$ \ Lambda $ CDMのターンアラウンド半径と暗黒物質宇宙論II：力学的摩擦の役割
| Title |
Turnaround_radius_in_$\Lambda$CDM,_and_dark_matter_cosmologies_II:_the_role_of_dynamical_friction |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo_(Catania_University),_Man_Ho_Chan_(The_Education_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12768 |
この論文は、力学的摩擦の影響を考慮した、DelPopolo、Chan、およびMota（2020）による論文の拡張です。力学的摩擦が崩壊のしきい値$\delta_c$とターンアラウンド半径$R_t$をどのように変化させるかを示します。$\Lambda$CDM、暗黒エネルギーシナリオ、および$f（R）$修正ニュートン重力モデル。力学的摩擦により、標準の球形崩壊とは異なる$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の関係が生じます。特に、力学的摩擦は、DelPopolo、Chan、およびMota（2020）ですでに研究されているせん断と渦度の影響を増幅します。$\Lambda$CDMの$R_{\rmt}-M_{\rmt}$関係と、暗黒エネルギーおよび修正重力モデルの関係を比較すると、$R_{\rmt}-$\Lambda$CDMのM_{\rmt}$関係は、ダークエネルギーモデルの関係と類似しており、$f（R）$モデルと比較するとわずかな違いが見られます。せん断、回転、力学的摩擦の影響は銀河系のスケールで特に顕著であり、$のオーダーの標準的な球形崩壊の$R_{\rmt}-M_{\rmt}$関係の間に違いが生じます。\simeq60\％$。最後に、$R_{\rmt}-M_{\rmt}$の新しい値が状態方程式の$w$パラメーターへの制約にどのように影響するかを示します。
完全分光トリプルソースプレーンレンズ：ジャックポット完成
| Title |
A_fully-spectroscopic_triple-source-plane_lens:_the_Jackpot_completed |
| Authors |
Russell_J._Smith_(CEA_Durham)_and_Thomas_E._Collett_(ICG_Portsmouth) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12790 |
ジャックポット重力レンズシステムJ0946+1006の2番目の光源の赤方偏移の分光学的決定を示します。この場合、$z_{\rmphot}$=2.41$^{+0.04}_{-0.21}の測光推定のみが行われます。$は以前に利用可能でした。アーカイブVLTX-Shooter観測を視覚的に検査することにより、Hバンドのソースからの単一の輝線を見つけました。可能なオプションの中で、この線は$z_{\rmspec}$=2.035で[OIII]5007Angである可能性が最も高いことがわかります。この提案に導かれて、深いVLTMUSEデータキューブでかすかなCIII]1907,1909Ang放出ダブレットを検出することができました。CIII]発光は、2番目のアインシュタイン環の最も明るい部分と空間的に一致しており、赤方偏移の識別を強力にサポートします。分光学的赤方偏移は、測光推定とわずかに一致しているだけです。J0946+1006からの宇宙論的制約を再検討すると、改訂された測定値は、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w$の負の値が少ないことを支持します。以前に宇宙マイクロ波背景放射と組み合わせると、$w$=$-1.04\pm0.20$と推測されます。改訂された赤方偏移は、J0946+1006のさらに遠い3番目のソースの画像位置の小さな不一致を調整するのに大きく役立ちません。
PBHシナリオのプローブとしてのCMB $ \ mu T $相互相関
比較的大規模なCMB物理学のみを使用して、原始ブラックホール（PBH）生成のインフレーションモデルを精査するための新しい方法を提案します。これらのシナリオでは、曲率摂動の原始パワースペクトルプロファイルは、顕著なディップとそれに続く小規模への急速な成長によって特徴付けられ、PBH形成の原因となるピークにつながります。曲率パワースペクトルとバイスペクトルの式を分析的に計算するために、ピークから十分に分離されたディップ周辺のスケールに焦点を当てます。圧搾されたバイスペクトルのサイズは、ディップの位置で拡大され、CMB$\mu$-歪みと温度変動を相互相関させることによって調べることができる特徴的なスケール依存性を獲得します。このような相互相関の特性と、それらが基礎となるモデルにどのように依存するかを定量的に研究し、次世代のCMB$\mu$歪み実験でそれらをテストする方法について説明します。この方法により、PBHの形成と進化に関連する非線形性を考慮することなく、よく理解されているCMB物理学を使用してインフレPBHシナリオを実験的に調べることができます。
宇宙論的一致を回復するための暗いセクター
私たちは、初期宇宙と後期宇宙の観測間の現在の緊張に対処する新しい現象論的モデルを開発します。私たちのシナリオの特徴：（i）ハッブルパラメータの今日の値を上げるために$z\sim5,000$で遷移する崩壊する暗黒エネルギー流体、および（ii）超軽量$z\sim16,000$で振動を開始するアクシオンは、物質のパワースペクトルを抑制し、$S_8$の張力に対処します。マルコフ連鎖モンテカルロ分析は、このようなダークセクターモデルが$\Lambda$CDMモデルよりもわずかに優れた初期データセットの組み合わせに適合し、$H_0$と$S_8$の両方の緊張を$\lesssim3\sigmaに低減することを示しています。$レベル。宇宙せん断調査の測定値と組み合わせると、$S_8$の不一致が$1.4\sigma$レベルに減少し、$H_0$の値がさらに上昇することがわかります。局所的な超新星の測定値を追加すると、$H_0$と$S_8$の張力がそれぞれ$1.5\sigma$と$1.1\sigma$レベルに減少し、$\Delta\chi^2\simeq-17$と比較して大幅に改善されていることがわかります。$\Lambda$CDMモデルに。微物理学に完全な詳細を埋め込むことは緊急の未解決の問題のままですが、暗い閉じ込めゲージセクターとそれに関連するアクシオンを使用して、このモデルの素粒子物理学の実現の可能性について説明します。私たちのシナリオは、将来のCMB調査で決定的に調査されます。
CosmicRIM：微分可能なシミュレーションと反復推論マシンを組み合わせることによる初期宇宙の再構築
| Title |
CosmicRIM_:_Reconstructing_Early_Universe_by_Combining_Differentiable_Simulations_with_Recurrent_Inference_Machines |
| Authors |
Chirag_Modi,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Uro\v{s}_Seljak,_David_N._Spergel,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12864 |
フォワードモデリングフレームワークの調査データから宇宙の始まりのガウス初期条件を再構築することは、宇宙論における主要な課題です。これには、高価な非線形フォワードモデルである宇宙論的N体シミュレーションを使用して高次元の逆問題を解く必要があります。最近まで手に負えないものでしたが、自動微分可能なN体ソルバーを使用してこの推論問題を解決し、リカレントネットワークと組み合わせて推論スキームを学習し、宇宙の初期条件の最大事後（MAP）推定値を取得することを提案します。。現実的な宇宙論的観測量を使用して、学習した推論が、特殊なアニーリングスキームを必要とするADAMやLBFGSなどの従来のアルゴリズムよりも40倍高速であり、より高品質のソリューションが得られることを示します。
弱いレンズ効果だけからの宇宙論とハッブル張力への影響
ハッブル定数に焦点を当てて、弱いレンズ効果における$\Lambda$CDMパラメーター制約の起源を調査します。現在の宇宙せん断データがパラメータの組み合わせ$S_8\propto\sigma_8\Omega_m^{0.5}$に敏感である理由を説明し、ハローモデルを使用して以前の研究を改善します。高赤方偏移と低赤方偏移からのハッブル定数の測定値の継続的な不一致に動機付けられて、レンズの角度パワースペクトルが暗黒物質分布の物理的な長さスケールにどのように依存するかを示すことにより、宇宙せん断が$H_0$にほとんど制約を与えない理由を説明します。KiDSの銀河レンズ効果とPlanckとSPTpolの宇宙マイクロ波背景放射弱いレンズ効果からパラメーター制約を個別に、そして共同で導き出し、$\sigma_8$と$\Omega_m$の間の縮退をどのように壊すことができるかを示します。レンズを使用して、バリオン音響振動による投影で測定された音の地平線を較正すると、$H_0=67.4\pm0.9\;が得られます。\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\、\mathrm{Mpc}^{-1}$、PlanckおよびDarkEnergySurveyの以前の結果と一致しています。おもちゃのユークリッドのようなレンズ調査では、レンズ相関関数の形状に影響を与える他のパラメーターの縮退により、ハッブル定数に弱い制約しか提供されないことがわかりました。$n_s$、バリオン密度、およびバリオンフィードバックの振幅に関する外部事前評価が利用可能な場合、今後のレンズ調査でサブパーセントの$H_0$制約を達成できます。
暗黙の相互相関統計によるベイズ宇宙論的推論
次世代の銀河データの分析には、観測された銀河とその下にある物質密度場との間の偏りなどの体系的な影響を正確に処理する必要があります。ただし、提案された現象のモデルは、データの軽度の非線形スケールでも宇宙論的パラメーターの偏りのない推論を達成するには、数値的に高価であるか、不正確すぎます。銀河形成を理解する必要がある正確な銀河バイアスモデルを構築する代わりに、線形のスケール依存バイアスに鈍感で、モデルの仕様ミスに対するロバスト性を提供するベイズフォワードモデリングアプローチの尤度分布を構築することを提案します。最大エントロピー引数を使用して、データと推定量の間の相関のみを説明するように設計された尤度分布を構築します。設計上、これらの相関は線形銀河バイアス関係の影響を受けず、必要な堅牢性を提供します。このメソッドは、マルコフ連鎖モンテカルロアプローチ内で実装およびテストされます。この方法は、標準的な完全な宇宙論的N体シミュレーションに基づくハローモックカタログを使用して評価されます。$k\le0.10$Mpc/hの線形相互相関率のみを利用して、宇宙論的パラメーターに対する偏りのない厳密な制約を取得します。質量のハローのテスト〜10$^{12}$M$_\odot$から〜10$^{13}$M$_\odot$は、線形のスケール依存のすべての詳細を無視できることを示しています。宇宙論に対するロバストな制約を得ながら、バイアス関数。私たちの結果は、銀河バイアスの詳細を正確にモデル化する必要なしに、推論のロバストな尤度を設計することによって、銀河調査の分析に向けた有望な道を提供します。
ファジィ暗黒物質のエリダヌス座IIからのソリトン振動と修正された制約
| Title |
Soliton_Oscillations_and_Revised_Constraints_from_Eridanus_II_of_Fuzzy_Dark_Matter |
| Authors |
Barry_T._Chiang_(1,_main),_Hsi-Yu_Schive_(2),_Tzihong_Chiueh_(2)_((1)_University_of_Cambridge,_(2)_National_Taiwan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13359 |
ファジー暗黒物質（FDM）は、標準的なコールドダークマターの有望な代替品です。このモデルは、質量$m_b\sim10^{-22}$eVの超軽量ボソンで構成され、振動する量子圧力でサポートされたソリトニックコアを備えています。この研究では、ソリトン密度の振動が、外側のハローのかなりの潮汐ストリッピングの後でも持続することを示しています。基底状態のソリトン波動関数$\tau_{00}$とソリトン密度振動$\tau_\text{soliton}$にそれぞれ関連付けられた、$\tau_\text{soliton}/に従う2つの固有であるが異なるタイムスケールを報告します。\tau_{00}\simeq2.3$。エリダヌス座IIの中央星団（SC）には、特徴的なタイムスケール$\tau_\text{soliton}/\tau_\text{SC}\sim2$から$3$があり、実質的に1から外れています。その結果、3次元の自己無撞着FDMシミュレーションを使用して、解析的および数値的に、ソリトン密度振動によるSCの重力加熱が$m_b$に関係なく無視できることを示します。また、エリダヌス座IIを形成するサブハロ質量関数は、$m_b$に強い制約を課さないことも示しています。これらの結果は、Marsh＆Niemeyer（2019）による以前の調査結果とは反対です。
惑星形成の初期段階をエミュレートするためのマルチ出力ランダムフォレスト回帰
| Title |
Multi-Output_Random_Forest_Regression_to_Emulate_the_Earliest_Stages_of_Planet_Formation |
| Authors |
Kevin_Hoffman,_Jae_Yoon_Sung,_Andr\'e_Zazzera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12845 |
