CMB強度プロファイルへの原始重力波の痕跡
摂動されたフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）時空を伝搬する光子ビームの2次元横断面に誘導されたジオメトリを使用して、今日の望遠鏡の収集領域全体の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子分布を見つけます。各視線で、重力によるせん断により、光子が横方向に沿って希釈されていることがわかります。この効果は、ストークス分極パラメーターを彷彿とさせる2つのスピンウェイト2変数によって特徴付けることができます。その場合と同様に、スカラー関数と疑似スカラー関数を作成できます。後者はテンソルモードからの寄与のみを取得します。単純なインフレーションモデルでスーパーホライズンスケールの擬スカラーのパワースペクトルを分析的に決定し、考えられる観測結果について簡単に説明します。
超流動暗黒物質とMONDのような理論における因果関係
銀河系のスケールで興味深い振る舞いを示す暗黒物質の新しいモデルに多くの関心が寄せられています。主な動機は、観測されたバリオンタリーフィッシャー関係であり、回転速度の四次パワーとして銀河の質量が増加します。このスケーリングは、標準的なコールドダークマターによって明らかに説明されていません。これは、この銀河系のスケーリングを説明するために、いわゆるMONDian現象学の何らかの形を示す暗黒物質モデルの開発を促し、同時に大規模なコールドダークマターの成功を回復しました。この美しい例は、いわゆる超流動暗黒物質モデルです。このモデルでは、複雑なボゾン場が銀河スケールで自発的対称性を破り、低エネルギー有効理論で3/2の運動スケーリングで超流動相に入ります。長距離MONDian力。この作業では、これらおよび他の関連モデルの因果関係と局所性の特性を調べます。超流動モデルのローレンツ不変補完は、MONDレジームの運動方程式の大域的双曲性に違反する高エネルギー摂動を示し、位相空間の他の部分では超光速になる可能性があることを示します。また、さまざまな代替モデルを調べて、それらが非局所性の形式も示すことを発見しました。
後期再電離モデルにおける拡散銀河間媒体からの強力な21センチメートルの森林吸収体の検出可能性
| Title |
The_detectability_of_strong_21_centimetre_forest_absorbers_from_the_diffuse_intergalactic_medium_in_late_reionisation_models |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_\v{S}oltinsk\'y,_James_S._Bolton,_Nina_Hatch,_Martin_G._Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni,_Ewald_Puchwein,_Jonathan_Chardin,_Dominique_Aubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02250 |
赤方偏移$z\simeq5.3$での再電離の遅い終わりは、Ly$\alpha$森林透過の観測された空間的変動と$での拡張Ly$\alpha$吸収トラフの周りのLy$\alpha$放出銀河の不足と一致しています。z=5.5$。このモデルでは、中性水素の大きな島は、$z\simeq6$まで拡散銀河間媒体（IGM）に存続するはずです。高解像度の宇宙論的流体力学シミュレーションと放射伝達を組み合わせた新しいハイブリッドアプローチを使用して、これらの拡散IGMから光学的厚さ$\tau_{21}>10^{-2}$の強力な21cm森林吸収体の発生率を予測します。後期再電離モデル。シミュレートされた21cmの森林スペクトルに対する赤方偏移空間の歪みの影響を含め、軟X線による再電離前のIGMの非常に不確実な加熱を自由パラメーターとして扱います。拡散IGMの平均ガス運動温度が$T_{\rmK}\simeq10^{2}\rm\、K$を下回ったままであるように、適度なIGM予熱しかないモデルの場合、強い21cmであることがわかります森林吸収線は$z=6$まで持続するはずです。$\sim10$の十分に電波の大きい背景放射源のサンプルの場合、SKA1-lowまたはおそらくLOFARを使用した$z\simeq6$での21cm森林吸収体のヌル検出は、まだほとんど制約のないソフトに有益な下限を提供するはずです。高赤方偏移でのX線背景放射と再電離前のIGMの温度。
| Title |
Kernel-Based_Emulator_for_the_3D_Matter_Power_Spectrum_from_CLASS |
| Authors |
Arrykrishna_Mootoovaloo,_Andrew_H._Jaffe,_Alan_F._Heavens,_Florent_Leclercq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02256 |
3D物質パワースペクトル$P_{\delta}（k、z）$は、大規模構造、21cm観測、弱いレンズ効果などの宇宙データの分析における基本的な量です。CLASSなどの既存のコンピューターモデル（ボルツマンコード）は、不当な計算コストを犠牲にしてそれを提供できます。この論文では、与えられた波数のセット$k$と赤方偏移$z$に対して、3D物質パワースペクトルを生成するための高速ベイズ法を提案します。私たちのコードでは、次の量を計算できます。特定の赤方偏移での線形物質パワースペクトル（デフォルトは0に設定）。バリオンフィードバックがある場合とない場合の非線形3D物質パワースペクトル。弱いレンズ効果のパワースペクトル。入力宇宙論的パラメーターに関する3D物質パワースペクトルの勾配も返され、これはハミルトニアンモンテカルロサンプラーに役立ちます。導関数は、フィッシャー行列の計算にも役立ちます。私たちのアプリケーションでは、エミュレーターは、前から引き出された一連の宇宙論的パラメーターで評価されたときに正確であり、0を中心とする分数の不確実性$\DeltaP_{\delta}/P_{\delta}$です。これも$です。\simCLASSと比較して300$倍高速であるため、エミュレータはモンテカルロルーチンで宇宙論的および迷惑なパラメータをサンプリングしやすくなります。さらに、3D物質パワースペクトルが計算されると、特定のレッドシフト分布$n（z）$とともに使用して、弱いレンズ効果と固有のアライメントパワースペクトルを計算できます。これを使用して、宇宙パラメータの制約を導き出すことができます。弱いレンズ効果のデータ分析問題で。ソフトウェア（$\texttt{emuPK}$）は、任意のポイントセットでトレーニングでき、Githubで配布され、1000ラテン超立方体（LH）に基づく事前トレーニング済みのガウス過程（GP）モデルのセットが付属しています。サンプル。現在の弱いレンズ効果分析の現在の事前確率にほぼ従っています。
ガンマ線バースト残光からの再電離履歴と電離源に対する将来の制約
| Title |
Future_Constraints_on_the_Reionization_History_and_the_Ionizing_Sources_from_Gamma-ray_Burst_Afterglows |
| Authors |
Adam_Lidz,_Tzu-Ching_Chang,_Llu\'is_Mas-Ribas,_Guocaho_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02293 |
$\sim20$$z\geq6$ガンマ線バースト（GRB）残光の将来のサンプルについて、ライマンアルファ減衰翼の吸収機能から推測される再電離履歴の制約を予測します。各残光スペクトルを3パラメーターモデルで記述します。まず、Lは、GRBホストハローの周りのイオン化領域のサイズ（「バブルサイズ」）を特徴づけます。次に、$\langle{x_{\rmHI}\rangle}$は、GRBの周りのイオン化された気泡の外側の体積平均中性部分であり、空間的に均一であると近似されます。最後に、$N_{\mathrm{HI}}$は、GRBホスト銀河に関連する局所的に減衰したライマンアルファ吸収体（DLA）の列密度を示します。イオン化領域のサイズ分布は、再電離の数値シミュレーションから抽出され、再電離の時代（EoR）全体で大きく進化します。モデルDLAカラム密度は、現在のGRB残光スペクトルから決定された経験的分布に従います。フィッシャー行列形式を使用して、R=3,000解像度要素あたりSNR=20の残光のフォローアップ分光法から取得できる$\langle{x_{\rmHI}（z）\rangle}$制約を予測します。連続体。EoRの大部分にまたがる、$z\sim6-10$の複数の独立した赤方偏移ビン全体で、このデータからニュートラルフラクションが10-15\％（1-$\sigma$）よりも優れていると判断される可能性があることがわかりました。ただし、再イオン化の終わり近くで精度がいくらか低下します。$z\geq6$で$80$GRBの残光を使用するより未来的な調査では、ここでの精度を$2$倍改善し、測定値を$z\sim14$まで拡張できます。さらに、これらの制約を、わずかに低い赤方偏移で抽出されたGRBへのDLAカラム密度分布から導出された電離光子の脱出率の推定値と組み合わせる方法について説明します。この組み合わせは、宇宙を再電離したソースの正確な調査があるかどうかをテストするのに役立ちます。
宇宙論的データからの暗黒エネルギー状態方程式のマッチング
最近、観測された暗黒エネルギーの状態方程式は、$-1$未満の値を支持しているようです。この傾向は、暗黒エネルギーの性質が宇宙定数の性質とはかなり異なる可能性があることを意味します。状態方程式の調整が減少し続けることを考えると、ファントムエネルギーの導入は避けられないように思われます。超新星とデータの精度が異常になっている音響スケールからの観測制約を採用することにより、私たちは宇宙の進化に精通するための現象論的シナリオを適用します。ファントムエネルギーの制約された展開に関するデモンストレーションは、モデルが現在の観測と高い一貫性を持っていることを示しています。
Ia型超新星Iの双子の埋め込み：最大光でのスペクトルの多様性
| Title |
The_Twins_Embedding_of_Type_Ia_Supernovae_I:_The_Diversity_of_Spectra_at_Maximum_Light |
| Authors |
K._Boone,_G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_C._Buton,_Y._Copin,_S._Dixon,_D._Fouchez,_E._Gangler,_R._Gupta,_B._Hayden,_W._Hillebrandt,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._K\"usters,_P.-F._L\'eget,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._A._Ponder,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_D._Rubin,_K._Runge,_C._Saunders,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_S._Taubenberger,_R._C._Thomas,_M._Vincenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02676 |
近くの超新星工場からの173SNeIaの高信号対雑音分光光度法を使用して、最大光でのIa型超新星（SNeIa）のスペクトル多様性を研究します。これらのスペクトルの多様性をさまざまな外因性成分と内因性成分に分解し、「ツイン」SNeIaのペアを保持するSNeIaの内因性多様性の非線形パラメーター化を構築します。このパラメータ化を「ツイン埋め込み」と呼びます。私たちの方法論は、光球の膨張速度の変化など、スペクトルの高度に非線形な変動を自然に処理し、特定のスペクトル線の強度、比率、または速度に制限されるのではなく、完全なスペクトルを使用します。最大光に近いSNeIaの時間発展は非常に類似しており、分散の84.6％がすべてのSNeIaに共通していることがわかります。明るさと色を補正した後、SNeIaの固有の変動は主に特定のスペクトル線に制限され、6600〜7200Aの間で約0.02等の固有の分散が見られます。非線形3次元モデルと色の1次元、SNeIaのサンプルの固有の多様性の89.2％を説明できます。これには、いくつかの異なる種類の「独特の」SNeIaが含まれています。線形モデルでは、固有の多様性の同等の部分を説明するために7つの次元が必要です。SNeIaの多様性の以前に確立された幅広い指標をTwinsEmbeddingからどのように回復できるかを示します。コンパニオン記事では、これらの結果を宇宙論のためのSNeIaの標準化にどのように適用するかについて説明します。
フォワードモデルからの銀河バイアス：IllustrisTNG銀河の線形および2次バイアス
| Title |
Galaxy_bias_from_forward_models:_linear_and_second-order_bias_of_IllustrisTNG_galaxies |
| Authors |
Alexandre_Barreira,_Titouan_Lazeyras,_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02876 |
銀河団のフィールドレベルのフォワードモデルとEFT尤度形式を使用して、自己無撞着にシミュレートされた銀河について初めて、線形$b_1$と2次バイアスパラメーター$b_2$および$b_{の関係を研究します。K^2}$。フォワードモデルは、摂動理論の特定の次数まで銀河分布で利用可能なすべての情報を利用します。これにより、比較的小さなボリュームからでも、高い信号対雑音比でこれらのバイアスパラメーターを推測できます（$L_{\rmbox}=205{\rmMpc}/h$）。IllustrisTNGシミュレーションから銀河を検討し、主な結果は、選択された全質量の重力のみのシミュレーションから得られた$b_2（b_1）$と$b_{K^2}（b_1）$の関係がシミュレーション用に広く保存されることです星の質量、星形成率、色、ブラックホールの降着率によって選択された銀河。異なる銀河選択基準の下でのこの一貫性は、これらのバイアス関係に関する理論的先例が、観測された銀河サンプルに基づく宇宙論的制約を改善するために使用される可能性があることを示唆しています。流体力学シミュレーションと重力のみのシミュレーションのバイアス関係の間にいくつかの小さな違いがあります。これは、銀河の特性と質量の関係の環境依存性に関連している可能性があることを示しています。また、EFTの可能性が、さまざまな銀河サンプル（色と星形成率による分割を含む）から、8つ以上のバイアスパラメーターをマージナライズした後、$\sigma_8$の値をパーセントレベルに回復することも示します。シミュレートされた銀河を使用したこのデモンストレーションは、トレーサーとしてハローに基づく以前の作品に追加し、銀河データから宇宙論を推測するためのフォワードモデルの可能性をさらに強化します。
