速度空間における銀河集合バイアスの制約について
| Title |
On_the_Constraints_of_Galaxy_Assembly_Bias_in_Velocity_Space |
| Authors |
Kevin_S._McCarthy,_Zheng_Zheng,_Hong_Guo,_Wentao_Luo,_and_Yen-Ting_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13379 |
暗黒物質ハローでの中心銀河の形成がそれらのホストハローの集合履歴をたどる場合、固定質量のハローでは、中心銀河団はそれらの形成履歴を示す特性への依存を示すかもしれません。このような銀河集合バイアス効果は、Linらによって調査されました。2016年、同様の質量のハローで構築された中央銀河のサンプルと、銀河レンズ測定によって検証された平均ハロー質量で、初期および後期の予測された2点相関関数の分析からアセンブリバイアスの有意な証拠は見つかりませんでした。中央銀河を形成します。この作業では、アセンブリバイアス効果の調査を実空間から赤方偏移（速度）空間に拡張し、初期および後期に形成される銀河の構築を拡張します。銀河ハロー接続を制約するためにハロー占有分布モデリングを実行して、アセンブリバイアスの影響の兆候があるかどうかを確認します。レンズ測定によって裏付けられた、初期および後期形成の中心銀河のほぼ一貫したホストハロー質量を見つけます。中心銀河とそれらのホストハローの間の相互緩和を特徴づけると思われる中心速度バイアスパラメータは、初期形成と後期形成の中心銀河の間で重複していると推測されます。しかし、初期に形成された中心銀河（たとえば、中心銀河がホストハロー内の暗黒物質の速度分散の50％以上で移動している）の速度バイアスの振幅が大きいことがわかります。これは、アセンブリバイアス効果を示している可能性があります。2点相関関数と他のクラスタリング測定および改善されたモデリングを備えた大きなサンプルは、決定的な結果に到達するのに役立ちます。
I-おとめ座銀河団の流体力学的クローンで、観測によって駆動される形成シナリオを確認します
| Title |
I-_A_hydrodynamical_CLONE_of_the_Virgo_cluster_of_galaxies_to_confirm_observationally-driven_formation_scenarios |
| Authors |
Jenny_G._Sorce,_Yohan_Dubois,_Jeremy_Blaizot,_Sean_L._McGee,_Gustavo_Yepes,_Alexander_Knebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13389 |
おとめ座銀河団は、私たちから約16〜17Mpcで、豊かな環境での銀河団の形成と銀河の進化を研究するための手ごわい情報源です。最近クラスターに入った銀河の特性と、クラスターが受けた最後の重要な合併の性質を説明するために、過去10年以内にいくつかの観測主導の形成シナリオが発生しました。これらのシナリオを確認するには、クラスターの非常に忠実な数値の対応物が必要です。このホワイトペーパーでは、最初のクローン、制約付きLOcalおよびネスト環境、半径約15Mpcの球内のおとめ座銀河団のシミュレーションについて説明します。この宇宙論的流体力学的シミュレーションは、超新星と活動銀河核からのフィードバックにより、約3x10^7Msunの暗黒物質粒子質量と、ズーム領域での最小セルサイズ350pcで、ランダムクラスターシミュレーションとは異なり、大規模環境内でおとめ座を再現します。全体として、シミュレートされた銀河集団の分布は、M87を含む観測されたものと一致しています。シミュレートされたクラスター形成は、観測主導のシナリオとの絶妙な一致を明らかにしています。過去1ギガ年以内に、約300個の小さな銀河（M*>10^7Msun）がクラスターに入り、そのほとんどが過去500Myr以内でした。最後の重要な合併イベントは約2ギガ年前に発生しました。今日のクラスターの10分の1の質量を持つグループが、天の川から見て反対側から入りました。おとめ座のこの優れた数値レプリカにより、さまざまな銀河タイプの進化（クラゲ、バックスプラッシュなど）や、シミュレートされた銀河と観測された銀河の偏りのない比較と高温気相プロファイルを介したクラスターコアのフィードバック現象を研究して、この偉大な物理学研究所を理解できます。
宇宙論的データ間の一貫性のテスト：空間曲率と暗黒エネルギーEoSの影響
| Title |
Testing_the_consistency_between_cosmological_data:_the_impact_of_spatial_curvature_and_the_dark_energy_EoS |
| Authors |
Javier_E._Gonzalez,_Micol_Benetti,_Rodrigo_von_Marttens_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13455 |
利用可能な宇宙論的データの共同分析の結果は、ゼロ以外の空間曲率の可能な検出についての重要な議論を動機づけました。確認された場合、そのような結果は、重要な理論的および観測的結果を伴う宇宙進化の現在の理解の変化を意味します。この論文では、現在利用可能なデータセットを使用して共同分析を実行することの正当性について説明し、非平坦な宇宙と標準的な宇宙モデルの拡張に対するそれらの影響を調査します。堅牢な張力推定器を使用して、宇宙マイクロ波背景放射、Ia型超新星、バリオン音響振動、および宇宙クロノメーターの最新データ間の物理的一貫性の定量分析を実行します。$\Lambda$CDM宇宙論と、一定で変化する暗黒エネルギーEoSパラメーターを持つ2つの暗黒エネルギーモデルの平坦な場合と平坦でない場合を検討します。本研究により、これらのデータセット間の不一致が、共同分析の結果を誤解を招くほど重大であるかどうか、およびそのような結果と空間曲率および暗黒エネルギーのパラメーター化との実際の依存性をよりよく理解できます。
銀河シアーによる宇宙倍率の検出-HSC調査データからの銀河数密度相関
| Title |
Detection_of_Cosmic_Magnification_via_Galaxy_Shear_--_Galaxy_Number_Density_Correlation_from_HSC_Survey_Data |
| Authors |
Xiangkun_Liu,_Dezi_Liu,_Zucheng_Gao,_Chengliang_Wei,_Guoliang_Li,_Liping_Fu,_Toshifumi_Futamase_and_Zuhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13595 |
銀河のせん断測定から構築された前景の収束場を背景の銀河の位置分布、すなわちせん断数密度相関と相互相関させることにより、宇宙倍率信号を検出する新しい方法を提案します。HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の調査データに適用します。27個の独立していないデータポイントとそれらの完全な共分散を使用して、ヌルおよびハマナのHSCせん断相関分析からのパラメーターを使用した宇宙モデルに関して$\chi_0^2\upperx34.1$および$\chi_T^2\approx24.0$etal。それぞれ2020（arXiv：1906.06041）。2つのベイズ因子は$\log_{10}B_{T0}\approx2.2$であり、ヌルとHSC宇宙論のモデル確率が等しいと仮定すると、倍率信号が明確に検出されます。理論的には、せん断数密度とせん断せん断相関の比率は、内部データ自体を使用して、有効な乗法せん断バイアス$\barm$に制約を与えることができます。HSC-SSP模擬シミュレーションからの信号を使用してアイデアを示し、統計的不確実性を$15000\deg^2$の調査に再スケーリングします。$m_{lim}=23$より明るい背景銀河を使用した2ビン分析の場合、組み合わせた分析により、予測される制約は$\sigma（\barm）\sim0.032$になり、せん断-せん断相関のみ。これに対応して、$\sigma（S_8）$と$S_8=\sigma_8（\Omega_\mathrm{m}/0.3)^{0.5}$は$\sim2.1$倍引き締められます。重要なことに、$\barm$の共同制約は、宇宙論的パラメーターとはほとんど無関係です。したがって、私たちの研究は、弱いレンズ効果分析にせん断数密度相関を含めることの重要性を指摘しています。これは、観測データの貴重な一貫性テストを提供し、したがって、導出された宇宙論的制約を固めることができます。
マイクロ波帯における銀河の熱ダストとシンクロトロン偏光放射テンプレートを推定する新しいアプローチ
| Title |
A_new_approach_of_estimating_the_Galactic_thermal_dust_and_synchrotron_polarized_emission_template_in_the_microwave_bands |
| Authors |
Debabrata_Adak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13778 |
内部線形結合（ILC）法は、前景で汚染された多周波数マップから宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性マップを抽出するために広く使用されています。ただし、単純なILCのパフォーマンスは制限されており、cILCと呼ばれる重度の制約式によって大幅に改善できます。標準のILCとcILCはスピン0フィールドで機能します。最近、ILCの一般化バージョンが開発され、偏光ILC（PILC）と呼ばれる複素係数を使用して、量$Q\pmiU$が複数の周波数で結合される偏光マップが推定されます。銀河系の前景の高精度モデリングのために、統計的モーメント展開法が最近開発されました。この論文は、前景モデリングのモーメントアプローチと重制約方程式のためのPILC法の一般化されたバージョンを組み合わせたセミブラインド成分分離法を開発します。アルゴリズムはピクセル空間で開発され、スピン2フィールドに対して実行されます。この成分分離技術を使用して、空の78％にわたる353GHzの熱ダストと30GHzのシンクロトロンのストークス$Q$、$U$マップを同時に推定します。さまざまな前景モデルを使用して、WMAPおよびプランク周波数で絶対的にキャリブレーションされたシミュレーションマップの3つのセットでメソッドのパフォーマンスを示します。
ギブス点過程による空間銀河分布の形態統計的特性化
| Title |
Morpho-statistical_characterisation_of_the_spatial_galaxy_distribution_through_Gibbs_point_processes |
| Authors |
Llu\'is_Hurtado-Gil,_Radu_S._Stoica,_Vicent_J._Mart\'inez_and_Pablo_Arnalte-Mur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13891 |
この論文は、不均一なギブス点過程に基づく空間統計モデリングを通して、銀河分布の形態統計的特徴づけを提案します。銀河の分布は2つの要素を示すことになっています。最初のものは、観測された銀河場によって示される主要な幾何学的特徴、ここでは、それに対応するフィラメント状のパターンに関連しています。2つ目は、銀河が示す相互作用に関連しています。ギブス点過程は、これら2つの側面を確率密度に統合できる統計モデルであり、いくつかのパラメーターによって制御されます。このようなモデルのいくつかは、ABCシャドウアルゴリズムを介して実際の観測データに適合しています。このアルゴリズムは、パラメーター推定と事後ベースの推論を同時に提供するため、得られた結果の統計的有意性を導き出すことができます。
