ブラックホールの進化を明らかにし、調査計画のために堅牢なAGNモックカタログを構築する
| Title |
Building_robust_AGN_mock_catalogs_to_unveil_black_hole_evolution_and_for_survey_planning |
| Authors |
Viola_Allevato_(1,2,3),_Francesco_Shankar_(4),_Christopher_Marsden_(4),_Uluk_Rasulov_(4),_Akke_Viitanen_(3,6),_Antonis_Georgakakis_(5),_Andrea_Ferrara_(1),_Alexis_Finoguenov_(3)_((1)_Scuola_Normale_Superiore,_Piazza_dei_Cavalieri_7,_I-56126_Pisa,_Italy_(2)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_delle_Spazio_di_Bologna,_OAS,_Via_Gobetti_93/3,_40129,_Bologna,_Italy_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_PO_Box_64,_FI-00014_Helsinki,_Finland_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_Highfield_SO17_1BJ,_UK_(5)_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Observatory_of_Athens,_V._Paulou_and_I._Metaxa,_11532,_Greece_(6)_Helsinki_Institute_of_Physics,_Gustaf_Hallstromin_katu_2,_University_of_Helsinki,_Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02883 |
活動銀河核（AGN）の統計的分布、つまり、質量、空間、時間における超大質量ブラックホール（BH）の降着は、一連の重要な特性、つまりBH-銀河のスケーリング関係、エディントン比の分布、およびアクティブなBH（デューティサイクル）。これらの特性に光を当てると、AGNトリガーメカニズムに強い制約が生じ、大規模な銀河調査の計画に役立つ模擬カタログを作成するための明確なベースラインが提供されます。ここでは、最先端の半経験的モデルを介して、大規模なN体暗黒物質シミュレーションの上に構築された模擬AGNカタログを作成するための堅牢な方法論について説明します。独立したテストとして、固定X線輝度、銀河星質量、BH質量でのAGNクラスタリングを、グループとクラスター内のAGNの割合とともに使用することにより、ブラック間の関係の選択肢を大幅に絞り込むことができることを示します。ブラックホールの質量とホスト銀河の恒星の質量、デューティサイクル、および平均エディントン比の分布は、BHと銀河の共進化のための宇宙モデルを導くための適切な制約を提供します。このような段階的な方法論を回避すると、必然的に最終的な模擬カタログに強い縮退が生じ、AGNの進化を理解し、調査の計画とテストを行う上での有用性が大幅に制限されます。
ボルツマン階層のない宇宙論的摂動
宇宙論的摂動の進化の計算は、一般に、光子強度と偏光の分布の多重極モーメントの進化を記述するために、多数の連立微分方程式の解を含みます。ただし、この「ボルツマン階層」は、光子強度の四重極モーメントを介してのみ、他の摂動変数の連立方程式の残りの部分と通信します。ここでは、完全なボルツマン階層ではなく、2つの結合積分方程式（1つは強度四重極用、もう1つは直線偏光四重極用）の解を介してこの光子強度四重極が得られる代替定式化を開発します。この代替の計算方法は、従来のアプローチに対する物理的な洞察とクロスチェックを提供します。かなり迅速に収束する、単純で効率的な反復数値解法について説明します。これにより、現在の最先端の宇宙論的摂動コードを加速できる可能性があると私は推測しています。
赤方偏移$z\upperx1100$から今日までのバリオンパワースペクトルの伝達関数は、最近初めて、PardoとSpergelによるデータから決定されました。この関数と、さまざまな赤方偏移での冷たい理想的なフェルミガスの輸送関数との間に顕著な一致が見られます。これに導かれて、非常に細かく量子化された長距離カットオフに依存する相対論的理想フェルミガスの臨界温度の無限のセットを明らかにします。バリオン音響振動（BAO）の音の地平線スケールは、そのようなカットオフを設定しているように見えます。これは、赤方偏移中に到達する臨界温度をダイヤルします。臨界点で、フェルミガスはスケール不変になり、凝縮して重力崩壊を起こし、小規模な構造をシードする可能性があります。カットオフに共役なフェルミ運動量の見かけの量子化とそれに対応する温度の「ギャップ」を含む、いくつかの深い意味について言及します。
標準宇宙論モデルとは何ですか？
「危機に瀕した宇宙論」の報告が流行しているが、マーク・トウェインが言ったように、「私の死の報告は誇張だった」。標準的な宇宙論モデルが実際に何を意味するのか、狭い視野から緊張（またはその見かけの解像度）がどのように発生するのか、そしてなぜ全体像を見ることが非常に重要なのかを探ります。これは、セミナー「AllCosmology、AlltheTime」に基づいています。
小規模なバリオンの不均一性はハッブルの緊張を解消できますか？ ACTDR4による調査
| Title |
Can_small-scale_baryon_inhomogeneities_resolve_the_Hubble_tension?_An_investigation_with_ACT_DR4 |
| Authors |
Leander_Thiele,_Yilun_Guan,_J._Colin_Hill,_Arthur_Kosowsky,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03003 |
ハッブル定数の局所的決定と全体的決定の間の緊張に対する解決策として、再結合周辺のバリオン密度の小規模な不均一性が提案されています。これらのバリオン凝集モデルは、小さな角度スケールで宇宙マイクロ波背景放射の異方性パワースペクトルを明確に予測します。AtacamaCosmologyTelescopeの最近のデータを使用して、これらの予測をテストします。時間に依存しないバリオン密度確率分布関数のパラメーター化の範囲を想定すると、バリオンの凝集の証拠は見つかりません。推定されたハッブル定数は、SH0ES測定でかなりの緊張状態のままです。
マルチフィールドインフレーションで再加熱ボックスを開く
再加熱の物理学に対するマルチフィールドインフレーションのロバスト性が調査されます。この研究を実施するために、再加熱は、相互作用におけるスカラー場と完全流体（インフラトンとその崩壊生成物）の進化を追跡する形式によって詳細に説明されています。次に、このフレームワークを使用して、バックグラウンドの一般的な運動方程式と、再加熱中のシステムの進化を制御する摂動量を確立します。次に、これらの方程式は、新しい数値コードと新しい分析技術によって正確に解かれ、これらの解を解釈して近似することができます。再加熱の微物理によって影響を受ける可能性のある物理的予測の例として、二重膨張における非断熱摂動の振幅が考慮されます。標準的なアプローチで通常行われるように、再加熱の微細構造を無視すると、$\sim50\％$の大きな違いが生じる可能性がありますが、半分析的な見積もりでは、このエラーを$\sim10に減らすことができます。\％$。マルチフィールドインフレーションでは、再加熱プロセスの詳細を通じて摂動を追跡することが重要であり、優れた精度を達成するには、数値計算を使用する必要があると結論付けています。
宇宙論的パラメーターにおける張力の非ガウス推定
パラメータ事後確率の非ガウス性を完全に考慮して、さまざまな実験からのパラメータ決定に関する一致と不一致のレベルを効率的かつ確実に推定する方法について説明します。このタイプの計算を次元数の増加とさまざまなレベルの張力に対して実行できるようにする、スケーラブルなアルゴリズムの2つのファミリを開発します。アルゴリズムの1つのファミリは、事後分布のカーネル密度推定に依存し、もう1つのファミリは、フローを正規化する事後分布の機械学習モデリングに依存します。一連のベンチマーク例を使用してそれらの有効性と精度を示し、両方の方法が互いに一致し、真の張力が$0.5\sigma$以上であることがわかります。これにより、ダークエネルギーサーベイからの宇宙構造のクラスター化のさまざまな測定値と、プランク衛星からの宇宙マイクロ波背景放射の測定値との一致の間の内部一致のレベルを調べることができます。
3D断層撮影21cm画像からの再電離パラメータのシミュレーションベースの推論
| Title |
Simulation-Based_Inference_of_Reionization_Parameters_From_3D_Tomographic_21_cm_Images |
| Authors |
Xiaosheng_Zhao_(Tsinghua),_Yi_Mao_(Tsinghua),_Cheng_Cheng_(UKZN),_Benjamin_D._Wandelt_(IAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03344 |
宇宙の再電離の時代からの断層撮影の3次元21cm画像には、天体物理学の情報源による銀河間媒体の再電離に関する豊富な情報が含まれています。21cmの信号は再イオン化のパッチ性のために非常に非ガウスであるため、従来のパワースペクトル分析では21cmのデータの完全な情報を活用できません。密度推定尤度フリー推論（DELFI）を使用したフォワードシミュレーションを通じて尤度が暗黙的に定義される、再イオン化パラメーターのベイズ推定を実行します。トレーニング済みの3D畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を採用して、3D画像データを有益な要約（DELFI-3DCNN）に圧縮します。この方法が再電離パラメータの正確な事後分布を回復することを示します。私たちのアプローチは、2次元の21cm画像に基づく以前の分析よりも優れています。対照的に、3Dライトコーンベースの21cmパワースペクトルのみをMCMC分析し、標準の明示的な尤度近似を使用すると、等高線の位置と形状の両方に関して、信頼できるパラメーター領域が不正確になります。私たちの概念実証研究は、DELFI-3DCNNが2DCNNまたはパワースペクトル分析よりも3D21cm画像のより多くの情報を効果的に活用できることを示唆しています。この手法は、現実的な効果を含めるように簡単に拡張できるため、将来の21cmの観測データを科学的に解釈するための有望なアプローチです。
等方性偏光回転とのCMBモード結合
等方性偏光回転の効果を測定するための新しい分析手法を提供します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）でのモード結合を介した、アクシオンのような粒子からの等方性宇宙複屈折とCMB偏光角の誤校正。重力レンズ効果やCMB光学的厚さ異方性などのいくつかの二次効果により、観測されたCMB異方性のモード結合、つまり観測されたCMB共分散の非ゼロの非対角要素が発生します。ただし、モード結合を導出するために、通常、観測されたCMB異方性にパリティ違反がないと仮定します。最初に、観測されたCMBのパリティ違反から生じるCMBモード結合への新しい寄与を導き出します。等方性偏光回転は、観測されたCMB異方性のパリティ違反につながるため、等方性偏光角を制約するための新しいモード結合の使用について説明します。新しいモード結合の寄与を測定することによる等方性偏光角の制約は、CMB-S4やLiteBIRDなどの将来の高感度偏光実験で$EB$クロスパワースペクトルを使用する場合の制約に匹敵することがわかります。したがって、この手法を使用して、$EB$クロスパワースペクトルを使用して得られた結果をクロスチェックできます。
unWISEおよびPlanckCMBレンズトモグラフィーによる宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_unWISE_and_Planck_CMB_lensing_tomography |
| Authors |
Alex_Krolewski,_Simone_Ferraro,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03421 |