HR8799惑星系の主系列星後の運命
注目に値する4惑星HR8799システムは、重力の不安定性の瀬戸際でぐらつき、既知の白色矮星惑星系ホストの大多数の前駆体の特徴であるAタイプのホスト星を含んでいます。GozdziewskiandMigaszewski（2020）は、惑星が外部から乱されていない8：4：2：1の平均運動共鳴構成内で進化する場合、システムが主系列星に沿って少なくとも1Gyrの間4つの惑星すべてを保持できることを示しました。ここでは、主系列星を超えて最も安定した適合を伝播し、銀河潮汐力と恒星のフライバイからの外部効果を取り入れます。（i）巨星分枝の質量損失は常に共鳴を壊し、通常は2つの惑星の放出を引き起こします。（ii）恒星のフライバイと銀河の潮汐は、主系列星と巨星分枝の段階で共鳴を壊すことはめったにありませんが、最終的な白色矮星の主系列星の周りの最終的な惑星構成を決定する上で重要な役割を果たします。（iii）生き残った惑星の蛇行は大きく異なり、1au未満から数千auまでの領域を占めます。少なくとも1つの惑星のユビキタスな生存とシステム内の破片ディスクの存在は、白色矮星が金属で汚染されるための動的経路を可能にするはずです。
自転と公転した太陽系外惑星の疑似2D化学モデルのグリッド。 I.垂直および水平混合の役割
| Title |
Grid_of_Pseudo-2D_Chemistry_Models_for_Tidally-Locked_Exoplanets._I._The_Role_of_Vertical_and_Horizontal_Mixing |
| Authors |
Robin_Baeyens,_Leen_Decin,_Ludmila_Carone,_Olivia_Venot,_Marcelino_Ag\'undez_and_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02245 |
同期して回転する太陽系外惑星の大気は本質的に3次元であり、高速の垂直風と水平風が大気を混合し、化学組成を平衡状態から外すことが予想されます。多次元フォワードモデルに関連する計算時間が長いため、水平方向の混合は、いくつかのケーススタディでのみ調査されています。この論文では、大きなパラメータ空間での太陽系外惑星大気の化学に対する水平および垂直混合の影響を一般化することを目的としています。これを行うには、同期して回転するガス状太陽系外惑星の大きなグリッドに一連の後処理された前方モデルを適用します。ここで、有効温度（400K〜2600K）、表面重力、および回転速度を変化させます。化学物質の存在量の水平方向の均一性には二分法があることがわかります。有効温度が1400K未満の惑星は、水平方向に均一で垂直方向に急冷された化学組成を持つ傾向がありますが、1400Kを超える惑星は、メタンなどの分子の組成が昼夜で大きく異なります。さらに、惑星の回転速度が惑星の気候に影響を与え、したがって分子の存在量と透過スペクトルにも影響を与えることがわかりました。階層モデリングアプローチを採用することにより、太陽系外惑星の透過スペクトルに対する不均衡化学の相対的な重要性を評価し、温度が最も深刻な影響を与えると結論付けます。温度差も手足の非対称性の主な原因であり、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で観察できると推定されています。この作品は、探索的理論研究において、一貫したモデリング設定を幅広いパラメータ空間に適用することの価値を強調しています。
長い周期の彗星C / 2019 Y4（ATLAS）の崩壊：I。ハッブル宇宙望遠鏡の観測
| Title |
Disintegration_of_Long-Period_Comet_C/2019_Y4_(ATLAS):_I._Hubble_Space_Telescope_Observations |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_David_Jewitt,_Man-To_Hui,_Qicheng_Zhang,_Jessica_Agarwal,_Michael_S._P._Kelley,_Yoonyoung_Kim,_Jing_Li,_Tim_Lister,_Max_Mutchler,_Harold_A._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02269 |
近日彗星C/2019Y4（ATLAS）は、近日点通過のかなり前に崩壊することが観測された長周期彗星グループの最初のメンバーです。ここでは、3日間の{\itハッブル宇宙望遠鏡}（\hst）キャンペーンで取得した画像を使用して、この崩壊イベントの調査を紹介します。地上ベースのデータで特定されたフラグメントC/2019Y4-AおよびC/2019Y4-Bに対応する、最初の崩壊イベントによって生成された2つのフラグメントクラスターを特定します。これらの2つのクラスターは、同様の統合された明るさで始まりましたが、異なる進化的振る舞いを示しています。C/2019Y4-Aは、C/2019Y4-Bに比べて寿命がはるかに短く、3日間のキャンペーンを通じて大幅な質量損失とサイズ分布の変化の兆候を示しました。最初の断片化の原因は限られた証拠によっては特定されていませんが、核のスピンアップ破壊または地下の超揮発性氷の暴走昇華のいずれかと大まかに互換性があり、どちらも大量のガスの放出につながります。崩壊直前に観測された彗星の著しい青みから推測されます。ガスは、揮発性の氷の昇華によってのみ生成できます。揮発性の氷は、近日点距離$q=0.25$〜auで少なくとも1回の近日点通過を生き延びたに違いありません。ATLAS彗星は、以前の近日点で分裂した幅1kmの不均一な前駆体の氷が豊富な内部に由来すると推測されます。これは、直径数キロメートルまでの彗星が、激しい太陽熱から氷を保護することができる複雑で不均一な内部をまだ持っている可能性があることを示唆しています。
3体問題のクリープタイドモデル。周連星惑星の回転進化
| Title |
Creep_Tide_Model_for_the_3-Body_Problem._The_rotational_evolution_of_a_circumbinary_planet |
| Authors |
F._A._Zoppetti,_H._Folonier,_A._M._Leiva_and_C._Beaug\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02336 |
任意の粘度を持つ一般的な3体問題の回転進化を処理するための潮汐モデルを提示します。このモデルでは、すべての質量が拡張されていると見なされ、ペア間のすべての潮汐相互作用が考慮されます。クリープタイド理論に基づいて、Nの潮汐相互作用する物体問題に簡単に拡張できる形式で、各物体の回転進化を記述する微分方程式のセットを提示します。周連星の場合にモデルを適用し、実用例としてケプラー38のような連星システムを使用します。この低惑星離心率の場合、太陽系惑星の推定範囲内の任意の惑星粘性を考慮すると、最も可能性の高い最終的な定常回転状態は1：1スピン軌道共鳴であることがわかります。半主軸比a1/a2の高次べき級数と離心率の低次膨張に基づいて、平均回転定常状態の解析式を導き出します。これらは、任意の惑星緩和係数に対する低偏心数値積分の平均動作を非常に正確に再現し、最大a1/a2\sim0.4であることがわかります。私たちの分析モデルは、ケプラー周連星惑星の定常回転を予測するために使用され、同期シフトはZoppettietal。で推定されたものよりもはるかに重要ではありませんが、それらのほとんどがおそらく準同期状態で回転していることを発見します。（2019、2020）。私たちの結果をコンスタントタイムラグで得られた結果と比較すると、以前の作業で想定したものとは異なり、クロストルクは無視できない正味の経年的寄与があり、潮汐を計算するときに考慮に入れる必要があることがわかります任意の参照フレームからのN拡張ボディシステムの各ボディ上。これらのトルクは、クリープ理論で自然に考慮されます。
原始惑星系円盤の外側領域における垂直せん断不安定性に及ぼすダスト進化の影響
| Title |
Effects_of_Dust_Evolution_on_the_Vertical_Shear_Instability_in_the_Outer_Regions_of_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Yuya_Fukuhara,_Satoshi_Okuzumi,_Tomohiro_Ono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02403 |
垂直せん断不安定性（VSI）は、急速なガス冷却を必要とする流体力学的不安定性であり、原始惑星系円盤の外側領域で動作することが示唆されています。VSIは、強い垂直方向の動きで乱気流を駆動します。これにより、ほこりの成長と沈降が調整される可能性があります。ただし、ほこりの成長と沈降はVSIを調整する可能性があります。これは、ほこりの枯渇により、それ自体の熱放射に対して光学的に薄い外側のディスク領域でガス冷却が非効率になるためです。この研究では、線形分析に基づいて、VSIに対するダスト発生のこの潜在的に安定化する影響を定量化します。ミクロンサイズを超えるダストの成長とサイズに依存する沈降を考慮して、冷却タイムスケールを計算するためのモデルを構築します。モデルと線形安定性分析を組み合わせて、VSIが動作する領域（VSIゾーンと呼びます）をマッピングし、各半径位置での最大成長率を推定します。ほこりの成長と沈降により、VSIゾーンがミッドプレーンの周囲にさらに限定されることがわかりました。これは、不安定性の原因である回転速度の垂直方向のせん断が低高度で弱くなるため、成長率の低下を引き起こします。太陽質量が0.01のデフォルトのディスクモデルでは、10ミクロンから1mmへのダストの成長により、成長速度が10分の1に減少します。ダストの進化によるVSI駆動の乱流の抑制は、外側の領域と、HLタウ周辺のディスクで観察された高度のダスト沈降についても説明します。
ホットジュピターの通過における一般相対論的軌道歳差運動の検出
| Title |
Detecting_General_Relativistic_Orbital_Precession_in_Transiting_Hot_Jupiters |
| Authors |
G._Antoniciello,_L._Borsato,_G._Lacedelli,_V._Nascimbeni,_O._Barrag\'an,_R._Claudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02555 |
惑星軌道に対する古典的および相対論的弱磁場およびスローモーション摂動の両方を、ケプラーモデルに対する摂動補正として扱うことができます。特に、潮汐力と一般相対性理論（GR）は、アプシダルラインの小さな歳差運動率を誘発します。通過する太陽系外惑星におけるこれらの影響の正確な測定は、GRをテストし、惑星内部に関する情報を取得するために使用できます。残念ながら、通過する惑星のモデルは、軌道パラメータに高度の縮退があり、測光通過観測の不確実性と相まって、近地点引数の決定に大きな誤差をもたらし、アプシダルライン歳差運動の直接評価を不可能にします。さらに、潮汐およびGR歳差運動の時間スケールは、公転周期よりも桁違いに大きいため、検出されるのに十分な強さの歳差運動信号を累積するために必要な観測時間スパンでは、通過天体暦の小さな系統的誤差でさえ、合計してキャンセルされます。歳差運動による小さな変化を排除します。ここでは、ホットジュピターの一次通過と二次通過の間の時間間隔（$\Delta\tau$）の変動を観測することにより、潮汐およびGR歳差運動率を検出するためのより実現可能なソリューションを提示し、そのような検出の最も有望なターゲットであるWASPを提案します。-14b。この惑星では、最初の測光観測以来、潮汐および相対論的歳差運動のために、累積された$\Delta\tau$$\approx$-250秒が予想されます。
原始惑星系円盤の照射不安定性
原始惑星系円盤のほとんどの部分の温度は、中央の星からの照射によって決定されます。Watanabe＆Lin（2008）の数値実験は、「パッシブディスク」とも呼ばれるそのようなディスクが熱的不安定性に苦しんでいることを示唆しました。ここでは、分析ツールと数値ツールを使用して、この不安定性の性質を明らかにします。これは、星の光がディスクによって遮られる層である光学面のフレアリングに関連していることがわかります。ディスク環が熱的に摂動され、より大きなスケールハイトを獲得するときはいつでも、ディスクフレアリングは内側部分でより急になり、外側部分でより平らになります。スターライトは、内部のオーバーヘッドをより多く照らし、より深い層に浸透できるようになりました。逆に、外側ではより浅く吸収されます。これらの幾何学的変化により、環はより多くの星の光を遮ることができ、摂動が大きくなります。これを照射不安定性と呼びます。現実的なディスクに存在することが知られている成分（恒星照明、光学的厚さ）のみを必要とし、非常に光学的に厚い部分（20AU以内ですが、たとえば、ほこりの沈降が考慮される場合はさらに到達する可能性があります）で最適に動作します。不安定なディスクは、振幅が一次統一に達する進行熱波を発生させます。熱放射では、このようなディスクは、暗い影付きのギャップで挟まれた一連の明るいリングとして表示されますが、散乱光では、移動する階段に似ています。ガスとダストの応答に応じて、この不安定性は、ダストトラップ、垂直循環、渦、乱流など、さまざまな興味深い結果につながる可能性があります。
