストフラグメンテーション速度10m/sであることがわかります。、主に1000$\rm{g/cm^2}$を超える初期ガス面密度（1AU）の場合。したがって、円盤構造と小石のサイズの間の自己無撞着な処理は、惑星形成シミュレーションにとって非常に重要です。
$ z = 0.47 $でのH $ \ alpha $相当幅と銀河特性の間の相関：物理的または選択主導？
| Title |
Correlations_between_H$\alpha$_Equivalent_Width_and_Galaxy_Properties_at_$z_=_0.47$:_Physical_or_Selection-driven? |
| Authors |
Ali_Ahmad_Khostovan,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads,_Santosh_Harish,_Chunyan_Jiang,_Junxian_Wang,_Isak_Wold,_Zhen-Ya_Zheng,_L._Felipe_Barrientos,_Alicia_Coughlin,_Weida_Hu,_Leopoldo_Infante,_Lucia_A._Perez,_John_Pharo,_Francisco_Valdes,_Alistair_R._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10959 |
H$\alpha$相当幅（EW）は、特定の星形成率（sSFR）の観測プロキシであり、一時的な星形成活動のトレーサーです。以前の評価では、EWは、sSFRと恒星の質量の関係と同様に$M^{-0.25}$として恒星の質量と強く反相関していることが示されています。ただし、このような相関関係は、選択効果によって駆動/形成される場合があります。この研究では、H$\alpha$EWが銀河の特性とどのように相関し、選択バイアスがLy$\alphaからの1572H$\alpha$エミッターの$z=0.47$狭帯域選択サンプルを使用してそのような相関をどのように変更できるかを調査します。$宇宙の再電離の時代（LAGER）調査における銀河。サンプルは、3度$^2$のCOSMOSと$1.1\times10^5$cMpc$^3$をカバーしています。固有のEW分布を想定して、H$\alpha$エミッター（HAE）の模擬サンプルを形成し、観測値に一致するように選択基準を伝播して、選択バイアスが基礎となる結果にどのように影響するかを制御できるようにします。EWは本質的に$W_0\proptoM^{-0.16\pm0.03}$として恒星の質量と相関し、$10^{7}$から$10^{10}$Mに$\sim3$の係数で減少することがわかります。$_\odot$。低質量HAEは、高質量HAEと比較して、レストフレームEW$>200$\AAになる可能性が$\sim320$倍高いことがわかります。固有のEW-恒星の質量相関を観測されたSMFと組み合わせると、観測されたH$\alpha$LFが正しく再現されますが、選択効果を補正しないと、明るいHAEの数が過小評価されます。これは、固有のEW-恒星の質量相関が物理的に重要であり、銀河集団の3つの統計的分布（LF、SMF、EW分布）を再現していることを示唆しています。質量が小さい場合、選択効果を考慮した後でも、質量が大きい場合に比べてEWの外れ値が多いことがわかります。我々の結果は、バースト性SF活性を示す高いsSFR外れ値は、選択効果の副産物ではなく、本質的に低質量HAEでより一般的であることを示唆しています。
$ z = 2.805 $多重画像クエーサーSDSSJ2222 +2745のCIVブロードライン領域の動的モデリング
| Title |
Dynamical_Modeling_of_the_CIV_Broad_Line_Region_of_the_$z=2.805$_Multiply_Imaged_Quasar_SDSS_J2222+2745 |
| Authors |
Peter_R._Williams,_Tommaso_Treu,_H{\aa}kon_Dahle,_Stefano_Valenti,_Louis_Abramson,_Aaron_J._Barth,_Brendon_J._Brewer,_Karianne_Dyrland,_Michael_Gladders,_Keith_Horne,_Keren_Sharon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10961 |
多重画像化された$z=2.805$クエーサーSDSSJ2222+2745のCIVBLRモデリング結果を示します。重力時間遅延を考慮した後の5。3年のベースラインをカバーするデータを使用して、観測された輝線スペクトルと統合されたCIV変動を再現できるモデルを見つけます。モデルは、観測者の視線に対して$\sim$40度傾斜し、放射率加重中央値半径$r_{\rm中央値}=33.0^{+2.4}_{-2.1}$の厚い円盤BLRを提案します。明るい日。運動学は、ほぼ円形のケプラー運動によって支配され、残りは流入します。モデルから測定される残りのフレームのラグは$\tau_{\rmmedian}=36.4^{+1.8}_{-1.8}$日であり、相互相関に基づく測定と一致しています。モデルの適合に基づいて可能なジオメトリと伝達関数を示し、モデルによって生成された速度分解ラグが相互相関からのものと一致していることを確認します。$\log_{10}（M_{\rmBH}/M_\odot）=8.31^{+0.07}_{-0.06}$のブラックホール質量を測定します。これには、$\log_{10のスケール係数が必要です。}（f_{{\rmmean}、\sigma}）=0.20^{+0.09}_{-0.07}$。
ガウス過程を使用したスローンデジタルスカイサーベイDR16Qの減衰ライマンアルファ吸収体
| Title |
Damped_Lyman-alpha_Absorbers_from_Sloan_Digital_Sky_Survey_DR16Q_with_Gaussian_processes |
| Authors |
Ming-Feng_Ho,_Simeon_Bird,_Roman_Garnett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10964 |
SDSSDR16QのDampedLyman-$\alpha$吸収体の新しいカタログと、それらの統計的特性の新しい推定値を示します。私たちの推定値は、Garnettetal。で提示されたガウス過程モデルを使用して計算されます。（2017）;Hoetal。（2020）各クエーサーの平均光学的厚さの不確実性を限界化するための改良されたモデル。$2<z<5$での列密度分布関数（CDDF）、線密度（$\textrm{d}N/\textrm{d}X$）、および中性水素密度（$\Omega_{\textrm{DLA}}$）。私たちのガウス過程モデルは、スペクトルごとのDLA数の事後確率分布を提供するため、最もノイズの多いデータであっても、DLA母集団の統計の不偏確率予測が可能になります。$N_{\textrm{HI}}<3\times10^{22}\textrm{cm}^{-2}$のゼロ以外の列密度分布関数を$95\％$の信頼限界で測定します。DLAライン密度と総水素密度の結果は、以前の測定値と一致しています。スペクトルの青いエッジの測定が不十分なためにバイアスが小さいにもかかわらず、DLAがライマン-$\beta$森林領域にある場合、新しいモデルでDLA母集団統計を測定できることを示します。$z_{\textrm{QSO}}<2.5$からの検出では残余相関が残っていますが、結果がバックグラウンドクエーサーの信号対雑音比と赤方偏移に敏感ではないことを確認します。これは、モデルを適用するときにいくつかの残余系統学を示しています。非常に短いスペクトルでは、SDSSスペクトル観測ウィンドウはライマン-$\alpha$フォレストの一部のみをカバーします。
星形成銀河におけるG型矮星の分布：流入と流出の間の綱引き
| Title |
The_G-dwarf_distribution_in_star-forming_galaxies:_a_tug-of-war_between_infall_and_outflow |
| Authors |
E._Spitoni,_F._Calura,_V._Silva_Aguirre,_R._Gilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10965 |
過去には、累積金属量分布関数（CMDF）は、天の川のさまざまなコンポーネントの降着履歴を制約するための便利なツールであることが判明しました。この手紙では、分析的でリークボックスの化学進化モデル（つまり、流入と銀河の流出の両方を含む）を使用して、2つの基本的な経験的スケーリング関係、つまり質量金属量と主系列に従う局所的な星形成銀河のCMDFを研究します。関係。この量に関するこれまでの歴史的知識とは異なり、私たちの分析では、主に低質量システムで支配的な銀河風が、この関数の形成、特にその急峻さと曲率の決定に基本的な役割を果たしていることが示されています。低質量（M$_{\star}$/M$_{\odot}\le10^{9.5}$）と高質量（M$_{\star}$/M）のCMDFを示します$_{\odot}$>10$^{10.5}$）銀河は、前者（後期）のシステムの進化が主に流出（流入）によって支配されているため、「クローズドボックス」モデルの結果から大幅に逸脱しています。銀河のダウンサイジングとの関連で、下向きに凹んだCMDF（落下のタイムスケールが非常に小さく、風が非常に強いシステムに関連付けられている）は、若いシステムの割合が大きく、より大きな偏差を示す低質量銀河でより頻繁に発生することを示します。ガスの降着と再処理の間の平衡から（星形成または風のいずれかを介して）。
EAGLEシミュレーションでガスの流れが恒星とハローの質量関係をどのように形成するか
観測された銀河の恒星質量関数と予測された暗黒物質ハロー質量関数の形状の違いは、一般に主にフィードバックプロセスによって説明されます。フィードバックは、銀河からガスを追い出すことによって、銀河へのガスの最初の流入を調整することによって（つまり、予防的フィードバック）、リサイクルされた風力材料の噴水流を引き起こすことによって、恒星-ハロ質量（SHM）の関係を形作ることができます。銀河形成の流体力学的シミュレーションのためにこれらの効果を解きほぐすための新しい方法を提示します。EAGLE宇宙論シミュレーションで、銀河やハローに出入りするガスの流れを再現する線形連立微分方程式のモデルを構築します。このモデルの個々の項を変えることにより、SHM関係に対する星形成、流出による放出、初回の流入、および風のリサイクルの相対的な影響を分離します。ハローの質量$M_{200}<10^{12}\、\mathrm{M_\odot}$の場合、SHM関係は主に銀河とハローからの放出の組み合わせによって形成され、$M_{200が大きい場合は}$予防的フィードバックも重要です。リサイクルの効果や星形成の効率は小さいです。$M_{200}$の代わりに、初めて落下した暗黒物質の累積質量を使用すると、SHM関係の進化がほぼなくなることを示します。これは、進化が銀河形成の物理的効率の進化ではなく、ハロー質量の定義によるものであることを示唆しています。最後に、銀河系周辺物質の質量は、星や星間物質の場合よりも、ガスの流れ、特にリサイクルにはるかに敏感であることを示しています。
宇宙の軽い元素
それらの生産場所、およびそれらが星でどのように処理され破壊されるかにより、軽い元素は、現代の天体物理学における多くの重要な問題を調査するための優れたツールです：星の構造や星の内部の非標準的なプロセスから年代測定まで星の;前主系列星の進化から、若い星団や星団の星形成の歴史、そして球状星団の複数の集団まで。ビッグバン元素合成から天の川銀河の形成と化学濃縮の歴史まで、いくつかの関連する例を引用するだけです。この論文では、リチウム、ベリリウム、ホウ素、および炭素、窒素、酸素に焦点を当てます。LiBeBは希土類元素であり、水素に関してはごくわずかです。それどころか、CNOは宇宙で最も豊富な要素の1つです。星の軽元素表面存在量の先駆的な観測は、ほぼ70年前に始まり、それ以来、大きな進歩を遂げてきました。実際、さまざまな理由から、私たちの太陽でも、LiBeBとCNOの正確な測定は困難です。しかし、最先端の地上および宇宙ベースの計装の出現により、さまざまな銀河集団に属するさまざまなタイプの星の高品質な存在量を決定できるようになりました。注目すべきことに、マルチファイバー分光器で実行された最近の大規模な分光学的調査は、統計的に有意な星のサンプルのLiとCNOの存在量に関する詳細で均質な情報をもたらしました。これにより、新しい結果と洞察を得ると同時に、新しい質問と課題を提起することができました。宇宙における軽元素のパターンと進化の完全な理解はまだ達成されていません。開発中の新世代の機器のおかげで、さらなる進歩の見通しがすぐに開かれ、今後数年間でオンラインになります。