最近の多くの低赤方偏移のレンズ測定は、レンズの振幅がプランクCMBミッションのデータに適合する$\Lambda$CDMモデルから予測されたものよりも低い宇宙を示唆しています。ここでは、unWISE銀河の自動相関信号と相互相関信号、およびPlanckCMBレンズマップを使用して、低赤方偏移での宇宙論的パラメーターを推測します。特に、ダークエネルギーが支配的な時代を完全にカバーする中央値の赤方偏移z〜0.6、1.1、および1.5での3つのunWISEサンプル（「青」、「緑」、「赤」で示される）を検討します。相互相関測定は、有意性S/N〜80を組み合わせて、低赤方偏移の変動の振幅$\sigma_8$、宇宙の物質の割合$\Omega_m$、および組み合わせ$S_8を推測するために使用されます。=\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$は、これらの低赤方偏移レンズ測定が最も感度が高いものです。青と緑のサンプルの組み合わせにより、値$S_8=0.776\pm0.017$が得られます。これは、他の低赤方偏移レンズ測定と完全に一致し、PlanckからのCMB予測と$2.6\sigma$の張力があります。これは注目に値します。CMBレンズは以前の銀河レンズ測定と同じ物理学をプローブしますが、体系が大きく異なり、以前の測定を補完する優れた機能を提供します。
3：2と2：1のネプチューン平均運動共鳴の間の非共鳴カイパーベルトオブジェクト（KBO）は、コールドクラシックベルト（CCB）とホットクラシックベルト（HCB）に大きく分けることができます。これらの2つのサブポピュレーションの顕著な違いは、CCBでの間隔の広い等質量バイナリの普及と、HCBでのはるかに小さいがゼロ以外の数です。このバイナリレートの違いの主な理由は不明なままです。ここでは、N体シミュレーションを使用して、初期の太陽系の不安定性の間に巨大惑星との密接な遭遇が、HCB軌道に到達する前に原始カイパーベルト内に存在していた原始カイパーベルトバイナリを破壊した可能性があるかどうかを調べます。このような遭遇は、ヒル半径の約1％の間隔（現代のカイパーベルトで測定）までバイナリを破壊するのに非常に効果的であり、現代のHCBで間隔が広く等しい質量のバイナリが不足していることを説明している可能性があります。さらに、現代のHCBで観察された最も広いバイナリが惑星の遭遇を生き残る可能性は非常に低いことがわかりますが、これらの同じ惑星の遭遇は、よりタイトなバイナリの小さなサブセットを広げて、今日のHCBで見られる非常に広いバイナリの小さな集団を生み出す可能性があります。
内惑星の成長の上限は？
既知の惑星系のエキゾチックな範囲は、それらの多様なアーキテクチャについて、同様にエキゾチックな範囲の物理的説明を引き起こしました。ただし、形成プロセスを制約するには、観測された太陽系外惑星の集団を、原始惑星系円盤で最初に形成された集団にマッピングする必要があります。多くの結果は、（内部または外部の）動的摂動がいくつかの太陽系外惑星システムのアーキテクチャを変更することを示唆しています。摂動なしに進化した惑星を隔離することは、形成プロセスを制約するのに役立ちます。相互の傾きが低く、動的に摂動される可能性が低いケプラー倍数を検討します。Muldersらと同様のモデリングアプローチを適用します。（2018）、さらに半径（$R=0.3-20\、R_\oplus$）と期間（$P=0.5-730$日）の分布の2次元性を考慮します。半主軸$の場合、$M_{\rm{lim}}\proptoa^\beta\exp（-a_{\rm{in}}/a）$の形式の惑星質量の上限がわかります。a$と広範囲の$a_{\rm{in}}$と$\beta$は、比較メトリックによって観測された分布と区別できない$P$、$R$の分布を再現できます。インデックスは$\beta=1.5$と一致しており、ヒル半径内の降着によって成長が制限されている場合に予想されます。このモデルは、$P$、$R$で分離可能なPDFを想定しているモデルよりも好まれています。より長い期間に外挿された限界は、最近同定された低密度のホスト星の周りのRVで発見された惑星（$a>0.2$au、$M>1\、M_{\rm{J}}$）の軌道と一致しています。孤立質量制限成長をほのめかします。この結果の起源として、偶然の加齢に伴うバイアスの必要な状況について議論し、そのようなバイアスは可能であるが、ありそうもないと結論付けます。いくつかの惑星系が動的に摂動されたという証拠に照らして、形成段階での惑星成長の単純なモデルを再検討する価値があると結論付けます。
V892タウシステムのアーキテクチャ：バイナリとその周連星ディスク
| Title |
The_Architecture_of_the_V892_Tau_System:_the_Binary_and_its_Circumbinary_Disk |
| Authors |
Feng_Long,_Sean_M._Andrews,_Justin_Vega,_David_J._Wilner,_Claire_J._Chandler,_Enrico_Ragusa,_Richard_Teague,_Laura_M._P\'erez,_Nuria_Calvet,_John_M._Carpenter,_Thomas_Henning,_Woojin_Kwon,_Hendrik_Linz,_Luca_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02918 |
恒星と円盤の特性を制約するために、V892タウ周辺の周連星円盤の高解像度ミリメートル連続体とCO線観測を提示します。ケプラーが支配するガスディスク回転のモデルに基づいて、2つのほぼ等しい質量のA星の合計質量は$6.0\pm0.2\、M_{\odot}$と推定されます。8mmの2つの星に関連する強いイオン化ガス放出の検出は、近赤外線での以前の位置天文測定と組み合わせると、$a=7.1\pm0.1$au、$eのバイナリ軌道の更新されたビューを提供します。=0.27\pm0.1$、および$P=7.7\pm0.2$yr。これは、以前に報告された軌道周期の約半分です。バイナリ軌道面は、周連星円盤面とほぼ同一平面上にあると提案されています（相互傾斜は$\Delta=8\pm4.2$度のみです。$\Delta=113$度の別の解は、短い場合は可能性が低くなります再調整のタイムスケール）。半径0''2でピークに達する非対称のダストディスクリングは1.3mmで検出され、その暗い対応物も長い8mmと9.8mmで検出されます。COガスディスクは、ケプラーの回転が支配的ですが、内側と外側のディスクのずれが軽度であるため、SWへの内側ディスクとNEへの外側ディスクは、反対側のディスク側の対応するディスクよりも明るく見えます。ディスクの半径方向の広がり、その非対称のダストリング、およびディスクワープの存在はすべて、偏心バイナリと周連星ディスクの間の相互作用によって説明できます。これは、ゼロ以外の相互傾斜で形成されたと考えられます。外側の円盤で暫定的に検出されたガススパイラルのいくつかは、北東に4インチに位置する低質量の3次成分との相互作用によって生成される可能性があります。私たちの分析は、バイナリとディスクの相互作用の詳細を研究するための優れたベンチマークシステムとしてのV892タウの有望な使用法を示しています。
磁化されていない惑星からのイオンエスケープの推定
観測とモデルを組み合わせた、磁化されていない惑星からのイオン脱出を推定する新しい方法を提案します。上流の太陽風の状態がわかっていると仮定すると、太陽風と惑星の間の相互作用のコンピューターモデルが、さまざまな電離層イオン生成率に対して実行されます。これにより、太陽風の質量負荷が異なります。次に、バウショック位置の観測に最適なモデル実行からイオンエスケープ率を取得します。方法の例として、ハイブリッドプラズマモデルとMAVENおよびMarsExpressによる観測を使用して、2015-03-01の火星からの重イオンの脱出を1秒あたり$2\cdot10^{24}$イオンと推定します。この方法により、脱出がさまざまなパラメーターにどのように依存するか、また極端な太陽風条件での脱出率の研究が可能になり、初期の太陽系や太陽系外惑星での脱出の研究に適用できます。
20 m / s未満の位置天文信号を探す：$ \ delta $ Pavの候補木星
| Title |
Looking_for_astrometric_signals_below_20_m/s:_A_candidate_exo-Jupiter_in_$\delta$_Pav |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Norbert_Zacharias,_Charles_T._Finch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03244 |
ヒッパルコス宇宙ミッションデータと、太陽系外惑星によって引き起こされる観測された固有運動の小さな摂動を推定するために、南で最も明るい星のガイアの結果を補完および検証するように設計されたUSNO専用の地上位置天文プログラムURAT-Brightとの組み合わせを使用します。プログラムの1423個の明るい星の1つである$\delta$Pavは、長期推定値とGaiaEDR3値の間に小さな固有運動の差があり、これは予測速度$（-17、+13）に対応します。$ms$^{-1}$。この違いは、星の近接性と固有運動の印象的な精度により、RAコンポーネントの信頼度が0.994である場合に重要です。この効果は、長期のEDR3-ヒッパルコスと短期のガイアEDR3の固有運動をより小さな速度で比較することで確認されますが、形式的には絶対的な信頼性があります。近い太陽アナログ$\delta$くじゃく座には、木星に似た長周期の太陽系外惑星が潜んでいると推測されます。
低レベルジェットと火星データ同化アルゴリズムの収束
| Title |
Low-level_jets_and_the_convergence_of_Mars_data_assimilation_algorithms |
| Authors |
Todd_A._Mooring_(1_and_2),_Gabrielle_E._Davis_(1_and_3),_Steven_J._Greybush_(4)_((1)_Department_of_the_Geophysical_Sciences,_University_of_Chicago,_Chicago,_USA,_(2)_Department_of_Earth_and_Planetary_Sciences,_Harvard_University,_Cambridge,_USA,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Maryland,_Baltimore_County,_Baltimore,_USA,_(4)_Department_of_Meteorology_and_Atmospheric_Science,_The_Pennsylvania_State_University,_University_Park,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03283 |
データ同化は火星の大気科学でますます人気のある手法ですが、基礎となる大気モデルの平均状態への影響は十分に検討されていません。モデルと同化アルゴリズムの選択に対する結果の堅牢性も、さらなる研究が必要です。火星の2つの大循環モデル（MGCM）を使用してこれらの問題を調査し、特に帯状の風と温度の場に重点を置いています。マーズグローバルサーベイヤー熱放射分光計（TES）からの温度取得が、英国-ラボラトワールデメットエオロロジーダイナミク（UK-LMD）MGCMに同化され、火星分析補正データ同化（MACDA）再分析が作成される場合。冬の北半球のレベルの帯状ジェットは赤道方向にシフトし、同じMGCMからの自走制御シミュレーションと比較して弱まります。アンサンブル火星大気再解析システム（EMARS）の再解析も、TES温度の取得に基づいており、基礎となる地球物理流体力学研究所（GFDL）MGCMで実行された制御シミュレーションと比較して、ジェットの弱化（シフトがあったとしても少ない）を示しています。より高いレベルの大気を調べると、月平均の3次元温度と帯状風の場は、2つの制御シミュレーション間よりも2つの再分析間で一般的によく一致しています。MGCMの物理的パラメータ化に関する情報と併せて、さまざまな再分析と制御シミュレーションの相互比較は、全体としてEMARS制御実行のバイアスがMACDA制御実行よりも（火星大気の実際の状態と比較して）おそらく少ないことを示唆しています。将来の観察研究への影響が議論されています。
天体物理学環境における星間パンスペルミア説の検出の実現可能性
| Title |
Feasibility_of_Detecting_Interstellar_Panspermia_in_Astrophysical_Environments |
| Authors |
Claudio_Grimaldi,_Manasvi_Lingam,_Amedeo_Balbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03295 |