宇宙と地上での観測は、巨大な氷の惑星海王星の大気における多くの活動と不安定さを示しました。高解像度のAtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray（ALMA）のアーカイブデータとバンド7の観測を使用して、周波数$\nu$=での二酸化硫黄（SO$_{2}$）の回転輝線の分光学的検出を示します。343.476GHz、遷移J=57$_{15,43}$$-$58$_{14,44}$。また、周波数$\nu$=345.795GHz、遷移J=3$-$2で一酸化炭素（CO）の輝線を再検出します。Nepureの大気中のSO$_{2}$とCOの分子線は、$\geq$4$\sigma$統計的有意性で検出されます。SO$_{2}$の統計列密度はN（SO$_{2}$）=2.61$\times$10$^{15}$cm$^{-2}$で、回転温度は$T_{SO_{2}}$=50K、統計列密度COはN（CO）=1.86$\times$10$^{19}$cm$^{-2}$、$T_{CO}$=29Kです。SO$_{2}$のネプチューン雰囲気での一般的な混合比は1.24$\times$10$^{-10}$で、COは0.88$\times$10$^{-6}$です。海王星の大気中のSO$_{2}$とCOガスは、1994年以降の木星の惑星でのシューメーカーレヴィ9の影響により発生する可能性があります。
重力地形アドミタンスによる海洋世界の氷の殻構造の調査
| Title |
Probing_the_icy_shell_structure_of_ocean_worlds_with_gravity-topography_admittance |
| Authors |
Ryunosuke_Akiba,_Anton_I._Ermakov,_Burkhard_Militzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02790 |
海洋世界の氷の殻の構造は、熱が外に運ばれて宇宙に放射される速度を制御するため、その下にある海洋の安定性を理解するために重要です。将来の宇宙船による海洋世界の探査（NASAのエウロパクリッパーミッションなどによる）では、現在利用可能なものよりも高解像度の重力と形状の測定が可能になります。この論文では、将来のデータ分析に備えて、氷の殻の構造に対する重力地形アドミタンスの感度を研究します。解析的粘性緩和モデルを使用して、潮汐加熱された導電性シェルの温度依存粘度によって決定されるさまざまなシェル構造が与えられた場合のアドミタンススペクトルを予測します。これらの方法をエウロパとエンケラドスの海洋世界に適用します。アドミタンスは、さまざまな波長での地形サポートのメカニズムに敏感であることがわかり、これらのメカニズム間の遷移を解決するために必要な重力性能を推定します。Airyアイソスタティックモデルでは、粘度のコントラストが大きいためにシェルの基底トポグラフィが急速に緩和されるため、最長波長を除いてアドミタンスを正確に記述することができないことがわかります。私たちのモデルは、低い球面調和関数度でのアドミタンスの測定は、高い潮汐散逸を伴う厚いシェルに対してより敏感であり、シェルの厚さを制限する際に氷を貫通するレーダー測定を補完する可能性があることを示唆しています。最後に、アドミタンスを使用して、氷の殻内の潮汐散逸を制限できることがわかりました。これは、潮汐の位相遅れのより厳しい測定を補完するものです。
IllustrisTNGのz = 2銀河の急冷、合併、年齢プロファイル
| Title |
Quenching,_Mergers_and_Age_Profiles_for_z=2_Galaxies_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Debosmita_Pathak,_Sirio_Belli,_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02234 |
IllustrisTNG宇宙論的銀河形成シミュレーションを使用して、10^10.5太陽質量を超える恒星質量を持つz=2での若い静止銀河の物理的特性を分析します。この重要な集団は、星形成から静止状態への銀河の進化への変更されていないプローブを提供し、最近、いくつかの観測研究の対象となっています。シミュレーションでの若い静止銀河は、観測と緊張して、異常にコンパクトに見えることはありませんが、観測された色のグラデーションと質的に一致する独特の年齢プロファイルを示しています。特に、シミュレートされた若い静止銀河の半分以上は、重要な合併によって引き起こされた最近の激しい中央スターバーストのために、正の年齢プロファイルを示しています。それでも、重要な合併がなく、年齢プロファイルが平坦な、最近急冷された銀河のかなりの数の集団があります。私たちの結果は、合併が構造変換において基本的な役割を果たしているが、z=2銀河をクエンチするために利用できる唯一の経路ではないことを示唆しています。
動的銀河分解の確率モデル
| Title |
Probabilistic_model_for_dynamic_galaxy_decomposition |
| Authors |
Yesukhei_Jagvaral,_Duncan_Campbell,_Rachel_Mandelbaum,_Markus_Michael_Rau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02237 |
精密宇宙論と絶えず改善されている宇宙論的シミュレーションの時代において、バルジやディスクなどのさまざまな銀河成分をよりよく理解することで、銀河の形成と進化についての新しい洞察が得られます。銀河の構成要素の星の種族はその動的特性によって異なるという事実に基づいて、IllustrisTNG宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して銀河分解の2つの単純なモデルを開発します。最初のモデルは単一の動的パラメーターを使用し、薄い円盤、厚い円盤、逆回転円盤、バルジの4つのコンポーネントを区別できます。2番目のモデルは、もう1つの動的パラメーターを使用し、確率論的に定義され、バルジとディスクの2つのコンポーネントを区別します。私たちのモデルによって得られた、与えられた恒星の質量での円盤が優勢な銀河の数の割合は、$\log_{10}（M_*/M_\odot）=10$を超える質量の観測とよく一致しています。バルジ成分のS\'ersicインデックスと半質量半径は、実際の銀河のものとよく一致しています。ディスクコンポーネントのS\'ersicインデックスの分布モードは、期待値$n=1$です。ただし、IllustrisTNGシミュレーションでサイズの小さいディスクが生成されるという以前の調査結果によれば、ディスクの半質量半径は実際の銀河の半径よりも小さくなっています。
Swift / UVOT、Gaia、2MASSによるGalaxyの減光法則の制約
| Title |
Constraints_on_the_dust_extinction_law_of_the_Galaxy_with_Swift/UVOT,_Gaia_and_2MASS |
| Authors |
I._Ferreras,_M._Tress,_G._Bruzual,_S._Charlot,_M._Page,_V._Yershov,_P._Kuin,_D._Kawata,_M._Cropper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02240 |
Swift/UVOTSerendipitousSourceCatalogueから星を選択し、GaiaDR2および2MASSとクロスマッチングして、広いスペクトルウィンドウをカバーする測光で最大4kpcまでの10,452個の星のサンプルを生成することにより、天の川の減光法則のバリエーションを調査します。。近紫外線通過帯域は2175Aバンプを最適に包含しているため、Vバンド（A$_V$）、波長依存性の急峻さ（$\delta$）、およびバンプ強度（E$_b$）。この方法論では、観測されたマグニチュードをCoelhoのモデルからの理論的な恒星大気と比較します。銀河のより複雑な塵の減衰の法則に見られる同様のスケーリング関係を補完する、塵の組成の変動に関連するこれらのパラメーター間に有意な相関が見られます。これは、銀河内の星の種族間の塵の分布にも依存します。A$_V$と銀河緯度の間の強い反相関と、より高い絶滅でのより弱いバンプ強度を回復します。$\delta$は緯度と相関し、銀河面に向かってより急な法則を持つこともわかっています。我々の結果は、銀河の減衰則の変化が塵の幾何学によって完全に説明できないことを示唆している。
NGC $〜$ 6362の3Dコア運動学：動的に進化した球状星団の中心回転
| Title |
3D_core_kinematics_of_NGC$~$6362:_central_rotation_in_a_dynamically_evolved_globular_cluster |
| Authors |
E._Dalessandro,_S._Raso,_S._Kamann,_M._Bellazzini,_E._Vesperini,_A._Bellini,_G._Beccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02246 |
低質量で動的に進化した銀河球状星団NGC6362の中央領域（$R<30''$）の詳細な3D運動学的分析を提示します。この研究は、ESO-VLT/MUSEを組み合わせて使用して得られたデータに基づいています。補償光学モジュールを使用し、ハッブル宇宙望遠鏡の適切な動きで補完された$\sim3000$の視線速度を提供します。データの品質と利用可能な視線速度の数により、振幅が$\sim1$km/sで、ピークがにあるクラスターコアの視線に沿った有意な回転信号を初めて検出することができました。クラスターの中心から$\sim20''$のみ、クラスターの半光半径の$\sim10\％$のみに対応します。この結果は、クラスターの最も内側の領域での中央の有意な接線異方性の検出によってさらにサポートされます。これは、これまで球状星団で観測された中で最も中心的な回転信号の1つです。また、このクラスターによってホストされている複数の集団の回転特性を調査し、Naに富む星は、Naに乏しい亜集団よりも約2倍速く回転することを発見しました。したがって、現在の球状星団の特性の解釈には、多成分化学力学的アプローチ。回転振幅とピーク位置の両方が、長期的な動的進化と銀河との相互作用のために元の質量のかなりの部分を失ったシステムの理論的期待に定性的に適合します。ただし、観測結果をより定量的に一致させるには、クラスターの初期の動的特性を調査するためのさらなる理論的研究が必要です。
$ z = 2.24 $での2つの非常に大規模なプロトクラスターBOSS1244およびBOSS1542の分光学的確認
| Title |
Spectroscopic_Confirmation_of_two_Extremely_Massive_Protoclusters_BOSS1244_and_BOSS1542_at_$z=2.24$ |
| Authors |
Dongdong_Shi_(1,2,3),_Zheng_Cai_(4),_Xiaohui_Fan_(3),_XianZhong_Zheng_(1,2),_Yun-Hsin_Huang_(3),_Jiachuan_Xu_(3)_((1)_PMO,_(2)_USTC,_(3)_Steward_Observatory,_UA,_(4)_Tsinghua_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02248 |
いくつかの吸収スペクトルに刻印されたコヒーレントに強いLy$\alpha$吸収（CoSLA）システムのグループによって追跡された、$z=2.24\pm0.02$、BOSS1244およびBOSS1542の2つの新しい巨大銀河プロトクラスターの分光学的確認を提示します。SDSSIIIからのクエーサーであり、狭帯域で選択されたH$\alpha$エミッター（HAE）の過密度として識別されます。MMT/MMIRSおよびLBT/LUCI近赤外（NIR）分光法を使用して、BOSS1244およびBOSS1542フィールドでそれぞれ46および36のHAEを確認します。BOSS1244は、南西（SW）コンポーネントを$z=2.230\pm0.002$に表示し、別の北東（NE）コンポーネントを$z=2.246\pm0.001$に表示し、見通し内速度分散は$405です。それぞれ\pm202$kms$^{-1}$と$377\pm99$kms$^{-1}$。興味深いことに、BOSS1244のSW領域には、赤方偏移空間に2つの下部構造が含まれており、マージしてより大きなシステムを形成している可能性があります。対照的に、BOSS1542は、$z=2.241\pm0.001$で$247\pm32$kms$^{-1}$の低速分散を伴う拡張フィラメント構造を示し、大規模な宇宙ウェブの直接確認を提供します。初期の宇宙で。15cMpcのスケールでの銀河の過密度$\delta_{\rmg}$は、BOSS1244SW、BOSS1244NE、およびBOSS1542で$22.9\pm4.9$、$10.9\pm2.5$、および$20.5\pm3.9$です。それぞれフィラメント。それらは、これまでに$z>2$で発見された最も密度の高い銀河プロトクラスター（$\delta_{\rmg}>20$）です。これらのシステムは、合計質量が$M_{\rmSW}=（1.59\pm0.20）\times10^{15}$$M_{\odot}$、$M_の$z\sim0$で仮想化されると予想されます{\rmNE}=（0.83\pm0.11）\times10^{15}$$M_{\odot}$および$M_{\rmフィラメント}=（1.42\pm0.18）\times10^{15}$それぞれ$M_{\odot}$。Caietal。に記載されているBOSS1441と一緒に。（2017a）、$z=2-3$でのこれらの非常に大きな過密度は、異なる形態を示し、初期の銀河団の形成において異なる組み立て段階にあることを示しています。
J162122.54 +075808.4における多成分高速流出の相関時間変動
| Title |
Correlated_time_variability_of_multi-component_high_velocity_outflows_in_J162122.54+075808.4 |
| Authors |
P._Aromal,_R._Srianand,_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02249 |
SDSS、NTT、およびSALTからの観測を使用して、J162122.54+075808.4（$z_{em}$=2.1394）のスペクトルに見られる2つの異なるCIV広吸収線（BAL）成分の時間変動の詳細な分析を示します。約15年にわたる7つの異なる時代。青いBALコンポーネント（駆出速度$v_{\rme}\sim37,500$kms$^{-1}$）は、加速度と一致する同等の幅の変化と運動学的シフトを示す新しい吸収です。赤のBAL成分（$v_{\rme}\sim15,400$kms$^{-1}$）は、3成分の吸収です。コンポーネントの1つが出現し、その後消えています。他の2つのコンポーネントは、同等の幅の変動と相まって、加速度と一致する運動学的シフトを示します。興味深いことに、青と赤のBALコンポーネントの運動学的シフトと同等の幅の変動性が相関していることがわかります。モニタリング期間中、CIV輝線フラックスは17％以上変動しますが、利用可能な光度曲線（レストフレーム1300〜2300オングストロームをカバーすることは連続体で0.1等以上の変動を示しません。これは、電離フラックスは近紫外線フラックスよりも大きいですが、異なるBALコンポーネント間で見られる相関変動は、構造変化のない光イオン化モデルだけでは説明できません。ディスク風モデルのフレームワークでは、ディスクの不安定性または電離放射線の変化によって引き起こされる密度および/または速度は、私たちの観察を説明することができます。J1621+0758の高解像度分光モニタリングは、吸収ガスの物理的状態を理解し、それによってディスクのパラメータを制約するために重要です。風モデル。