コンパス座銀河におけるAGNトーラスの位置に対するX線の制約
| Title |
X-ray_Constraint_on_Location_of_AGN_Torus_in_Circinus_Galaxy |
| Authors |
Ryosuke_Uematsu,_Yoshihiro_Ueda,_Atsushi_Tanimoto,_Taiki_Kawamuro,_Kenta_Setoguchi,_Shoji_Ogawa,_Satoshi_Yamada,_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11224 |
活動銀河核（AGN）内の不明瞭な「トーラス」の位置は、未解決の問題です。トーラス、特にFeK$\alpha$に由来する蛍光X線の線幅は、線放出領域の半径に関する重要な情報を伝達します。X線の塊状トーラスモデルであるXCLUMPY（Tanimotoetal。2019）を利用して、ブラックホール周辺のケプラー運動による線の広がりを考慮したAGNトーラスからの輝線プロファイルの現実的なモデルを開発します。次に、更新されたモデルを、すざく、XMM-Newton、核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）、およびチャンドラで観測されたコンパス座銀河の利用可能な最良の広帯域スペクトル（3-100keV）に適用します。これには、0.62MsChandra/HETGデータが含まれます。トーラスがコンプトンの厚さであることを確認します（赤道面に沿った水素カラム密度は$N_\mathrm{H}^\mathrm{Equ}=2.16^{+0.24}_{-0.16}\times10^{25}\\mathrm{cm}^{-2}$）、幾何学的に薄い（トーラス角幅$\sigma=10.3^{+0.7}_{-0.3}\\mathrm{degrees}$）、真正面から見た（傾斜$i=78.3^{+0.4}_{-0.9}\\mathrm{degrees}$）であり、超太陽の存在量（$1.52^{+0.04}_{-0.06}$倍の太陽）を持っています。FeK$\alpha$線放出領域の空間範囲を考慮して、Chandra/HETGの1次、2次、および3次スペクトルを同時に分析し、トーラスの内側半径を$1.9^{+3.1}_{に制限します。-0.8}\times10^5$倍の重力半径、または$（1.7のブラックホール質量の場合は$1.6^{+1.5}_{-0.9}\times10^{-2}\\mathrm{pc}$\pm0.3）\times10^6\M_{\odot}$。これは、ダスト昇華半径から推定した値の約3分の1であり、トーラスのダスト領域の内側がダストフリーガスで構成されていることを示唆しています。
極端な高速シフトでのすべての狭い吸収線（NAL）は、クエーサーとは無関係の宇宙論的に介在するガスまたは銀河で形成されると考えるのが一般的です。しかし、個々のクエーサーの以前の詳細な研究は、これらの大きな速度シフトでのいくつかのNALが高速クエーサー噴出物で形成されることを示しました。関連する吸収線（AAL）および広い吸収線（BAL）の流出との関係に基づいて、極端な高速NAL流出（速度$\sim$0.1-0.2c）を検索します。高速NALは、AAL、BAL、および電波の音量と強く相関していることがわかります。これは、高速システムのかなりの部分がクエーサーから放出されるか、電波ジェットによって掃引された物質で形成されることを示しています（無関係ではありません）。介在ガス）。また、ラインロックされたCIVダブレットは、流出時に形成される高速NALのもう1つの指標と見なされます。ラインロックされたNALが高度にイオン化され、BALの流出や電波大音量のクエーサーと相関しているという事実は、放射力による物理的なラインロックが一般的かつ現実的であることを意味します。これは、高速NALのかなりの部分が固有であるという間接的な証拠を提供します。クエーサーに。
星の重力レンズによって可能になった銀河系インターネット
すべての星が重力レンズとして利用されている場合、銀河系インターネットはすでに存在している可能性があります。実際、太陽の重力レンズは、アインシュタインの一般相対性理論によって予測されたよく知られた天体物理学的現象です。これは、太陽から離れた半径方向に沿って550AU以上の最小距離までプローブを送信できる場合、太陽の質量が巨大な拡大鏡として機能し、あらゆるものの詳細な無線マップを「見る」ことができることを意味します。非常に遠い距離でも太陽の反対側にある可能性があります。この著者による2009年の本、ref。[1]、550AU以上へのそのような将来のFOCAL宇宙ミッションを研究します。しかし、この論文では、太陽の重力レンズを巨大なアンテナとして利用することにより、太陽系と将来の恒星間探査機との間に将来の星間無線リンクを作成する方法という別の可能性をさらに研究したいと思います。特に、太陽の重力レンズ効果を使用した場合と使用しない場合の星間距離にわたるビット誤り率（BER）を研究します（参照[2]）。結論は、太陽を重力レンズとして利用する場合にのみ、銀河系で私たちに最も近い星の距離を超えて、私たち自身のプローブ（または近くのエイリアン）と通信できるようになるということです。ビットエラーレート。また、太陽とその星の両方の2つの重力レンズで構成されている他の星との間の無線ブリッジについても研究します。この無線ブリッジが機能するための調整は非常に厳密ですが、システムの全体的なアンテナゲインに対する2つの星のレンズの多大な貢献により、省電力は非常に大きくなります。いくつかのケースを詳細に調査します。最後に、これらの各無線ブリッジの情報チャネル容量を見つけます。これにより、星を重力レンズとして利用した場合でも可能な情報転送の量に物理的な制約が課せられます。
太陽近傍における渦巻腕共回転のダイナミクスとその観測可能な足跡
| Title |
Dynamics_of_the_spiral-arm_corotation_and_its_observable_footprints_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Douglas_A._Barros,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Tatiana_A._Michtchenko_and_Jacques_R._D._L\'epine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11549 |
この記事では、太陽の近隣（SN）の恒星のダイナミクスに対する渦巻腕の共回転の影響について説明します。ここに示したすべての結果は、次のことに依存しています。1）太陽が渦巻腕のパターンと同じ角速度で回転する共回転円の近くにあるという観測的証拠。共回転円は、銀河円盤に共回転共鳴（CR）のドメインを確立します。2）SNの中央バーの効果と比較して、SNの支配的な摂動としてスパイラルアームポテンシャルを置く動的制約。3）スパイラル構造の長寿命であり、スパイラル摂動に応答して恒星軌道の動的な緩和と位相混合の状態を促進します。観測された回転曲線から推定された軸対称の背景で構成され、4アームのスパイラルパターンによって摂動された銀河ポテンシャルの解析モデルを使用して、恒星軌道の数値シミュレーションを実行し、共鳴。このような研究は、星がスパイラルCRの安定ゾーン内にトラップされる可能性があることを示しており、この軌道トラップメカニズムは天の川（MW）のローカルアームの動的起源を説明する可能性があります。スパイラルCRとほぼ高次の遊星共鳴はSNの速度分布に影響を与え、移動グループや対角リッジとして知られる放射状に伸びた対応物などの観測可能な構造を作成します。太陽とほとんどのSN星は、渦巻CRの安定したゾーン内で進化し、主な渦巻腕の構造を横切ることはありませんが、いて座-カリーナとペルセウスの腕の間の領域で振動します。太陽のこの軌道挙動は、太陽系の進化、地球環境の変化、および地球上の生命の保存に関する質問の理解に洞察をもたらします。
ミランコビッチ望遠鏡の性能をテストする
| Title |
Testing_the_performance_of_the_Milankovi\'c_telescope |
| Authors |
A._Vudragovi\'c,_M._B\'ilek,_O._M\"uller,_S._Samurovi\'c,_M._Jovanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11721 |
いくつかの銀河のマルチバンドイメージングキャンペーンを実施して、シェルや小川などの低表面輝度の特徴を研究しました。1.4mのミランコビッチ望遠鏡を使用して、露光時間に応じてさまざまな帯域の表面輝度限界を測定しました。注目すべきことに、$L$フィルターを使用した観測から3〜4時間以内に、表面輝度の限界である$\mu_g$=28.5-29.0mag/arcsec$^2$に達しました。MegaCamで発見された楕円銀河NGC\、474のかすかな流れを確認しました。他の深部測光調査との比較により、観測から数時間以内に競争力のある結果を生み出すことができることが明らかになり、ミランコビッチ望遠鏡が低表面輝度宇宙の研究において貴重な資産になり得ることが示されました。
銀河群のコンパクト群における定量化された拡散光
| Title |
Quantified_diffuse_light_in_compact_groups_of_galaxies |
| Authors |
Denis_Poliakov,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Noah_Brosch,_Shuki_Koriski_and_R._Michael_Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11924 |
銀河群の星の大部分は、それらを構成する銀河の中に含まれています。しかし、星のごく一部は、グループの世界的な暗黒物質の可能性に従うと予想されます。コンパクトグループでは、銀河間の相互作用が頻繁に発生するはずです。これにより、グループメンバーからより集中的なマテリアルストリッピングが発生し、最終的にグループ内ライトコンポーネント（IGL）が形成されます。したがって、IGLの分布は、コンパクトグループ内の総質量の分布とその動的状態に関連している必要があります。この研究では、36のヒクソンコンパクトグループ（HCG）のサンプルにおけるIGLの分布と割合を検討します。WISE$28$インチ望遠鏡で得られたこれらのコンパクトグループの詳細な観測（$r$バンドの表面輝度$\sim28$mag\、arcsec$^{-2}$まで）を使用します。明るい対称IGLコンポーネントを持つ5つのHCGに対して、多成分測光分解を実行して、銀河プロファイルとIGLを同時に適合させます。残りのグループについては、それらの構成銀河のプロファイルのみを適合させます。IGLの平均表面輝度は、グループの平均形態と相関していることがわかります。初期型銀河の割合が多いグループでは明るくなります。一方、IGLの明るさは、グループの全体の明るさに依存します。IGLプロファイルはS\'ersicインデックス$n\sim0.5-1$を持つ傾向があり、これは宇宙論的シミュレーションから得られたコンパクトグループの暗黒物質ハローの質量密度プロファイルと一般的に一致しています。
大きなBroad-H {\ alpha}変動を伴う局所活動銀河核は赤い銀河に存在する
| Title |
Local_Active_Galactic_Nuclei_with_Large_Broad-H{\alpha}_Variability_Reside_in_Red_Galaxies |
| Authors |