惑星形成研究の現在のパラダイムでは、巨大な物体（小惑星や惑星など）を形成するための最初のステップでは、宇宙を浮遊する小さな星間塵の粒子が互いに衝突し、より大きなサイズに成長する必要があると考えられています。これらの小石の最初の形成は、スモルコフスキー凝固方程式として知られる積分微分方程式によって支配されます。これに対して、可能な限り単純なシナリオを除いて、分析ソリューションは扱いにくいものです。力ずくの近似法が開発されましたが、計算コストが高く、現在、惑星形成に関連する他の物理的プロセスを含むこのプロセスを、それが発生する非常に広範囲のスケールにわたってシミュレートすることは不可能です。このホワイトペーパーでは、機械学習アプローチを使用して、はるかに高速な近似のためのシステムを設計します。さまざまな時点での原始惑星系円盤のダスト粒子サイズの分布を概算するために、ブルートフォースシミュレーションデータでトレーニングされたマルチ出力ランダムフォレスト回帰モデルを開発します。ランダムフォレストモデルのパフォーマンスは、現実的なシミュレーションの標準である既存のブルートフォースモデルに対して測定されます。結果は、ランダムフォレストモデルがブルートフォースシミュレーション結果と比較して非常に正確な予測を生成でき、$R^{2}$が0.97であり、ブルートフォース法よりも大幅に高速であることを示しています。
磁気圏における宇宙線の分散と集束
宇宙線粒子による惑星大気の照射をシミュレートするには、とりわけ、荷電粒子と惑星磁場との相互作用を理解し、定量化する能力が必要です。ここでは、そのような研究では非常に頻繁に無視されるプロセスを紹介します。磁気圏における宇宙線軌道の分散と集束。計算は、流星物質と惑星大気での宇宙線起源核種の生成を研究するために開発された新しいコードCosmicTransmutationを使用して実行されました。これには、大気上部の照射スペクトルの計算が含まれます。ここでは、宇宙線粒子の軌道の分散と集束によって引き起こされる影響について説明します。
10ミクロンでの高コントラストイメージング、周囲の太陽系外惑星の検索：Eps Indi A、Eps Eri、Tau
Ceti、Sirius A、Sirius B
| Title |
High_contrast_imaging_at_10_microns,_a_search_for_exoplanets_around:_Eps_Indi_A,_Eps_Eri,_Tau_Ceti,_Sirius_A_and_Sirius_B |
| Authors |
P._Pathak,_D._J._M._Petit_dit_de_la_Roche,_M._Kasper,_M._Sterzik,_O._Absil,_A._Boehle,_F._Feng,_V._D._Ivanov,_M._Janson,_H.R.A._Jones,_A._Kaufer,_H.-U._K\"aufl,_A.-L._Maire,_M._Meyer,_E._Pantin,_R._Siebenmorgen,_M._E._van_den_Ancker,_G._Viswanath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13032 |
岩だらけの太陽系外惑星の直接イメージングは、今後の大型望遠鏡の主要な科学目標の1つです。そのような惑星を画像化するためのコントラスト要件は挑戦的です。ただし、中赤外線（InfraRed）レジームは、太陽系外惑星の太陽系外惑星の熱的特徴を直接検出するための最適なコントラストを提供します。私たちは、補償光学の助けを借りて天文学のために新しく開発された新しい高速チョッピング技術を利用して、太陽の近くの明るい星の周りの太陽系外惑星の熱的特徴を探すことを目指しています。10〜$\mu$mでの観測用に最適化された高コントラストイメージング（HCI）機能を備えたアップグレードされたVISIR（中赤外線用の超大型望遠鏡イメージャーおよび分光計）機器を使用して、近くの5つの太陽系外惑星を探します（$d$<4個）星。この機器は、特定のS/Nおよび時間の標準VISIRと比較して、Nバンドで$\sim$4の係数で改善された信号対雑音比（S/N）を提供します。この作業では、サブmJyの検出感度を達成します。これは、近くのシステムでいくつかの木星質量惑星を検出するのに十分です。検出は行われませんが、以前のキャンペーンと比較して、観測されたすべてのターゲットについて$<2''$以内で最も感度の高い制限を達成します。$\epsilon$IndiAと$\epsilon$Eriの場合、RVによって発見された巨大惑星に非常に近い検出限界を達成し、$\epsilon$IndiAの限界はこれまでで最も敏感です。したがって、私たちの非検出は、$\epsilon$IndiAの高齢者をサポートします。ここに示す結果は、中IR領域での高コントラストイメージングと太陽系外惑星検出の可能性を示しています。
ホットジュピターHAT-P-65bの大気中のTiOの証拠
| Title |
Evidence_for_TiO_in_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_HAT-P-65_b |
| Authors |
Guo_Chen,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Felipe_Murgas,_Fei_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13058 |
ふくらんでいるホットジュピターHAT-P-65bの低解像度透過スペクトルを示します（0.53M$_\mathrm{Jup}$、1.89R$_\mathrm{Jup}$、$T_\mathrm{eq}=1930$K）、10.4mGranTelescopioCANARIAS（GTC）でOSIRISスペクトログラフを使用して観測された2つのトランジットに基づいています。2夜の透過スペクトルは一貫しており、517〜938nmの波長範囲をカバーし、ほとんどが5nmのスペクトルビンで構成されています。共同で適合した透過スペクトルに対して平衡化学スペクトル検索分析を実行し、$1645^{+255}_{-244}$Kの平衡温度と$36^{+23}_{-17}$の雲量を取得します。％、比較的澄んだ惑星の大気を明らかにします。自由化学検索に基づいて、TiOの強力な証拠を報告します。毎晩の追加の個別分析では、両方の夜でTiOの弱いから中程度の証拠が明らかになりますが、NaまたはVOの証拠は片方の夜でのみ中程度です。将来の高分解能ドップラー分光法と発光観測は、TiOの存在を確認し、HAT-P-65bの大気の垂直熱構造を形成する上でのその役割を制約するのに役立ちます。
| Title |
Longitudinal_Variations_in_the_Stratosphere_of_Uranus_from_the_Spitzer_Infrared_Spectrometer |
| Authors |
Naomi_Rowe-Gurney,_Leigh_N._Fletcher,_Glenn_S._Orton,_Michael_T._Roman,_Amy_Mainzer,_Julianne_I._Moses,_Imke_de_Pater,_Patrick_G._J._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13113 |
NASAのスピッツァー赤外線分光計（IRS）は、2007年12月に、天王星の中赤外線（5〜37ミクロン）の円盤平均スペクトルを取得しました。平均スペクトルは、惑星の周囲に等間隔で配置された複数の中央子午線経度の観測から作成されました。、これは、これまでに得られた天王星の温度と組成の最も包括的な世界平均の特性評価の機会を提供しました（Ortonetal。、2014a[arXiv：1407.2120]、b[arXiv：1407.2118]）。この作業では、4つの別々の中央子午線経度での円盤平均スペクトルを分析して、2007年のエクイノックス中に天王星の成層圏で発生した熱放射の有意な縦方向の変動を明らかにします。成層圏のメタン、エタン、アセチレンに敏感な波長で最大15％の変動を約0.1mbarレベルで検出します。対流圏の水素-ヘリウム連続体と重水素化メタン吸収は、ごくわずかな変動（2％未満）を示し、この現象を成層圏に限定します。グローバル平均研究のフォワードモデリング分析に基づいて、天王星-2007スペクトルの完全な最適推定インバージョン（NEMESIS検索アルゴリズム、Irwinetal。、2008[10.1016/j.jqsrt.2007.11.006]を使用）を提示します。各経度で、熱変動と組成変動を区別します。この変動は、成層圏の3K未満の温度変化によって説明できることがわかりました。2007年12月のKeckIINIRC2からの近赤外線観測（Sromovskyetal。、2009[arXiv：1503.01957]、dePateretal。、2011[10.1016/j.icarus.2011.06.022]）、および中赤外線観測2009年のVLT/VISIR（Romanetal。、2020[arXiv：1911.12830]）は、潜在的な発生源を大規模な隆起または成層圏波現象のいずれかに特定するのに役立ちます。
銀河周囲の質量冷却速度とフィードバック質量負荷係数の銀河恒星質量への依存性の経験的決定
| Title |
An_Empirical_Determination_of_the_Dependence_of_the_Circumgalactic_Mass_Cooling_Rate_and_Feedback_Mass_Loading_Factor_on_Galactic_Stellar_Mass |
| Authors |
Huanian_Zhang,_Dennis_Zaritsky,_Karen_Pardos_Olsen,_Peter_Behroozi,_Jessica_Werk,_Robert_Kennicutt,_Lizhi_Xie,_Xiaohu_Yang,_Taotao_Fang,_Gabriella_De_Lucia,_Michaela_Hirschmann,_Fabio_Fontanot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12777 |
銀河のハローに存在する冷たい（T$\sim10^4$K）ガスに由来するH$\alpha$輝線フラックスの測定値を使用して、冷たい銀河周囲媒体（CGM）の質量を記述するための共同モデルを構築します。）銀河の恒星の質量（$10^{9.5}<（{\rmM_*/M}_\odot）<10^{11}$）と環境の関数として。H$\alpha$の放出はこのガスの主な冷却チャネルと相関しているため、CGMが冷却され、中央銀河の星形成の燃料になる速度を推定することができます。この計算について説明します。これには、観測、いくつかの重要なCGMプロパティの以前の測定、および\cloudyモデリングスイートを使用した冷却メカニズムのモデリングが使用されます。質量冷却速度は中央銀河の星形成速度よりも$\sim4-90$の係数で大きいことがわかり、ガス消費の問題を解決するのに十分な燃料があり、回避するためにフィードバックが必要であることを経験的に確認しています。銀河に冷たいガスを集めすぎています。質量冷却速度と質量負荷係数の両方の推定値と、独立した理論的研究の予測との間に優れた一致が見られます。特に銀河の質量範囲の下端で、問題のいくつかの完全に異なる処理から得られた結果の収束は、この質量範囲全体のフィードバックの定量的効果を比較的しっかりと理解していることを強く示しています。
乱流分子雲からの星団の進化に対するバイナリの影響
| Title |
The_impact_of_binaries_on_the_evolution_of_star_clusters_from_turbulent_molecular_clouds |
| Authors |
Stefano_Torniamenti,_Alessandro_Ballone,_Michela_Mapelli,_Nicola_Gaspari,_Ugo_N._Di_Carlo,_Sara_Rastello,_Nicola_Giacobbo,_Mario_Pasquato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12781 |
巨大な星のほとんどは、塊状の部分構造化されたクラスター内のバイナリまたは高次システムで形成されます。生命の最初の段階では、これらの星は周囲の環境と相互作用することが期待されており、その後、クラスターがホスト銀河によって整然と破壊されたときにフィールドに放出されます。若い星団の進化とその生命の最初の段階におけるそれらのバイナリコンテンツを説明するために、一連のN体シミュレーションを提示します。これを行うために、流体力学シミュレーションから星団内の連星の現実的な初期条件を生成する方法を開発しました。バイナリ進化と恒星進化の影響を定量化するために、さまざまな進化のケースを検討しました。また、それらの進化を、長さスケールが異なるキングモデルおよびフラクタルモデルの進化と比較しました。我々の結果は、流体力学的シミュレーションからのクラスターの全体的な拡大は、最初はサブクランプ運動によってバランスが取れており、コア崩壊後の進化のように、モノリシック形状に達すると加速することを示しています。球形の初期条件と比較して、50％から10％のラグランジアン半径の比率は非常に特徴的な傾向を示しています。これは、高い初期質量分離度によって引き起こされる巨大な星のホットコアの形成によって説明されます。バイナリ母集団に関しては、各クラスターは、エネルギースケールのオーダーの結合エネルギーを持つ相互作用バイナリを作成することにより、自己調整動作を示します。また、元のバイナリがない場合、動的に形成されたバイナリは、観測されたものの傾向を模倣する、質量に依存するバイナリの割合を示します。
孤立した中央銀河の衛星の偏った分布
| Title |
The_lopsided_distribution_of_satellites_of_isolated_central_galaxies |
| Authors |
Peng_Wang,_Noam_I._Libeskind,_Marcel_S._Pawlowski,_Xi_Kang,_Wei_Wang,_Quan_Guo,_Elmo_Tempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12787 |