へびつかい座の星前コアの化学分析は、短いタイムスケールと急速な崩壊をもたらします
| Title |
Chemical_analysis_of_prestellar_cores_in_Ophiuchus_yields_short_timescales_and_rapid_collapse |
| Authors |
Stefano_Bovino,_Alessandro_Lupi,_Andrea_Giannetti,_Giovanni_Sabatini,_Dominik_R._G._Schleicher,_Friedrich_Wyrowski,_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02253 |
太陽のような星は、冷たくて密な星間雲の収縮から形成されます。しかし、崩壊がどのように進行し、それを推進する主要な物理的プロセスはまだ議論中であり、プロセスのタイムスケールに関する最終的な合意には達していません。この収縮はゆっくりと進行し、強い磁場と両極拡散によって維持されますか、それとも重力がプロセス全体を支配する急速な崩壊によって引き起こされますか？この質問に答える1つの方法は、観測に基づく統計的手法または信頼性の高い化学クロノメーターを介して星前コアの年齢を測定することです。これは、コアの物理的状態をより適切に反映するはずです。ここでは、へびつかい座ロー座複合体の6つのコアのオルト-H$_2$D$^+$とパラ-D$_2$H$^+$のAPEX観測を報告し、化学を含む詳細な3次元磁気流体力学シミュレーションと組み合わせます。、100〜200kyrの観測されたコアの年齢範囲を提供します。シミュレーションとその後の分析の結果は、物理的（コア質量と体積密度）およびマッハ数やウイルスパラメータなどの動的パラメータの観点から、観測結果との良好な一致を提供します。観測された段階に到達するためのタイムスケールがコアの自由落下時間よりも短く、両極拡散時間よりもはるかに短いため、高速崩壊のモデルが化学物質存在比の観測範囲をうまく再現することを示します。シミュレーション。私たちの仕事は、オルソ-H$_2$D$^+$/para-D$_2$H$^+$比を信頼できる化学時計として確立し、統計的に関連するサンプルで星形成プロセスを探索する可能性を開きますこれらのトレーサーの観察を通して。
ALMAのEventHorizonTelescopeターゲットの偏光特性
| Title |
Polarimetric_properties_of_Event_Horizon_Telescope_targets_from_ALMA |
| Authors |
Ciriaco_Goddi,_Ivan_Marti-Vidal,_Hugo_Messias,_Geoffrey_C._Bower,_Avery_E._Broderick,_Jason_Dexter,_Daniel_P._Marrone,_Monika_Moscibrodzka,_Hiroshi_Nagai,_Juan_Carlos_Algaba,_Keiichi_Asada,_Geoffrey_B._Crew,_Jose_L._Gomez,_C._M._Violette_Impellizzeri,_Michael_Janssen,_Matthias_Kadler,_Thomas_P._Krichbaum,_Rocco_Lico,_Lynn_D._Matthews,_Antonios_Nathanail,_Angelo_Ricarte,_Eduardo_Ros,_Ziri_Younsi,_The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration,_Gabriele_Bruni,_A._Gopakumar,_Antonio_Hernandez-Gomez,_Ruben_Herrero-Illana,_Adam_Ingram,_S._Komossa,_Y._Y._Kovalev_Dirk_Muders,_Manel_Perucho,_Florian_Rosch,_and_Mauri_Valtonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02272 |
2017年4月に$\lambda$3mmおよび$\lambda$1.3mmバンドで、グローバルmm-VLBIアレイ（それぞれGMVA）とイベントホライズンテレスコープ（EHT）。SgrA*、M87、および1ダースのラジオラウドAGNを含む、すべてのVLBIターゲットの偏波およびファラデー特性を決定します。高い直線偏光率（2〜15％）と大きな回転測定値（RM$>10^{3.3}-10^{5.5}$radm$^{-2}$）を検出します。SgrA*の場合、1.3mmで平均RM$（-4.2\pm0.3）\times10^5$radm$^{-2}$を報告します。これは、過去10年間の測定値と一致しており、最初は時間、RMは3mmで$（-2.1\pm0.1）\times10^5$radm$^{-2}$であり、1.3mmでのファラデー回転の約半分が3mmの光球間で発生する可能性があることを示唆しています。そして1.3mmの源。また、mm波長でM87核に向かうRMの最初の明確な測定を報告します。これは、-1.2から0.3$\times\、10^5の範囲にわたる1年のタイムスケールで大きさと符号の反転が大幅に変化します。$radm$^{-2}$（3mm）および-4.1〜1.5$\times\、10^5$radm$^{-2}$（1.3mm）。この時間変動を考えると、SgrA*の場合とは異なり、M87のRMはブラックホールへの質量降着率の正確な推定値を提供しないと主張します。EHTとALMAの両方で観測された偏光特性を同時に説明できる、可変コンパクト領域と静的拡張領域で構成される2成分モデルを提案します。これらの測定値は、EHTおよびGMVAで同時に取得されたVLBIデータのキャリブレーション、分析、および解釈に重要な制約を提供します。
M31の元素の存在量：巨大な恒星の流れの勾配
| Title |
Elemental_Abundances_in_M31:_Gradients_in_the_Giant_Stellar_Stream |
| Authors |
Ivanna_Escala,_Karoline_M._Gilbert,_Jennifer_Wojno,_Evan_N._Kirby,_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02339 |
M31の巨星分枝（GSS）の個々の赤色巨星分枝（RGB）星の[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]の既存の測定値を分析して、空間存在量勾配が存在するかどうかを判断します。これらの測定値は、M31調査の元素存在量の一部としてスペクトル合成技術を使用して、低解像度（$R\sim3000$）および中解像度（$R\sim6000$）のKeck/DEIMOS分光法から取得されました。17、22、および33の投影kpcでGSSにまたがる62個のRGB星のサンプルから、$-$0.018$\pm$0.003dexkpc$^{-1}$の[Fe/H]勾配を測定します。$\alpha$/Fe]M31中心の半径のグラデーション。45および58の投影kpcでストリームに沿って配置された6つのRGB星の追加の[Fe/H]および[$\alpha$/Fe]測定を使用して、外側のハローのGSS存在量パターンを調査します。これらの存在量は、GSSの40kpcを超える[Fe/H]および[$\alpha$/Fe]の傾向が33kpc以内の傾向と一致しているという暫定的な証拠を提供します。また、GSSの存在量を、12および18の投影kpcで関連している可能性のある南東（SE）シェルフ下部構造に沿って配置された65個のRGB星と比較します。GSSとSEシェルフの存在量は一貫しており、共通の起源仮説を支持していますが、この解釈はGSSの[Fe/H]勾配の存在によって複雑になる可能性があります。文献からの測光研究の文脈で存在量パターンについて議論し、GSS前駆体の特性への影響を調査し、GSSの高い$\langle$[$\alpha$/Fe]$\rangle$（+0.40$\pm$0.05dex）は、その形成のための主要な合併シナリオを支持します。
銀河のHIガス含有量を決定するものは何ですか？：M * -SFR平面全体のHIガス分率の形態学的依存性
| Title |
What_determines_the_HI_gas_content_in_galaxies?:_morphological_dependence_of_the_HI_gas_fraction_across_M*-SFR_plane |
| Authors |
Shigeru_V._Namiki,_Yusei_Koyama,_Shuhei_Koyama,_Takuji_Yamashita,_Masao_Hayashi,_Martha_P._Haynes,_Rhythm_Shimakawa,_and_Masato_Onodera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02413 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から光学的に選択された局所銀河について、アレシボレガシーファストアルファ（ALFALFA）サーベイからのHIスペクトルのスタッキング分析を実行して、固定星質量（$M_*）での銀河の平均ガス分率を研究します。$）と星形成率（SFR）。最初に、平均ガス分率がホスト銀河の恒星の質量とSFRに強く依存していることを確認します。巨大な銀河はガスの割合が低い傾向があり、活発に星を形成する銀河はガスの割合が高いことを示しています。これは以前の多くの研究と一致しています。次に、固定$M_*$およびSFRでのHIガス質量分率の形態依存性を調査して、これらのパラメーターの影響を最小限に抑えます。光学画像のパラメトリック指標（S\'{e}rsicindex）、ノンパラメトリック指標（C-index）、および目視検査（GalaxyZoo2プロジェクトの滑らかさ）に基づいて、3つの形態学的分類を使用します。C-indexを使用した場合、固定$M_*$およびSFRでのHIガス質量分率の有意な形態学的依存性がないことがわかります。比較すると、「滑らかでない」銀河と比較して、「滑らかな」銀河のHIガス質量分率には減少のヒントがあります。視覚的な滑らかさは、銀河内の小規模な構造の存在に敏感であることがわかります。私たちの結果は、固定された$M_*$とSFRでさえ、そのような小規模な構造の存在（光学画像に見られる）がそれらの総HIガス含有量に関連していることを示唆しています。
生成的敵対的ネットワークを使用したHyperSuprime-Cam銀河画像での異常検出
| Title |
Anomaly_detection_in_Hyper_Suprime-Cam_galaxy_images_with_generative_adversarial_networks |
| Authors |
Kate_Storey-Fisher,_Marc_Huertas-Company,_Nesar_Ramachandra,_Francois_Lanusse,_Alexie_Leauthaud,_Yifei_Luo,_Song_Huang,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02434 |
天文調査における異常検出の問題は、データセットのサイズが大きくなるにつれてますます重要になっています。HyperSuprime-Cam（HSC）調査で、100万近くの光学銀河画像に対してWasserstein生成的敵対的ネットワーク（WGAN）を使用した教師なし異常検出方法の結果を示します。WGANは、データセットの分布に従う現実的なHSCのような銀河を生成することを学びます。異常な画像は、ジェネレータによる不十分な再構成と、ディスクリミネータによって学習された範囲外の特徴に基づいて定義されます。弁別器はジェネレーターと比較して潜在的に興味深い異常に同調していることがわかったため、弁別器で選択した画像を使用して、約13,000個のオブジェクトの高異常サンプルを作成します。これらの異常な画像をさらに特徴づけるための新しいアプローチを提案します。畳み込みオートエンコーダー（CAE）を使用して、実際の画像とWGANで再構成された画像の残差の次元を減らし、これらに対してクラスタリングを実行します。銀河の合体、潮汐の特徴、極端な星形成銀河など、検出された関心のある異常を報告します。これらのオブジェクトのいくつかのフォローアップ分光法を実行し、非常に青い、より高い金属量のHII領域を持つ金属の少ない矮小銀河である可能性が最も高いと思われる異常なシステムに関する発見を提示します。WGAN異常スコアのカタログをリリースしました。コードとカタログはhttps://github.com/kstoreyf/anomalies-GAN-HSCで入手でき、クラスター化されたデータを探索するためのインタラクティブな視覚化ツールはhttps://weirdgalaxi.esで入手できます。
OVIIスペクトルとラム圧ストリッピングからの天の川の高温ガスハローの密度と金属量の制約
| Title |
Constraining_density_and_metallicity_of_the_Milky_Way's_hot_gas_halo_from_O_VII_spectra_and_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Nickolay_Martynenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02557 |