Wen-Juan_Liu,_Paulina_Lira,_Su_Yao,_Dawei_Xu,_Jing_Wang,_Xiao-Bo_Dong,_Jorge_Mart\'inez-Palomera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11935 |
中間質量ブラックホール（IMBH）の探索から、長年にわたってさまざまなブロードHalphaフラックスを持つ6つのAGNの偶然の発見に触発されて、変化する外観（CL）と大変動AGNの体系的な調査を実施します。z<0.15のすべてのCLAGNと、強く変動する広いHalphaを持つ残響マップAGNを収集し、それらの画像とスペクトルの両方に注意深く分解フィッティングを実行します。2つの観測事実が見つかります。（1）ローカルCLのホスト銀河と、主にセイファートである変動の大きいAGNは、一般的なセイファート銀河集団の赤い（ガスの少ない）尾部にあります。（2）対照的に、それらのより明るい対応物、すなわちCLと非常に可変的なクエーサー（CLQとEVQ）が異なるという重要な傾向があります。CLQは一般に青い銀河にあります。SFRとM*の図では、ローカルCLセイファート銀河は緑の谷にありますが、CLQホストは星形成の主系列星にあります。降着円盤は核燃料供給モードに大きく依存するという考えの下で、これらの強く変動するセイファート銀河とクエーサー銀河についてそれぞれ説明を提案します。局所的な大変動とCLセイファートは核飢饉モードにあり、冷ガスの塊が燃料の流れの中で確率的に形成される可能性があり、それらの一時的な落下は降着率曲線に鋭いピークを生成します。CLQとEVQはごちそう燃料供給モードにあり、青い銀河への好みと変動パターン（連続分布の高振幅テール）の両方を説明している可能性があります。最後に、新しい考え方を提案します。それは、赤い銀河の光学的変動性によってIMBHを検索することです。
星形成銀河の主系列星を理解するための重要な次元としてのサブミリ波のコンパクトさ
| Title |
Sub-millimetre_compactness_as_a_critical_dimension_to_understand_the_Main_Sequence_of_star-forming_galaxies |
| Authors |
Annagrazia_Puglisi,_Emanuele_Daddi,_Francesco_Valentino,_Georgios_Magdis,_Daizhong_Liu,_Vasilii_Kokorev,_Chiara_Circosta,_David_Elbaz,_Frederic_Bournaud,_Carlos_Gomez-Guijarro,_Shuowen_Jin,_Suzanne_Madden,_Mark_T._Sargent,_Mark_Swinbank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12035 |
$z\sim1.3$の主系列星の上にある、赤外線で選択された82個の銀河の分子ガスサイズの関数として、星間物質（ISM）の特性を調べます。分子ガスサイズは、CO（2-1）、CO（5-4）および基礎となる連続体観測を組み合わせたALMA画像で測定されます。サンプルのサブセットのCO（4-3）、CO（7-6）+[CI]（$^3P_2-^3P_1$）、[CI]（$^3P_1-^3P_0$）の観測値を含めます。私たちの銀河の$\geqslant46\％$は、ディスクの光学的質量とサイズの関係より$\geqslant1\sigma$下にあるため、コンパクトな分子ガス貯蔵庫を持っています。主系列星以上のコンパクトな銀河は、CO（5-4）/CO（2-1）とCO（2-1）/$L_で追跡されるように、分子ガス貯留層が拡張された銀河よりも高いCO励起と星形成効率を持っています。{\rmIR、SF}$の比率。平均CO+[CI]スペクトル線エネルギー分布は、拡張ソースと比較してコンパクトでの励起が高いことを示しています。複数の分子ガス質量トレーサー、およびそれらのISM条件に合わせて調整された変換係数を使用して、拡張されたソースと比較して、コンパクトな主系列銀河のより低いガス分率を測定します。これらの結果は、合併によって核領域のガスが駆動され、CO励起と星形成効率が向上したという図と一致しています。分子ガスと恒星のサイズの比率として定義されるサブミリ波のコンパクトさは、少なくとも$M_{\star}を超える銀河のISM特性を説明するために、主系列星のオフセットとともに使用される避けられない情報であることをお勧めします。\geqslant10^{10.6}$M$_{\odot}$、ここで私たちの観測は主系列星の散乱を完全に調べます。コンパクトな主系列銀河は、合併主導のスターバーストエピソードに続く初期のスターバースト後の集団であることに一貫しており、巨大な銀河の進化における合併の重要な役割を強調しています。
| Title |
Accretion-Induced_Collapse_of_Neutron_Stars_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Rosalba_Perna,_Hiromichi_Tagawa,_Zoltan_Haiman,_Imre_Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10963 |
活動銀河核（AGN）の円盤は、星とそのコンパクトな残骸の進化のための豊かな環境として出現しました。非常に密度の高い媒体は急速な降着を促進し、トルクと移行トラップはバイナリの形成と合併を促進します。したがって、長いガンマ線バーストと短いガンマ線バースト（GRB）の両方が予想されます。AGNディスクが別の興味深い現象の理想的な環境を構成することを示します：中性子星（NS）のブラックホール（BH）への降着誘起崩壊（AIC）。高密度ディスクでの急速な降着により、NSは、状態方程式で許可されている最大質量を超えるまで成長する可能性があります。一般相対論的電磁流体力学シミュレーションは、NSが崩壊前にミニディスクに囲まれ、その後急速にBHに降着する場合、および/またはNSが高度に磁化されている場合、崩壊中の磁気圏の再接続から電磁特性が期待されることを示しています。ここでは、分離されたNSと、NS-NSの合併によって形成された（最初は安定した）NSの両方について、AICのレートとディスク内のそれらの位置を計算します。グローバルAICレートは$\sim0.07-20$〜Gpc$^{-3}$〜yr$^{-1}$であることがわかり、高密度ディスク環境から出現する観測可能な見通しとシグネチャについて説明します。。
| Title |
Identification_of_point_sources_in_gamma_rays_using_U-shaped_convolutional_neural_networks_and_a_data_challenge |
| Authors |
Sascha_Caron,_Klaas_Dijkstra,_Christopher_Eckner,_Luc_Hendriks,_Gu{\dh}laugur_J\'ohannesson,_Boris_Panes,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Gabrijela_Zaharijas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11068 |
GeVエネルギーでは、空は銀河からの星間放射によって支配されています。したがって、統計と空間分解能が限られているため、点光源を正確に分離することは困難です。ここでは、ガンマ線データから点光源を自動的に検出して分類するディープラーニングベースのアルゴリズムの最初のアプリケーションを紹介します。点光源を検出するために、画像のセグメンテーションにはU字型の畳み込みネットワークを使用し、光源のクラスタリングとローカリゼーションにはk-meansを使用します。また、オブジェクトを検索してカウントするように設計されたCentroid-Netアルゴリズムについても説明します。2つのアルゴリズムを使用すると、結果のクロスチェックが可能になり、結果の組み合わせを使用してパフォーマンスを向上させることができます。トレーニングデータは、9。5年間のフェルミ-LAT曝露に基づいており、バックグラウンドの星間放出のいくつかのモデルに加えて、4番目のフェルミ-LATソースカタログ（4FGL）の活動銀河核（AGN）とパルサー（PSR）のソースプロパティを使用します。。アルゴリズムを従来の方法と定性的に比較し、それらが同様の検出しきい値を持っていることを確認します。また、星間放射モデルの変更に対するソースローカリゼーションアルゴリズムの堅牢性も示しています。これは、従来の方法に比べて明らかな利点があります。ローカリゼーションアルゴリズムの結果は、3つの一般的なソースクラス（AGN、PSR、およびFAKEソース）を分離するようにトレーニングされた分類ニューラルネットワークに送られます。ネットワークは、分類トレーニングでバランスの取れたデータセットが使用されている限り、$\sim$70％のグローバル精度でこれら3つのクラスを区別できます。https://github.com/bapanes/Gamma-Ray-Point-Source-Detector.gitで、トレーニングデータセットと分析スクリプトを公開し、コミュニティをデータチャレンジに招待します。ガンマ線を最適に見つけて分類するにはどうすればよいですか。ポイントソース？
Fermi blazar 3C279の長期的な多波長変動
| Title |
Long-term_multi-wavelength_variations_of_Fermi_blazar_3C_279 |
| Authors |
Bing-Kai_Zhang,_Min_Jin,_Xiao-Yun_Zhao,_Li_Zhang,_Ben-Zhong_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11149 |
blazar3C279の長期光学、X線、および$\gamma$線データは、$Swift$-XRT、$RXTE$PCA、$Fermi$-LAT、SMARTS、および文献から編集されています。ソースは、長い時間スケールで強い変動を示します。1980年代から現在に至るまで、光学的な$R$バンドの光度曲線は32年を超えており、5。6年の長さの準周期的変動成分が見られます。光学スペクトルの振る舞いが調査されました。光学帯域では、平均スペクトル指数は-1.71です。ソースは明らかに特別なスペクトルの振る舞いを示します。低状態では、光源は、明るさが増すと光学スペクトルがより硬くなる（より平坦になる）という意味で、より明るくなると明確な青色の動作を示します。高状態の間、光スペクトルは安定しています。つまり、光源のスペクトルインデックスは明るさによって変化しません。相関分析は、光学、X線、および$\gamma$線のエネルギーバンド間で実行されました。結果は、$\gamma$線とX線バンドの変動が日単位の時間スケールで時間遅延なしによく相関しており、それらの変動が光学バンドの変動と弱い相関を示していることを示しています。変動、特に爆発は同時ですが、変動の大きさは不均衡です。詳細な分析により、主な爆発は、さまざまな$\gamma$線、X線、および光学バンドで強い相関関係を示すことが明らかになりました。
原子力X線ミリ秒パルサーは、熱核融合プロセスを動力源とする3番目のタイプのミリ秒パルサーです。バースト振動として知られる対応する輝度振動は、いくつかの熱核X線バースト中に観察され、降着物質の燃焼と冷却により、回転する中性子星の表面に方位対称の輝度パターンが生じます。中性子星のスピン速度を提供することとは別に、このX線タイミング機能は、中性子星の内部と表面の基本的な物理学を精査するための便利なツールになります。この章では、原子力X線ミリ秒パルサーの比較的新しい分野の概要を説明します。
SN2017fgcおよびHVSNeIaの光度曲線特性
| Title |
Light_curve_properties_of_SN_2017fgc_and_HV_SNe_Ia |
| Authors |
Umut_Burgaz,_Keiichi_Maeda,_Belinda_Kalomeni,_Miho_Kawabata,_Masayuki_Yamanaka,_Koji_S._Kawabata,_Naoki_Kawahara,_Tatsuya_Nakaoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11495 |