生命が惑星系から惑星系へと広がる可能性があるという命題（星間パンスペルミア説）には長い歴史がありますが、この仮説を観測によって検証することは困難です。星間パンスペルミア説の検出の見通しを評価するために、微生物の生存寿命、星の速度分散、噴出物の分散などのパラメーターを考慮に入れた数学モデルを開発します。イジェクタの速度分散が星の分散よりも大きい場合、生命を運ぶ惑星系のペア（統計からのペア分布関数に具体化されている）間の相関が星間パンスペルミアの効果的な診断として役立つ可能性があることを示します。さまざまな天体物理学的環境のモデルパラメータのヒューリスティック推定を提供し、散開星団と球状星団が星間パンスペルミアの実行可能性を評価するための最良のターゲットを表すように見えると結論付けます。
HETDEX [OIII]エミッターI：分光学的に選択された低質量、低金属量の銀河の低赤方偏移集団
| Title |
HETDEX_[OIII]_Emitters_I:_A_spectroscopically_selected_low-redshift_population_of_low-mass,_low-metallicity_galaxies |
| Authors |
Briana_Indahl,_Greg_Zeimann,_Gary_J._Hill,_William_P._Bowman,_Robin_Ciardullo,_Niv_Drory,_Eric_Gawiser,_Ulrich_Hopp,_Steven_Janowiecki,_Michael_Boylan-Kolchin,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Daniel_Farrow,_Steven_Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Andreas_Kelz,_Kristen_B._W._McQuinn,_Don_Schneider,_Sarah_E._Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02892 |
ホビーエバリー望遠鏡ダークエネルギー実験（HETDEX）の初期データで、測光による事前選択なしで、分光的に検出されたz<0.1の17個の低金属量（7.45<log（O/H）+12<8.12）銀河のサンプルを組み立てます。。質量と金属量の関係の最も低い質量と金属量の端を占める星形成銀河は、それらのスペクトルが通常、新しく形成された星からの放出によって支配されるため、連続体ベースの調査ではサンプリング不足になる傾向があります。[OIII]$\lambda$5007/[OII]$\lambda$3727が高い銀河を検索します。これは、金属量が低いシステムを示すことが多い、高度にイオン化された星雲の放出を意味します。ホビーエバリー望遠鏡の第2世代低解像度分光器を使用して、赤方偏移を確認し、H$\alpha$と[NIIを測定するために、各低金属量候補のより高い解像度とより広い波長範囲のフォローアップスペクトルを取得しました。]線の強さ、そして多くの場合、青い線のより深いスペクトルを取得します。私たちの銀河は、典型的な低質量銀河の質量と金属量の関係と一致していることがわかります。しかし、私たちのサンプルの銀河は、（Yanget。al。2017）で見つかった非常にまれな「ブルーベリー」銀河と同様の特定の星形成率（sSFR）を持つ傾向があります。低質量で金属量の銀河を見つけるための分光学的調査の力を説明し、典型的な矮小銀河とより極端なブルーベリー銀河の特性のハイブリッドである銀河のサンプルを見つけることを明らかにします。
EDGE-CALIFA調査：AGNホスト銀河における中心分子ガスの枯渇-消光のための煙を吐く銃？
| Title |
The_EDGE-CALIFA_Survey:_Central_molecular_gas_depletion_in_AGN_host_galaxies_--_a_smoking_gun_for_quenching? |
| Authors |
Sara_L._Ellison,_Tony_Wong,_Sebastian_F._Sanchez,_Dario_Colombo,_Alberto_Bolatto,_Jorge_Barrera-Ballesteros,_Ruben_Garcia-Benito,_Veselina_Kalinova,_Yufeng_Luo,_Monica_Rubio,_Stuart_N._Vogel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02916 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、銀河の星形成の抑制につながるメカニズムとして関係していることがよくあります。しかし、AGN駆動の消光は、AGNホストが、同様の恒星質量の非活動銀河と比較して、等しい（または過剰な）量のガスを収容する傾向があるという観測と一致させるのが困難です。この論文では、AGNフィードバックが銀河系下（kpc）スケールで発生するかどうかを調査します。これは、グローバルなガス測定では検出が難しい可能性のある影響です。EDGE-CALIFA調査から得られた分子ガス（Sigma_H2）と恒星の質量（Sigma_*）の表面密度のkpcスケールの測定値を使用して、中央AGN領域のガス分率が通常星よりも約2倍低いことを示します。形成領域。最高のスパクセル統計を持つ4つの銀河に基づくと、AGNと星形成ガスの割合の違いは、特定の銀河内でも見られます。これは、AGNフィードバックが中央の数kpcの分子ガス貯留層を枯渇させる可能性があることを示しています。
高赤方偏移銀河の局所類似体：I。ダスト放出と星形成の歴史の特徴
| Title |
Local_Analogs_to_High-Redshift_Galaxies:_I._Characterization_of_Dust_Emission_and_Star_Formation_History |
| Authors |
Skarleth_M_Moti\~no_Flores,_Tommy_Wiklind_and_Rafael_T._Eufrasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03034 |
星形成矮小銀河は、高赤方偏移銀河で期待されるものと同様の特性を持っています。したがって、これらの局所銀河は、最初の銀河の進化と、機能している物理的プロセスへの洞察を提供する可能性があります。高$z$（LAHz）銀河の11の潜在的なローカルアナログのサンプルを提示します。サンプルは青色コンパクト矮小銀河で構成されており、$1.5<z<4$の銀河に適合するスペクトルエネルギー分布を持つように選択されています。SOFIA-HAWC+観測を光学データおよび近赤外線データと組み合わせて使用して、LAHzのサンプルのダスト特性、星形成率（SFR）、および星形成履歴（SFH）を特徴付けます。ベイズ分析を使用して、2成分黒体モデルを使用してダストを特徴付けます。LIGHTNINGパッケージを使用して、LAHz銀河のスペクトルエネルギー分布をFUV-FIR波長範囲に適合させ、13.3Gyrのルックバック時間までの5つのタイムステップでSFHを導出します。11個のLAHz候補のうち、6個の銀河はSFHを持っており、1Gyrを超えるルックバック時間では星形成活動はありません。残りの銀河は、$\gtrsim$1\、Gyrの年齢で星形成の残留レベルを示しており、ローカルアナログとしてはあまり適していません。私たちのサンプルでは、気相の金属量が最も低い6つの若い銀河が際立っています。それらは、より暖かいダスト、最高の比SFR、および最高のガス質量分率を特徴としています。これらの6つの銀河の若い年齢は、星形成活動の推進力としての併合がそれほど重要ではないことを示唆しています。6つのLAHz候補は、星形成の推進におけるガスダイナミクスの役割の研究のための有望な候補です。
フィラメント状の赤外線暗黒雲の複数行の研究G351.78-0.54
1.3および0.8mmの波長帯におけるフィラメント状赤外暗黒雲G351.78-0.54のマルチライン研究の結果を提示します。一酸化炭素CO、N$_2$H$^+$、CH$_3$CCHおよびHNCOの3つのアイソトポログの線が観察されました。目的は、この雲の密集した塊の特性に重点を置いて、フィラメント状の雲の一般的な構造、その断片化、および物理的パラメーターを研究することでした。N$_2$H$^+$（3-2）データからいくつかの密集した塊が識別され、それらの質量とビリアルパラメータはC$^{18}$O（2-1）線を使用して決定されます。いくつかの塊の温度は、CH$_3$CCHおよびHNCOデータから推定されます。ほとんどすべての塊は重力的に不安定であるように見えます。C$^{18}$O（3-2）/（2-1）およびN$_2$H$^+$（3-2）/（1-0）の強度比から得られた密度推定値は次のとおりです。範囲$n\sim（0.3-3）\times10^5$cm$^{-2}$。HNCO放出は、発光IR光源IRAS17233-3606を含む最初の凝集塊に向かってのみ検出され、さらに高い密度を示します。流出にも見られます。高励起HNCO線の速度シフトは、周囲の媒体に対するホットコアの動きを示している可能性があります。一部の塊では、N$_2$H$^+$（3-2）とCOアイソトポログの間に速度シフト$\sim1$kms$^{-1}$があります。塊の中のN$_2$H$^+$（3-2）線の幅が広いことは、それらの密な内部での速度分散の増加を示しており、これは星形成プロセスに関連している可能性があります。N$_2$H$^+$の存在量は、発光IR光源に向かって低下します。
銀河内の金属に富む恒星ハローと高速で厚い円盤の元素存在量分析
| Title |
Element_abundance_analysis_of_the_metal-rich_stellar_halo_and_high-velocitythick_disk_in_the_galaxy |
| Authors |
Haifan_Zhu_and_Cuihua_Du_and_Yepeng_Yan_and_Jianrong_Shi_and_Jun_Ma_and_Heidi_Jo_Newberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03152 |
2回目のガイアデータリリース（DR2）とAPOGEE（DR16）の分光調査に基づいて、2種類の星のサンプルを定義しました。$v{\phi}>90km/s$の高速厚い円盤（HVTD）と金属が豊富な恒星ハローです。（MRSH）$v{\phi}<90km/s$。APOGEE（DR16）の高分解能スペクトルデータにより、HVTDとMRSHの元素存在量分布を正確に分析できます。これらの要素の豊富さは多次元データ空間を構成し、多次元データを処理して次元削減クラスタリングの結果を与えるアルゴリズム手法を導入しました。化学的性質の分析によると、いくつかのHVTD星は薄い円盤に由来し、いくつかのMRSH星は矮小銀河に由来する可能性があるが、両方のサンプルで同様の化学的存在特性を持つ星はその場で形成される可能性がある。
シミュレートされた銀河の長いピーナッツ型の棒の複数のパターン速度
| Title |
Multiple_pattern_speeds_in_a_long_peanut-shaped_bar_in_a_simulated_galaxy |
| Authors |
Pavan_Vynatheya,_Kanak_Saha,_Soumavo_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03183 |
棒渦巻銀河のかなりの部分が、中央領域にピーナッツ/X字型の構造を示しています。バーは単一のパターン速度で回転することが知られており、周囲の暗黒物質ハローとの力学的摩擦により、最終的には時間の経過とともに速度が低下します。ただし、パターン速度値の減衰の性質と、すべてのピーナッツバーが単一のパターン速度で回転するかどうかはまだ調査されていません。衝突のない恒星円盤のN体シミュレーションを使用して、エッジオンとフェイスオンの両方の投影で目立つ3次元ピーナッツ構造を持つ長いバーのケースを研究します。このようなバーがm=2フーリエ成分に3つの異なるピークを持っていることを示します。Tremaine-Weinberg法を使用して、パターン速度を測定し、3つのピークに関連付けられた3つの領域が異なるパターン速度で回転することを示します。ピーナッツの芯である内側の領域は、外側の領域よりもゆっくりと回転します。さらに、内側のバーのパターン速度も外側のバーよりも速く減衰し、減衰のタイムスケールは内側の部分で4.5Gyr、外側の部分で約12.5Gyrです。これは、長いピーナッツバーの内側と外側の領域間の密度と速度分散マップの体系的なオフセットとして現れます。バーダイナミクスのコンテキストでの調査結果の重要性について説明します。
| Title |
Modeling_of_Spiral_Structure_in_a_Multi-Component_Milky~Way-Like_Galaxy |
| Authors |
Sergey_Khrapov,_Alexander_Khoperskov_and_Vladimir_Korchagin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03198 |
