日本語で流し読むastro-ph

前日にarXivに登録された論文のアブストを機械翻訳してお届けします(毎日15時台に更新)

Wed 28 Apr 21 18:00:00 GMT -- Thu 29 Apr 21 18:00:00 GMT

NANOGrav12。5年データセットを使用した宇宙論相転移からの重力波の検索

Title Searching_For_Gravitational_Waves_From_Cosmological_Phase_Transitions_With_The_NANOGrav_12.5-year_dataset
Authors Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Bence_B\'ecsy,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Siyuan_Chen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_A._Miguel_Holgado,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Vincent_S._H._Lee,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Andrea_Mitridate,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Xavier_Siemens,_Joseph_Simon,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Daniel_R._Stinebring,_Kevin_Stovall,_Jerry_P._Sun,_Joseph_K._Swiggum,_Stephen_R._Taylor,_Jacob_E._Turner,_Michele_Vallisneri,_Sarah_J._Vigeland,_Caitlin_A._Witt,_and_Kathryn_M._Zurek
URL https://arxiv.org/abs/2104.13930
NANOGrav12。5年のデータセットから、45パルサーの1次相転移重力波信号を検索します。データは、電弱スケールより低い温度で発生する強い一次相転移の観点から説明できることがわかります。私たちの検索では、一次相転移からの信号が超大質量ブラックホール連星の合併によって生成された信号と縮退していることがわかりました。興味深い未解決の質問は、重力波観測所がそのような信号をどれだけうまく分離できるかということです。

RELIKE:Planck2018データからの再電離効果の可能性

Title RELIKE:_Reionization_Effective_Likelihood_from_Planck_2018_Data
Authors Chen_Heinrich_and_Wayne_Hu
URL https://arxiv.org/abs/2104.13998
最新のPlanck2018データに基づく高速で正確な有効尤度コードであるRELIKE(ReionizationEffectiveLikelihood)をリリースします。これにより、CMB再電離主成分(PC)からの5つの制約を使用して、$6<z<30$の間で再電離のモデルを制約できます。。単純なガウスPC尤度またはその完全なカーネル密度推定のいずれかを使用して、正確なPlanck尤度をサンプリングすることとの優れた一致を示した、2つのサンプルモデルでコードをテストしました。このコードは、Planck制約を他の再電離データセット(動的スニヤエフゼルドビッチ効果、線強度マッピング、光度関数、星形成履歴、クエーサースペクトルなど)と組み合わせるための高速で一貫した手段を可能にします。歴史は重要です。PC手法では、指定された範囲の再電離履歴をテストするため、トムソンの光学的厚さ$\tau_{\rmPC}=0.0619^{+0.0056}_{-0.0068}$とその$15のモデルに依存しない制約も導き出します。\lez\le30$高赤方偏移コンポーネント$\tau_{\rmPC}(15、30)<0.020$(95\%CL)。高赤方偏移の光学的厚さの上限は、FlexKnotメソッドを使用したPlanck2018宇宙論的パラメーターペーパーで報告されたものよりも$\sim3$大きい係数であり、2段階モデル​​の直接分析で結果を検証します。この小さな高$z$コンポーネント。

確率的重力波背景における干渉

Title Interferences_in_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background
Authors Disrael_Camargo_Neves_da_Cunha_and_Christophe_Ringeval
URL https://arxiv.org/abs/2104.14231
宇宙の膨張は時間変換の対称性を明確に破りますが、確率的重力波バックグラウンド(SGWB)の宇宙論的予測は、通常、いわゆる定常仮説の下で導き出されます。この仮定を破棄し、すべての長さスケールで重力波の時間依存性を追跡することにより、宇宙欠陥などのスケーリングソースによって生成されたSGWBの予想される不等時間(および等時間)波形を導き出します。絶滅した十分に滑らかなソースの場合、すべての観測可能な量が、異方性応力相関器の正則フーリエ変換によって一意かつ分析的に決定されることを示します。ひずみパワースペクトルとエネルギー密度パラメーターの両方が振動微細構造を持っていることが示されています。これらは、大きな波数$k$で逆位相で実行されている間、大規模で大幅に異なります。次に、絶滅したり滑らかになったりすることはなく、異方性応力相関器の特異なフーリエ変換を生成するスケーリングソースについて説明します。これらについては、上記の微細構造の上に干渉が見られることと、小規模での非定型的な振る舞いが見られます。たとえば、物質の時代に長い宇宙ひもによって生成された再スケーリングされたひずみパワースペクトル$k^2\mathcal{P}_h$は、スケール不変のプラトーの周りで振動すると予想されます。これらの特異なソースは、再スケーリングされたひずみスペクトルとエネルギー密度パラメーターの間に桁違いの差を生成することも示され、信頼できる観測可能な予測を行うために前者のみを使用する必要があることを示唆しています。最後に、SGWBでこのような微細構造を測定することで、考えられる宇宙論的原因を明確にする方法について説明します。

タリーフィッシャーデータにおける重力定数遷移のヒント

Title Hints_for_a_gravitational_constant_transition_in_Tully-Fisher_data
Authors George_Alestas,_Ioannis_Antoniou_and_Leandros_Perivolaropoulos
URL https://arxiv.org/abs/2104.14481
Tully-Fisherデータの最新のコンパイルを使用して、Tully-Fisher関係の進化における遷移を検索します。最近公開されたデータ編集を使用して、臨界距離$D_c\simeq17Mpc$での遷移のヒントを$\upperx3\sigma$レベルで見つけます。遷移のゼロ点(切片)の振幅は$\Delta\logA_B\simeq0.2\pm0.06$ですが、傾きは実質的に変化しません。遷移が重力遷移によるものと解釈される場合、$D_c\simeq17Mpc$より$\frac{\DeltaG}{G}=だけ大きい距離では、有効重力定数がより低い値にシフトすることを意味します。-0.1\pm0.03$。このようなシフトは予想される符号と大きさですが、ハッブルと成長の緊張に対処するために最近提案された重力遷移よりもやや短い距離(赤方偏移)です(遷移時の$\frac{\DeltaG}{G}\simeq-0.1$赤方偏移$z_t\lesssim0.01$($D_c\lesssim40Mpc$))。

DES-CMASSサンプルとBOSS分光法による重力のプロービング

Title Probing_gravity_with_the_DES-CMASS_sample_and_BOSS_spectroscopy
Authors S._Lee,_E._M._Huff,_A._Choi,_J._Elvin-Poole,_C._Hirata,_K._Honscheid,_N._MacCrann,_A._J._Ross,_M._A._Troxel,_T._F._Eifler,_H._Kong,_A._Fert\'e,_J._Blazek,_D._Huterer,_A._Campos,_A._Chen,_S._Dodelson,_P._Lemos,_C._D._Leonard,_V._Miranda,_J._Muir,_M._Raveri,_L._F._Secco,_N._Weaverdyck,_J._Zuntz,_S._L._Bridle,_C._Davis,_J._DeRose,_M._Gatti,_J._Prat,_M._M._Rau,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_P._Vielzeuf,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_et_al._(41_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2104.14515
DES-CMASSサンプル(DMASS)は、ダークエネルギーサーベイ(DES)の弱いレンズ効果の測定値と、バリオン振動分光サーベイ(BOSS)のCMASS銀河サンプルによってプローブされた赤方偏移歪み(RSD)を最適に組み合わせるように設計されています。この論文では、修正ニュートン力学の枠組みにおけるDESとBOSSの共同解析のために、BOSSCMASSと同等のDMASSを採用することの実現可能性を示します。DMASS銀河の角度クラスタリング、DESMETACALIBRATIONソースの宇宙せん断、および2つの相互相関をデータベクトルとして利用します。データとBOSSCMASSサンプルおよびPlanckデータからのRSD測定値の組み合わせを共同でフィッティングすることにより、修正ニュートン力学パラメーター$\mu_0=-0.37^{+0.47}_{-0.45}$および$\Sigma_0の制約を取得します。=0.078^{+0.078}_{-0.082}$。一般相対性理論からの有意な逸脱は検出されません。DMASSで測定された修正重力の制約は、同じ外部データセットを持つDESの1年目のredMaGiC銀河サンプルの制約よりも$\mu_0$の場合は$29\%$、$\Sigma_0$の場合は$21\%$であり、より少ない外部データセットを使用するこの作業にもかかわらず、DES1年目の修正重力分析の公開された結果。この改善は主に、銀河バイアスパラメータが共有され、CMASSとDMASSの両方によってより厳密に制約され、銀河バイアスと他の宇宙論的パラメータの間の縮退を効果的に解消するためです。分光サンプルと同等の測光サンプルを使用して測光調査と分光調査を最適に組み合わせるこのようなアプローチは、DESIやLSSTなどの重複が制限されている将来の調査の組み合わせに適用できます。

ハッブル宇宙望遠鏡のUVおよびH $ \ alpha $によるヤングザジャイアントプラネットからの降着過剰放射の測定PDS70 b

Title Hubble_Space_Telescope_UV_and_H$\alpha$_Measurements_of_the_Accretion_Excess_Emission_from_the_Young_Giant_Planet_PDS_70_b
Authors Yifan_Zhou,_Brendan_P._Bowler,_Kevin_R._Wagner,_Glenn_Schneider,_D\'aniel_Apai,_Adam_L._Kraus,_Laird_M._Close,_Gregory_J._Herczeg,_and_Min_Fang
URL https://arxiv.org/abs/2104.13934
彼らの出生ディスク内の若い太陽系外惑星の最近の発見は、進行中の惑星形成を研究するための刺激的な機会を提供します。特に、惑星の質量降着率は、降着によって引き起こされる過剰放出を観測することによって制約することができます。これまでのところ、惑星の降着はH$\alpha$線によってのみプローブされ、星に対して導出された相関関係を使用して、総降着光度に変換されます。ただし、降着光度の大部分は水素連続発光から発生すると予想され、紫外線(UV)で測定するのが最適です。この論文では、PDS70のHST/WFC3/UVISF336W(UV)およびF656N(H$\alpha$)高コントラストイメージング観測を紹介します。一連の新しい観測技術を適用して、惑星PDS70bを信号で検出します。-F336WおよびF656N帯域でそれぞれ5.3および7.8の対雑音比。太陽系外惑星がUVで直接画像化されたのはこれが初めてです。PDS70bの観測されたH$\alpha$フラックスは、最新の公開された結果よりも$3.5\sigma$高くなっています。しかし、私たちの観測から得られた光度曲線は、5か月のタイムスケールにわたる6つのエポックでの惑星のH$\alpha$放出の30%を超える変動をサポートしていません。大量降着率は$1.4\pm0.2\times10^{-8}M_{\mathrm{Jup}}/\mathrm{yr}$と推定されます。H$\alpha$は、総降着光度の36%を占めます。ライン放出で放出されるエネルギーのこのような高い割合は、惑星降着におけるH$\alpha$放出の効率的な生成を示唆し、降着する惑星の検索にH$\alpha$バンドを使用する動機を与えます。これらの結果は、HST/WFC3/UVISの優れた高コントラストイメージング性能を実証し、惑星形成研究の可能性を浮き彫りにします。

ヒッパルコス-ガイア位置天文学からのHD92987およびHD221420の長期コンパニオンの真の質量

Title True_masses_of_the_long-period_companions_to_HD_92987_and_HD_221420_from_Hipparcos-Gaia_astrometry
Authors Alexander_Venner,_Andrew_Vanderburg,_Logan_A._Pearce
URL https://arxiv.org/abs/2104.13941
現代の視線速度調査の長い期間は、近年、長周期の亜恒星コンパニオンの発見をより一般的にしていますが、これらの天体の真の質量を測定することは依然として困難です。ガイア計画からの位置天文学は、これらの長期の仲間の多くの質量測定を提供することが期待されていますが、このデータはまだ利用できません。ただし、ガイアDR2と以前のヒッパルコスミッションからの固有運動データを組み合わせることで、好ましい場合に亜恒星の仲間の真の質量を測定することが可能になります。この作業では、視線速度をヒッパルコス-ガイア位置天文学と組み合わせて、最近発見された2つの長周期亜恒星コンパニオン候補であるHD92987BとHD221420bの真の質量を測定します。どちらの場合も、真の質量は、視線速度のみで示されるよりも大幅に高いことがわかります。$2087\pm19$ms$^{-1}$の位置天文信号は、HD92987Bがその$17$$M_J$の最小質量に近くなく、代わりに$0.2562\pm0.0045$$M_\odot$の星であることを示しています。ほぼ極軌道傾斜角であるのに対し、$22.9\pm2.2$$M_J$HD221420bは、高質量の「超惑星」または低質量の褐色矮星としてもっともらしく解釈できます。$\sim$10AUの準主軸では、両方のコンパニオンが直接イメージングの興味深いターゲットであり、特にHD221420bは、直接検出できることが証明されれば、金属が豊富な亜恒星天体のベンチマークになります。私たちの結果は、視線速度調査から発見された長周期の惑星と褐色矮星の候補を研究するためのヒッパルコス-ガイア位置天文学の力を示しています。