Ia型超新星（SN）2017fgcの測光および分光観測。これは、$B$バンドの最大値から$-$12から+137日までの期間をカバーします。SN2017fgcは、光度低下率が$\Deltam_{15}（B）_{true}$=1.10$\pm$0.10等の測光的に正常なSNIaです。分光的には、高速（HV）SNeIaグループに属しており、SiII$\lambda$6355の速度は$B$バンドの最大値に近く、15,200$\pm$480km$s^{-1}$と推定されます。。近赤外線二次ピーク周辺のエポックでは、$R$および$I$バンドは、法線速度（NV）SNeIaの光度曲線と比較して$\sim$0.2マグレベルを超えています。HVおよびNVSNeIaのサンプルをさらに検査すると、過剰はHVSNeIaの一般的な特徴であり、NVSNeIaとは異なります。SN2017fgcと他のHVSNeIaの両方で、Vバンドに過剰が見られるというヒントもあります。これは、光度曲線ではあまり目立たない肩のように動作します。過剰はBバンドでは明らかではなく（そしてUバンドでは不明）、色は基準SNの色と一致しています。これは、過剰が色ではなく、ボロメータの光度に起因していることを示している可能性があります。この過剰は、エコーや赤みの変化などの外部効果によって引き起こされる可能性は低いですが、イオン化効果が原因である可能性があります。
さそり座AR星のバイナリシステムにおける白色矮星の性質とその観測された特徴
| Title |
Properties_of_white_dwarf_in_the_binary_system_AR_Scorpii_and_its_observed_features |
| Authors |
K._K._Singh,_P._J._Meintjes,_K._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11602 |
さそり座AR星は、天の川銀河の白色矮星の周りを周回するM型主系列星のクールスターをホストしています。さそり座AR星から観測された電波、光、X線波長帯での広帯域非熱放射は、白色矮星のスピン周波数とシステムのスピン軌道うなり周波数に強い変調があることを示しています。したがって、さそり座AR星は白色矮星パルサーとも呼ばれ、高速回転する白色矮星が広帯域の非熱放射において非常に重要な役割を果たします。さそり座AR星の観察された特徴についてのいくつかの解釈は、確固たる結論なしに文献に現れています。この研究では、スピンダウンパワー、表面磁場、状態方程式、温度、およびバイナリシステムAR蠍座の白色矮星に関連する重力などのいくつかの重要な物理的特性とその観測特性との関係を調査します。この連星系に実質的な降着がないことに対する白色矮星表面の磁場のもっともらしい影響を調査し、磁気変形メカニズムによる重力波放出についても議論します。
NGC7793でULXを脈動させる新しい候補
| Title |
A_new_candidate_pulsating_ULX_in_NGC_7793 |
| Authors |
Erwan_Quintin_(IRAP),_Natalie_Webb_(IRAP),_Andr\'es_G\'urpide_(IRAP),_Matteo_Bachetti_(INAF),_Felix_F\"urst_(ESAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11650 |
ここでは、いくつかのULXを収容することですでによく知られている渦巻銀河であるNGC7793での新しい過渡超大光度X線源（ULX）であるNGC7793ULX-4の発見について報告します。この新しい線源は、\textit{XMM-Newton}と\textit{Swift}X線望遠鏡によって検出された2012年に爆発しました。爆発は3.4$\times10^{39}$erg\s$^{-1}$のピーク光度に達し、約8か月続きました。その後、光源は$10^{37}$ergの光度を下回りました。\s$^{-1}$;以前の\textit{Chandra}の観測では、低状態の光度が$\sim$2$\times10^{36}$erg\s$^{-1}$未満に制限されており、少なくとも1000倍の変動があることを示しています。銀河のアーカイブHST観測で見つかった4つの可能な光学的対応物を提案します。\textit{XMM-Newton}信号の脈動が2.52Hzで検出され、有意性は$\sim3.4\、\sigma$で、関連するスピンアップは$\dot{f}=3.5\times10^{-8}$Hz.s$^{-1}$。したがって、NGC7793は、複数の脈動ULXをホストする最初の銀河です。
Pictor A電波銀河の東葉の複雑な構造：スペクトル分析とX線/電波相関
| Title |
Complex_Structure_of_the_Eastern_Lobe_of_the_Pictor_A_Radio_Galaxy:_Spectral_Analysis_and_X-ray/Radio_Correlations |
| Authors |
R._Thimmappa,_{\L}._Stawarz,_U._Pajdosz-\'Smierciak,_K._Balasubramaniam,_V._Marchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11928 |
ここでは、{\itChandra}X線天文台から得られたデータを利用して、ジェット終端領域周辺のPictor\、A銀河の東部電波ローブ内に存在する明確なX線放射の特徴の詳細な分析を示します。点状に見える5つの光源と、フィラメント状の形態を特徴とする3つの拡張領域など、強化されたX線表面輝度に基づいて、さまざまな放射特性が研究用に選択されています。それらについては、0.5〜7\、keVの範囲内で基本的なスペクトル分析を実行します。また、GHz周波数での超大型アレイからの高解像度無線マップを利用して、X線放射機能と非熱無線放射の間のさまざまな相関関係を調査します。私たちの分析に続く主な新しい発見は、ジェット終端領域の上流に位置し、少なくとも3十キロパーセク（投影）伸び、ジェット軸に対して傾斜している、新しく認識された明るいX線フィラメントに関するものです。この機能では、X線の表面輝度と偏光された電波強度の間に明確な反相関が見られ、周囲に対する電波の回転測定値が減少しています。フィラメントの性質について推測します。特に、ローブ内で非熱ラジオ/X線放出電子と部分的にのみ混合された高温X線放出熱ガスの存在に関連している可能性に対処します。ローブの正味の磁場の逆転と組み合わされます。
PCS-ELTを使用したExoearthイメージングのロードマップ
| Title |
PCS_--_A_Roadmap_for_Exoearth_Imaging_with_the_ELT |
| Authors |
Markus_Kasper,_Nelly_Cerpa_Urra,_Prashant_Pathak,_Markus_Bonse,_Jalo_Nousiainen,_Byron_Engler,_C\'edric_Ta\"issir_Heritier,_Jens_Kammerer,_Serban_Leveratto,_Chang_Rajani,_Paul_Bristow,_Miska_Le_Louarn,_Pierre-Yves_Madec,_Stefan_Str\"obele,_Christophe_Verinaud,_Adrian_Glauser,_Sascha_P._Quanz,_Tapio_Helin,_Christoph_Keller,_Frans_Snik,_Anthony_Boccaletti,_Ga\"el_Chauvin,_David_Mouillet,_Caroline_Kulcs\'ar,_Henri-Fran\c{c}ois_Raynaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11196 |
超大型望遠鏡（ELT）用の惑星カメラと分光器（PCS）は、太陽の近くにあるサブネプチューンから地球サイズまでのサイズの近くの太陽系外惑星を検出して特徴づけることに専念します。この目標は、eXtreme補償光学（XAO）、コロナグラフ、および分光法の組み合わせによって達成されます。PCSを使用すると、画像を撮影できるだけでなく、太陽系外惑星の大気中の分子状酸素などのバイオシグネチャーを探すこともできます。この記事では、PCSの主要な科学目標、機器の概念、および今後数年間に実行される研究開発活動について説明します。
METIS：中赤外線ELTイメージャーおよびスペクトログラフ
| Title |
METIS:_The_Mid-infrared_ELT_Imager_and_Spectrograph |
| Authors |
Bernhard_Brandl,_Felix_Bettonvil,_Roy_van_Boekel,_Adrian_Glauser,_Sascha_Quanz,_Olivier_Absil,_Ant\'onio_Amorim,_Markus_Feldt,_Alistair_Glasse,_Manuel_G\"udel,_Paul_Ho,_Lucas_Labadie,_Michael_Meyer,_Eric_Pantin,_Hans_van_Winckel,_and_the_METIS_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11208 |
中赤外線ELTイメージャおよびスペクトログラフ（METIS）は、超大型望遠鏡（ELT）に、熱および中赤外線（3〜13ミクロン）への独自のウィンドウを提供します。その単一共役補償光学（SCAO）システムは、ELTの回折限界で高コントラストイメージングと面分光法（IFU）分光法（R〜100,000）を可能にします。この記事では、METISのサイエンスドライバー、概念設計、観測モード、および期待されるパフォーマンスについて説明します。
火星探査と遠征の課題
火星は、宇宙探検家が低軌道を超えた宇宙での人間の存在の程度を実証するための次のフロンティアです。政府と民間の両方の宇宙産業は、赤い惑星への乗組員の遠征を試みる火星の探求に魅了されてきました。火星への旅は、ミッションエンゲージメントの開始からミッションの達成まで多くの課題を抱えているため、非常に困難です。したがって、信頼できる任務のためにこれらの課題を克服することは重要です。したがって、私たちは、地球、地球、惑星間、火星、惑星の表面の課題の分類の下で、包括的な課題を研究し、強調してきました。これらの課題は、ミッションのタイムライン全体で宇宙飛行士やミッションプランナーが遭遇することが疑われています。私たちの研究は、火星の人間の探査への道における完全な課題とその影響を報告しているという点で、他の研究とは異なります。
HARMONI：ELT初の光近赤外および可視積分面分光器
| Title |
HARMONI:_the_ELT's_First-Light_Near-infrared_and_Visible_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
Niranjan_Thatte,_Matthias_Tecza,_Hermine_Schnetler,_Beno\^it_Neichel,_Dave_Melotte,_Thierry_Fusco,_Vanessa_Ferraro-Wood,_Fraser_Clarke,_Ian_Bryson,_Kieran_O'Brien,_Mario_Mateo,_Bego\~na_Garcia_Lorenzo,_Chris_Evans,_Nicolas_Bouch\'e,_Santiago_Arribas_and_the_HARMONI_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11215 |
高角度分解能モノリシック光学および近赤外線面分光器（HARMONI）は、ESOの超大型望遠鏡（ELT）用の可視および近赤外線（NIR）、補償光学支援の面分光器です。単一共役補償光学（SCAO）モード（単一の明るい自然ガイド星を使用）とレーザー断層撮影補償光学（LTAO）モード（複数のレーザーガイド星を使用）の両方を備え、回折限界に近いハイパースペクトルイメージングを提供しますそれぞれ高性能と良好な空のカバレッジを備えています。最近、太陽系外惑星の特性評価のために、独自の高コントラスト補償光学（HCAO）機能が追加されました。8つのHAWAII-4RGアレイ、4つのスパクセルスケールの選択肢、およびR〜3000からR〜17000の範囲の分解能を持つ11のグレーティングの選択肢からなる大型の検出器により、HARMONIは幅広い観測プログラムに対応できる非常に用途の広い機器になります。