最近の観測データを使用して、天の川銀河の円盤の多成分平衡モデルのセットを構築します。ディスクダイナミクスは、重力相互作用と気体SPH粒子の直接積分を使用した、衝突のない粒子の運動方程式の結合積分に基づいて、衝突のない気体の数値シミュレーションを使用して研究されます。約1Gyrの後、$m=$2-、3-、および4の重ね合わせで表される多腕スパイラルパターンとともに、約3kpcの半軸長を持つ顕著な中央バーが形成されることがわかります。-武装したスパイラル。シミュレーションでは、スパイラル構造とバーが少なくとも3Gyr存在します。天の川銀河の存在は、天の川銀河のサブシステムの密度分布に制限を課します。ディスク内の密度分布の半径方向のスケール長が2.6kpcを超えると、バーが形成されないことがわかります。予想通り、バーの形成もコンパクトで巨大な恒星バルジによって抑制されています。また、天の川銀河の円盤の回転曲線の最大値は、その中央領域に見られるように、棒の存在と観測者に対するその向きによる非円運動によって説明されることを示しています。
星形成に関する世界的見解：GLOSTAR銀河面調査IV。銀河中心領域の若い恒星状天体の電波連続体検出
| Title |
A_global_view_on_star_formation:_The_GLOSTAR_Galactic_plane_survey_IV._Radio_continuum_detections_of_young_stellar_objects_in_the_Galactic_Centre_region |
| Authors |
H._Nguyen,_M._R._Rugel,_K._M._Menten,_A._Brunthaler,_S._A._Dzib,_A._Y._Yang,_J._Kauffmann,_T._Pillai,_G._Nandakumar,_M._Schultheis,_J._S._Urquhart,_R._Dokara,_Y._Gong,_S-N._X._Medina,_G._N._Ortiz-Le\'on,_W._Reich,_F._Wyrowski,_H._Beuther,_W._D._Cotton,_T._Csengeri,_J._D._Pandian,_and_N._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03212 |
銀河中心の周りの$\sim$200pcサイズの領域である中央分子ゾーン（CMZ）は、利用可能な高密度ガスに対して抑制された星形成率（SFR）を示すという点で独特です。CMZのSFRを研究するために、若い恒星状天体（YSO）を調査することができます。ここでは、YSO候補として識別された334個の2.2$\mu$m赤外線源の電波観測を示します。私たちの目標は、CMZの現在のSFRを制約するために使用するYSO候補のこのサンプルに対応するセンチメートル波長の無線連続体の存在を調査することです。GLOSTAR調査の一環として、銀河中心のD構成VLAデータが取得され、-2$^{\circ}<l<$2$^{\circ}$および-1$^{\circ}<bをカバーしています。<$1$^{\circ}$、周波数範囲は4〜8GHz。選択基準に基づいてYSOを電波連続源と照合し、これらの電波源を潜在的なHII領域として分類し、それらの物理的特性を決定しました。334のYSO候補のうち、35が無線連続体の対応物であることがわかりました。94個のYSOが、870$\mu$mATLASGAL調査で特定された高密度のダスト凝縮に関連していることがわかりました。そのうち、14個にはGLOSTARの対応物があります。無線対応の35のYSOのうち、11は、スペクトルインデックスと文献に基づいて、HII領域として確認されています。電離星の質量を推定するために、ライマン連続光子束を推定しました。これらを既知のソースと組み合わせると、CMZの現在のSFRは$\sim$0.068M$_{\odot}$yr$^{-1}$と計算されます。これは、$\sim$6.8$\％$です。銀河系SFR。無線の対応物がない候補YSOは、HII領域を示す段階にまだ進化していないか、逆に、より古く、出生時の雲を分散させている可能性があります。多くは粉塵の放出がないため、後者の可能性が高くなります。CMZでのSFRの見積もりは、以前の文献の見積もりと一致しています。
| Title |
A_hidden_population_of_high-redshift_double_quasars_unveiled_by_astrometry |
| Authors |
Yue_Shen,_Yu-Ching_Chen,_Hsiang-Chih_Hwang,_Xin_Liu,_Nadia_Zakamska,_Masamune_Oguri,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Joseph_Lazio,_Peter_Breiding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03298 |
銀河の合体は初期の宇宙で頻繁に起こり、複数の超大質量ブラックホール（SMBH）を核にもたらし、そこで最終的に合体する可能性があります。合併後の規模（つまり、数kpc未満）のデュアルSMBHを特定することは、それらの動的な進化とその後の合併を理解するための重要な経路です。z<1でkpcスケールのデュアルSMBHを偶然に発見することは可能ですが、そのようなシステムはz>2ではとらえどころのないものですが、SMBH合併の先祖を制約するために重要です。赤方偏移z〜2はまた、発光クエーサーのピーク活動のエポックを示します。したがって、高赤方偏移でこの空間レジームを精査することは、クエーサーの進化を理解する上で特に重要です。ただし、厳しい解像度要件を考えると、現在、z>2で確認された<10kpcの物理SMBHペアはありません。ここでは、新しい位置天文手法を使用したターゲット検索から発見された、z>2の2つのサブアークセックダブルクエーサーを報告します。これは、この体系的なアプローチで高い成功率（〜50％）を示しています。これらの高赤方偏移の二重クエーサーは、長い間求められていたkpcスケールのデュアルSMBH、またはサブアークセックの重力レンズクエーサー画像である可能性があります。これらの二重クエーサーの1つ（z=2.95）は、光学分光法で空間的に分解され、3.5kpc（0.46"）の投影間隔を持つ物理的なクエーサーペアのシナリオをわずかに支持します。これによって発見された二重クエーサーの追跡観測ターゲットを絞ったアプローチは、z>2でkpcスケールのデュアルSMBHに最初の観測制約を提供することができます。
星間H $ _2 $ CCCHC $ _3 $ Nの検出
| Title |
Detection_of_Interstellar_H$_2$CCCHC$_3$N |
| Authors |
C._N._Shingledecker,_K._L._K._Lee,_J._T._Wandishin,_N._Balucani,_A._M._Burkhardt,_S._B._Charnley,_R._Loomis,_M._Schreffler,_M._Siebert,_M._C._McCarthy,_B._A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03347 |
分子雲で一般的に観察される小さな有機分子を、遍在する未確認の赤外線放射バンドのキャリアであると長い間疑われている大きくて複雑な多環式種に結び付ける化学的経路は不明なままです。コールドコアで観察される単環式および多環式分子の形成が、遍在する炭素鎖種と、例えば、原子状水素、GOTHAM（芳香族分子のTMC-1ハンティングのGBT観測）プロジェクトの一部として取得されたデータ内の可能な中間体の検索が行われます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ソースモデルを実行して、カラム密度と励起温度を取得しました。天体化学モデルを実行して、C$_6$NとHC$_6$Nの水素化、およびC$_3$Nと両方のプロピン間の純粋な気相反応を含む新しい粒子表面経路を含む可能な形成経路を調べました。（CH$_3$CCH）とアレン（CH$_2$CCH$_2$）、および反応CN+H$_2$CCCHCCHを介して。ロバートC.バード100mグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用して、TMC-1冷たい雲に向かって宇宙でシアノアセチレンアレン（H$_2$CCCHC$_3$N）が最初に検出されたことを報告します。シアノアセチレンアレンは、コールドコアの特徴であるシアノポリインなどの不飽和炭素鎖と、シアノシクロペンタジエンなどの最近発見された環状種との間の中間体を表している可能性があります。私たちのモデルの結果は、特に気相アレンベースの形成ルートが、$2\times10^{11}$cm$^{-2}のカラム密度に一致するH$_2$CCCHC$_3$Nの存在量を生成することを示しています。$は、MCMCソースモデルから取得され、粒子表面ルートは、環状分子の前駆体として潜在的に重要である可能性のある大量の氷上を生成します。
JCMTグールドベルト調査：OB星による放射加熱
| Title |
The_JCMT_Gould_Belt_Survey:_radiative_heating_by_OB_stars |
| Authors |
Damian_Rumble,_Jennifer_Hatchell,_Helen_Kirk,_and_Kate_Pattle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03353 |
放射フィードバックは、その後の星形成に影響を与える可能性があります。JCMTグールドベルト調査では、局所的な星形成領域のOB星からの加熱を定量化します。ダスト温度は、固定ダスト不透明度スペクトルインデックス$\beta=1.8$を想定して、JCMTでのSCUBA-2観測からの450/850ミクロンフラックス比から計算されます。平均ダスト温度は、サブミリ波の塊ごとに、その地域の主要なOB星からの予測距離とともに計算されます。温度対距離は、OB星放射によるダスト加熱に加えて、星間放射フィールドと光学的に薄い放射によるダスト冷却の単純なモデルに適合します。スペクトル型によって熱源を分類すると、O型星は、40Kを超える温度と、少なくとも2.4pcまでの大幅な加熱で、最大の塊の平均温度上昇と最大の加熱範囲を生み出します。初期型のB型星（B4以上）は、20Kを超える温度と、0.4pcを超えるかなりの加熱を生成します。後期型B型星は、0.2pc以内でわずかな加熱効果を示します。与えられた投影距離に対して、その領域内の他の明るい星による局所的な加熱、投影効果、またはシャドウイング効果に起因する塊の温度に大きなばらつきがあります。これらの局所的な「低質量」星形成領域でさえ、放射フィードバックはパーセクスケールに影響を及ぼしており、星間のみによる加熱から予想される15Kの基本温度より少なくとも3K高い温度に加熱された塊の24％があります。放射場、および24Kの加熱された塊の平均ダスト温度。
楕円銀河の星の運動学に対するハイブリッド重力の考えられる影響
| Title |
Possible_effects_of_Hybrid_Gravity_on_stellar_kinematics_in_elliptical_galaxies |
| Authors |
V._Borka_Jovanovi\'c,_D._Borka,_P._Jovanovi\'c,_S._Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03357 |
楕円銀河の基本平面を使用して、いわゆるハイブリッド重力を制約します。これは、一般相対性理論が$f（\calR）$重力のメトリックアフィンパラティーニ形式のさらなる自由度によって改善される修正重力理論です。基本平面は楕円銀河のグローバルな特性に関連しているため、弱い場の限界でハイブリッド重力のパラメーターに関する観測上の制約を得ることができます。また、楕円銀河の速度分布を分析し、ハイブリッド重力の場合の理論結果と楕円銀河の天文データを比較します。このようにして、ハイブリッド重力パラメーター$m_\phi$と$\phi_0$を制約することができます。基本平面、つまり$v_c/\sigma$関係を、弱い場の限界におけるさまざまな重力理論を調べるための標準ツールとして使用できることを示します。ハイブリッド重力は、暗黒物質の仮説なしに、異なる星の運動学を持つ楕円銀河を説明できると結論付けています。
機械学習によるルービンの銀河であるUGC2885のスペクトルの予測
| Title |
Predicting_the_spectrum_of_UGC_2885,_Rubin's_Galaxy_with_machine_learning |
| Authors |
