将来の宇宙ベースの重力波検出器LISAによって検出された最も大きな極度の質量比吸気(EMRI)が、暗い標準サイレンとして使用できることを示し、空の位置領域を模擬銀河カタログと統計的に一致させます。これらの議事録では、現実的なEMRI人口のシナリオに焦点を当て、宇宙パラメーターの測定値の精度予測を報告し、EMRIがハッブル定数、暗黒物質、および暗黒エネルギー密度パラメーターを同時に制約する可能性を予測しています。
2018年プランク後の自然インフレ
Planck2018+BICEP/Keck(BK15)Polarization+BAOon$r$および$n_S$からの現在の観測的制約と比較して、インフレ後の宇宙の歴史を含む、自然インフレに対する高精度の制約を計算します。従来のインフレ後のダイナミクスでは、コサインポテンシャルのある自然インフレは、現在のデータから95%以上の信頼度で好ましくないことがわかりました。$\overline{w}>1/3によって特徴付けられる長期的な再加熱を想定すると、$自然なインフレは現在の観測上の制約と一致する可能性があります。ただし、修正されていない自然インフレーションを68\%の信頼領域に持ち込むには、電弱対称性の破れのスケールを下回る$T_{\mathrm{re}}$の値が必要です。ハッブル定数$H_0$にSHOESを事前に追加すると、フィットが悪化するだけです。
統合中性ガス観測からのバリオン音響振動: 赤方偏移範囲の 21cm 水素線を観測する装置 0.13 $<$ z $<$ 0.45 -- ステータス更新
| Title |
Baryon_Acoustic_Oscillations_from_Integrated_Neutral_Gas_Observations:_an_instrument_to_observe_the_21cm_hydrogen_line_in_the_redshift_range_0.13_$<$_z_$<$_0.45_--_status_update |
| Authors |
Carlos_A._Wuensche,_Elcio_Abdalla,_Filipe_Batoni_Abdalla,_Luciano_Barosi,_Bin_Wang,_Rui_An,_Jo\~ao_Alberto_de_Moraes_Barreto,_Richard_Battye,_Franciso_A._Brito,_Ian_Browne,_Daniel_Souza_Correia,_Andr\'e_Alencar_Costa,_Jacques_Delabrouille,_Clive_Dickinson,_Chang_Feng,_Elisa_Ferreira,_Karin_Fornazier,_Giancarlo_de_Gasperis,_Priscila_Gutierrez,_Stuart_Harper,_Ricardo_G._Landim,_Vincenzo_Liccardo,_Yin-Zhe_Ma,_Telmo_Machado,_Bruno_Maffei,_Alessandro_Marins,_Milena_Martins_Machado_Mendes,_Eduardo_Mer\'icia,_Christian_Monstein,_Pablo_Motta,_Camila_P._Novaes,_Carlos_Henrique_do_Nascimento_Otobone,_Michael_Peel,_Amilcar_Queiroz,_Christopher_Radcliffe,_Mathieu_Remazeilles,_Rafael_M._G._Ribeiro,_Yu_Sang,_Juliana_Fernandes_Rossi_dos_Santos,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._Santos,_Chenxi_Shan,_Gustavo_Bezerra_Silva,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02107 |
BINGO(IntegratedNeutralGasObservationsのBAO)は、宇宙論的距離での中性水素分布の強度をマッピングするように設計されたユニークな電波望遠鏡であり、周波数帯域980MHz～1260MHzでバリオン音響振動(BAO)を初めて検出しました。赤方偏移の範囲$0.127<z<0.449$。BAOは宇宙パラメーターの最も強力なプローブの1つであり、BINGOは、BAO信号を検出して、暗黒エネルギーの状態方程式に新しい制約を課すことを可能にするように設計されました。望遠鏡はブラジルのパラ\'ibaに建設され、2つの$\thicksim$4000万の鏡、28ホーンのフィードホーンアレイで構成され、可動部品はありません。これは、$\sim\delta=-15^{\circ}$を中心とする$15^{\circ}$偏角帯をカバーし、$\sim5400$平方度を空にマッピングします。BINGOコンソーシアムは、サンパウロ大学が主導し、国立宇宙研究所とカンピナグランデ連邦大学(ブラジル)の共同リーダーを務めています。望遠鏡のサブシステムはすでに製造およびテストされており、皿と構造の製造は、道路と地形の準備と同様に、2020年後半に開始される予定です。