衛星はそれらの中心銀河の周りにランダムに分布していませんが、極性と平面の構造を示しています。この論文では、流体力学的宇宙論的シミュレーションにおいて、孤立した銀河の周りの伴銀河分布の軸非対称性または偏りを調査します。二次元平面内の孤立した中心銀河の周りの伴銀河の投影位置の角度分布を研究することにより、統計的に有意な偏った信号を見つけます。信号は銀河の質量、色、大規模な環境に依存しています。低質量の青いホストに生息する衛星、またはホストから離れた場所にある衛星は、最も偏った信号を示します。大規模な隣人がいるギャラクシーシステムは、より強い偏りを示します。この衛星軸非対称信号も、宇宙が進化するにつれて減少します。私たちの発見は最近の観測結果と一致しており、銀河の進化、特に衛星の降着、内部の進化、宇宙の大規模構造との相互作用を研究するための有用な視点を提供します。
IllustrisTNGからの高赤方偏移JWST予測：III。高赤方偏移銀河の赤外線光度関数、不明瞭な星形成、および塵の温度
| Title |
High_redshift_JWST_predictions_from_IllustrisTNG:_III._Infrared_luminosity_functions,_obscured_star_formation_and_dust_temperature_of_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Mark_Vogelsberger,_Dylan_Nelson,_Sandro_Tacchella,_Lars_Hernquist,_Volker_Springel,_Federico_Marinacci,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12788 |
IllustrisTNGシミュレーションで銀河をSKIRT放射伝達計算で後処理し、$z\geq4$の銀河の残りのフレームの近赤外線（NIR）および遠赤外線（FIR）特性を予測します。TNGの残りのフレームの$K$バンドと$z$バンドの銀河の光度関数は、$M_{の$z=4$での$\sim0.4\、\mathrm{dex}$の過小予測にもかかわらず、全体的に観測と一致しています。\rmz}\lesssim-24$。JWSTMIRIで観測された銀河の光度関数と数のカウントの予測が示されています。JWSTが実施した次世代の調査では、$z=6$（$z=8$）の$500\、{\rmarcmin}^{2}$の調査地域でF1000Wの500個の銀河を検出できることを示しています。）。UV、光学、およびNIRの一貫性とは対照的に、TNGは、ダストモデリングの選択肢と組み合わされて、ほとんどのダストで隠された、したがって最も明るいFIR銀河の存在量を大幅に過小予測していることがわかります。その結果、不明瞭な宇宙の星形成率密度（SFRD）と光学/NIRの暗い物体によってもたらされるSFRDは過小予測されています。ここで発見された不一致は、シミュレーションのサブグリッドフィードバックモデルまたはダスト含有量に新しい制約を与える可能性があります。一方、TNGが予測したダスト温度と、IRの光度および赤方偏移との関係は、観測結果と定性的に一致していますが、$z\geq6$銀河のピークダスト温度は約$20\、{\rmK}$過大評価されています。これは、これらの赤方偏移での星間物質の多孔性（または具体的にはそのダスト含有量）を完全に解決するためのシミュレーションの限られた質量分解能に関連している可能性があります。
Machinae経由：教師なし機械学習を使用したステラストリームの検索
| Title |
Via_Machinae:_Searching_for_Stellar_Streams_using_Unsupervised_Machine_Learning |
| Authors |
David_Shih,_Matthew_R._Buckley,_Lina_Necib_and_John_Tamanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12789 |
ガイア望遠鏡からのデータで冷たい恒星の流れを特定するために、新しい機械学習アルゴリズムViaMachinaeを開発しました。ViaMachinaeは、条件付き密度推定と側波帯補間を使用して、モデルにとらわれない方法でデータ内の局所的な過密度を検出する一般的な方法であるANODEに基づいています。ViaMachinaeは、ガイアによって観測された星の位置、固有運動、測光にANODEを適用することにより、恒星の流れに属する可能性が最も高いと思われる星のコレクションを取得します。さらに、ハフ変換に基づく自動ライン検索方法を適用して、空のパッチ内のラインのような特徴を検索します。この論文では、ViaMachinaeアルゴリズムについて詳しく説明し、著名なストリームGD-1でのアプローチを示します。コンパニオンペーパーには、他の既知の恒星ストリームの識別と、ViaMachinaeからの新しい恒星ストリーム候補が含まれています。アルゴリズムの一部は、冷たい流れに対する感度を高めるように調整されていますが、ViaMachinae手法自体は、天の川や恒星の等時線の可能性など、天体物理学的な仮定に依存していません。この柔軟性は、土石流や球状星団など、ガイアデータセット内の他の異常な構造を特定するのにさらに応用できる可能性があることを示唆しています。
ハローから銀河まで。 III。地元の銀河集団のガスサイクル
| Title |
From_haloes_to_galaxies._III._The_gas_cycle_of_local_galaxy_populations |
| Authors |
Jing_Dou,_Yingjie_Peng,_Alvio_Renzini,_Luis_C._Ho,_Filippo_Mannucci,_Emanuele_Daddi,_Yu_Gao,_Roberto_Maiolino,_Chengpeng_Zhang,_Qiusheng_Gu,_Di_Li,_Simon_J._Lilly,_Zhizheng_Pan,_Feng_Yuan,_and_Xianzhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12794 |
Douetal。（2021）、基本形成関係（FFR）、特定のSFR（sSFR）、H$_2$星形成効率（SFE$_{\rmH_2}$）、およびH$_2の比率の間の緊密な関係を導入しました。恒星の質量に$。ここでは、原子ガスHIがH$_2$と同様のFFRに従わないことを示します。SFE$_{\rmHI}$とsSFRの関係は、私たちが調査したすべての主要な銀河特性への有意な散乱と強い系統的依存性を示しています。HIとH$_2$の劇的な違いは、さまざまなプロセス（たとえば、さまざまなメカニズムによる消光）がさまざまな銀河のHIに非常に異なる影響を及ぼし、したがってさまざまなSFE$_{\rmHI}$-sSFR関係を生成する可能性があることを示しています。SFE$_{\rmH_2}$-sSFR関係は影響を受けません。SFE$_{\rmH_2}$-sSFRの関係は他の主要な銀河の特性とは無関係であり、sSFRは宇宙時間に直接関係し、宇宙時計として機能するという事実により、自然で非常に簡単にその違いを調べることができます。銀河集団（異なる特性を持ち、異なるプロセスを経ている）は、同じSFE$_{\rmH_2}$-sSFR$\simt$関係で進化します。ガスレギュレーターモデル（GRM）では、SFE$_{\rmH_2}$-sSFR（$t$）関係での銀河の進化は、単一の質量負荷パラメーター$\lambda_{\rmnetによって一意に設定されます。、H_2}$。この単純さにより、星形成銀河から急冷過程の銀河まで、さまざまな恒星質量を持つ局所銀河集団のH$_2$供給および除去率を正確に導き出すことができます。FFRとGRMのこの組み合わせは、恒星の金属量要件とともに、銀河の形成と進化を研究するための新しい強力なツールを提供します。
3CおよびPWサンプルからの327MHzのコンパクトな急峻なスペクトルおよびGHzピークのスペクトルソースでのVLBI画像
| Title |
VLBI_images_at_327_MHz_of_compact_steep_spectrum_and_GHz-peaked_spectrum_sources_from_the_3C_and_PW_samples |
| Authors |
D._Dallacasa_(1,2),_M._Orienti_(2),_C._Fanti_(2),_R._Fanti_(2),((1)_DIFA,_University_of_Bologna,_Italy,_(2)_INAF-IRA_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12804 |
3CおよびPeacock＆Wallカタログからの18個のコンパクトな急峻スペクトル（CSS）およびGHzピークスペクトル（GPS）電波源の327MHzでのグローバル超長基線干渉法（VLBI）観測の結果を示します。ソースの約80％は「ダブル/トリプル」構造になっています。327MHzでの電波放射は、急峻なスペクトルの拡張構造によって支配されますが、より高い周波数ではコンパクトな領域が支配的になります。結果として、おそらくこの低周波数での放出に影響を与える自己吸収のために、3つのソースでのみコア領域を明確に検出できました。ローブは表面輝度が低いにもかかわらず、ソースエネルギーバジェットの大部分を保存します。ローブの正しい推定値は、電波源の進化に取り組む上で重要な要素です。したがって、ローブの放射を他の領域の放射から解きほぐすことができる低周波VLBI観測は、これらのオブジェクトのエネルギーを推測するための最良の方法です。エネルギー収支の議論から推定された動的年齢は、統合されたシンクロトロンスペクトルの適合から推定された放射年齢と一致して、2x10^3から5x10^4年の間の値を提供し、これらのオブジェクトの若さをさらにサポートします。放射年齢と動的年齢の間の不一致は、統合されたスペクトルがホットスポットによって支配されているいくつかのソースで観察されます。この場合、放射年齢は、ソース年齢ではなく、これらの領域で粒子が費やした時間を表している可能性があります。
通常の矮星の潮汐加熱による超拡散銀河形成の証拠
| Title |
Evidence_for_Ultra-Diffuse_Galaxy_Formation_Through_Tidal_Heating_of_Normal_Dwarfs |
| Authors |
Michael_G._Jones,_Paul_Bennet,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_David_J._Sand,_Kristine_Spekkens,_Denija_Crnojevic,_Ananthan_Karunakaran_and_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12805 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングとJansky超大型アレイ（VLA）によるHIマッピングを使用して、恒星の流れに隣接して検出された2つの超拡散銀河（UDG）を追跡し、それらが潮汐の起源。HSTF814WおよびF555W画像を使用して、NGC2708-Dw1およびNGC5631-Dw1の球状星団（GC）カウントを$2^{+1}_{-1}$および$5^{+1}_{-2として測定します。それぞれ}$。NGC2708-Dw1は、$\logの3$\sigma$制限（M_\mathrm{HI}/\mathrm{M_\odot}）=7.3$までHIで検出されず、に関連付けられた明らかなHIはありません。近くの恒星の流れ。NGC5631-Dw1と一致する2$\sigma$HI機能があります。ただし、この放出はNGC5631から放出される大きなガス状の尾と混ざり合っており、必ずしもUDGに関連付けられているわけではありません。GCが存在し、UDGとその親銀河の間に明確なHI接続がないことは、潮汐矮小銀河の起源を強く嫌いますが、それを完全に排除することはできません。GCカウントは通常の矮小銀河のカウントと一致しており、最も可能性の高い形成メカニズムは、これらのUDGが通常の矮小銀河として生まれ、後で潮汐によって剥ぎ取られて加熱されたメカニズムです。また、NGC2708-Dw1で、明るすぎる（$M_\mathrm{V}=-11.1$）GC候補を特定します。これは、周囲の矮小銀河が剥ぎ取られると、超小型矮小銀河に移行する核星団である可能性があります。出演者。
多孔質ダスト粒子と非多孔質ダスト粒子の氷化学の化学反応速度シミュレーション
最近の研究では、粒子が非常に多孔性である可能性があることが示唆されていますが、星間ダスト粒子材料の多孔度は十分に定義されていません。ダストの光学特性に影響を与えるほかに、多孔性は、表面積の増加、局所的な結合エネルギーの強化、および氷のマントルが蓄積するときに細孔内に分子がトラップされる可能性を介して、ダスト粒子表面で発生する化学に影響を与える可能性があります穀物に。計算速度論シミュレーションを通じて、星間粒子表面化学と氷組成が、下にあるダスト粒子材料の多孔性によってどのように影響を受けるかを調査します。簡単なルーチンを使用して、理想化された3次元のダスト粒子が、さまざまな程度の多孔度で原子ごとに構築されます。次に、暗い星間雲に適した物理的条件を想定して、格子外の微視的モンテカルロ化学反応速度モデルMIMICKを使用して、これらの表面で拡散化学をシミュレートします。多孔質の粒子表面では、ほとんどが水で構成されている氷のマントルが堆積すると、細孔が覆われ、空のポケットが残ります。細孔が完全に覆われると、化学的および構造的挙動は同じサイズの非多孔質粒子と同様になります。粒子の多孔性の存在による最も顕著な化学的効果は、粒子の表面、氷の内部、および粒子の細孔内のボイド内に形成された水素分子のトラップです。この方法でのH2のトラップは、これらのモデルに含まれていない不活性ガスなどの他の揮発性物質が、氷が形成され始めたときにダスト粒子の多孔質構造内にトラップされる可能性があることを示している可能性があります。
ワラビーパイロット調査：うみへび座銀河団における銀河系HIガスのラム圧ストリッピングの多様性