天の川の熱いガス状のハローは銀河のビリアル半径（$\sim200$kpc）まで伸びており、銀河のバリオン質量の重要な成分を含んでいます。ハローの特性は、X線分光観測と伴銀河の動圧ストリッピング研究から制約を受ける可能性があります。前者の方法の結果は、ガスの金属量の仮定に決定的に依存しますが、後者の方法はそれらに鈍感です。ここでは、ガスの電子密度と金属量を制約するために、両方の種類のデータの共同分析が提示されます。電子密度の半径方向プロファイルにはべき乗則が仮定されますが、金属量については、物理的に動機付けられた球形プロファイルを導入することにより、一般的に使用される一定の金属量の仮定が緩和されます。モデルは、OVII放出（吸収）測定およびラム圧力ストリッピング研究からの7つの電子密度制約のための433（20）視線のサンプルに適合されます。$n_e\proptor^{-（0.9...1.1）}$（$r\gg1$kpcはガラクトセントリック半径）の最適な電子密度プロファイルが見つかります。金属量は、$r>50$kpcで$Z\approx（0.1...0.7）Z_{\odot}$（下付き文字$\odot$は太陽の値を表します）として制約されます。これらは、合計高温ガス質量が$M\approx（2.4...8.7）\times10^{10}M_{\odot}$であることを意味し、これは$\sim（17...100）$パーセントを占めます。天の川の欠けているバリオンの塊。モデルの不確実性が議論され、結果は以前の研究の文脈で調べられます。
最初の超新星の余波での最初の銀河の形成
| Title |
Formation_of_the_first_galaxies_in_the_aftermath_of_the_first_supernovae |
| Authors |
Makito_Abe,_Hidenobu_Yajima,_Sadegh_Khochfar,_Claudio_Dalla_Vecchia,_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02612 |
高解像度の宇宙流体力学シミュレーションを実行して、$z=9$で$10^{8-9}〜h^{-1}〜M_\odot$の質量に達する最初の銀河の形成を研究します。シミュレーションの解像度は、ミニハロを解決するのに十分な高さであり、複数のポピュレーション（Pop）III星の形成、それらの超新星（SN）爆発、結果として生じる銀河間媒体（IGM）の金属濃縮を成功裏に追求することができます。システムの構築のコース。金属は複数のPopIIISNeによってIGMに排出されますが、金属が豊富なガスの一部は$\gtrsim100〜\rmMyr$の後にハローに戻ります。最初の銀河の星形成の歴史は、ポップIII星の初期質量関数（IMF）に敏感に依存しています。優勢な星の種族は、べき乗則のPopIIIIMF、${\rmd}n/{\rmd}M\proptoM^{の場合、$z\sim12-15$でPopIIIからPopIIに移行します。-2.35}$、質量範囲は$10-500〜M_\odot$。$z\lesssim12$では、星は最初の銀河で安定して形成され、星形成率は$\sim10^{-3}$-$10^{-1}〜M_\odot/{\rmyr}$。対照的に、フラットなIMFの場合、頻繁なPopIII対不安定型SNeのためにガスを奪われた最初の銀河が形成され、その後のPopII星形成が抑制されます。さらに、最初の銀河からのUV連続体、Ly$\alpha$-およびH$\alpha$-線フラックスを計算します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、ハロー質量$\gtrsim10^{9}〜M_\odot$の最初の銀河からのUV連続体、Ly$\alpha$とH$\alpha$の両方の輝線放射を検出できることを示しています。$z\gtrsim10$。
SEEDisCSII。銀河団の分子ガスとその大規模構造：CL1301.7 $-$ 1139の場合
| Title |
SEEDisCS_II._Molecular_gas_in_galaxy_clusters_and_their_large_scale_structure:_the_case_of_CL1301.7$-$1139 |
| Authors |
D._Sp\'erone-Longin,_P._Jablonka,_F._Combes,_G._Castignani,_M._Krips,_G._Rudnick,_T._Desjardins,_D._Zaritsky,_R._A._Finn,_G._De_Lucia,_V._Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02663 |
この論文は、クラスター内に存在する銀河の分子ガスの特性とそれに関連する大規模構造に取り組むシリーズの第2回です。アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）で集められたCO（3-2）線の22個の銀河の観測について報告します。これらの銀河は、CL1301.7$-$1139クラスター（$z=0.4828$、$\sigma_{cl}=681$kms$^{-1}$）の真正なメンバーであるか、$\sim7内にあります。\timesR_{200}$、そのビリアル半径。これらは、CL1301.7$-$1139付近の測光局所密度の範囲をサンプリングし、log（$M_{\rmstar}$）=10を超える恒星の質量を持ち、星形成銀河の青い塊に配置されるように選択されています。$u$、$g$、および$i$の測光バンドから導出されます。以前の作品とは異なり、私たちのサンプルの選択は、遠赤外線での最小の星形成率や検出を課していません。そのため、可能な限り、$z\sim0.5$で通常の星形成銀河のガス含有量の偏りのないビューを提供します。私たちの研究は、星形成の消光へのさまざまな経路、そしておそらく対応する銀河の冷たい分子ガスのさまざまな物理的特性（すなわち、温度、密度）を強調しています。CL1411.1$-$1148の場合と同じように、程度は小さいですが、他の調査で古典的に見られるよりもガスの割合が低い銀河の数を特定します。これらの銀河はまだ星形成の主系列星にある可能性があります。これらの銀河がクラスター化された領域内にない場合、$\sim4\timesR_{200}$内のそれらの落下領域にリンクされているというヒントを提供します。
周囲のコンパクトなバイナリからの重力波による超大質量ブラックホールのスピンのプロービング
コンパクトなブラックホール（BH）バイナリのマージは、SgrA$^\ast$などの超大質量BH（SMBH）の周りの核星団に存在する可能性があります。それらはまた、活動銀河核の降着円盤に形成される可能性があります。このようなコンパクトなバイナリは、いくつかの計画された宇宙搭載GW観測所で検出可能な低周波数帯域（0.001〜1Hz）で重力波（GW）を放出する可能性があります。コンパクトバイナリの軌道軸は、SMBHのスピンに関連する慣性系の引きずり効果のために大幅な変動を経験する可能性があることを示します。軌道軸の動的挙動は、共鳴現象として分析的に理解することができます。バイナリ軌道軸の変化率がSMBHのスピンに関する情報をエンコードすることを示します。したがって、SMBHの周りのコンパクトなバイナリからGWを検出すること、特にバイナリ軌道軸の変化に関連する波形の変調は、SMBHのスピンに新しいプローブを提供することができます。
2つの矮小銀河におけるULXの光学的対応物：NGC4861およびNGC4449
| Title |
Optical_Counterparts_of_ULXs_in_Two_Dwarf_Galaxies:_NGC_4861_and_NGC_4449 |
| Authors |
M._Ozdogan_Ela,_A._Akyuz,_N._Aksaker,_S._Avdan,_\.I._Akkaya_Oralhan,_A._Vinokurov,_S._Allak,_Y._Solovyeva,_K._Atapin,_and_D._Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02302 |
ハッブル宇宙望遠鏡{\itHST}アーカイブデータを使用して、2つの矮小銀河（NGC4861とNGC4449）で超大光度X線源（ULX）の光学候補を検索した結果を示します。正確な位置天文学により、\cite{2014MNRAS.441.1841T}によって報告されたHII複合体に関連するNGC4861X1を確認し、NGC4861X2は400$\pm$80M$\odotの若い星のグループに存在すると結論付けます。$。また、NGC4449X7は、90$\％$信頼水準で0$\farcs$2のエラー半径内の3つの光学候補に関連付けられていることもわかりました。これらの候補の絶対等級（M$_{v}$）は、$-$5.0および$-$4.1として決定されます。恒星進化論の軌跡を使用した3つの候補の年齢と質量の値は、それぞれ40-50Myrと$\sim$8M$\odot$と推定されます。光学候補の位置は、近くの星のグループとの関連の可能性を示唆しています。さらに、ソースが検出した{\itXMM-Newton}、{\itChandra}、および{\itSwift}の以前は使用されていなかったアーカイブデータを分析しました。X線スペクトルデータでは物理モデルを区別することはできませんが、手元にある長期データは、光源が明るい硬い状態にあることと一致しています。
| Title |
Micro_Tidal_Disruption_Events_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Y._Yang,_I._Bartos,_G._Fragione,_Z._Haiman,_M._Kowalski,_S._Marka,_R._Perna,_H._Tagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02342 |
活動銀河核（AGN）は、ブラックホールの組み立てラインとして機能し、銀河中心の近くからAGNディスクの内面に恒星質量ブラックホールの一部を注ぎ込み、そこでブラックホールが力学的摩擦と重力波によって合流する可能性があります。放出。ここでは、銀河中心近くの星もAGNディスクに持ち込まれ、ディスクの恒星質量ブラックホールによってきちんと破壊される可能性があることを示しています。このような微小潮汐破壊現象（マイクロTDE）は、AGNディスクとの恒星の相互作用の有用なプローブとなる可能性があります。AGNのマイクロTDEは、$\sim170$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の割合で発生することがわかります。彼らの最もクリーンな観測プローブは、太陽型の星を潮汐破壊できないように、重い超大質量ブラックホール（$M_{\bullet}\gtrsim10^{8}$M$_{\odot}$）によるAGNの潮汐破壊の検出である可能性があります。。これまでに観察された2つのそのようなTDE候補（ASASSN-15lhとZTF19aailpwl）について説明します。
スーパーハンプシステムのグローバル3DMHDシミュレーションにおける降着円盤の偏心成長の欠如の調査
| Title |
Investigating_lack_of_accretion_disk_eccentricity_growth_in_a_global_3D_MHD_simulation_of_a_superhump_system |
| Authors |
Bryance_Oyang,_Yan-Fei_Jiang,_and_Omer_Blaes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02392 |
MHD乱流の第一原理処理から自己無撞着に降着円盤の離心率の成長を調査することを目的としたAMCVnシステムの3Dグローバル電磁流体力学（MHD）シミュレーションの結果を提示します。シミュレーションでは、離心率の大幅な増加は発生しません。その理由を調査するために、アルファ値が0.01、0.1、および0.2の2Dアルファディスクシミュレーションを実行したところ、後者の2つだけが有意な離心率の増加を示すことがわかりました。寄与力の観点からグローバルな離心率の進化を表す方程式を提示し、それを使用してシミュレーションを分析します。予想通り、離心率の増大に寄与する主要な用語は、コンパニオンスターの潮汐重力であることがわかりました。2Dシミュレーションでは、アルファ粘度が離心率の増加に直接寄与します。対照的に、3Dシミュレーションの全体的な磁力は偏心を湿らせます。また、Lubowのモード結合メカニズムを分析し、3：1共振によって励起された渦巻波が、2D$\alpha=0.1$シミュレーションで離心率の成長に大きく寄与することを確認しましたが、他の波も大きく寄与しています。$\alpha=0.1$および0.2シミュレーションは、有効な$\alpha$が0.01であった$\alpha=0.01$および3DMHDシミュレーションと比較して、より大きな半径でより多くの相対質量を持っていることがわかりました。これは、十分なポロイダル磁束がない3DMHDシミュレーションでは、MRI乱流が、実際のシステムで観察されるスーパーハンプを再現するのに十分な半径にディスクを広げるのに十分な高さの$\alpha$で飽和しないことを示しています。
ガンマ線明るいAGNの干渉モニタリング：4C + 29.45の磁場強度の測定
| Title |
Interferometric_Monitoring_of_Gamma-ray_Bright_AGNs:_Measuring_the_Magnetic_Field_Strength_of_4C_+29.45 |
| Authors |
S._Kang_(1,_2),_S.-S._Lee_(1,_2),_J._Hodgson_(1,_3),_J.-C._Algaba_(4),_J._W._Lee_(1),_J.-Y._Kim_(5),_J._Park_(6),_M._Kino_(7,_8),_D._Kim_(9)_and_S._Trippe_(9)_((1)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(2)_University_of_Science_and_Technology,_Korea,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Sejong_University,_(4)_Department_of_Physics,_Faculty_of_Science,_University_of_Malaya,_(5)_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie,_(6)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_(7)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(8)_Kogakuin_University_of_Technology_and_Engineering,_Academic_Support_Center,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Seoul_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02454 |