我々は、宇宙距離$d_i$$(i=A,G,L,Z)$、$d_A$は角直径距離、$d_G$は銀河領域の距離、$d_L$は光度距離、$d_z$は赤方偏移距離です。理論的および観測的量は、非消失$\Lambda$でFLRW時空で取得されました。これらの密度のコンテキストで定義されている放射状相関$\Xi_i$は、波数ドメインで説明されています。すべての観測量は、FORSDeepField銀河調査から得られた光度関数(LF)データを使用して計算されました。$\gamma_i$、$\gamma_i^{\ast}$、$\Xi_i$、および$\gamma_i/\gamma_i^\ast$の理論的および観測的PSは、以前にIribarremetによって導出されたこれらの密度に対してフーリエ変換を実行することによって計算されました。アル。(2012)観測値$\gamma_{obs}$と${\gamma^\ast}_{obs}$から、Gabaschetal.(2004,2006)$0.5\lez\le5.0$の範囲。結果は、距離尺度として$d_L$、$d_z$、および$d_G$を使用して、$\gamma$および$\gamma^{\ast}$から得られたPSの同様の動作を示しています。$d_A$で定義された密度のPSは、この宇宙距離が採用された宇宙論の$z\約1.6$で最大に達するため、異なる決定的でない動作をします。他の距離の場合、私たちの結果は、${\gamma_i}_{obs}$、${\gamma^\ast_i}_{obs}$、および${\gamma_i/\gamma^{\ast}_iのPSが}_{obs}$は、銀河の2点相関関数で得られたPSとほぼ同様の一般的な動作を持ち、サンプルサイズに依存しないため、銀河分布を研究するための代替分析ツールと見なすことができます。
失われた地平線: 地球規模の 21 cm 宇宙論データ分析に対する局所地形の影響の定量化
| Title |
Lost_Horizon:_Quantifying_the_Effect_of_Local_Topography_on_Global_21-cm_Cosmology_Data_Analysis |
| Authors |
Neil_Bassett,_David_Rapetti,_Keith_Tauscher,_Bang_D._Nhan,_David_D._Bordenave,_Joshua_J._Hibbard,_Jack_O._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02153 |
地平線の調査と、それが地球全体の21cmの観測と分析に与える影響について説明します。低周波観測をモデル化する場合、地平線を無視できないことがわかりました。空とアンテナビームが正確にわかっている場合でも、前方モデルは、水平線の正確な知識がなければ、ビーム加重前景コンポーネントを完全に説明することはできません。データをフィッティングして21cmの信号を抽出する場合、単一の時間平均スペクトルまたは独立したマルチスペクトルフィッティングで、水平線によって課せられるバイアスを補正できる場合があります。ただし、これらのタイプの当てはめは、21cmの信号に対する制約力を欠いているため、信号抽出に大きな不確実性が生じ、場合によっては21cmの信号自体よりも大きさが大きくなります。信号の不確実性の大幅な減少は、スペクトルが共通のパラメーターで同時にモデル化されるマルチスペクトルフィットを実行することによって達成できます。ただし、この大幅に増加した拘束力のコストは、スペクトル依存性よりも複雑なホライズン効果の時間依存性を正確にモデル化して、適切な適合を達成する必要があることです。地平線のモデル化を支援するために、標高データを使用して特定の観測サイトから地平線のプロファイルを計算するためのアルゴリズムとPythonパッケージを紹介します。また、ピクセル化エラー、地平線プロファイルの不確実性、周囲の建物や植生などの前景の障害物など、いくつかの実際的な問題にも対処します。トレーニングセットベースの分析パイプラインがこれらすべての要因を説明でき、シミュレートされた観測から21cmの信号を正確に抽出するのに十分に地平線をモデル化できることを示します。