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_the_diversity_of_ram_pressure_stripping_of_the_galactic_HI_gas_in_the_Hydra_Cluster |
| Authors |
Jing_Wang,_Lister_Staveley-Smith,_Tobias_Westmeier,_Barbara_Catinella,_Li_Shao,_T.N._Reynolds,_Bi-Qing_For,_Bumhyun_Lee,_Ze-zhong_Liang,_Shun_Wang,_A._Elagali,_H._Denes,_D._Kleiner,_Baerbel_S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_S-H._Oh,_J._Rhee,_P._Serra,_K._Spekkens,_O._I._Wong,_K._Bekki,_F._Bigiel,_H.M._Courtois,_Kelley_M._Hess,_B.W._Holwerda,_Kristen_B.W._McQuinn,_M._Pandey-Pommier,_J.M._van_der_Hulst,_L._Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13052 |
この研究では、ASKAP望遠鏡を使用したWALLABYパイロット調査のHI画像データを使用して、うみへび座銀河団を2.5$r_{200}$までカバーしています。ヒドラでHIによって検出された銀河の予測される位相空間分布を示し、$1.25r_{200}$内の銀河のほぼ3分の2がラム圧力ストリッピングの初期段階にある可能性があることを確認します。これらの半分以上は、剥離可能なHI（つまり、銀河の復元力がディスク内のラム圧力よりも低い場合）の質量分率（HIの総質量全体）の比率が90％未満で均一に分布しているため、わずかに剥離される可能性があります。その結果、これらのシステムで現在除去可能なHIの部分が除去された後、HIの質量はわずか数0.1dex減少すると予想されます。WALLABYの観測によって空間的に分解された銀河のサブセットをさらに詳しく見ると、HIの現在除去可能な部分を除去するためのラム圧力ストリッピングには通常200Myr未満しかかかりませんが、大幅に変化するには600Myr以上かかる可能性があります。総HI質量。私たちの結果は、銀河団におけるHIの枯渇と星形成の消光のさまざまな速度を理解するための新しい手がかりを提供します。
ASKAPによる新しい銀河系外円形電波源の発見：ORC J0102-2450
| Title |
Discovery_of_a_new_extragalactic_circular_radio_source_with_ASKAP:_ORC_J0102-2450 |
| Authors |
Baerbel_S._Koribalski,_Ray_P._Norris,_Heinz_Andernach,_Lawrence_Rudnick,_Stanislav_Shabala,_Miroslav_Filipovic_and_Emil_Lenc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13055 |
944MHzのオーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）を使用した別の奇数ラジオサークル（ORC）の発見を紹介します。観測された電波リングORCJ0102-2450は、中央の楕円銀河DESJ010224.33-245039.5（z〜0.27）に関連付けられている場合、直径が約70秒角または300kpcです。全体的な電波形態（円形のリングとコア）と非電波波長でのリング放射の欠如を考慮して、ORCJ0102-2450が真正面から見た巨大電波銀河の遺物ローブであるか、巨大爆風の結果であるかを調査します波。また、たとえば、リングの南東部にある、またはリングの南東部に投影されているコンパニオン銀河DESJ010226.15-245104.9との可能な相互作用シナリオについても説明します。無線調査でさらにORCを検索して、その特性と起源を調査することをお勧めします。
M31の外側のハローにおける東部の範囲の性質
| Title |
The_nature_of_the_Eastern_Extent_in_the_outer_halo_of_M31 |
| Authors |
Janet_Preston,_Michelle_Collins,_R._Michael_Rich,_Rodrigo_Ibata,_Nicolas_F._Martin,_Mark_Fardal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13067 |
アンドロメダ銀河の東部範囲の最初の包括的な分光学的研究を提示します。この約4度の長さのフィラメント状構造。M31の中心から70〜90kpcに位置し、アンドロメダの短軸と巨星分枝に垂直に位置し、ストリームCと重なります。この作業では、東部エクステントのプロパティを調べて、巨星分枝の間の可能な接続を探します。ストリームとストリームC。東部エクステントに沿った7つのフィールドで、約50個の赤色巨星分枝の運動学と測光を示します。これらのフィールドの全身速度を測定すると、-368km/s<v<-331km/sであり、ジャイアントステラストリームに向かって-0.51+/-0.21km/s/kpcのわずかな速度勾配があります。東部エクステントの星の測光金属量を導き出し、-1.0<[Fe/H]phot<-0.7、<[Fe/H]phot>〜-0.9の値で金属量が少ないことを発見しました。イースタンエクステント、ストリームB、およびストリームCのサブ構造の1つであるストリームCrの一貫したプロパティが見つかり、これらの機能をリンクしていると考えられます。ストリームCpとそれに関連する球状星団EC4は、別個の構造を示す明確に異なる特性を持っています。イースタンエクステントの特性をジャイアントステラストリームの特性と比較すると、わずかに金属が少ないにもかかわらず、それらは一貫していることがわかります。そのため、イースタンエクステントはジャイアントステラストリームの前駆体から剥ぎ取られた星で構成されている可能性があります。
異常な情報源のハーシェル観測：射手座B2（M）の完全なハーシェル/ HIFI分子線調査
| Title |
Herschel_observations_of_extraordinary_sources:_Full_Herschel/HIFI_molecular_line_survey_of_Sagittarius_B2(M) |
| Authors |
T._M\"oller,_P._Schilke,_A._Schmiedeke,_E._A._Bergin,_D._C._Lis,_\'A._S\'anchez-Monge,_A._Schw\"orer,_C._Comito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13150 |
中央分子ゾーンの巨大分子雲複合体SgrB2内にある銀河で最も化学的に豊富な領域の1つである射手座B2（メイン）の広帯域スペクトル線調査の完全な分析を提示します。私たちの目標は、高質量星形成領域SgrB2（M）の分子量と温度、したがってその物理的および天体化学的条件を導き出すことです。SgrB2（M）は、ハーシェル宇宙天文台に搭載された遠赤外線用ヘテロダイン機器（HIFI）を使用して、最大スペクトルの1つである1.1MHzのスペクトル分解能で480〜1907GHzのスペクトル線調査で観測されました。サブミリ波のこの高質量星形成領域に向けて、高いスペクトル分解能でこれまでに得られたカバレッジであり、地上からは観測できない1THzを超える周波数が含まれています。XCLASSプログラムを使用して、サブミリ波から遠赤外線への分子放出をモデル化します。各分子について、スペクトル範囲全体にわたるその種のすべての発光および吸収特性を考慮に入れて、定量的な記述が決定されました。さらに、オルトおよびパラ分解分子パラメーターが利用可能な分子の速度分解オルト/パラ比を導き出します。最後に、温度と速度の分布が分析され、導出された存在量が、同様のHIFI調査からSgrB2（N）で得られた存在量と比較されます。遊離イオンから複雑な有機化合物に至るまで、49の異なる分子から生じ、コア内の冷たいエンベロープから高温で高密度のガスまでのさまざまな環境に由来する、合計92のアイソトポログが特定されました。二酸化硫黄、メタノール、および水が主な原因です。オルト/パラ比の場合、13〜27％の高温値からの偏差が見つかります。合計で、すべての回線の14％が未確認のままです。
3C328電波銀河で活動を再開
原則として、Fanaroff-Riley（FR）タイプII電波源の両方のローブはホットスポットで終端されていますが、3C328電波銀河は、1つのローブにのみホットスポットがあるFRIIのようなオブジェクトの標本です。このような非対称性の考えられる理由は、3C328の核が一時的に非アクティブであったことです。静止期間中、それから葉へのエネルギー伝達はなかったので、それらは衰退し始めました。ただし、2つのローブを結ぶ軸が空の平面とかなりの角度をなし、一方が他方よりも観測者からかなり離れているという仮定の下では、ローブは光の移動により2つの異なる進化段階で観測されます。遅れ。ファーサイドローブはまだホットスポットのあるFRIIタイプであると認識されていますが、ニアサイドローブの減衰はすでに明らかです。VLA画像にはジェットは見えませんが、3C328の逆転クオリアコアコンポーネントのVLBA観測により、減衰の証拠を示すローブに向かって1秒未満の長さのジェットがあることが明らかになりました。ジェットは常に手前を向いているので、観測された方向はここで提案されたシナリオと一致しています。ジェットの存在は、3C328の核が現在アクティブであるという推論をサポートします。ただし、ジェットが短い（投影で約200pc）という事実を考えると、アクティビティはごく最近再開されたに違いありません。静止期間の長さの下限と上限が計算されました。
矮星伴銀河の落下は、それらのホストの大規模な付着によって影響を受けます
| Title |
The_infall_of_dwarf_satellite_galaxies_are_influenced_by_their_host's_massive_accretions |
| Authors |
Richard_D'Souza_and_Eric_F._Bell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13249 |
天の川銀河（MW）とアンドロメダ銀河（M31）が経験した大規模な付着物（>1：10）の抑制における最近の進歩は、局部銀河群の矮小銀河集団を理解する機会を提供します。MW質量ハローのズームイン暗黒物質のみのシミュレーションを使用し、矮小銀河をホストできると考えられているサブハローに集中して、大規模な前駆体の落下が多数の降着と破壊を伴うことを示しますサブハロ。大量に付着した前駆体は、MW-massホストに落下するサブハロの総数を増やすのではなく、周囲のサブハロをホストに集中させ、サブハロの落下時間にクラスター化を引き起こします。これにより、サブハロの数が一時的に増加し、ホストのビリアル半径内での累積半径プロファイルが変化します。巨大な前駆体と関連するサブハロを生き残ることは、それらの軌道に大きな多様性を持っています。局部銀河群の矮小楕円銀河の星形成消光時間（$10^{5}\mathrm{M_{\odot}}\lesssim\mathrm{M}_{*}\lesssim10^{7}\mathrm{M_{\odot}}$）は、MWとM31が被った最も大規模な降着の時期に集まっています。我々の結果は、a）矮小楕円体の急冷時間がそれらの落下時間の良い代用であり、b）M31の周りに最近急冷された衛星がないことは、M33が最初の落下ではなく、はるかに早く付着したことを示唆している。
Chandraで観察された3CRRソースを使用した単純なAGN統合を超えて
| Title |
Beyond_Simple_AGN_Unification_with_Chandra-observed_3CRR_Sources |
| Authors |
Joanna_Kuraszkiewicz,_Belinda_J._Wilkes,_Adam_Atanas,_Johannes_Buchner,_Jonathan_C._McDowell,_S._P._Willner,_Matthew_L._N._Ashby,_Mojegan_Azadi,_Peter_Barthel,_Martin_Haas,_Diana_M._Worrall,_Mark_Birkinshaw,_Robert_Antonucci,_Rolf_Chini,_Giovanni_G._Fazio,_Charles_Lawrence,_Patrick_Ogle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13341 |
低周波無線選択は、ガスや塵による覆い隠しの量に関係なく、電波が明るい銀河を見つけます。178〜MHzで選択された、方向が偏っていない44個の$0.5<z<1$3CRRソースのサンプルの\chandra\観測を報告します。サンプルは、クエーサーと同様の電波光度を持つ狭線電波銀河（NLRG）で構成されており、電波構造は年齢と方向の指標の両方として機能します。統一と一致して、固有の不明瞭さ（\nh、X線硬度比、およびX線光度で測定）は、一般に傾斜とともに増加します。ただし、サンプルには、高$z$3CRRソースには見られない母集団が含まれています。NLRGは\nh〜$<10^{22}$〜cm$^{-2}$の中間傾斜角で見られます。多波長分析は、これらのオブジェクトが同様の方向で典型的なNLRGよりも低い$L/L_{\rmEdd}$を持っていることを示唆しています。したがって、方向と$L/L_{\rmEdd}$の両方が重要であり、「放射線規制された統一」は、サンプルの観察された特性のより良い説明を提供します。$1<z<2$の3CRRサンプルと比較すると、赤方偏移の少ないサンプルでは、コンプトンの薄いNLRGの割合が高くなっていますが（45\％対\29\％）、コンプトンの厚い割合は似ています（20\％）、中間の視角でコンプトンの薄い材料のより大きな被覆率を意味し、したがってより「膨らんだ」トーラス雰囲気を意味します。これは、$L/L_{\rmEdd}$の範囲がこのサンプルのより低い値に拡張されているためであると考えられます。対照的に、高い赤方偏移では、より狭い範囲と高い$L/L_{\rmEdd}$値により、配向（および非常に単純な統一）がサンプルの観察された特性を支配することができました。