リング地震学によって明らかにされた土星の拡散コア
巨大惑星の内部構造に対する最良の制約は、歴史的にそれらの重力場の測定から来てきました。これらの重力データは本質的に惑星の外側の領域にほとんど敏感であり、木星と土星の深い内部に緩い制約を提供するだけです。この基本的な制限は、これらの惑星のコアの質量とコンパクトさ、それらの形成経路と進化を理解するための重要な特性を測定する努力を妨げます。しかし、土星の環の研究は、土星内の脈動モードによって駆動される波を明らかにし、土星の内部の独立した地震探査を提供します。観測により、土星の内部の一部が組成勾配によって安定して成層化されていることを示す重力モード（gモード）の脈動が明らかになり、gモード周波数は惑星内の浮力周波数を直接調べます。ここでは、構造モデルを重力および地震測定と比較して、データが、惑星の半径の約60％に広がり、約17個の地球質量の氷を含む土星の拡散した安定した成層コアエンベロープ遷移領域によってのみ説明できることを示します。とロック。重元素の漸進的な分布は、土星での作業中の混合プロセスを制約し、それは惑星の原始構造と降着の歴史を反映している可能性があります。
M-矮星FomalhautCの塵円盤のALMAイメージング
| Title |
ALMA_imaging_of_the_M-dwarf_Fomalhaut_C's_debris_disc |
| Authors |
Patrick_F._Cronin-Coltsmann_(1,_2),_Grant_M._Kennedy_(1,_2),_Paul_Kalas_(3,_4,_5),_Julien_Milli_(6_and_7),_Cathie_J._Clarke_(8),_Gaspard_Duch\^ene_(3,_7),_Jane_Greaves_(9),_Samantha_M._Lawler_(10),_Jean-Fran\c{c}ois_Lestrade_(11),_Brenda_C._Matthews_(12,_13),_Andrew_Shannon_(14),_Mark_C._Wyatt_(8)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_(2)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_(4)_SETI_Institute,_Carl_Sagan_Center,_(5)_Institute_of_Astrophysics,_FORTH,_(6)_European_Southern_Observatory_(ESO),_(7)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_(8)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(9)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(10)_Campion_College,_University_of_Regina,_(11)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_UPMC_Univ._Paris,_(12)_University_of_Victoria,_(13)_National_Research_Council_of_Canada_Herzberg,_(14)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universite_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13396 |
フォーマルハウトC（LP876-10）は、興味深いフォーマルハウトトリプルシステムの低質量M4V星であり、フォーマルハウトAと同様に、塵円盤を持っています。これは、塵円盤をホストすることが知られている非常に数少ない近くのM矮星のひとつであり、これらの中で星の質量がはるかに小さいものです。アタカマ大型ミリ波アレイを使用して、フォマルハウトC周辺の塵円盤の新たに解決された観測結果を提示します。これにより、その特性をモデル化し、システムの固有の履歴を調査できます。リングの半径は26auで、半値全幅は最大4.2auと狭くなっています。離心率0.14に3$\sigma$の上限があり、フォーマルハウトCのディスクに影響を与えた可能性のあるフォーマルハウトAとの以前の動的相互作用を確認も除外もしていません。システムで$^{12}$COJ=3-2の放射は検出されず、HST/STISまたはVLT/SPHEREを使用した散乱光でディスクは検出されません。元のハーシェル検出は、ALMAモデルの半径方向のサイズと一致していることがわかります。より広い塵円盤の母集団のコンテキストでディスクを配置し、その半径が以前のディスク半径-ホストの光度の傾向から予想されるとおりであることを確認します。ディスクの特性をさらに制約し、フォーマルハウトのトリプルシステム全体の歴史をさらに洞察するには、システムのより高い信号対雑音比の観測が必要になります。
スピンアップによるラブルパイル小惑星の形状変形のSPHシミュレーション：トップ形状の小惑星リュウグウとベンヌを作るための挑戦
| Title |
SPH_Simulations_for_Shape_Deformation_of_Rubble-Pile_Asteroids_Through_Spinup:_The_Challenge_for_Making_Top-Shaped_Asteroids_Ryugu_and_Bennu |
| Authors |
Keisuke_Sugiura,_Hiroshi_Kobayashi,_Sei-ichiro_Watanabe,_Hidenori_Genda,_Ryuki_Hyodo,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13516 |
最近、宇宙船「はやぶさ2」と「OSIRIS-REx」がそれぞれ訪れた小惑星リュウグウと小惑星ベンヌは、こま形の瓦礫の山を回転させています。他の軸対称の上部形状の地球近傍小惑星は、地上レーダーで観測されており、そのほとんどは、約3時間の分裂自転周期の近くで回転します。これは、回転スピンアップによる小惑星の回転誘起変形が上部形状を生成することを示唆しています。個別要素法を使用した以前のシミュレーションでは、瓦礫の山のスピンアップによって扁平な上部形状が生成される可能性があることが示されましたが、構成材料の摩擦角やスピンアップのタイムスケールなど、上部形状の形成に必要な条件はまだ不明です。ここでは、さまざまな速度でスピンアップする粒状体の平滑化粒子流体力学シミュレーションを通じて、分裂前の球状瓦礫パイルの回転による変形が、摩擦角\phi_{d}に従って3つのモードに分類できることを示します。\phi_{d}<40度の静的および内部変形、50度<\phi_{d}<60度の動的および内部変形、および\phi_{d}>70度の表面地すべり。弱い重力下での瓦礫の山のブロック間の凝集の影響を考慮すると、これらの見かけの大きな摩擦角の値は許容できることに注意してください。\phi_{d}<60度の物体は、内部変形によって偏平回転楕円体に進化しますが、上部の形状を定義する顕著な赤道を形成することはありません。対照的に、\phi_{d}>70度の物体は、スピンアップのタイムスケールが数日未満の場合、軸対称の表面地すべりによって軸対称の上部形状に変形します。さらに、タイムスケールが1か月を超えるゆっくりとしたスピンアップにより、\phi_{d}が70度を超える物体は、局所的な地滑りによって非軸対称の形状に変形します。軸対称の上部形状の形成には、迅速なスピンアップメカニズムが好ましいことを示唆します。
月面でアクセス可能なカーボン
炭素は、宇宙での人間の持続的な存在をサポートするための最も重要な要素の1つであり、よりすぐに、いくつかの大規模なメタロックスベースの輸送システムが近い将来に運用を開始します。これは、月の固有の炭素が豊富であり、推進剤を含む実行可能な資源として使用できる程度に濃縮されているかどうかという問題を提起します。ここでは、極地の水氷に焦点を当てた以前の研究に基づいて、月の炭素の潜在的な発生源を評価します。簡略化されたモデルを使用して、月極での氷の温度依存炭素含有量を推定し、これをリモートセンシングデータと組み合わせて、炭素の総量を推定し、将来の地上ベースの有望な堆積物を強調する炭素好感度指数を生成します。探査。インデックスマップのホットスポットが特定され、近くのステージングエリアが、交通量と太陽放射照度の定量的モデルを使用して分析されます。全体として、月は火星でより豊富で容易にアクセスできるオプションと比較して、炭素源が非常に乏しいです。ただし、少数の極域には、短期的には豊富な供給源として役立つ可能性があるが、より長い時間スケールでは簡単に枯渇する可能性のある、かなりの量の地下炭素含有氷が含まれている可能性があります。それらの地域のうちの4つは、表面から適度な高さで赤道のような照明を備えた安全な近くのステージングエリアを持っていることがわかりました。これらのサイトのいずれも、大型宇宙船の何百もの燃料補給のための推進剤を生成するのに十分なC、H、およびOを生成する可能性があります。バルクレゴリスや火砕ガラスを含む他の潜在的な月の炭素源は、炭素濃度が低いため、実行可能性が低くなります。
視線速度限界を超える太陽系外惑星の直接イメージング：HD134987システムへの適用
| Title |
Direct_Imaging_of_Exoplanets_Beyond_the_Radial_Velocity_Limit:_Application_to_the_HD_134987_System |
| Authors |
Zhexing_Li,_Sergi_R._Hildebrandt,_Stephen_R._Kane,_Neil_T._Zimmerman,_Julien_H._Girard,_Junellie_Gonzalez-Quiles,_Margaret_C._Turnbull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13531 |
将来の直接イメージングミッションでは、主に、主に視線速度（RV）技術を介して以前に検出された惑星を観測し、惑星の大気を特徴付けます。その間、直接イメージングは、既存の惑星系内で、十分に明るい反射フラックスを持っているが、他の方法で検出するには信号が不十分な新しい惑星を発見する可能性があります。ここでは、精度の制限のために惑星が近い将来RVによって検出される可能性が低いが、将来の直接イメージングミッションで反射光を介して発見される可能性があるパラメータ空間を調査します。実用的な例としてHD134987システムを使用し、さまざまな仮定を通じて同じパラメーター空間でRVと直接イメージング検出限界曲線を組み合わせ、RVとイメージング検出限界の間にあることを確認しながら架空の惑星をシステムに挿入します。動的シミュレーションと検索テストによってテストされた惑星の妥当性は、RV調査から隠されたままで、惑星が実際にイメージングによって検出できることを明らかにしました。直接画像検索は、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡と組み合わせることができるスターシェードランデブープローブと居住可能な太陽系外惑星天文台の2つのミッションコンセプトのスターシェードシミュレーションを使用して実行されました。この方法は、他のシステムや高コントラストの直接イメージング機器に適用でき、新しい太陽系外惑星の発見に関する将来のイメージング観測やデータ分析に役立つ可能性があります。