韓国の主要な科学プログラムであるガンマ線明るい活動銀河核の干渉監視（iMOGABA）プログラムの一部として定期的に監視された、ブレーザー4C+29.45のマルチエポック、マルチ周波数監視の結果を示します。非常に長いベースライン干渉法ネットワーク（KVN）。観測は、2012年12月5日から2016年12月28日までの4年間、22、43、86、および129GHzで同時に実施されました。また、15GHzオーウェンズバレー電波観測所（OVRO）監視プログラムからの追加データを使用しました。15GHzの光度曲線から、いくつかの電波束の強化中の光源の変動時間スケールを推定しました。我々は、観測期間中に、ソースが9〜187日の変動時間スケールで6つの電波フラックスの増強を経験し、9〜27の対応する変動ドップラー係数をもたらすことを発見しました。複数周波数の同時KVN観測から、ソースの正確な電波スペクトルを取得できたため、シンクロトロン自己吸収（SSA）放射のターンオーバー周波数$\nu_{\rmr}$を平均でより正確に測定できました。$\nu_{rmr}$=28.9GHzの値。ジェット形状の仮定を使用して、ターンオーバー周波数での放出領域のサイズを推定しました。等分配磁場強度は、SSA磁場強度（0.001〜0.1G）よりも最大2桁高いことがわかりました。これは、粒子が支配的なソースと一致しています。これらの推定に関連する体系的なエラーを注意深く分析しました。結果から、等分配領域はSSA領域の上流に位置すると結論付けました。
| Title |
Evaluation_of_Hadronic_Emission_in_Starburst_Galaxies_and_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Yun-chuan_Xiang,_Ze-jun_Jiang_and_Yun-yong_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02594 |
この研究では、現在観測されているスターバースト銀河（SBG）と星形成銀河（SFG）のフェルミ-LATからの11年間のスペクトルデータを再分析しました。SBGとSFGのGeV観測データを説明するために、\textbf{NAIMA}とハドロン起源によって提供された1ゾーンモデルを使用しました。指数関数的カットオフを伴うべき乗則形式のプロトン分布が、ほとんどのSBGおよびSFGのスペクトルを説明できることがわかりました。ただし、GeVエネルギーバンドのNGC1068およびNGC4945のスペクトル硬化成分を十分に説明することはできません。したがって、これらの現象を十分に説明するために、2ゾーンモデルを検討しました。スペクトルインデックス、カットオフエネルギー、プロトン全エネルギーなど、さまざまなモデルパラメータの特徴をまとめました。天の川銀河における超新星残骸（SNR）の進化と同様に、SBG内のプロトン加速制限は1ゾーンモデルによって10$^{2}$TeVのオーダーに達する可能性が高く、天の川。
最近発見された超新星残骸G54.41 + 0.03のX線ビューを完成させる
| Title |
Completing_the_X-ray_view_of_the_recently_discovered_supernova_remnant_G54.41+0.03 |
| Authors |
V._Dom\v{c}ek,_J._Vink,_P._Zhou,_L._Sun,_L._Driessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02661 |
目的：最近発見された超新星残骸（SNR）G53.41+0.03の詳細なX線研究を提示します。これは、SNRのごく一部をカバーするアーカイブデータの以前の限定された分析をフォローアップし、さらに拡張したものです。方法：新しい専用の70ksXMM-Newton観測を使用して、X線のSNRの形態学的構造を調査し、若い中性子星の存在を検索し、スペクトルフィッティングによって選択した領域のプラズマ状態を特徴付けます。結果：SNRG53.41+0.03の最初の全体像は、報告されているハーフシェル電波形態とよく一致するX線放射領域を示しています。スペクトルの明るさと硬度が異なるレムナントの3つの異なる領域が見つかりました。これらはすべて、非平衡イオン化状態のホットプラズマモデルによって最もよく特徴付けられます。3つの領域のうち、最も明るい領域には最も成熟したプラズマが含まれ、イオン化年齢は$\tau\約4\times10^{10}$scm$^{-3}$（ここで、$\tau=n_et$）です。より低い電子温度はkT$_\mathrm{e}\約1$keVであり、最も高い推定ガス密度はn$_\mathrm{H}\約0.87$cm$^{-3}$です。2番目の、より暗いがスペクトル的に硬い領域は、より高い温度（kT$_\mathrm{e}\）でより若いプラズマ（$\tau\約1.7\times10^{10}$scm$^{-3}$）を示します。約2$keV）および2〜3倍低い密度（n$_\mathrm{H}\約0.34$cm$^{-3}$）。3番目の領域は非常に暗いですが、分光的に高温プラズマの存在を識別します。年齢推定にいくつかの方法を採用すると、残骸は$t\約1000-5000$歳であることがわかり、比較的若いという以前の報告が確認されます。年齢。残骸の環境には多くの点源も含まれており、そのほとんどが前景に配置されると予想されます。残骸の幾何学的中心にある2つの点光源のうち、1つは若い中性子星の特性と一致しています。
RX J1713.7 $-$ 3946でガンマ線の起源を追求し、ハドロン成分とレプトン成分を定量化する
| Title |
Pursuing_the_origin_of_the_gamma_rays_in_RX_J1713.7$-$3946_quantifying_the_hadronic_and_leptonic_components |
| Authors |
Yasuo_Fukui,_Hidetoshi_Sano,_Yumiko_Yamane,_Takahiro_Hayakawa,_Tsuyoshi_Inoue,_Kengo_Tachihara,_Gavin_Rowell,_Sabrina_Einecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02734 |
超新星残骸RXJ1713.7$-$3946（RXJ1713）のTeVガンマ線画像を、星間物質（ISM）と非熱X線との比較を通じて分析しました。$>$2TeVと$>$250-300GeVの2つのエネルギーバンドでのガンマ線データセットはH.E.S.Sで取得されました。（H.E.S.S.Collaboration2018;Aharonianetal.2007）そして分析に利用されました。ガンマ線カウントが2つの項の線形結合で表されることを前提とした新しい方法を採用しました。1つはISMカラム密度に比例し、もう1つはX線カウントに比例します。次に、これらがそれぞれハドロン成分とレプトン成分を表すと仮定します。式をデータピクセルに当てはめることにより、ガンマ線カウントは、ガンマ線カウント、ISM列密度、およびX線カウントの3D空間内の平面によって適切に表されることがわかります。最新のH.E.S.S.を使用した結果4.8分角の分解能でのデータは、ハドロン成分とレプトン成分がそれぞれ全ガンマ線の$（67\pm8）$％と$（33\pm8）$％を占め、2つの成分が初めて定量化されたことを示しています。ハドロン成分はレプトン成分よりも大きく、これはSNRに関連する$\sim$10$^4$$M_{\odot}$の大規模なISMを反映しており、宇宙線陽子の加速をサポートします。ガンマ線が高いガンマ線数で抑制されるというわずかなヒントがあります。これは、衝撃波と雲の相互作用や侵入深さの影響などの2次効果に起因する可能性があります。
相対論的ジェットからのダイナミクスとシンクロトロン放射のシミュレーションII。非熱電子の進化
| Title |
Simulating_the_dynamics_and_synchrotron_emission_from_relativistic_jets_II._Evolution_of_non-thermal_electrons |
| Authors |
Dipanjan_Mukherjee,_Gianluigi_Bodo,_Paola_Rossi,_Andrea_Mignone_and_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02836 |
高さ9kpcまで進化した3D相対論的電磁流体力学（MHD）ジェットにおける非熱宇宙線電子（CRE）の進化をシミュレートしました。CREは、相対論的ジェット流体と同時に宇宙およびエネルギーで進化し、衝撃時の放射損失と加速を適切に説明しています。MHDの不安定性に対して安定したジェットは、ジェットスパイン内のCREの規則的な流れと、ホットスポットでの加速とそれに続く沈降逆流の予想される傾向を示すことを示します。ただし、不安定なジェットは、ジェットヘッド（キンク不安定性）、ジェットスパイン-繭界面、および繭自体（ケルビンヘルムホルツモード）で複雑な衝撃構造を作成します。ジェットヘッドを出た後のCREは、このようなシナリオではさらに衝撃波を通過し、繭の中で再加速されます。乱流繭の軌道が異なるCREは、スペクトルパラメータが異なるさまざまな進化の歴史を持っています。したがって、同じ空間位置では、異なるCRE集団が混在しているため、特定の領域で平均すると、複雑な合計CREスペクトルが発生します。不安定なジェットの繭は、乱流によって引き起こされる衝撃での再加速と減速されたジェットの膨張の遅延により、エネルギーの高い電子が過剰に蓄積する可能性があります。これは、繭の非熱エネルギー収支に追加されます。
| Title |
A_Comprehensive_Astrometric_Calibration_of_HST's_WFPC2._I._Distortion_Mapping |
| Authors |
Dana_I._Casetti-Dinescu,_Terrence_M._Girard,_Vera_Kozhurina-Platais,_Imants_Platais,_Jay_Anderson_and_Elliott_P._Horch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02330 |
広域惑星カメラ2（WFPC2）の露出は、ガイアエポック観測または将来のJWST観測よりもすでに約20年古いです。このように、これらの露出の完全な位置天文学の可能性に達した場合、それらは高精度の固有運動研究のための前例のない時間ベースラインを提供します。私たちは、ここで紹介する作業を最初のステップとして、このようなプロジェクトを開始しました。2000年代初頭に発表された有名なものを超えた幾何学的歪みを調査します。このタスクは、フィルターF555W、F606W、F814WのWFPC2露出のデータベース全体と、ガイアEDR3、47Tuc、$\omega$Cenの3つの標準的な位置天文カタログを使用して実行されます。後者の2つは、WFPC2以外のカメラで行われたHST観測を使用して構築されました。一連のセンタリングアルゴリズムとさまざまな歪みマップを調べて、それらのパフォーマンスを理解および定量化します。10ピクセルの解像度まで、34行目の補正を超える高周波分類は見つかりません。50ピクセルの解像度で始まる低周波分類学は、PCの場合は30〜50ミリピクセル（1.4〜2.3mas）、WFチップの場合は20〜30ミリピクセル（2〜3mas）のレベルで存在します。各フィルターの補正マップと更新された3次歪み係数を提供することにより、これらの低周波分類を特徴づけます。
火星の地下生息地の設計からロボットへの生産
宇宙飛行士を放射線から保護するためにレゴリスから構築された地球外の上面構造のために、それらは数メートルの厚さである必要があります。デルフト工科大学（TUD）は、地下の生息地を作るために地面に発掘することを提案しています。発掘することで、自然の放射線からの保護だけでなく、地下の温度がより安定するため断熱も実現できます。同時に、発掘を通じて貴重な資源をその場での資源利用（ISRU）を通じて採掘することができます。自律移動ロボットの群れが、傾斜した下向きのらせん運動で地面を掘削するという考えです。発掘されたレゴリスはセメントと混合され、火星でISRUを介して再現され、コンクリートが作成されます。コンクリートは掘削されたトンネルに3Dプリント/スプレーされて補強されています。トンネルが補強されるとすぐに、トンネルの間の材料を除去して、居住に使用できるより大きな空洞を作成することができます。提案されたアプローチは、地球上のアプリケーション用にTUD1で開発されたDesign-to-Robotic-Production（D2RP）テクノロジーに依存しています。リゾーム3D印刷構造は、構造的に最適化された多孔質シェル構造であり、断熱特性が向上しています。屋内の加圧環境を調整するために、膨張可能な構造が3Dプリントされた空洞に配置されます。このインフレータブル構造は材料でできており、ISRUを介して火星で再現することもできます。場所に応じて、生息地と生産システムは、太陽光と凧の電力を組み合わせたシステムによって電力が供給されます。究極の目標は、地元で入手した材料から火星に地下の自給自足の生息地を構築するための自給自足のD2RPシステムを開発することです。
天文学的に関連する氷マトリックス中の複雑な有機分子の赤外スペクトル。 III。ギ酸メチルとその暫定的な固体検出
| Title |
Infrared_spectra_of_complex_organic_molecules_in_astronomically_relevant_ice_matrices._III._Methyl_formate_and_its_tentative_solid-state_detection |
| Authors |
Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Giulia_Marcandalli,_Melissa_K._McClure,_Michiel_R._Hogerheijde,_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02226 |