ハッブルフロンティアフィールドクラスターエイベルS1063のX線および無線による研究
| Title |
An_X-ray_and_Radio_Study_of_the_Hubble_Frontier_Field_Cluster_Abell_S1063 |
| Authors |
Majidul_Rahaman,_Ramij_Raja,_Abhirup_Datta,_Jack_O_Burns,_Brian_Alden,_and_David_Rapetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12872 |
銀河団AbellS1063の\textit{Chandra}X線観測と325MHz巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）観測の結果を示します。残りの\textit{Chandra}X線表面輝度マップで大規模な\lq\lq過剰輝度\rq\rq\が検出されたことを報告します。集まる。また、122ksecの\textit{Chandra}アーカイブデータを使用して、忠実度の高いX線フラックスと温度マップを示します。これは、クラスター内の乱れた形態を示しています。残差フラックスマップは、\citet{Gomez2012AJ....144...79G}による以前のシミュレーションによって提案されたマージ軸の最初の観測確認を示しています。$R_{500}$内の平均気温は$11.7\pm0.56$keVであり、AS1063は近くの宇宙で最もホットなクラスターの1つになっています。325MHzでの統合電波束密度は、$62.0\pm6.3$mJyであることがわかります。無線ハローの積分スペクトルは、スペクトルインデックス$\alpha=-1.43\pm0.13$のべき乗則に従います。電波ハローは著しく低輝度であることがわかり、ハドロンとその起源の乱流再加速メカニズムの両方に有利でした。
コンパス座ULX5のスペクトル状態遷移
超大光度X線源（ULX）コンパス座ULX5のマルチエポックすざく、XMM-Newton、NuSTAR観測のタイミングとスペクトル分析を実行して、中心物体の質量とこの線源で動作する降着モードに制約を課しました。私たちは、ソースにスーパーエディントン降着流を伴う恒星質量ブラックホールが含まれているか、サブエディントンモードで中間質量ブラックホール降着物質が含まれているかに答えることを目指しています。さらに、観測されたスペクトルとタイミングの主要な変化を検索し、それらがブラックホールX線連星の場合と同様にディスクの主要な構造変化に関連しているかどうかを判断します。光度と内部ディスク温度の関係を調べるために、タイミングとスペクトル分析を実行しました。コンパス座ULX5のスペクトル状態遷移を明らかにするために、硬度比対強度図を作成しました。私たちのスペクトル分析は、銀河系ブラックホールX線連星の状態遷移と同様に、コンパス座ULX5の少なくとも3つの特徴的なスペクトル状態を明らかにしました。ディスクが支配的なスペクトルは高フラックス状態で見られ、べき乗則が支配的なスペクトルは低フラックス状態で見られます。ソースは、フラックスが低い中間状態でも観察されましたが、スペクトルはディスクコンポーネントによって支配されています。収集された18年間のデータで、ULX5は高値で2回、低値で3回、中間状態で2回出現しました。観察された最も速い移行は$\sim$7か月でした。私たちの分析によると、コンパス座ULX5の中心的なオブジェクトは、光度曲線の脈動を検出しなくても、恒星の質量BH（$<10\\rmM_{\odot}$）、またはおそらくNSです。分数変動の振幅は、コンパス座ULX5の状態遷移と一致しており、べき乗則のようなコンプトン化された放出からのより高い変動は、熱ディスクが支配的な状態で抑制されます。
いて座A *からのミリメートルと赤外線放射の時間変動に対する傾きの影響
一般相対論的電磁流体力学シミュレーションと放射光のレイトレーシングの組み合わせを使用して、ブラックホールスピンとプラズマ角運動量の間の適度な（24度）ミスアライメントの影響を、全フラックス、画像重心、および画像の変動性に焦点を当てて研究します。サイズ。いて座A*（SgrA*）によって動機付けられたミリメートルと赤外線（IR）の両方の観測量を考慮しますが、結果はより一般的に光学的に薄い流れに適用されます。ほとんどの量では、主にディスクのミッドプレーンからかなり離れた非常に高温で密度の高い「冠状」領域のために、傾斜した降着はより変動しやすくなります。（1）流れに傾きを追加すると、ミリメートルの光度曲線の変動が50％増加することがわかります。（2）ミリメートル単位の傾斜した画像重心は、一部の電子温度モデルでは、11時間（2000重力時間）にわたって4.4マイクロアーク秒のスケールでシフトします。（3）ミリメートル単位の傾斜したディスク画像の直径は、特定の視野角で整列したディスクの直径よりも10％大きくなる可能性があります（53マイクロ秒対47マイクロ秒）。（4）傾斜したモデルは、SgrA*で見られるものと同様に、観測されたものと同等またはそれ以上の変動性を持つ有意なIRフラックスを生成します。（5）一部の電子モデルでは、傾斜したIR重心は、GRAVITY干渉計によって検出された重心の動きと同様に、数時間にわたって50マイクロ秒以上移動します。
超大質量連星ブラックホールとOJ287の場合
| Title |
Supermassive_binary_black_holes_and_the_case_of_OJ_287 |
| Authors |
S._Komossa,_S._Ciprini,_L._Dey,_L.C._Gallo,_J.L._Gomez,_A._Gonzalez,_D._Grupe,_A._Kraus,_S.J._Laine,_M.L._Parker,_M.J._Valtonen,_S._Chandra,_A._Gopakumar,_D._Haggard,_M.A._Nowak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12901 |
超大質量ブラックホール（SMBBH）は、カー解法の歳差運動効果や重力波の放出など、相対論的効果の卓越した実験室です。バイナリは銀河の合体の過程で形成され、銀河の進化を理解する上で重要な要素です。したがって、進化のすべての段階でSMBBHの専用検索が進行中であり、近年、多くのシステムが発見されています。ここでは、多波長検出法と基礎となる物理学に焦点を当てて、観測のステータスのレビューを提供します。最後に、進行中の専用多波長プログラムMOMO（OJ287の多波長観測とモデリング用）に焦点を当てます。OJ287は、サブパーセクSMBBHをホストするためのこれまでの最良の候補の1つです。MOMOプログラムは、ラジオからX線まで、特に2015年以降Swiftを使用して、13を超える周波数で高密度モニタリングを実行します。これまでの結果は次のとおりです。（1）2016/17年のSwiftによる2つの主要なUV-X線バーストの検出および2020;明るくなると柔らかくなる動作を示します。爆発の非熱的性質は明確に確立され、シンクロトロン放射であることが示されました。（2）EHTキャンペーン中のSwiftマルチバンド高密度カバレッジとXMM-Newton分光法は、シンクロトロンとICスペクトル成分を含む中間フラックスレベルでOJ287を捕捉しました。（3）2020年の爆発の間に、XMMとNuSTARによる顕著な巨大な軟X線過剰の発見。（4）2020年に相対論的にシフトした鉄吸収線のスペクトル証拠（2シグマ）。（5）非熱的2020爆発は、OJ287のSMBBHモデルによって予測されたアフターフレアと一致しています。
2018年の爆発失敗時のMAXIJ1813-095の降着特性
| Title |
Accretion_Properties_of_MAXI_J1813-095_during_its_Failed_Outburst_in_2018 |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Gaurava_K._Jaisawal,_Sachindra_Naik,_Neeraj_Kumari,_Debjit_Chatterjee,_Kaushik_Chatterjee,_Riya_Bhowmick,_Sandip_K._Chakrabarti,_Hsiang-Kuang_Chang,_Dipak_Debnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12924 |
2018年の爆発の際に、{\itSwift}、{\itNICER}、および{\itNuSTAR}の観測を使用して、ブラックホール候補MAXI〜J1813-095の詳細なタイミングとスペクトルの研究から得られた結果を示します。ソースのタイミング動作は、主に$0.5〜10$keVの範囲の{\itNICER}光度曲線を使用して調査されます。ソースのパワー密度スペクトルには、準周期的な振動の兆候は見られませんでした。ディスク黒体とべき乗則モデルを組み合わせたスペクトル分析と、物理的な2成分移流（TCAF）モデルを実行します。結合された{\ttディスク黒体}\＆{\ttべき乗則}モデルから、熱フラックスと非熱フラックス、光子指数、および内部ディスク温度を抽出しました。また、スペクトルに弱い反射の証拠があります。{\itNuSTAR}および{\itSwift}/XRTからのブロードバンドスペクトルで物理TCAFモデルをテストしました。質量降着率、コンプトン雲のサイズ、衝撃強度などのパラメータが抽出されます。私たちの結果は、爆発全体を通してソースがハード状態のままであったことを示しています。これは、「失敗した」爆発を示しています。TCAFモデルを使用したスペクトル研究から、ブラックホールの質量を$7.4\pm1.5$$M_{\odot}$と推定します。FeK$\alpha$線放出には{\ttLAOR}モデルを使用します。このことから、ブラックホールのスピンパラメータは$a^*>0.76$と推定されます。システムの傾斜角は、反射モデルから$28^{\circ}-45^{\circ}$の範囲にあると推定されます。ソース距離は$\sim6$kpcと推定されます。
2019-2020年の爆発中のブラックホール候補MAXIJ0637 $-$ 430のNICER観測
| Title |
NICER_observations_of_the_black_hole_candidate_MAXI_J0637$-$430_during_the_2019-2020_Outburst |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Gaurava_K._Jaisawal,_Sachindra_Naik,_Neeraj_Kumari,_Birendra_Chhotaray,_Diego_Altamirano,_Ronald_A._Remillard,_Keith_C._Gendreau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13005 |
{\emNeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）}と{\emNeilGehrelsSwiftObservatory}での観測を使用して、2019-2020年の爆発中のブラックホール候補MAXIJ0637$-$430の詳細なタイミングとスペクトルの研究を示します。ソースは、バースト中にソフト中間、高ソフト、ハード中間、および低ハードの状態を経て進化することがわかります。ソースのパワー密度スペクトルには、準周期的な振動の証拠は見られません。分数rms振幅$<5\％$の弱い変動は、よりソフトなスペクトル状態で見られます。ハード中間およびハード状態では、分数rms振幅が$>20\％$の高い変動が観察されます。{\emNICER}を使用した$0.7-10$keVスペクトルは、星間吸収とともに、ディスク黒体とnthcompモデルを組み合わせて研究されています。ディスクの温度は、上昇段階では$0.6$keVと推定され、下降段階では$0.1$keVまでゆっくりと低下します。低硬度状態では、ディスクコンポーネントは検出されなかったか、存在しませんでした。状態遷移の光度と降着流の内縁から、ブラックホールの質量は、ソース距離を$d<10と仮定して、5$-$12$M_{\odot}$の範囲にあると推定されます。$kpc。
AstroSatを使用したIC4329Aの降着円盤光子の熱コンプトン化の解明
| Title |
Revealing_Thermal_Comptonization_of_accretion-disk_photons_in_IC4329A_with_AstroSat |
| Authors |
Prakash_Tripathi_(1),_Gulab_Chand_Dewangan_(1),_I._E._Papadakis_(2_and_3),_K._P._Singh_(4_and_5)_((1)_IUCAA,_Pune,_India,_(2)_University_of_Crete,_Heraklion,_Greece,_(3)_Institute_of_Astrophysics,_Vassilika_Vouton,_Greece,_(4)_IISER,_Mohali,_India,_(5)_TIFR,_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13031 |