星間彗星2I /ボリソフ彗星におけるコンパクトな小石と揮発性物質の進化
| Title |
Compact_pebbles_and_the_evolution_of_volatiles_in_the_interstellar_comet_2I/Borisov |
| Authors |
Bin_Yang,_Aigen_Li,_Martin_A._Cordiner,_Chin-Shin_Chang,_Olivier_R._Hainaut,_Jonathan_P._Williams,_Karen_J._Meech,_Jacqueline_V._Keane,_and_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13545 |
星間旅行者である2I/Borisovは、私たちの太陽系でこれまでに検出された最初の明らかに活動的な太陽系外惑星です。アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）による2I/ボリソフ彗星の高解像度干渉観測と、超大型望遠鏡（VLT）による多色光学観測を行い、この彗星の塵の性質を包括的に理解しました。2I/Borisovのダストコマは、半径が約1mmを超えるコンパクトな「小石」で構成されていることがわかりました。これは、ダスト粒子が原始惑星系円盤の跳ね返り衝突段階で相互衝突によって圧縮されたことを示しています。ダストの質量損失率>=200kg/s、ダストとガスの比率>=3を導き出しました。VLTを使用した2I/Borisovの長期モニタリングは、コマで発生する重大なダストの断片化や昇華がなく、安定したダストの質量損失を示しています。また、ALMAを使用して一酸化炭素ガス（CO）からの排出を検出し、Q（CO）（3.3+/-0.8）x10^{26}モル/秒のガス生成率を導き出しました。2I/BorisovのCO/H$_2$O混合比は、近日点の前後で大幅に変化し、彗星の核の不均一性を示しており、揮発性の雪線を超えたさまざまな場所にさまざまな化学物質が存在する成分が形成されていることがわかりました。私たちの観測は、2I/Borisovのホームシステムが、私たち自身のシステムと同じように、原始惑星系円盤の最も内側の部分からCOの霜線を越えて効率的な放射状混合を経験したことを示唆しています。
コンパクトな3惑星系の軌道安定性、I：初期軌道分離と経度へのシステム寿命の依存性
私たちは、それぞれが地球と同じ大きさの3つの惑星からなるシステムの軌道力学を、1つの太陽質量の星の周りの同一平面上の最初は円軌道上で調査します。惑星の最初の準主軸は、それらの相互のヒル半径に関して等間隔に配置されています。これは、同じ質量の小さな惑星の公転周期の等比数列に相当します。私たちのシミュレーションは、惑星のさまざまな間隔を調査し、最大100億年の仮想時間、または惑星の任意のペアの軌道が交差するまで統合されました。3つ以上の惑星のシステムの以前の研究で見られた軌道間の分離に伴い、システムの寿命の同じ一般的な傾向が指数関数的に増加することがわかります。この論文の焦点の1つは、以前の数値研究で見つかった大まかな傾向を超えて、寿命のばらつきの性質と平均運動共鳴の不安定化効果を定量的に調査することです。5惑星系の以前の結果とは対照的に、3惑星系の重要な部分は、軌道間の初期分離が類似している他のほとんどのシステムよりも少なくとも数桁長く存続し、一部は10^{10}$年も存続します。5惑星系で見られるものよりも小さい軌道分離。初期の惑星の経度の大幅なシフトは、システムの寿命のおよそ2倍のばらつきを引き起こしますが、1つの惑星の初期位置をその軌道に沿って100メートルシフトすると、特に軌道交差までの時間の対数の変化が小さくなります。寿命の短いシステム。
コンパクトな3惑星系の軌道安定性、II：不安定性後の衝撃挙動
| Title |
Orbital_stability_of_compact_three-planet_systems,_II:_Post-instability_impact_behaviour |
| Authors |
Peter_Bartram,_Alexander_Wittig,_Jack_J._Lissauer,_Sacha_Gavino,_Hodei_Urrutxua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13658 |
最近の観測ミッションでは、かなりの数のコンパクトな太陽系外惑星システムが発見されました。これらのシステムの狭い軌道間隔は、それらの安定性の理解に多くの努力が払われることにつながりました。ただし、これらの研究の大部分の重要な制限は、2つの惑星の軌道が交差するとすぐにシミュレーションが終了することです。この作業では、コンパクトな3惑星システムの安定性を調査し、惑星の最初の衝突までシミュレーションを続けて、これらのシステムの寿命をよりよく理解できるようにします。3つの地球のような二次軌道によって最大10億の軌道を回る太陽のような星の、25,000ドルを超える統合を実行して、初期条件に焦点を当てて、同一平面と傾斜の両方の場合の初期条件の広いパラメーター空間を探索します。軌道間隔。時間の経過に伴う衝突の確率を計算し、特定の惑星のペア間の衝突の確率を決定します。軌道交差後も$10^8$軌道以上持続するシステムを見つけ、システムの不安定化後の生存時間が、最初の軌道分離、相互傾斜、惑星半径、および経験した最も近い遭遇にどのように依存するかを示します。さらに、惑星の初期位置のごくわずかな変化が衝突までの時間に与える影響を調べ、積分器の選択がシミュレーション結果に与える影響を示します。結果を全体を通して一般化して、内惑星が最初に$1$AUと$0.25$AUにあるシステムの動作の両方を示します。
| Title |
Grazing,_non-transiting_disintegrating_exoplanets_observed_with_the_planned_Ariel_space_observatory_--_A_case_study_using_Kepler-1520b |
| Authors |
Zolt\'an_Garai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13684 |
崩壊/蒸発する岩石系外惑星は、通過する惑星としてだけでなく、惑星の固体が通過しないが、彗星のような尾の一部が通過することができる、放牧された非通過体制でも観察できます。この場合、逃げる粒子の前方散乱が支配的なプロセスであり、観測者によって検出された親星の測光信号を増幅します。フラックスの変化は小さく、惑星系の最高の特性で約10^-3（1000ppm）ですが、観測が十分に正確であれば、検出は可能です。計画されているアリエル宇宙天文台は、トランジットの時間帯域幅（通常は10時間未満）で100ppm未満（目標は10ppm）の安定性を達成するように設計されています。このケーススタディでは、崩壊する太陽系外惑星Kepler-1520bを使用して、システムの軌道特性を変更し、かすめ、非通過軌道シナリオを取得し、さまざまな粒子サイズ、種、アリエル観測チャネル、およびその他の要因がどのように影響するかを調査しました。前方散乱ピークの振幅、および散乱イベントの検出可能性。私たちの最も重要な結果は、前方散乱振幅はダスト組成に敏感ではありませんが、粒子サイズ、観測チャネル、およびその他の要因に非常に敏感であるということです。これらの要因は、主に1ミクロンの粒子の検出可能性を低下させる可能性があります。0.1ミクロンの粒子は短波長で検出可能です。0.01ミクロンの粒子は、検出限界を下回る長くて非常に小さい前方散乱振幅を生成します。私たちの結果に基づいて、アリエルを使用すると、前方散乱に基づいて、通過するだけでなく、放牧、非通過の崩壊する太陽系外惑星も検出および調査できると結論付けることができます。そのような物体の観点から、アリエルの大きな利点は多波長観測の可能性です。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星のアッシュ領域における古代および現在の表面進化過程
| Title |
Ancient_and_present_surface_evolution_processes_in_the_Ash_regionof_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
A._Bouquety,_L._Jorda,_O._Groussin,_A._Sejourn\'e,_S._Bouley_and_F._Costard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13741 |
ロゼッタミッションは、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の核表面の詳細なデータを提供してくれました。彗星の活動とその核の表面進化に関連する物理的プロセスをよりよく理解するために、詳細な比較形態計測分析を実行しました。アッシュ地域にある2つのくぼみの。形態学的な時間的変化を検出するために、近日点前後の高解像度（0.07〜1.75mのピクセルスケール）の2つのくぼみのOSIRIS画像を比較しました。近日点の前後にArcGISソフトウェアを使用して、調査地域の数値標高モデル（DTM）から計算された動的高さと重力勾配を使用して、変化を定量化しました。私たちの比較形態計測分析は、最後のヘリオン通過の間にアッシュ領域の2つのくぼみで発生した時間的変化を検出して定量化することを可能にしました。2つのくぼみが数メートル大きくなっていることがわかります。最小の窪み（構造I）の面積は90+/-20％増加し、2つの優先的な成長がありました。1つはその足元に新しい岩が出現することに関連する崖の近くで、もう1つは反対側にあります。崖。最大の窪み（構造II）は全方向に成長し、面積が20+/-5％増加し、新しい堆積物は検出されていません。これらの2つのうつ病の変化は、氷の昇華によって引き起こされていると解釈しました。これは、氷の世界的な成長を説明し、地滑りを引き起こす可能性もあります。うつ病IIに関連する堆積物は、階段のような地形を示しており、異なる近日点通過からのいくつかの連続した地滑りの間にそれらが蓄積したことを示しています。全体として、これらの観察結果は、うつ病の成長や地滑りなどの短いタイムスケールで、および崖の後退などの長いタイムスケールで発生する複雑なアクティブプロセスと再形成イベントの追加の証拠をもたらします。
近接スーパーアースのトランジットタイミング変動に対する平衡潮汐の影響についてI.単一惑星系への適用とK2-265bの場合
| Title |
On_the_influence_of_equilibrium_tides_on_transit-timing_variations_of_close-in_super-Earths._I._Application_to_single-planet_systems_and_the_case_of_K2-265_b |
| Authors |
Gabriel_de_Oliveira_Gomes,_Emeline_Bolmont,_Sergi_Blanco-Cuaresma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13808 |
