| Title |
Cosmological_black_holes_are_not_described_by_the_Thakurta_metric:_LIGO-Virgo_bounds_on_PBHs_remain_unchanged |
| Authors |
Gert_H\"utsi,_Tomi_Koivisto,_Martti_Raidal,_Ville_Vaskonen,_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09328 |
最近Boehmらによって研究されたThakurtaメトリックを誘発する物理的条件を示します。時間依存のブラックホールの質量との関連で、等方性の非相互作用ダストで満たされた宇宙全体の単一の降着ブラックホールに対応します。このような場合、ブラックホール降着の物理学は局所的ではなく、宇宙全体の特性に結びついています。密度の変動や相互作用は、そのような画像を破壊します。そのような条件を実現できる現実的な物理的な例はわかりません。特に、このソリューションはブラックホール連星には適用されません。宇宙論的ブラックホールとそれらの付着による質量成長はタクルタメートル法では説明されていないため、LIGO-VirgoとCMB測定からの原始ブラックホールの存在量に対する制約は引き続き有効です。
ここでは、ハッブル-レマ\^itreの緊張状態の電光石火のレビューを紹介します。文献に見られる幅広い提案された解決策を議論する代わりに、ここでは、一方では宇宙マイクロ波背景放射とバリオン音響振動データから、そして一方ではケフェイド変光星で較正された距離梯子からハッブル定数を測定するために行われた仮定に焦点を当てます。一方。この議論から、どの種類の物理ベースのソリューションがこの緊張をもっともらしく解決できるかを知らせる2つの重要な教訓を抽出します。
AIを使用した宇宙速度場の再構築
| Title |
Cosmic_Velocity_Field_Reconstruction_Using_AI |
| Authors |
Ziyong_Wu,_Zhenyu_Zhang,_Shuyang_Pan,_Haitao_Miao,_Xin_Wang,_Cristiano_G._Sabiu,_Jaime_Forero-Romero,_Yang_Wang,_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09450 |
暗黒物質密度場から非線形速度場を推測する深層学習手法を開発します。私たちが使用する深層学習アーキテクチャは、15個の畳み込み層と2個のデコンボリューション層で構成される「U-net」スタイルの畳み込みニューラルネットワークです。この設定では、$32^3$-ボクセルの3次元密度フィールドを$20^3$-ボクセルの3次元速度または運動量フィールドにマッピングします。$2{h^{-1}}{\rmMpc}$の解像度での暗黒物質シミュレーションの分析を通じて、ネットワークが速度と運動量の場の非線形性、複雑さ、渦度を予測できることがわかりました。、およびそれらの値、発散、渦度のパワースペクトル、およびその予測精度は、1％の範囲の相対誤差で$k\simeq1.4$$h{\rmMpc}^{-1}$の範囲に達します。$\lesssim$10％に。簡単な比較は、ニューラルネットワークが速度または運動量場の再構築において摂動理論よりも圧倒的な利点を持っている可能性があることを示しています。
形状と成長：KiDS-1000を使用したフラット{\ Lambda} CDMモデルの内部整合性
| Title |
Geometry_vs_growth:_Internal_consistency_of_the_flat_{\Lambda}CDM_model_with_KiDS-1000 |
| Authors |
J._Ruiz-Zapatero,_Benjamin_St\"olzner,_Benjamin_Joachimi,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Andrej_Dvornik,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_TilmanTr\"oster,_Jan_Luca_van_den_Busch_and_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09545 |
高赤方偏移と低赤方偏移の宇宙論的観測の間で報告された緊張の潜在的な原因を調査することを目的として、フラット$\Lambda$CDMモデルのマルチプローブ自己無撞着テストを実行します。モデルを、滑らかな背景（幾何学）と物質密度変動の進化（成長）によって決定される2つの理論レジームに分割し、それぞれが$\Lambda$CDM宇宙論的パラメーターの独立したセットによって支配されます。この拡張モデルは、キロ度調査からの弱い重力レンズ効果の測定値、スローンデジタルスカイサーベイキャンペーンと6度フィールドギャラクシーサーベイから抽出された銀河団の特徴、および角バリオン音響スケールと$\textit{Planck}$宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データで測定された原始スローン変動パワースペクトル。ジオメトリと成長パラメータの間、および標準の$\Lambda$CDM分析の後部との間に強い一貫性が見られます。パラメータ$S_8$で測定された物質密度変動の振幅の張力は約$3\sigma$で持続し、$S_8=0.776_{-0.008}^{+0.016}$の$1.5\、\％$制約があります。組み合わされたプローブ。また、ハッブル定数$H_0=70.5^{+0.7}_{-1.5}\、{\rmkm\、s^{-1}Mpcの値が高くなる傾向はそれほど重要ではありません（少なくとも$2\sigma$）。^{-1}}$であり、完全な$\textit{Planck}と比較して、総物質密度パラメーター$\Omega_{\rm{m}}=0.289^{+0.007}_{-0.005}$の値が低くなっています。$分析。プローブの組み合わせにCMB情報のサブセットを含めると、これらの違いを軽減するのではなく強化します。これは、$\textit{Planck}$データの低多重極と高多重極の間の不一致に関連しています。私たちの分析では、不一致の原因が$\Lambda$CDM構造の成長にあるのか、拡張履歴にあるのかについて、まだ明確な兆候は見られません。
ユークリッド：天体物理学と実験室のデータを使用して電磁気学と結合した暗黒エネルギーを制約する
| Title |
Euclid:_constraining_dark_energy_coupled_to_electromagnetism_using_astrophysical_and_laboratory_data |
| Authors |
M._Martinelli,_C.J.A.P._Martins,_S._Nesseris,_I._Tutusaus,_A._Blanchard,_S._Camera,_C._Carbone,_S._Casas,_V._Pettorino,_Z._Sakr,_V._Yankelevich,_D._Sapone,_A._Amara,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_L._Corcione,_A._Costille,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Ferriol,_M._Frailis,_E._Franceschi,_B._Garilli,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_A._Kiessling,_M._K\"ummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_O._Mansutti,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_L._Moscardini,_S.M._Niemi,_C._Padilla,_S._Paltani,_F._Pasian,_K._Pedersen,_S._Pires,_M._Poncet,_L._Popa,_F._Raison,_R._Rebolo,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09746 |
物理的に現実的なスカラー場ベースの動的暗黒エネルギーモデル（たとえば、クインテッセンスを含む）では、当然、スカラー場がモデルの残りの自由度に結合すると予想されます。特に、電磁セクターへの結合は、微細構造定数の時間（赤方偏移）依存性と弱い等価原理の違反につながります。ここでは、ダークエネルギーモデルに対する以前のEuclid予測制約を、この拡大された（ただし物理的により現実的な）パラメーター空間に拡張し、Euclidが高解像度の分光データおよびローカル実験とともにこれらのモデルをどの程度制約できるかを予測します。私たちの分析は、シミュレートされたユークリッドデータ製品を微細構造定数$\alpha$の天体物理学的測定と組み合わせ、局所的な実験的制約を含み、パラメトリック法とノンパラメトリック法の両方を含みます。$\alpha$の天体物理学的測定では、現在利用可能なデータと、超大型望遠鏡の測定を表すシミュレートされたデータセットの両方を考慮し、2030年代に利用可能になると予想されます。私たちのパラメトリック分析は、後者の場合、天体物理学と局所データを含めることで、正しい基準モデルに応じて、ユークリッドのダークエネルギーの性能指数が$8\％$から$26\％$改善されることを示しています。電磁セクターへの基準結合が消失しているヌルの場合。これらの改善は、現在の天体物理学のデータではより小さくなります。さらに、遺伝的アルゴリズムに基づく再構成が、結合の存在についてヌルテストを提供する方法を示します。私たちの結果は、物理的に動機付けられたパラダイムのより広いパラメーター空間を正確にテストするために、Euclidのような調査を外部データ製品で補完することの重要性を強調しています。
宇宙線形異方性解法システムのための2フィールドインフレーションの実装
| Title |
Implementation_of_two-field_inflation_for_cosmic_linear_anisotropy_solving_system |
| Authors |
Braulio_Morales-Mart\'inez,_Gustavo_Arciniega,_Luisa_G._Jaime_and_Gabriella_Piccinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09747 |
追加のインフレーション場を含めるために、数値ボルツマンコード宇宙線形異方性解法システム（CLASS）の変更の概要を説明します。コードの機能について最初に説明し、変更を行う方法と場所については後で説明します。本研究では、正準運動項と交差項のない多項式ポテンシャルを使用した2フィールドインフレーションモデルの実装に必要な変更に焦点を当て、スペクトルに対する2番目のフィールドの影響の予備的な結果を示します。コードの適応性は、Cのクラスと構造、およびプログラムによって提供される一般的なルンゲクッタ統合ツールを利用して活用されます。
暗黒物質の多成分多散乱捕獲
近年、暗黒物質（DM）プローブとしての天体物理学的オブジェクトの有用性は、特に直接検出と粒子生成実験からのヌル結果を考慮して、ますます明白になっています。核子と暗黒物質の相互作用断面積に対する厳しい制約を予測するために、星または別のコンパクトな天体物理学的オブジェクトの内部に重力で閉じ込められたDMの潜在的に観測可能なシグネチャが使用されています。現在、関心のあるプローブは次のとおりです。高い赤色矮星では、孤立して、または少数で、$z\sim15-40$の非常に高密度のDMミニハロで形成される、そして私たち自身の天の川で、中性子星、白色矮星、褐色矮星、太陽系外惑星など。これらのうち、中性子星だけが単一成分の天体であり、したがって、それらは、単一成分捕獲の文献で一般的な仮定がなされている唯一の天体です。つまり、オブジェクト内の1つのタイプの核による複数の散乱によるDMのキャプチャは有効です。この論文では、この形式の拡張を多成分オブジェクトに提示し、それをPopIII星に適用し、それによってPopIII星の捕獲率に対するHeの役割を調査します。予想通り、より重いHe原子核を含めると、全体的な捕獲率が向上し、暗黒物質プローブとしてのポップIII星の可能性がさらに向上することがわかりました。
ハッブル張力はFLRW宇宙論の崩壊を示していますか？
| Title |
Does_Hubble_Tension_Signal_a_Breakdown_in_FLRW_Cosmology? |
| Authors |
Chethan_Krishnan,_Roya_Mohayaee,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Lu_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09790 |
ハッブル定数の初期と後期の宇宙プローブ間の緊張は、さまざまな新しいFLRW宇宙論を動機づけました。ここでは、宇宙の制約の最近の時代でハッブルの緊張を再分析します。これにより、特定のモデルを想定せずに、扱う物質やダークエネルギーセクターへの注意を制限することができます。ハッブルパラメータ$H（z）$の分析性、およびフラット$\Lambda$CDMへの一般的な低赤方偏移の変更を想定すると、低赤方偏移データ（$z\lesssim2.5$）と十分に動機付けられた事前分布は暗闇のみを許可することがわかります宇宙定数$\Lambda$に近いエネルギーセクター。この制限により、FLRW内での遅い宇宙の変更が除外されます。音の地平線を変える初期の宇宙物理学は、$H_0\sim71\pm1$km/s/Mpcの上限を生み出すことができることを示します。さまざまなローカル決定が$H_0\sim73$km/s/Mpcに収束する可能性があるため、FLRWフレームワークの内訳はもっともらしい解決策です。将来のデータ、特に強くレンズ化されたクエーサーデータが、このような解像度のさらなる確認をどのように提供できるかについて概説します。
TRAPPIST-1eの現代地球シナリオとプレバイオティクス地球シナリオの区別：JWSTの高解像度透過スペクトルと予測
| Title |
Differentiating_Modern_and_Prebiotic_Earth_Scenarios_for_TRAPPIST-1e:_High-resolution_Transmission_Spectra_and_Predictions_for_JWST |
| Authors |
Zifan_Lin,_Ryan_J._MacDonald,_Lisa_Kaltenegger,_David_J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09319 |