大規模構造の宇宙トレーサーとしての連続放出電波銀河の使用は、まもなく新しい段階に移行します。オーストラリアのSquareKilometerArrayPathfinder(ASKAP)、MeerKAT、SquareKilometerArrayプロジェクト(SKA)による今後の調査では、利用可能な空全体を100uJyのフラックス限界まで調査し、検出される銀河系外電波源の数を数倍増やす桁違い。外部データと機械学習アルゴリズムにより、サンプルの低解像度の放射状選択(フォトメトリック赤方偏移ビニング)も可能になり、観測されたサンプルの宇宙論的有用性が高まります。この論文では、エラーのショットノイズ項を全体の10%に減らすのに十分な銀河を検出するために必要なフラックス限界について説明します。このタイプの将来の調査が、利用可能な技術によってどのように制限されるかを示します。銀河の固有のサイズによって生成される混乱により、このタイプの調査は最終的に100nJyのハードフラックス限界に達する可能性があります。これは、TieredRadioExtragalacticContinuumSimulation(T-RECS)。最後に、いくつかのバイアス比を測定するために銀河をタイプ別に分割するマルチトレーサーアプローチを検討すると、この種の測定で妥当なレベルのショットノイズを達成するのに十分なAGNが存在しないことがわかります。
冷たい均一非対称初期条件からの重力崩壊
制御された数値N体実験を使用して、一般的な非対称形状を持つ粒子の最初の冷たい均一分布の崩壊ダイナミクスにおいて、異方性重力場によって引き起こされる有限の$N$変動と摂動が競合して物理的性質を決定する方法を示します。漸近準定常状態の。有限の$N$変動がダイナミクスを支配する場合、粒子のエネルギー分布は大きく変化し、最終密度プロファイルは$N$に依存する振幅を持つ$r^{-4}$として{そのコアの外側で減衰します}。一方、異方性摂動が支配的な極限では、崩壊はより柔らかく、密度プロファイルは、宇宙論シミュレーションにおけるハローの典型的なように、$r^{-3}$として減衰を示します。ただし、この制限内でも、粒子エネルギー分布、束縛質量、密度プロファイルなどの仮想化システムの巨視的特性の$N$との収束は非常に遅く、最大規模のシミュレーションを含め、明確に確立されていません。($N\sim10^6$で)。私たちの結果は、標準タイプの宇宙論モデルで最初の崩壊構造を正確にシミュレートすることの課題を示しています
単一磁場インフレーションの可能性における特徴からのスペクトル振動
| Title |
Spectrum_oscillations_from_features_in_the_potential_of_single-field_inflation |
| Authors |
I._Dalianis,_G.P._Kodaxis,_I.D._Stamou,_N._Tetradis_and_A._Tsigkas-Kouvelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02467 |
インフラトンの進化中にスローロール条件の一時的な違反につながる可能性で急なステップのような特徴を持つ単一フィールドのインフレーションモデルを研究します。これらの機能は、特定のスケールで曲率摂動のパワースペクトルを数桁強化し、顕著な振動パターンも生成します。インフレーションのダイナミクスを分析的および数値的に研究します。増強のサイズと、ポテンシャル内の特徴の数と位置によって形成される振動のプロファイルを定量的に説明します。誘導されたテンソルパワースペクトルは、曲率スペクトルの独特の振動プロファイルを継承し、近未来の空間干渉計で検出できる可能性があります。放射が初期宇宙のエネルギー密度を支配する場合、ステップ状の特徴によるパワースペクトルの強化は重要ではあるが、かなりの数の原始ブラックホールの生成を引き起こすには不十分かもしれない.ただし、宇宙が非相対論的物質によって支配されている場合、ブラックホールが十分に生成される可能性があります。後者のシナリオでは、曲率パワースペクトルの複数のピーク構造のために、原始ブラックホールの質量スペクトルの標準的な単色プロファイルからの逸脱が可能であることがわかりました。
超新星からの FLRW 分解のヒント
| Title |
Hints_of_FLRW_Breakdown_from_Supernovae |
| Authors |
Chethan_Krishnan,_Roya_Mohayaee,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Lu_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02532 |