Benne_W._Holwerda_(University_of_Louisville),_John_F._Wu_(STSCI,_JHU),_William_C._Keel_(University_of_Alabama),_Jason_Young_(Mount_Holyoke_College),_Ren_Mullins_(University_of_Louisville),_Joannah_Hinz_(Steward_Observatory,_MMT_Observatory),_K.E._Saavik_Ford_(CUNY,_AMNH,_Flatiron),_Pauline_Barmby_(University_of_Western_Ontario),_Rupali_Chandar_(University_of_Toledo),_Jeremy_Bailin_(University_of_Alabama),_Josh_Peek_(STSCI/JHU),_Tim_Pickering_(Steward_Observatory,_MMT_Observatory),_Torsten_B\"oker_(ESA/STSCI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03377 |
Wu＆Peek（2020）は、機械学習（ML）を使用して、Pan-STARRSブロードバンド\textit{grizy}画像に基づいてSDSS品質のスペクトルを予測します。この手紙では、ローカル宇宙で最大かつ最も巨大な孤立した円盤銀河（$D<100$Mpc）であるユニークなオブジェクトUGC2885（「ルービン銀河」）の予測をテストします。ML予測スペクトルを取得した後、中央領域のSDSSスペクトルに匹敵するすべての既存の分光情報と比較します。2つのアーカイブスペクトル、1つはこの銀河のVIRUS-P観測から抽出されたもの、もう1つは新しいターゲットMMT/です。Binospecの観察。ML予測では、アーカイブおよびVIRUS-Pの観測値と比較して、活動銀河核（AGN）の線比よりもわずかに高い線比が優先されますが、一致は質的に良好です。MMT/Binospec核スペクトルは、H$\beta$を除いて強い輝線を明確に示しており、その比率はAGN活動と一致しています。銀河スペクトルへのMLアプローチは、NIRカラーを補足するAGNを識別するための実行可能な方法である可能性があります。相互作用や合併の兆候を特徴的に示さないこのような巨大な円盤銀河（$M^*=10^{11}$M$_\odot$）が、どのようにして中央のAGNに燃料を供給しているのかはまだ調査されていません。
湯川重力におけるS2星の軌道歳差運動に及ぼすバルク質量分布の影響
この研究では、重力子の質量制約を得るために、湯川重力を数十から数千天文単位（AU）の範囲のスケールで制約するために、銀河中心の周りで観測されたS2軌道の可能なアプリケーションを調査します。私たちのモデルでは、物質のバルク分布（星団、星間ガス分布、暗黒物質を含む）が銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の近くに存在すると仮定します。物質の質量密度のさまざまな値に対して軌道歳差運動角度の値を取得し、軌道歳差運動の値が一般相対性理論（GR）と同じである必要があります。その要求から、重力パラメータ$\lambda$と重力子質量の上限値を決定します。拡張質量の密度が高い場合、パラメータ$\lambda$の最大許容値が小さくなり、重力子質量の上限が高くなることがわかりました。それは、拡張された質量が逆行軌道歳差運動を引き起こすという事実によるものです。この研究は、銀河中心での重力ポテンシャル、湯川重力モデルのパラメーター$\lambda$を評価し、重力子の質量を制限するための非常に効率的なツールであると信じています。
最初の星形成に対する電磁流体力学的効果：星前のコア崩壊と原始星形成
| Title |
Magnetohydrodynamic_effect_on_first_star_formation:_prestellar_core_collapse_and_protostar_formation |
| Authors |
Kenji_Eric_Sadanari,_Kazuyuki_Omukai,_Kazuyuki_Sugimura,_Tomoaki_Matsumoto_and_Kengo_Tomida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03430 |
最近の理論的研究は、磁場が宇宙の最初の星形成に決定的な役割を果たす可能性があることを示唆しています。しかし、最初の星形成に対する磁場の影響はまだよく理解されていません。この研究では、自己無撞着な熱進化を伴う磁化された原始ガスコアの崩壊を研究するために、関連するすべての冷却プロセスと原始星密度までの非平衡化学反応を考慮に入れて、3次元電磁流体力学シミュレーションを実行します。我々の結果は、磁力線に沿った収縮を磁力が妨げないため、中心コアの熱変化は磁場の影響をほとんど受けないことを示しています。また、磁気制動はコアから角運動量を抽出し、磁場の初期強度に応じて断片化を抑制することもわかりました。流出は崩壊の後期にのみ開始されるため、磁気流出による角運動量輸送は、磁気制動によるものよりも効果的ではありません。私たちの結果は、磁気効果が電界強度にとって重要になることを示しています$B>10^{-8}（n_{\rmH}/1\\rmcm^{-3}）^{2/3}\\rmG$、ここで$n_{\rmH}$は、崩壊段階での数密度です。最後に、順圧近似を使用したシミュレーションと結果を比較し、この近似が少なくとも崩壊段階では妥当であることを確認します。それにもかかわらず、原始星による放射フィードバックが重要な役割を果たす降着段階にシミュレーションを拡張するには、熱的および化学的プロセスの自己無撞着な処理が不可欠です。
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_UV-Optical_Accretion_Disk_Measurements_with_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Y._Homayouni,_Megan_R._Sturm,_Jonathan_R._Trump,_Keith_Horne,_C._J._Grier,_Yue_Shen,_W._N._Brandt,_Gloria_Fonseca_Alvarez,_P._B._Hall,_Luis_C._Ho,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Mouyuan_Sun,_B._M._Peterson,_and_D._P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02884 |
0.24<z<0.85での8つのクエーサーのサンプルのUV光学反響マッピング観測からの降着円盤構造測定を提示します。紫外線測光は、ハッブル宇宙望遠鏡の2サイクルの監視と、ラスクンブレス天文台ネットワークおよびリバプール望遠鏡によるマルチバンド光学監視から行われます。ターゲットは、スローンデジタルスカイサーベイの残響マッピング（SDSS-RM）プロジェクトのサンプルから選択され、Hbetaの残響マッピングの結果から信頼性の高いブラックホールの質量が測定されました。JAVELINおよびCREAM法を使用して、UVとさまざまな光学グリズバンド間の有意なラグを測定します。マルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して降着円盤構造を適合させるために、両方の方法からの有意な遅れの結果を使用します。降着円盤を、ディスクの正規化、温度スケーリング、および効率の関数として研究します。離散波長範囲にわたるバルマーおよびFeII線からの拡散輝線星雲の直接的な証拠を見つけます。また、最適なディスクカラープロファイルは、Shakura\＆Sunyaevディスクモデルとほぼ一致していることもわかりました。UV光学ラグを、同じクエーサーの光学光学ラグから推測されたディスクサイズと比較し、結果が、より広い母集団の限られた高ラグサブセットから抽出されたこれらのクエーサーと一致していることを確認します。したがって、我々の結果は、例えば、ディスク応答に寄与する電離コロナおよび/または磁気加熱の非ゼロサイズのために、クエーサーのサブセットでより長いディスクラグを示唆するモデルと概ね一致しています。
PREX-IIの影響、PSRJ0740 + 6620の改訂された質量測定、および高密度物質の状態方程式に対するNICER観測の可能性
| Title |
Impact_of_PREX-II,_the_revised_mass_measurement_of_PSRJ0740+6620,_and_possible_NICER_observation_on_the_dense_matter_equation_of_state |
| Authors |
Bhaskar_Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02886 |
この論文では、以下の実験室実験と中性子星（NS）の天体物理学的観測が、その状態方程式（EoS）に与える影響について説明します。（a）$\rm^{208}\の中性子皮膚厚の新しい測定！PREX-II実験によるPb$、$R_{\rmskin}^{208}=0.29\pm0.07$fm。（b）PSRJ0740+6620の質量測定は、追加の$\sim1.5$年のパルサータイミングデータを含めることにより、わずかに下方修正されました。（c）おそらくPSRJ0030+0451と同様のサイズを持つPSRJ0740+6620の半径の測定値を与える可能性のあるNICER観測。ベイズ統計を使用してこれらの情報を、ハイブリッド核+区分的ポリトロープEoSパラメーター化を使用したNSの以前のLIGO/VirgoおよびNICER観測と組み合わせます。調査結果は次のとおりです。（a）。PREX-IIの結果を追加すると、経験的パラメーター$L=69^{+16}_{-16}$MeV、$R_{\rmskin}^{208}=0.20_{-0.04}^{+0.04の値が得られます。}$fm、および$1.4M_{\odot}$（$R_{1.4}）=12.66_{-0.47}^{+0.38}$kmの半径（$1\sigma$信頼区間（CI））。PREX-IIによる$R_{\rmskin}^{208}$の測定の不確実性ははるかに広いため、これらの推定値は主に天体物理学的観測の組み合わせによって支配されていることがわかります。ただし、$R_{\rmskin}^{208}$をより適切に測定すると、$R_{1.4}$に対する制約が厳しくなります。（b）PSRJ0740+6620の改訂された質量測定は、NSEoSにごくわずかな影響しか及ぼしません。（c）NICERの観測の可能性は、$90\％$CIで$\sim\pm5\％$の精度内で$R_{1.4}$を推定するのに役立つ可能性があります。これは非常に印象的です。
| Title |
The_EXTraS_Project:_Exploring_the_X-ray_transient_and_variable_sky |
| Authors |
A._De_Luca,_R._Salvaterra,_A._Belfiore,_S._Carpano,_D._D'Agostino,_F._Haberl,_G.L._Israel,_D._Law-Green,_G._Lisini,_M._Marelli,_G._Novara,_A.M._Read,_G._Rodriguez-Castillo,_S.R._Rosen,_D._Salvetti,_A._Tiengo,_G._Vianello,_M.G._Watson,_C._Delvaux,_T._Dickens,_P._Esposito,_J._Greiner,_H._Haemmerle,_A._Kreikenbohm,_S._Kreykenbohm,_M._Oertel,_D._Pizzocaro,_J.P._Pye,_S._Sandrelli,_B._Stelzer,_J._Wilms,_F._Zagaria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02895 |
フラックスとスペクトル形状の時間的変動はX線の空に遍在し、線源の性質と放出物理学に関する重要な情報を運びます。XMM-Newton天文台に搭載されているEPIC機器は、微弱なソースでも変動を研究するための最も強力なツールです。毎日、何百もの新しい偶然の情報源に関する大量の情報を収集しますが、結果として得られる巨大な（そして成長している）データセットは、時間領域ではほとんど調査されていません。X線過渡変動空の探索（EXTraS）と呼ばれるプロジェクトは、XMM-Newtonアーカイブ内のすべての時間領域情報を体系的に抽出しました。これには、タイムスケールが8桁以上、フラックスが6桁を超える数十万のソースにおける周期的および非周期的変動の検索と特性評価、および標準的な画像分析では見逃された高速トランジェントの検索が含まれていました。。すべての結果、製品、およびソフトウェアツールは、公開アーカイブでコミュニティにリリースされています。科学ゲートウェイも実装されており、ユーザーは最近のXMMデータセットに対してEXTraS分析をリモートで実行できます。データの準備、ソースとバックグラウンドのモデリング、時系列とパワースペクトルの生成、さまざまなタイプの変動の検索と特性評価など、EPICデータ分析のすべてのステップを実行するために設計および実装された新しいアルゴリズムについて詳しく説明します。結果と製品について説明し、それらの基本的な統計的特性に関する情報と使用法に関するアドバイスを提供します。また、利用可能なオンラインリソースについても説明します。結果とその補助製品のEXTraSデータベースは、天体物理学のほぼすべての分野におけるあらゆる種類の調査のための豊富なリソースです。私たちのプロジェクトから学んだアルゴリズムと教訓は、時間領域での現在および将来の実験の非常に有用なリファレンスでもあります。