TRAPPIST-1システムは、地球型外惑星の特性評価の優先ターゲットです。ハビタブルゾーンに存在するTRAPPIST-1eは、JWSTGTOプログラム中に観察されます。ここでは、透過分光法を介してTRAPPIST-1eのプレバイオティクスと現代の地球シナリオを区別する見通しを評価します。Mega-MUSCLES調査から更新されたTRAPPIST-1恒星モデルを使用して、1バールのプレバイオティクス地球シナリオと2つの現代地球シナリオ（1バールと0.5バールの侵食大気）の自己無撞着モデル大気を計算します。最新のプレバイオティクス高解像度透過スペクトル（$R\sim$100,000で0.4〜20$\mu$m）がオンラインで利用可能になります。ベイジアン大気検索分析を実行して、JWSTの両方のシナリオで達成可能な分子検出可能性、存在量測定、および温度制約を確認します。JWSTは、CH$_4$の存在量測定を介して、20NIRSpecPrismトランジット内でプレバイオティクスと現代の地球シナリオを区別できることを示しています。ただし、JWSTは、現在の地球シナリオでO$_3$を検出して、公称ミッション寿命内で$>2\、\sigma$の信頼性を得るのに苦労します（$\sim$80は5年間で通過します）。N$_2$Oおよび/またはO$_3$の不可知論的な組み合わせは、100回のPrismトランジットで$2.7\、\sigma$の予測検出有意性で、より良い見通しを提供します。MIRILRSトランジットをPrismデータと組み合わせると、追加のPrismトランジットを観測する場合と比較して、大気の制約がほとんど改善されないことを示します。JWSTを使用したTRAPPIST-1eのバイオシグネチャーの検出は困難ですが、いくつかの重要な分子（CO$_2$、CH$_4$、およびH$_2$O）の存在量は、$\lesssim$0.7の精度で測定できます。20プリズムトランジットJWSTプログラム内のdex（5倍）。
垂直惑星の優勢
| Title |
A_Preponderance_of_Perpendicular_Planets |
| Authors |
Simon_H._Albrecht_and_Marcus_L._Marcussen_and_Joshua_N._Winn_and_Rebekah_I._Dawson_and_Emil_Knudstrup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09327 |
惑星通過中にロシター-マクラフリン効果を観測することで、星のスピン軸の空の投影と惑星の軌道軸との間の角度$\lambda$を決定することができます。このような観察により、$\lambda$の値が最大180$^\circ$の範囲で、適切に配置されたシステムの大規模な母集団と不整合なシステムの少数の母集団が明らかになりました。57のシステムのサブセットの場合、ロシター-マクラフリンデータをスピン軸の視線傾斜の制約と組み合わせることにより、空の投影を超えて3次元傾斜角$\psi$を決定できます。ここでは、不整合なシステムが傾斜角の全範囲に及ぶわけではないことを示します。それらは、統計的なまぐれである可能性が低いと思われるほぼ垂直な軌道（$\psi=80-125^\circ$）の優先度を示しています。さらなる観測によって確認された場合、この極軌道の積み重ねは、傾斜角の励起と進化の未知のプロセスについての手がかりです。
潮汐共鳴ロッキングによる短周期太陽系外惑星の軌道減衰
既知の太陽系外惑星の大部分は、ホスト星内の重力波の潮汐励起が惑星の軌道を減衰させる短い軌道周期を持っています。惑星が潮汐的に励起された恒星重力モードで共鳴にロックする潮汐共鳴ロックの効果を研究します。星の重力モード周波数は通常、星が進化するにつれて増加するため、惑星の軌道周波数はロックステップで増加し、他の潮汐理論で予測されるよりもはるかに速い軌道減衰を引き起こす可能性があります。非線形モードの減衰により、太陽のような星の共鳴ロックは、低質量の惑星（$M\lesssim0.1\、M_{\rmJup}$）でのみ機能する可能性がありますが、対流コアを持つ星では機能する可能性があります。すべての惑星の大衆のために。共鳴ロッキング軌道減衰時間スケールは、通常、星の主系列の寿命に匹敵し、惑星の質量と公転周期。いくつかの個別のシステムを予測し、共鳴ロックと非線形波散逸の両方から生じる軌道の進化を調べます。私たちのモデルは、非線形モードの減衰によって短周期の大質量惑星がどのように迅速に破壊されるかを示していますが、短周期の低質量惑星は、共鳴ロックによってかなりの内向きの潮汐移動を受けても生き残ることができます。
ディスクの寿命が長い：階層型トリプルスターシステムにおける原始惑星系円盤の寿命とHD 98800Bの考えられる説明
| Title |
Long_live_the_disk:_lifetimes_of_protoplanetary_disks_in_hierarchical_triple_star_systems_and_a_possible_explanation_for_HD_98800_B |
| Authors |
Mar\'ia_Paula_Ronco,_Octavio_M._Guilera,_Jorge_Cuadra,_Marcelo_M._Miller_Bertolami,_Nicol\'as_Cuello,_Camilo_Fontecilla,_Pedro_Poblete,_Amelia_Bayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09410 |
原始惑星系円盤からのガス散逸は、惑星形成に影響を与える重要なプロセスの1つであり、単一の星の周りの円盤では数百万年のタイムスケールで発生することが広く受け入れられています。過去数年にわたって、いくつかの原始惑星系円盤が複数の星系で発見されており、それらが存在する複雑な環境にもかかわらず、それらのいくつかはかなり古いようであり、惑星形成に有利な状況である可能性があります。この明確な例は、HD98800Bの周りのディスクです。これは、階層的な4重恒星系のバイナリであり、$\sim$10Myrの年齢では、まだかなりの量のガスを保持しているようです。ここでは、1D+1Dモデルを提示して、さまざまな恒星と円盤のパラメーターを考慮した、階層的な三重星系の周連星円盤の垂直構造とガスの進化を計算します。内側の連星による潮汐トルクと、外部の伴星によるディスクの切り捨てにより、ディスクの粘性降着と膨張が大幅に減少することを示します。潮流による粘性降着を可能にしたとしても、これらの種類の環境のディスクは、その特性に応じて10Myr以上生き残ることができ、光蒸発が主なガス散逸メカニズムです。特に、HD98800Bの周りの周連星ディスクにモデルを適用し、その寿命と、コンパニオンバイナリHD98800Aの周りのディスクが現在存在しないことを、モデルとこのメカニズムで説明できることを確認します。
「ライトセイルとしてのオウムアムア-人工起源に対する証拠
「太陽系への最初に検出された星間訪問者であるオウムアムアは、その軌道において非重力加速度を示しています。彗星の尾を介した物質の蒸発など、他の推進手段を除外すると、放射圧がこの加速の原因であると主張されてきました。このことから、物体の質量は約40トンでなければならず、その寸法を考えると、「オウムアムアは、地球と同様の岩石/鉄の組成の場合、厚さが約1mmでなければなりません。これは、「オウムアムアが人工起源であり、エイリアン文明によって星間空間を意図的に横切って送られるという多くの公表された可能性を引き起こします。しかし、この結論は、光（太陽）帆が光速のかなりの部分に加速する可能性があるという一般的な誤解に依存しています軽く、星間を素早く移動できます。このような速度は、概念的な人工帆では達成できないこと、および観測されたパラメーターに基づいて、「オウムアムアは、最も近い可能性のある起源のシステムから太陽系に移動するだけで5億年かかることを示します。これらの宇宙の時間スケールは、これが異星人の文明によって送られた調査である可能性を非常に低くします。
遅いスピンアップ実験における砂のクリープ運動：小惑星上のレゴリス移動の類似物
| Title |
Sand_Creep_Motion_in_Slow_Spin-up_Experiment:_An_Analogue_of_Regolith_Migration_on_Asteroids |
| Authors |
Chenyang_Huang,_Yang_Yu,_Bin_Cheng,_Kaiming_Zhang,_Dong_Qiao_and_Hexi_Baoyin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09498 |
低速スピンアップ実験装置を使用して作成された勾配ポテンシャル場における粒状材料のクリープ運動を研究しました。アクリルボックスに閉じ込められた天然砂は、制御されたターンテーブルによって回転し、表面の流れはビデオベースの測定を使用してキャプチャされます。さまざまな加速経路でのクリープ運動の応答を理解するために、さまざまなスピンアップ加速が考慮されました。砂表面の形態変化における収束挙動は、最終的な定常状態で観察されました。準静的スピンアッププロセスを定量化するために、スピン速度と回転軸からのオフセットの関数として正味フラックスと表面勾配を調べました。砂のクリープ運動の進化は、数値シミュレーションでレゴリスの移動と同様の挙動を示し、一般的なせん断粒状システムのような間欠性を示しました。スピンアップが進むにつれて砂の表面が臨界に近づくことに気づきました。これは、制限スピン速度に近い上部形状の小惑星が臨界形状をとるという観察結果と一致しています。大規模な数値シミュレーションと分析ソリューションとの比較により、私たちの実験とYORP加速下での小惑星レゴリスの100万年の進化との根本的な類似性が明らかになり、実験室のアナログ実験で小惑星の表面プロセスを研究する可能性が高まります。
クリティカルノイズ処理を施した5つのホットジュピターのマルチバンドトランジットフォローアップ観測：改善された物理的特性
| Title |
Multi-band_transit_follow_up_observations_of_five_hot-Jupiters_with_critical_noise_treatments:_Improved_physical_properties |
| Authors |
Suman_Saha,_Aritra_Chakrabarty_and_Sujan_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09668 |
トランジット測光における最も困難な制限は、測光信号のノイズから生じます。特に、地上望遠鏡は、地球大気の摂動によるノイズの影響を大きく受けます。大口径の望遠鏡を使用すると、測光信号対雑音比（S/N）を大幅に向上させることができます。ただし、ホスト星のノイズの多い光度曲線からトランジット信号を検出し、トランジットパラメータを正確に推定するには、さまざまなノイズリダクション手法が必要です。ここでは、5つのホットジュピター（HAT-P-30b、HAT-P-54b、WASP-43b、TrES-3b、XO-2Nbなど）のマルチバンドトランジットフォトメトリック追跡観測を示します。ハンレのインディアン天文台で2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）を使用し、カヴァラーのヴァイヌバプ天文台で1.3mのJCバタチャリヤ望遠鏡（JCBT）を使用します。当社の重要なノイズ処理アプローチには、ウェーブレットノイズ除去やガウスプロセス回帰などの手法が含まれています。これらの手法は、通過光度曲線から時間相関および時間非相関の両方のノイズ成分を効果的に低減します。これらの手法に加えて、最先端のモデルアルゴリズムを使用することで、以前の研究と比較して、より高い精度と精度でターゲットの太陽系外惑星の物理的特性を推定することができました。
LEOの3UCubeSatの日射プロファイル
この論文では、低軌道（LEO）の一般的な3U-CubeSatの外面の日射プロファイルに関するデータを取得するための比較的単純なモデルを紹介します。モデルは関連する論文に触発されており、関連するコードは完全にMatlabで記述されています。このコードは、最小限の労力でさまざまな範囲の軌道とCubeSatに合わせて適切に調整でき、より高レベルの研究で使用される基本データを提供することを目的としていました。
SOPHIEは北の太陽系外惑星を探します-XVII。豊富な新しいオブジェクト：6つのクールな木星、3つの褐色矮星、16の低質量連星
| Title |
The_SOPHIE_search_for_northern_extrasolar_planets_--_XVII._A_wealth_of_new_objects:_Six_cool_Jupiters,_three_brown_dwarfs,_and_16_low-mass_binary_stars |
| Authors |
S._Dalal,_F._Kiefer,_G._H\'ebrard,_J._Sahlmann,_S._G._Sousa,_T._Forveille,_X._Delfosse,_L._Arnold,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_I._Boisse,_F._Bouchy,_V._Bourrier,_B._Brugger,_P._Cort\'es-Zuleta,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_R._F._D\'iaz,_N._C._Hara,_N._Heidari,_M._J._Hobson,_T._Lopez,_C._Lovis,_E._Martioli,_L._Mignon,_O._Mousis,_C._Moutou,_J._Rey,_A._Santerne,_N._C._Santos,_D._S\'egransan,_P._A._Str{\o}m,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09741 |
亜恒星天体内のクラスを区別し、それらの形成と進化を理解するには、太陽系外惑星、褐色矮星、低質量星などの亜恒星コンパニオンのより大きなサンプルが必要です。この論文では、オートプロヴァンス天文台でのSOPHIE分光法によるFGK星の視線速度調査を使用して、亜恒星の仲間を探します。ここでは、27個の星の視線速度の変化を、低質量のコンパニオンによって引き起こされた軌道運動に割り当てます。また、HIPPARCOSとGaiaDataRelease1の測定値を使用して、空の平面の動きを制限しました。これらの測定値は、これらのコンパニオンの一部の真の質量を制限します。6つのクールな木星、3つの褐色矮星候補、および16の低質量恒星コンパニオンの検出と特性評価を報告します。さらに、低質量星HD8291Bの軌道パラメータを更新し、HD204277の視線速度の変動は、巨大惑星の信号に似ているにもかかわらず、恒星の活動による可能性が高いと結論付けています。新しい巨大惑星の1つであるBD+631405bは、非常に奇行的なクールな木星の個体数を増やし、現在最も大規模なメンバーです。クールなジュピターシステムのうちの2つは、追加の外部コンパニオンの署名も示しています。新しいコンパニオンの公転周期は30日から11。5年、それらの質量は0.72木星質量から0.61太陽質量、離心率は0.04から0.88です。これらの発見は、亜恒星天体と低質量星の多様性を精査し、それらの形成と進化のモデルを制約するのに役立ちます。