昇華が白色矮星の周りの塵円盤形成の開始をどのように遅らせるか

Title How_Sublimation_Delays_the_Onset_of_Dusty_Debris_Disk_Formation_Around_White_Dwarf_Stars
Authors Jordan_K._Steckloff,_John_Debes,_Amy_Steele,_Brandon_Johnson,_Elisabeth_R._Adams,_Seth_A._Jacobson,_Alessondra_Springmann
URL https://arxiv.org/abs/2104.14035
白色矮星の多くは塵円盤をホストしていますが、これらの星の温度分布は、全体として白色矮星の個体数とは大きく異なります。ほこりっぽい塵円盤は、27,000Kよりも冷たい白色矮星の周りにのみ存在します。ほこりっぽい塵円盤の形成プロセスは、より動的に不安定な惑星系をホストする可能性が高い、より若くて熱い白色矮星を支持するはずであることを考えると、これはさらに謎めいたものです。ここでは、高度な物質昇華モデルを白色矮星システムに適用して、これらの統計が実際に熱力と潮汐力の相互作用の自然な結果であることを示し、ほこりの多い塵円盤が形成される可能性のある星周領域をどのように定義するかを示します。これらのプロセスは、白色矮星が観測された制限である約27,000Kに一致するまで、微惑星への昇華破壊と微惑星への再付着の両方に対する安定性を妨げる傾向があることを示しています。温度は2,700K未満です(宇宙より古い冷却年齢が必要です)。これは、受け入れられている2段階のメカニズムによって形成される純水氷に富む塵円盤を排除します。臨界温度はサイズに依存します。より大規模な白色矮星は、より暖かい温度でほこりっぽい塵円盤をホストする可能性があります。私たちのモデルは、PG0010+280、GD56、GD362、およびPG1541+651システム内のディスクの位置が、フォルステライトが優勢なかんらん石の組成と一致していることを示唆しています。また、非常に涼しい白色矮星が、LSPMJ0207+3331システムの観測と一致して、複数の独立して形成された塵円盤を同時にホストする可能性があることもわかりました。

Edgeworth-Kuiperベルトの衝突確率

Title Collision_Probabilities_in_the_Edgeworth-Kuiper_belt
Authors Abedin_Y._Abedin,_JJ_Kavelaars,_Sarah_Greenstreet,_Jean-Marc_Petit,_Brett_Gladman,_Samantha_Lawler,_Michele_Bannister,_Mike_Alexandersen,_Ying-Tung_Chen,_Stephen_Gwyn,_Kathryn_Volk
URL https://arxiv.org/abs/2104.14039
ここでは、太陽系外縁天体の地動説距離$r$の関数として、固有の衝突確率$P_I$と衝突速度の範囲$V_I$に関する結果を示します。衝突速度はパラメータの1つであり、衝突の結果のプロキシとして機能します。たとえば、フラグメントの完全な破壊と散乱、または両方のプロセスが衝撃エネルギーに直接関係するクレーターの形成などです。「太陽系外縁天体調査」(OSSOS)の太陽系外縁天体(TNO)領域の改良されたバイアス除去モデルを利用します。これは、1000を超える物体の複数の反対観測に基づいて、TNOの明確に定義された軌道分布モデルを提供します。この作業では、主要な古典的、共鳴、分離+外部および散乱TNO母集団のOSSOSモデルの衝突確率を計算します。固有の衝突確率と衝突速度は、非円形軌道と傾斜軌道に対してWetherillによって修正および修正された、「{O}pik」アプローチを使用して計算されます。計算は、動的TNOグループごとに実行されるため、相互の衝突が可能になります。集団の衝突と各TNO集団内の衝突により、合計28の組み合わせが得られます。我々の結果は、($r、V_I$)位相空間の広い範囲で、ネプチューン横断領域での衝突が発生する可能性があることを示しています。衝突は計算されますが$r\sim20〜200$〜AUおよび$V_I\sim0.1$〜km/sから$V_I\sim9$〜km/sまでの範囲内で発生する場合、ほとんどの衝突は低い相対速度で発生する可能性があります。$V_I<1$〜km/sであり、メインの古典的なベルトによって支配されています。

塵円盤星の近赤外干渉法による調査。 VII。ホット/ウォームダスト接続

Title A_near-infrared_interferometric_survey_of_debris-disk_stars._VII._The_hot/warm_dust_connection
Authors O._Absil,_L._Marion,_S._Ertel,_D._Defr\`ere,_G._M._Kennedy,_A._Romagnolo,_J.-B._Le_Bouquin,_V._Christiaens,_J._Milli,_A._Bonsor,_J._Olofsson,_K._Y._L._Su,_and_J.-C._Augereau
URL https://arxiv.org/abs/2104.14216
(要約)コンテキスト。高温の外生動物の塵の起源とその外側の塵の貯蔵所との関係は不明なままです。目的。私たちは、小惑星帯の高温の外生動物の塵と暖かい塵の貯留層(>100K)の間の可能な接続を調査することを目指しています。メソッド。VLTI/PIONIERを使用した高精度の近赤外線干渉法を使用して、近くの星の選択されたサンプルの周囲のHバンドで分解された発光を検索します。結果。私たちの観測は、52個の星のうち17個の周りに分解された近赤外線放射の存在を明らかにしています。そのうちの4個は、これまで知られていなかった恒星の伴星によるものであることが示されています。他の13のHバンドの超過は、高温のダスト粒子の熱放射に起因すると考えられています。以前のPIONIER観測を考慮し、スペクトルエネルギー分布モデリングを通じてすべてのPIONIERターゲットの暖かい塵の含有量を再評価した後、主系列星の周りのHバンド過剰の検出率は17.1(+8.1)(-4.6)%であることがわかりました。暖かい塵の兆候を示さない星の周りに見られる14.6(+4.3)(-2.8)%の発生率と統計的に互換性のある暖かい塵帯をホストしています。部分的に未解決のホットディスクによる感度損失を補正した後、昇華半径の周りに薄いリングに配置されていると仮定すると、3{\sigma}レベルで、Hバンドが星の周りで過剰になるという暫定的な証拠が見つかります。外側の塵の貯留層(暖かいまたは冷たい)は、検出可能な外側の塵がない星の周りのHバンドの過剰よりも統計的に大きくなる可能性があります。結論。私たちの観測は、検討対象の機器の感度レベルでの暖かいダスト集団と熱いダスト集団の間の直接的な関係を示唆していませんが、Hバンド過剰のレベルと一般的な外部ダストリザーバーの存在との間の可能な相関関係を明らかにしています。

折りたたまれたトランジット測光

Title Folded_transit_photometry
Authors Ma._Janelle_Manuel_and_Nathaniel_Hermosa
URL https://arxiv.org/abs/2104.14233
トランジット測光は、おそらくこれまでの太陽系外惑星を検出するための最も成功した方法です。ただし、検出された信号のディップ(通過中の惑星があることを示す)は、主にそのホストスターのために、全体的なバックグラウンド信号と比較してごくわずかであるため、かなりの量の信号処理が必要です。この論文では、信号を増強し、ノイズを低減するための実行可能で直接的な方法を提示します。ホスト星の等しい半分を差し引くことによって、より高い惑星信号を達成する方法について説明します-折りたたまれた検出。これにより、通常のトランジットと比較して、2つのピークツーピーク信号2R_p^2/R_s^2の光度曲線が得られます。光度曲線の表現を導き出し、2つの一般的なノイズの影響を調査します。白色ガウス背景ノイズと黒点の発生によるノイズです。シミュレーションと解析式の両方で、折り畳まれたトランジットが実効ノイズを1/sqrt(2)の係数で減少させることを示します。この減少と信号の倍増により、(1)確実な通過惑星信号を取得するための通過測定の数が少なくなり、(2)同じ数の通過データで通常の通過でより小さな惑星半径を検出できます。さらに、複数の黒点が存在する場合、惑星パラメータの推定がより正確であることを示します。私たちの計算は非常に単純かもしれませんが、それは惑星通過の基本的な概念をカバーしています。

H $ _2 $熱解離/再結合による熱再分配の疑似2Dモデリング:超高温木星の結果

Title Pseudo-2D_Modelling_of_Heat_Redistribution_Through_H$_2$_Thermal_Dissociation/Recombination:_Consequences_for_Ultra-Hot_Jupiters
Authors Alexander_Roth,_Benjamin_Drummond,_Eric_H\'ebrard,_Pascal_Tremblin,_Jayesh_Goyal,_Nathan_Mayne
URL https://arxiv.org/abs/2104.14376
超高温木星(UHJ)の大気中での水素分子H_2の熱解離と再結合は、地球規模の熱再分布において重要な役割を果たすことが示されています。これは、今度は、彼らの惑星の放出に大きな影響を与えますが、大気への影響に関する限られた調査しかこれまで行われていません。ここでは、UHJに典型的な惑星および恒星の構成について、大気化学と放射伝達の間のフィードバックメカニズムとともに、この解離/再結合反応によって引き起こされる熱再分布を調査します。これを行うために、時間に依存しない平衡化学効果の処理を含む、時間に依存する疑似2Dモデルを開発しました。反応熱の再分配の結果、大気中で最大$\sim$400Kの温度変化が見られます。不透明度の原因としてTiOとVOを追加で考慮すると、一部の領域では、これらの温度変化が$\sim$800Kを超えます。この熱の再分布は、どちらの場合も、ピーク大気温度またはホットスポットの領域を夕方のターミネーターに向かって大幅にシフトすることがわかります。縦方向の風速を変化させることによる反応熱分布への影響も調査されます。TiO/VOを除外すると、風速が増加すると、反応熱の再分配の影響が限界風速まで増加することが示されています。TiO/VOを含める場合、これらの種による熱安定化のため、明らかな風速のしきい値はありません。また、モデルから疑似2D位相曲線を作成し、有意なスペクトルフラックス減衰と反応熱の再分布によって引き起こされる位相オフセットの増加の両方を強調します。

天王星の隠された狭いリング

Title Uranus'_hidden_narrow_rings
Authors M.M._Hedman,_R.O._Chancia
URL https://arxiv.org/abs/2104.14482
狭い高密度のリングのスイートに加えて、天王星は、惑星を通過した後にボイジャー宇宙船によって最もはっきりと見られた、非常に複雑なほこりっぽいリングのシステムに囲まれています。これらのほこりっぽいリングの最高解像度の画像の新しい分析は、それらの多くが幅20km未満であることを明らかにしています。これらの環の極端な狭さは、それらのほとんどが既知の衛星共鳴に近づいていないように見えるという事実とともに、ウラニアン環系の彫刻に関与する力への新しい洞察を提供するはずです。

超微弱な矮小銀河からのMONDへの挑戦

Title The_Challenge_to_MOND_from_ultra_faint_dwarf_galaxies
Authors Mohammadtaher_Safarzadeh,_Abraham_Loeb
URL https://arxiv.org/abs/2104.13961
低加速度での修正ニュートン力学(MOND)は、銀河の平坦な回転曲線と、銀河のバリオン含有量と観測された円速度との関係を説明するのに驚くほど強力です。これは、バリオンタリーフィッシャー関係(BTFR)として知られています。MONDは、超微弱矮小銀河(UFD)の観測された速度分散を説明できないことが知られており、UFDはコールドダークマターモデルと比較してMONDで潮汐破壊を受けやすいという理由があります。(i)UFDの内部加速度に対する潮汐の比率が非常に低い、(ii)潮汐感受性の関数としてのMONDの予測からのUFDの偏差、および(iii)ガイアからの最近の制約の間に相関関係がないことを示します。UFDの軌道パラメータの固有運動分析は、MONDへの挑戦を悪化させます。特に、ガイアのデータは、おおぐま座I星が最近天の川のハローに落下していることを示しており、7-$\sigma$レベルでのMONDとの不一致は、早期落下衛星であることに起因するものではありません。さらに、ガイアDR2からの新しいデータは、ウィルマンIがすべてのUFDの中で最小の離心率を持っていることを示しており、4$\sigma$レベルでのMONDからの偏差は、以前に示唆されたように高度に離心率の軌道に起因するものではありません。最後に、TucanaIIIが潮汐の特徴を示すことが観察された唯一のUFDであることを考えると、ReticulumIIとSegueIは、潮汐の特徴を示さずにTucanaIIIと同等のガラクトセントリック距離を持っているため、MONDに挑戦する可能性のある他の2つのUFDです。幅の広いバイナリがUFDの速度分散を膨らませたかどうかは、将来のマルチエポック観測で対処する必要のある未解決の問題のままです。