この作業では、惑星の潮汐相互作用が短周期の低質量の岩石系外惑星のトランジットタイミング変化に及ぼす影響を調査します。そのような目的のために、我々は最近開発されたクリープタイド理論を使用して、潮汐によって誘発されたTTVを計算します。最近開発されたポセイドニオスN体コードにクリープタイドを実装し、惑星系の結合スピン軌道相互作用の高精度な進化を可能にします。潮汐によって誘発されたTTVの分析の実用的な例として、私たちのバージョンのコードをK2-265b惑星に適用します。惑星の回転速度、均一な粘性係数、離心率による潮汐によって誘発されたTTVの依存性を分析します。私たちの結果は、惑星が非同期スピン軌道相互作用、特に3/2および2/1スピン軌道相互作用状態に閉じ込められている場合に、潮汐によって誘発されたTTVがより重要であることを示しています。近点移動と潮汐によって誘発された軌道減衰によって別々に誘発されたTTVの分析により、後者の効果は前者の効果よりも2〜3桁高い振幅のTTVを引き起こすのにはるかに効率的であるという結論が得られました。ポセイドニオスで得られた潮汐誘発TTVの調査結果を、以前の研究で使用されたトランジットタイミングの分析定式化と比較し、ポセイドニオスからのTTVの結果が分析定式化と非常によく一致していることを確認しました。これらの結果は、クリープタイド理論の実装を含む新しいバージョンのポセイドニオスを使用して、将来、より複雑なケースを研究できることを示しています。たとえば、コードを使用して多惑星システムを研究できます。この場合、TTVを取得するには、潮汐相互作用に加えて、惑星と惑星の重力摂動を考慮する必要があります。
z = 5.7-6.6での超発光Ly-alpha光度関数の進化
| Title |
The_Evolution_of_the_Ultraluminous_Ly-alpha_Luminosity_Function_over_z=5.7-6.6 |
| Authors |
Anthony_J._Taylor,_Lennox_L._Cowie,_Amy_J._Barger,_Esther_M._Hu,_Antoinette_Songaila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13382 |
宇宙の再電離のエポック（z>5）の近くでlogL（Lya）>43.5erg/sの超発光ライマンアルファ（Lya）放出銀河（ULLAE）は、LAE光度関数（LF）の明るい端を構成し、これらの極端なシステムの周りのイオン化された泡の形成を含む、再イオン化のプロセス。z=5.7でのULLAEの分光LFを示します。北楕円極を中心とし、広帯域（grizY）と狭帯域（NB816とNB921）の両方のイメージングを備えたHEROES〜45sq。degSubaruHyperSuprime-Cam調査のデータを使用して、NB816に基づいて候補ULLAEを選択しました。過剰で強力なブロードバンドライマンブレーク。ケックIIでDEIMOSを使用して17のULLAE候補を分光学的に観察しました。z=5.7のLAEとして12を確認し、そのうち9つはULLAEです。残りのソースは、z=5.7のAGN、z=0.63の[OIII]5007エミッター、赤い星、および2つの分光学的非検出です。確認された9つのULLAEを使用して、z=5.7でULLAELFを作成します。包括的な不完全性補正を適用した後、新しいz=5.7LFを最近のz=6.6LFおよび文献の他のLFと比較して、超発光端での進化を探します。z=5.7とz=6.6のULLAE共動数密度の全体的な比率は1.92（+1.12、-0.71）であり、これは0.28（+0.20、-0.20）dexのLFオフセットに対応します。
二重重水素化水のALMA観測：星前環境からの水の継承
| Title |
ALMA_observations_of_doubly_deuterated_water:_Inheritance_ofwater_from_the_prestellar_environment |
| Authors |
S._S._Jensen,_J._K._J{\o}rgensen,_L._E._Kristensen,_A._Coutens,_E._F._van_Dishoeck,_K._Furuya,_D._Harsono,_M._V._Persson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13411 |
太陽系における水のD/H比の起源を確立することは、星と惑星の形成過程における水の化学的軌跡を理解する上で中心的な役割を果たします。最近のモデリングでは、D$_2$O/HDOとHDO/H$_2$Oの比率の比較は、水の化学的進化を追跡し、特にD/H比率が分子雲またはローカルに確立されます。D$_2$Oカラム密度を決定し、低質量クラス0ソースB335およびL483に向けて暖かい領域でD$_2$O/HDO比を導き出すことを目指しています。結果は、宇宙化学モデルおよび以前の観測と比較され、水の化学的進化に対するそれらの影響を決定します。316.8GHzでのB335およびL483へのD$_2$O遷移のALMA観測を$<$0.5"（$<$100au）の分解能で提示し、内部の暖かいエンベロープガスを調べます。D$_2$Oのカラム密度、HDO、およびH$_{2}^{18}$Oは、単一の励起温度と3つの水同位体の同様の空間範囲を想定して、合成スペクトルモデリングと直接ガウスフィッティングによって決定されます。D$_2$Oは内側の暖かいエンベロープ内の両方のソースに対して検出されます。導出されたD$_2$O/HDO比は、L483および$（1.4\pm0.1）\times10の場合は$（1.0\pm0.2）\times10^{-2}$です。B335の^{-2}$。高いD$_2$O/HDO比は、星前相から内側の暖かいエンベロープまでの水の化学的継承を強く示しています。これは、星前相の局所的な雲の状態を意味します。、温度やタイムスケールなどは、後の段階で水化学を決定し、若いシステムでの化学的分化の源を提供する可能性があります。さらに、観測されたD$_2$O/H$_2$O比孤立したクラスター化された原始星への水の重水素分別で観察された二分法、すなわち、孤立したソースへのより高いD/H比をサポートします
AKARINEPワイドフィールドの活動銀河核カタログ
| Title |
Active_galactic_nuclei_catalog_from_the_AKARI_NEP_Wide_field |
| Authors |
Artem_Poliszczuk,_Agnieszka_Pollo,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Anna_Durkalec,_William_J._Pearson,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Matthew_Malkan,_Nagisa_Oi,_Simon_C.-C._Ho,_Hyunjin_Shim,_Chris_Pearson,_Ho_Seong_Hwang,_Yoshiki_Toba_and_Eunbin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13428 |
環境。NorthEclipticPole（NEP）フィールドは、活動銀河核（AGN）の研究に適した、独自のパンクロマティックデータのセットを提供します。AGN候補の選択は、多くの場合、中赤外線（MIR）測定に基づいています。このような方法は、その有効性にもかかわらず、MIR検出条件により、カタログの量を大幅に削減します。最新の機械学習技術は、光学および近赤外線（NIR）データのみを使用して同様の選択基準を見つけることにより、この問題を解決できます。目的。この作業の目的は、光学SUBARU/HSCとNIRAKARI/IRCデータの組み合わせを使用して、NEPフィールドから信頼性の高いAGN候補カタログを作成し、その結果、MIRベースのAKARI/IRC選択手法の効率的な代替手段を開発することでした。メソッド。効率的なAGN選択を実行するために、教師あり機械学習アルゴリズムのセットがテストされました。最良のモデルは多数決方式に形成され、最も人気のある分類結果を使用して最終的なAGNカタログが作成されました。カタログプロパティの追加分析は、CIGALEソフトウェアを介してスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングの形式で実行されました。結果。得られた465個のAGN候補（33個の119個のオブジェクトのうち）のカタログは、73％の純度と64％の完全性を特徴としています。この新しい分類は、MIRベースの選択との一貫性を示しています。さらに、取得したカタログの76％は、新しいAGN候補のほとんどでMIRが検出されないため、新しい方法でのみ見つけることができます。トレーニングデータ、コード、最終カタログはgithubリポジトリから入手できます。最終的なAGN候補者カタログは、発行後にCDSサービスを介して入手することもできます。
速度分解分光法によるM101およびNGC6946の[CII]発光の多相起源の特性評価
| Title |
Characterizing_the_Multi-Phase_Origin_of_[CII]_Emission_in_M101_and_NGC_6946_with_Velocity_Resolved_Spectroscopy |
| Authors |
Elizabeth_Tarantino,_Alberto_D._Bolatto,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Andrew_I._Harris,_Mark_Wolfire,_Christof_Buchbender,_Kevin_V._Croxall,_Daniel_A._Dale,_Brent_Groves,_Rebecca_C._Levy,_Denise_Riquelme,_J._D._T._Smith,_and_J\"urgen_Stutzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13452 |
158ミクロンの[CII]微細構造遷移は、銀河で最も明るい遠赤外線線であることがよくあります。イオン化ポテンシャルが低いため、C+はISMのイオン化、原子、および分子相を追跡できます。近くの銀河M101とNGC6946の約500pcスケールでのSOFIA/GREATからの速度分解[CII]と[NII]の指摘された観測を提示し、さまざまな環境にわたる[CII]放出の多相起源を調査します。[NII]観測を使用して、イオン化ガスがこれらの位置での[CII]放出にほとんど寄与しないことを示します。既存のCO（2-1）およびHIデータを使用して、[CII]発光を分子相および原子相に関連する成分にスペクトル分解し、信頼性の高い分解には10〜15のピーク信号対雑音比が必要であることを示します。一般に、私たちのポインティングでは、[CII]放出の50％以上が原子相から発生し、星形成率、金属量、またはガラクトセントリック半径に強く依存しないことがわかります。NGC6946の場所では、M101よりも分子相に関連する[CII]放出の割合が大きくなる傾向がある、これら2つの銀河のポインティングに違いがあります。また、弱い[CII]放出の傾向は弱いが一貫しており、原子媒体からの寄与が大きいことがわかります。[CII]冷却関数を使用して冷中性媒体の熱圧力を計算し、log（P_th/k）=3.8-4.6[Kcm^-3]を見つけます。これは、同様の決定よりもわずかに高い値です。星形成領域に偏っています。
| Title |
Pixel_color-magnitude_diagrams_of_galaxies_in_the_Fornax_cluster_using_S-PLUS_images |
| Authors |
C.G._Escudero,_A.V._Smith_Castelli,_F.R._Faifer,_L.A._Sesto,_C.L._Mendes_de_Oliveira,_F.R._Herpich,_C.E._Barbosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13496 |