ハッブルパラメータのスケールの10\%の違いは、宇宙論にとって明らかな問題です。最近観察された\cite{Krishnan:2021dyb}のように、初期の宇宙物理学への変更のみが、アインシュタイン重力とフリードマン・ルメートル\^itre-Robertson-Walker(FLRW)パラダイム内の解像度として残っていますが、現在のアプローチは説得力がありません。彼らは他の緊張を膨らませます。ここで、FLRWと平坦な$\Lambda$CDM宇宙論内で安全に作業すると、\cite{Krishnan:2021dyb}で観測されたように、より高い$H_0$と高い赤方偏移でのCMB双極子との間の相関が、強い$>2\sigma$の重要性でクエーサーをパンテオンIa型超新星(SN)にレンズ化。CMBの双極子と、遠方の電波銀河とクエーサー(QSO)から推定された双極子の不一致と併せて考えると、FLRWの外でのハッブルの緊張に対する解決策は、現在最も説得力があるかもしれません。
$Planck$ CMB レンズの可能性と HELP の銀河カタログとの相互相関
| Title |
Cross-correlation_between_$Planck$_CMB_lensing_potential_and_galaxy_catalogues_from_HELP |
| Authors |
Chandra_Shekhar_Saraf,_P._Bielewicz,_M._Chodorowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02551 |
$Planck$衛星によって測定された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)重力レンズポテンシャルマップと、HerschelExtragalacticLegacyProject(HELP)の測光赤方偏移カタログからの$z\geq0.8$銀河の間の相互相関の最初の研究を発表します。NGP、HerschelStripe-82、およびSGPフィールドの2つの半分で、合計$\sim660$deg$^{2}$の空のパッチをカバーします。銀河調査とCMBレンズデータ間の共通領域のみを利用した以前の研究とは対照的に、CMBレンズマップのすべての利用可能な領域を使用して相互相関測定を改善します。銀河線形バイアスパラメータ$b$を、最尤推定法を使用してクロスパワースペクトルと銀河自動パワースペクトルの共同分析から推定し、4つのフィールドにわたって平均した値を$b=2.06_{-0.02}^{として取得します。+0.02}$、SGPPart-2の$1.94_{-0.03}^{+0.04}$からNGPの$3.03_{-0.09}^{+0.10}$。また、相互相関の振幅を推定し、平均値が$A=0.52_{-0.08}^{+0.08}$であり、NGPの$0.34_{-0.19}^{+0.19}$から$0.67_までの範囲であることがわかります。SGPPart-1の{-0.20}^{+0.21}$はそれぞれ、標準の宇宙論モデルの予想値よりも大幅に低くなっています。この不一致を説明できる系統誤差について、いくつかのテストを実行します。振幅の低下は、カタログの赤方偏移中央値の値が低いことである程度説明できることがわかりましたが、赤方偏移が系統的に過大評価されているという証拠はありません。
| Title |
Cross-correlating_Astrophysical_and_Cosmological_Gravitational_Wave_Backgrounds_with_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
A._Ricciardone,_L._Valbusa_Dall'Armi,_N._Bartolo,_D._Bertacca,_M._Liguori,_S._Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02591 |
一般相対性理論は、確率的重力波背景(SGWB)から天体物理学と宇宙論の情報を同時に抽出するための非常に強力なツールを提供します。.この手紙では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性を持つ宇宙論的および天体物理学的SGWBの相互相関を調査し、LISAやBBOなどの将来のGW検出器がそのような相互相関信号を測定できることを示します。また、このコンテキストでの新しいツールとして、高解像度CMB{\itPlanck}マップから抽出されたSGWBsの制約付き実現マップも示します。この手法により、低ノイズ領域で、CMB測定から開始して、期待されるSGWBマップを忠実に再構築できます。
海の深さはどれくらい?水に富んだ亜海王星の相構造を探る