若い超新星残骸の電磁流体力学シミュレーションとそれらのエネルギー変換段階
| Title |
Magneto-hydrodynamic_simulations_of_young_supernova_remnants_and_their_energy-conversion_phase |
| Authors |
O.Petruk,_T.Kuzyo,_S.Orlando,_M.Pohl,_R.Brose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02938 |
超新星残骸（SNR）は、親SN爆発に関する豊富な情報源になる可能性があります。したがって、SNのフェーズからSNRのフェーズへの移行を調査することは、これら2つの進化のフェーズをリンクするために重要です。ここでは、初期膨張段階からセドフ段階への移行と、この移行において磁場が果たす役割に大きな注意を払いながら、SNRの初期の発達をより詳細に研究することを目指しています。この目的のために、SNRの球形電磁流体力学シミュレーションを実行して、若いSNRの磁場の進化を研究し、放射前の時代におけるSNRの進化段階のシーケンスを調査しました。SNRに関連するパラメータの広い空間をカバーする3つの超新星タイプ、すなわちSNIa、SNIc、およびSNIIPの残骸が考慮されます。グローバル特性の変化と空間分布の発達が分析されます。磁場の半径方向成分が前方衝撃波の下流で急速に低下することが示されています。したがって、いくつかの若いSNRで観察された放射状に整列した偏光パターンは、1次元MHDシミュレーションでは再現できません。SNRが最も初期のイジェクタ駆動相からセドフ相への移行にかかる期間は十分に長く、その独特の物理的特徴により、エネルギーがほとんど運動成分から熱成分と運動成分の間の固定比に変換されます。この移行は、SNR進化スキームのフェーズとして区別する価値があります。SNR進化の段階の更新されたシーケンスは、（ガスの）自由膨張-エネルギー変換-セドフ-テイラー-断熱後-放射である可能性があります。
AstroSatおよびNICER観測を使用したMAXIJ1348-630のブロードバンドスペクトルおよびタイミング特性
| Title |
Broadband_Spectral_and_Timing_Properties_of_MAXI_J1348-630_using_AstroSat_and_NICER_Observations |
| Authors |
V._Jithesh,_Ranjeev_Misra,_Bari_Maqbool_and_Gitika_Mall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03066 |
5つの同時{\itAstroSat}および{\itNICER}観測を使用して、新しい銀河X線トランジェントMAXI〜J1348--630の広帯域X線スペクトルタイミング分析を提示します。{\itAstroSat}データを使用したスペクトル分析により、最初の3つの観測ではソフト状態にあり、次の2つの観測ではかすかに明るいハード状態にあるソースが特定されます。タイプCおよびタイプAクラスに属する$\sim0.9$および$\sim6.9$\、Hzでの準周期的振動が検出されます。ソフト状態では、{\itAstroSat}/LAXPC（3--80keV）1つで、ディスクの変動がComptonizationコンポーネントよりも大幅に少ないことを確認します。初めて、0.5〜80keVのエネルギー帯域でのエネルギー依存の二乗平均平方根とタイムラグが、明るいハード状態の観測を使用して、さまざまなフーリエ周波数で測定されました。明るいハード状態ではハードタイムラグが検出されますが、かすかなタイムラグはソフトラグの証拠を示します。シングルゾーン伝搬モデルは、LAXPCの結果に適合し、CygnusX--1およびMAXIJ1820+070で得られたものと同様のパラメーターで3〜80keVのエネルギーバンドを実現します。モデルをより低いエネルギーに拡張すると、定性的な類似性が明らかになりますが、{\itNICER}の結果とは量的な違いがあります。これらの不一致は、{\itNICER}と{\itAstroSat}のデータが厳密に同時ではなく、単純な伝播モデルがディスクの放出を考慮していないことが原因である可能性があります。結果は、{\itNICER}と{\itAstroSat}によるそのようなシステムのより共同の調整された観測の必要性を強調しています。
候補の高質量X線連星HD3191の軌道および準軌道周期の決定
この論文の最終的な目的は、定期的に繰り返される物理的条件下での高エネルギープロセスを研究するための実験室としてのガンマ線対応物を備えたX線連星のまばらなグループを拡大することです。候補システムのフォローアップが実施されました。位相分散最小化とCLEAN法を使用した周期分析とともに、光学領域で測光技術と分光技術の両方を適用しました。暫定期間検索もガンマ線領域で実施されました。私たちの主な結果は、フェルミガンマ線源4FGLJ0035.8+6131に向けて、光学星とX線エミッターHD3191の連星の性質を確立したことです。HD3191の場合、約0。6日間の回転または脈動の可能性のある期間とともに、16日に近い公転周期が報告されています。これまでのフェルミ光度曲線には軌道サイクルの説得力のある証拠は見つかりませんでしたが、4FGLJ0035.8+6131に向かう高質量X線連星の存在が確認されたことで、その真の性質について注意する必要が高まりました。
銀河バルジに向けた2つの極端な急峻なスペクトルの偏光電波源
| Title |
Two_Extreme_Steep-Spectrum,_Polarized_Radio_Sources_Towards_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
S._D._Hyman,_D._A._Frail,_J._S._Deneva,_N._E._Kassim,_S._Giacintucci,_J._E._Kooi,_T._J._W._Lazio,_I._Joyner,_W._M._Peters,_V._Gajjar,_A._P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03282 |
銀河バルジの進行中の調査から、私たちは多くのコンパクトで急なスペクトルの電波源を発見しました。この現在の研究では、銀河中心から43分角と12.7度に位置する、これらのソースのうちの2つについてより詳細な観測を実行しました。両方の光源は非常に急なスペクトル（アルファ〜-3）を持ち、コンパクトで、角度サイズの上限は1〜2秒角です。それらのフラックス密度は、年、月、時間のタイムスケールで比較的安定しているように見え、急速な変動や一時的な動作の兆候はありません。両方の光源からの有意な円偏光放射を検出しますが、直線偏光の弱い限界または上限のみを検出します。どちらの光源にも他の波長の対応物がなく、深く高周波の検索では脈動を見つけることができません。それらの線源特性を、バルジ内の他の既知のコンパクトな非熱源集団（X線連星、マグネター、バーパー、激変星など）と比較します。私たちの既存のデータは、それらが膨らみまたは視線に沿って、散乱拡大ミリ秒またはリサイクルパルサーであるという仮説を支持しています。また、パルサーと同様の特性を共有しているが脈動がない銀河電波源の新しい集団である可能性も考慮しています。将来の大規模なシノプティック調査で検証できる仮説。
オブザーバー傾斜のプローブとしてのブラックホール画像の明るさの非対称性
| Title |
Brightness_Asymmetry_of_Black_Hole_Images_as_a_Probe_of_Observer_Inclination |
| Authors |
Lia_Medeiros,_Chi-Kwan_Chan,_Ramesh_Narayan,_Feryal_Ozel,_and_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03424 |
イベントホライズンテレスコープは最近、M87銀河の中心にある超大質量ブラックホールの画像をキャプチャしました。これは、南側が北側よりわずかに明るいリング状の放射構造を示しています。リングに沿った輝度プロファイルのこの比較的弱い非対称性は、観測者の低い傾斜（M87では約17度）の結果として解釈され、ほぼ相対論的であるために期待される可能性のあるドップラービームおよびブースト効果を抑制します。軌道を回るプラズマの速度。この作業では、一般相対論的電磁流体力学シミュレーションの大規模なスイートを使用して、この議論の妥当性を再評価します。明示的な反例を構築することにより、画像が低輝度の非対称性を持つためには、低傾斜で十分であるが必須ではない条件であることを示します。ブラックホールの地平線に近い累積磁束が高く（いわゆる磁気停止ディスク）、ブラックホールのスピンが低い降着流モデルの角速度は、同じ場所にあるテスト粒子の軌道速度よりも大幅に小さくなっています。その結果、このようなモデルは、端を向いて見た場合でも、輝度の非対称性が低い画像を生成できます。
軌道下および軌道高度から直接観測された宇宙線の広範囲の空気シャワーによる光学チェレンコフ信号のモデル化
| Title |
Modeling_the_Optical_Cherenkov_Signals_by_Cosmic_Ray_Extensive_Air_Showers_Directly_Observed_from_Sub-Orbital_and_Orbital_Altitudes |
| Authors |
Austin_Cummings_and_Roberto_Aloisio_and_Johannes_Eser_and_John_Krizmanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03255 |
軌道下および軌道高度からの地球の大気の観測に基づく将来の実験では、地球とその大気の両方との相互作用を介して高エネルギー宇宙線によって生成される大規模な空気シャワーを観測するための光学チェレンコフカメラを含める予定です。他の場所で議論されているように、特に関連するのは、天体物理学的ニュートリノがスキミングして地球内で相互作用することによって開始される上向きに動くシャワーの場合です。チェレンコフカメラは、地球の四肢の上を見ることで、PeV未満から最高エネルギー（数十EeV）までのエネルギーを持つ宇宙線を検出することもできます。カスタマイズされた計算スキームを使用して、これらの高エネルギー宇宙線から予想される光学チェレンコフ信号を決定し、超高エネルギーに搭載された極限宇宙宇宙天文台に焦点を当てて、バルーン搭載および衛星ベースの機器の感度とイベント率を推定しますBalloon2（EUSO-SPB2）およびProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）実験。予想されるイベント率は、実験ライブ時間の1時間あたり数百イベントよりも大きいことがわかり、軌道下および軌道高度からのチェレンコフ検出技術の有望な全体的なテストと、機器の応答。
太陽プラージュ領域のシミュレーションにおける遅い磁気音響波は、彩層を加熱するのに十分なエネルギーを運びます
| Title |
Slow_magneto-acoustic_waves_in_simulations_of_a_solar_plage_region_carry_enough_energy_to_heat_the_chromosphere |
| Authors |
Nitin_Yadav,_Robert_H._Cameron_and_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02932 |