銀河団は宇宙で最大の重力結合系であり、そのため、宇宙論研究において重要な役割を果たしています。それらの特性を統計的に研究するための重要なリソースは、多様な環境をカバーする均質で大きな画像データセットです。この意味で、12の光学バンドで南測光ローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）によって取得された広視野画像（1.4度^{2}）は、そのタイプの研究のための貴重なツールを構成します。この作品では、ろ座銀河団にあるさまざまな形態型の24個の銀河のサンプルに対応するピクセルの色と大きさの図の測光分析を提示します。
$ {S} ^ 5 $：インダスの恒星の流れの化学的性質によって明らかにされた明るい矮小銀河の破壊
| Title |
${S}^5$:_The_destruction_of_a_bright_dwarf_galaxy_as_revealed_by_the_chemistry_of_the_Indus_stellar_stream |
| Authors |
T._T._Hansen,_A._P._Ji,_G._S._Da_Costa,_T._S._Li,_A._R._Casey,_A._B._Pace,_L._R._Cullinane,_D._Erkal,_S._E._Koposov,_K._Kuehn,_G._F._Lewis,_D._Mackey,_N._Shipp,_D._B._Zucker,_J._Bland-Hawthorn,_and_the_S5_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13883 |
最近発見されたインダス恒星ストリームは、2つの外れ値の星、インダス$\_$0とインダス$\_$13が豊富にあるため、他のほとんどのストリームで見られるものと比較して、多様な化学的特徴を示します。Indus$\_$13は、$\mathrm{[Eu/Fe]}=+1.81$で、高速中性子捕獲（$r$-）プロセス要素の極端な強化を示します。したがって、それは$r$プロセスで強化された星の付加された性質の直接的な証拠を提供します。この論文では、インダス$\_$13の中性子捕獲元素の詳細な化学分析を示し、星がわずかにアクチニドに乏しいことを明らかにしました。もう1つの外れ値であるインダス$\_0$は、N、Na、およびAlの存在量が高い球状星団のような特徴を示し、残りのインダス星は矮小銀河の起源と互換性のある存在量を示します。したがって、Indus$\_0$は、球状星団を含む完全に破壊された矮星の最初の化学的証拠を提供します。インダス星の化学的特徴を使用して、こぐま座からろ座までの範囲の質量を持つ、化学的に進化したシステムである可能性が高い小川の前駆体の性質について説明します。
GW170817の正確なフラックス校正：X線の対応物は増加していますか？
| Title |
Accurate_flux_calibration_of_GW170817:_is_the_X-ray_counterpart_on_the_rise? |
| Authors |
E._Troja,_B._O'Connor,_G._Ryan,_L._Piro,_R._Ricci,_B._Zhang,_T._Piran,_G._Bruni,_S._B._Cenko,_H._van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13378 |
重力波過渡GW170817からのX線放射は、軸外から見た構造化された相対論的ジェットによって生成された非熱的残光放射としてよく説明されています。合併後3。3年後もX線の対応物が検出され続けていることを示しています。このような長続きする信号は、狭いジェットコアと約20度の視野角を特徴とする初期のジェットモデルの予測ではなく、X線放射の起源に対する新たな関心に拍車をかけています。文献の既存の不一致、特に遅い時間に再明るくなるX線の存在を明らかにすることを目的としたX線データセットの包括的な分析を提示します。私たちの分析では、X線フラックスの増加の証拠は見つかりませんでしたが、観測とジェットモデルの間の緊張が高まっていることを確認しています。モデル間の縮退を打破するには、電波とX線の波長でさらに観測することが重要です。
対不安定型質量ギャップを超えた母集団IIIの連星ブラックホールの合併について
1500$M_\odot$までの非常に大規模な人口（Pop。）III星を組み込んだバイナリ人口合成計算を実行し、バイナリブラックホール（BBH）の合併の性質を調査します。対不安定型質量ギャップを超えると、典型的な一次ブラックホール（BH）の質量は135-340$M_\odot$であることがわかります。一次BHの最大質量は、686$M_\odot$と同じくらい大きいです。両方の成分が質量ギャップより上にあるBBHは、有効な吸気スピン$\sim$0が低くなっています。これまでのところ、質量ギャップを超える決定的なBBHの合併は検出されておらず、合併率密度の上限が得られています。Popの初期質量関数（IMF）の場合。IIIの星は、単純に$\xi_m（m）\proptom^{-\alpha}$（単一のべき法則）として表されます。合併率の密度が超えないようにするには、$\alpha\gtrsim2.8$が必要であることがわかります。上限。将来的には、アインシュタイン望遠鏡やPre-DECIGOなどの重力波検出器は、高赤方偏移でBBHの合併を観測する予定です。ポップに厳しい制限を課すことができるかもしれないことをお勧めします。III将来の観測から得られた合併率密度を、理論的に導き出されたものと比較することによるIMF。
以前は静止していた2つの銀河からのX線準周期的噴火
| Title |
X-ray_Quasi-Periodic_Eruptions_from_two_previously_quiescent_galaxies |
| Authors |
R._Arcodia,_A._Merloni,_K._Nandra,_J._Buchner,_M._Salvato,_D._Pasham,_R._Remillard,_J._Comparat,_G._Lamer,_G._Ponti,_A._Malyali,_J._Wolf,_Z._Arzoumanian,_D._Bogensberger,_D.A.H._Buckley,_K._Gendreau,_M._Gromadzki,_E._Kara,_M._Krumpe,_C._Markwardt,_M._E._Ramos-Ceja,_A._Rau,_M._Schramm_and_A._Schwope |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13388 |
準周期的噴火（QPE）は、数時間ごとに繰り返され、銀河核の中央の超大質量ブラックホールの近くで発生するX線放射の極端な高振幅バーストです。現在、これらのイベントをトリガーするもの、それらがどのくらい続くか、そしてそれらが内部降着流の物理的特性にどのように関連しているかは不明です。以前は、偶然またはアーカイブデータのいずれかで見つかった2つのそのようなソースのみが知られており、光学スペクトルの輝線は、活発に降着する超大質量ブラックホールをホストしているものとして核を分類していました。ここでは、X線の空の半分をブラインドで体系的に検索して得られた、さらに2つの銀河でのQPEの検出について説明します。これらの銀河の光学スペクトルはブラックホール活動の兆候を示さず、活動銀河に典型的な既存の降着流がこれらのイベントを引き起こすのに必要ではないことを示しています。実際、新たに発見されたQPEの周期、振幅、およびプロファイルは、放射圧によって引き起こされる降着円盤の不安定性を引き起こす現在のモデルと一致していません。代わりに、QPEは軌道を回るコンパクトオブジェクトによって駆動される可能性があります。さらに、それらの観測された特性は、二次物体の質量が本体よりもはるかに小さいことを必要とし、将来のX線観測は、軌道進化による周期の可能な変化を制約する可能性があります。このシナリオは、マルチメッセンジャー天体物理学と宇宙論にかなりの影響を与える、いわゆる極端な質量比のインスピレーションの電磁気の対応物の実行可能な候補になる可能性があります。
2017年10月のフレアリング中のHBL1ES 1959 +650のAstroSat観測
| Title |
AstroSat_observation_of_the_HBL_1ES_1959+650_during_its_October_2017_flaring |
| Authors |
Zahir_Shah,_Savithri_H._Ezhikode,_Ranjeev_Misra_and_Rajalakshmi_T._R |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13472 |
AstroSat観測を使用して、2017年10月25〜26日の1ES1959+650のX線フレアリング活動の結果を示します。X線では線源は可変でした。総観測期間（$\sim130$ksecs）を5ksecsの時間セグメントに分割し、各セグメントのSXTおよびLAXPCスペクトルをフィッティングすることにより、線源のX線スペクトル特性の変化を調査しました。壊れたべき乗則粒子密度モデルのシンクロトロン放射は、対数放物線モデルよりも優れた適合を提供しました。X線束とブレーク1未満のエネルギーでの正規化された粒子密度は、ブレーク前のインデックスと反相関することがわかりました。ただし、$\sim60$ksecの遅延が導入された場合、密度とインデックスの間のより強い相関が得られました。正規化された粒子密度変動の振幅$|\Deltan_\gamma/n_\gamma|\sim0.1$は、インデックス$\Delta\Gamma\sim0.5$よりも小さいことがわかりました。粒子加速の時間スケールがそれ自体に匹敵する時間スケールで変化するシナリオで、振幅と時間遅延をモデル化します。このフレームワークでは、残りのフレームの加速タイムスケールは$\sim1.97\times10^{5}$秒、放出領域のサイズは$\sim6.73\times10^{15}$cmsと推定されます。
拡張放出がある場合とない場合の短いガンマ線バーストの形成率の宇宙論的進化
| Title |
Cosmological_Evolution_of_the_Formation_Rate_of_Short_Gamma-ray_Bursts_With_and_Without_Extended_Emission |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Vahe'_Petrosian,_Luke_Bowden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13555 |
中性子星-中性子星（NS-NS）または中性子星-ブラックホール（NS-BH）の合併に由来する、短いガンマ線バースト（SGRB）は、重力波に関連する最初の電磁エミッターです。この関連付けにより、SGRB形成率（FR）の決定が重要な問題になります。真のSGRBFRと、その宇宙星形成率（SFR）との関係を決定します。これは、小規模な大規模な合併を伴う予想される重力波（GW）率を決定するのに役立ちます。{\itSwift}によって観測されたSGRBを使用して、光度関数（LF）とFRの進化を決定するためのノンパラメトリック手法を、仮定なしで提示します。これらは、68個のSGRBのサンプルなど、小さなサンプル用の強力なツールです。両方が同じ前駆体から派生していると仮定して、拡張エミッション（SEE）がある場合とない場合のSGRBを組み合わせます。赤方偏移測定によってもたらされる不完全性を克服するために、コルモゴロフ-スミルノフ（KS）テストを使用して、すべてのソースを含む親サンプルから抽出された赤方偏移を持つソースのサンプルを生成するフラックスしきい値を見つけます。フラックス制限が$4.57\times10^{-7}$と$2.15\times10^{-7}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$のSGRBの2つのサブサンプルをそれぞれのKSで使用する{\itp=（1、0.9）}、光度の進化（LE）の3$\sigma$の証拠、$L\sim10^{50}$ergsでの大幅な急勾配を伴うべき乗則LFの破損が見つかりました。$^{-1}$、および赤方偏移とともに単調に減少するFRの進化（LEおよびしきい値とは無関係）。したがって、合併シナリオで予想されるように、SGRBは過去にSFRに比べてFRが遅れてより明るくなっていた可能性があります。