TMC-1の純粋な炭化水素サイクル:エチニルシクロプロペニリデン、シクロペンタジエン、インデンの発見

Title Pure_hydrocarbon_cycles_in_TMC-1:_Discovery_of_ethynyl_cyclopropenylidene,_cyclopentadiene_and_indene
Authors J._Cernicharo,_M._Agundez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_P._de_Vicente
URL https://arxiv.org/abs/2104.13991
TMC-1の3つの新しい純粋な炭化水素サイクルの空間での初めての検出を報告します:c-C3HCCH(エチニルシクロプロペニリデン)、c-C5H6(シクロペンタジエン)およびc-C9H8(インデン)。前者のサイクルでは3.1e11cm-2のカラム密度を導き出し、後者の2つの分子では(1-2)e13cm-2の範囲で同様の値を導き出します。これは、シクロペンタジエンとインデンは、サイズが大きいにもかかわらず、非常に豊富であり、遍在する環状炭化水素c-C3H2よりもわずか5倍少ないことを意味します。これらの2つの炭化水素サイクルで見られる高い存在量は、プロパルギルラジカル(CH2CCH)や、ビニルやアレニルアセチレンなどの他の炭化水素で以前に見られる高い存在量(Agundezetal。2021;Cernicharoetal。2021a、b)とともに、冷たい暗い雲の中の炭化水素環の豊富な含有量を定量化し、これらの環境での芳香族サイクルのその場でのボトムアップ合成の背後にあると思われる中間種を特定することができます。c-C3HCCHは、ラジカルCCHとc-C3H2の間の反応によって形成される可能性が最も高いですが、シクロペンタジエンとインデンの高い観測量は、現在提案されている化学的メカニズムでは説明が困難です。TMC-1のような雲の低温条件下で、5員環と6員環がどのように形成されるかを特定するには、さらなる研究が必要です。

自己相互作用する暗黒物質を持つ天の川銀河の形

Title Shapes_of_Milky-Way-Mass_Galaxies_with_Self-Interacting_Dark_Matter
Authors Drona_Vargya,_Robyn_Sanderson,_Omid_Sameie,_Michael_Boylan-Kolchin,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Wetzel,_Andrew_Graus
URL https://arxiv.org/abs/2104.14069
自己相互作用暗黒物質(SIDM)モデルは、矮小銀河スケールでの無衝突暗黒物質(CDM)モデルからの観測と予測の間の不一致を調整する1つの方法を提供します。バリオン相互作用とSIDM相互作用の両方の効果を組み込むために、SIDM自己を変化させる現実環境でのフィードバック(FIRE-2)プロジェクトから、天の川(MW)-質量銀河の一連の宇宙-バリオンシミュレーションを研究します。-相互作用断面積$\sigma/m$。SIDMシミュレーション($\sigma/m=0.1$、$1$、および$10$cm$^2$g$^{)によって予測された赤方偏移$z=0$での主な暗黒物質(DM)ハローの形状を比較します。-1}$)同じ初期条件を使用したCDMシミュレーション。バリオンフィードバック効果が存在する場合、SIDMモデルは、SIDMのみのモデルによって予測されたMW-質量銀河の内部構造に大きな違いを生じさせないことがわかります。ただし、総質量分布の形状が恒星の質量分布の形状と異なり始める半径は、$\sigma/m$に依存していることがわかります。この遷移は、MWのSIDM断面積に制限を設定するために使用される可能性があります。

大マゼラン雲の衝突するスーパーシェルの界面での巨大な分子雲の形成

Title Giant_Molecular_Cloud_Formation_at_the_Interface_of_Colliding_Supershells_in_the_Large_Magellanic_Cloud
Authors Kosuke_Fujii,_Norikazu_Mizuno,_J._R._Dawson,_Tsuyoshi_Inoue,_Kazufumi_Torii,_Toshikazu_Onishi,_Akiko_Kawamura,_Erik_Muller,_Tetsuhiro_Minamidani,_Kisetsu_Tsuge,_Yasuo_Fukui
URL https://arxiv.org/abs/2104.14191
2つのkpcスケールの超巨星シェルLMC4とLMC5の間の高カラム密度Hiリッジ内にある、星形成領域N48とN49の若くて巨大なGMCのHiエンベロープを調査します。新しいロングベースラインHiオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)による21cmの線観測は、アーカイブの短いベースラインデータおよびパークス望遠鏡からの単一皿データと組み合わされ、最終的に合成されたビームサイズは24.75"x20.48"であり、これは〜の空間分解能に対応します。LMCで6個。Hiガスは非常にフィラメント状であり、分子の塊がフィラメント状のHiの特徴に沿って分布していることが新たに明らかになった。合計39のフィラメント状の特徴が識別され、それらの典型的な幅は〜21(8-49)[pc]です。GMCが、最初に2つのシェルによって蓄積され、次にそれらの衝突によってさらに圧縮された原子ガスの重力不安定性によって形成されたシナリオを提案します。これは、GMCの形成が原子媒体のフィラメント状の性質を伴うことを示唆しています。

差分スペクトルを使用したSDSS-IIの変化する外観のクエーサーの体系的な検索

Title A_systematic_search_for_changing-look_quasars_in_SDSS-II_using_difference_spectra
Authors B._Potts_and_C._Villforth
URL https://arxiv.org/abs/2104.14225
「変化するクエーサー」(CLQ)は活動銀河核(AGN)であり、タイプ1からタイプ2への移行をもたらす極端な変動を示します。これらの移行の短いタイムスケールは、AGNと物理的プロセスの統一モデルに課題を提示します。これらの遷移を引き起こすことはよく理解されていないままです。CLQはまた、中心放射がほぼ完全に消失するため、AGNホスト銀河の研究に興味深いサンプルを提供します。CLQの以前の検索では、測光変動またはSDSS分類の変更を利用して、CLQを体系的に識別していました。このアプローチでは、低光度のCLQを見逃す可能性があります。この論文では、分光データを使用して、分析差分スペクトルを使用して、測光検索で見逃されたさらに変化する外観クエーサーを検出できるかどうかを評価することを目的としています。SDSS-IIDR7リピートスペクトルを検索して、2つの観測エポック間の差スペクトルを直接分析することにより、ブロードライン発光と降着円盤連続発光の両方の消失または出現を示すソースを探します。スペクトルが異なる24,782個のオブジェクトのサンプルから、検索により、4つの新しく識別されたソースを含む赤方偏移範囲$0.1\leqz\leq0.3$内の6つのCLQが得られました。スペクトル分析は、降着率の変化が外観の変化の振る舞いを説明できることを示しています。減光の変化はスペクトル形状の変化に適合しますが、観測された変化の時間スケールは、トーラス雲から隠すには短すぎます。差分スペクトルを使用することは、CLQを検出するための効果的で感度の高い方法であることが示されました。測光検索で検出されたものよりも光度が1桁低いCLQを回復し、パイプライン分類に依存する分光検索よりも高い完全性を実現します。

おうし座の雲の3Dキネティックトモグラフィーに向けて:I-中性カリウムとダストのリンク

Title Towards_a_3D_kinetic_tomography_of_Taurus_clouds:_I_--_Linking_neutral_potassium_and_dust
Authors A._Ivanova_and_R._Lallement_and_J.L._Vergely_and_C._Hottier
URL https://arxiv.org/abs/2104.14227
結果。プロファイルフィッティング手法を説明し、すべてのターゲットへのパスに沿った高密度ISMのK\、{\sci}速度構造を示します。ダストマップの検証テストとして、さまざまな手法に基づいた最近の距離割り当てを使用して、いくつかの再構築された雲までの距離を比較します。3Dマップでの積分によって推定されたターゲットの星の絶滅は、それらのK\、{\sci}7699A吸収と比較され、相関の程度は、同じK\、{\sci}線と公開されている高解像度調査の一部である、空に分布している星の総水素カラム。銀河経度間隔150〜182.5度の一連の垂直面における更新されたダスト分布の画像と、不透明領域への視線速度の推定割り当てを示します。最も明確に定義されたK\、{\sci}吸収は、太陽とターゲット星の間の密な塵の雲に割り当てられる可能性があります。いくつかの弱い線を除いて、すべての吸収と隣接する視線間の一貫性を確保する一貫した速度パターンを見つけることは比較的簡単に見えました。我々の結果をいくつかの雲の速度の最近の決定と比較し、良い一致を見つけます。これらの結果は、絶滅とK\、{\sci}の関係が十分に緊密であり、K\、{\sci}線の視線速度を3Dで見られる塵の雲にリンクできること、およびそれらの組み合わせが高密度ISMの3D動的構造を構築するための貴重なツール。この手法の制限と展望について説明します。

天の川銀河における高金属量でのリチウムの挙動-サンプルの選択効果と原子拡散の可能な役割

Title The_behaviour_of_lithium_at_high_metallicity_in_the_Milky_Way_--_Selection_effects_in_the_samples_and_the_possible_role_of_atomic_diffusion
Authors C.Charbonnel,_S.Borisov,_N.Prantzos,_and_P._De_Laverny
URL https://arxiv.org/abs/2104.14311
銀河系の高金属量領域における上部Liエンベロープを導出するために、文献からフィールドスターの大規模な分光データセットを再検討します。ガイアEDR3データと最先端の恒星モデルを利用して、ヘルツシュプルングラッセル図のサンプル矮星の位置を正確に決定します。Liの存在量が最も多いのは、Liディップの高温側にあるGALAH調査の金属が豊富な暖かい矮星です。それらの平均Li値は、金属が豊富なクラスターの暖かい矮星について最近導き出されたものと一致しており、超太陽金属量までのLiの継続的な増加を示しています。しかし、他の文献調査で行われているように、GALAHでクールな矮星のみを考慮した場合、超太陽金属量で上部Liエンベロープが減少し、実際のLi進化像がぼやけることがわかります。高金属量レジームで反対のLiの振る舞いを発見した野外調査と散開星団の調査では、同じタイプの星がサンプリングされないという提案を確認します。最初の調査では、GALAHを除いて、元のLi含有量を保持できる可能性のある暖かい矮星を見逃しています。。冷たい星のサンプルの分析から得られた高金属量でのLi上部エンベロープの曲がりを破棄することはできますが、導出する前に、暖かく、金属が豊富な初期Fおよび後期Aタイプの矮星に対する原子拡散の影響を評価する必要があります。高金属量での実際のLiの存在量。

最寄りのクラゲ銀河IC3418の極限環境における星形成の最も鮮明な紫外線ビュー

Title The_Sharpest_Ultraviolet_view_of_the_star_formation_in_an_extreme_environment_of_the_nearest_Jellyfish_Galaxy_IC_3418
Authors Ananda_Hota_(1),_Ashish_Devaraj_(2),_Ananta_C._Pradhan_(3),_C_S_Stalin_(2),_Koshy_George_(4),_Abhisek_Mohapatra_(3),_Soo-Chang_Rey_(5),_Youichi_Ohyama_(6),_Sravani_Vaddi_(7),_Renuka_Pechetti_(8),_Ramya_Sethuram_(2),_Jessy_Jose_(9),_Jayashree_Roy_(10),_Chiranjib_Konar_(11)_((1)_UM-DAE_Centre_for_Excellence_in_Basic_Sciences,_University_of_Mumbai,_India_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_India_(3)_National_Institute_of_Technology,_Rourkela,_India_(4)_Ludwig-Maximilians-Universit\"at,_Germany_(5)_Chungnam_National_University,_Republic_of_Korea_(6)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taiwan_(7)_Arecibo_Observatory,_USA_(8)_Liverpool_John_Moores_University,_UK_(9)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER)_Tirupati,_India_(10)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics_(IUCAA),_India_(11)_Amity_Institute_of_Applied_Sciences,_India)
URL https://arxiv.org/abs/2104.14325
アストロサット衛星に搭載された紫外線イメージング望遠鏡(UVIT)を使用して、おとめ座銀河団にある最も近いクラゲまたは火の玉銀河IC3418/VCC1217の遠紫外線(FUV)イメージングを紹介します。ここでIC3418の17kpcの長さの乱流後流で観測された若い星形成は、高温の銀河団ガスに囲まれた冷たいガスのラム圧ストリッピングによるもので、ミルキーウェイでは利用できないユニークな実験室です。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡アーカイブからのUVITと組み込まれたUV光学画像で利用可能なより良い解像度を使用して、GALEXUV画像にコンパクトに見える星形成の塊を解決しようとしました。初めて、コンパクト星形成の塊(火の玉)をサブ塊に分解し、その後、おそらく数十個の孤立した星に分解します。それらの多くは、SDSSJ122952.66+112227.8のいとこである青色超巨星である可能性があると推測されます。これは、これらのコンパクトな塊の1つを取り巻く以前に見つけた最も遠い星(〜17Mpc)です。これらの火の玉の星形成率(年間4〜7.4x10^-4M_sun)の証拠は、UVITフラックス密度から推定され、親銀河からの距離とともに増加していることがわかりました。剥ぎ取られたガスが、自己重力によって渦がコンパクト星形成の塊に成長する渦列を発達させている可能性がある新しい動的モデルを提案します。トレイルに沿った時間または長さの乱流に勝つ重力は、親銀河から遠く離れた火の玉で観察される、より高い星形成率とより青い/より若い星の不可解な傾向を説明することができます。