大きなH$_2$Oコンポーネントを持つ惑星の内部構造を理解することは、海王星以下の惑星の特徴付けにとって重要です。ミニ・ネプチューンK2-18bが、大部分が水素のエンベロープの下に液体の水の海をホストできるという発見は、水が豊富な惑星の相構造の詳細な調査の動機となっています。この目的のために、惑星の水の成分の詳細な特性評価を可能にするスーパーアースとミニ海王星の新しい内部構造モデルを紹介します。私たちはモデルを使用して水の世界の可能な相構造を調査し、2層の氷に挟まれた海から蒸気雰囲気の下の超臨界内部まで、さまざまな内部が可能であることを発見しました。私たちは、水の世界のバルク特性と表面状態がその海の深さにどのように影響するかを決定し、海は地球の数百倍も深いことがわかっています。たとえば、300Kの表面を持つ惑星は、その質量と組成に応じて、深さ30～500kmのH$_2$Oの海を所有できます。また、H/Heエンベロープを持つ惑星が液体H$_2$Oを収容できる質量半径空間の領域を制限し、液体相が$218$-$7\times10の高圧で647Kまでの温度で持続できることに注意してください。^4$バー。このようなH/Heエンベロープは、惑星の質量と温度プロファイルに応じて、表面に液体の水を保持しながら、惑星の半径に大きく貢献する可能性があります。私たちの調査結果は、地球よりもはるかに大きな惑星に居住可能な条件が存在する可能性があるという刺激的な可能性を強調しています。
木星のトロヤ衛星システム Eurybates-Queta の軌道と密度
| Title |
The_orbit_and_density_of_the_Jupiter_Trojan_satellite_system_Eurybates-Queta |
| Authors |
M.E._Brown,_H.F._Levison,_K.S._Noll,_R._Binzel,_M.W._Buie,_W._Grundy,_S._Marchi,_C.B._Olkin,_J._Spencer,_T.S._Statler,_H._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02079 |
木星のトロヤ小惑星(3548)エウリバテスとその衛星Quetaのハッブル宇宙望遠鏡による観測を報告し、これらの観測を使用してシステムへの軌道フィットを実行します。Quetaは、半長軸が$2350\pm11$kmで、$82.46\pm0.06$日の周期と$0.125\pm0.009$の離心率でEurybatesを周回します。この軌道から、推定密度$1.1\pm0.3$gcm$^{-3}$に対応する$1.51\pm0.03\times10^{17}$kgのEurybatesの質量を導き出す。他のトロイの木馬、主な小惑星帯の外側にあるC型小惑星、およびカイパーベルトからの小さな氷のような物体について測定された密度。Eurybatesは、木星のトロヤ群の中で唯一の主要な衝突族の母体です。密度が低いことから、トロイの木馬の典型的なメンバーであることがわかります。2027年にルーシー宇宙船のフライバイでこのシステムを詳細に調査することで、トロイの木馬帯の氷のような物体のように見えるものの衝突プロセスに関する重要な洞察が得られるでしょう。
トランジットタイミングと動的モデリングのための微分可能な N 体コード。 I. アルゴリズムと派生物
| Title |
A_differentiable_N-body_code_for_transit_timing_and_dynamical_modeling._I._Algorithm_and_derivatives |
| Authors |
Eric_Agol,_David_M._Hernandez_and_Zachary_Langford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02188 |
N体モデルを天文データ(通過時間、視線速度、観測時刻での天体位置など)に適合させる場合、初期条件に関するモデル出力の導関数は、モデルの最適化と事後サンプリングに役立ちます。ここでは、任意の軌道アーキテクチャ用の汎用シンプレクティックインテグレーターについて説明します。これには、接近した遭遇を伴うものも含まれます。これは、小さなステップサイズの数値安定性と精度を維持するために作り直しました。N体の積分とともにヤコビアンを伝播することにより、初期条件と質量に関して、N体の座標と速度の導関数を時間の関数として計算します。初めて、有限差分や自動微分を使用するよりも高速で正確な連鎖律を使用して、初期条件と質量に関する通過時間の導関数を取得します。このアルゴリズムは、TRAPPIST-1システムのトランジットタイミング変動の最適化とエラー分析に使用されているJulia言語で記述されたオープンソースパッケージNbodyGradient.jlに実装されています。コードの精度と精度のテストを提示し、Cで記述された他のインテグレーターに比べて速度が優れていることを示します。
遠方相棒を持つ多惑星系の相対論的動的安定性基準
| Title |