| Title |
Photometry_of_selected_outer_main_belt_asteroids |
| Authors |
V._Shevchenko,_O._Mikhalchenko,_I._Belskaya,_I._Slyusarev,_V._Chiorny,_Yu._Krugly,_T._Hromakina,_A._Dovgopol,_N._Kiselev,_A._Rublevsky,_K._Antonyuk,_A._Novichonok,_A._Kusakin,_I._Reva,_R._Inasaridze,_V._Ayvazian,_G._Kapanadze,_I._Molotov,_D._Oszkiewicz_and_T._Kwiatkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09763 |
12個の小惑星（（122）Gerda、（152）Atala、（260）Huberta、（665）Sabine、（692）Hippodamia、（723）Hammonia、（745）Mauritia、（768）Struveana、（768）の新しい測光観測を提示します。863）ベンクーラ、（1113）カチャ、（1175）マルゴ、（2057）ローズマリー）は、マグニチュードフェーズ曲線を取得し、マグニチュードフェーズの動作に基づいて幾何アルベドと分類学的クラスを検証することを目的としています。。測定されたマグニチュードと位相の関係は、（260）フーベルタ（Cタイプ）、（692）ヒッポダミア（Sタイプ）、（1175）マルゴ（Sタイプ）の以前に決定された組成タイプを確認します。以前にX型として分類された小惑星（665）Sabineおよび（768）Struveanaは、中程度のアルベド小惑星に典型的な位相曲線の振る舞いを示し、M型に属する可能性があります。（723）ハンモニアの位相曲線は、以前に決定されたCタイプと矛盾するSタイプに典型的です。小惑星（122）ゲルダと（152）アタラの中程度のアルベドを確認しましたが、それらの位相曲線はSタイプの典型的なものとは異なり、よりまれな組成タイプを示している可能性があります。マグニチュードフェーズの振る舞いとV-Rの色に基づくと、（2057）ローズマリーはおそらくMタイプに属し、小惑星（745）モーリティアと（1113）カチャはSコンプレックスに属します。A型小惑星（863）ベンクーラの位相曲線は反対効果の範囲をカバーしておらず、他のタイプと比較したA型小惑星の位相曲線の典型的な特徴を理解するにはさらなる観察が必要です。また、観測された小惑星の光度曲線の振幅を決定し、それらのほとんどの回転周期の新しい値または改善された値を取得しました。
近赤外線/中赤外線の深いイメージング限界からの近くの太陽系外惑星$ \ epsilon $ IndAbに対する制約
| Title |
Constraints_on_the_nearby_exoplanet_$\epsilon$_Ind_Ab_from_deep_near/mid-infrared_imaging_limits |
| Authors |
Gayathri_Viswanath,_Markus_Janson,_Carl-Henrik_Dahlqvist,_Dominique_Petit_dit_de_la_Roche,_Matthias_Samland,_Julien_Girard,_Prashant_Pathak,_Markus_Kasper,_Fabo_Feng,_Michael_Meyer,_Anna_Boehle,_Sascha_P._Quanz,_Hugh_R.A._Jones,_Olivier_Absil,_Wolfgang_Brandner,_Anne-Lise_Maire,_Ralf_Siebenmorgen,_Michael_Sterzik_and_Eric_Pantin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09773 |
過去10年間で、近赤外線/中赤外線の高コントラストイメージングによって太陽系外惑星を検出および特性評価する取り組みが増えてきました。これは、古くて冷たい惑星を研究するための最適な波長領域です。この作業では、近くの太陽のような星$\epsilon$IndAとNaCo（$L^{\prime}$）およびNEAR（10-12.5ミクロン）機器の深いAOイメージング観測をVLTで提示します。視線速度（RV）と位置天文の傾向からその存在が示されている惑星の伴星を直接検出します。両方の機器のコンパニオンが検出されないことから明るさの制限を導き出し、曇りと雲のない大気モデルと進化モデルの両方に基づいて、対応する質量の感度を解釈します。システムの想定年齢が5Gyrの場合、NaCo$L^{\prime}$では4.4$M_{\rmJ}$、NEARでは8.2$M_{\rmJ}$という低い検出可能な質量制限が得られます。中央の星から1.5$\arcsec$のバンド。想定される年齢が1Gyrの場合、NaCo$L^{\prime}$では1.7$M_{\rmJ}$、NEARバンドでは3.5$M_{\rmJ}$というさらに低い質量制限に達します。同じ分離。ただし、動的質量推定（3.25$M_{\rmJ}$）と、位置天文学およびRVからの天体暦に基づいて、これらの観測で惑星が検出されない場合、年齢の下限に2Gyrの制約が課せられることがわかります。システムの。NaCoは、これらの観測で惑星の伴侶に対して最高の感度を提供しますが、NEAR波長範囲との組み合わせにより、大気モデルの不確実性に対してかなりの程度のロバスト性が追加されます。これは、直接イメージング研究で太陽系外惑星の検出と特性評価のための幅広い波長セットを含めることの利点を強調しています。
時間の経過に伴う火星のCO $ _2 $大気の非熱的エスケープ：Ar同位体による制約
| Title |
Non-thermal_escaape_of_the_Martian_CO$_2$_atmosphere_over_time:_constrained_by_Ar_isotopes |
| Authors |
H._Lichtenegger,_S._Dyadechkin,_M._Scherf,_H._Lammer,_R._Adam,_E._Kallio,_U.V._Amerstorfer,_R._Jarvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09789 |
火星のCO$_2$大気の解離生成物CおよびO原子によるイオン脱出は、上層大気と太陽風との相互作用の数値モデルによって、現在から約41億ドル前（Ga）までシミュレートされています。。惑星方向に散乱したピックアップイオンは、$^{36}$Arおよび$^{38}$Ar同位体を含む外気圏粒子のスパッタリング推定に使用されます。総イオン脱出、スパッタリング、および光化学的脱出率が比較されます。太陽EUVフラックスの場合、今日の太陽の$\geq$3倍（$\約$2.6Gaより前）のイオンエスケープは、ノアキア以前の時代（$\approxより前）に熱エスケープが引き継がれるまで、主要な大気非熱損失プロセスになります。$4.0-4.1Ga）。CO$_2$関連の解離生成物の総脱出量を$\approx$4.1Gaまで遡って外挿すると、理論的には$\approx$3barを超えるCO$_2$分圧に相当しますが、この量は得られませんでした。必ず存在する必要があります。41億年前の火星隕石ALH84001で測定された初期コンドライト値5.3から現在までの、スパッタリングと火山放出による$^{36}$Ar/$^{38}$Ar同位体の分別火星ダイナモの停止時間（3.6〜4.0Gaと想定）に応じて、想定されるCO$_2$分圧が$\約$0.2〜3.0barで再現されます（その後、Arの大気スパッタリングが開始された場合）。
大規模調査における小惑星の光度曲線と検出、形状、サイズの偏り
| Title |
Asteroid_lightcurves_and_detection,_shape,_and_size_biases_in_large-scale_surveys |
| Authors |
Samuel_Navarro-Meza,_Erin_Aadland,_David_Trilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09921 |
ほとんどの小惑星はやや細長く、光度曲線の振幅がゼロではありません。そのような小惑星は、それらの平均の大きさが述べられた感度限界よりも暗い場合でも、大規模な空の調査で検出することができます。理想化されているが有用な近似のセットの下で、細長い小惑星の検出を調査します。調査の感度限界よりも最大1マグニチュード暗い物体が検出される可能性が高く、その影響は光度曲線の振幅が0.1〜0.4等の小惑星で最も顕著であることがわかります。これにより、導出されたサイズと形状の分布にバイアスがかかります。適切に説明しなければならない人口。
Desch他への返信。 （2021）恐竜の絶滅の起源としての長周期彗星の崩壊について
| Title |
Reply_to_Desch_et_al._(2021)_on_Breakup_of_a_long-period_comet_as_the_origin_of_the_dinosaur_extinction |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09940 |
Deschらによる批判に答えます。（2021）私たちのScientificReportsの論文に関して、恐竜の絶滅の起源としての長周期彗星の崩壊。メインベルト小惑星と長周期彗星のバックグラウンド衝突率は、チクシュルーブ衝突イベントを説明するには低すぎるとして以前は却下されていました。私たちの研究は、長周期彗星の一部が太陽の近くを通過した後、きちんと破壊され、それぞれが地球の軌道を横切る小さな断片のコレクションを生成することを示しています。この個体群は、チクシュルーブ彗星の衝突イベントを引き起こす可能性のある長周期彗星の衝突率を桁違いに増加させる可能性があります。この新しい速度は、チクシュルーブ衝突クレーターの年代と一致します。私たちの結果は、分裂イベントで生成されたフラグメントの数の不確実性の影響を受けます。
高赤方偏移ライマンアルファエミッターおよび放射伝達モデルのプローブとしてのガンマ線バースト
| Title |
Gamma-ray_bursts_as_probes_of_high-redshift_Lyman-alpha_emitters_and_radiative_transfer_models |
| Authors |
J.-B._Vielfaure,_S._D._Vergani,_M._Gronke,_J._Japelj,_J._T._Palmerio,_J._P._U._Fynbo,_D._B._Malesani,_B._Milvang-Jensen,_R._Salvaterra_and_N._R._Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09314 |
ライマン-$\alpha$放出の長いガンマ線バーストホスト銀河（LAE-LGRB）の更新された国勢調査と統計を提示します。LAE-LGRBのサブサンプルの特性を調査し、ライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）輝線スペクトルを適合させるために一般的に使用されるシェルモデルをテストします。これまでに検出されたLAE-LGRBの中から、4つのLAE-LGRBのゴールデンサンプルを選択して、ホスト銀河の特性とその星間物質ガスに関する情報を取得できるようにします。シェルモデルを使用してLy$\alpha$スペクトルを近似し、そのパラメーターを観測値で制約します。LAE-LGRBの統計と特性を文献のLAEサンプルのものと比較すると、ほこりっぽいシステムでのLy$\alpha$抑制の証拠が見つかり、LGRBホスト全体の中でLAE-LGRBの割合がそれよりも低くなっています。同様の赤方偏移範囲のライマンブレーク銀河（LBG）サンプルで見つかりました。ただし、LAE-LGRBは、z〜2でUV選択された銀河の大部分からのLy$\alpha$放射を表すことがわかります。LAE-LGRBの黄金のサンプルは、複数の放出ブロブと銀河相互作用の可能性の兆候を特徴とする複雑なシステムであることがわかります。フィッティング手順は、残光スペクトルから測定されたHIカラム密度（NHI）、および非常に高いNHIの場合のシェルモデルパラメーターによって記述された他のプロパティの回復に失敗します。ほとんどのLGRBとLAE-LGRBの残光は、高いNHIを示しています。これは、統計的に、GRBをホストする星形成領域の大質量星によって生成されると予想されるLy$\alpha$光子の大部分がそのような不透明な視線に囲まれることを意味します。。より洗練されたモデルとさまざまな優勢なLy$\alpha$放出領域のコンテキストで結果を解釈します。また、LyCリークの間接的な指標として特定された特性の観点から、LAE-LGRBをLAELymancontinuum（LyC）リークと比較します。[要約]
SOFIAによる銀河系外磁気（レガシープログラム）-I：M51の多相星間物質の磁場
| Title |
Extragalactic_Magnetism_with_SOFIA_(Legacy_Program)_--_I:_The_magnetic_field_in_the_multi-phase_interstellar_medium_of_M51 |
| Authors |
Alejandro_S._Borlaff,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Rainer_Beck,_Rodion_Stepanov,_Eva_Ntormousi,_Annie_Hughes,_Konstantinos_Tassis,_Pamela_M._Marcum,_Lucas_Grosset,_John_E._Beckman,_Leslie_Proudfit,_Susan_E._Clark,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Sui_Ann_Mao,_William_T._Reach,_Julia_Roman-Duval,_Kandaswamy_Subramanian,_Le_Ngoc_Tram,_Ellen_G._Zweibel,_SOFIA_Legacy_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09315 |