スローンデジタルスカイサーベイとジョンソンカズンズブロードバンド測光による球状星団の複数の母集団の動径分布の注意深い再評価

Title A_Careful_Reassessment_of_Globular_Cluster_Multiple_Population_Radial_Distributions_with_Sloan_Digital_Sky_Survey_and_Johnson-Cousins_Broadband_Photometry
Authors Willem_B._Hoogendam,_Jason_P._Smolinski
URL https://arxiv.org/abs/2104.14441
球状星団の複数の母集団の動径分布の性質に関する矛盾は、クラスターの動的進化モデリングのテストまたは検証におけるそれらの役割を考えると、懸念事項です。この研究では、公的に利用可能な地上ベースのugrizとUBVRI測光を使用して、8つの球状星団の動径分布の再分析を提示します。文献で特定された系統的エラーの修正。動径分布から結論を引き出す際に、K-S確率だけでなく、重要なK-S統計値も含めて考慮する必要性、およびサンプルの不完全性の影響について詳しく説明します。改訂された累積動径分布が提示され、各クラスターの文献がレビューされて、結果の全体像が提供されます。多くの複数の集団がかつて考えられていたほど分離されておらず、球状星団内の複数の集団の空間分布をよりよく理解することが急務であることがわかりました。

1400MHzでの最初の調査からハイブリッド形態電波銀河を検索する

Title Search_for_hybrid_morphology_radio_galaxies_from_FIRST_survey_at_1400_MHz
Authors Shobha_Kumari,_Sabyasachi_Pal
URL https://arxiv.org/abs/2104.14469
ハイブリッド形態電波源(HyMoRS)は、FR形態が混在する電波銀河の非常にまれで新しく発見されたサブクラスです。つまり、これらの銀河は、コアの片側にFR-I構造を持ち、コアの反対側にFR-II構造を持っています。。1400MHzでの20cm(FIRST)調査での電波空のVLA微弱画像を使用してHyMoRSを体系的に検索し、45個の確認済みHyMoRSと5個の候補HyMoRSを特定しました。私たちの発見により、HyMoRSの既知のサンプルサイズが大幅に増加しました。HyMoRSは、ジェットと星間物質との相互作用、およびFR二分法の非常に議論されているトピックを理解する上で重要な役割を果たす可能性があります。カタログで39の光源に対応する光学/IRを特定しました。ソースのサンプルでは、​​5つのソースがクエーサーのような動作をしていました。可能であれば、カタログでHyMoR光源のスペクトルインデックスと電波光度を推定しました。ソースJ1336+2329($\logL=26.93$WHz$^{-1}$sr$^{-1}$)が最も明るく、クエーサーであるソースJ1204+3801が最も明るいことがわかりました。サンプルで最も遠いHyMoRS(赤方偏移$z$=1.28)。新たに発見されたソースの大きなサンプルサイズの助けを借りて、さまざまな統計的特性が研究されました。

クエーサーのUVからX線への連続体の形状を制御するものは何ですか?

Title What_controls_the_UV-to-X-ray_continuum_shape_in_quasars?
Authors John_D._Timlin_III,_W._N._Brandt,_and_Ari_Laor
URL https://arxiv.org/abs/2104.13938
光学からX線へのスペクトル勾配($\alpha_{\rmox}$)、HeII相当幅(EW)、および2500オングストロームでの単色光度($L_{2500}$)。$\alpha_{\rmox}$とHeIIEWの値は、紫外線(UV;1500--2500オングストローム)から極紫外線(EUV;300--50オングストローム)、X線(2keV)レジーム。この調査では、UVおよび2keVX線の高品質スペクトル観測を備えた広い吸収線のない206個の電波が静かなクエーサーのHeIIEWを測定します。サンプルは、広い赤方偏移($\upperx$0.13--3.5)と光度(log$(L_{2500}$)$\approx$29.2--32.5ergs$^{-1}$Hz$^{-1)にまたがっています。}$)範囲。よく知られている$\alpha_{\rmox}$-$L_{2500}$とHeIIEW-$L_{2500}$の反相関を回復すると、$\alpha_{の間に同様に強い相関が見つかります。\rmox}$とHeIIEW、したがって、UVからEUVを経由してX線領域に至るまでの全体的なスペクトル形状は、主に光度によって設定されます。各量から$L_{2500}$の寄与を取り除いた後も、重要な$\alpha_{\rmox}$-HeIIEW相関が残っているため、EUVとX線の放射も直接結びついています。UV、EUV、およびX線放射は、物理的に異なる3つの領域で形成されると予想されるため、この一連の関係は驚くべきものです。私たちの結果は、これら3つの異なる領域からの連続体の放出を結合し、UVからX線領域までの全体的な連続体の形状を制御する赤方偏移に依存しない物理的メカニズムの存在を示しています。

ジェットブレイク周辺の後期残光バンプ/高原:ガンマ線バーストにおける自由から衝撃を受けた風環境の特徴

Title Late_Afterglow_Bump/Plateau_around_the_Jet_Break:_Signature_of_a_free-to-shocked_wind_Environment_in_Gamma-ray_Burst
Authors Xiao-Yan_Li,_Da-Bin_Lin,_Jia_Ren,_Shu-Jin_Hou,_Yu-Fei_Li,_Xiang-Gao_Wang,_En-Wei_Liang
URL https://arxiv.org/abs/2104.14080
いくつかのガンマ線バースト(GRB)は、ジェットブレークの周りの光学およびX線の残光に遅い同時バンプを示します。その起源は不明です。以下の2つの事実に基づいて、この機能は、バースト環境が自由風媒体から均質媒体に移行するように聞こえる可能性があることを示唆しています。(I)遅い隆起とそれに続く急激な崩壊は、GRB170817Aの残光を強く連想させます。これは、星間物質を伝播する軸外観測された外部前方衝撃(eFS)に起因します。(II)観測は、GRB170817Aの残光とは異なり、後期光学バンプの前に長く浅い減衰を特徴としているようです。この論文では、衝撃風の質量密度がほぼ一定である軸上/軸外の観測者のために、自由衝撃風で伝播するeFSの放出を研究します。光学およびX線の残光の遅い同時バンプ/プラトーは、高視野角の観測者のジェットブレークの周りに実際に見られます。さらに、理論的な光度曲線の遅いバンプの前に長いプラトーまたは浅い減衰があります。これは、自由風で伝播するeFSの間に形成されます。低視野角の観測者の場合、上記の隆起は、構造化ジェットの特性角度が低く、軸上のジェット流の減速半径が自由風の境界付近またはそれを超えている場合にのみ発生します。例として、GRB120326A、120404A、および100814AのX線および光学残光が取り付けられています。自由から衝撃を受けた風の中で軸外で観測されたeFSは、これらのバーストの残光を十分に説明できることがわかります。

銀河中心近くのインテリジェントライフの画期的なリッスン検索I

Title The_Breakthrough_Listen_Search_For_Intelligent_Life_Near_the_Galactic_Center_I
Authors Vishal_Gajjar,_Karen_I._Perez,_Andrew_P._V._Siemion,_Griffin_Foster,_Bryan_Brzycki,_Shami_Chatterjee,_Yuhong_Chen,_James_M._Cordes,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_Michael_Gowanlock,_Howard_Isaacson,_Brian_C._Lacki,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Ian_S._Morrison,_Cherry_Ng,_Imke_de_Pater,_Danny_C._Price,_Sofia_Z._Sheikh,_Akshay_Suresh,_Claire_Webb,_and_S._Pete_Worden
URL https://arxiv.org/abs/2104.14148
銀河中心(GC)への視線は、空のあらゆる方向の潜在的に居住可能なシステムの最大数を提供します。ブレイクスルーリッスンプログラムは、GCに向けて最も敏感で最も深く対象を絞ったSETI調査を実施しています。ここでは、ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡(GBT)とパークス望遠鏡を使用して、0.7〜93GHzで600時間の深部観測を行う観測戦略の概要を説明します。ParkesとGBTでそれぞれ7.0時間と11.2時間の観測を行い、1〜8GHzのETIビーコンに関する調査の予備的な結果を報告します。狭帯域ドリフト信号検索により、1〜4GHzおよび3.9〜8GHzのETI送信機に意味のある制約を課すことができ、EIRP制限は60の中で$\geq$4$\times$10$^{18}$Wでした。50万個の星の中でそれぞれ100万個の星と$\geq$5$\times$10$^{17}$W。初めて、EIRP$\geq$1$\times$10$^{14}$W/Hz、繰り返し周期$\leq$4.3を使用して、3.9〜8GHzにわたって人工的に分散された過渡信号の存在を制限することができました。時間。また、GCとその周辺地域の11.2時間の深部観測で、DMが最大5000pccm$^{-3}$、最大パルス幅が6GHzで最大90msの高速電波バーストのようなマグネターを検索しました。SGRJ1745$-$2900から数百の過渡バーストを検出しましたが、観測された帯域全体でピーク光度制限が$\geq$10$^{31}$ergs$^{-1}$の新しい過渡バーストは検出されませんでした。バーストレートは$\geq$0.23バースト時間$^{-1}$です。これらの限界は、他の銀河系の大音量のマグネターから見られる明るい過渡放射に匹敵し、GCでのそれらの存在を制約します。

ブラックホール連星のX線照射降着円盤からの輝線

Title Emission_lines_from_X-ray_illuminated_accretion_disc_in_black_hole_binaries
Authors Santanu_Mondal,_Tek_P._Adhikari,_Chandra_B._Singh
URL https://arxiv.org/abs/2104.14220
連星系の中央のコンパクト天体の周りの内側の高温領域からのX線束は、降着円盤の上面を照らし、コロナのように振る舞います。この領域は、照射放射線によって光イオン化される可能性があるため、異なる輝線を放出する可能性があります。ブラックホールX線連星のこれらの線スペクトルを、その形状を含むさまざまな降着流パラメーターについて研究します。さまざまな範囲のモデルパラメータが、可能な最大の観測機能をキャプチャします。また、さまざまなモデルパラメータ、イオン化率、およびFeの存在量に基づいて、日常的に観察されるFe線の発光特性にも光を当てます。Fe線相当幅$W_{\rmE}$は、ディスク降着率の増加とともに減少し、照射ガスのカラム密度とともに増加することがわかります。私たちの推定された線の特性は、観測の特徴と一致しています。

Insight-HXMTによるCygnusX-1のソフト状態での低周波準周期振動の検出

Title Detection_of_a_low_frequency_quasi-periodic_oscillation_in_the_soft_state_of_Cygnus_X-1_with_Insight-HXMT
Authors Zhen_Yan,_Stefano_Rapisarda,_Wenfei_Yu
URL https://arxiv.org/abs/2104.14307
永続的なブラックホール高質量X線連星シグナスX-1の軟質状態でのInsight-HXMT観測で、約88mHzでの短命の狭い準周期的振動(QPO)の検出を報告します。このQPOは、Insight-HXMTの3つの機器すべてで大幅に検出されるため、1〜250keVの広いエネルギー範囲で検出されます。QPOのフラクショナルRMSは、3keV(〜5%)を超えると有意な変動を示しませんが、より低いエネルギー(〜2%)では減少します。このQPOは、ブラックホールX線連星で通常観察されるタイプA、-B、および-CのQPOとは異なることを示しています。ソフト状態の別の永続的な高質量X線連星で以前に検出された同様の周波数のQPOを比較します。このようなQPOは、風力降着システムの降着流ではめったに形成されない局所的な不均一性に関連している可能性があります。

aox--ラジオラウドクエーサーにおけるHeIIEW接続

Title The_aox--HeII_EW_Connection_in_Radio-Loud_Quasars
Authors John_D._Timlin_III,_Shifu_Zhu,_W._Niel_Brandt,_and_Ari_Laor
URL https://arxiv.org/abs/2104.14407
電波が大きいクエーサー(RLQ)は、同じ光度の電波が静かなクエーサー(RQQ)と比較して、過剰なX線放射を生成することが知られています。最近、RQQのHeIIEWと$\alpha_{\rm{ox}}$が強く相関していることを発見しました。これは、それらの極端紫外線(EUV)とX線放射メカニズムが密接に関連していることを示唆しています。48個のRLQを使用して、急峻なスペクトルの電波クエーサー(SSRQ)と低い電波の明るさ($L_{\rmR}$)の平坦なスペクトルの電波クエーサー(FSRQ)が$\alpha_{\rmox}$-に続くことを示します。-RQQのHeIIEW関係。これは、これらのタイプのRLQのX線およびEUV放出メカニズムがRQQの場合と同じであり、ジェットに関連していないことを示唆しています。高$L_{\rmR}$FSRQは、HeIIEWが$\approx$3.5の係数で与えられると、過剰なX線放射を示します。これは、このタイプのRLQでのみX線生成がジェットに関連している可能性があることを示しています。