環境。星と惑星を形成する領域の赤外線分光法は、次のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡で新しい時代の幕開けです。これらの観測をサポートするために、これらの領域のダスト粒子を覆う氷中の複雑な有機分子を特定するために、実験室のスペクトルが必要です。目的。この研究は、星と惑星の形成領域のさまざまな段階で氷のギ酸メチルをしっかりと検出するための参照スペクトルを提供することを目的としています。ギ酸メチルは天文学的に適切なマトリックスに混合され、ピーク位置、FWHM、および相対バンド強度は、天文学者のための分析ツールを提供するために、さまざまな温度で特徴付けられます。メソッド。ギ酸メチルは、高真空条件下で15Kで堆積します。具体的には、ギ酸メチルは純粋に堆積され、CO、H$_2$CO、CH$_3$OH、H$_2$O、およびCO：H$_2$CO：CH$_3$OHの組み合わせと混合されます。実験全体を通して、赤外線スペクトルは、FTIR分光計を使用して4000〜500cm$^{-1}$（2.5〜20$\mu$m）の範囲で、0.5cm$^{-1}$のスペクトル分解能で取得されます。。結果。純粋で天文学的に関連する氷マトリックスにおける5つの固体ギ酸メチル振動モードの特性を示します。選択された5つの振動モード、つまりC=Oストレッチ、C$-$Oストレッチ、CH$_3$ロッキング、O$-$CH$_3$ストレッチ、およびOCO変形は、ギ酸メチルのJWST識別に最適です。。これらの振動モードのそれぞれ、および混合物のそれぞれについて、TvSヒートマップ、ピーク位置とFWHM、および相対バンド強度が示されています。さらに、取得したギ酸メチルの参照スペクトルをHH46のスピッツァー観測と比較します。ギ酸メチルの暫定的な検出により、カラム密度の上限が$1.7\times10^{17}$cm$^{-2}$になります。メタノールに関する$\leq2.2\％$および$\leq40\％$の水に対する上限に対応します。
奇行バイナリの共通外層の進化
共通外層進化（CEE）は、バイナリ/マルチスターシステムの進化における重要な段階であると考えられています。この段階に続いて、CEは排出され、コンパクトなバイナリ（または合併製品）が残ると考えられます。広範囲に研究されていますが、CEEプロセスはまだほとんど理解されておらず、ほとんどのバイナリには無視できない離心率がありますが、CEEに対する初期離心率の影響はほとんど調査されていません。さらに、ほとんどの研究は、CEの開始による軌道の完全な循環を想定していますが、観測的には、そのような離心率は多くのCE後のバイナリで検出されます。ここでは、平滑化粒子流体力学シミュレーション（SPH）を使用して、最初は偏心した（$0\lee\le0.95$）CEシステムの進化を研究します。最初は偏心したバイナリが部分的にしか循環していないことがわかります。さらに、初期離心率が高いほど、CE後の離心率が高くなり、CE後のバイナリの離心率は、ほとんどの離心率の場合で0.2になり、軌道の初期離心率が星の内側にある場合はさらに高くなります（たとえば、スムーズな移行ではなく、離心率軌道へのキックの後）。より偏心したバイナリのCEEは、より円形のバイナリと比較してCEの動的質量損失を強化し、バイナリの最初の最も近いアプローチに依存します。我々の結果とCE後のバイナリの観測された離心率は、CEEに続く円軌道の典型的な仮定が潜在的に修正されるべきであることを示唆していることを示します。CE後の偏心は、超新星、ガンマ線バースト、重力波源などのさまざまな過渡現象の遅延時間分布に最大数十パーセント影響を与えると予想されます。
ハイタイド：ASAS-SNにおける楕円体変数の体系的な検索
| Title |
High_Tide:_A_Systematic_Search_for_Ellipsoidal_Variables_in_ASAS-SN |
| Authors |
D._M._Rowan,_K._Z._Stanek,_T._Jayasinghe,_C._S._Kochanek,_Todd_A._Thompson,_B._J._Shappee,_T._W._-S._Holoien,_and_J._L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02242 |
非融合恒星質量ブラックホールの大部分は、降着過程からの高エネルギー放出を観測することによって発見されます。ここでは、それらの恒星の仲間の潮汐によって誘発された楕円体の変動性を検索することによって、相互作用しないブラックホールと中性子星の大規模であるがまだほとんど研究されていない集団を追跡します。全天自動捜索システム（ASAS-SN）からの約200,000の回転変数、半規則型変光星、および食変光星のサンプルから始めます。$\chi^2$比検定とそれに続く目視検査を使用して、楕円体の変動性の369の候補を特定します。また、変動の振幅を観測された星の質量と半径の推定値と組み合わせて最小コンパニオン質量を計算し、高質量コンパニオンの最も有望な候補を特定する方法についても説明します。
掃天観測施設でAMCVnシステムを爆発させるための体系的な検索
| Title |
A_systematic_search_for_outbursting_AM_CVn_systems_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Jan_van_Roestel,_Leah_Creter,_Thomas_Kupfer,_Paula_Szkody,_Jim_Fuller,_Matthew_J._Green,_R._Michael_Rich,_John_Sepikas,_Kevin_Burdge,_Ilaria_Caiazzo,_Przemek_Mroz,_Thomas_A._Prince,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_David_L._Shupe,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02261 |
AMCVnシステムは、白色矮星とヘリウムに富む縮退したドナー星からなる、まれなタイプの降着バイナリです。掃天観測（ZTF）を使用して、青い爆発する星に焦点を当てて、新しいAMCVnシステムを検索しました。まず、ZTFアラートを使用して爆発する星を選択しました。候補者を$Gaia$およびPan-STARRSカタログとクロスマッチングしました。$Gaia$$BP$-$RP$に基づく候補の最初の選択には、1751個の未知のオブジェクトが含まれています。Pan-STARRS$g$-$r$および$r$-$i$カラーを$Gaia$カラーと組み合わせて使用して、59の優先度の高い候補を識別しました。35のソースの識別スペクトルを取得しました。そのうち18は優先度の高い候補であり、9つの新しいAMCVnシステムとHe-IIラインのみを示す1つの磁気CVを発見しました。爆発の再発時間を使用して、29〜50分の範囲の公転周期を推定します。青い爆発源のターゲットを絞ったフォローアップは、新しいAMCVnシステムを見つけるための効率的な方法であると結論付け、爆発するAMCVnシステムの母集団を体系的に調査するために、特定したすべての候補をフォローアップする予定です。
ハミルトニアンダイナミクスを利用して、太陽風におけるホイスラモード波と電子の共鳴相互作用を研究する
太陽風電子の励起と散乱における大振幅ホイスラ波の役割は、宇宙物理学において長い間興味深い問題でした。この波動粒子相互作用を研究するために、リアプノフ指数の変分計算を使用したベクトル化されたテスト粒子シミュレーションを開発しました。この波動と粒子のハミルトン系で経年摂動論を使用することにより、粒子のピッチ角拡散が一定のハミルトニアン表面に沿っており、共鳴表面との相互作用によって駆動されることを確認しました。また、斜めのホイッスラーが、太陽風のハロー集団に磁場に沿ったストラール電子を効率的に散乱させることができることも示しました。シミュレーションを通じて、これらの波が速度分布関数でホーンのような特徴を生成できることを実証しました。これは、最近の文献のPICシミュレーション結果と同様です。
開いた磁場と閉じた磁場と中性点のある大気におけるMHD衝撃の変換と平滑化
| Title |
Conversion_and_Smoothing_of_MHD_Shocks_in_Atmospheres_with_Open_and_Closed_Magnetic_Field_and_Neutral_Points |
| Authors |
Jamon_D._Pennicott_and_Paul_S._Cally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02329 |
平面音響的に支配的な電磁流体力波は、シミュレートされた2D等温成層大気の高$\beta$ベースで開始され、潜在的な磁場は、中性点だけでなく、開磁場領域と閉磁場領域の両方を示します。彼らは、Alfv\'en-音響等分配面$a=c$に向かって上向きに衝撃を与えます。ここで、$a$と$c$は、それぞれAlfv\'enと音速です。このような衝撃が$a=c$を通過すると、速い衝撃と遅い平滑化された波にモード変換するという最近の1.5Dの発見を拡張して、これらのより複雑な磁気形状への影響を調査します。1.5Dの動作は、より複雑なケースに引き継がれ、高速の衝撃が中性点に強く引き付けられ、破壊されて広範な微細構造が生成されることがわかります。また、$a>c$から$a<c$へと反対方向に移動する衝撃も、高速成分と低速成分に分割され、平滑化されるのは低速成分であることが観察されます。
| Title |
Search_for_Solar_Flare_Neutrinos_with_the_KamLAND_detector |
| Authors |
S._Abe,_S._Asami,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_S._Hayashida,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_Y._Kishimoto,_T._Kinoshita,_M._Koga,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_K._Ueshima,_Y._Wada,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._Kozlov,_D._Chernyak,_Y._Takemoto,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_A._K._Ichikawa,_K.Z._Nakamura,_M._Yoshida,_B._E._Berger,_B._K._Fujikawa,_J._G._Learned,_J._Maricic,_S._N._Axani,_L._A._Winslow,_Z._Fu,_J._Ouellet,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M._P._Decowski,_C._Grant,_T._O'Donnell,_S._Dell'Oro_(KamLAND_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02458 |
GOESフレアデータベースからの太陽フレアと一致するニュートリノの検索結果を報告します。検索は、2002年から2019年に収集されたカムランドの10.8kton年の曝露で実行されました。ニュートリノの統計的過剰は検出されず、90\％の信頼レベルの上限である$8.4\times10^7$\、cm$^{-を確立しました。2}$（$3.0\times10^{9}$\、cm$^{-2}$）20\、MeVでの電子ニュートリノ（電子ニュートリノ）フルエンスで、ニュートリノフルエンスを仮定してX12フレアに正規化X線強度に比例します。90\％C.L。この作業の上限は、1991年の大規模な太陽フレアのホームステークイベント超過に関連するパラメーター空間の全領域を除外しています。
食変光星UVピシウムの磁場
| Title |
Magnetic_field_of_the_eclipsing_binary_UV_Piscium |
| Authors |
A._Hahlin,_O._Kochukhov,_E._Alecian,_J._Morin,_the_BinaMIcS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02542 |
この研究の目標は、冷たく食変光星のUVPiscium（UVPsc）の磁場を研究することです。このシステムには、UVPscA（G5V）とB（K3V）の2つのアクティブな後期型星が含まれています。全体像を把握するために、グローバル磁場構造とローカル磁場構造の両方の特性を両方のコンポーネントについて調べます。2016年にCFHTのESPaDOnS分光偏光計で収集された高分解能強度および円偏光スペクトルを使用して、UVPscの磁場を分析しました。信号対雑音比を高めるために、最小二乗デコンボリューション（LSD）のマルチライン手法を使用して、平均ストークスIVプロファイルを取得しました。次に、Zeeman-Dopplerイメージング（ZDI）コードを使用して、UVPscの両方のコンポーネントの大規模な磁場トポロジーと輝度分布を取得しました。さらに、ZDIには見えない小規模な磁場が、FeI線のZeeman強化を使用して研究されました。UVPscの両方の成分の表面磁場のマップが得られ、大規模な磁場は強いトロイダル成分と非軸性成分を特徴としています。UVPscAとBの平均グローバル電界強度は、それぞれ137Gと88Gです。小規模フィールドは著しく強く、平均強度はそれぞれ2.5kGと2.2kGです。私たちの結果は、部分的に対流する星の以前の研究と一致しています。全体として、UVPscAはUVPscBと比較して強い磁場を持っています。食変光星の形状のため、特定の磁場の特徴は円偏光のみを使用して検出することはできません。理論的な直線偏光プロファイルの調査は、それらが磁場の反対称成分を明らかにするために使用できることを示しています。この結果は、太陽系外惑星のトランジットホストの研究にも影響を及ぼします。
ZTF高ケイデンス銀河面調査の1年目：新しいシングルモードのホット準矮星B型パルセータの戦略、目標、および初期の結果
| Title |
Year_1_of_the_ZTF_high-cadence_Galactic_Plane_Survey:_Strategy,_goals,_and_early_results_on_new_single-mode_hot_subdwarf_B-star_pulsators |
| Authors |
Thomas_Kupfer,_Thomas_A._Prince,_Jan_van_Roestel,_Eric_C._Bellm,_Lars_Bildsten,_Michael_W._Coughlin,_Andrew_J._Drake,_Matthew_J._Graham,_Courtney_Klein,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Frank_J._Masci,_Richard_Walters,_Igor_Andreoni,_Rahul_Biswas,_Corey_Bradshaw,_Dmitry_A._Duev,_Richard_Dekany,_Joseph_A._Guidry,_JJ_Hermes,_Russ_R._Laher,_and_Reed_Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02758 |