Relativistic_Dynamical_Stability_Criterion_of_Multi-Planet_Systems_with_a_Distant_Companion |
| Authors |
Lingfeng_Wei,_Smadar_Naoz,_Thea_Faridani,_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02276 |
私たちの銀河系では、多惑星系が蔓延しています。このようなシステムの長期安定性は、遠方の傾いた仲間が偏心古在-リドフ機構を介して内惑星の離心率と軌道傾斜角を励起すると、混乱する可能性があります。ただし、星と惑星および惑星と惑星の相互作用は、システムを安定させるのに役立ちます。ここでは、短距離の力または効果、具体的には、ホストスターによって誘発される相対論的歳差運動も考慮することによって、伴星惑星と惑星惑星の相互作用のみを考慮した以前の安定性基準を拡張します。関連する動的効果の歳差運動率を比較することにより、$N$の内惑星とかなり遠くに傾斜した摂動を持つ惑星系の一般的な分析安定性基準が開発されました。さらに、$2$と$3$の惑星を持つシステムでは、分析基準がガウスの平均法と直接N体積分の組み合わせを使用した数値シミュレーションと一致することを例として示します。この新しい安定性基準は、多惑星系の傾斜した仲間が生息できるパラメータ空間を拡張します。
TESS プライマリーミッションの 2 年目からの可視光位相曲線
| Title |
Visible-light_Phase_Curves_from_the_Second_Year_of_the_TESS_Primary_Mission |
| Authors |
Ian_Wong,_Daniel_Kitzmann,_Avi_Shporer,_Kevin_Heng,_Tara_Fetherolf,_Bj\"orn_Benneke,_Tansu_Daylan,_Stephen_R._Kane,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_and_Eric_B._Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02610 |
TESSプライマリミッションの2年目に観測された、黄道北部の既知の通過系の全軌道位相曲線の体系的な研究を実施しました。1年目の調査で行ったのと同じ方法を、ターゲットの選択、データ処理、ライトカーブフィッティングに適用しました。分析のために選択された15のトランジットシステムのうち、7-HAT-P-7、KELT-1、KELT-9、KELT-16、KELT-20、Kepler-13A、およびWASP-12-は、統計的に有意な二次日食と日を示しています。-夜の大気の明るさの変調。KELT-9bとWASP-12bについて、日中の小さな東向きのホットスポットオフセットが測定されました。KELT-1、Kepler-13A、およびWASP-12は、主星の潮汐歪みに起因する追加の位相曲線の変動性を示しています。これらの信号の振幅は、理論上の予測と一致しています。TESSとSpitzerからのocococ蔽測定を組み合わせて、昼間の明るさの温度、TESSバンドの幾何学的アルベド、ボンドアルベド、およびいくつかのシステムの位相積分を計算しました。新しいアルベド値は、$1500<T_{\mathrm{day}}<3000$Kの惑星の昼間の気温と幾何アルベドの間で以前に報告された傾向を固めています。これは、非反転温度-圧力プロファイル、近赤外線でのH$_{2}$OおよびKの有意な吸収、ナトリウムによる強い光学的大気不透明性の証拠、および私たちのより単純な分析。太陽系外惑星の雲を理解するための位相積分(幾何学的アルベドに対するボンドの比率)の意味を調べます。また、この作業で調査したすべてのシステムについて、更新された通過天体暦を報告します。
高質量の原始星と中質量の原始星調査 V. CO の存在量と銀河の $X_{\text{CO}}$ ファクター
| Title |
Census_of_High-_and_Medium-mass_Protostars_V._CO_Abundance_and_the_Galactic_$X_{\text{CO}}$_Factor |
| Authors |
Rebecca_L._Pitts_(1)_and_Peter_J._Barnes_(2_and_3)_((1)_Niels_Bohr_Institute,_(2)_Space_Science_Institute,_(3)_University_of_New_England,_Armidale,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02047 |