HAWC+/SOFIAを使用した銀河の高解像度遠赤外線（FIR）偏光観測が最近利用可能になったため、低温で高密度の分子ディスク内の銀河系外磁場の研究が容易になりました。kpcスケールで有意な構造の違いが検出できるかどうかを調査します。拡散（放射）および高密度および低温（FIR）星間物質（ISM）内でトレースされたときの、グランドデザインの正面向き渦巻銀河M51の磁場。私たちの分析は、電波とFIRの偏光観測が必ずしも同じ磁場構造を追跡するとは限らない複雑なシナリオを明らかにしています。腕の磁場は、3cmや6cmよりも154umでしっかりと包まれていることがわかります。磁気ピッチ角の統計的に有意な低い値は、銀河の郊外（R>7kpc）のFIRで測定されます。この違いは、腕間領域では検出されません。FIRと無線での偏光率と全強度とガス柱密度および12CO（1-0）速度分散との強い相関関係が見られます。アームは、分子ガスのカラム密度と分散速度が増加する領域で、小規模な乱流Bフィールドの相対的な増加を示すと結論付けます。HI中性ガスとの相関は見られません。星形成率は、FIRには見られない電波偏光強度との明確な相関関係を示しており、小規模なダイナモ駆動のB磁場増幅シナリオを示しています。この研究は、多波長偏光観測が、多相ISMにおける星形成、磁場、およびガス運動学の間の連動関係を解きほぐすための鍵であることを示しています。
天の川の類似物の周りの衛星：観測とシミュレーションで見られる静止衛星の数と割合の緊張
| Title |
Satellites_Around_Milky_Way_Analogs:_Tension_in_the_Number_and_Fraction_of_Quiescent_Satellites_Seen_in_Observations_Versus_Simulations |
| Authors |
Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens,_Kyle_A._Oman,_Christine_M._Simpson,_Azadeh_Fattahi,_David_J._Sand,_Paul_Bennet,_Denija_Crnojevi\'c,_Carlos_S._Frenk,_Facundo_A._G\'omez,_Robert_J._J._Grand,_Michael_G._Jones,_Federico_Marinacci,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_Julio_F._Navarro,_and_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09321 |
銀河系アナログ周辺衛星サーベイ（SAGA-II）のStage〜IIリリースからの天の川（MW）アナログ周辺の衛星の星形成特性を、APOSTLEおよびAuriga宇宙ズームインシミュレーションスイートのものと比較します。SAGA-IIサンプルの星形成インジケーターとしてアーカイブGALEXUVイメージングを使用し、星形成率（SFR）を導出して、APOSTLEおよびAurigaの星形成率と比較します。NUVおよびFUVバンドからの検出率をSAGA-IIH$\alpha$検出と比較すると、3つのトレーサーすべてで検出された観測衛星の$85\％$以上とほぼ一致していることがわかります。SAGA-IIホストの周囲で使用されているのと同じ空間選択基準を適用して、APOSTLEとAurigaのMWのようなホストの周囲の衛星を選択します。観測およびシミュレーションされたサンプルでは、星形成衛星の導出SFRと、ホストごとの星形成衛星の数に非常に良い全体的な一致が見られます。ただし、SAGA-IIサンプルのクエンチされた衛星の数と割合は、たとえSAGA-IIの不完全性と侵入者の修正が含まれています。この不一致は、シミュレーションの解像度に関して堅牢であり、代替の星形成トレーサーが使用されている場合でも持続します。この不一致は、ここで検討した観測またはシミュレートされたサンプルの変動によって簡単に説明できないと考えられます。これは、MWアナログ周辺の衛星集団の物理に情報を与える可能性のある真の不一致を示唆しています。
太陽系の周りの測光的に若いガイア光度を持つ星（SPYGLASS）I：若い恒星構造とそれらの星形成履歴のマッピング
| Title |
Stars_with_Photometrically_Young_Gaia_Luminosities_Around_the_Solar_System_(SPYGLASS)_I:_Mapping_Young_Stellar_Structures_and_their_Star_Formation_Histories |
| Authors |
Ronan_Kerr,_Aaron_C._Rizzuto,_Adam_L._Kraus,_Stella_S._R._Offner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09338 |
若いアソシエーションは、何百万年も続くことができる星形成の記録を保持しており、出生雲の分散後ずっと星形成の進行を明らかにしています。この進行を追跡する近くの若い星の種族を識別するために、若い星を識別するための包括的なフレームワークを設計し、それを使用して333pcの距離内の$\sim$3$\times10^4$候補の若い星を識別します。ガイアDR2。このサンプルにHDBSCANクラスタリングアルゴリズムを適用して、27のトップレベルグループを特定します。そのほぼ半分は、以前の文献にはほとんどまたはまったく存在していません。これらのグループのうち10は、オリオン、ペルセウス、おうし座、スコセンなどの注目すべき若い協会を含む、目に見える下部構造を持っています。各地域の星形成の歴史を明らかにするために年齢の推定値を使用して、下部構造を持つすべてのグループの完全なサブクラスタリング分析を提供します。私たちが明らかにするパターンには、半円形の弧に沿ったSco-Cenの明らかな星形成の起源と、$\sim$4kms$^{-1}の伝播速度でその弧から離れる連続的な星形成の明確な証拠が含まれます。$（$\sim$4pcMyr$^{-1}$）。また、ペルセウスとおうし座で、現在の運動学的に同一のアクティブな星形成イベントに先行する初期の星形成のバーストを特定します。これは、ガスを収集するメカニズムが、ガスの分散と雲の再成長によって中断された、複数世代の星形成を引き起こす可能性があることを示唆しています。私たちが星形成を観察する大きな空間スケールと長い時間スケールは、個々の分子雲内のプロセスと銀河スケールで星形成を導く幅広い力との間の架け橋を提供します。
星団メンバーのガイア測定から推定された銀河系炭素星の質量による頻度
| Title |
The_frequency_by_mass_of_Galactic_carbon_stars_inferred_from_Gaia_measurements_of_star_cluster_members |
| Authors |
Tathagata_Pal_and_Guy_Worthey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09366 |
ガイア計画を用いて、前駆体質量の関数として銀河系炭素星の発生頻度を調査します。少数の統計は忠実度を制限しますが、C星の頻度は、マゼラン雲（MC）で観測されたものと一致して$m\approx1.67$M$_\odot$まで下がります。$m\約1.38$M$_\odot$では、MCの周波数がゼロに低下しているように見えても、周波数は3倍に上昇します。実際、これはMCの主要な年齢範囲でクラスターが不足しているためです。$m\約1.24$M$_\odot$以下では、4Gyr以上の年齢に対応するC星は観測されません。不確実性の範囲内で、M31のC〜star周波数は、GalaxyおよびMCの周波数と一致しています。$\sim$7M$_\odot$であいまいなCスター候補が見つかりました。
NGC 2442の核環境：コンプトン厚の低光度AGN
| Title |
The_nuclear_environment_of_NGC_2442:_a_Compton-thick_low-luminosity_AGN |
| Authors |
Patr\'icia_da_Silva,_R._B._Menezes,_Y._D\'iaz,_E._L\'opez-Navas,_J._E._Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09420 |
銀河の核領域の詳細な研究は、活動銀河核（AGN）フィードバックメカニズム、核とそのホスト銀河間の接続、そして最終的には銀河形成過程を理解するのに役立つため、重要です。ジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS）の面分光器（IFU）で得られた、銀河NGC2442の中央領域の光学データキューブの分析を示します。また、チャンドラデータ、XMM--NewtonおよびNuSTARスペクトル、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像を使用して、多波長分析を実行しました。分析により、核放出は、非常に不明瞭なコンパクトな硬X線源に関連する低電離核輝線領域（LINER）と一致しており、コンプトン厚のAGNを示していることが明らかになりました。F658NフィルターのHST画像（H$\alpha$）は、AGNのイオン化コーンの壁に対応するアーチ型の構造を示しています。イオン化コーンの同じ領域におけるガスの運動学的パターンと高いガス速度分散値は、流出放出を示唆しています。星の考古学の結果は、金属量が高く（z=0.02および0.05）、古い星の種族（$\sim$10Gyr）のみが存在し、NGC2442の中央領域に最近の星形成がないことを示しています。検出された流出に関連するAGNフィードバックの結果、星形成が遮断されます。NGC2442は天の川銀河に似た後期型銀河であり、比較すると、それらの主な違いは低光度AGNの存在であることが示されています。
銀河中心のホット分子コア候補50km / s分子雲
銀河中心分子雲G-0.02-0.07または50km/s分子雲（50MC）のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）をSO（50MC）で使用した2.5秒角の解像度の観測に基づいた結果を示します。N_J=2_2-1_1）線と86GHzの連続発光。これらの組み合わせは、大規模な星形成の初期段階に現れる「ホット分子コア候補」（HMCC）を追跡すると考えられています。86GHzの連続画像では、50MCの中央部に9つのダストコアがあり、そこには4つの有名なコンパクトHII領域があります。新しい超小型HII領域は見つかりませんでした。また、SOラインを使用して50MCで28のHMCCを識別しました。全体的なSO分布には、特定されたHII領域との明確な位置相関はありませんでした。50MCのHMCCは、粉塵およびクラスICH3OHメーザー放出とのさまざまな関連および非関連を示しました。多様性は、それらが単一の進化段階または環境にないことを示唆しています。それにもかかわらず、識別されたHMCCの質量は、半径の単一のべき乗則、M_LTE/（M_sun）=5.44x10^5（r/（pc））^2.17atT_ex=50-100Kによって十分に近似されることがわかりました。導出されたHMCCの質量は、50MCで同じ半径を持つ分子コアの質量よりも大きく、銀河円盤の分子塊の質量よりも大きかった。50MCでこれらのHMCCの性質を確認するには、追加の観察が必要です。
中心にピークのある星形成効率を持つDehnenモデルの束縛質量
| Title |
The_bound_mass_of_Dehnen_models_with_centrally_peaked_star_formation_efficiency |
| Authors |
B._Shukirgaliyev,_A._Otebay,_M._Sobolenko,_M._Ishchenko,_O._Borodina,_T._Panamarev,_S._Myrzakul,_M._Kalambay,_A._Naurzbayeva,_E._Abdikamalov,_E._Polyachenko,_S._Banerjee,_P._Berczik,_R._Spurzem,_A._Just |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09510 |
星形成効率の低い結合星団の形成を理解することは、銀河の星形成の歴史を知るために非常に重要です。ガス放出後の星団進化のN体モデルでは、外べき乗則密度プロファイルを持つプラマーモデルが広く使用されています。瞬間的なガス放出後の低SFE星団の生存率に対する密度プロファイルの傾きの影響を研究します。星団がプラマープロファイルとデネンプロファイルを持ち、形成時に異なる傾斜の尖点を持つ場合を比較します。モデルクラスターが自由落下時間ごとに一定の効率で形成されたと仮定して、特定のグローバルSFEの残留ガスの対応する密度プロファイルを回復します。後者は、星よりもガスの傾斜が浅くなるという結果になります。ガス除去後のガスポテンシャルとともに、ビリアル平衡状態にあるクラスターの進化の直接$N$体シミュレーションを実行します。密度プロファイルのべき法則の傾きに関係なく、激しい緩和は20〜Myrより長くは続かないことがわかります。Dehnenモデルクラスターは、グローバルSFEがヤコビ半径内または半質量半径内で測定された場合、SFEが大幅に低くなり、激しい緩和後も存続します。Dehnen$\gamma=0$モデルクラスターは、グローバルSFEが10スケール半径内で測定された場合、プラマーモデルクラスターと同様の最終結合率を示します。最終的な限界分数は、特定のグローバルSFEの$\gamma$値とともに増加します。Dehnenクラスターは、Plummerクラスターよりも、瞬間的なガス放出に続く激しい緩和の結果によく抵抗すると結論付けます。したがって、低SFEクラスターの外部密度勾配が浅いほど、ガス放出後の生存性が向上します。Dehnenクラスターの中で、内側の勾配（カスプ）が急であるほど、特定のグローバルSFEの激しい緩和後に結合質量分率が高く保持されることがわかります。
Gaia EDR3、HST、および文献データの組み合わせによる銀河球状星団までの正確な距離
| Title |
Accurate_distances_to_Galactic_globular_clusters_through_a_combination_of_Gaia_EDR3,_HST_and_literature_data |
| Authors |
Holger_Baumgardt_and_Eugene_Vasiliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09526 |
GaiaEarlyDataRelease3のデータを、ハッブル宇宙望遠鏡のHSTデータに基づく距離と文献に基づく距離と組み合わせることにより、銀河系球状星団までの正確な距離を導き出しました。GaiaEDR3視差から直接、または運動学的に、視線速度分散プロファイルをGaiaEDR3およびHSTベースの固有運動速度分散プロファイルと組み合わせて距離を決定します。さらに、ガイアEDR3視差から絶対光度を決定する近くの準矮星のフィッティングから球状星団の主系列までのクラスター距離を計算します。最後に、HSTベースの恒星数カウントを使用して距離を決定します。さまざまな方法から得られた平均距離は、約2％のレベルまで良好に一致しています。利用可能なすべてのデータを組み合わせることで、162個の銀河系球状星団までの距離を導き出すことができます。約20個の近くの球状星団までの距離は、1％以上の精度で決定されます。最後に、距離がローカルハッブル定数の値に与える影響について説明します。
30ドラダスのSOFIA観測：I-遠赤外線ダスト分極と粒子配列および放射トルクによる破壊への影響