アストロサットによるIC4329Aの5つの同時UV/X線観測を、{5か月}の期間にわたって実行して提示します。アストロサットに搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）の優れた空間分解能を利用して、固有のAGNフラックスをホスト銀河の放射から確実に分離し、銀河と内部の赤化、および狭い範囲と広い範囲からの寄与を補正します。-ライン領域。IC4329Aのような大きなブラックホール質量AGNでは珍しい、大振幅のUV変動をこのような短い期間で検出します。実際、部分変動の振幅は、X線バンドよりもUVバンドの方が大きくなっています。これは、観測されたUV変動がディスクに固有のものであり、X線照明によるものではないことを示しています。5つのSXTおよびLAXPCスペクトルデータの共同X線スペクトル分析により、軟X線過剰成分、狭い鉄線（有意なコンプトンこぶの兆候なし）、および急勾配のべき乗則（$\Delta）が明らかになります。\Gamma\sim0.21$）X線フラックスの増加に伴い。ソフト過剰成分は、$kT_e\sim0.26$keVの暖かいコロナでの内部ディスク光子の熱圧縮により発生する可能性があります。私たちが検出したUV放射は、高温のコロナの主要なシード光子として機能し、広帯域のX線連続体を生成します。X線スペクトルの変動は、このコロナを$kT_e\sim42$keVから$\sim32$keVに冷却し、UVフラックスを増加させることでよく説明されますが、光学的厚さは$\tau\sim2.3$で一定に保たれます。
コア崩壊超新星シミュレーションにおけるエディントンテンソルの深層学習
ニュートリノのエネルギー密度、フラックス、および流体速度の関数としてディープニューラルネットワーク（DNN）をトレーニングし、第一原理コア崩壊超新星（CCSN）シミュレーションで得られたニュートリノのエディントンテンソルを再現しました。ニュートリノ輸送の最も一般的な近似の1つであるモーメント法は、閉包関係を必要としますが、文献で一般的に使用されている解析的閉包関係のいずれも、運動量空間におけるニュートリノ角度分布のすべての側面を捉えていません。本論文では、ニュートリノのエネルギー密度、フラックス、流体速度を入力とし、エディントンテンソルを出力とするDNNを用いて閉包関係を開発した。コンポーネントワイズニューラルネットワーク（CWNN）と呼ばれる従来のDNNとテンソルベースのニューラルネットワーク（TBNN）の2種類のDNNを検討します。Eddingtonテンソルの対角成分は、特に低エネルギーから中エネルギーの場合、M1クロージャー関係よりもDNNによってよりよく再現されることがわかりました。非対角成分の場合、DNNは、大きな半径でのM1クロージャよりもボルツマンソルバーとよく一致します。2つのDNNを比較すると、TBNNのパフォーマンスはCWNNよりもわずかに優れています。はるかに少ないコストでエディントンテンソルをうまく再現するDNNに基づく新しいクロージャ関係が手元にあるため、モーメント法の新しい可能性が開かれました。
銀河乱流における宇宙線拡散のレジーム
| Title |
Regimes_of_cosmic-ray_diffusion_in_Galactic_turbulence |
| Authors |
P._Reichherzer,_L._Merten,_J._D\"orner,_J._Becker_Tjus,_M.J._Pueschel,_E.G._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13093 |
天体物理学環境での宇宙線輸送は、乱流成分と平均成分の両方で構成される磁場での粒子の拡散によって支配されることがよくあります。宇宙線の特徴を適切にモデル化するには、このプロセスを理解する必要があります。宇宙線拡散のモデリングにおける最も重要な側面の1つは、完全に共鳴する散乱、最も効果的なそのようなプロセスは、波のスペクトルが伝搬角度の全範囲をカバーする場合にのみ可能であるということです。波動スペクトルの境界を考慮に入れることにより、全磁場の5％を超える乱流レベルでのガイド磁場方向に平行および垂直な宇宙線拡散を定量化します。平行拡散係数と垂直拡散係数の結果を天の川に適用します。単純な純粋な拡散輸送は内部銀河の観測と矛盾しているが、銀河の風を考慮に入れるだけで、中央の5kpcゾーンでデータを照合できることを示します。さらなる比較は、一方、$>5$kpcの外側の銀河は垂直拡散によって支配されるべきであり、天の川の最も外側の半径で平行拡散に変化する可能性が高いことを示しています。
典型的な風力アキュレーターVelaX-1の詳細を再考する-よく知られているX線連星の事例研究と私たちの知識の限界
| Title |
Revisiting_the_archetypical_wind_accretor_Vela_X-1_in_depth_--_A_case_study_of_a_well-known_X-ray_binary_and_the_limits_of_our_knowledge |
| Authors |
Peter_Kretschmar,_Ileyk_El_Mellah,_Silvia_Mart\'inez-N\'u\~nez,_Felix_F\"urst,_Victoria_Grinberg,_Andreas_A._C._Sander,_Jakob_van_den_Eijnden,_Nathalie_Degenaar,_Jes\'us_Ma\'iz-Apell\'aniz,_Francisco_Jim\'enez_Esteban,_Mercedes_Ramos-Lerate,_Enrique_Utrilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13148 |
コンテキスト：VelaX-1は、最もよく研究されているX線連星の1つです。ただし、多くの場合、そのパラメーターの特定の値は、代替案を考慮せずに後続の研究で使用されています。目的：将来の研究のための確固たるベースラインとして、VelaX-1に関する蓄積された知識の堅牢な編集と統合を提供し、可能な将来の研究の特定の道を特定することを目指しています。方法：VelaX-1の文献とモデリングの取り組みについて調査し、システム知識の進化について説明します。また、公開データ、特にGaiaEDR3リリースから得られた情報も追加します。結果：HD77518のスペクトル分類であるVelaX-1までの距離を更新すると、超巨星がロッシュローブを埋めるのに非常に近い可能性があることがわかりました。恒星風の塊に対する制約が改善されました。軌道は非常によく決定されていますが、不確実な傾斜は中性子星の質量に関する情報を制限します。恒星の風の推定値はより低い速度に向かって進化しており、中性子星の周りの一時的な風で捕らえられた円盤の考えを支持しています。流体力学的モデルと観測は、中性子星に続く降着後流と一致しています。結論：VelaX-1は優れた実験室ですが、まだまだ改善の余地があります。固有の変動性に対処する、十分に調整された多波長観測とキャンペーンが必要です。新しい機器を通じて新しい機会が生まれます。恒星風のモデルは、HD77581の軌道離心率と非球形を説明する必要があります。UVおよびX線の放射伝達の現実的な多次元モデルが必要ですが、非常に困難なままです。プラズマと磁気圏の結合の理解を深めるには、広範囲のスケールをカバーする改良されたMHDモデルが必要です。降着カラムの完全な特性評価は、別の未解決の課題のままです。（arXivの略）
いて座A *超大質量ブラックホールの半分離恒星コンパニオンの軌道と性質
以前の3つの論文で、これまでに検出されたSgrA*のすべてのX線フレアの時間の中点のシリーズが、ペースメーカーの規則性と呼ばれる統計的傾向を内包していることを示しました。これは、X線フレアが周期P_X=0。1032日=149分の時間軸上の周期グリッドのサブセットである時点の周りでより頻繁に検出されることを意味します。物体のNIRフレアのピークの一連の検出時間も、P_IR=0。028日=41分の周期でペースメーカーによって調整されます。ここでは、記録されたNIRフレアの時間の中点のシリーズもP_IRM=0。039日=56分の期間のペースメーカーによって規制されていることを示します。以前の論文で見つかった2つのペースメーカーは、軌道上でSgrA*のブラックホールの周りを回転する星の信号として解釈され、ブラックホールの平均半径は約3.2シュワルツシルト半径でした。ここでは約3.13に修正されています。3番目のペースメーカーの周期の発見は、提案された回転星モデルと一致しています。ここでは、星の特定の軌道と、恒星時の回転についてのもっともらしい説明を示します。このモデルはまた、星が異常な内部構造を持っていることを暗示しています。シュワルツシルト半径が非常に少ないブラックホールからの距離にあるホットスポットの動きの重力コラボレーションの発見は、回転星モデルのコンテキスト内で十分に理解できることを示します。
若い高密度クラスターでは、中間質量ブラックホール（IMBH）は、交換遭遇または潮汐捕獲を介してコンパニオンスターを取得し、ロッシュローブオーバーフローによってIMBHX線連星に向かって進化する可能性があります。IMBHX線連星は潜在的な超大光度X線源（ULX）であると一般に考えられているため、その進化は非常に重要です。ただし、IMBH周辺の降着円盤からの強いX線フラックスによる照射駆動風は、IMBHX線連星の進化を決定する上で重要な役割を果たしており、詳細なバイナリ進化シミュレーションで考慮する必要があります。MESAコードを使用したモデルを使用して、IMBHX線連星の進化に対する照射駆動風の影響に焦点を当てます。私たちのシミュレーションは、高い風力駆動効率（$Z=0.02$の場合は$f=0.01$、$Z=0.001$の場合は$f=0.002$）により、IMBHX線連星のULXステージでの期間が大幅に短縮されることを示しています。中間質量（$5〜M_{\odot}$）のドナースターを使用します。ただし、この効果は、高質量（$10〜M_{\odot}$）のドナー星では無視できます。照射効果（$f=0.01$または$0.002$）は、高光度（$L_{\rmX}>10^{40}〜\rmerg\、s^）のULXに向かって進化するIMBHバイナリの初期パラメータ空間を著しく縮小します。{-1}$）およびドナー星の質量対公転周期図の超光度X線源。さらに、照射効果は効率的な角運動量損失をもたらし、比較的近い軌道を持つIMBHX線連星を生み出します。シミュレートされたパラメータ空間では、初期軌道周期が短いため、IMBHバイナリの約1\％がコンパクトなX線源に向かって進化し、その一部は低周波重力波源として検出される可能性があります。
SRG X線軌道天文台、その望遠鏡、および最初の科学的結果
| Title |
The_SRG_X-ray_orbital_observatory,_its_telescopes_and_first_scientific_results |
| Authors |
R._Sunyaev,_V._Arefiev,_V._Babyshkin,_A._Bogomolov,_K._Borisov,_M._Buntov,_H._Brunner,_R._Burenin,_E._Churazov,_D._Coutinho,_J._Eder,_N._Eismont,_M._Freyberg,_M._Gilfanov,_P._Gureyev,_G._Hasinger,_I._Khabibullin,_V._Kolmykov,_S._Komovkin,_R._Krivonos,_I._Lapshov,_V._Levin,_I._Lomakin,_A._Lutovinov,_P._Medvedev,_A._Merloni,_T._Mernik,_E._Mikhailov,_V._Molodzov,_P._Mzhelsky,_S._Mueller,_K._Nandra,_V._Nazarov,_M._Pavlinsky,_A._Poghodin,_P._Predehl,_J._Robrade,_S._Sazonov,_H._Scheuerle,_A._Shirshakov,_A._Tkachenko,_V._Voron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13267 |
X線望遠鏡ミハイルパブリンスキーART-XCとeROSITAを備えたSRG天文台は、2019年7月13日にロスコスモスによってL2ポイントに打ち上げられました。打ち上げは、DM-を備えたプロトン-Mロケットによってバイコヌールから行われました。03上段。ドイツの望遠鏡eROSITAは、ロスコスモスとDLRの合意の下でSRGに設置されました。2019年12月、SRGは、いくつかのエネルギーバンド（0.3〜8keV、eROSITA、および4〜30keV、ART-XC）で空全体のX線マップを取得するために、天球のスキャンを開始しました。2020年12月中旬までに、2回目の全天スキャンが完了しました。4年間で、8つの独立した空のマップが取得されます。それらの合計は、300万を超えるクエーサーと10万を超える銀河団およびグループを明らかにします。8つの星図が利用できることで、数十万の星を含む膨大な数の銀河系外および銀河系X線源の長期変動（6か月ごと）の監視が可能になります。太陽に向けられた軸の周りの衛星の4時間の回転は、明るいX線源のより速い変動を追跡することを可能にします。選択したスキャン戦略により、両方の日食極の近くに深い調査ゾーンが形成されます。空の最初のスキャン中にSRGに搭載された望遠鏡によって取得された星図と、L2への飛行中に実行された詳細な観測の結果の数を示し、イメージング、分光法、およびタイミングにおける天文台の機能を示します。2023年12月に、天文台は少なくとも2年間、3軸配向モードでの空の最も興味深い光源の観測と、最大150平方度の領域を持つ選択されたフィールドのディープスキャンに切り替えます。これらの動作モードは、パフォーマンス検証フェーズでテストされました。毎日、SRGデータは、ベアレイクスとウスリースク近くのロシア深宇宙ネットワークの最大のアンテナにダンプされます。
3FHLカタログの特定：V。CTIO-COSMOS光学分光法キャンペーン2019の結果
| Title |
Identifying_the_3FHL_catalog:_V._Results_of_the_CTIO-COSMOS_optical_spectroscopy_campaign_2019 |
| Authors |
M._Rajagopal,_S._Marchesi,_A._Kaur,_A._Dom\'inguez,_R._Silver,_and_M._Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13333 |