高密度物質の相転移の性質に対する大規模な中性子星半径の影響
| Title |
Impact_of_massive_neutron_star_radii_on_the_nature_of_phase_transitions_in_dense_matter |
| Authors |
Rahul_Somasundaram_and_J\'er\^ome_Margueron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13612 |
過去数年間で、中性子星（NS）のグローバルな特性の観測に大きな進歩が見られました。質量、半径、潮汐の変形性。このような特性は、観測された質量と半径の間の関係と状態方程式（EoS）が十分に理解されている場合に、NSの内部コアで起こりうる相転移に関する情報を提供します。本研究では、EoSを軟化させ、その結果、NSの半径だけでなく最大質量も減少させる一次相転移に焦点を当てます。ここでは、一次相転移を起こすEoSの明示的な例を構築することにより、この従来の期待に挑戦しますが、純粋にハドロンの対応物よりもはるかに硬いものです。また、NSのコアに強い反発力があることを示唆する最近提案されたクォーキオニックEoSとの比較を提供し、それらの剛性がエキゾチック物質への一次相転移によって現実的に偽装できることを示します。
| Title |
Models_of_binary_neutron_star_remnants_with_tabulated_equations_of_state |
| Authors |
Panagiotis_Iosif_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13672 |
連星中性子星合体の残骸の回転プロファイルを再現できる新しい差動回転法則の出現により、数値シミュレーションの残骸に似た特性を持つ平衡モデルの構築への道が開かれました。雨竜らによる4パラメータの差動回転則を使用して、合併の残骸のモデルを構築します。（2017）および3つの表形式のゼロ温度状態方程式。モデルには、数値シミュレーションによって構築された経験的関係によって決定される角運動量があります。一定の角運動量シーケンスに沿った転換点の決定を含む、マージレムナント平衡シーケンスのパラメータ空間の体系的な調査の後、特定の回転法則がしきい値質量を再現して、ブラックホールへの崩壊を促すことができることがわかりました。考慮されるすべての場合において、数値シミュレーションに関してわずか1％の相対的な違い。さらに、我々の結果は、閾値質量での残骸の平衡モデルのコンパクトさと最大質量の非回転モデルのコンパクトとの間の可能な相関関係を示しています。連星中性子星合体シミュレーションのもう1つの重要な予測は、比較的ゆっくりと回転する内部領域です。ここで、角速度$\Omega$（無限遠で観測者が測定）は、主に慣性系の引きずり角速度$\omega$によるものです。Uryu+回転則のパラメーター空間の調査では、この特性を持つ準球形（タイプA）の残差モデルが自然に見つかります。私たちの調査は、連星中性子星の残骸の主要な特性に対する差動回転法則と状態方程式の影響を明らかにし、将来の研究に熱効果を含めるための基礎を築きます。
高緯度$ \ gamma $-光線の空における最近の宇宙線加速の兆候
| Title |
Signatures_of_Recent_Cosmic-Ray_Acceleration_in_the_High-Latitude_$\gamma$-Ray_Sky |
| Authors |
Gu{\dh}laugur_J\'ohannesson_(University_of_Iceland,_Nordita),_Troy_A._Porter_(Stanford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13708 |
宇宙線（CR）源は、銀河全体の過去の注入活動と伝播から蓄積されたバックグラウンド分布を超えて、それらの近くの相対論的粒子密度を一時的に高めます。個々の光源が太陽系に十分に近い場合、それらの局所的な増強は、CRの測定されたスペクトルおよび関連する二次電磁放射の特徴として現れる可能性があります。ラジオの空に見える構造のような大規模なループは、そのような近くのCRソースの可能性のあるサインです。もしそうなら、これらのループはまた、高緯度の$\gamma$線の空に対応するものを持っているかもしれません。フェルミ大面積望遠鏡からの$\sim$10年のデータを使用し、ガウス過程を含むベイズ分析を適用して、空の領域の1GeVから1TeVのエネルギー範囲で推定される近くのCR源に関連する拡張強化放射を検索します$|b|>30^\circ$。星間ガス分布の知識が不完全であるため、系統的な不確実性を注意深く制御します。RadioLoop〜IVは、初めて$\gamma$線エミッターとして識別され、Loop〜Iからのかなりの放射も検出されました。いわゆる「フェルミバブル」の一部に関連している可能性のある銀河系$l=0^\circ$子午線に関する非対称の特徴についての強力な証拠が見つかり、$\gamma$線からの放出についてもいくつかの証拠が見つかりました。他の無線ループ。排出源の特徴と可能な場所を生成するCRへの影響について説明します。
TeV宇宙線の源としての衝突風バイナリ
コンパクトな物体を含むガンマ線連星に加えて、高エネルギー（HE）および超高エネルギー（VHE）のガンマ線も衝突する風の連星から検出されています。風の衝突により、各風に1つずつ、2つの強い衝撃波面が生成されます。どちらも、粒子が非常に高いエネルギーに加速される、圧縮および加熱されたプラズマの衝撃領域を囲んでいます。磁場は、粒子の加速度が大きく依存する衝撃を受けた領域でも増幅されます。この作業では、プラズマ変動の影響を受ける受動帯電試験粒子の運動学を進化させるコードと組み合わせて、衝突する風の完全な3次元電磁流体力学シミュレーションを実行しました。初期の熱分布を持つテスト粒子の大規模なアンサンブルの実行後、そのような衝撃は、の初期磁化レベルに応じて、数十GeVから数TeVまでの非熱集団（全粒子のほぼ1％）を生成することを示します。恒星風。MeV/sからGeV/sの範囲で、衝撃波の磁場が増幅された乱流プラズマに関連する最速の加速の軌跡を決定することができました。これらの結果は、衝突する風のバイナリが、動的および拡散のタイムスケールと比較して、比較的短いタイムスケールで、実際に高エネルギー粒子のかなりの集団を生成できることを示しています。
RXTE-ASMおよびMAXI観測を使用したはくちょう座X-1の長期X線束分布
| Title |
The_long-term_X-ray_flux_distribution_of_Cygnus_X-1_using_RXTE-ASM_and_MAXI_observations |
| Authors |
Kabita_Deka,_Zahir_Shah,_Ranjeev_Misra_and_Gazi_Ameen_Ahmed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13856 |
2つのエネルギーバンドB（3-5keV）とC（5-12.1keV）のRXTE-ASM光度曲線と、エネルギーバンドB（4-10keV）のMAXI光度曲線を使用して、はくちょう座X-1の長期フラックス分布を調べました。）＆C（10-20keV）。フラックスヒストグラムは、2成分モデルを使用して適合されました。MAXIデータの場合、各コンポーネントは、ガウス分布ではなく、対数正規分布に適合します。それらの最適な重心と、ソースがそのコンポーネントにいる時間の割合は、ハードおよびソフトスペクトル状態のものと一致しています。したがって、はくちょう座X-1の状態の長期フラックス分布は、対数正規性を持ちます。はるかに短いタイムスケールで以前に見つかったものと同じです。RXTE-ASMデータの場合、ハード状態にほぼ対応する1つのコンポーネントは対数正規分布でより適切に表されますが、もう1つのコンポーネントではガウス分布が優先され、重心がソフト状態と一致しません。この不一致は、MAXIのもの（〜4％）と比較して、RXTE-ASMデータの中間状態の大部分（〜11.25％）。フラックス分布を3つの成分でフィッティングしても、RXTE-ASMまたはMAXIデータのいずれも改善されませんでした。これは、中間状態に対応するデータが別個のスペクトル状態を表すのではなく、2つの状態間の遷移を表す可能性があることを示しています。
モデルベースの強化学習を使用した補償光学制御
| Title |
Adaptive_Optics_control_using_Model-Based_Reinforcement_Learning |
| Authors |
Jalo_Nousiainen,_Chang_Rajani,_Markus_Kasper_and_Tapio_Helin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13685 |
強化学習（RL）は、天文学の補償光学（AO）システムを制御するための新しいアプローチを提供します。時間遅延やキャリブレーションエラーなど、AOのパフォーマンスを妨げることが多いいくつかの側面に効果的に対処することを約束します。AO制御ループをモデルベースのRL問題（MBRL）として定式化し、数値シミュレーションで、開口部全体に24の解像度要素を持つ単純なシャックハルトマンセンサー（SHS）ベースのAOシステムに適用します。シミュレーションは、MBRL制御のAOが乱流の時間的変化を予測し、AOの典型的なキャリブレーションの問題である変形可能ミラーとSHSの間の位置ずれに適応することを示しています。このメソッドは、数秒のタイムスケールで継続的に学習するため、変化する条件に自動的に適応することができます。
ソーラーオービターに搭載されたメティスの宇宙線フラックスの予測と観測
| Title |
Cosmic-ray_flux_predictions_and_observations_for_and_with_Metis_on_board_Solar_Orbiter |
| Authors |
C._Grimani,_V._Andretta,_P._Chioetto,_V._Da_Deppo,_M._Fabi,_S._Gissot,_G._Naletto,_A._Persici,_C._Plainaki,_M._Romoli,_F._Sabbatini,_D._Spadaro,_M._Stangalini,_D._Telloni,_M._Uslenghi,_E._Antonucci,_A._Bemporad,_G._Capobianco,_G._Capuano,_M._Casti,_Y._De_Leo,_S._Fineschi,_F._Frassati,_F._Frassetto,_P._Heinzel,_G._Jerse,_F._Landini,_A._Liberatore,_E._Magli,_M._Messerotti,_D._Moses,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_M.G._Pelizzo,_P._Romano,_C._Sasso,_U._Sch\"uhle,_A._Slemer,_T._Straus,_R._Susino,_L._Teriaca,_C.A._Volpicelli,_J._L._Freiherr_von_Forstner,_P._Zuppella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13700 |