高質量原始星(CHaMP)の国勢調査で2番目のダスト連続体データリリースを提示し、Pittsらで試行された方法論を拡張します。2019年にCHaMP調査地域全体($280^{\circ}<l<300^{\circ}$,$-4^{\circ}<b<+2^{\circ}$)。このリリースには、ダスト温度($T_d$)、H$_2$カラム密度($N_{H_2}$)、気相CO2存在量、Herschelカバレッジのすべての前星塊の温度密度プロットのマップが含まれており、証拠は示されていません。サンプル中のほとんどの塊の内部加熱。COの存在量は$T_d$の強力な関数であり、対数空間の2次多項式に適合できることを示します。一般的な分散は2～3です。COの存在量は$20.0^{+0.4}_{-1.0}$Kで最大になり、H$_2$あたり$7.4^{+0.2}_{-0.3}\times10^{-5}$の値になります。実験室の結果と比較してこの最大存在量が発生する低い$T_d$は、最大の調査フィールドでの星間紫外線照射によるものである可能性があります。最後に、理論文献によって予測され、個々の雲の以前の研究で示唆されているように、統合された$^{12}$CO線強度($I_{^{12}CO}$)から$N_への変換係数{H_2}$($X_{CO}$因子)は、$I_{^{12}CO}$の破れたべき乗則として変化し、遷移ゾーンは70～90Kkm$^{-1}$.私たちが提案する$X_{CO}$関数は$N_{H_2}\proptoI_{^{12}CO}^{0.51}$for$I_{^{12}CO}\lesssim70$Kkm$^{-1}$と$N_{H_2}\proptoI_{^{12}CO}^{2.3}$$I_{^{12}CO}\gtrsim90$Kkm$^{-1}$高$I_{^{12}CO}$側は金属量の既知の調整で一般化できるはずですが、低$I_{^{12}CO}$側の星間UV場の影響はサンプル固有かもしれません。これらの結果がCHaMPシリーズの以前の作品にどのように展開されているかを議論し、過去10年間のCOに関する観察、理論、および実験室の研究を結び付けるのに役立ちます。
銀河円盤内の星流: 予測される寿命と銀河の可能性の測定におけるそれらの有用性
| Title |
Stellar_Streams_in_the_Galactic_Disk:_Predicted_Lifetimes_and_Their_Utility_in_Measuring_the_Galactic_Potential |
| Authors |
Harshil_Kamdar,_Charlie_Conroy,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02050 |
この論文では、シミュレートされた天の川銀河の円盤内の星流の検出、特徴付け、および起源の全体像を示します。銀河の星ごとのシミュレーションは、渦巻腕、棒、5ドル以上の巨大分子雲を含む現実的な銀河の可能性で、クラスターで生まれた星を進化させます。最初に、シミュレーションで星がまたがる作用角空間と位相空間密度情報を組み合わせた、星流を検出する新しいハイブリッド手法を考案します。ストリームの始祖星団と関連はすべて、優先的に大質量($>1000$$M_{\odot}$)と若い($<1$Gyr)ことがわかります。私たちのストリーム検索方法は、太陽周辺だけで6D\textit{Gaia}DR2データを使用して、$1$から$10$のストリームをどこでも見つけることができると予測しています。シミュレーションは、ストリームがクラスターの初期の動的状態、巨大分子雲(GMC)との遭遇から蓄積されたエネルギーゲイン、および現在のアクションに敏感であることを示唆しています。私たちは、星の流れを元に戻す可能性を研究することにより、銀河の可能性について何を学べるかを調査します。銀河ポテンシャルの非軸対称成分(渦状腕、棒)に関する完全な情報があっても、確率的GMC集団は、1つか2つの円盤軌道時間を超えると後方積分を不可能にします。ストリームはバーの特性にも敏感ですが、シミュレーションでは非一時的な2アームスパイラルの特性にはほとんど影響を受けません。最後に、\textit{Gaia}の10年間のミッション終了データで、およそ$10$から$30$の星流が検出可能であると予測しています。銀河円盤で発見されるのを待っているさらに多くの星の流れがあり、それらは過去の銀河の銀河の歴史についての手がかりを保持することができます。
大マゼラン星雲の約 2 Gyr の古い星団における窒素変動について
| Title |
On_the_Nitrogen_variation_in_~2_Gyr_old_massive_star_clusters_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