ハードフェルミ-LAT線源の第3カタログ（3FHL）で完全性を達成することを目的とした光学分光キャンペーンのフォローアップとして、セロトロロで4m望遠鏡を使用して観測された不確実なタイプの28個のブレーザーのサンプルの結果をここに示します。チリのインターアメリカン天文台（CTIO）。これらの28のソースのうち、25はBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）であり、3つはフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）であることがわかります。これらのブレーザーのうち16個の赤方偏移または下限を測定しますが、残りの12個のブレーザーには特徴のない光学スペクトルがあることが観察されています。これらの結果は、3FHLブレーザーの光学分光法フォローアップのより拡張されたキャンペーンの一部であり、これまでに不確実なタイプの51のブレーザーがBLLacおよびFSRQカテゴリーに分類されてきました。さらに、このキャンペーンにより、これらのソースのうち15個の赤方偏移測定値と下限が得られました。私たちの結果は、10GeVを超えるブレーザーの完全なサンプルの取得に貢献します。これは、ブレーザーの放出メカニズムと銀河系外の背景光に関する知識を拡張する上で非常に重要です。
天文台の出版物の独自性
天文台の出版物は、世界中の天文台からの地元の天文学者の作品で構成されており、伝統的に図書館を通じて天文台間で交換されています。ただし、天文台の出版物の大規模なコレクションはまれなようです。または、少なくともデジタルで記述されているか、インターネットでアクセスできることはめったにありません。それとは反対の注目すべき例は、米国のウィスコンシンマディソンにあるウッドマン天文台とニューヨーク州ルードンビルにあるダドリー天文台です。資料の受け取りに不規則性があるため、収集は一般に、含まれている観測所とボリュームの両方に関して不完全であることがよくあります。コレクションのユニークな特性を評価するために、私たちは、私たち自身に存在する天文台と、ウッドマン図書館およびダドリー天文台からのコレクションを要約して比較します。
SNIascore：低解像度超新星スペクトルの深層学習分類
| Title |
SNIascore:_Deep_Learning_Classification_of_Low-Resolution_Supernova_Spectra |
| Authors |
Christoffer_Fremling,_Xander_J._Hall,_Michael_W._Coughlin,_Aishwarya_S._Dahiwale,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Erik_C._Kool,_Adam_A._Miller,_James_D._Neill,_Daniel_A._Perley,_Mickael_Rigault,_Philippe_Rosnet,_Ben_Rusholme,_Yashvi_Sharma,_Kyung_Min_Shin,_David_L._Shupe,_Jesper_Sollerman,_Richard_S._Walters,_S._R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12980 |
非常に低解像度（R$\sim100$）のデータに基づいて、熱核超新星（SNeIa）を分光学的分類するための深層学習ベースの方法であるSNIascoreを紹介します。SNIascoreの目標は、偽陽性率（FPR）が非常に低いSNeIaの完全自動分類であるため、公共の掃天観測施設（ZTF）が実施するような大規模なSN分類作業での人間の介入を大幅に減らすことができます。）ブライトトランジェントサーベイ（BTS）。双方向の長短期記憶とゲート付き回帰ユニット層を組み合わせたリカレントニューラルネットワーク（RNN）アーキテクチャを利用します。SNIascoreは、BTSによって取得された低解像度SNIaスペクトルの最大$90\％$を分類しながら、$<0.6\％$FPRを達成します。SNIascoreは同時に二項分類を実行し、回帰を介して安全なSNeIaの赤方偏移を予測します（$z=0.01$から$z=0.12$の範囲で$<0.005$の典型的な不確実性を伴います）。マグニチュードが制限されたZTFBTS調査（$\upperx70\％$SNeIa）の場合、SNIascoreを展開すると、人間による分類または確認が必要なスペクトルの量が$\upperx60\％$減少します。さらに、SNIascoreを使用すると、夜間の観測が終了した直後に、SNIa分類をリアルタイムで自動的に一般に公開できます。
ピエールオージェ天文台の地下ミューオン検出器の信号シミュレーションの開発と検証
| Title |
Development_and_validation_of_the_signal_simulation_for_the_underground_muon_detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
A._M._Botti,_F._S\'anchez,_M._Roth,_A._Etchegoyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13253 |
ピエールオージェ天文台の地下ミューオン検出器は、$10^{16.5}$eVから足首の領域（約$10^{18.7）までのエネルギーを持つ宇宙線によって生成された大規模なエアシャワーのミューオン成分の直接測定を達成することを目的としています。}$eV）。これは、433m、750mの間隔、合計71の位置を持つ、地下シンチレータの2つのネストされた三角形グリッドで構成され、それぞれ192のシンチレータストリップ（30m$^2$）が地下2.3mに配置されています。シンチレータにミューオンを衝突させることによって生成された光は、光電子増倍管のアレイに向かって光ファイバーで伝搬されます。この作業では、アレイ全体のさらなるシミュレーションの基礎を構成する単一ミューオン信号に対する地下ミューオン検出器の応答をシミュレートするためのエンドツーエンドツールの開発、検証、およびパフォーマンスを紹介します。実験室のデータとシミュレーションの結果は一貫しており、地下ミューオン検出器を使用すると、99％の効率で単一ミューオンを測定でき、最大約1050個の粒子が30m$^2$のシンチレータでまったく同時に到着することがわかります。
R136の極端な補償光学位置天文学。固有運動の高い星を探す
| Title |
Extreme_adaptive_optics_astrometry_of_R136._Searching_for_high_proper_motion_stars |
| Authors |
Zeinab_Khorrami,_M._Langlois,_F._Vakili,_P._C._Clark,_A._S._M._Buckner,_M._Gonzalez,_P._Crowther,_R._Wunsch,_J._Palous,_A._Boccaletti,_S._Lumsden,_E._Moraux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12819 |
VLT/SPHEREによって撮影されたR136のコアの高コントラスト近赤外線画像を、3。06年離れた2つのエポックで比較しました。補償光学を備えた地上望遠鏡から、R136のコアで検出された光源のダイナミクスを初めて監視しました。これらの観測の目的は、他の機器では困難であったR136（r<6"）の中央領域で高固有運動候補（HOMA）を検索することでした。2つの明るい光源（K<15magおよびV<16mag）は次のとおりです。R136a1とR136c（大規模なWR星）の近くに位置し、潜在的なHOMAとして識別されています。これらのソースは、信頼できるすべての検出されたソースとその近隣の平均シフトに関して画像内で大幅にシフトしており、独自の天文誤差の6倍です。固有運動を1.36\pm0.22mas/yr（321\pm52km/s）および1.15\pm0.11mas/yr（273\pm26km/s）と計算します。そのような極端な固有運動、そしてR136のコアにあるHOMAの性質について結論を下すために将来の観測を行う必要性を主張します。
惑星状星雲の一般的なエンベロープ整形。 III。原始惑星状星雲でのジェット機の打ち上げ
| Title |
Common_Envelope_Shaping_of_Planetary_Nebulae._III._The_Launching_of_Jets_in_Proto-Planetary_Nebulae |
| Authors |
Guillermo_Garcia-Segura,_Ronald_E._Taam,_Paul_M._Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12831 |
共通外層イベントの後に形成された2つの周連星円盤からの2つの磁気風の発射を正常に計算します。発射は、ディスクの崩壊による磁力の増加によって生成されます。崩壊は、弱いポロイダル磁場によって生成された内部トルクによるものです。最初の風は、平均質量損失率が$\sim1.3\times10^{-7}$\Moy\で、最大視線速度が$\sim230$\kmsのワイドジェットとして説明できます。流出の半開き角度は$\sim20^{\circ}$です。狭いジェットも断続的に形成され、速度は最大3,000\kmsで、短時間の質量損失率は$\sim6\times10^{-12}$\Moy\です。2番目の風は、平均質量損失率が$\sim1.68\times10^{-7}$\Moy\で、速度が$\sim30$\kmsの広いX風として説明できます。狭いジェットも250\kmsの速度で形成され、質量損失率は$\sim10^{-12}$\Moyです。計算されたジェットは、原始惑星状星雲のシミュレーションのための流入境界条件を提供するために使用されます。ワイドジェットは、いくつかの天文単位内で分子コリメートされた流出に進化し、双極の細長い形状の原始惑星状星雲を生成します。その運動エネルギーは、1、000年で$\sim4\times10^{45}$ergに達します。W43A、OH231.8+4.2、およびHen3-1475で観察された機能との類似点について説明します。計算された広いX風は、膨張速度が遅く、双極および楕円形で、ヒトデのタイプと四重極の形態が考えられる原始惑星状星雲を生成します。
太陽周期23および24における低速および高速CMEの幅分布の調査
| Title |
Investigating_width_distribution_of_slow_and_fast_CMEs_in_solar_cycles_23_and_24 |
| Authors |
V._Pant,_R._Majumdar,_R._Patel,_A._Chauhan,_D._Banerjee_and_N._Gopalswamy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12850 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽大気に起因する非常に動的なイベントであり、さまざまな運動学的特性を示し、宇宙天気の主要な推進力です。CMEの角度幅は、それらの運動学の研究における重要なパラメーターです。遅いCMEと速いCME（平均太陽風速度に対する相対速度に基づく）がそれらの放出の場所で異なるプロセスに関連付けられているかどうかという事実はまだ議論の余地があります。したがって、この研究では、低速CMEと高速CMEの違いを理解するために、それらの角度幅を調査します。低速CMEと高速CMEの幅分布を調べたところ、高速CMEと低速CMEのべき乗則インデックス（$\alpha$）がそれぞれ-1.1と-3.7で、異なるべき乗則分布に従うことがわかりました。投影効果を減らすために、手動カタログから導出された四肢イベントのみに分析をさらに制限し、同様の結果を見つけました。次に、低速CMEと高速CMEをソース領域に関連付け、ソースをアクティブ領域（AR）とプロミネンス噴火（PE）に分類します。ARとPEからの低速と高速のCMEも、幅の分布において異なるべき乗則に従うことがわかります。これは、さまざまなソースからの低速および高速CMEの幅拡張にさまざまなメカニズムが関与している可能性を明確に示唆しています。これらの結果は、CMEの幅がその側面で重要な要素であるため、宇宙天気の観点からも重要です。
遠い親戚：ガイアで同定された共動ペアの化学的均一性
| Title |
Distant_Relatives:_The_Chemical_Homogeneity_of_Comoving_Pairs_Identified_in_Gaia |
| Authors |
Tyler_Nelson,_Yuan-Sen_Ting,_Keith_Hawkins,_Alexander_Ji,_Harshil_Kamdar,_Kareem_El-Badry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12883 |
$\mathcal{O}（10^6）\、$AUの間隔でさえ、共動ペアは、出生星の予測された貯蔵所です。$10^2-10^7\、$AUと3D速度差$<2\mathrm{\km\s^{-1}}$の間隔で、31個の共動ペアの62個の星の詳細な化学的存在量を示します。このサンプルには、バインドされた共動ペア/ワイドバイナリとバインドされていない共動ペアの両方が含まれています。マゼラン/クレイ望遠鏡のMIKE分光器を使用して、高解像度（$\mathrm{R}\sim45,000$）で、ピクセルあたり150の一般的な信号対雑音比で観測を行いました。これらのスペクトルを使用して、Li、C、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Sr、Yを含む24元素の表面存在量を測定します。、Zr、Ba、La、Nd、Eu。鉄を代表的な元素として、ワイドバイナリのサンプルは$0.05$dexのレベルで化学的に均質であり、ワイドバイナリに関する以前の研究と一致しています。重要なのは、$0.23\、$dexの分散を持つランダムなペアとは対照的に、$2\times10^5-10^7\、$AUの間隔のシステムでさえ$0.09$dexに均一です。ワイドバイナリとランダムペアの混合モデルを想定すると、$2\times10^5-10^7\、$AUの間隔での共動ペアの$73\pm22\％$が同系であることがわかります。私たちの結果は、位相空間のはるかに大きなパラメーター空間を使用して、出生星を見つけたり、M矮星、星団の進化、太陽系外惑星、化学タグ付けなどを研究したりできることを示唆しています。