乱流対流によって自然に励起される低速の磁気音響波の特性を研究し、3次元（3D）放射-MHDシミュレーションを使用してプラージュ領域のエネルギーバランスにおけるそれらの役割を調査します。速度の縦方向と縦方向（つまり、表面に垂直な成分）の両方の成分について、水平方向に平均化された（ドメイン全体にわたる）周波数パワースペクトルを計算します。結果を観測値と比較するために、FWHMが100kmと200kmのガウスカーネルを使用してシミュレーションデータを劣化させ、速度の垂直成分の水平方向に平均化されたパワースペクトルを計算します。kG磁束濃度のコアの力線で平均化された速度の縦成分のパワースペクトルは、振動の支配的な周期が光球の約6.5分から彩層の約4分にシフトすることを明らかにしています。同時に、ドメイン全体で水平方向に平均化された速度パワースペクトルは、低周波（約6.5分周期）が彩層に十分に到達する可能性があることを示しています。重要なことに、異なる磁力線に沿って伝播する5mHzを超える周波数の波は、単一の磁気濃度内でも互いに位相がずれていることがわかります。さまざまな有効解像度での速度の垂直成分の水平方向に平均化されたパワースペクトルは、200kmの高い空間解像度で実行された観測から決定されたとしても、観測された音波エネルギーフラックスが3倍過小評価されていることを示しています。私たちの結果は、縦波が太陽プラージュの彩層を加熱するのに（ちょうど）十分なエネルギーを運ぶことを示しています。現在の観測（空間分解能が約200km）では、観測の空間分解能が低い場合、エネルギーフラックスが約3倍以上過小評価されていると推測されます。
新たな活動領域における磁気リコネクションによる太陽静止コロナループの形成
| Title |
Formation_of_solar_quiescent_coronal_loops_through_magnetic_reconnection_in_an_emerging_active_region |
| Authors |
Zhenyong_Hou,_Hui_Tian,_Hechao_Chen,_Xiaoshuai_Zhu,_Zhenghua_Huang,_Xianyong_Bai,_Jiansen_He,_Yongliang_Song,_and_Lidong_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03199 |
コロナループは、太陽活動領域の構成要素です。しかし、それらの形成メカニズムはまだよく理解されていません。ここでは、新しい磁束が太陽大気に出現する際の磁気リコネクションによる冠状ループの形成の直接的な観測証拠を提示します。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）の極紫外線観測は、プラズマシート内の磁気リコネクションに続いて新しく形成されたループを明確に示しています。ループの形成は、新しい真空太陽望遠鏡によって撮影されたh{\alpha}ラインコア画像にも見られます。SDOに搭載された日震学および磁気イメージャからの観測は、冠状ループが形成される前に、正の極性のフラックス濃度が約0.4km/sの速度で負の極性のフラックス濃度に向かって移動することを示しています。ループ形成プロセス中に、フラックスキャンセルとそれに続く2つの極性間の横磁場の増強の兆候が見つかりました。磁気静水圧モデルによって再構築された3次元磁場構造は、AIA画像のループと一致する磁力線を示しています。平均幅1.37mmの多数の明るい塊がプラズマシートに断続的に現れ、約114km/sの投影速度で上向きに移動します。これらのブロブの温度、放出測定値、および密度は、それぞれ約3MK、2.0x10^（28）cm^（-5）および1.2x10^（10）cm^（-3）です。これらのブロブのパワースペクトル分析は、観測された再接続が乱流プロセスによって支配されていない可能性が高いことを示しています。また、新しく形成されたコロナループのフットポイントに向かう速度20〜50km/sの流れを特定しました。
通常のII型超新星の鉄収量
ここでは、放射性テールの光度から計算された、110個の通常のII型超新星（SNeII）の$^{56}$Ni質量推定値を示します。このサンプルは、文献のSNeで構成されており、爆発から95〜320日以内に単一の光学バンドで少なくとも3回の測光測定が行われます。見かけの等級をボロメータに変換するために、光学測光と近赤外測光を備えたサンプルの15SNeと、観測されていないフラックスを説明する3セットのSNII大気モデルを使用して、ボロメータ補正（BC）を計算します。$I$-および$i$バンドは、BC手法による光度の推定に最も適していることがわかります。SNサンプルの$^{56}$Ni質量分布は、それぞれ最小および最大0.005および0.177M$_{\odot}$であり、選択バイアス補正された平均は$0.037\pm0.005$Mです。$_{\odot}$。後者の値と2セットのコア崩壊（CC）元素合成モデルの鉄同位体比を使用して、通常のSNeIIの平均鉄収量$0.040\pm0.005$M$_{\odot}$を計算します。この結果を他のCCSNサブタイプの最近の平均$^{56}$Ni質量測定値と組み合わせると、CCSNeの平均鉄収量$<$0.068M$_{\odot}$が推定されます。ここで、通常のSNeIIの寄与は次のとおりです。$>$36パーセント。また、$^{56}$Ni質量と急勾配パラメータ（$S$）の間の経験的関係は、通常のSNeIIの$^{56}$Ni質量の測定にはあまり適していないこともわかりました。代わりに、$^{56}$Niの質量、$S$と、爆発から50日後の絶対等級との相関関係を示します。後者では、通常のSNeIIの$^{56}$Ni質量を約30％の精度で測定できます。
白色矮星における磁場の影響
この研究では、磁気白色矮星に対する温度の影響を研究します。それらの内部を、相対論的な自由フェルミガスの電子に囲まれた原子核格子としてモデル化し、温度、ランダウ準位、異常磁気モーメントの影響を考慮します。低密度（星の外側の領域に対応）では、温度と磁場の両方の影響が、微視的な熱力学的量の計算に重要な役割を果たすことがわかります。一般相対論的アプローチの範囲内で巨視的な恒星構造を研究するために、粒子構成ごとの固定エントロピーについてアインシュタインとマクスウェルの連立方程式を数値的に解き、温度が恒星磁場プロファイル、質量、半径にどのように影響するかについて説明します。
非常にコンパクトなソースの周りの第5の力のスクリーニング
| Title |
Fifth-Force_Screening_around_Extremely_Compact_Sources |
| Authors |
Clare_Burrage,_Benjamin_Elder,_Peter_Millington,_Daniela_Saadeh,_Ben_Thrussell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14564 |
多くの非線形スカラー場の理論は、密集した環境で関連する第5の力を抑制することができるスクリーニングメカニズムを備えています。結果として、これらの理論は、新しい力の局所的な実験的テストを回避することができます。スカラーポテンシャルの非線形性または物質への結合のために発生するカメレオンのようなスクリーニングは、拡張オブジェクトの周囲でよく理解されています。ただし、これらの理論の多くの実験的テストには、スカラー場のコンプトン波長よりもはるかに小さい空間範囲を持つオブジェクトが含まれるため、点状と見なすことができます。この作業では、ソースオブジェクトが非常にコンパクトになる限界で5番目の力がどのようにスクリーニングされるかを決定します。
メモリー・リメインズ（未検出）：2番目のLIGO / Virgo重力波過渡カタログからの更新
| Title |
The_Memory_Remains_(Undetected):_Updates_from_the_Second_LIGO/Virgo_Gravitational-Wave_Transient_Catalog |
| Authors |
Moritz_H\"ubner_and_Paul_Lasky_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02879 |
LIGOとVirgoの観測所は、3回目の観測実行の最初の部分で39の新しい重力波検出を報告し、合計で50になりました。これらの新しい検出のほとんどは、ブラックホール連星の合体と一致しており、検索に適したターゲットになっています。重力波記憶、一般相対性理論の非線形効果。以前の出版物で開発された方法を拡張して、これらのイベントを分析し、記憶仮説を非記憶仮説と比較するベイズ因子を決定します。具体的には、これまで不可能だった極端な質量比と歳差運動のスピンを伴うイベントを分析できる高次モードの2つの波形モデルを使用してベイズ因子を計算します。波形モデルに応じて、結合された$\ln\mathrm{BF}_{\mathrm{mem}}=0.024$または$\ln\mathrm{BF}_{\mathrm{mem}}=0.049$が有利であることがわかります。メモリの。この結果は、メモリの有無を確実に確立するために$\mathcal{O}（2000）$連星ブラックホール検出が必要であることを示す最近の予測と一致しています。
巨大なブラックホール連星とデュアル検出器ネットワークでそれらを見つける場所
| Title |
Massive_Black_Hole_Binaries_and_Where_to_Find_Them_with_Dual_Detector_Networks |
| Authors |
Kevin_J._Shuman_and_Neil_J._Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02943 |
単一の宇宙ベースの重力波検出器は、天文学と基本的な物理学の限界を押し広げます。2つ以上の検出器のネットワークがあると、ソースのローカリゼーションが大幅に向上します。ここでは、宇宙ベースの検出器のデュアルネットワークが大規模なブラックホール連星のパラメータ推定をどのように改善するかを検討します。2つのシナリオを検討します。レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）と追加のLISAのような地動説検出器（Taijiなど）で構成されるネットワークです。追加の地球中心検出器（TianQinなど）を備えたLISAで構成されるネットワーク。マルコフ連鎖モンテカルロ法とフィッシャー行列推定を使用して、2つの検出器ネットワークが空の位置特定と距離の決定に与える影響を調査します。他のソースパラメータへの影響も調査されます。TaijiまたはTianQinを追加すると、より大規模なMBHBの空のローカリゼーションが大幅に改善され、低質量のシステムやその他のソースパラメータも改善されます。
ラベル付けが制限された天体画像の形態学的分類
| Title |
Morphological_classification_of_astronomical_images_with_limited_labelling |
| Authors |
Andrey_Soroka_(1),_Alex_Meshcheryakov_(2),_Sergey_Gerasimov_(1)_((1)_Faculty_of_Computational_Mathematics_and_Cybernetics_Lomonosov_Moscow_State_University,_(2)_Space_Research_Institute_of_RAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.02958 |
形態学的分類のタスクは、単純なパラメーター化では複雑ですが、銀河の進化の分野での研究にとって重要です。将来の銀河調査（EUCLIDなど）では、$10^9$を超える銀河に関するデータが収集されます。形態学的情報を取得するには、銀河の画像をマークアップするために人々を関与させる必要があります。これには、かなりの金額または膨大な数のボランティアが必要です。敵対的オートエンコーダ（AAE）モデルの能動学習に基づいて、銀河の形態分類タスクのための効果的な半教師ありアプローチを提案します。二項分類問題（GalaxyZoo2デシジョンツリーのトップレベルの質問）の場合、わずか86万のマークアップアクションでテストパーツの精度93.1％を達成しました。このモデルは、任意の数の画像で簡単にスケールアップできます。追加のマークアップを備えた当社の最高のモデルは、95.5％の精度を達成します。私たちの知る限りでは、天文学で使用されるのは初めてのAAE半教師あり学習モデルです。
空の画像を使用した物理的およびデータ駆動ベースのナウキャスト手法に関するレビュー
すべての再生可能エネルギー資源（RES）の中で、太陽光は最も人気のあるエネルギー源であり、電力網への幅広い統合に特に関心があります。ただし、太陽熱源は断続的であるため、太陽放射照度を予測して、エネルギー需要に対応するための中断のない信頼性の高い電力供給を確保することが最も重要です。太陽放射照度予測を実行するには、衛星ベースの方法、空の画像ベースの方法、機械学習ベースの方法、数値天気予報ベースの方法など、いくつかのアプローチがあります。この論文では、空の画像を使用したナウキャスト法として知られている短期の時間内太陽予測技術に関するレビューを提示します。これに加えて、どの空の画像機能がナウキャスティング方法にとって重要であるかについても報告し、議論します。
| Title |