グリッチパルサーPSRJ0537-6910のrモードによる重力波放出に関するLIGOO3データからの制約

Title Constraints_from_LIGO_O3_data_on_gravitational-wave_emission_due_to_r-modes_in_the_glitching_pulsar_PSR_J0537-6910
Authors The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_et_al._(1535_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2104.14417
パルサーPSRJ0537-6910のrモードによる連続重力波放射の検索を、実行O3を観測するLIGO-Virgoコラボレーションからのデータを使用して提示します。PSRJ0537-6910は、若くてエネルギッシュなX線パルサーであり、最も頻繁に知られているグリッチャーです。パルサーのグリッチ間ブレーキング指数は、rモード振動による重力波放出がこのパルサーのスピン進化に重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。理論モデルは、この可能性を確認し、地上の検出器で調査できるレベルで放出を予測します。このシナリオを調査するために、NICERデータから取得した同時タイミングエフェメリスを使用して、グリッチ間のエポックでのrモード放射を検索します。理論的に予想される86〜97Hzの帯域の信号は検出されず、重力波の振幅の上限が報告されます。私たちの結果は、J0537-6910のrモードからの以前の振幅の上限を最大3倍改善し、PSRJ0537-6910のrモード駆動スピンダウンの理論モデルに厳しい制約を課します。私たちの結果は、省エネによって定義されたスピンダウン限界を下回っています。

MeerCRAB:ディープラーニングを使用した実際のトランジェントと偽のトランジェントのMeerLICHT分類

Title MeerCRAB:_MeerLICHT_Classification_of_Real_and_Bogus_Transients_using_Deep_Learning
Authors Zafiirah_Hosenie,_Steven_Bloemen,_Paul_Groot,_Robert_Lyon,_Bart_Scheers,_Benjamin_Stappers,_Fiorenzo_Stoppa,_Paul_Vreeswijk,_Simon_De_Wet,_Marc_Klein_Wolt,_Elmar_K\"ording,_Vanessa_McBride,_Rudolf_Le_Poole,_Kerry_Paterson,_Dani\"elle_L._A._Pieterse_and_Patrick_Woudt
URL https://arxiv.org/abs/2104.13950
天文学者は、可変および一時的なソースの(光学)空の大規模な調査を実施するときに、効率的な自動検出および分類パイプラインを必要とします。このようなパイプラインは、科学的価値が最も高いと思われる検出の迅速なフォローアップと分析を可能にするため、基本的に重要です。したがって、$\texttt{MeerCRAB}$と呼ばれる畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャに基づく深層学習パイプラインを提示します。これは、MeerLICHT望遠鏡の過渡検出パイプライン内の真の天体物理学的ソースからのいわゆる「偽の」検出を除外するように設計されています。光学候補は、さまざまな2D画像とそれらの画像から抽出された数値特徴を使用して記述されます。グラウンドトゥルースの定義が不十分であり、多くの場合議論の対象となるため、入力画像とターゲットクラスの関係は不明確です。これにより、分類アルゴリズムのトレーニングに使用する情報源を決定することが困難になります。したがって、データのラベル付けに2つの方法を使用しました(i)しきい値処理と(ii)潜在クラスモデルアプローチ。ボランティアから提供された分類ラベルに基づいて、入力画像とトレーニングセットの選択肢のさまざまな組み合わせを使用してトレーニングされたさまざまなネットワークアーキテクチャを採用した$\texttt{MeerCRAB}$のバリアントを展開しました。最も深いネットワークは、99.5$\%$の精度と0.989のマシューズ相関係数(MCC)値で最もよく機能しました。最良のモデルがMeerLICHTトランジェント検査パイプラインに統合され、検出されたトランジェントを正確かつ効率的に分類できるため、研究者は研究目標に最も有望な候補を選択できます。

GRIDミッション用のCubeSat上のコンパクトガンマ線検出器

Title A_Compact_Gamma-Ray_Detector_on_CubeSat_for_the_GRID_Mission
Authors Jia-Xing_Wen,_Xu-Tao_Zheng,_Jian-Dong_Yu,_Yue-Peng_Che,_Dong-Xin_Yang,_Huai-Zhong_Gao,_Yi-Fei_Jin,_Xiang-Yun_Long,_Yi-Hui_Liu,_Da-Cheng_Xu,_Yu-Chong_Zhang,_Ming_Zeng,_Yang_Tian,_Hua_Feng,_Zhi_Zeng,_Ji-Rong_Cang,_Qiong_Wu,_Zong-Qing_Zhao,_Bin-Bin_Zhang,_Peng_An_(on_behalf_of_GRID_collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2104.14228
ガンマ線統合検出器(GRID)は、超小型衛星(CubeSat)によって運ばれる複数のガンマ線検出器を使用するように設計された学生プロジェクトであり、フルタイムの全天ガンマ線検出ネットワークを形成して、マルチメッセンジャー天文学の時代。コンパクトなCubeSatガンマ線検出器は、ハードウェアとファームウェアを含め、GRID用に設計および実装されています。検出器は、4つのGd2Al2Ga3O12:Ce(GAGG:Ce)シンチレータと4つのシリコン光電子増倍管(SiPM)アレイを組み合わせて、低電力で小さな寸法で10keV〜2MeVのガンマ線の高い検出効率を実現します。商用CubeSatに搭載された学部生チームによって設計された最初の検出器は、2018年10月29日に太陽同期軌道に打ち上げられました。検出器は通常の観測状態にあり、軌道上での機能および性能テスト後、約1か月間データを蓄積しました。2019年に。

Chandrayaan-2デュアル周波数SAR(DFSAR):パフォーマンスの特性評価と初期結果

Title Chandrayaan-2_Dual-Frequency_SAR_(DFSAR):_Performance_Characterization_and_Initial_Results
Authors Sriram_S._Bhiravarasu,_Tathagata_Chakraborty,_Deepak_Putrevu,_Dharmendra_K._Pandey,_Anup_K._Das,_V._M._Ramanujam,_Raghav_Mehra,_Parikshit_Parasher,_Krishna_M._Agrawal,_Shubham_Gupta,_Gaurav_S._Seth,_Amit_Shukla,_Nikhil_Y._Pandya,_Sanjay_Trivedi,_Arundhati_Misra,_Rajeev_Jyoti,_Raj_Kumar
URL https://arxiv.org/abs/2104.14259
Chandrayaan-2宇宙船に搭載されたデュアル周波数合成開口レーダー(DFSAR)システムは、固体太陽系オブジェクトのレーダー探査における重要な前進を表しています。これは、2つの波長(LバンドとSバンド)のSARと複数の解像度を、1つの軽量($\sim$20kg)パッケージにいくつかの偏光モードで組み合わせたものです。DFSARから得られたデータは、各解像度セルの2$\times$2の複素散乱行列の計算をサポートします。これにより、さまざまな波長と入射角でのレーダー偏光特性に関する月面付近の特性評価が可能になります。この論文では、月のクレーター領域のサンプルセットの分析に基づいて、DFSARデータのキャリブレーションと予備的なパフォーマンスの特性評価について報告します。私たちのキャリブレーション分析は、軌道上での性能を打ち上げ前の測定値と比較する手段を提供し、結果は打ち上げ前の期待値と一致しました。私たちの最初の結果は、円偏光比(CPR)として分類された恒久的な影の領域(PSR)と非PSRの両方のクレーターがLバンドでも異常に見えることを示しています。また、内部と近位の噴出物での材料の進化と物理的特性が分離されていることも観察されます。ビュルギウスCクレーター領域については、二重周波数レーダーデータの分析を理論的散乱モデルの予測された動作と比較します。クレーターの年齢の推定値が利用できる場合、この研究で示された3つの名前のない南極クレーター領域のレーダー偏光特性と同様の複数の波長でのレーダー偏光特性の比較は、クレーターの岩石が時間とともにどのように進化するかについての新しい洞察を提供する可能性があります。

メチルアルコールの$ ^ {13} $ CH $ _3 $ OD同位体種のミリ波分光法

Title Millimeter-wave_spectroscopy_of_the_$^{13}$CH$_3$OD_isotopic_species_of_methyl_alcohol
Authors Li-Hong_Xu,_R._M._Lees,_O._Zakharenko,_H._S._P._M\"uller,_F._Lewen,_S._Schlemmer,_K._M._Menten
URL https://arxiv.org/abs/2104.14340
近年の電波天文施設の感度、スペクトル範囲、解像度の劇的な増加により、原始星源の化学的分化と同位体分別を観測して、それらの空間的および時間的進化に光を当てる新しい可能性が開かれました。暖かい星間環境では、メタノールは豊富な種であるため、その同位体形態のスペクトルデータは特に興味深いものです。現在の作業では、$^{13}$CH$_3$ODアイソトポログのミリ波スペクトルが150$〜$510GHzの領域で調査され、潜在的な天文アプリケーションの遷移周波数のセットが提供されています。焦点は、2つのタイプの顕著な$^{13}$CH$_3$ODスペクトルグループ、つまり$a$タイプの$^qR$ブランチマルチプレットと$b$タイプの$Q$ブランチにあります。$v_{\rmt}=0$および1つのねじれ状態の$J=3$から10の$^qR(J)$クラスター、およびいくつかの$v_{\rmtについて、線の位置が報告されます。}=0$および$J=25$までの1$^rQ(J)$または$^pQ(J)$ラインシリーズ。周波数はマルチパラメータのねじれ回転ハミルトニアンに適合されており、結果として得られる分子定数から上位レベルの励起エネルギーが計算されています。

最も大きなステラハートビート:最も極端な振幅のハートビートスターシステムの特徴

Title The_Loudest_Stellar_Heartbeat:_Characterizing_the_most_extreme_amplitude_heartbeat_star_system
Authors T._Jayasinghe,_C._S._Kochanek,_J._Strader,_K._Z._Stanek,_P._J._Vallely,_Todd_A._Thompson,_J._T._Hinkle,_B._J._Shappee,_A._K._Dupree,_K._Auchettl,_L._Chomiuk,_E._Aydi,_K._Dage,_A._Hughes,_L._Shishkovsky,_K._V._Sokolovsky,_S._Swihart,_K._T._Voggel,_I._B._Thompson
URL https://arxiv.org/abs/2104.13925
マゼラン稲森京セラエシェル(MIKE)とSOARグッドマンスペクトグラフからのTESS測光と分光観測を使用して、LMCの極端なハートビート星系MACHO80.7443.1718を特徴付けます。MACHO80.7443.1718は、$P_{\rmorb}=32.836\pm0.008\、{\rmd}$の超新星全天自動捜索システム(ASAS-SN)でハートビートスターシステムとして最初に特定されました。MACHO80.7443.1718は、若い(${\sim}6$〜Myr)の巨大なバイナリで、$M_1\simeq35M_\odot$のB0Iae超巨星と、$M_2\simeq16のO9.5Vセカンダリで構成されています。奇行($e=0.51\pm0.03$)軌道上のM_\odot$。既知のすべてのハートビート星の中で最大の変動振幅を持つことに加えて、MACHO80.7443.1718は、これまでに発見された中で最も大きなハートビート星の1つでもあります。B[e]超巨星には、星周円盤に関連するバルマー輝線と許可/禁止された金属輝線があります。ディスクはペリアストロンで急速に消失します。これは、セカンダリへの物質移動を示している可能性がありますが、ペリアストロンの通過直後に再出現します。MACHO80.7443.1718は、$N=25$および$N=41$の軌道高調波で潮汐的に励起された振動も示しており、自転周期は4。4日です。

タイタンの金属量の少ない参照星。 I.3D非LTEH $ \ alpha $プロファイルとガイア視差からの矮星と準巨星の正確な有効温度と表面重力

Title Titans_metal-poor_reference_stars._I._Accurate_effective_temperatures_and_surface_gravities_for_dwarfs_and_subgiants_from_3D_non-LTE_H$\alpha$_profiles_and_Gaia_parallaxes
Authors Riano_E._Giribaldi,_Andr\'e_R._da_Silva,_Rodolfo_Smiljanic,_Deysi_Cornejo_Espinoza
URL https://arxiv.org/abs/2104.13931
いくつかの大規模な恒星分光調査は、恒星の大気パラメータと化学物質の存在量を決定するために使用できる圧倒的な量のデータを生成しています。それにもかかわらず、主に適切なキャリブレータが不足しているため、特に金属が少ない領域([Fe/H]$\leq-$1.0)では、導出された天体物理パラメータで達成される精度はまだ不十分です。ここでは、タイタンの金属量の少ない参照星を紹介します。正確なパラメーターを持つ41個の矮星と準巨星のサンプルです。有効温度(Teff)は、観測されたH$\alpha$プロファイルを3D流体力学NLTEモデルを使用して計算された合成線に適合させることによって導き出されました。表面重力(logg)は、GaiaEDR3の進化トラックと視差を使用して計算されました。同じ方法で、ガイアベンチマークスターのTeff値を復元します。これは、ほとんどが干渉測定に基づいており、1$\sigma$の分散は$\pm50$Kです。これがH$\alphaの精度であると想定します。$金属に乏しい矮星とサブジャイアントの3D非LTEモデルから計算されたプロファイル。通常30〜40Kの内部精度を達成しましたが、これらのエラーは機器の影響が支配的です。したがって、タイタンのテフ値の最終的な総不確実性は、$1\%$のオーダーであると推定されます。loggの一般的なエラーは$\leq$0.04dexです。さらに、サンプルでGaia-Enceladus、Sequoia、およびHelmiストリームのメンバーをいくつか特定しました。これらの星は、これらの銀河の下部構造の正確な化学的特性評価への道を開くことができます。タイタンを参照として使用すると、大規模な恒星の調査により、天体物理学的パラメーターの内部キャリブレーションを改善できるようになります。最終的に、このサンプルは、ガイアや大規模な調査からのデータのユーザーが、星、恒星系、天の川の理解を再定義するという目標を達成するのに役立ちます。