クラス0原始星の周りの星周円盤における磁気回転不安定性の成長
| Title |
Growth_of_Magnetorotational_Instability_in_Circumstellar_Disks_around_Class_0_Protostars |
| Authors |
Yoshihiro_Kawasaki,_Shunta_Koga_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13054 |
クラス0原始星周辺の円盤における磁気回転不安定性（MRI）の成長の可能性を調査します。ディスクモデルを構築し、中性および荷電原子、分子、ダスト粒子の化学反応を計算して、各種の存在量とディスクのイオン化度を導き出します。次に、オーム散逸、両極拡散、ホール効果などの非理想的な電磁流体力学効果の拡散係数を推定します。最後に、ディスクの各領域におけるMRIの線形成長率を評価します。ディスクモデルで磁場の強さと方向の変化の影響を調査し、4つの異なるダストモデルを採用して、拡散係数に対するダストサイズ分布の影響を調査します。我々の結果は、ホール効果がMRIの成長に役割を果たす原始星から遠く離れた領域に、弱い磁場でMRI活性領域が存在する可能性があることを示しています。一方、すべてのモデルで、ディスクは赤道面の原始星から$<20$au以内の領域でMRIに対して安定しています。星形成の初期段階でのディスクのサイズは$\lesssim10-$$20$auに制限されているため、そのようなディスクでMRI駆動の乱流を発生させることは困難です。
立っている徐波を宿す太陽大気構造の安定性：圧縮性プラズマにおける分析モデル
| Title |
Stability_of_solar_atmospheric_structures_harboring_standing_slow_waves:_An_analytical_model_in_a_compressible_plasma |
| Authors |
Micha\"el_Geeraerts_and_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13064 |
コンテキスト：太陽コロナ加熱問題のコンテキストでは、高いコロナ温度の1つの考えられる説明は、電磁流体力学（MHD）波によるエネルギーの放出です。エネルギー伝達は、とりわけ、コロナループにおけるケルビンヘルムホルツ不安定性（KHI）の発生によって可能であると考えられています。目的：私たちの目的は、コロナループなどの太陽大気構造に立ちはだかる徐波が、構造の境界で振動するせん断流のためにKHIをトリガーできるかどうかを判断することです。方法：線形化された非定常MHDを使用して、デカルト座標系で分析モデルを作成しました。モデルは、均一なプラズマの2つの領域を分離する不連続な界面近くの圧縮性プラズマを記述し、それぞれがバックグラウンド磁場に平行で界面と整列した一定の振幅を持つ振動速度場を持っています。次に、得られた分析結果を使用して、冠状条件と光球条件の両方で、前記界面の安定性を決定した。結果：インターフェースの安定性はマシュー方程式によって決定されることがわかります。この方程式のパラメーターの関数では、インターフェースは安定または不安定のいずれかになります。コロナル条件と光球条件では、KHIに対して界面が安定していることがわかります。ただし、理論的には、物理的にはありそうもないように見えますが、パラメトリック共振の不安定性に関して不安定になる可能性があります。この単純化されたセットアップでは、立っている徐波は、追加の物理的プロセスの関与なしにKHIをトリガーしないと結論付けます。
21のクロモスフィア的にアクティブな変数の分光分析と測光分析：活動サイクルと差動回転
| Title |
Spectroscopic_and_photometric_analysis_of_21_chromospherically_active_variables:_activity_cycles_and_differential_rotation |
| Authors |
Orkun_\"Ozdarcan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13126 |
中解像度の光学スペクトルと長期測光により、21個の星の磁気活動特性を調査します。合成スペクトルフィッティング法を適用すると、すべてのターゲットが、全体的な[M/H]の存在量が$0$から$-0.5$のクールな巨星または準巨星であることがわかります。これらのターゲットのうち6つは平均輝度の線形傾向のみを示し、そのうち8つは周期的な平均輝度の変動を明確に示しています。残りの7つのターゲットは周期的な平均輝度変動を示しているように見えますが、測光データの現在の時間範囲と比較して予測サイクルの時間スケールが長いため、これは確認できません。さらに、季節の測光期間を決定し、各ターゲットの平均測光期間を計算します。この研究で分析されたサンプルは、両対数スケールで、自転周期の逆数と自転周期に正規化されたサイクル周期との間の正の線形相関の定量的表現を提供します。また、活動サイクルの長さと相対的な表面せん断の間に相関関係は見られません。これは、活動サイクルが回転差ではなくパラメータによって駆動される必要があることを示しています。私たちの分析は、相対的な表面シアーが自転周期と正の相関関係にあり、主系列星と私たちのサンプルの間に顕著な分離があることを示しています。私たちのサンプルと比較して、主系列星の相対的な表面シアーは、与えられた自転周期に対して大きくなっています。ただし、相対的な表面せん断の回転周期への依存性は、サンプルの方が強いようです。現在の測光データの分析は、8つのターゲットで観測された活動周期の測光特性が太陽黒点周期とは異なっているように見えることを示しています。
楕円体状変光星IIIの休止ブラックホールを検索します。 OGLEBULGE短期間サンプル
| Title |
Search_for_Dormant_Black_Holes_in_Ellipsoidal_Variables_III._The_OGLE_BULGE_Short-Period_Sample |
| Authors |
Roy_Gomel,_Simchon_Faigler,_Tsevi_Mazeh,_Michal_Pawlak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13221 |
これは、大規模な、場合によってはコンパクトな、目に見えないセカンダリを持つ近いバイナリを検索するアルゴリズムを提示する一連の論文の3番目です。このようなバイナリの検出は、その仲間との潮汐相互作用によって引き起こされた、大きな楕円体の周期的変調を示す星の識別に基づいています。シリーズの2番目の論文では、プライマリがロッシュローブを満たしていると仮定して、プライマリの質量と半径を知らなくても、観測された楕円体の振幅に基づいて、ロバストな修正最小質量比（mMMR）を導出する簡単なアプローチを示しました。新しく定義されたmMMRは、常に実際の質量比よりも小さくなります。したがって、1よりも大きいmMMRを持つバイナリは、ブラックホールまたは中性子星である可能性がある大規模なセカンダリを持つための良い候補です。この論文では、銀河バルジに向かって観測された10,956個のOGLE短周期楕円体について考察します。それらの変調を再分析し、それらの観測された周期的変調が実際に楕円体効果を反映していると仮定して、コンパクトオブジェクトセカンダリを持つ候補として1よりも大幅に大きいmMMRを持つ136の主系列システムを識別します。明らかに、これらの仲間の本当の性質を見つけるために追跡観察が必要です。
遅い収縮の速さとロバスト性に対する複数のモードと対称性の低下の影響
| Title |
The_Effects_of_Multiple_Modes_and_Reduced_Symmetry_on_the_Rapidity_and_Robustness_of_Slow_Contraction |
| Authors |
Anna_Ijjas_and_Frans_Pretorius_and_Paul_J._Steinhardt_and_Andrew_P._Sullivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12293 |
初期条件が単一の空間方向のみに沿った単一のフーリエモードによって記述される非摂動変動に制限されたシミュレーションで見つかった宇宙の均質化と平坦化における遅い収縮の速度とロバスト性は、一般に、変動は2つの空間方向に沿っており、複数のモードが含まれているため、対称性が低下しています。特に重要なのは、2つ以上の空間次元に沿って変化が許容される場合にのみ可能になるせん断効果です。数値結果に基づいて、不安定なカスナー不動点から安定したフリードマン-ロバートソン-ウォーカー不動点に向かって時空を駆動するより多くの自由度がアクティブ化されるため、直感に反する強化が発生すると推測されます。
磁気白色矮星のチャンドラ観測からのアクシオンの証拠はありません
| Title |
No_evidence_for_axions_from_Chandra_observation_of_magnetic_white_dwarf |
| Authors |
Christopher_Dessert,_Andrew_J._Long,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.12772 |
アクシオン-光子結合を伴う超軽量アクシオン$g_{a\gamma\gamma}\sim{\rm少数}\times10^{-11}$GeV$^{-1}$は、次のような多くの天体物理学的異常を解決する可能性があります。予期しない〜TeVの透明度、異常な恒星冷却、近くの中性子星からのX線過剰。ただし、このようなアクシオンは、チャンドラX線天文台での専用観測から取得した約40ksのデータを使用して、磁気白色矮星（MWD）REJ0317-853からのX線が観測されないことによって厳しく制限されていることを示します。。アクシオンは、電子制動放射を介してMWDのコアで生成され、磁気圏でX線に変換される場合があります。X線が観測されない場合、アクシオンと光子の結合は$g_{a\gamma\gamma}\lesssim5.5\times10^{-13}\sqrt{C_{a\gamma\gamma}/C_{aeeに制限されます。}}$GeV$^{-1}$、アクシオン質量の95％信頼度$m_a\lesssim5\times10^{-6}$eV、$C_{aee}$および$C_{a\gamma\gamma}$電子と光子への無次元結合定数。$C_{aee}$がくりこみ群から生成されることを考えると、私たちの結果は$g_{a\gamma\gamma}\gtrsim4.4\times10^{-11}$GeV$^{-1}$を強く嫌います$C_{aee}$への紫外線の寄与がないモデル。
重力波検出器でヒッグスを聞く
ヒッグス膨張中に生成されたテンソル線形摂動による遺物重力波バックグラウンドが計算されます。標準模型と動機づけられた現象論的完成（実験的に確認された新しい物理学のすべての証拠を説明する）の両方が考慮されます。重要なヒッグスインフレーションに焦点を当てます。これは、重要ではないバージョンを改善し、テンソル変動の増幅を特徴としています。後者の特性により、DECIGO、BBO、ALIAなどの将来の宇宙搭載干渉計が対応する原始重力波を検出する可能性があることを確認できます。
強い結合での気泡壁速度
ツールとしてホログラフィック対応を使用して、強く結合された大きな$N$QCDのようなモデルで発生するキラル有限温度一次相転移内で核形成された膨張する真空気泡の定常状態速度を決定します。プラズマが気泡に及ぼす摩擦力と定常状態の速度の一般式を提供します。トップダウンのホログラフィック記述では、相転移は、$N$$Dp$-ブレーンのスタックによって供給されるブラックホールの背景をプローブする$Dq$-${\barDq}$フレーバーブレーンの埋め込みの変更に関連しています。。まず、Witten-Sakai-Sugimoto$D4$-$D8$-$\barD8$の設定を検討し、摩擦力を計算して平衡速度を推定します。次に、分析をより一般的な設定とさまざまな次元に拡張します。最後に、完全に非摂動的なフレームワーク内で得られた結果を、文献の他の気泡速度の推定値と簡単に比較します。
クォーク物質の不安定性に対するアイソスピン効果
NJLおよびpNJLモデルに基づいて、アイソスピン非対称クォーク物質の機械的および化学的不安定性と液相-気相転移について研究しました。機械的不安定領域と液体-気体共存領域の領域は、クォーク物質の対称エネルギーが大きくなるか、ストレンジクォークが存在する場合に拡大するように見えます。私たちの研究は、相対論的重イオン衝突で観測された軽いクラスターの降伏比は、アイソスピン効果の不確実性によってあまり影響を受けないかもしれないが、コンパクト星のハドロン-クォーク相転移とそれらの合併はスムーズである可能性が高いことを示しています1。
非平坦な宇宙におけるバローホログラフィックダークエネルギー
非平坦な宇宙の場合、バローホログラフィックダークエネルギーを構築します。特に、閉じた空間ジオメトリと開いた空間ジオメトリを考慮して、暗黒エネルギー密度パラメータの展開を決定する微分方程式を抽出し、対応する暗黒エネルギー状態方程式パラメータの解析式を提供します。シナリオが、物質のシーケンスと暗黒エネルギーの時代とともに、宇宙の熱履歴を説明できることを示します。比較的大きなバロー指数に対してファントムレジームが得られるフラットケースと比較すると、正の曲率を組み込むと、宇宙はファントムレジームにかなり小さい値で導かれます。さらに、負の曲率の場合、逆の動作が見られます。つまり、バロー指数が増加すると、代数的に高い暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターが取得されます。したがって、バローのホログラフィック暗黒エネルギーにわずかに平坦でない空間ジオメトリを組み込むと、新しいバローの指数をより小さな値に保ちながら、現象論が改善されます。