メティスコロナグラフは、ESA/NASAソーラーオービターミッションでホストされているリモートセンシング機器の1つです。Metisは、可視光（VL）と紫外線（UV）の両方で太陽コロナの最初の同時イメージングを実行することに専念しています。高エネルギー粒子は宇宙船の材料に浸透し、搭載機器の性能を制限する可能性があります。ここでは、試運転段階でメティスが合計60秒間の露光時間で収集した最初のVL画像で観測された銀河宇宙線（GCR）トラックの研究を紹介します。同様の分析がUVチャネルについても計画されています。ここでは、メティスのコロナグラフの性能を研究するソーラーオービターミッションの最初の部分で、最大数百GeVのGCRフラックスの予測が行われます。GCRモデルの予測は、2020年夏に10MeV〜100MeVの範囲でEPD/HET実験によってソーラーオービターに搭載された観測値および以前の測定値と比較されます。70MeVn$^{-1}$を超える推定宇宙線フラックスもパラメータ化され、メティスコロナグラフVL画像で宇宙線トラック観測を再現することを目的としたモンテカルロシミュレーションに使用されています。同じパラメータ化を使用して、他の検出器のパフォーマンスを調べることもできます。MetisVL画像の宇宙線トラックの観測とVL検出器の宇宙線相互作用のFLUKAモンテカルロシミュレーションを比較すると、宇宙線は10$^{-4}$のオーダーの一部を発射することがわかります画像全体のピクセルサンプル。したがって、宇宙線はMetisVL画像の品質に大きな影響を与えません。また、MetisVL画像での宇宙線識別の全体的な効率は、Z$>$2粒子の寄与にほぼ等しいことがわかります。その結果、メティスのコロナグラフは、ミッション期間全体での長期的なGCR変動の陽子モニターの役割を果たす可能性があります。
PyTorchDIA：差分画像分析への柔軟でGPUで高速化された数値アプローチ
| Title |
PyTorchDIA:_A_flexible,_GPU-accelerated_numerical_approach_to_Difference_Image_Analysis |
| Authors |
James_A._Hitchcock,_Markus_Hundertmark,_Daniel_Foreman-Mackey,_Etienne_Bachelet,_Martin_Dominik,_Rachel_Street,_Yiannis_Tsapras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13715 |
高速カーネルおよび差分バックグラウンドソリューションのためのGPU加速数値アプローチを提示します。Bramich（2008）差分画像分析アルゴリズムで提案されたモデル画像は、非常に単純な畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に類似しており、単一の畳み込みフィルター（つまりカーネル）と追加されたスカラーバイアス（つまり微分背景）があります。ここでは、古典的な分析線形最小二乗の意味で離散ピクセル配列を解きません。代わりに、PyTorchテンソル（GPU互換の多次元行列）と関連する深層学習ツールを利用することで、本質的に超並列最適化を介してカーネルを解決します。差分画像分析（DIA）問題を自動微分ツールを利用するGPU加速最適化としてキャストすることにより、アルゴリズムはスカラー目的関数の選択に柔軟に対応し、天文データセットに対して少なくとも1桁速くDIAを実行できます。その古典的なアナログより。より一般的には、機械学習用に開発されたツールを使用して、一般的なデータ分析とモデリングの問題に対処できることを示します。
MUSEIIで見られる若い大規模なSMCクラスターNGC330。大星の種族の多重度特性
| Title |
The_young_massive_SMC_cluster_NGC_330_seen_by_MUSE_II._Multiplicity_properties_of_the_massive-star_population |
| Authors |
J._Bodensteiner,_H._Sana,_C._Wang,_N._Langer,_L._Mahy,_G._Banyard,_A._de_Koter,_S._E._de_Mink,_C._J._Evans,_Y._G\"otberg,_L._R._Patrick,_F._R._N._Schneider,_F._Tramper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13409 |
若い散開星団（<〜8Myr）の大質量星の観測は、それらの大部分が連星系にあり、それらのほとんどがそれらの寿命の間に相互作用することを示しました。20Myrより古い大質量星の集団は、多くのシステムが質量と角運動量の伝達を経験した後、そのような相互作用の結果を精査することを可能にします。マルチエポック面分光法を使用して、小マゼラン雲のNGC330（〜40Myr）の大質量星集団の多重度特性を調査し、多重度特性の恒星進化の痕跡を検索します。補償光学によってサポートされるVLT/MUSE観測の6つのエポックから、スペクトルを抽出し、F814W=19より明るい星の視線速度を測定します。RVの大幅な変動と二重線の分光バイナリを介して、単一線の分光バイナリを識別し、バイナリ検出の観測バイアス。観測された分光連星の割合は13.2+/-2.0％です。log（P）=0.15-3.5、q=0.1-1.0の範囲の周期と質量比、および軌道パラメーター分布の代表的なセットを考慮すると、バイアス補正された近接バイナリの割合は34+8-7％であることがわかります。これは、より暗い星では減少しているように見えます。これは、近いバイナリの割合がBタイプの領域で低下するか、周期分布がより長い公転周期に向かってより重く加重されることを示します。両方の割合は、色と大きさの図のさまざまな領域で大きく異なります。これは、おそらく、さまざまな星のグループのバイナリ履歴の痕跡を明らかにしています。低金属量でのB型星の大規模なサンプルの最初の均質なRV研究を提供します。NGC330のB星の全体的なバイアス補正された近接バイナリの割合は、若い銀河系およびLMCクラスターで報告されたものよりも低くなっています。これが年齢によるものなのか、金属性の影響によるものなのかを確認するには、さらに多くのデータが必要です。
紅炎形成の統一モデル
太陽の隆起またはフィラメントの形成を説明するためにいくつかのメカニズムが提案されており、その中で直接噴射および蒸発-凝縮モデルが2つの最も人気のあるモデルです。直接噴射モデルでは、冷たいプラズマが彩層から磁力線に沿ってコロナに放出されます。蒸発-凝縮モデルでは、冷たい彩層プラズマは100万度以上に加熱され、コロナに蒸発します。そこで蓄積されたプラズマは最終的に熱不安定性または非平衡に達し、凝縮して冷たい隆起になります。この論文では、2つのメカニズムを統合しようとしています。フィラメント形成の本質は、彩層の局所的な加熱です。下部彩層で加熱が発生すると、ガス圧の上昇により上部彩層の冷たいプラズマがコロナまで移動します。このようなプロセスは、直接噴射モデルとして表されます。上部彩層で加熱が発生した場合、局所プラズマは百万度に加熱され、コロナに蒸発します。その後、血漿は凝縮して隆起を形成します。このようなプロセスは、蒸発-凝縮モデルとして表されます。放射流体力学シミュレーションにより、広く受け入れられている2つの紅炎の形成メカニズムをこのような単一のフレームワークに実際に統合できることを確認しました。注入プロセスと蒸発凝縮プロセスの両方が同時に発生する特定のケースも見られます。
太陽フィラメントの微細構造とそれらの逆流流のシミュレーション
太陽の肢の上に現れるときに太陽の隆起とも呼ばれる太陽のフィラメントは、多数の長いフィブリルのような糸からなる、高温の希薄な太陽コロナに浮遊する冷たくて密度の高い物質です。これらのスレッドは、太陽フィラメントの物理学を開示するための鍵です。同様の構造が銀河団にも存在します。それらの不思議な形成に加えて、フィラメントの糸は交互の方向に動くことが観察され、それは逆流流と呼ばれます。しかし、これらの流れの起源はまだ明らかにされていません。ここでは、太陽表面での乱流加熱が鍵であり、太陽表面からコロナに物質をランダムに蒸発させ、太陽コロナのまばらな糸の形成と逆流を自然に再現することを報告します。さらに、コールドH$\alpha$の逆流は主にフィラメントスレッドの縦振動によるものですが、スレッド間のコロナには、一方向の流れが交互に現れる数百万ケルビンの逆流があることをお勧めします。
恒星の彩層では、放射エネルギー輸送は最も強いスペクトル線のみによって支配されます。これらの線の場合、局所熱力学的平衡（LTE）の近似は非常に不正確であることが知られており、一般に平衡状態を想定することはできません。これらの条件下での放射エネルギー輸送を計算するには、すべての時間依存項を含めて、人口進化方程式を明示的に評価する必要があります。時間に依存するすべての項を一次に保ちながら、時間的に暗黙的な方法で原子レベルの母集団の進化方程式を解くための数値解法を開発します。母集団の時間依存性の線形近似は、精度を失うことなく非常に大きな時間ステップを処理できることを示します。非LTEの動的平衡解と、太陽彩層における典型的なイオン化/再結合の時間スケールの観点から、以前の確立された研究からのベンチマーク解を再現します。
不透明度分布関数を使用した放射伝達：狭帯域フィルターへの適用
| Title |
Radiative_transfer_with_opacity_distribution_functions:_Application_to_narrow_band_filters |
| Authors |
L._S._Anusha,_A._I._Shapiro,_V._Witzke,_M._Cernetic,_S._K._Solanki,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13661 |
さまざまなスペクトル通過帯域における恒星放射強度のモデリングは、恒星物理学において重要な役割を果たします。同時に、高分解能スペクトルを直接計算し、それを特定のスペクトル通過帯域で積分することは、原子および分子の線が膨大な数であるため、計算量が多くなります。これは、恒星大気の3次元（3D）モデルを使用する場合に特に当てはまります。計算を高速化するために、たとえば不透明度分布関数（ODF）の使用などの近似方法を使用できます。一般に、ODFは、従来のスペクトル合成、つまり厳密に長方形の透過関数を備えたフィルターを介した強度の計算の適切な近似を提供します。ただし、フィルターの透過率が通過帯域内で著しく変化すると、性能が大幅に低下します。これは、恒星物理学で日常的に使用されているほとんどすべてのフィルターに当てはまります。これに関連して、この論文の目的は次のとおりです。a）任意の透過関数を持つフィルターを介して強度を計算するためのODF法を一般化する。b）恒星大気の3Dモデルから発生する強度を計算するための標準および一般化されたODFメソッドのパフォーマンスを研究する。この目的のために、新しく開発されたMPS-ATLAS放射伝達コードを使用して、放射電磁流体力学コードMURaMでシミュレートされた強度の緊急3Dキューブを計算します。計算は1.5Dレジームで実行されます。つまり、シミュレートされた立方体を通過する多くの平行光線に沿って実行されます。一般化されたODF法により、スペクトル強度とその中心から四肢への変動を正確かつ高速に合成できることを示します。
6つの完全に食い込んだ接触連星の測光研究と絶対パラメータ推定
| Title |