Extraction_of_Binary_Black_Hole_Gravitational_Wave_Signals_from_Detector_Data_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Chayan_Chatterjee,_Wen_Linqing,_Foivios_Diakogiannis,_Kevin_Vinsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03073 |
重力波信号波形の正確な抽出は、検出を検証し、重力波を生成するソースの背後にある天体物理学を精査するために不可欠です。ただし、これは、重力波検出器によって検出された信号が非定常および非ガウスノイズで汚染される可能性がある現実的なシナリオでは困難な場合があります。この論文では、畳み込みニューラルネットワークと双方向の長短期記憶コンポーネントで構成される深層学習アーキテクチャを使用して、検出された10個のバイナリブラックホール重力波波形すべてをの検出器データから抽出できることを初めて示します。LIGO-Virgoの最初と2番目の科学は、公開された波形と比較して0.97オーバーラップの高精度で実行されます。
重い原子核の存在量を使用したアクティブステライルニュートリノ混合パラメータの制限
| Title |
Limits_on_active-sterile_neutrino_mixing_parameters_using_heavy_nuclei_abundances |
| Authors |
M._M._Saez,_K._J._Fushimi,_M._E._Mosquera,_O._Civitarese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03202 |
急速な中性子捕獲メカニズム（r過程）による重質量元素の生成は、超新星や中性子星合体などの天体物理学的シナリオに関連しています。r過程では、中性子の捕獲に続いて、核の安定性に達するまで$\beta$崩壊が続きます。同位体の生成につながる核の弱い崩壊の連鎖における重要な要素は、活性種と無菌種の混合によるニュートリノセクターを制御するパラメーターの変化である可能性があります。この研究では、この質問に取り組み、ニュートリノ混合パラメーターの関数として、r過程連鎖に関与する核の$\beta$崩壊率を計算しました。次に、これらの速度は、異なる初期質量分率分布から始めて、コア崩壊超新星および中性子星合体で生成された重元素の存在量の計算に使用されました。分析によると、コア崩壊超新星環境は、重核の存在量全体の約$30\％$に寄与し、中性子星合体は、その約$70\％$に寄与します。利用可能な実験データを使用して、統計分析を実行し、アクティブステライルニュートリノの混合角度に制限を設定し、最適な値$\sin^22\theta_{14}=0.22$を見つけました。これは、文献で報告されている他の研究。
降着円盤での$ \ Lambda $の役割について
降着円盤のダイナミクスは、Schwarzschild-deSitterの宇宙定数$\Lambda$の存在下でのLense-Thirring歳差運動を考慮に入れて考慮されます。節点および近点移動の頻度が取得され、$\Lambda$の役割が、バーディーン-ペターソン効果の結果を含め、それらのプロパティで明らかになります。
宇宙ニュートリノフラックスのタウフレーバーについて
ICECUBEによる高エネルギー宇宙ニュートリノの観測は、標準模型（SM）を超えて宇宙と新しい物理学の両方を探求する新しい時代の到来を告げました。標準の画像では、ほとんどの場合$\nu_\mu$と$\nu_e$がソースで生成されますが、振動によって$\nu_\tau${\itenroute}が生成されます。超軽量DMとの相互作用のような、SMを超える特定のシナリオは、この状況を変える可能性があります。したがって、宇宙ニュートリノフラックスのフレーバー組成は、他の方法ではアクセスできないSMシナリオを超えて特定のものを探索する可能性を開くことができます。$\tau$フレーバーがニュートリノフレーバーの中で新しい物理を解明する上で特別な位置を占めることを示します。ANITAによって観察された2つの異常なイベントを$\nu_\tau$イベントとして解釈すると、タウフレーバーがさらに興味深いものになります。ICECUBEによる2つのタウイベントの検出がニュートリノと超光暗黒物質との相互作用をどのように制約するかを研究し、ARA、ARIANNA、GRANDなどの将来の電波望遠鏡で検出可能なさらに高エネルギーの宇宙ニュートリノに対するこの相互作用の影響について説明します。また、2つの異常なANITAイベントの解決策として$3+1$ニュートリノスキームを再検討し、$3+1$スキーム内の物質における高エネルギーニュートリノの進化に関する文献に存在する誤解を明らかにします。核。EeVのエネルギーによる$\nu_\tau$のフラックスの既存の境界が、ANITAイベントのこのソリューションを除外することを示します。ニュートリノと超光暗黒物質との相互作用をオンにすることにより、この限界と初期宇宙の超相対論的自由度の限界の両方から$3+1$解を節約できることを示します。
パスタフェーズの変動
| Title |
Fluctuations_in_the_pasta_phase |
| Authors |
Mateus_R._Pelicer,_D\'ebora_P._Menezes,_Celso_C._Barros_Jr,_Francesca_Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03318 |
飽和密度に近いバリオン物質は、パスタ相の名前で集合的に知られている複雑な不均一な構造を示す可能性が非常に高いです。有限温度では、さまざまな幾何学的構造が共存すると予想され、超新星物質の中性子星クラスト伝導率とニュートリノ輸送に影響を与える可能性があります。統計的多成分アプローチの枠組みの中で、密度、プロトン分率、および形状の変動を考慮して、パスタ相の物質の組成を計算します。相対論的平均場理論からの現実的なエネルギー汎関数と、トーマス・フェルミ計算から適合された温度とアイソスピンに依存する表面張力を使用して、結晶化のオーダーの温度まで、パスタ相の大部分で異なる形状が共存できることを示します中性子星クラストの温度。電荷変動の定量的推定値が示されています。
L.オイラーの「黄道を2回通過するのを観測できる場合の彗星の軌道の簡単な決定」の翻訳
| Title |
A_translation_of_L._Euler's_"Simple_determination_of_the_orbit_of_a_comet,_when_it_is_possible_to_observe_its_passage_across_the_ecliptic_twice" |
| Authors |
Sylvio_R_Bistafa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03321 |
これは、E547のラテン語からの翻訳です。「Determinatiofacilisorbitaecometae、cuiustransitumpereclipticambisobservarelicuit」では、オイラーは、地球からの2つの天文観測から、太陽に焦点を当てた彗星の放物線軌道の決定に取り組んでいます。彗星が昇交点と降交点で黄道を横切るとき。計算の要点は、4次多項式の解であり、そこから軌道パラメータの決定がその根の1つから決定されます。
L.オイラーの「太陽に焦点を合わせた放物線軌道での彗星の運動について」の翻訳
これは、E840のラテン語からの翻訳です。「OrbitisparabolicisのDemotucometarum、focohabentibusの厳粛」では、オイラーは地動説の放物線軌道の彗星に関連する6つの問題に取り組んでいます。問題1：軌道の緯度直腸と中軌道から太陽までの距離からの地動説彗星の真の異常を見つけます。問題2：与えられた3つの位置から地動説彗星の軌道を見つけます。問題3：彗星の軌道と、それが近日点にとどまる瞬間を知ることで、いつでもその経度と緯度を定義します。問題4：地動説彗星の2つの場所から、黄道に対する彗星の軌道傾斜角とノードの位置を見つけます。問題5：彗星が近日点に到達する前後の時間から、そして太陽から見た彗星の近日点までの距離から、近日点に現れる前または後の別の時間に同じ距離を見つけます。問題6：与えられた3つの太陽周回軌道から彗星の軌道を見つけます。これらの問題から、いくつかの結果とスコリアが導き出されます。
| Title |
Evidence_for_primordial_black_holes_in_LIGO/Virgo_gravitational-wave_data |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Vishal_Baibhav,_Valerio_De_Luca,_Ken_K._Y._Ng,_Kaze_W._K._Wong,_Emanuele_Berti,_Paolo_Pani,_Antonio_Riotto,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03349 |
LIGO/Virgoによってこれまでに約50ドルのバイナリブラックホールイベントが検出され、今後数年間でさらに多くのイベントが予想されるため、重力波天文学は、これらのソースの形成シナリオを理解することを目的とした個別イベント分析から人口調査に移行しています。これまでに検出されたブラックホール連星の合併が複数の形成チャネルに属しているという強力な証拠があります。GWTC-2カタログで、ab-initio天体物理学的形成モデル（共通外層、球状星団、核星団を含む）と、初期宇宙で形成された原始ブラックホールの現実的な集団の組み合わせを使用して、階層ベイズ分析を実行します。。原始集団の証拠は、帰無仮説と比較して決定的に支持されており、現在のデータの原始ブラックホールの推定割合は$0.27^{+0.28}_{-0.24}$（$90\％$信頼区間）と推定されます。天体物理学の集団に関するさまざまな仮定に対して頑健な図。原始形成チャネルは、天体物理学的形成シナリオと緊張関係にあるGW190521などの上部質量ギャップのイベントを説明できます。私たちの結果は、LIGO/Virgoがインフレーション後に形成されたブラックホールをすでに検出している可能性があることを示唆しています。この結論は、最終的には第3世代干渉計の時代に確認できます。
$ SO（10）$の疑似ゴールドストーン暗黒物質
$SO（10）$大統一理論（GUT）で疑似ゴールドストーンボソン暗黒物質（pGDM）粒子を提案します。ゴールドストーンの性質により、このpGDMは、直接DM検出実験を回避します。そうしないと、DMモデルのパラメーター空間が大幅に制約されます。$SO（10）$では、pGDMは、${\bf16_H}$および${\bf126_H}$表現の標準モデル（SM）シングレットスカラーの線形結合として埋め込まれます。$SO（10）$対称性の破れ（SB）からSMへの中間ルートの2つのシナリオを検討します。$SU（5）\timesU（1）_X$とPati-Salam$SU（4）_c\timesSU（2）_L\timesSU（2）_R$（4-2-2）ゲージグループ。2つのシナリオでそれぞれ$U（1）_X$と4-2-2対称性の破れをトリガーする、${\bf126_H}$の真空期待値は、天体物理学的下限が次のいずれかを提供するpGDM寿命を決定します。最も厳しい制約。$SO（10）$への4-2-2ルートの場合、SMゲージ結合の統合を成功させるには、4-2-2ブレークスケールが${\calO}（10^{11}）$GeVである必要があります。ほとんどのパラメータスペースは除外されます。一方、$SU（5）\timesU（1）_X$ルートの場合、$U（1）_X$ブレークスケールは大幅に高くなる可能性があり、広範囲のパラメーター空間が許可されます。さらに、$SU（5）$の場合の陽子寿命は、$4.53\times10^{34}$年と予測されます。これは、ハイパーカミオカンデ実験の感度範囲内に十分収まります。また、大型ハドロン衝突型加速器からのモデルパラメータ空間の制約と、フェルミ-LATおよびMAGIC実験による間接DM検索についても調べます。
偶然の問題に関する厳しい見方
一般的な文字列のコンパクト化の場合、ダークエネルギーは、おそらく非コンパクト化によってさえ、宇宙論的一致の問題に影響を与える可能性があるため、宇宙の終わりの始まりを示す可能性が高いと主張します。安定したド・ジッター真空の不足（不在？）のおかげで、弦理論の暗黒エネルギーはスローロールの典型的な場の形をとると予想されます。それが転がるにつれて、重い状態の塔は一般的に下降し、せいぜい数百ハッブル時間の後に低エネルギー宇宙論的ダイナミクスの終末論的な相転移を引き起こします。その結果、ダークエネルギーの支配は無期限に続くことはできず、ハッブルの最初の時代に自分自身を見つける可能性が少なくとも一定の割合であります。重い状態の塔に結合された典型のおもちゃモデルを使用して、塔が軽くなるにつれて宇宙論のダイナミクスの崩壊を明示的に示します。これは、特定の時間の後に多数の対応する粒子が生成され、圧倒的な真髄によって発生します。また、初期の宇宙のインフレーションに対するいくつかの影響についても説明します。