MAORY：ELT用のマルチコンジュゲート補償光学リレー
| Title |
MAORY:_A_Multi-conjugate_Adaptive_Optics_RelaY_for_ELT |
| Authors |
Paolo_Ciliegi,_Guido_Agapito,_Matteo_Aliverti,_Francesca_Annibali,_Carmelo_Arcidiacono,_Andrea_Balestra,_Andrea_Baruffolo,_Maria_Bergomi,_Andrea_Bianco,_Marco_Bonaglia,_Lorenzo_Busoni,_Michele_Cantiello,_Enrico_Cascone,_Gael_Chauvin,_Simonetta_Chinellato,_Vincenzo_Cianniello,_Jean_Jacques_Correira,_Giuseppe_Cosentino,_Massimo_Dall'Ora,_Vincenzo_De_Caprio,_Nicholas_Devaney,_Ivan_Di_Antonio,_Amico_Di_Cianno,_Ugo_Di_Giammatteo,_Valentina_D'Orazi,_Gianluca_Di_Rico,_Mauro_Dolci,_Sylvain_Dout\`e,_Cristian_Eredia,_Jacopo_Farinato,_Simone_Esposito,_Daniela_Fantinel,_Philippe_Feautrier,_Italo_Foppiani,_Enrico_Giro,_Laurance_Gluck,_Aaron_Golden,_Alexander_Goncharov,_Paolo_Grani,_Marco_Gullieuszik,_Pierre_Haguenauer,_Francois_H\'enault,_Zoltan_Hubert,_Miska_Le_Louarn,_Demetrio_Magrin,_Elisabetta_Maiorano,_Filippo_Mannucci,_Deborah_Malone,_Luca_Marafatto,_Estelle_Moraux,_Matteo_Munari,_Sylvan_Oberti,_Giorgio_Pariani,_Lorenzo_Pettazzi,_Cedric_Plantet,_Linda_Podio,_Elisa_Portaluri,_Alfio_Puglisi,_Roberto_Ragazzoni,_Andrew_Rakich,_Patrick_Rebaut,_Edoardo_Redaelli,_Matt_Redman,_Marco_Riva,_Sylvain_Rochat,_Gabriele_Rodeghiero,_Bernardo_Salasnich,_Paolo_Saracco,_Rosanna_Sordo,_Marilena_Spavone,_Marie-Helene_Sztefek,_Angelo_Valentini,_Eros_Vanzella,_Christophe_Verinaud,_Marco_Xompero,_Simone_Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11219 |
MAORYは、ELTの補償光学モジュールであり、2つの異なるクライアント機器に同じ光学品質を備えた2つの重力不変ポートを提供します。大気の乱れによる波面の歪みをリアルタイムで補正することにより、広い視野（〜1arcmin2）で近赤外での高角度分解能の観測を可能にします。波面センシングはレーザーと自然のガイド星によって実行され、波面センサーの補正は望遠鏡の適応ミラーと先端傾斜ミラーM4とM5とそれぞれ連携するMAORYの適応変形可能ミラーによって実行されます。
ESOの超大型望遠鏡用の機器
| Title |
Instrumentation_for_ESO's_Extremely_Large_Telescope |
| Authors |
Suzanne_Ramsay,_Michele_Cirasuolo,_Paola_Amico,_Nagaraja_Naidu_Bezawada,_Patrick_Caillier,_Frederic_Derie,_Reinhold_Dorn,_Sebastian_Egner,_Elizabeth_George,_Frederic_Gonte,_Peter_Hammersley,_Christoph_Haupt,_Derek_Ives,_Gerd_Jakob,_Florian_Kerber,_Vincenzo_Mainieri,_Antonio_Manescau,_Sylvain_Oberti,_Celine_Peroux,_Oliver_Pfuhl,_Ulf_Seemann,_Ralf_Siebenmorgen,_Christian_Schmid,_Joel_Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11376 |
ESOの超大型望遠鏡（ELT）の計装の設計と建設は、2015年に始まりました。ここでは、ELT計装計画の状況の概要を示します。各機器の専用記事は、このボリュームの他の場所に掲載されています。
MICADO：深部観測用のマルチ補償光学カメラ
| Title |
MICADO:_The_Multi-Adaptive_Optics_Camera_for_Deep_Observations |
| Authors |
Richard_Davies,_Veronika_Hoermann,_Sebastian_Rabien,_Eckhard_Sturm,_Joao_Alves,_Yann_Clenet,_Jari_Kotilainen,_Florian_Lang-Bardl,_Harald_Nicklas,_Joerg-Uwe_Pott,_Eline_Tolstoy,_MICADO_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11631 |
マルチアダプティブ光学イメージングCamerAforDeepObservations（MICADO）は、単一共役補償光学によって提供される適応光学補正を利用して、超大型望遠鏡（ELT）の回折限界で約1分角の視野をイメージングします。（SCAO）およびマルチコンジュゲート補償光学（MCAO）。そのシンプルで堅牢な設計により、フィールド全体で前例のない感度と解像度の組み合わせが実現します。この記事では、提供されている観測モードの特徴を概説し、天体物理学のアプリケーションでそれぞれを説明します。潜在的なユーザーは、データシミュレーターScopeSimを使用して自分のアイデアを探索できます。
TIFRゼロ圧力気球プログラムがマイルストーンを超える
高高度の科学気球は、対応する衛星ミッションよりも数桁低いコストで、成層圏の高度に科学ペイロードを運ぶユニークな機会を提供します。バルーン搭載ペイロードは実装が簡単で、実験のターンアラウンドタイムを短縮でき、ペイロードはほとんどの場合回収されるため、安価なリフライトを実行できます。さらに、地球の大気のその場での高解像度の空間的および時間的測定を行うことができますが、これは衛星では実行できない可能性があります。また、将来の衛星ミッションの技術を証明するためのテストベッドとしても使用されます。科学的バルーニングは、1945年にタタ基礎研究所（TIFR）で開始され、宇宙線研究用の気球のクラスターを使用して科学機器が成層圏の高度に飛行しました。天文学研究のために一定の成層圏高度で気球を浮かせる必要性から、1956年にTIFRでゼロ圧力ポリエチレン（ZP）気球の設計と製造の作業が開始されました。それ以来、天文学研究のためにいくつかのZP気球飛行が行われました。大気科学、天文学、気球技術、宇宙技術の開発により、いくつかの重要な科学的成果がもたらされました。2018年、TIFR気球プログラムは、500回以上のZP気球飛行を実施するという重要なマイルストーンを超えました。この論文では、科学的な気球のいくつかの分野で行われた最近の進歩と、過去20年間に実施された気球実験の詳細を紹介します。
ネプタ-ウラン惑星間（NUIP）ミッションのための人工ニューラルネットワークの実装
| Title |
Implementation_of_Artificial_Neural_Networks_for_the_Nepta-Uranian_Interplanetary_(NUIP)_Mission |
| Authors |
Saurabh_Gore,_Manuel_Ntumba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11843 |
海王星、天王星、木星の間の天体の整列は2030年代初頭に発生し、木星の周りのパチンコが2つの天王星型惑星の周りの惑星のフライオーバー能力を達成するのに十分な勢いを得ることを可能にします。NUIPミッションの出発ウィンドウ用の天王星探査機の打ち上げは2030年1月から2035年1月までであり、ミッションの期間は6年から10年の間であり、NUIPミッションの出発ウィンドウ用のネプタプローブの打ち上げはは2031年2月から2032年4月の間であり、任務の期間は7年から10年の間です。アラインメントを最大限に活用するため。深層学習手法は、自律的でインテリジェントな空間ガイダンスの問題において重要な役割を果たすことが期待されています。これにより、移動時間が短縮され、したがってミッション時間が短縮され、宇宙船はその洗練された機器と電力システムの寿命を最大15年にわたって良好に機能させることができます。この記事では、ミッション中の最適制御アクションと画像分類を予測できるディープニューラルネットワーク、つまり畳み込みニューラルネットワークとリカレントニューラルネットワークの設計を提案します。ネプタ-ウランの惑星間ミッション。最適な車載カメラで撮影された生の画像のみを使用します。また、ネプタ・ウラン宇宙船の通信システムの設計につながったNUIPミッションの固有の要件と制約についても説明します。提案されたミッションは、フライオーバーを実行しながら天王星と海王星のテレメトリデータを収集し、さらに分析するために取得したデータを地球に送信することが期待されています。利用可能な分光計と粒子検出器の高度な範囲は、天王星型惑星の特性のより良い定量化を可能にするでしょう。
完全な非LTEスペクトル線の形成I.ステージの設定
| Title |
Full_non-LTE_spectral_line_formation_I._Setting_the_stage |
| Authors |
F._Paletou_(U._Toulouse,_OMP,_Irap),_C._Peymirat_(U._Toulouse,_FSI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12009 |
局所的な熱力学的平衡（LTE）からの放射伝達は、約60年間、主に数値的にますます対処されてきました。ただし、標準の非LTE問題は、ほとんどの場合、光子の分布の平衡からの偏差、つまりプランク分布のみを指します。以降、Oxenius（1986）の後で、いわゆる「完全な非LTE」問題を再検討します。この問題は、結合して、光子の平衡分布からの偏差と大気プラズマを構成する巨大粒子を自己無撞着に解決することを考慮しています。
49のRRLyrae変数の高解像度スペクトルからの金属量
| Title |
Metallicities_from_high_resolution_spectra_of_49_RR_Lyrae_Variables |
| Authors |
Christina_K._Gilligan,_Brian_Chaboyer,_Massimo_Marengo,_Joseph_P._Mullen,_Giuseppe_Bono,_Vittorio_F._Braga,_Juliana_Crestani,_Massimo_Dall'Ora,_Giuliana_Fiorentino,_Matteo_Monelli,_Jill_R._Neeley,_Michele_Fabrizio,_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez,_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin,_and_Christopher_Sneden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11012 |