| Title |
SOFIA_observations_of_30_Doradus:_I_--_Far-Infrared_dust_polarization_and_implications_for_grain_alignment_and_disruption_by_radiative_torques |
| Authors |
Le_Ngoc_Tram,_Thiem_Hoang,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Simon_Coud\'e,_Archana_Soam,_B-G_Andersson,_Min-Young_Lee,_Lars_Bonne,_William_D._Vacca,_and_Hyeseung_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09530 |
大マゼラン雲に位置し、大部分が大星団R$\、$136で照射されている、30Doradusは、放射トルク（RAT）による粒子配列と回転破壊の一般的な理論をテストするための理想的なターゲットです。ここでは、SOFIA/HAWC+を使用して、89、154、および214$\、\mu$mでの30ドラダスの公開されている偏光熱ダスト放出観測を使用します。総発光強度（$I$）、ダスト温度（$T_{\rmd}$）、およびガス柱密度（$N_{\rm）を使用して、ダスト分極度（$p$）の変動を分析します。H}$）ハーシェルデータから構築。30ドラダス複合体は、R$\、$136に関連して、北と南の2つの主要な地域に分けられます。北部では、ダスト温度が照射クラスターR$\、$136に向かって上昇すると、偏光度が最初に減少し、次に増加してから再び減少することがわかります。最初の偏光解消は、星間放射場の減衰による高密度媒体への粒子配列効率の低下から生じる可能性があります。2番目の傾向（$T_{\rmd}$による$p$の増加）は、RATアライメント理論と一致しています。最終的な傾向（$T_{\rmd}$による$p$の減少）は、RATアライメント理論と一致していませんが、RATによる大きな粒子の回転破壊によって説明できます。南部では、偏光度はダスト温度にほとんど依存しないが、粒子配列効率はガス柱密度のピーク付近で高く、放射源に向かって低下することがわかります。後者の機能は、RATによる回転障害の予測とも一致しています。
IllustrisTNGシミュレーションでの巨大な円盤銀河の形成
| Title |
Formation_of_massive_disk_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Guangquan_Zeng,_Lan_Wang,_Liang_Gao_(NAOC,_Beijing) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09722 |
流体力学シミュレーションで巨大な円盤銀河の形成履歴を調査します-IllustrisTNG、なぜ巨大な円盤銀河が宇宙の時間を通して生き残るのかを研究します。シミュレーションの83個の銀河は、M$_{*、z=0}$$>8\times10^{10}$M$_\odot$で、運動学的バルジ対総比が$0.3$未満で選択されています。これらの巨大な円盤銀河の8.4％は、静かな合併の歴史を持ち、形成されてから円盤の形態を維持していることがわかります。54.2％は、履歴のバルジコンポーネントが大幅に増加し、現在まで再びディスクになります。残りの37.3％は著名な合併を経験していますが、ディスクを維持するために生き残っています。合併や大規模な合併でさえ、必ずしも円盤銀河を楕円形に変えるわけではありませんが、合併のさまざまな特性と合併の残骸の形態との関係を研究しています。残りの形態は、主要な合併の軌道タイプに強く依存していることがわかります。具体的には、渦巻き状の落下軌道との大規模な合併は、主にディスク優勢の残骸につながり、正面からの銀河と銀河の衝突の大規模な合併は、主に楕円形を形成します。軌道タイプへの残留形態のこの依存性は、以前に研究されたように、低温ガス分率または合併システムの軌道構成への依存性よりもはるかに強い。
M83と天の川の中心：一般的な星形成サイクルの反対の極値
| Title |
The_centres_of_M83_and_the_Milky_Way:_opposite_extremes_of_a_common_star_formation_cycle |
| Authors |
Daniel_Callanan,_Steven_N._Longmore,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Andreas_Schruba,_Adam_Ginsburg,_Mark_R._Krumholz,_Nate_Bastian,_Joao_Alves,_Jonathan_D._Henshaw,_Johan_H._Knapen,_and_Melanie_Chevance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09761 |
天の川銀河とM83の中心部では、星形成を制御すると考えられている地球環境の特性は非常に似ています。しかし、シンクロトロンとH-アルファ放射によって推定されるM83の核星形成率（SFR）は、天の川のそれよりも桁違いに高いです。この違いの原因を理解するために、HCN（1-0）とHCO+（1-0）のALMA観測を使用して、内側の約500pcの個々の分子雲（0.54"、12pc）のサイズスケールで高密度ガスを追跡します。M83のこれを、天の川の同じ解像度とガラクトセントリック半径のガス雲と比較します。2つの銀河では、全体的なガス分布と個々の雲の特性の両方が非常に似ており、共通のメカニズムが原因である可能性があります。ガス特性のかなりの類似性を考えると、SFRの大きさの違いの順序の最も可能性の高い説明は時間変動であり、中央分子ゾーン（CMZ）は現在そのより静止期にあります星形成サイクル。M83のSFRは5〜7ミリ前に1桁高かったに違いないことを示しています。M83の「スターバースト」フェーズは、空間的および時間的に高度に局所化されており、フィードバック効率と能力が大幅に向上しています。銀河規模の流出を促進する能力。銀河中心における星形成とフィードバックサイクルのこの非常に動的な性質は、（i）観測のモデリングと解釈は、大きな空間領域またはタイムスケールでの平均化を回避する必要があり、（ii）これらのサイクルを制御するマルチスケールプロセスを理解するには、統計のスナップショットを比較する必要があることを意味しますさまざまな進化段階にある銀河のサンプル。
この研究では、空間位置、銀河静止標準（V_{GSR}）に対する視線速度、固有運動、および「年齢の比率」の分析を使用して、サジタリウス（Sgr）潮流に属する球状星団の検索を実行しました。-球状星団および潮流中の星の金属量」（[Fe/H]）。その結果、球状星団の3つのカテゴリが得られました。A-最も確実にストリーム内にあります。B-運動学的外れ値：Pal5、NGC5904、NGC5024、NGC5053、NGC5272、NGC288;C-最低ランクの候補者：NGC6864、NGC5466、NGC5897、NGC7492、NGC4147。
M31バルジのアストロサット/ UVIT近紫外線および遠紫外線特性
AstroSatは、2017年から2019年にかけてUVIT望遠鏡でM31を調査しました。M31の中央の膨らみは、2750-2850A、2000-2400A、1600〜1850A、1450〜1750A、および1200〜1800Aのフィルターで観察されました。バルジ形状に近い楕円形の等高線に沿って平均化された放射状プロファイル分析が、各フィルターで実行されました。プロファイルは、すべてのフィルターで内側の8"を超えるセルシック関数に従うか、2つのセルシック関数（超過を含む）に適合させることができます。バルジの紫外線色は、半径とともに体系的に変化し、バルジブルー（より高温）。バルジ全体と、単一星の種族（SSP）モデルを使用した10個の楕円環のUVITスペクトルエネルギー分布（SED）に適合します。2つのSSPの組み合わせは、1つのSSPよりもはるかに優れたUVITSEDに適合します。3つのSSPは、データに最もよく適合します。3つのSSPの特性は、各SSPの年齢、金属性（Z）、および質量です。最も適合するモデルは、優勢な古い、金属が少ない（10^10年、log（Z/Zsun））=-2、Zsunを使用した場合、太陽の金属性）人口と中間（10^9。5年、log（Z/Zsun）=-2）人口からの15％の寄与、および若い高からのわずかな寄与（2％）-金属性（10^8。5年、log（Z/Zsun）=-0.5）の人口。結果は、光学におけるM31の以前の研究と一致しています。M31のアクティブな合併履歴。
ELAIS-S1のHzRGのACA1mm調査：調査の説明と最初の結果
| Title |
An_ACA_1mm_survey_of_HzRGs_in_the_ELAIS-S1:_survey_description_and_first_results |
| Authors |
Hugo_Messias,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Pascale_Hibon,_Tony_Mroczkowski,_Israel_Matute,_Mark_Lacy,_Brian_Mason,_Sergio_Mart\'in,_Jos\'e_M._Afonso,_Edward_Fomalont,_Stergios_Amarantidis,_Sonia_Ant\'on,_Ricardo_Demarco,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Andrew_M._Hopkins,_R\"udiger_Kneissl,_Cristian_Lopez,_David_Rebolledo,_Chentao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09895 |
電波を放射するジェットは、宇宙の初期から宇宙の巨大な銀河の進化を形作る主要な成分の1つである可能性があります。しかし、初期の放射性活動銀河核（AGN）を特定し、このシナリオを確認することは困難であり、z>2での無線AGNホストのサンプルの研究が日常的に可能になったのはごく最近のことです。上記を念頭に置いて、ELAIS-S1で3.9deg2以内に見つかった36個の高赤方偏移無線AGN候補の1.3mm（rms=0.15mJy）でAtacamaCompactArray（ACA、またはMoritaArray）を使用して調査を実施しました。フィールド。ここで紹介する作業では、調査について説明し、予備的な結果セットを紹介します。サンプルの選択は、赤外線（IR）と無線フラックスのみを使用する3つの基準に基づいていました。高赤方偏移源の最高の選択率（z>0.8で86％）を提供する基準は、IRカラーカットと電波束カット（S（5.8um）/S（3.6um）>1.3およびS（1.4GHz）を組み合わせたものです。）>1mJy）。36のソースのサンプルのうち、16はミリメートル（mm）の検出を示しています。これらのケースのうち8つでは、放出は非熱的起源です。非熱起源のmm検出を備えたzsp=1.58オブジェクトは、偶然に検出されたCO（5-4）放出によって追跡されるように、ジェットが支配的なmm連続放出とホストの分子ガスの放出との間に明確な空間オフセットを示します。偶然の線が検出された天体の中には、ホスト銀河から20kpc伸びるCS（6-5）放射によって明らかにされたように、狭いジェットのような領域を持つソースがあります。
短いガンマ線バーストでの即発放出のグローバル数値モデル
| Title |
A_global_numerical_model_of_the_prompt_emission_in_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Hirotaka_Ito_(1,2),_Oliver_Just_(3,1),_Yuki_Takei_(4,5,1),_Shigehiro_Nagataki_(1,2)_((1)_ABBL_RIKEN,_Saitama,_(2)_iTHEMS_RIKEN,_Saitama,_(3)_GSI_Darmstadt,_(4)_RESCEU,_Tokyo,_(5)_Univ._Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09323 |
中央ブラックホール（BH）トーラスシステムの進化、多成分合併イジェクタを介したジェットの伝播、自由膨張への移行を一貫して説明する、短いガンマ線バーストからの迅速な放出の最初のグローバルモデルを提示します。、および相対論的ジェットからの光球放出。この目的のために、我々は、粘性のあるBH-トーラスシステムの特別な相対論的ニュートリノ-流体力学シミュレーションを実行します。中央BHの近く。後処理ステップでは、相対論的モンテカルロ放射伝達コードを使用して光球放射を計算します。トーラスからの風がジェットと放射に強い痕跡を残し、狭い視準と急速な時間変動を引き起こすことがわかります。発光の視角依存性は、スペクトルピークエネルギーE_p、等方性エネルギーE_iso、およびピーク光度L_pの間に相関関係を生じさせます。これは、アマティ関係とヨネトク関係の自然な説明を提供する可能性があります。また、偏光度はジェットコアからの放出では小さく（<2％）、コアの外側の視角とともに増加する傾向があり、より大きなエネルギーでは最大10〜40％になる可能性があることもわかりました。ピークエネルギー。最後に、私たちのモデルとGRB170817Aの比較は、光球放出シナリオを強く嫌うため、繭ショックブレイクアウトなどの代替シナリオをサポートします。
パルサー磁気圏における対生成の新しいメカニズム
この論文では、パルサーの磁気圏における効率的な対生成の可能性を研究します。相対論的遠心力によって、静電界が指数関数的に増幅することが示されている。その結果、フィールドはシュウィンガー限界に近づき、回転の効果が非常に効率的なライトシリンダー領域でのペア作成プロセスにつながります。通常周期（$\sim1$秒）パルサーのパラメーターを分析すると、プロセスが非常に効率的であるため、電子-陽電子ペアの数密度がゴールドライヒ-ジュリアン密度を5桁超えることがわかりました。
超新星、GRB、繭の相互作用の大きな風景
長いガンマ線バースト（LGRB）は、巨大な星の崩壊と相対論的ジェットの形成に関連しています。ジェットが星を通って伝播するとき、それは伸びた、熱い繭を形成します。ジェット/繭システムの動的進化とその環境との相互作用は、解析的および数値的に広く研究されてきました。一方、システムの結果を決定する際にLGRBに関連する超新星（SN）爆発が果たす役割はほとんど考慮されていません。この論文では、SN、ジェット、繭の相互作用から生じる結果の大きな展望について説明します。結果は主に3つのタイムスケールに依存することを示します。繭と超新星の衝撃波が前駆星の表面を突破する時間と、繭が前駆星を完全に飲み込むのに必要な時間です。前駆星を通過するSNショックの開始とジェットの間の遅延は、これらの3つのタイムスケールに関連している可能性があります。これらの時間スケールの順序に応じて、ジェット繭はSN噴出物の内部またはその逆に伝播する可能性があり、爆発の特性の結果は異なります。ジェット繭と超新星衝撃波との間の複雑な相互作用が、発生する熱放射と非熱放射に与える影響について説明します。