Photometric_study_and_absolute_parameters_estimation_of_six_totally_eclipsing_contact_binaries |
| Authors |
Kai_Li,_Qi-Qi_Xia,_Chun-Hwey_Kim,_Xing_Gao,_Shao-Ming_Hu,_Di-Fu_Guo,_Dong-Yang_Gao,_Xu_Chen,_Ya-Ni_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13759 |
6つの完全に食い込んでいる接触連星の高精度CCD観測が提示され、分析されました。1つのターゲットだけがAタイプの接触連星（V429Cam）であり、他のターゲットはWタイプの接触連星であることがわかります。光の最小値の時間を分析することにより、それらのうちの2つは長期的な期間の増加を示し、3つは長期的な期間の減少を示すことを発見しました。V1033Herの場合、長期的な増加に重ね合わされた周期的な変動が発見されました。ガイア距離を173個の接触連星の絶対パラメータによって計算された距離と比較することにより、ガイア距離を適用してほとんどの接触連星の絶対パラメータを推定できることがわかりました。6つのターゲットの絶対パラメータは、ガイア距離を使用して推定されました。接触連星の進化的状態が研究され、A-およびW-サブタイプの接触連星が異なる形成チャネルを持っている可能性があることがわかりました。101個の接触連星の分光学的質量比と測光的質量比の関係が提示されました。測光質量比は、ほぼすべての完全に食い込んでいるシステムの分光学的質量比とよく一致していることが発見されました。これは、Pribullaetal。（2003a）およびTerrell＆Wilson（2005）。
ほこりの割合が大きいと、音波の伝播を防ぐことができます
塵は、いくつかの天体物理学的プロセスにおいて中心的な役割を果たしています。したがって、ダスト/ガスの数値解法の必要性、およびそれらをベンチマークするための分析上の問題。精力的なダスト波の問題では、音波が大きな臨界ダスト部分を超えて混合物を伝播できない領域を発見します。このレジームを分析的に特徴付け、大きなダストフラクションでの数値ソルバーの精度をテストするために使用します。
Planckは実際にBunch-Davies状態を「見る」のでしょうか？
| Title |
Does_Planck_Actually_"See"_the_Bunch-Davies_State? |
| Authors |
Rose_Baunach,_Nadia_Bolis,_R._Holman,_Stacie_Moltner,_Benoit_J._Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13410 |
プランク衛星の観測は、インフレパラダイムの量子部分の確認としてどの程度解釈できますか？それはBunch-Davies状態を「見た」のでしょうか？Bunch-Daviesの解釈を、観客のスカラー場の変動がメートル法の摂動$\zeta$の変動と絡み合っているいわゆるもつれ状態を使用した解釈と比較対照します。最初に、時間とともに進化する期待値$\sigma（t）$を持つ観客スカラー場$\Sigma$が、このような状態を一般的に生成する方法を示します。次に、この状態を使用してパワースペクトル$P_{\zeta}（k）$を計算し、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性$C_l$を計算します。Bunch-Davies（BD）状態を使用した標準計算とは興味深い違いがあります。BD状態からのこのクラスの偏差に興味深い境界を設定するために既存のデータがすでに使用されている可能性があり、状態のパラメーターの一部の値について、パワースペクトルがプランク衛星データと一致している可能性があると主張します。
大規模な水Gd検出器でのDSNB検索におけるバックグラウンド識別を強化するためのCNN
| Title |
CNNs_for_enhanced_background_discrimination_in_DSNB_searches_in_large-scale_water-Gd_detectors |
| Authors |
David_Maksimovi\'c,_Michael_Nieslony_and_Michael_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13426 |
大型水チェレンコフ検出器のガドリニウム負荷は、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）を検出するための主要な方法です。強化された中性子タグ付け機能は単一イベントのバックグラウンドを大幅に削減しますが、IBD一致シグネチャを模倣する相関イベントは潜在的に有害なバックグラウンドのままです。大気ニュートリノの中性カレント（NC）相互作用は、特に約12〜30MeVに達する観測ウィンドウの低エネルギー範囲で、DSNB信号を支配する可能性があります。本論文は、この背景を識別するための新しい方法を調査します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、プロンプトイベントのPMTヒットパターンを直接分析および分類する可能性を提供します。簡略化されたスーパーカミオカンデのような検出器のセットアップで生成されたイベントに基づいて、トレーニングされたCNNは、残りのNCバックグラウンドを元のレートの2％に減らしながら、96％の信号効率を維持できることがわかります。スーパーカミオカンデでのDSNB信号の最近の予測とNCバックグラウンドレベルの測定値を比較すると、対応する信号対バックグラウンド比は約4：1であり、DSNB検出に優れた条件を提供します。
基本相互作用の標準モデル（SM）は、物理学で最も正確な理論の1つを表しています。SMの予測の中には、たとえば、電子の異常磁気モーメント$a_e=0.001159652181643（764）$があります。この予測は、物理学の歴史の中で最も正確な予測である有効数字10桁以上の実験結果と一致しています。しかし、今日では、SMが宇宙の物質内容の$5\％$しか説明していないといういくつかの証拠があります。他の$95\％$は、いわゆるダークエネルギーとダークマターで構成されています。それらの名前が示すように、宇宙のエネルギー/物質含有量のこれら2つの要素の性質はまだ不明であり、素粒子物理学者にとって最も重要な課題の1つを表しています。この論文では、宇宙のこれらの神秘的な構成要素の1つである暗黒物質の現象学の研究に焦点を当てました。その存在の証拠はたくさんありますが、この新しいタイプの物質はまだ検出されていません。結果として、暗黒物質の特性を説明できるモデルの風景は巨大です。本研究では、実験結果を用いて限界を設定し、いくつかの暗黒物質モデルを提案し、研究します。
QCDからの中性子星の放射状振動
冷たくて密度の高いQCDでの第一原理計算から得られ、観測データによって制約された一連の状態方程式によって生成された中性子星の微小放射状振動に対する安定性を研究します。クォーク物質のコアを含む可能性のある星では、等角境界$c_{s}=1/\sqrt{3}$の軽度および大規模な違反を考慮します。質量半径図の一部の中性子星ファミリーは、コア付近の大きな振動振幅のために動的に不安定になります。
| Title |
Beyond_freeze-in:_Dark_Matter_via_inverse_phase_transition_and_gravitational_wave_signal |
| Authors |
S._Ramazanov,_E._Babichev,_D._Gorbunov,_A._Vikman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13722 |
重力波の発生と自然に関連する暗黒物質生成の新しいシナリオを提案します。暗黒物質は実際のスカラーとしてモデル化されており、別のスカラー場へのポータル結合を介して高温の原始プラズマと相互作用します。結合の特定の兆候について、このシステムは逆の2次相転移を示します。後者は、ポータルの相互作用が非常に弱くてフリーズインメカニズムが非効率的である場合でも、豊富なダークマターの生成につながります。このモデルは、逆相転移のかなり前の宇宙における磁壁形成を予測します。これらの磁壁の張力は時間とともに減少し、逆相転移で完全に消失するため、宇宙を過剰に閉じる問題が回避されます。磁壁ネットワークは、暗黒物質の特性によって定義された特性を持つ重力波を放出します。特に、重力波のピーク周波数はポータル結合定数によって決定され、現在計画されている重力波検出器の観測可能な範囲内にあります。
疑似共形モデルにおける巨大コンパクト星の音速とコア
核物質密度$n_0$の2倍より高い密度で「明示的な」QCD自由度を呼び出さずにトポロジー変化の観点からバリオンクォークの連続性を定式化すると、巨大なコンパクト星のコアは部分荷電粒子の観点から説明できます。、純粋なバリオンや限定されていないクォークのように振る舞うことはありません。ローカルゲージと疑似コンフォーマル（または壊れたスケール）の両方の隠された対称性は、$\gsim3n_0$で疑似コンフォーマル（PC）音速$v_{pcs}^2/c^2\約1/3$につながりますコンパクト星で。これらの対称性は強い核相関から「創発的」であると主張し、核相関によって適切に露出されたQCDの隠れた対称性を反映していると推測します。核内の超許容Gamow-Teller遷移における$g_A$の消光と、ディラトン限界固定点で予測されるPC音速の$n\gsim3n_0$での早熟な開始との間の可能なリンクについて提案します。「クォークオニック」および他のハイブリッド構造に関して行われるように、バリオン-クォーク連続性に対して明示的なクォーク自由度を実装することは、チェシャ猫メカニズムまたはいわゆる「チェシャカテキズム」のクラスに属することを提案します。この概念をサポートするために、現在利用可能な実験的観察との対立が議論されています。
| Title |
Revisiting_isocurvature_bounds_in_models_unifying_the_axion_with_the_inflaton |
| Authors |
Guillermo_Ballesteros,_Andreas_Ringwald,_Carlos_Tamarit,_Yvette_Welling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.13847 |
ペッチェイ・クイン対称性の自発的対称性の破れがインフレーションの前または最中に起こり、アクシオン暗黒物質がミスアラインメントメカニズムから生じるアクシオンシナリオは、宇宙マイクロ波背景放射の等曲率境界によって制約される可能性があります。暗黒物質の等曲率は、アクシオンとインフラトンの相互作用があるモデルでは抑制されていると考えられており、アクシオンの摂動は、膨張中に地平線を横切るときに凍結すると想定されています。ただし、この仮定は、相互作用自体のために過度に単純化される可能性があります。特に、再加熱中の非摂動効果は、アクシオン摂動の劇的な成長につながる可能性があります。ペッチェイ・クイン場がインフレに関与する2つのモデルで格子計算を実行します。アクシオン摂動の成長は、ペッチェイ・クイン対称性がアクシオン崩壊定数$f_A\lesssim10^{16}$-$10^{17}$GeVに対して復元され、暗黒物質の過剰につながるようなものであることがわかります。、$f_A\lesssim2\times10^{11}$GeVでない限り。$f_A\gtrsim10^{16}$-$10^{17}$GeVの場合、CMBスケールへの素朴な外挿が等曲率境界の違反を示唆するように、低い運動量でアクシオン摂動の大きな成長が見られます。