ガイアM-矮星ギャップでの低質量および低金属量星の進化軌道における光度-質量関係の不連続性と変動

Title A_discontinuity_in_the_luminosity-mass_relation_and_fluctuations_in_the_evolutionary_tracks_of_low-mass_and_low-metallicity_stars_at_the_Gaia_M-dwarf_gap
Authors Santana_Mansfield_and_Pavel_Kroupa
URL https://arxiv.org/abs/2104.13951
ガイアM-矮星ギャップは、主系列星の下端にある低質量および低金属量の星の欠陥を示す色-マグニチュード図で最近発見された特徴です。細かい質量ステップと細かい時間ステップを使用して、低金属量で理論的な恒星モデリングを実行することを目指しています。この遷移で発生する対流キスの不安定性が原因であると考えられているため、モデルの部分対流から完全対流への遷移を特に探します。ギャップの。金属量がZ=0.01、Z=0.001、Z=0.0001の恒星進化モデルは、MESAを使用して、0.00025M$_{\odot}$の質量ステップ、50、000年の時間ステップで実行されます。小さな時間ステップにより、ヘルツシュプルングラッセル(HR)図の進化的トラックでループが発生するモデルが生成されました。有効温度と光度の変動は、対流エンベロープの下部が対流コアの上部と合流し、コアから表面に$^3$Heを輸送するという繰り返しのイベントに対応します。部分的な対流から完全な対流への切り替えのエピソードに加えて、低振幅の変動を生み出すいくつかのほぼ合併したイベントも発見されました。低金属量モデルは、その寿命のより長い部分で対流キス不安定性を経験し、高金属量のモデルよりも変動振幅が大きくなります。モデルで使用された小さな質量ステップは、3つの金属量すべてで輝度-質量関係の不連続性を明らかにしました。

球状星団NGC6752の複数の集団の最大ヘリウム含有量について

Title On_the_maximum_helium_content_of_multiple_populations_in_the_globular_cluster_NGC6752
Authors Fabrice_Martins_(1),_William_Chantereau_(2),_Corinne_Charbonnel_(3,4)_((1)_LUPM,_CNRS,_Montpellier_University,_(2)_Strasbourg_University,_CNRS,_(3)_University_of_Geneva,_(4)_IRAP,_CNRS,_Toulouse_University)
URL https://arxiv.org/abs/2104.13988
球状星団の複数の集団は、通常、さまざまなタイプの短命で巨大な星の噴出物によってさまざまな程度に汚染された化学組成を持つ物質からの星の形成によって説明されます。とりわけ、これらの汚染物質は、周囲の媒体に拡散するヘリウムの量によって異なります。この研究では、複数の集団のヘリウム含有量を推測するために使用される現在の測光法が実際に真の値を与えるか、または非常にHeに富むがまれな星を見逃すことによってそれを過小評価するかどうかを調査します。NGC6752の特定のケースに焦点を当てます。高速回転する大質量星(FRMS)シナリオの極端なケースを含む、さまざまな汚染シナリオの予測をカバーする非常に広範囲のHe存在量について、このクラスター用に生成された等時線に沿って大気モデルと合成スペクトルを計算します。ヘリウム含有量の研究に最適なHSTフィルターで合成測光を計算します。その後、さまざまな星の分布を持つ合成クラスターを構築します。最後に、観測データに適用されたのと同様の方法を使用して、これらの合成クラスターの最大ヘリウム質量分率を決定します。複数の母集団のさまざまな分布を持つクラスターのおもちゃモデルを構築し、入力最大Yを回復できることを確認します。次に、FRMSシナリオによって予測された母集団を使用して合成クラスターを構築すると、最大Y値をわずかに過小評価していることがわかります。現在観測されている最大YよりもはるかにHeに富む星を検出することができます。赤色巨星分枝星よりも主系列星の最大Yを決定する方が簡単ですが、定性的にはサンプルの選択による結果への影響はありません。NGC6752では、現在の観測限界である約0.3よりもHeに富む星が存在する可能性は低いことを示しています。

降着円盤を形成する絶壁にあるディスクレス中間ポーラーであるTXColのTESS光度曲線の準周期的振動

Title Quasi-periodic_oscillations_in_the_TESS_light_curve_of_TX_Col,_a_diskless_intermediate_polar_on_the_precipice_of_forming_an_accretion_disk
Authors Colin_Littlefield,_Simone_Scaringi,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_Mark_R._Kennedy,_Krystian_Ilkiewicz,_Paul_A._Mason
URL https://arxiv.org/abs/2104.14140
中間ポーラーの基本的な特性の1つは、白色矮星の磁気圏に遭遇するときの降着流の動的な性質です。多くの研究は、WDがケプレリアンディスクから降着するディスク供給降着と、ドナー星からの物質の流れがディスクを形成せずにWDの磁気圏に直接衝突するストリーム供給降着との間の二分法を推定しています。ただし、降着流がWDを取り囲む反磁性ブロブのトーラスで構成されている3番目のよく理解されていない体制もあります。この降着モードは、ディスク供給降着中に観察されたものよりも低いが、純粋なストリーム供給降着中に観察されたものよりも高い物質移動速度で存在すると予想されます。反磁性ブロブレジームを呼び出して、中間ポーラーTXColの例外的なTESS光度曲線を説明します。これは、サイクル1および3の間に、強化された降着の状態に移行したり、降着の状態から移行したりします。パワースペクトル分析により、降着は主にストリームフィードであることがわかります。。しかし、物質移動係数が急上昇すると、大振幅の準周期的振動(QPO)が突然現れ、数週間にわたって光度曲線を支配しました。QPOには、2つの顕著な特性があります。それらは、高い降着率でストリームフィードジオメトリに表示され、明確に定義された周波数範囲(1日あたり約10〜25サイクル)内で優先的に発生します。強化された付着のエピソードの間に、反磁性ブロブのトーラスがバイナリの円形化半径の近くに形成され、QPOが白色矮星のスピン周波数とWDの磁気圏内の不安定なブロブ軌道の間のビートであることを提案します。以前はディスクレスシステムで降着円盤を作成する際に、このようなトーラスがどのように重要なステップになるかについて説明します。

分光法を超えて。 I. SMSSDR2およびGaiaEDR3からの2,000万個を超える星の金属量、距離、および年齢の推定値

Title Beyond_spectroscopy._I._Metallicities,_distances,_and_age_estimates_for_over_twenty_million_stars_from_SMSS_DR2_and_Gaia_EDR3
Authors Yang_Huang,_Timothy_C._Beers,_Christian_Wolf,_Young_Sun_Lee,_Christopher_A._Onken,_Haibo_Yuan,_Derek_Shank,_Huawei_Zhang,_Chun_Wang,_Jianrong_Shi,_Zhou_Fan
URL https://arxiv.org/abs/2104.14154
約2400万個の星(1900万個以上の矮星と500万個の巨星を含む)の恒星大気パラメータ(有効温度、光度分類、金属量)の推定値は、利用可能な分光法を使用したトレーニングデータセットに基づいて、SMSSDR2とGaiaEDR3の恒星色から決定されます。以前の高/中/低解像度の分光学的調査からの測定。測光金属量の推定値を持つ星の数は、過去10年間にこれまでに現在最大の分光学的調査であるLAMOSTによって収集されたものの4〜5倍です。外部チェックは、測光金属量推定の精度が非常に高く、分光法から得られたものに匹敵するか、わずかに優れていることを示しています。[Fe/H]$>-1.0$、0.10--$-2.0<$[Fe/H]$\le-1.0$の場合は0.20dex、[Fe/H]$\le-2.0$の場合は0.20--0.25dex。Fe/H]$\sim-3.5$、以前の測光技術よりも大幅に低い。合計300万個を超える金属量の少ない(MP;[Fe/H]$\le-1.0$)星、50万個を超える非常に金属量の星を含む、前例のない数の金属量の少ない星について、フォトメトリック金属量の推定値が得られます。貧弱な(VMP;[Fe/H]$\le-2.0)$星、および25,000を超える非常に金属量の少ない(EMP;[Fe/H]$\le-3.0$)星。ガイアEDR3からの視差測定または金属量に依存する色絶対等級基準のいずれかから、サンプル内の2,000万個を超える星の距離が決定されます。ガイア視差からの正確な絶対等級推定値を持つ1800万を超えるサンプル星について、星の年齢は理論上の等時線と比較することによって推定されます。位置天文情報は、完了または進行中の大規模な分光調査から得られた、サンプル星の約10%の視線速度とともに、カタログ内の星について提供されています。

以前に何が起こったのですか? -若いハービッグAe / Be星の前駆体の周りの円盤

Title What_happened_before?_--_The_disks_around_the_precursors_of_young_Herbig_Ae/Be_stars
Authors P.G._Valeg{\aa}rd,_L.B.F.M._Waters,_C._Dominik
URL https://arxiv.org/abs/2104.14212
私たちは、太陽から500pc以内の太陽の近くにあるHerbigAe/Be星の前駆体を見つけようとしています。これを行うには、ここで質量$1.5M_{\odot}\leqM_*\leq5M_{\odot}$とF間のスペクトル型として定義される中間質量T-Tauri星(IMTT星)の光学的に選択されたサンプルを作成します。およびK3、文献から。文献の光学測光(0.4-1.25$\mu$m)と、\textit{Gaia}DR2視差測定から決定された距離をKurucz恒星モデルスペクトルと一緒に使用して、星をHR図に配置します。Siessの進化の軌跡を使用して、文献から中間質量のT-Tauri星を特定し、質量と年齢を導き出します。スピッツァースペクトルを使用して、[F$_{30}$/F$_{13.5}$]スペクトルインデックスに基づいて、星の周りのディスクをMeeusグループIとグループIIのディスクに分類します。また、10$\mu$mのケイ酸塩ダスト粒子の放出を調べ、多環芳香族炭化水素(PAH)からの放出を特定します。これから、中質量のおうし座T星の周りの円盤の定性的な画像を作成し、これを赤外線およびサブミリメートルの波長で利用可能な空間分解画像と比較して、分類を確認します。赤外線が過剰な49個の中間質量T-Tauri星が見つかりました。識別されたディスクは、ディスクの形状とケイ酸塩ダスト粒子の母集団において、古いHerbigAe/Be星に類似しています。赤外線とサブmmの波長で空間的に分解された画像は、ハービッグAe/Be星の若い前駆体の周りにもギャップとスパイラルが存在することを示唆しています。主系列星進化のタイムスケールと原始惑星系円盤進化の現在のモデルを比較すると、ハービッグAe/Be星と中間質量おうし座T型星の類似性は、切断されたグループIとグループIIの円盤の進化を示しています。それらは2つの異なる進化の道を表しています。

畳み込みニューラルネットワークによるマルチチャネルコロナホール検出

Title Multi-channel_coronal_hole_detection_with_convolutional_neural_networks
Authors R._Jarolim,_A.M._Veronig,_S._Hofmeister,_S.G._Heinemann,_M._Temmer,_T._Podladchikova,_K._Dissauer
URL https://arxiv.org/abs/2104.14313
コロナホールを検出するための信頼性の高い完全自動の方法を開発します。これは、太陽周期全体にわたって一貫したフルディスクセグメンテーションマップを提供し、リアルタイムで実行できます。畳み込みニューラルネットワークを使用して、大気イメージングアセンブリ(AIA)の7つのEUVチャネル、および太陽力学天文台に搭載された日震磁気イメージャ(HMI)の見通し内マグネトグラムからコロナホールの境界を特定します。(SDO)。プライマリモデル(マルチスペクトルデータを介したコロナホール認識ニューラルネットワーク;CHRONNOS)では、効率的なトレーニングを可能にし、詳細なセグメンテーションマップを提供し、太陽ディスク全体の関係を考慮に入れる、徐々に成長するネットワークアプローチを使用します。モデルの結果を独立した手動でキュレーションされたテストセットと比較することにより、パフォーマンス、信頼性、一貫性を徹底的に評価します。私たちのモデルは、0.63のintersection-over-union(IoU)で手動ラベルとよく一致しています。2010年11月から2016年12月までの時間範囲で特定された面積$>1.5\cdot10^{10}$km$^2$の合計261個のコロナホールから、98.1%がモデルによって正しく検出されました。ほぼ全太陽周期にわたる評価はありません。図24は、私たちのモデルが太陽活動のレベルに関係なく、信頼できるコロナホール検出を提供することを示しています。数日から数週間の短い時間スケールでの直接比較から、私たちのモデルは一貫性と信頼性の点で人間のパフォーマンスを上回っています。さらに、各チャネルからコロナホールを個別に識別するようにモデルをトレーニングし、ニューラルネットワークが結合されたチャネル情報で最高のパフォーマンスを提供することを示しますが、コロナホールセグメンテーションマップは見通し内マグネトグラムからのみ取得することもできます。