| Title |
Spin_and_Accretion_Rate_Dependence_of_Black_Hole_X-Ray_Spectra |
| Authors |
Brooks_E._Kinch,_Jeremy_D._Schnittman,_Scott_C._Noble,_Timothy_R._Kallman,_and_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09408 |
ブラックホールX線連星系のスペクトル特性が、第一原理物理計算に基づいて予測されたときに、スピン、降着率、視角、および鉄の存在量にどのように依存するかについての調査を提示します。べき法則コンポーネントは、スピンの増加とともに硬化します。熱成分は降着率の増加とともに強化されます。コンプトンバンプは、より高い降着率とより低いスピンによって強化されます。FeK$\alpha$の等価幅は、Feの存在量とともに亜線形に増加します。驚くべきことに、K$\alpha$プロファイルは、放射状の表面輝度プロファイルが比較的平坦であるため、スピンよりも降着率に敏感であり、降着率が高いと、生産領域がより小さな半径に拡張されます。全体的な放射効率は、Novikov-Thorneモデルで予測されたものよりも少なくとも30〜100％高くなっています。
偏心ディスクの垂直構造に対する衝撃の影響
物質が離心率に従う降着円盤は、複数の天体物理学的状況で発生する可能性があります。円軌道ディスクとは異なり、偏心ディスクの垂直重力は軌道の周りで変化します。この論文では、相互作用しないと仮定された個々のガス柱の$1D$流体力学シミュレーションを使用して、垂直構造に対するこの変化する重力の動的効果のいくつかを調査します。時間依存の重力ポンピングは、一般的に中心付近に衝撃を与えることがわかります。衝撃で消費されるエネルギーは、軌道エネルギーから取得されます。中心付近の垂直運動における単位質量あたりの運動エネルギーは、正味の軌道エネルギーと比較して大きくなる可能性があるため、衝撃を受けたガスはほぼビリアル温度に加熱され、その一部は束縛されなくなります。これらの衝撃は、離心率やディスクのアスペクト比を大きくするために、ディスクの質量のより大きな部分に影響を与えます。好都合な場合（超大質量ブラックホールによる星の潮汐破壊など）、これらの影響は潜在的に重要なエネルギー散逸と質量損失のメカニズムである可能性があります。
X線/ $ \ガンマ$線の地球の大気散乱とその宇宙観測への影響の再考：GRBスペクトル分析への影響
| Title |
Revisiting_the_Earth's_atmospheric_scattering_of_X-ray/$\gamma$-rays_and_its_effect_on_space_observation:_Implication_for_GRB_spectral_analysis |
| Authors |
Sourav_Palit,_Akash_Anumarlapudi_and_Varun_Bhalerao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09524 |
ガンマ線バースト（GRB）などの天体物理学的過渡現象からの入射高エネルギー光子のかなりの部分は、地球の大気によって散乱されたコンプトンです。これらの光子は、「反射成分」と呼ばれることもあり、宇宙で運ばれるX線/$\gamma$線装置によって検出される信号に寄与します。したがって、これらの機器によって推測される位置、フラックス、スペクトル、偏光などのソースパラメータの有効性と信頼性は、この散乱成分の正確な推定に大きく依存します。現在のミッションでは、専用の応答マトリックスを使用してこれらの影響を説明しています。ただし、これらのデータベースは、今後の多くの過渡探索や重力波高エネルギー電磁対応検出器など、他のミッションには容易に適応できません。さらに、これらの複雑なシミュレーションで発生する可能性のある体系的な影響は、文献で十分に調査および検証されていません。現在、低軌道（LEO）X線検出器用のGEANT4での詳細なモンテカルロシミュレーションを使用して、影響を調査中です。ここでは、大気応答マトリックス（ARM）の形式でのシミュレーションの結果と、ソーススペクトル特性の決定における体系的なエラーの影響について説明します。近い将来、そのようなソースのAstroSat-CZTI観測のために、データ処理と分析に結果を適用する予定です。私たちのシミュレーション出力とソースコードは、今後の多数の高エネルギー過渡ミッションで使用できるように、また他のミッションとの精査と体系的な比較のために公開されます。
ブラックホールX線連星からの複数の噴出物の変化する運動学MAXIJ1820 + 070
| Title |
The_Varying_Kinematics_of_Multiple_Ejecta_from_the_Black_Hole_X-ray_Binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
C._M._Wood,_J._C._A._Miller-Jones,_J._Homan,_J._S._Bright,_S._E._Motta,_R._P._Fender,_S._Markoff,_T._M._Belloni,_E._G._K\"ording,_D._Maitra,_S._Migliari,_D._M._Russell,_T._D._Russell,_C._L._Sarazin,_R._Soria,_A._J._Tetarenko_and_V._Tudose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09529 |
2018年の爆発では、ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070は、ハードからソフトへの状態遷移が発生したため、複数の波長で包括的に監視されました。この移行中に、X線タイミング特性の急速な進化と短命の電波フレアが観察されました。これらは両方とも、双極で長命の相対論的噴出物の発射に関連していました。タイムビニングと新しい動的位相中心追跡技術の両方を使用して、2つの非常に長いベースラインアレイ観測の詳細な分析を提供し、高速で移動する噴出物を高角度分解能で観測する際のスミアリングの影響を軽減します。$18.0\pm1.1$masday$^{-1}$の固有運動が低い、2番目の早い放出を識別します。この新しいジェットノットは、無線フレアの上昇が始まる数時間前に4\pm1$で放出され、タイプCからタイプBのX線準周期振動（QPO）に切り替わる1時間前に放出されました。このジェットは$\sim6$時間にわたって放出されたため、その放出はQPOの移行と同時に発生したことを示しています。私たちの新しい技術は、以前は検出されなかった観測で、元のより高速な放出を特定します。この検出により、イジェクタの固有運動への適合を修正し、ジェット傾斜角$（64\pm5）^\circ$、およびジェット速度$0.97_{-0.09}^{+0.03}c$を計算しました。動きの速いイジェクタ（$\Gamma>2.1$）と新しく識別された動きの遅いイジェクタ（$\Gamma=1.05\pm0.02$）の$（0.30\pm0.05）c$。接近する動きの遅いコンポーネントが主に無線フレアの原因であり、タイプCからタイプBのQPOへの切り替えに関連している可能性が高い一方で、動きの速いイジェクタの明確な放出の兆候は確認されなかったことを示します。
ニュートリノ観測によるLHAASO源へのハドロン寄与に対する制約
LHAASOは、銀河宇宙線の起源と考えられる100TeVを超える12個のガンマ線源を検出しました。LHAASO線源の近くでのIceCubeとANTARESによるニュートリノ測定を要約して、これらの線源におけるハドロンガンマ線の寄与を抑制します。かに星雲からのガンマ線は、4TeV未満のハドロン成分によって支配されていないことがわかります。2つのLHAASO線源、LHAASOJ1825-1326およびLHAASOJ1907+0626からのガンマ線は、IceCubeによるニュートリノ分析の仮説の下で、最大200TeVまでのレプトン成分によってさえ支配されています。また、そのエネルギーでのLHAASOの顕著な感度に依存して、TeVPWNeからの合計100TeVのガンマ線放出を制限します。
GRRMHDでのストリームインジェクションによる潮汐破壊イベントディスク形成のグローバルシミュレーション
一般相対論的電磁流体力学コード\verb=KORAL=を使用して、質量$10^6\、M_\の超大質量ブラックホール（BH）の周りの太陽質量星の潮汐破壊に起因する降着円盤形成の初期段階をシミュレートします。odot$。衝突パラメータ$\beta\geq3$を使用して、軌道離心率$e\leq0.99$（$e=1$の放物線軌道のより現実的なケースと比較して）を持つ人工的に束縛された星の崩壊をシミュレートします。ドメインに潮流を注入する新しい方法を使用します。2つのシミュレーションでは、$e=0.99$を選択し、現実的なTDEと同様の速度で質量を注入します。シミュレートした$3.5$日以内に、ディスクが偏心$e\upperx0.6$で穏やかに循環するだけであることがわかります。円形化の速度は、BHに近づく中心付近の半径の方が速くなります。放出された放射線は$L_{\rm{bol}}\approx3-5\、L_{\rm{Edd}}$の穏やかなスーパーエディントンであり、光球は高度に非対称であり、光球は内部降着円盤にかなり近い。中心付近の角度を表示します。$T_{\rm{rad}}\約3-5\times10^5$Kの軟X線放射が偶然の視角で見える可能性があることがわかりました。私たちのシミュレーションでは、TDEは$\eta\upperx0.009-0.014$で放射的に非効率的であるはずであると予測しています。これらは、ストリーム、ディスク形成、および放出された放射線を同時にキャプチャする最初のシミュレーションです。
変分的に最適化されたガウス過程による強いレンズ源の再構成
| Title |
Strong-lensing_source_reconstruction_with_variationally_optimised_Gaussian_processes |
| Authors |
Konstantin_Karchev,_Adam_Coogan,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09465 |
強いレンズの画像は、拡大された光源とレンズ内の暗黒物質の分布の両方に関する豊富な情報を提供します。これらの画像の精密分析は、暗黒物質の性質を制約するために使用できます。ただし、これには、忠実度の高い画像の再構成と、レンズの質量分布と光源光の両方の不確実性の注意深い処理が必要です。これらは通常、定量化が困難です。将来の高解像度データセットを見越して、この作業では、機械学習の最近のさまざまな開発を活用して、新しいベイズの強いレンズ画像分析パイプラインを開発します。そのハイライトは次のとおりです。（A）高速でGPU対応の、エンドツーエンドで微分可能な強いレンズ画像シミュレーター。（B）ピクセル化も考慮に入れた、ガウス過程への計算上非常に効率的な近似に基づく、統計的に原理化された新しいソースモデル。（C）数万のレンズおよびソースパラメータの事後確率を同時に導出し、確率的勾配降下法を介してハイパーパラメータを最適化することを可能にするスケーラブルな変分推論フレームワーク。効率的で正確なパラメーター推定とレンズモデルの不確実性の定量化に加えて、パイプラインの主な目的は、暗黒物質の下部構造のターゲットシミュレーションベースの推論のためのトレーニングデータの生成です。
X線スペクトルフィッティングへのデータ駆動型アプローチ：準デコンボリューション
| Title |
A_Data-driven_Approach_to_X-ray_Spectral_Fitting:_Quasi-Deconvolution |
| Authors |
Carter_Lee_Rhea,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Ralph_Kraft,_Akos_Bogdan,_Rudy_Geelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09470 |
天文源のX線スペクトルフィッティングでは、固有のスペクトルまたはモデルを機器の応答と畳み込む必要があります。標準的なフォワードモデリング手法は、中程度から高い信号対雑音比で基礎となる物理的パラメータを回復することに成功していることが証明されています。ただし、低信号対雑音比で同じレベルの精度を達成するのに苦労しています。さらに、X線スペクトルで機械学習技術を使用するには、固有のスペクトルにアクセスする必要があります。したがって、測定されたスペクトルは、機器の応答から効果的にデコンボリューションする必要があります。このノートでは、X線スペクトル畳み込みを記述する行列方程式を反転するための数値的方法を検討します。従来の方法では固有のX線スペクトルを回復するには不十分であることを示し、新しいアプローチが必要であると主張します。
AstroSat質量モデル：CZTIを使用した軸外ソースのイメージングおよびフラックス研究
| Title |
The_AstroSat_Mass_Model:_Imaging_and_Flux_studies_of_off-axis_sources_with_CZTI |
| Authors |
Sujay_Mate,_Tanmoy_Chattopadhyay,_Varun_Bhalerao,_E._Aarthy,_Arvind_Balasubramanian,_Dipankar_Bhattacharya,_Soumya_Gupta,_Krishnan_Kutty,_N.P.S._Mithun,_Sourav_Palit,_A._R._Rao,_Divita_Saraogi,_Santosh_Vadawale,_Ajay_Vibhute |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09525 |
AstroSatのCadmiumZincTellurideImager（CZTI）は、4.6x4.6度（FWHM）の主視野を持つ硬X線符号化開口マスク装置です。機器のコリメータは、$\sim$100keVを超えるエネルギーでますます透明になり、CZTIが全天からの放射に敏感になります。これにより、CZTIは多数の軸外過渡線源を検出できるようになりましたが、線源フラックスまたはスペクトルを計算するには、検出器に入射する放射線の方向とエネルギーに依存する減衰についての知識が必要です。ここでは、CZTIとAstroSatのGEANT4ベースの質量モデルを紹介します。これを使用して、入射放射線に対する衛星の応答をシミュレートし、ソースカウントをフラックスとスペクトルに変換するための効果的な「応答ファイル」を計算できます。ジオメトリと相互作用の物理学の詳細を提供し、イメージングとフラックス研究のシミュレーションを観測と比較することによってモデルを検証します。質量モデルの分光学的検証については、コンパニオンペーパー、Chattopadhyay2021で説明されています。