こと座RR星の正確な金属量は、特に近赤外線において、周期-光度-金属量関係（PLZ）を制約する上で非常に重要です。南アフリカ大型望遠鏡（SALT）からの銀河のRRライレ星の69の高解像度スペクトルを分析します。これらのRRLyrae星のうち58個の金属量を測定し、典型的な不確実性は0.13dexです。このサンプルの1つを除くすべてのRRLyraeには、ガイアからの正確な（{\sigma}_parallax〜10％）視差があります。これらの新しい高分解能分光学的存在量を93の星に関する文献からの同様の決定と組み合わせて、WISEW1とW2の光度、およびWesenheitの光度W（W1、V-W1）とW（W2、V-W2）の新しいPLZ関係を示します。。
FGK主系列星の質量光度関係と半径光度関係の再検討
スケーリング関係は、未知の恒星の量を推定するための非常に便利なツールです。このフレームワーク内では、食変光星はその質量と半径が非常に高いレベルの精度でわかっているため、この目標に理想的であり、モデルの制約が改善されます。私たちは、光度、金属量、および年齢の関数として、質量と半径の経験的関係を提供することを目指しています。特に、これらの関係に対する金属量と年齢の影響を調査します。質量、半径、光度、有効温度、重力、金属量などの食変光星観測の更新されたカタログであるDEBCatからのデータに基づいて、多次元フィットアプローチを使用しました。両方のメンバーの同時代の仮説を仮定して、{PARAMWebインターフェイスを使用して恒星パラメータのベイズ推定を行い、}恒星進化コードMESAを使用してバイナリ年齢を推定しました。56個の星を使用して質量と半径-光度-金属量-年齢の関係を導き出しました。{金属量と質量は-0.34<[Fe/H]<0.27と0.66<M/M{_\odot}<1.8}の範囲です。これにより、観測された質量と半径は、それぞれ3.5％と5.9％の精度で再現されます。これは、他の文献の結果と一致しています。このような関係に年齢を含めると、半径と比較して、特に質量の観点から、フィットの質が向上すると結論付けます。一方、他の著者が指摘しているように、質量関係では半径よりも分散が大きいことが観察されました。これは恒星の年齢効果によるものであると私たちは提案します。
黒点の（不安定な）安定性について
黒点の安定性は、太陽磁気の分野における長年の未解決のパズルの1つです。上部対流層でシミュレートされた黒点のフラックスチューブを不安定化および安定化する効果を研究します。フルーティングの不安定性、浮力、およびフラックスチューブに対するタイムスケールの深さ変化する影響を分析します。シミュレーションはMURaMコードを使用して計算されました。ドメインの横方向の広がりは98Mmx98Mmで、太陽表面からほぼ18Mm下に伸びています。30時間の分析されたデータセットは、太陽表面に安定した黒点を示しています。線形安定性解析を用いて、周囲と面積の相対的な変化を用いて、水平層でのフラックスチューブの進化を研究しました。フラックスチューブの周囲に沿って、表面から約8Mmの深さで最も速く進行する波形が見つかります。表面に向かって、そしてより深い層に向かって、コンパクトさの減少は減衰されます。安定性解析から、深さ2Mm以上では、黒点は浮力によって安定していることがわかります。フルーティングが不安定なため、スポットは約3Mmの深さで最も安定していません。表面の黒点の安定性は、磁気張力によってより深い層の力線の振る舞いに影響を与えます。したがって、フルーティングの不安定性は約3Mmの深さで減衰し、コンパクトさの低下は約8Mmの深さで最も強くなります。磁場のより垂直な配向とより長い対流タイムスケールは、10Mmより深い層での波形プロセスを遅くします。表面下の無電界プラズマの大きな侵入の形成は、黒点を不安定にし、最終的に黒点の崩壊と崩壊につながります。このプロセスは、太陽黒点が浮力によって安定している表面では見えません。黒点の崩壊の始まりはより深い層で起こりますが、黒点はまだ光球で安定しているように見えます。
生まれ変わった惑星状星雲HuBi1の形成と運命
| Title |
Formation_and_fate_of_the_born-again_planetary_nebula_HuBi_1 |
| Authors |
J.A._Toal\'a,_V._Lora,_B._Montoro-Molina,_M.A._Guerrero_and_A._Esquivel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11503 |
新生惑星状星雲（PNe）の形成と進化に関する最初の3D放射流体力学シミュレーションを、特に裏返しのPNであるHuBi1の場合に重点を置いて紹介します。広範囲にテストされたGUACHOコードを使用して、私たちのグループによって提示された観測から得られた質量損失と恒星の風の終端速度の推定値を採用して、HuBi1の形成をシミュレートします。HuBi1の内殻が、速度$\sim$300kms$^{-1}$の爆発性の非常に遅い熱パルス（VLTP）放出物質によって形成された場合、この構造の年代はそれと一致していることがわかりました。マルチエポック狭帯域光観察から得られた$\simeq$200年の。私たちのシミュレーションは、VLTP中の恒星風速と光子電離フラックスの劇的な減少の結果として、外側のHに富む星雲の速度と圧力構造が影響を受け、内殻を取り巻く乱流電離構造を作り出すことを予測しています。これらは、GranTelescopioCanariasMEGARAの光学観測で実際に検出されています。さらに、HuBi1の中心星からの現在の比較的低い電離光子束は、内殻を完全に電離することができないことを示します。これは、その励起が衝撃によって支配されるという以前の提案を支持します。私たちのシミュレーションは、HuBi1のHに乏しい噴出物の運動エネルギーが、進化した再び生まれたPNeA30およびA78の塊とフィラメントの運動エネルギーの少なくとも30倍であり、真にユニークなVLTPイベントであることを示唆しています。
太陽の細孔とサンスポットの傘の共鳴MHD波モードを特定するための新しいアプローチ：$ B- \ omega $分析
| Title |
A_novel_approach_to_identify_resonant_MHD_wave_modes_in_solar_pores_and_sunspot_umbrae:_$B-\omega$_analysis |
| Authors |
M._Stangalini,_D._B._Jess,_G._Verth,_V._Fedun,_B._Fleck,_S._Jafarzadeh,_P._H._Keys,_M._Murabito,_D._Calchetti,_A._A._Aldhafeeri,_F._Berrilli,_D._Del_Moro,_S._M._Jefferies,_J._Terradas,_R._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11639 |
太陽黒点と太陽光球の細孔の陰影領域は、一般に$3$〜mHzの振動によって支配されます。これは、磁気領域に浸透する$p$モードによるものです。これらの場所では、波力も静かな太陽に対して大幅に減少しています。ただし、ここでは、陰影の振動のパワーが静かな太陽のパワーに匹敵するか、それよりも大きいだけでなく、主な支配的な周波数が予想どおり$3$〜mHzではなく、$5$〜である細孔を研究します。mHz。ドップラー速度と分光偏光測定を組み合わせ、磁場強度と周波数の関係を分析することにより、結果として得られる$B-\omega$ダイアグラムは、細孔傘内に閉じ込められた共鳴MHD振動の非常に明確な兆候である明確な隆起を明らかにします。速度振動に加えて、MHD理論から予測されるように、これらのモードには磁気振動も伴うことを示します。このレターで提案されている$B-\omega$分析の新しい手法は、毛穴と黒点の両方の陰影領域でMHD波モードを識別するための刺激的な新しい道を開きます。
斜めに入るコロナ波とコロナホールの間の相互作用の幾何学的特性
コロナホール（CH）と相互作用するコロナ波（CW）の観測は、反射波、屈折波、透過波（総称して二次波）などの典型的な波のような特徴の形成を示しています。これらの観察に従って、CWの波動特性の数値的証拠は、CWがCHなどの急激な密度低下を示す領域と相互作用するときのたわみと反射の影響を示すシミュレーションによって与えられます。ただし、二次波は通常信号が弱く、シミュレーションはそれに応じた理想化を選択する方法が制限されます。したがって、CW-CH相互作用中の二次波のいくつかの特性は不明確またはあいまいであり、誤解を招く可能性があります。この研究では、理論的アプローチに従い、特に斜めに入射するCWとCHの間の相互作用によって引き起こされる二次波の幾何学的特性に焦点を当てます。線形理論に基づいて、反射係数と透過係数の分析式を導き出します。これにより、入力波に対して2次波の振幅がそれぞれどの程度強く増加および減少するかがわかります。さらに、二次波のエネルギーフラックス、位相、および反射特性に関する情報を提供できる重要な入射角の分析用語を提供します。これらの新しい表現は、CWプロパティを迅速かつ簡単な方法で推定するための補足ツールを提供します。したがって、すでに研究されているCW-CH相互作用イベントの新しい解釈や、あいまいな観測データの明確化に関連する結果をもたらす可能性があります。
ダイナモの超臨界は極場の記憶を1サイクルに制限します
極磁場前駆体は、次の太陽周期強度を予測するための最も堅牢で物理学に基づく方法であると考えられています。しかし、サイクルの信頼できる予測を行うには、前のサイクルの太陽極小期の極場で十分ですか、それとも前の多くのサイクルの極場が必要ですか？この質問に答えるために、ポロイダルフィールド（$\alpha$項）の確率的に強制されたソースを使用して、Babcock-Leightonタイプのフラックス輸送ダイナモモデルを使用していくつかのシミュレーションを実行しました。ダイナモが臨界ダイナモ遷移の近くで動作している場合、またはわずかに超臨界である場合、サイクルnの極場が次の数サイクル（少なくとも3つ）の振幅を決定することを示します。ただし、ダイナモが実質的に超臨界である場合、極場のこの相関は1サイクルに減少します。ダイナモの超臨界の増加に伴う極場の記憶のマルチサイクルから1サイクルへのこの変化は、モデル内のさまざまな乱流輸送プロセスの重要性とは無関係です。さらに、ダイナモが臨界付近で動作すると、太陽の大最小値に似た、より弱い活動の頻繁な延長エピソードが生成されることを示します。極小値の発生には、極場のマルチサイクル相関が伴います。ダイナモの超臨界度が高くなると、グランドミニマムの頻度は減少します。
太陽プロミネンススレッドの重力不安定性I.ディップのない湾曲した磁場
| Title |
Gravitational_instability_of_solar_prominence_threads_I._Curved_magnetic_fields_without_dips |
| Authors |
A._Adrover-Gonz\'alez,_J._Terradas,_R._Oliver,_M._Carbonell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11756 |
プロミネンススレッドは、重力に逆らって太陽大気に浮遊する可能性のある湾曲した磁場上にある高密度で冷たい構造です。非理想的な効果がない場合の糸の重力安定性は、基本的であるが効果的なモデルによって、本研究で包括的に調査されます。1つの空間次元での純粋な流体力学方程式に基づいて、磁力線のフットポイントで線結合条件を適用し、さまざまな実行可能な平衡と対応する振動周波数の解析式を導き出します。このシステムでは、スレッドの初期位置、密度のコントラストと長さ、および磁力線の全長に応じて、安定した平衡解と不安定な平衡解が可能であることがわかります。2種類のソリューション間の遷移は、特定のケースで分析的に決定された特定の分岐点で生成されます。糸が最初に凹状磁場の上部、つまり頂点にあるとき、超臨界ピッチフォーク分岐が見つかりますが、この点に関してシフトされた初期糸位置の場合、対称性が崩れ、システムはS字型の分岐。この論文で提示された明白な結果は、重力の存在下での湾曲した磁場における糸の挙動に新たな光を当て、同様の構造に関するより複雑な数値電磁流体力学（MHD）シミュレーションの解釈に役立ちます。