掃天観測（ZTF）を使用した高ケイデンス銀河面調査の目標、戦略、および最初の結果を示します。調査の目的は、短周期のバイナリや数時間未満の周期の恒星パルセータを含む、短周期の変光星の銀河系の集団を明らかにすることです。2018年6月から2019年1月の間に、64個のZTFフィールドが観測され、銀河面に沿ったZTF-$r$バンドで2990deg$^2$の高い恒星密度が得られました。各フィールドは、40秒のリズムで1.5〜6時間継続的に観察されました。ほとんどのフィールドには、2〜3夜連続して取得された200〜400の観測値があります。この調査の一環として、高ケイデンス銀河面調査中に得られた少なくとも80エポックの合計$\約$2億3000万の個々の天体を抽出し、平均深度ZTF-$r$$\約$20.5等に達しました。フィールドごとに200万から1000万の個別のオブジェクトを持つ4つの選択されたフィールドについて、さまざまな変動統計を計算し、オブジェクトの$\upperx$1-2％が観測期間にわたって天体物理的に変動することを発見します。新しいクラスのコンパクトパルセータ、新しいクラスのロッシュローブの最初のメンバーが熱い準矮星の連星を満たし、新しい超コンパクトな二重白色矮星と閃光星を含む、最近の発見に関する進捗レポートを提示します。最後に、脈動振幅がZTF-$r$=20-76mmagで、脈動周期が$P$=5.8-16分で、強力なシステムクラスターを備えた12個の新しいシングルモードホット準矮星B型パルセータのサンプルを示します。期間$\約$6分。すべてのデータは、ZTFデータリリース3またはデータリリース4のいずれかでリリースされました。
代替のLISA-TAIJIネットワーク
宇宙搭載重力波（GW）検出器、LISAおよびTAIJIは、2030年代に発売される予定です。同等の感度を持つデュアル検出器は、GWを監視するネットワークを形成し、大きな利点があります。この作業では、LISA軌道のさまざまな位置と方向の構成（$60^\circ$傾斜と$20^\circ$による地球のテーリング）およびTAIJIpを含む代替TAIJI軌道構成についての3つの可能なLISA-TAIJIネットワークに関する調査を報告します。（$60^\circ$傾斜と$20^\circ$で地球をリード）、TAIJIc（$60^\circ$傾斜とLISAと同じ場所にあります）、TAIJIm（$-60^\circ$傾斜と地球をリード$20^\circ$）。3つのLISA-TAIJI構成では、LISA-TAIJImネットワークは、相補的なアンテナパターンにより、大規模なバイナリシステムの空の位置特定と偏波決定で最高のパフォーマンスを示し、LISA-TAIJIcは最高の相互相関を達成し、確率論を観察できます。最適な感度のGWバックグラウンド。
修正されたニュートン重力：質量白色矮星を制限するサブチャンドラセカールとスーパーチャンドラセカールの観測の説明
| Title |
Modified_Newtonian_Gravity:_Explaining_observations_of_sub-_and_super-Chandrasekhar_limiting_mass_white_dwarfs |
| Authors |
Agrim_Sharma_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01702 |
それがニュートン流体であろうと一般相対論的前提であろうと、重力理論への可能な修正の考えはかなり長い間そこにあります。それに基づいて、天体物理学と宇宙論の問題を解決することを目標としています。しかし、ニュートンの修正理論はいずれも第一原理から実行されていません。ここでは、ポアソン方程式を修正し、法則重力を修正する2つの可能な方法を提案しますが、これは、ソースの中心から遠く離れたニュートンの法則に還元されます。これらの修正されたニュートンの法則に基づいて、白色矮星にある問題の解決を試みます。チャンドラセカールの質量制限に大幅に違反している可能性があるという観測的証拠があります。それは、チャンドラセカールのサブおよびスーパーである可能性があります。ポアソン方程式のLHSまたはRHSを修正することにより、修正されたニュートンの法則がそれらを説明できることを示します。
一般的な暗黒物質-電子相互作用に対する結晶応答
| Title |
Crystal_responses_to_general_dark_matter-electron_interactions |
| Authors |
Riccardo_Catena,_Timon_Emken,_Marek_Matas,_Nicola_A._Spaldin,_Einar_Urdshals |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02233 |
基礎となるDM-電子相互作用の一般的な形式について、結晶に結合した電子による暗黒物質（DM）粒子の散乱を説明する形式を開発します。このような説明は、核子よりも軽いDM粒子の直接検出実験に関連しています。これは、半導体鉱石検波器での電子励起によるDM実験の操作で観察される可能性があります。私たちの形式は、アナポール、磁気および電気双極子結合を含む一般的な非相対論的DM-電子相互作用への効果的な理論アプローチに基づいており、電子波動関数のオーバーラップ積分で定義された結晶応答関数と組み合わされています。私たちの主な発見は、速度積分の通常の単純化では、半導体材料のDM誘起電子遷移の速度は、最大5つの独立した結晶応答関数に依存し、そのうち4つは以前は知られていなかったということです。これらの結晶応答を特定し、DM直接検出実験の操作に使用される結晶シリコンとゲルマニウムの密度汎関数理論を使用して評価します。私たちの計算では、SENSEIおよびEDELWEISS実験によって報告されたデータから、DM-電子相互作用の強度に90％の信頼水準制限を設定できます。この研究で発見された新しい結晶応答関数は、従来の実験プローブと相互作用しない結晶性固体の特性をエンコードし、DM風をプローブとして使用して材料の新しい種類の隠れた秩序を明らかにすることを示唆しています。
電子追跡コンプトンカメラのための畳み込みニューラルネットワークの開発
| Title |
Development_of_Convolutional_Neural_Networks_for_an_Electron-Tracking_Compton_Camera |
| Authors |
Tomonori_Ikeda,_Toru_Tanimori,_Atsushi_Takada,_Yoshitaka_Mizumura,_Kei_Yoshikawa,_Mitsuru_Abe,_Shingo_Ogio,_Yura_Yoshida,_Masaya_Tsuda,_and_Shinya_Sonoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02512 |
ガスマイクロタイムプロジェクションチェンバーによってコンプトン散乱電子を追跡する完全なコンプトンカメラである電子追跡コンプトンカメラは、MeVガンマ線天文学を開くことが期待されています。数度の点像分布関数を実現するための技術的な課題は、トラック画像から電子反跳方向と散乱位置を正確に決定することです。畳み込みニューラルネットワークを使用して、これらのパラメーターの再構築を試みました。反跳方向と散乱位置を予測するために、2つのネットワークモデルが設計されました。これらのモデルは、2$$atmの圧力でのアルゴンベースのガスにおける75$$keVの電子シミュレーションデータについて、41$$〜$度の角度分解能と2.1$$$mmの位置分解能をマークしました。さらに、ETCCの点広がり関数は、662$$keVガンマ線源の実験データの22$〜$度から15$〜$度に改善されました。これらのパフォーマンスは、従来の分析を使用した場合を大幅に上回りました。
暗黒物質としての明るいスカラロン
$f（R）$重力の軽いスカラロンが暗黒物質の役割を果たす新しい宇宙論的シナリオが提案されています。このシナリオでは、電弱対称性が破られていない間、スカラーロンは最初はその有効ポテンシャルの最小値に存在します。電弱クロスオーバーの開始時に、ヒッグス場の期待値の変化が、これらの場間の相互作用によるスカラロンの進化を引き起こします。電弱相互作用の後、振動するスカラロンは冷たい暗黒物質を表すことができます。その現在のエネルギー密度は、単一の自由パラメーターであるスカラロン質量$m$に依存し、観測された暗黒物質を説明するには、値$m\simeq4.4\times10^{-3}\、\text{eV}$が必要です。物質の豊富さ。電弱相互作用の前にスカラロンが励起されるシナリオでは、より大きな質量値が必要になります。
$ c $、$ G $が変化する異方性多元宇宙と熱力学の研究
光速$c$と重力定数$G$のさまざまな理論の枠組みの中で、宇宙の異方性モデルを想定し、さまざまなタイプの特異点を研究します。特異点モデルについては、宇宙時間の観点からスケールファクターを記述し、可能な特異点のいくつかの条件を見つけました。将来の特異点については、光速の変化と重力定数の変化の形を想定しています。ビッグバンの特異点を正規化するために、正弦モデルと接線モデルの2つの形式のスケールファクターを想定しています。両方のモデルについて、ヌルエネルギー条件と強いエネルギー条件の妥当性を調べます。熱力学の第1法則から始めて、（i）$c$を変化させる、（ii）$G$を変化させる、（iii）両方とも$c$を変化させる、$n$個の宇宙（つまり多元宇宙）の熱力学的挙動を研究します。および$G$モデル。異方性多元宇宙モデルのすべてのケースの合計エントロピーが見つかりました。また、総エントロピーが一定である場合、多元宇宙の性質もわかりました。
$ r \ sim N_e ^ {-1} $によるEGBインフレモデルのスローロール体制への違反
効果的なポテンシャルアプローチを使用して、アインシュタイン-ガウス-ボネ（EGB）インフレモデルを検討します。有効ポテンシャルとテンソル対スカラー比を使用して、スローロールレジームでの進化方程式を提示します。有効ポテンシャルの選択は、eフォールディング数$N_e$に関するスペクトルインデックスの表現に関連しています。スローロール体制の満足度は、主にテンソル対スカラー比$r$の形式に関連しています。$r\sim1/N^2_e$の場合、指数関数的な有効ポテンシャルを持つEinstein-Gauss-Bonnet重力への$\alpha$-アトラクターのインフレパラメーターの一般化につながります。また、宇宙論的アトラクターには、$r\sim1/N_e$のモデルが含まれます。$r\sim1/N_e$のモデルについて、インフレ中のスローロール体制の満足度を確認しています。
FASTによる惑星間シンチレーションのパイロット研究
| Title |
A_Pilot_Study_of_Interplanetary_Scintillation_with_FAST |
| Authors |
Li-Jia_Liu,_Bo_Peng,_Lei_Yu,_Ye-Zhao_Yu,_Ji-Guang_Lu,_Bin_Liu,_O._Chang,_M._M._Bisi_and_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02783 |
惑星間シンチレーション（IPS）の観測は、太陽風と内部太陽圏を研究するための効率的なリモートセンシング手法です。2016年から2018年にかけて、3C286や3C279などのIPS光源のいくつかの特徴的な観測が、世界最大の単一皿望遠鏡である500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で行われました。超広帯域（UWB）受信機の270-1620MHzの広い周波数範囲により、太陽風の予測速度を決定するために、単一周波数分析と二重周波数分析の両方を使用できます。さらに、FASTの大きな収集表面積による並外れた感度に基づいて、弱いIPS信号を観察することができます。より広い周波数範囲と高感度の両方の利点と、無線周波数干渉（RFI）緩和戦略と開発された最適化されたモデルフィッティング方法を使用して、この論文では、太陽風速度のフィッティング信頼区間を分析します。FASTを使用して達成されたいくつかの予備的な結果を示します。これは、現在のFASTシステムがIPSの観測を実行する能力が高いことを示しています。
特異性のない新しい一般的で構造的に安定した宇宙論モデル
力学系の方法は、非最小結合スカラー場と漸近二次ポテンシャル関数を持つ宇宙論モデルを調査するために使用されます。非最小結合定数パラメーター$\frac{3}{16}<\xi<\frac{1}{4}$の値に対して、非特異な開始を引き起こす不安定な漸近ドジッター状態が存在することがわかりました。宇宙の。この状態に関連するエネルギー密度は、非最小結合定数の値に依存し、プランクエネルギー密度よりもはるかに小さい場合があります。$\xi=\frac{1}{4}$の場合、初期状態は静的アインシュタイン宇宙の形であることがわかりました。提案された進化モデルは、独創的なスタロビンスキーのモデルとは異なり、位相空間の初期条件の特定の選択に依存しません。さらに、モデルパラメータの小さな変更は進化を変更しないため、モデルは一般的で構造的に安定しています。非最小結合定数の値は、重力理論における新しい基本的な対称性を示すことができます。理論のジョーダンフレームとアインシュタインフレームの定式化は物理的に同等ではないことを示します。
暗い矮星や他の巨視的な物体としての暗黒物質：多元宇宙の遺物？
| Title |
Dark_Matter_as_dark_dwarfs_and_other_macroscopic_objects:_multiverse_relics? |
| Authors |
Christian_Gross,_Giacomo_Landini,_Alessandro_Strumia,_Daniele_Teresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02840 |
一次相転移は、巨視的な暗黒物質として現れる偽の真空とその粒子の遺物ポケットを残す可能性があります。1つの予測モデルを計算します。それは、閉じ込めスケールよりも重い暗いクォークの遺物を持つゲージ理論です。閉じ込めへの一次相転移の間、暗いクォークは偽の真空にとどまり、圧縮されて、チャンドラセカール限界近くの安定した暗い矮星（白色矮星に類似した束縛状態）または原始ブラックホールに重力崩壊する可能性のあるフェルミボールを形成します穴。