地球掩蔽技術に基づく全天X線検出器としてコリメートされたCZTIを使用する
| Title |
Using_collimated_CZTI_as_all_sky_X-ray_detector_based_on_Earth_Occultation_Technique |
| Authors |
Akshat_Singhal,_Rahul_Srinivasan,_Varun_Bhalerao,_Dipankar_Bhattacharya,_A._R._Rao_and_Santosh_Vadawale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09527 |
全天モニターは、天体が地球によって隠蔽されているときに観測されたカウントの変化を測定することにより、天体物理源のフラックスを測定できます。このような測定は通常、$\textit{CGRO}$-BATSEや$\textit{Fermi}$-GBMなどの全天モニターによって実行されてきました。コリメートされた機器、$\textit{AstroSat}$上のテルル化カドミウム亜鉛検出器を使用して光源のフラックスを測定するためのこの手法の適用を初めて示します。かに星雲とパルサー、およびCygX-1については、最適な掩蔽データセットを慎重に選択することにより、信頼性の高いフラックス測定値が得られます。CZTIが強度$\gtrsim1$Crabのハードソースに対してこのような測定値を取得できることを示します。
連星の半径測定：強度干渉計のシミュレーション
星の質量と半径の測定値は、恒星構造のモデルにとって重要な入力です。連星の位置天文学と分光法が一緒になって両方の星の質量とシステムまでの距離を提供するのに対し、干渉法は位置天文学を改善し、星の半径を測定できるため、連星はこの点で特に興味深いものです。この作業では、強度干渉法からのパラメーターの回復、特に2つの星の半径をそれらの結合された干渉信号から解きほぐすという課題をシミュレートします。2つのアプローチが考慮されます：異なる波長での異なる輝度比の助けを借りた各星の視程寄与の分離、およびマルチパラメータモデルへの強度相関の直接フィッティング。完全な画像の再構成は試みられません。角半径、角距離、および一次周縁減光の測定は、現在の計装で明るい連星に対して容易に達成できるように見えます。
アダプティブメッシュリファインメントコードFLASH用のツリーベースのソルバー-II：放射輸送モジュールTreeRay
| Title |
Tree-based_solvers_for_adaptive_mesh_refinement_code_FLASH_--_II:_radiation_transport_module_TreeRay |
| Authors |
Richard_W\"unsch,_Stefanie_Walch,_Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Daniel_Seifried,_Sebastian_Haid,_Andre_Klepitko,_Anthony_P._Whitworth,_Jan_Palou\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09644 |
複数の放射源による放射伝達の処理は、星形成と星間物質のシミュレーションにおける重要な課題です。この論文では、ツリーベースの加速積分と組み合わせた逆レイトレーシングに基づいて、一般的な放射伝達問題を解決するための新しいTreeRayメソッドを紹介します。W\"unschetal。によって開発されたツリーソルバーのモジュールとして、適応メッシュ細分化コードFLASHでTreeRayを実装します。ただし、メソッド自体はホストコードに依存せず、グリッドベースまたは粒子ベースの流体力学で実装できます。TreeRayの主な利点は、計算コストがソースの数に依存しないことです。これにより、多くのポイントソース（大規模なスタークラスターなど）を使用したシミュレーションや、拡散放出が重要なシミュレーションに適しています。非常に効率的な通信とツリーウォーク戦略により、TreeRayはほぼ理想的な並列スケーリングを実現できます。TreeRayはサブモジュールで簡単に拡張でき、さまざまな波長での放射伝達を処理し、関連する物理プロセスを実装できます。ここでは、イオン化（EUV）放射に焦点を当て、Onを使用します。-メソッドとそのパラメータをテストするためのスポット近似ツリーソルバーのタイムステップを個別に設定する機能により、放射伝達の迅速な計算が可能になります流体力学的時間ステップは通常、恒星風バブルまたは超新星残骸で生成される高温ガスの音速によって制限される、多相星間物質で。TreeRayを使用すると、複数の巨大な星からのフィードバックによる星団の複雑なシミュレーションが可能になることを示します。
観測量子重力のための卓上3D干渉計の最適化
| Title |
Optimisation_of_table-top_3D_interferometers_for_Observational_Quantum_Gravity |
| Authors |
William_L._Griffiths,_Lorenzo_Aiello,_Aldo_Ejlli,_Alasdair_L._James,_Sander_M._Vermeulen,_Katherine_L._Dooley,_and_Hartmut_Grote |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09664 |
カーディフ大学の重力探査研究所は、同じ場所に配置された2つの3D干渉計を使用して、量子重力のいくつかの理論によって予測される時空の量子ゆらぎを観測することを目的としています。私たちの設計変位感度は、1〜25MHz帯域の変動の大きさを制限してきた以前の同様の実験の感度を上回っています。感度の向上は、主に、私たちが達成しようとしている比較的高い循環パワーによってもたらされ、全体的なショットノイズを低減します。より高い循環パワーの1つの複雑さは、高次モードを含むコントラスト欠陥光の増加です。DC読み出し方式を使用します。この方式では、微弱な信号を検出するために、ダークフリンジオフセットがコントラスト欠陥を十分に支配する必要があります。ただし、総出力電力が多すぎると、高帯域幅の光検出器が飽和するリスクがあります。コントラスト欠陥の高次モードの内容を抑制することは、高い循環パワーを実現し、ショットノイズの原因となる非信号伝達パワーを排除するための重要な戦略です。このためには、設計が説明されている出力モードクリーナーを含める必要があります。
NICERX線タイミング機器の経験的背景モデル
| Title |
An_Empirical_Background_Model_for_the_NICER_X-ray_Timing_Instrument |
| Authors |
Ronald_A._Remillard,_Michael_Loewenstein,_James_F._Steiner,_Gregory_Y._Prigozhin,_Beverly_LaMarr,_Teruaki_Enoto,_Keith_C._Gendreau,_Zaven_Arzoumanian,_Craig_Markwardt,_Arkadip_Basak,_Abigail_L._Stevens,_Paul_S._Ray,_Diego_Altamirano,_and_Douglas_J._K._Buisson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09901 |
NICERのバックグラウンド率は比較的低いですが、変動が大きく、そのスペクトルは、科学ターゲットの影響を受けない測定値を使用して予測する必要があります。検出可能なソースがない7つのポインティング方向の観測に基づく経験的な3パラメータモデルについて説明します。平均570秒の3556の良好な時間間隔（GTI）を調べると、0.87c/sの中央値（0.4〜12keV、50個の検出器）が得られますが、5％（1％）の場合、速度は10を超えます（300）c/s。モデルの残差は、最も明るいGTIの初期レートの20〜30％で持続し、1つ以上のモデルパラメーターが欠落していることを意味します。フィルタリング基準は、不十分なバックグラウンド予測を持つ可能性のあるGTIにフラグを立てるために与えられます。このようなフィルタリングを使用して、検出限界1.20c/s（3シグマ、単一GTI）を0.4〜12keVと推定します。これは、カニのようなスペクトルの3.6e〜12erg/cm^2/sに相当します。軟X線源の対応する制限は、0.3〜2.0keVで0.51c/s、または100eV黒体で4.3e-13erg/cm^2/sです。かすかなソースフィルタリングはバックグラウンドGTIの85％を選択し、より有利にスケジュールされたターゲットにはより高いレートが期待されます。モデルを1秒のタイムスケールに適用すると、ソースフレアとバックグラウンドで発生する可能性のあるサージを区別できます。
空中赤外分光計：開発、特性評価、および2017年8月21日の日食観測
| Title |
The_Airborne_Infrared_Spectrometer:_Development,_Characterization,_and_the_21_August_2017_Eclipse_Observation |
| Authors |
Jenna_E._Samra,_Vanessa_Marquez,_Peter_Cheimets,_Edward_E._DeLuca,_Leon_Golub,_James_W._Hannigan,_Chad_A._Madsen,_Alisha_Vira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09419 |
2017年8月21日、空中赤外線分光計（AIR-Spec）は、NSF/NCARガルフストリームV研究機に搭載された高度14kmでの皆既日食を観測しました。機器は、測定するように設計された5つの冠状輝線を正常に観測しました：SiX1.431$\mu$m、SXI1.921$\mu$m、FeIX2.853$\mu$m、MgVIII3.028$\mu$m、およびSiIX3.935$\mu$m。これらの磁気に敏感な輝線を特徴づけることは、宇宙天気イベントだけでなく、コロナの加熱、構造、およびダイナミクスを駆動するコロナ磁場を監視するための将来の機器を設計する際の重要な最初のステップです。AIR-Spec機器には、手ぶれ補正システム、フィード望遠鏡、グレーティングスペクトロメータ、スリットジョーイメージャが含まれています。このホワイトペーパーでは、機器の設計、光学的位置合わせ方法、画像処理、およびデータキャリブレーションアプローチについて詳しく説明します。日食の観測について説明し、利用可能なデータを要約します。
共生新星RRTelescopiiのラマン散乱OVIの特徴
| Title |
Raman-scattered_O_VI_features_in_the_symbiotic_nova_RR_Telescopii |
| Authors |
Jeong-Eun_Heo,_Hee-Won_Lee,_Rodolfo_Angeloni,_Tali_Palma,_Francesco_Di_Mille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09442 |
RRTelは相互作用連星であり、白色矮星（WD）が、恒星風の重力捕獲を介してミラ型変光星から物質を降着させます。この共生新星は、6825\r{A}と7082\r{A}で強いラマン散乱OVI1032\r{A}と1038\r{A}の特徴を示しています。チリのマゼラン望遠鏡でマゼラン稲森京セラエシェル（MIKE）分光器を使用して、2016年と2017年に撮影されたRRTelの高解像度光学スペクトルを紹介します。ラマンOVIの特徴のプロファイル分析から、RRTelにおける恒星風の降着を研究することを目指しています。非対称OVIディスクモデルを使用して、$>35{\rmkm〜s^{-1}}$の代表的なケプラー速度、および対応するスケール<0.8auを導出します。ラマンプロファイルに最適なのは、Mira${\dotM}\sim2\times10^{-6}〜{\rmM_{\odot}〜yr^{-1}}の質量損失率です。$と風力終端速度$v_{\infty}\sim20〜{\rmkm〜s^{-1}}$。MIKEデータを、MPG/ESO2.2m望遠鏡でファイバーフィード拡張範囲光学分光器（FEROS）を使用して2003年に取得されたアーカイブスペクトルと比較します。これにより、ラマンOVI機能のプロファイルの変化を強調することができます。これは、過去20年間のOVIディスクの密度分布の変化を示しています。また、3811\r{A}および3834\r{A}でのOVI再結合線の検出についても報告します。これらは、他の輝線とブレンドされています。私たちのプロファイル分解は、OVIIの再結合がOVI1032\r{A}および1038\r{A}発光領域よりもWDの近くで発生することを示唆しています。
4つの金属量の少ない星の鉛の豊富さ
Cowanetal。（2021）太陽で見つかった鉄より重い元素のおよそ半分が、高速中性子捕獲によって生成され、半分が低速中性子捕獲、r-およびs-プロセスによって生成される方法を確認します。太陽では、鉄以外の最も軽い元素と最も重い元素を除いて、個々の元素の存在量に対するそれらの相対的な寄与はよく理解されています。それらの寄与は、最も重い非放射性元素である鉛（Pb、Z=82）については特に不確実です。これは、金属量の少ない星の鉛の存在量を導き出すことによって制約されます。最も金属量の少ないハロー星では、ストロンチウムとより重い元素が太陽のr過程の比率で見られます。s過程元素は、太陽の30分の1を超える金属量でのみ出現します。ほぼ太陽の重元素含有量の未発達の金属量の少ない星では、2つのUVPb線のみが検出可能です。そのような4つの星は、2203.53Aで最強の線であるPbIIの高解像度スペクトルを持っています。Roedereretal。（2020）この線を1つの星で分析し、太陽の10倍の鉛と鉄の存在比を導き出しました。これとその青方偏移したプロファイルは、強力なSプロセス生産を示唆しました。この作業では、4つすべての星のUVスペクトルを分析します。PbIIラインの青方向に予測されたFeIラインを含み、鉛の存在量がrプロセスの存在量に比例すると仮定すると、4つのプロファイルすべてに非常によく一致します。スケーリングされたs過程の寄与は、以前に分析された未進化の星で見つかったはるかに低い鉛の存在量への一致を改善する可能性がありますが、そのs過程の過剰は控えめです。FeIIラインは、他のリードラインであるPbIを2833.05Aでブレンドします。これにより、最もクールな星でのみリードの存在量が制限されます。
VLTI / GRAVITYからの銀河中心の赤色超巨星GCIRS7のMOLsphereと脈動
| Title |