パーカーソーラープローブ近日点におけるテイラーの仮説の適用性
| Title |
Applicability_of_Taylor's_Hypothesis_during_Parker_Solar_Probe_perihelia |
| Authors |
Jean_C._Perez,_Sofiane_Bourouaine,_Christopher_H._K._Chen_and_Nour_E._Raouafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12022 |
パーカーソーラープローブ（PSP）によって測定された太陽風の流れの速度と磁場のAlfv\'enic変動の分析におけるテイラーの仮説（TH）の妥当性を調査します〜最初の4回の遭遇の間に。最初の4回の遭遇のそれぞれから選択された24時間間隔からのPSP速度と磁場の測定値を使用します。THの適用性は、パラメータ$\epsilon=\deltau_0/\sqrt{2}V_\perp$を測定することによって調査されます。これは、大規模な変動の典型的な速度$\deltau_0$と太陽風フレームのローカル垂直PSP速度、$V_\perp$。THは、Alfv\'enマッハ数$M_{\rmA}=V_{に関係なく、PSPがプラズマフレーム内の局所磁場に対してほぼ垂直に移動している場合、$\epsilon\lesssim0.5$に適用できると予想されます。\rmSW}/V_{\rmA}$、ここで$V_{\rmSW}$と$V_{\rmA}$は、それぞれ局所的な太陽風とAlfv\'en速度です。選択した4つの太陽風間隔では、サンプリング角度（プラズマフレーム内の宇宙船の速度と局所磁場の間）がより大きい場合、10％から60％の時間でパラメーター$\epsilon$が0.2未満であることがわかります。$30^\circ$。$30^\circ$を超える角度の場合、サンプリング方向は十分に斜めであるため、測定された周波数スペクトルから磁気変動の減少したエネルギースペクトル$E（k_\perp）$を再構築できます。測定された周波数スペクトルのべき乗則適合から決定されたスペクトルインデックスは、プラズマフレーム内の乱流変動の基礎となる空間スペクトルに関連付けられたスペクトルインデックスを正確に表します。慎重な検討が必要な大規模な掃引による周波数の広がりは別として、空間スペクトルを回復して、プラズマフレーム内のスケール間のゆらぎのエネルギーの分布を取得することができます。
太陽コロナの内向きに伝播するプラズマ区画：空気力学的抗力、アブレーション、除雪車の降着を伴うモデル
| Title |
Inward_Propagating_Plasma_Parcels_in_the_Solar_Corona:_Models_with_Aerodynamic_Drag,_Ablation,_and_Snowplow_Accretion |
| Authors |
Steven_R._Cranmer_(CU_Boulder),_Craig_E._DeForest_(SwRI),_and_Sarah_E._Gibson_(HAO/NCAR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12039 |
太陽風は主に太陽から惑星間空間へと外向きに流れますが、小規模なプラズマの流入が観測されることもあります。極コロナホールの内向きに伝播する密度変動は、7〜12太陽半径の太陽周回距離にあるSTEREO-A宇宙船に搭載されたCOR2コロナグラフによって検出されました。これらの変動は、太陽に近づくにつれて大幅に減速するようです。線形電磁流体力学的波のモデルはこれらの減速パターンを説明することができなかったので、それらは最近、磁気リコネクションの冠状部位からのジェットとして解釈されました。この論文では、観測された減速傾向をよりよく理解することを目的として、離散プラズマ区画の一連の動的モデルを開発します。一定の質量を持つ小包は、観測された流れのように動作せず、また、アブレーションによる質量損失を受けている小包も動作しないことがわかりました。ただし、除雪車のように質量が蓄積する区画は、観察されるように減速する可能性があります。また、OMNIinsituデータをいわゆるアルヴェーン表面まで外挿し、観測された区画の最初の発射点がこの臨界半径を超えることが多いことを発見しました。言い換えれば、小包が太陽に逆流するために、それらの初速度はおそらくいくらか非線形であり（すなわち、超アルヴェーン波）、したがって小包は衝撃、ジェット、またはせん断不安定性などの構造に関連している可能性があります。
ド・ジッターブーストが自発的に破られるインフレのモデルで重力子の非ガウス性を特徴づけます。Nicolisetal。、2015で研究された対称性の破れパターンのどれが準ド・ジッター膨張の期間を維持できるかを議論し、固体インフレーションの対称性の破れパターンが重力子相互作用に最も自由を与えることを示します。これらの相互作用のいくつかの現象論的結果についてコメントします。この分析の副産物として、「固体インフレーションのEFT」を構築します。これは、インフレーションのEFTのすべての便利な機能を備えていますが、空間微分同相写像が壊れている場合に使用します。
| Title |
Black-hole_microstate_spectroscopy:_ringdown,_quasinormal_modes,_and_echoes |
| Authors |
Taishi_Ikeda,_Massimo_Bianchi,_Dario_Consoli,_Alfredo_Grillo,_Jos\`e_Francisco_Morales,_Paolo_Pani,_Guilherme_Raposo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.10960 |
古典的なブラックホールに関連する深い概念上の問題は、「ファズボール」パラダイムによって弦理論で対処できます。これは、対応するよりもはるかに対称性が低い、熱力学的に多数の規則的で地平線のないジオメトリの観点からブラックホールの微視的記述を提供します。ブラックホール。このシナリオで天体物理学的コンパクトオブジェクトの近くの量子重力シグネチャを観察するという興味をそそる可能性に動機付けられて、${\calから生じる空間等長写像のない大規模なクラスの多中心幾何学で伝播するスカラー場の最初の$3+1$数値シミュレーションを実行しますN}=2$4次元超重力。ブラックホールの場合と同様に、光子球に関連する摂動とリングダウンモードへの迅速な応答と、地平線がなく、これらのソリューションの通常の内部。応答は、これらの複雑なジオメトリの測地線運動に基づく分析モデルと一致しています。私たちの結果は、ファズボールの動的線形安定性の最初の数値的証拠を提供し、重力波分光法を使用してファズボールとブラックホールを正確に区別するための道を開きます。
4He-陽子衝突におけるエネルギー依存の総、吸収、および3Heと3Hの生成断面積のモデル
| Title |
Model_of_Energy_Dependent_Total,_Absorption,_and_3He_and_3H_Production_Cross_Sections_in_4He-proton_Collisions |
| Authors |
Congchong_Yan,_Premkumar_B._Saganti,_Francis_A._Cucinotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11162 |
軽イオン（A<5）の分裂断面積は、星間物質における宇宙線相互作用の研究、または組織内のエネルギー沈着の放射線防護の考慮事項にとって重要です。重イオン反応の核子摩耗断面積は、多くの場合、大きな質量限界のGlauberモデルを使用して、または光学ポテンシャルモデルのアイコナール形式を使用して計算されます。ここでは、最終状態の相互作用の古典的なモデルを使用して、水素ターゲット上の4He核フラグメンテーションの摩耗モデルを定式化します。重イオン摩耗モデルとの比較が行われます。陽子ターゲットを使用した4Heから3Heまたは3Hへのエネルギー依存の総断面積、吸収断面積、弾性断面積、および崩壊断面積の計算は、100〜100,000MeV/uのエネルギーの実験測定値とよく一致することが示されています。軽い原子核のGlauberモデルとモデルの大きな質量制限は、300MeV/uを超える4He-陽子相互作用について密接に一致していることが示されていますが、重要な違いは低エネルギーで発生します。
宇宙重力不均一性における原始ニュートリノヘリシティの進化
| Title |
Evolution_of_Primordial_Neutrino_Helicities_in_Cosmic_Gravitational_Inhomogeneities |
| Authors |
Gordon_Baym_and_Jen-Chieh_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11209 |
ビッグバンからの遺物ニュートリノは、主にヘリシティ固有状態で高温プラズマから分離されました。宇宙の重力の不均一性を介したその後の伝播は、ディラックニュートリノとマヨラナニュートリノの両方のヘリシティを変化させ、進化する宇宙の独立したプローブを提供します。ここでは、宇宙マイクロ波背景放射で測定された密度の不均一性のスペクトルの観点から、遺物ニュートリノがヘリシティを反転させる確率を決定します。私たちが見つけたように、ディラックニュートリノの場合、重力ヘリシティの変更は、ニュートリノの磁気モーメントが標準模型で予測された大きさである場合の磁場の影響と、磁気モーメントが過剰と一致するスケールである場合のはるかに大きな影響の中間です。XENON1T実験で見られた低エネルギー電子イベントの分析。一般相対性理論の範囲内で、膨張宇宙の弱い重力場に対する回転粒子の半古典的応答の簡潔な導出を行い、太陽の重力によって引き起こされる太陽によって放出されるニュートリノのヘリシティの変化を推定します。
物質のあるバイメトリック宇宙
物質が存在する場合、[1]で提案されている2つのスケールファクターを使用して、宇宙の進化の初期段階を分析します。スケールファクターは、1つのパラメーター\kappaによって特徴付けられる運動量セクターの自明ではないポアソンブラケット構造を介して相互作用する、宇宙の2つの因果的に切り離されたパッチを表します。パッチの1つが常に相対論的物質で満たされ、もう1つが相対論的物質を含む場合と、非相対論的物質が含まれる場合の2つのシナリオを検討しました。ダイナミクスを支配する一連の方程式を数値的に解くことにより、1つのセクターのエネルギー量が他のセクターに流出し、ここから、エネルギー密度の減衰が最大で発生することを課すことにより、変形パラメーター\kappaを制約できることがわかりました。、通常の放射線の振る舞いに戻るために、ビッグバン元素合成温度で。非標準宇宙論との関係も取り上げられています。
最小ゲージを介した超対称性の破れのシナリオにおける新しいインフレーションモデルの現象論的実行可能性について説明します。このモデルでは、宇宙のインフレーションはメッセンジャーのカイラル超場に沿って平坦な方向に実現され、自然の暗黒物質の候補は、スーパーWIMPシナリオと呼ばれる後期のビノのようなニュートラリーノの非平衡崩壊からのグラビティーノです。生成されたグラビティーノは暖かく、自由に流れる長さが長くなる可能性があります。したがって、小規模な構造形成における心臓弁膜尖の異常を軽減することができる。標準模型のヒッグス粒子の質量が$m_{h^0}=125.1$GeVであるという要件が、宇宙マイクロ波背景放射のスペクトルとメッセンジャーの質量$M$との関係を与えることを示します。e-folding数$N_e=60$の場合、Planck2018制約（TT、TE、EE+lowE+lensing+BK15+BAO、68\％信頼水準）は$M>3.64\times10^7を与えることがわかります。$GeV。グラビティーノ暗黒物質の質量は$m_{3/2}<5.8$GeVであり、超対称性の破れのスケール$\Lambda$は$（1.28-1.33）\times10^6$GeVの範囲にあることがわかります。将来のCMB観測では、これらのパラメーターに対してより厳しい制約が与えられると予想されます。