複数の食変光星からの散開星団NGC6791の年齢とヘリウム含有量。 III。準巨星からの制約

Title Age_and_helium_content_of_the_open_cluster_NGC_6791_from_multiple_eclipsing_binary_members._III._Constraints_from_a_subgiant
Authors K._Brogaard,_F._Grundahl,_E._L._Sandquist,_D._Slumstrup,_M._L._Jensen,_J._B._Thomsen,_J._H._J{\o}rgensen,_J._R._Larsen,_S._T._Bj{\o}rn,_C._T._G._S{\o}rensen,_H._Bruntt,_T._Arentoft,_S._Frandsen,_J._Jessen-Hansen,_J._A._Orosz,_R._Mathieu,_A._Geller,_N._Ryde,_D._Stello,_S._Meibom_and_I._Platais
URL https://arxiv.org/abs/2104.14330
星団の構造と進化のモデルは、散開星団の食変光星のパラメーターの正確な測定値を使用して制約することができます。複数の連星は、制約を厳しくし、次に、ホストクラスターの年齢推定の精度と精度を向上させる手段を提供します。このシリーズの前の2つの論文では、古い散開星団NGC6791で複数の食変光星の測定値を使用して、以前に可能であったよりも星団の特性に厳しい制約を設定し、それによって精度と精度の両方を向上させることを示しました。クラスター年齢。NGC\、6791で、食のないクラスターメンバーV56のプロパティを識別および測定し、これが以前の調査結果をサポートおよび強化する追加のモデル制約をどのように提供するかを示します。FLAMESからのV56のマルチエポックスペクトルを、NGC6971の既存の測光と食変光星の測定と組み合わせて分析します。V56コンポーネントのパラメータは、$M_{\rmp}=1.103\pm0.008M_{\odot}$および$M_{\rms}=0.974\pm0.007M_{\odot}$、$R_であることがわかります。{\rmp}=1.764\pm0.099R_{\odot}$および$R_{\rms}=1.045\pm0.057R_{\odot}$、$T_{\rmeff、p}=5447\pm125$Kと$T_{\rmeff、s}=5552\pm125$Kであり、同じ存在量であると仮定すると、表面[Fe/H]=$+0.29\pm0.06$です。導出された特性は、$8.3\pm0.3$Gyrのクラスター年齢と下部赤色巨星分枝(RGB)の星の質量の以前の最良の推定値である$M_{\rmRGB}=1.15\pm0.02M_を強化します。NGC6791の場合は{\odot}$。したがって、これらの数値は、星震学などの他の年齢および質量測定方法の検証ポイントとして引き続き機能します。

Elsasser変数で計算されたスタンディングキンク波の非線形減衰

Title Non-linear_damping_of_standing_kink_waves_computed_with_Elsasser_variables
Authors Tom_Van_Doorsselaere,_Marcel_Goossens,_Norbert_Magyar,_Michael_S._Ruderman,_Rajab_Ismayilli
URL https://arxiv.org/abs/2104.14331
以前の論文では、Elsasser変数を使用して、横キンク波のエネルギー密度と非線形エネルギーカスケード率を計算しました。この論文では、外部摂動によってコロナルループで衝動的に励起されるスタンディングキンク波に焦点を当てます。ケルビン・ヘルムホルツ不安定性の非線形展開による減衰時間を計算するための分析計算を示します。主な結果は、減衰時間が発振振幅に反比例することです。式からの減衰時間を数値シミュレーションと観測の結果と比較します。どちらの場合も、かなり良い一致が見つかります。シミュレーションとの比較は、非線形減衰が高振幅領域で支配的であるのに対し、低振幅領域は共振吸収による減衰を示していることを示しています。観測との比較では、モンテカルロデータポイントの外部エンベロープとして、振幅$\eta^{-1}$に反比例するべき乗則が見つかります。

M矮星のコロナからの惑星誘導電波放射

Title Planet-induced_radio_emission_from_the_coronae_of_M_dwarfs
Authors Robert_D._Kavanagh,_Aline_A._Vidotto,_Baptiste_Klein,_Moira_M._Jardine,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_D\'ualta_\'O_Fionnag\'ain
URL https://arxiv.org/abs/2104.14457
最近、低質量の星からの電波放射が検出されており、そのいくつかは星と惑星の相互作用を示しています。これらのエキサイティングな新しい結果に動機付けられて、ここでは、アクティブな惑星をホストするM矮星AUMicの恒星風モデルを紹介します。私たちのモデルは、Zeeman-DopplerImaging法を使用して再構築された、星の大規模な光球磁場マップを組み込んでいます。モデルを使用して、亜Alfv\'enic木星-イオ相互作用に類似したメカニズムを通じて、AUMicのコロナで惑星によって誘発された電波放射が生成されるかどうかを評価します。けんびきょうが太陽の27倍の質量損失率を持っている場合、システム内の惑星bとcの両方が、ホスト星のコロナで10MHz〜3GHzの電波放射を誘発できることがわかります。それらの軌道の大部分は、10mJyのピークフラックス密度を持っています。私たちの予測された排出量は、VedanthamらによってGJ1151から最近報告されたものと著しく類似しています。(2020)、これは惑星によって誘発されていることを示しています。このような電波放射を検出することで、星の質量損失率に上限を設けることができます。

M理論とド・ジッター量子重力の双曲線コンパクト化

Title Hyperbolic_compactification_of_M-theory_and_de_Sitter_quantum_gravity
Authors G._Bruno_De_Luca,_Eva_Silverstein,_Gonzalo_Torroba
URL https://arxiv.org/abs/2104.13380
最小限の成分で、M理論の負の曲率コンパクト化の一般的なケースで宇宙の加速膨張のメカニズムを提示します。カシミールエネルギーをサポートする小さな閉測地線を備えた双曲多様体のM理論は、単一の古典的なソース(7フォームフラックス)とともに、正の位置エネルギーでの体積安定化のための即時の3項構造を含みます。双曲多様体は数学的によく研究されており、固定体積での重要な剛性特性を備えています。それらと、より一般的なアインシュタイン空間へのそれらのDehn充填は、カシミールエネルギーをサポートする小さな閉測地線を生成する明示的な離散パラメーターを示します。M.ダグラスによって導き出されたオフシェル有効ポテンシャルは、一般相対性理論の制約を介して歪んだ製品構造を組み込み、負のエネルギーをスクリーニングします。ローカライズされたカシミールエネルギーと多様体とフラックスの利用可能な個別の選択によって供給されるフィールドを分析すると、正味の曲率、カシミールエネルギー、およびフラックスが大きな半径で競合し、体積を安定させる体制が見つかります。さらなるメートル法とフォームフィールドの変形は、双曲線の剛性と反り効果によって高度に制約され、正のヘッセ行列の強い指標を与える計算につながり、残りのオタマジャクシは小さいです。Dehn充填領域を含むパッチでの明示的な逆反応解と摂動を介してこれをテストし、内部フィールドのさらなる側面のニューラルネットワーク研究を開始し、反ドジッター極値のマルダセナ-ヌネススタイルのノーゴー定理を導き出します。4フォームフラックスを組み込んだ単純な一般化は、アクシオンモノドロミーインフレーションを生成します。ラージNM2ブレーン理論の比較的単純なドジッター隆起として、この構造はドジッターホログラフィーと宇宙モデリングに適用され、数学と弦/M理論のコンパクト化の物理学との間に新しい関係を導入します。

磁気リコネクションを介した合体する磁気島の統計的記述

Title Statistical_description_of_coalescing_magnetic_islands_via_magnetic_reconnection
Authors Muni_Zhou,_David_H._Wu,_Nuno_F._Loureiro,_Dmitri_A._Uzdensky
URL https://arxiv.org/abs/2104.13757
相互作用する磁気島の物理的画像は、太陽コロナ、太陽圏、地球の磁気圏など、さまざまな物理的環境における特定のプラズマダイナミクスに役立つパラダイムを提供します。この作業では、島の合併中の磁気リコネクションの役割を説明するために設計された衝突積分の対象となる島の分布関数(島の面積とフラックス)の進化を説明する島の運動方程式を導き出します。この方程式は、2Dで磁気島の合体を介した磁気エネルギーの逆伝達を研究するために使用されます。島の運動方程式を、デルタ分布、ガウス分布、べき乗分布の3つの異なるタイプの初期分布について数値的に解きます。いくつかの重要な量の時間発展は、私たちの分析予測とよく一致することがわかります。磁気エネルギーは$\tildet^{-1}$として減衰し、島の数は$\tildet^{-1}$として減少します。島の平均面積は$\tildet$として増加します。ここで、$\tildet$は、島の特徴的な再接続時間スケールに正規化された時間です。分布関数と磁気エネルギースペクトルの一般的な特性も研究されています。

天の川銀河における乱流アクシオン-光子変換

Title Turbulent_axion-photon_conversions_in_the_Milky-Way
Authors Pierluca_Carenza,_Carmelo_Evoli,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi,_Daniele_Montanino
URL https://arxiv.org/abs/2104.13935
天の川磁場は、光子とアクシオン様粒子(ALP)の間の変換を引き起こし、観測可能な光子スペクトルに特有の特徴をもたらす可能性があります。以前の研究では、磁場の通常の成分のみを考慮していました。ただし、観測結果は一貫して、同様の強度を持ち、数10$\、$pcのスケールで相関する追加の乱流成分の存在を示しています。乱流磁場がALP-光子変換に与える影響を調査し、その影響を数値的および分析的に特徴付けます。乱流磁場が変換確率を最大2倍変化させる可能性があり、さまざまな天体物理学的ソースからの観測可能な光子スペクトルに観測可能な不規則性をもたらす可能性があることを示します。

アキシャルおよびベクトル$ Z '$ボソンを使用したフリーズインのテスト

Title Testing_freeze-in_with_axial_and_vector_$Z'$_bosons
Authors Catarina_Cosme,_Ma\'ira_Dutra,_Stephen_Godfrey,_Taylor_R._Gray
URL https://arxiv.org/abs/2104.13937
初期の宇宙での弱く相互作用する巨大粒子(FIMP)暗黒物質の凍結生成は、よく知られている、そして制約された弱く相互作用する巨大粒子(WIMP)パラダイムの魅力的な代替手段です。挑戦的ではありますが、FIMP暗黒物質の現象学はますます注目を集めており、いくつかのシナリオで可能です。この研究では、フェルミオン暗黒物質への$Z^\prime$ポータルを検討することにより、この取り組みに貢献します。$Z^\prime$は、ベクトル結合と軸結合の両方を持ち、質量はMeVからPeVまでの範囲です。直接検出、原子パリティ違反、レプトン異常磁気モーメント、ニュートリノ電子散乱、コライダー、およびビームダンプ実験からのフリーズインとフリーズアウトの両方の限界を評価します。FIMPは、これらの実験のほとんどで補完的な方法ですでにテストできることを示していますが、WIMPは、$Z^\prime$共振領域に加えて、$Z^\prime$低質量領域で特に実行可能です。また、結果における$Z^\prime$の軸方向結合の役割についても説明します。したがって、FIMPのコンテキストでこのモデルの特定の実現を動機付け、これらのとらえどころのない暗黒物質候補を検索したいと考えています。

幾何学からの宇宙論

Title Cosmology_from_pregeometry
Authors C._Wetterich
URL https://arxiv.org/abs/2104.14013
非コンパクトローレンツ群$SO(1,3)$の微分同相写像不変ゲージ理論の宇宙論的解法について議論します。ゲージボソンに加えて、前幾何学のモデルには、$SO(1,3)$のベクトル表現のベクトル場とスカラーシングレットが含まれています。一般相対性理論と可変重力は、プランク単位系での長距離と時間の効果的な理論として浮上します。最大2つの導関数を使用した有効作用の近似を提案します。適切な範囲のパラメーターの場合、宇宙は大規模で安定したミンコフスキー空間に近づきます。後期宇宙論の場合、モデルは動的な暗黒エネルギーを予測し、暗黒物質の候補を提供します。初期の宇宙論はインフレ時代を特徴としています。無限の過去における宇宙の始まりは大きな空虚であり、関連する量子スケール対称性を持つ紫外線不動点に対応します。最初の宇宙は、すべてのフィールドの変動に対して、期待値が消失し、有限の非消失相関関数を持つ真空状態です。物理的なビッグバンの特異点はありません。