MOLsphere_and_pulsations_of_the_Galactic_Center's_red_supergiant_GCIRS_7_from_VLTI/GRAVITY |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_G._Rodr\'iguez-Coira,_T._Paumard,_G._Perrin,_F._Vincent,_R._Abuter,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_J._P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_P._T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N._M._F\"orster_Schreiber,_F._Gao,_P._Garcia,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_A._Jimenez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J._B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_M._Nowak,_T._Ott,_K._Perraut,_O._Pfuhl,_J._Sanchez-Bermudez,_J._Shangguan,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L._J._Tacconi,_T._Shimizu,_S._von_Fellenberg,_I._Waisber,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici_and_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09832 |
銀河系の中央パーセクで最も明るい星であるGCIRS7は、中央のブラックホールを周回する円盤の中に数十個の巨大な星と一緒に$6\pm2$Myr前に形成されました。GCIRS7は、測光の変動性に基づいて、脈動する物体であると主張されてきました。ESOVLTIの4つの補助望遠鏡を備えたGRAVITY機器を使用した、GCIRS7の最初の中解像度（$R=500$）のKバンド分光干渉計観測を紹介します。2017年と2019年の2つのエポックを使用してバリエーションを探しました。GCIRS7は、均一ディスクの光球直径$\theta^*_\text{UD}=1.55\pm0.03$mas（$R^*_\text{UD}=1368\pm26$$R_\odot$）Kバンド連続体。狭帯域の均一ディスクの直径は2.3$\mu$mを超えて増加し、スペクトルのCOバンドヘッドと明確な相関関係があります。この相関関係は、直径$\theta_\text{L}=1.74\pm0.03$masの、高温（$T_\text{L}=2368\pm37$K）の幾何学的に薄い分子シェルによって適切にモデル化されます。2017年に測定されました。シェルの直径は増加し（$\theta_\text{L}=1.89\pm0.03$mas）、2019年には温度が減少しました（$T_\text{L}=2140\pm42$K）。対照的に、光球の直径$\theta^*_\text{UD}$とGCIRS7の光球までの消光（$A_{\mathrm{K}_\mathrm{S}}=3.18\pm0.16$）2つのエポックでの不確実性の範囲内で同じ値を持ちます。以前の干渉測定および光分光測定のコンテキストでは、GRAVITYデータは光球の脈動の観点からの解釈を可能にします。2017年と2019年に測定された光球の直径は、PIONIER機器を使用して以前に報告されたものよりも大幅に大きくなっています（Hバンドで2013年に$\theta_*=1.076\pm0.093$mas）。GCIRS7の光球と分子殻のパラメーターは、干渉法を使用して以前に研究された他の赤色超巨星のパラメーターに匹敵します。
太陽磁気アーケードにおけるイオン波と中性波の周期の空間的変化
| Title |
Spatial_variation_of_periods_of_ion_and_neutral_waves_in_a_solar_magnetic_arcade |
| Authors |
B{\l}a\.zej_Ku\'zma,_Kris_Murawski,_Zdzis{\l}aw_E._Musielak,_Stefaan_Poedts,_and_Dariusz_W\'ojcik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09882 |
我々は、より低い太陽大気の磁気アーケードにおけるイオン磁気音響および中性音波の伝播への新しい洞察を提示します。数値シミュレーションにより、次のことを目指しています。（a）部分的にイオン化された低太陽大気に埋め込まれた磁気アーケードを伝播する2流体波を研究する。（b）観測された波周期に対するバックグラウンド磁場構成の影響を調査します。イオン中性衝突によって結合されたイオン+電子および中性流体からなる重力成層および部分的にイオン化された下部太陽大気の2D近似を検討します。このモデルでは、光球の下の対流が、イオンの磁気音響重力波と中性音響重力波の励起に関与しています。イオンと中性物質が衝突によって強く結合している太陽光球では、イオンの磁気音響重力波と中性音響重力波の周期は250秒から350秒の範囲であることがわかります。衝突結合が弱い彩層では、波動特性は磁場構成に強く依存します。検討対象のアーケードのフットポイントより上では、プラズマは、イオンの磁気音響重力波が伝播する垂直磁場によって支配されています。これらの波は広範囲の周期を示し、最も顕著な周期は180秒、220秒、および300秒です。ほとんど水平な磁力線がイオンの磁気音響重力波を導くソーラーアーケードのメインループの上では、メインのスペクトルパワーは約180秒の周期に減少し、それ以上の波周期は存在しません。私たちの結果は、Wi\'sniewskaらによって報告された最近の観測データと一致しています。（2016）およびKayshapetal。（2018）。
カー幾何学における赤道放射の偏光画像
| Title |
Polarized_Image_of_Equatorial_Emission_in_the_Kerr_Geometry |
| Authors |
Zachary_Gelles,_Elizabeth_Himwich,_Daniel_C.M._Palumbo,_Michael_D._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09440 |
ヌルジオデシック方程式の半解析解とペンローズ-ウォーカー定数の保存を使用して、カーブラックホール周辺の赤道源からの放射光の偏光画像の簡単なトイモデルを開発します。私たちのモデルは、那羅延天らの拡張です。（2021）、完全に分析的な近似を含む、シュワルツシルトブラックホールの結果を示しました。私たちのモデルには、任意の観測者の傾き、ブラックホールのスピン、局所的なブースト、および局所的な磁場の構成が含まれています。光子の平行移動に対するブラックホールスピンの幾何学的効果を研究し、これらの効果を、放出領域における相対論的、重力的、および電磁的プロセスの複雑な組み合わせから分離します。直接画像で観測された正面偏光回転に対するスピンのサブリーディング幾何学的効果について、前の研究と一致する分析的近似を見つけます：$\Delta{\rmEVPA}\sim-2a/r_{\rms}^2$、ここで$a$はブラックホールのスピン、$r_{\rms}$は放出半径です。さらに、スピンが正面のサブイメージに次数の統一効果をもたらすことを示します：$\Delta{\rmEVPA}\sim\pma/\sqrt{27}$。また、おもちゃのモデルを使用して、軌道を回るホットスポットのフレア中に観測された偏光「ループ」を分析します。私たちのモデルは、EHTやGRAVITYによって作成されたようなブラックホールの偏光シミュレーションと観測への洞察を提供します。
一般的な重力波偏波をプローブするためのヌルストリームベースのベイジアンモデル化されていないフレームワーク
| Title |
Null-stream-based_Bayesian_Unmodeled_Framework_to_Probe_Generic_Gravitational-wave_Polarizations |
| Authors |
Isaac_C._F._Wong,_Peter_T._H._Pang,_Rico_K._L._Lo,_Tjonnie_G._F._Li,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09485 |
一般的な重力波偏波をプローブするために、ヌルストリームベースのベイズモデル化されていないフレームワークを提示します。一般相対性理論は6つの重力波偏光状態を許容しますが、一般相対性理論はそれらのうちの2つ、つまりテンソル偏光の存在のみを許可します。干渉計によって測定されるひずみ信号は、偏光モードの線形結合であり、そのような線形結合は、検出器の形状とソースの位置に依存します。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの検出器ネットワークを使用すると、偏光モードのさまざまな線形結合を測定できるため、偏光モードがどのように線形結合されているかを分析することで、偏光コンテンツを制限できます。基底を明示的にモデル化する必要なしに、偏光基底モードに沿ってヌルストリームを構築するための基底定式化を提案します。模擬データ調査を実施し、フレームワークが、電磁気の対応物からソースの空の位置を知らなくても、AdvancedLIGO-AdvancedVirgo3検出器ネットワークで純粋な偏光と混合偏光をプローブできることを示します。また、フレームワーク内のキャプチャされていない直交偏光成分の存在の影響についても説明し、プラグイン法を使用して直交偏光の存在をテストすることを提案します。
空のPAAIにおける強磁性不安定性
アーベルゲージ力$U（1）_X$を介して結合された、フェルミ粒子の理想化されたプラズマを研究します。これは、反対に帯電した種の質量が大きく等しくないという点で非対称です。このシステムは、PAAI、プラズマasym\'etrique、ab\'elienetid\'ealis\'eと呼ばれます。発生する強磁性の不安定性のために、基底状態は磁壁の複合体を生じさせると主張されています。宇宙の重力よりもはるかに強い応力によって一緒に保持されているこの複合体は、スケールファクターとともに進化せず、より重い反対に帯電したパートナーとともに、マイクロeVからナノの軽いフェルミ粒子の質量スケールでダークエネルギーの必要な機能をシミュレートします。eV範囲。さらに、標準的な磁場との混合による残留$X$-磁場は、宇宙規模の磁場の種を提供することができます。したがって、シナリオはダークエネルギーを含むいくつかの宇宙論的パズルを説明することができます。
不平衡モードからの逆反応を含む、ハートリー近似での2PIフレームワークにおけるスカラー場の結合された1点および2点関数の動的進化を研究します。物理パラメータの観点から、オンシェルスキームで2PIの運動方程式を繰り込みます。有限温度でのハートリー再開繰り込み有効ポテンシャルを提示し、非平衡系における実効ポテンシャルの役割について批判的に議論します。すべてのエネルギーがポテンシャルに蓄積された初期の低温状態から、有限温度の完全に熱化されたシステムへのスカラー場の崩壊と熱化を追跡します。再加熱段階で発生するパラメトリック共振とスピノーダル不安定性の非摂動的プロセスを特定します。特に、真空1PIの有効作用が複雑になる領域の不安定モードを研究し、そのようなスピノーダルモードが1点関数の進化に劇的な影響を与える可能性があることを示します。私たちの方法は、膨張終了時の再加熱をシミュレートするように簡単に適合させることができます。
アクシオン様粒子の密度摂動：古典的対場の量子論的処理
| Title |
Density_perturbations_in_axion-like_particles:_classical_vs_quantum_field_treatment |
| Authors |
Sankha_Subhra_Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09749 |
アクシオンとアクシオンのような粒子はボソンの場の量子論です。それらは、位相空間での縮退が大きいため、しばしば古典的な場の方程式に従うと想定されます。この作業では、アクシオンの密度と速度場のコンテキストで、古典的場の量子論と場の量子論の扱いの違いを探ります。初期密度と速度場が指定されると、アクシオン流体の進化は古典的な場の処理で独特です。ただし、場の量子論の処理では、与えられた初期密度と速度場と一致する多くの量子状態があります。これらの量子状態の密度摂動の進化は必ずしも同一ではなく、一般に、独特の古典的な進化とは異なることを示します。基礎となる物理学を説明するために、重い静的点質量の重力ポテンシャルの下で移動する、1次元ボックス内の多数のボソンのシステムを考えます。ここでは、ボソン間の自己相互作用を無視します。均一な数密度とゼロ速度場から始めて、量子場の理論と場の古典論の両方で線形領域の密度摂動を決定します。1つの単一粒子状態のみがすべてのボソンによって占められ、自己相互作用がない場合、古典的進化と量子進化は線形領域で同一であることがわかります。複数の単一粒子状態が占有されている場合、量子進化における密度摂動は、システムのパラメーターに依存する特定の時間後の古典的な予測とは異なります。
2019年10月以降、ベテルギウスは著しく暗くなり始め、2020年1月までに、その明るさは約2.5分の1に低下し、一番上の（見かけの）最も明るい11番目の星の位置から21番目の星に降格しました!!!天文学者たちは興奮し、嵐の前の落ち着きとしてそれを考えました、ベテルギウスは超新星に行く準備ができていました!!!この記事は、科学的な議論とデータを使用してこの質問にどのように答えたかを示すケーススタディを目的としています。また、人間の存在に対する超新星の重要性を強調し、巨大な星の進化について簡単に説明します。そしてまた、質問に答えてください!!!
マルチスカラーメトリック重力：宇宙定数のスクリーニングと大規模重力子の暗い成分の出現
| Title |
Multiscalar-metric_gravity:_cosmological_constant_screening_and_emergence_of_massive-graviton_dark_components |
| Authors |
Yury_F._Pirogov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09897 |
マルチスカラーメトリック重力の一般的なフレームワークでは、宇宙定数（CC）と重力の暗い成分の問題を研究するためのプロトタイプモデルが考慮されます。一般相対性理論（GR）とそのワイル横方向の代替案を修正する特に関心のあるモデルの2つの極端なバージョンは、これらの点で比較されます。そのように構築されたマルチスカラー修正ワイル横重力は、ラグランジアンCCのスクリーニングと、宇宙の暗い成分としての巨大なテンソルとスカラー重力子によって補完された誘導重力子の出現により、実行可能なGRを超えた有効場の重力理論として提唱されています。。