一般相対性理論は、多数の観測テストに合格しています。この理論は、太陽系での実験と連星パルサーの観測により、弱磁場領域で広範囲にテストされています。過去5年間で、強磁場レジームの研究に大きな進歩が見られました。これは、重力波、X線データ、およびmm超長基線干渉法の観測でテストできるようになりました。ここでは、一般相対性理論のテストの最先端をブラックホールX線データで要約し、その最近の進歩と将来の発展について議論します。
集団ニュートリノ振動は、ニュートリノ密度が大きい天体物理学のシナリオでレプトンフレーバーを輸送する上で重要な役割を果たす可能性があります。典型的な例は初期宇宙と超新星爆発です。過去には、前方散乱を記述するように設計されたニュートリノハミルトニアンの単純なモデルが、非常に短い時間スケールで実質的なフレーバー進化をサポートできると主張されてきました。N$ニュートリノの数、$G_F$フェルミ定数、$\rho_\nu$ニュートリノ密度。この発見は、代わりに$t\upperx\sqrt{N}/（G_F\rho_\nu）$である、類似しているが正確に解けるモデルの結果と緊張関係にあります。この作業では、動的相転移（DPT）の観点からこの張力の一貫した説明を提供し、ニュートリノ振動のより現実的なモデルとその平均場近似でDPTが持つ可能性のある影響を研究します。
スローロールパラメータと音速が変化する宇宙論モデルの二重性
文献で提案されている私たちの初期宇宙の何千もの宇宙論的モデルがあり、それらの多くは、観測データによって支持されたように、スケール不変のパワースペクトルを生じさせることができると主張しました。したがって、それらの間に何らかの関係があるかどうか、たとえば二重性の関係があるかどうかを考えるのは興味深いことです。この論文では、一般相対性理論（GR）の枠組みの中で、スローロールパラメータ$\epsilon$を変化させるだけでなく、音速$c_s$を使用して、宇宙モデル間の双対関係を調査します。いくつかの双対関係が分析的に定式化され、数値的に検証されます。$\epsilon$が変化し$c_s$が定数のモデルは、スカラースペクトルインデックスではデュアルになりますが、テンソル1にはなりません。一方、$\epsilon$と$c_s$の両方を変化させると、モデルをスカラーとテンソルの両方のスペクトルインデックスでデュアルにすることができます。
核物質と原始中性子星への熱的影響の調査
| Title |
Investigation_of_the_thermal_effects_on_the_nuclear_matter_and_proto-neutron_star |
| Authors |
Ankit_Kumar,_H._C._Das,_M._Bhuyan,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11635 |
相対論的平均場理論を用いた高温核物質の熱的および核的性質の包括的研究を提示します。よく知られているG2$^{*}$の温度依存相対論的平均場形式を使用して、対称核物質の結合エネルギー、圧力、熱指数、対称エネルギー、およびその導関数に対する温度の影響を調べます。開発されたIOPB-Iパラメータセット。非対称核物質系における液-気相転移の臨界温度も計算され、実験的に利用可能なデータと照合されました。相対論的および非相対論的形式の結果として、核子密度の関数としての熱指数のアプローチを調査します。超新星残骸の直接ウルカ過程によるニュートリノ放射率の計算も実行されました。これは、新しく生まれた原始中性子星の熱安定化と進化についていくつかの刺激的な結果を示しています。陽子中性子星の中心温度と最大質量も、さまざまなエントロピー値に対して計算されています。
回折パターンの測定：レンズレスホログラフィーにおける視野と帯域幅の推定
| Title |
Gauging_diffraction_patterns:_field_of_view_and_bandwidth_estimation_in_lensless_holography |
| Authors |
Ferr\'eol_Soulez_(CRAL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11649 |
この作業の目的は、レンズレスホログラフィックセットアップの視野と帯域幅の両方について理論的に根拠のある評価を提供することです。確かに、以前の作品は超解像と視野外挿で結果を示しましたが、それらを決定するための十分に確立されたルールはありません。理論的な視野は非常に大きく、空間周波数帯域幅は波長によってのみ制限され、考えられないほどの自由度につながる可能性があることを示します。現実的な視野と帯域幅を維持するために、いくつかのセットアッププロパティ、つまりノイズレベルとソースの時空間コヒーレンスに基づいて、いくつかの実用的な境界を提案します。
低温での直接および連続的な4体再結合率
$^9$Beと$^{12}$Cに代表される、軽い原子核の生成に寄与する恒星環境での4体核反応を調査します。当初想定されていたプロセスは放射捕獲であり、核クラスターが結合して励起された最終核になり、光子放出が安定した核基底状態に到達します。代わりに、観客の核粒子が光子に置き換わる核の4体再結合反応を検討します。最初に、直接キャプチャプロセスとシーケンシャルキャプチャプロセスの両方の精巧な形式を開発します。ここでは、減衰する3体共振が、それぞれ中間2体共振の母集団なしと母集団ありで形成されます。計算と実際のアプリケーションの両方を容易にするために、反応速度の以前の計算で正常に行われたように、関連する断面積をパラメーター化します。我々は、低い恒星温度でのそれらの支配的な寄与を伴う最も低い位置にある核状態を考慮します。さまざまなプロセスの反応率と生産率を計算して比較します。直接反応メカニズムは、低温で何桁も支配的であり、連続した飛び石はエネルギー的に高すぎて使用できません。やや高い温度では、これら2つの異なる核4体メカニズムが同等になります。放射性の3体捕獲との比較は、すでに正式に、しかし数値的にも、十分に高い核密度のために4体核再結合が支配的でなければならないことを明らかにしている。これらすべての速度について、温度と密度の関数として数値が示されています。相対的な重要性が示されています。
高エネルギーニュートリノ天文学のための時空間フォームとの相互作用を介して量子重力によって誘発される波動パッケージデコヒーレンスとデコヒーレンスの相互作用について議論します。これに関連して、量子重力がグローバルな対称性を破るという期待の説得力のある結果を指摘します。つまり、量子重力によって誘発されるデコヒーレンスは、重力によってのみ相互作用する完全に分離された背景を含む、新しい粒子を検索するための強力なツールを提供できます。同時に、ブラックホール情報処理の複雑さへの窓。
| Title |
Dynamical_formation_of_scalarized_black_holes_and_neutron_stars_through_stellar_core_collapse |
| Authors |
Hao-Jui_Kuan,_Daniela_D._Doneva,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.11999 |
スカラー-ガウス-ボンネ重力の特定のクラスでは、ブラックホールと中性子星は自発的なスカラー化を受ける可能性があります-スカラー場と時空曲率の間の非最小結合によるタキオニック不安定性によって引き起こされる強い重力相転移。この現象の研究は、これまで主にタキオン不安定性と静止したスカラー化されたブラックホールと中性子星の研究に限定されてきました。現在まで、孤立したスカラー化されたブラックホールと中性子星を形成するための現実的な物理的メカニズムは提案されていません。スカラー-ガウス-ボネ理論で恒星の核がブラックホールと中性子星に崩壊し、自発的なスカラー化が可能になることを初めて研究しました。コアの崩壊が、非スカラー化された前駆星から始まるスカラー化されたブラックホールとスカラー化された中性子星を生成できることを示します。
| Title |
Post-Newtonian_Hamiltonian_dynamics:_applications_to_stationary_spacetimes_and_statistical_mechanics |
| Authors |
Ronaldo_S._S._Vieira,_Javier_Ramos-Caro,_Alberto_Saa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12017 |
ポストニュートンラグランジュ形式は、任意の質量分布を移動するテストボディの相対論的力学および統計研究で広く使用されていますが、対応する一般的なハミルトン形式はまだ比較的まれであり、基本的にN体問題の場合に限定されます。ここでは、最初のポストニュートン（1PN）近似で、任意のエネルギー-運動量分布を持つ時空のテスト粒子のダイナミクスの一貫したハミルトニアン形式を提示します。静止した軸対称時空の軌道運動に形式を適用し、準円形の赤道運動の半径方向および垂直方向の遊星周波数に対する1PN相対論的補正を取得します。これは、銀河ダイナミクスにとって潜在的に興味深い結果です。かみそりのように薄いディスク構成の場合、ほぼ赤道軌道の包絡線を分析的に決定するために使用できる近似の3番目の積分を取得します。この1PN分析の主な利点の1つは、関連するすべての式に慣性系の引きずり効果が明示的に存在することです。これにより、回転する時空での定性的な予測が可能になります。ハミルトニアンの正準変数と文献の以前の結果との関係の観点から、1PN無衝突ボルツマン方程式の説明を終了します。
メトリック親和性重力における観測的制約
メートル法-アフィンゲージ重力理論の枠組みの中で、スピン電荷と膨張電荷を持つ最近発見された真空解の主な古典的重力試験を導き出します。GRAVITYコラボレーションによる星S2の近点移動の結果と、シリウスB白色矮星の重力赤方偏移の結果を使用して、これらの効果のねじれ場と非計量性場によって提供される補正を制約します。
銀河内のコンパクトなバイナリのマージからの確率的重力波背景の強度と異方性
| Title |
Intensity_and_anisotropies_of_the_stochastic_Gravitational_Wave_background_from_merging_compact_binaries_in_galaxies |
| Authors |
Giulia_Capurri,_Andrea_Lapi,_Carlo_Baccigalupi,_Lumen_Boco,_Giulio_Scelfo,_Tommaso_Ronconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.12037 |
銀河系のコンパクトなバイナリの未解決のマージに由来する確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の等方性および異方性成分を調査します。私たちは、個々のシステムの進化を追跡することを可能にする銀河天体物理学への経験的アプローチに基づいて分析を行っています。次に、SGWBのエネルギー密度を総物質密度のトレーサーとして特徴付け、完全に一般的なCosmicLinearAnisotropySolvingSystem（CLASS）パブリックコードを使用して異方性の角度パワースペクトルを計算します。等方性エネルギー密度とSGWB異方性の角パワースペクトルの予測を取得し、高度なレーザー干渉計重力波およびバーゴ天文台とアインシュタイン望遠鏡を使用してそれらの観測の見通しを研究します。さまざまなタイプのソース（連星ブラックホール、連星中性子星、ブラックホール-中性子星）およびさまざまなレッドシフトからの寄与を特定します。2つの検出器の結果を比較して、すべてのタイプのソースのエネルギー密度のスペクトル形状を詳細に調べます。SGWB異方性のパワースペクトルは、大きな角度スケールではべき乗則のように動作し、小さなスケールでは低下することがわかります。この動作を、信号に最も寄与するソースの赤方偏移分布と、2つの検出器。最後に、CLASSで取得されたパワースペクトルから開始し、ポアソン統計とクラスタリングプロパティを含む、SGWBの高解像度全天マップをシミュレートします。