$ \ Lambda CDM $に還元される$ f(Q、T)$重力モデルのテスト

Title Testing_$f(Q,_T)$_gravity_models_that_reduce_to_$\Lambda_CDM$
Authors Antonio_N\'ajera_and_Amanda_Fajardo
URL https://arxiv.org/abs/2104.14065
フリードマン方程式が特定のパラメーターに対して$\LambdaCDM$に減少する対称テレパラレル重力の拡張で、4つの$f(Q、T)$モデルをテストしました。低赤方偏移データを使用すると、すべてのモデルが$\LambdaCDM$と一致する2$\sigma$であり、ハッブル定数値がSH0ESコラボレーションの1つと一致する$\sigma$であり、$12\sigma$の張力でPlanckコラボレーションの1つ。モデルの1つがバックグラウンドの観点から$\LambdaCDM$に挑戦できるかどうかを確認するために、4つのモデルと$\LambdaCDM$のベイズ証拠を計算しました。一致モデルは、すべての$f(Q、T)$代替モデルよりも優先され、モデル$f(Q、T)=-Q/G_N+bT$および$-(Q+2\Lambda)に対して弱い優先度を示しています。/G_N+bT$およびモデルに対する実質的な優先度$f(Q、T)=-(Q+2H_0c(Q/(6H_0^2))^{n+1})/G_N+bT$および$f(Q、T)=-(Q+2H_0c(Q/(6H_0^2))^{n+1}+2\Lambda)/G_N+bT$。私たちのモデルは、低赤方偏移から$\LambdaCDM$加速を再現することに成功しました。

2つのスカラー場と2つのベクトル場のモデルの異方性べき乗則インフレーション

Title Anisotropic_power-law_inflation_for_a_model_of_two_scalar_and_two_vector_fields
Authors Tuan_Q._Do,_W._F._Kao
URL https://arxiv.org/abs/2104.14100
最近超重力動機付けモデルで見つかった宇宙の無毛予想に対する興味深い反例に触発されて、2つのスカラー場がそれぞれ2つのベクトル場に非最小結合することを許可されるマルチフィールド拡張を提案します。このモデルは、正確なBianchiタイプIべき乗則の解を認めることが示されています。さらに、動的システム法に基づく安定性解析を実行して、両方のスカラー場が正準である場合、この異方性解が実際に安定していて魅力的であることを示します。それにもかかわらず、2つのスカラー場の1つがファントムである場合、対応する異方性べき乗則のインフレーションは予想どおり不安定になります。

非対称の偶発的な複合暗黒物質

Title Asymmetric_accidental_composite_dark_matter
Authors Salvatore_Bottaro,_Marco_Costa_and_Oleg_Popov
URL https://arxiv.org/abs/2104.14244
この作業の目標は、DM候補、最も軽い\textit{darkbaryon}(DCb)の非対称性を動的に生成し、同時に対称成分を消滅させることができる、偶発的複合暗黒物質モデル(ACDM)の最も単純なUV補完を見つけることです。。このフレームワークでは、DCbは閉じ込められた$\text{SU}(N)_{\text{DC}}$ゲージ群の束縛状態であり、可視セクターと弱く相互作用する可能性があります。DCbの構成要素は、標準モデルゲージグループの下で自明ではない電荷を持つことができます。このような候補の非対称性の生成は、質量$M_\phi\gtrsim10^{15}$GeVの重いスカラーの\emph{非平衡}崩壊の2フレーバーの変化です。スカラーのスケールより下では、モデルはDM候補の偶発的な安定性または長寿命を回復します。DCb$m_{\text{DCb}}\lesssim75$TeVの質量が与えられた場合、対称成分は残留閉じ込め相互作用によって消滅します。すべての元のACDMモデルに非対称性生成のメカニズム、またはそのバリエーションを実装し、この範囲の質量のDCbに対して正しい非対称性を生成するように管理します。見つかったモデルのいくつかでは、DM候補の安定性は、一般的なGUTの完了または可視セクターでの非対称生成メカニズムを考慮しても損なわれません。

非最小のテレパラレルインフレの世界的な肖像画

Title Global_portraits_of_nonminimal_teleparallel_inflation
Authors Laur_J\"arv_and_Joosep_Lember
URL https://arxiv.org/abs/2104.14258
ねじれスカラーに非最小結合されたスカラー場を使用して、テレパラレル重力モデルでインフレーションダイナミクスのグローバル位相ポートレートを構築します。採用された変数のセットは、運動レジームとインフレレジームを含む、固定点としての異なる漸近状態を明確に区別できます。インフレーションの説明における重要な役割は、漸近的な鞍点から遅い時間のアトラクタ点まで走るヘテロクリニック軌道によって果たされ、非最小のスローロール条件によって近似されます。漸近不動点を探すために、「有効ポテンシャル」と「有効質量」の観点からヒューリスティックな方法の概要を説明します。これは、非最小結合理論に適用できます。特定の例として、二次および四次ポテンシャルを使用した正の二次非最小結合を研究し、ポートレートが既知のスカラー曲率の対応物と質的にどのように異なるかに注目します。二次モデルの場合、インフレーションはねじれへの小さな非最小結合でのみ発生します。大きな結合の場合、漸近的なドジッター鞍点は物理的な位相空間から消えます。小さな非最小結合の場合、漸近鞍点は指数関数的拡張よりも弱くなり、大きな結合の場合も消えるため、四次ポテンシャルを持つテレパラレルモデルはインフレーションに対してまったく実行できません。

白色矮星における暗黒物質捕獲の改善された処理

Title Improved_Treatment_of_Dark_Matter_Capture_in_White_Dwarfs
Authors Nicole_F._Bell,_Giorgio_Busoni,_Maura_E._Ramirez-Quezada,_Sandra_Robles,_Michael_Virgato
URL https://arxiv.org/abs/2104.14367
白色矮星は、最も豊富な恒星の残骸であり、暗黒物質の相互作用を調べるための有望な手段を提供し、地上での探索を補完します。恒星の構成要素からの暗黒物質の散乱は、重力による捕獲につながり、重要な観測結果をもたらします。特に、白色矮星の加熱は、暗黒物質の捕獲と熱化の過程でのエネルギー移動と、それに続く捕獲された暗黒物質の消滅によって起こります。白色矮星のイオンまたは縮退電子成分のいずれかで散乱することによる暗黒物質の捕獲を検討します。イオンについては、恒星の構造、星の不透明度、単純なヘルムアプローチを超える現実的な核形態因子、およびサブGeV暗黒物質に関連する有限の温度効果を考慮します。電子は、パウリブロッキング、有限温度、および多重散乱効果がすべて考慮された、相対論的で縮退したターゲットとして扱われます。また、暗黒物質の蒸発率も推定しています。暗黒物質-核子/電子散乱断面積は、暗黒物質の捕獲による加熱速度を暗黒物質が豊富な環境での冷たい白色矮星の観測と比較することによって制約することができます。この手法を、DMサブハロにあると想定される球状星団Messier4の古い白色矮星の観測に適用します。暗黒物質-核子散乱の場合、白色矮星は直接検出検索にアクセスできないサブGeV質量範囲をプローブでき、低質量到達は蒸発によってのみ制限され、$1-10^4の直接検出と競合できることがわかります。$GeV範囲。暗黒物質-電子散乱の白い矮星限界は、考慮される全質量範囲にわたって現在の電子反跳実験よりも優れており、電子反跳実験の感度が低下する$\sim10$GeV質量レジームをはるかに超えています。

スカラー場源による遅い時間の加速:観測の制約と状態ファインダーの診断

Title Late-time_acceleration_with_a_scalar_field_source:_Observational_constraints_and_statefinder_diagnostics
Authors S._K._J._Pacif,_Simran_Arora,_P.K._Sahoo
URL https://arxiv.org/abs/2104.14453
この記事では、重力の標準理論における暗黒エネルギー宇宙論モデルについて説明します。これは、広いスカラー場をソースとする一般相対性理論です。アインシュタインの場の方程式の正確な解は、宇宙の進化における減速段階から加速段階へのスムーズな遷移を示す特定の形式の減速パラメーター$q$を考慮することによって導き出されます。ハッブル($H(z)$)データセット、超新星(SN)データセット、バリオン音響振動(BAO)データセットなどの外部データセットは、$q$の関数形式で表示されるモデルパラメーターを制約するために使用されます。遷移赤方偏移は、結合されたデータセット($H(z)+SN+BAO$)の$%z_{t}=0.67_{-0.36}^{+0.26}$で取得され、モデルは署名の反転を示しますそして最近の観察と一致しています。さらに、減速パラメータの現在値は$q_{0}=-0.50_{-0.11}^{+0.12}$であり、ジャークパラメータ$%j_{0}=-0.98_{-0.02}結合されたデータセットの^{+0.06}$(1に近い)。これは、Planck2018の結果に従って互換性があります。分析はまた、スカラー場EoSパラメーターのスムーズな進化のために、オメガ値、つまり$\Omega_{m_{0}}\leq0.269$を制約します。スカラー場が存在する場合のエネルギー密度よりも、物質場の有効エネルギー密度の方がエネルギー密度が高いことがわかります。物理的および幾何学的パラメーターの進化については、モデルパラメーターの数値制約値を使用して詳細に説明します。さらに、ダークエネルギーの性質を調査するために状態ファインダー分析を実行しました。

古典性の尺度

Title A_Measure_of_Classicality
Authors James_B._Hartle_(UCSB)_and_Murray_Gell-Mann_(deceased)
URL https://arxiv.org/abs/2104.14465
私たちの根本的に非決定論的な量子宇宙の顕著な特徴は、その準古典的な領域、つまり古典物理学の決定論的な法則が成り立つ幅広い時間の場所と規模です。私たちの準古典的領域は、私たちの宇宙の量子状態とダイナミクスの基本理論の創発的な特徴です。私たちの宇宙が示すことができる準古典的領域には、さまざまな変数、さまざまなレベルの粗視化、時空のさまざまな場所、さまざまな古典物理学、さまざまなレベルの古典性によって特徴付けられる多くの種類があります。準古典的領域の古典性の尺度を提案します。特に宇宙のオブザーバーのような私たち自身のような情報収集と利用システム(IGUS)のための異なるレベルの古典性の観察可能な結果について。

原始ブラックホールの存在下での小規模なレプトン数生成と暗黒物質

Title Low_scale_leptogenesis_and_dark_matter_in_the_presence_of_primordial_black_holes
Authors Suruj_Jyoti_Das,_Devabrat_Mahanta,_Debasish_Borah
URL https://arxiv.org/abs/2104.14496
原始ブラックホール(PBH)の存在下で、暗黒物質(DM)とともに小規模なレプトン数生成の可能性を研究します。レプトン数生成とDMの両方を研究するための一般的な設定では、放射レベルでの軽いニュートリノ量も説明する最小のスコット生成モデルを検討します。$0.1-10^5$gの質量範囲のPBHは、原則としてレプトン数生成に影響を与える可能性がありますが、必要な初期PBHフラクションは通常、DMの過剰生成につながり、その熱凍結はPBH蒸発の前に発生します。PBHは、レプトン数生成の非熱源と、エントロピー注入を介して熱的に生成されたレプトン非対称性の希釈につながる可能性があり、後者が支配的です。標準宇宙論でバリオンまたはレプトンの非対称性の過剰生成につながるスコットジェニックモデルのパラメーター空間は、適切な初期質量とエネルギー分率を持つPBHの存在下で一貫性を保つことができます。一方、このようなPBHパラメータの場合、DMは、PBHの蒸発後に凍結が発生する軽量領域に制限されます。

温かいものと熱いものが混在する右巻きニュートリノ暗黒物質のモデル

Title A_model_for_mixed_warm_and_hot_right-handed_neutrino_dark_matter
Authors Ma\'ira_Dutra,_Vin\'icius_Oliveira,_C._A._de_S._Pires,_Farinaldo_S._Queiroz
URL https://arxiv.org/abs/2104.14542
温かいニュートリノと熱いニュートリノの混合暗黒物質が自然に上昇するモデルについて議論します。活性ニュートリノとステライルニュートリノを同じ$SU(3)_L$多重項に配置し、最も軽いステライルニュートリノは暗黒物質です。他の2つの重いステライルニュートリノは、それらの平衡状態からの崩壊を通じて、凍結後の暗黒物質密度とその集団の両方の希釈に寄与します。このモデルがkeVニュートリノ暗黒物質の過剰生成を克服するためのすべての成分を特徴としていることを示し、ビッグバン元素合成と相対論的自由度の数に対する現象論的意味を探ります。