S._Martocchia,_C._Lardo,_M._Rejkuba,_S._Kamann,_N._Bastian,_S._Larsen,_I._Cabrera-Ziri,_W._Chantereau,_E._Dalessandro,_N._Kacharov,_M._Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02054 |
大マゼラン星雲の3つの大規模な中間年齢($\sim1.7-2.3$Gyr)の星団における赤色巨星分枝星のESO/VLTFORS2低解像度分光法を紹介します。NGC1978、NGC1651、NGC1783の24、21、12のメンバー星について、4300Aと3883AのCHおよびCNインデックスバンド、および[C/Fe]および[N/Fe]の存在比をそれぞれ測定します。NGC1978およびNGC1651では、クラスター内の複数の星の種族(MP)の信号であるCNに重要な固有の広がりが見られます。それどころか、NGC1783のヌルCNスプレッドは、測定精度の範囲内であると報告しています。NGC1978では、CN分布の2つの母集団を分離し、CNスプレッドを内部N変動$\Delta$[N/Fe]$=0.63\pm0.49$dexに変換しました。NGC1651とNGC1783の場合、それぞれ$\Delta$[N/Fe]$\leq0.2、0.4$dexのN存在量のバリエーションに上限を設定しました。分光分析により、NGC1978はNスプレッドの形でMPをホストすることがわかったが、わずかに若いクラスター(たとえば、NGC1783、$<$2Gyr歳)は不確実性の範囲内ではなかった、HST測光からの以前の結果が確認された。.また、最近の文献で報告されているように、これは部分的には、これらの星塊での最初の掘削の効果によるものですが、中間年齢の塊状星団は、古代の球状星団に対してより低いN存在量の変化を示すことを確認します。私たちは、若い星団の未進化の星を観察することにより、星の進化的混合プロセスのない初期のN存在量の変動を推定する将来の研究の重要性を強調します。
タイプ I 球状星団の初期進化における SNe とその影響
| Title |
SNe_and_their_impact_during_the_early_evolution_of_Type_I_Globular_Clusters |
| Authors |
Santiago_Jim\'enez,_Guillermo_Tenorio-Tagle_and_Sergiy_Silich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02075 |
球状星団(GC)の鉄組成は、複数の星の種族が存在するにもかかわらず、少数の大規模なクラスターを除いてすべてで均一です。したがって、すべてではないにしても、ほとんどの超新星(SN)の噴出物が星の形成に使用されたわけではありません。ここでは、半分析的および数値的研究によって、球状星団の初期進化における恒星風と超新星フィードバックの両方を考慮して、この問題に取り組んでいます。私たちは、星形成から残ったガスを取り除く、恒星風が地球規模の風を形成する能力を計算します。このようなグローバルな風が形成される最も内側の半径、超風の半径$R_{SW}$は、雲のパラメータと星形成効率の関数です。完全なガス放出($R_{\textrm{SW}}=0$)の場合、SNエジェクタは衝撃熱風と合流し、クラスターを出ます。一方、$R_{\textrm{SW}}>0$の場合、臨界半径$R_{\textrm{blow}}$内で進化する場合、超新星残骸(SNR)は圧力に閉じ込められ、それらの製品を残留ガス。ただし、この中央ゾーンの外では、SNRはブローアウトを経験します。このような場合、熱噴出物はクラスターから逃げ出し、SN生成物は新しい星の形成に利用できなくなります。残りのガスの金属量の増加($\Delta\textrm{[Fe/H]}$)を推定し、$\Delta\textrm{[Fe/H]}$の二次星集団を生成するために必要な条件について議論しました。大部分のGCで観察される範囲。
低励起電波銀河におけるイオン化ガスの流出は放射によって駆動される
| Title |
Ionized_Gas_Outflows_in_Low_Excitation_Radio_Galaxies_Are_Radiation_Driven |
| Authors |
Mainak_Singha,_Christopher_P._O'Dea,_Yjan_A._Gordon,_Cameron_Lawlor-Forsyth,_Stefi_A._Baum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02086 |
低励起電波銀河(LERG)は、活動銀河核(AGN)を弱く降着させています。これは、放射能的に非効率的な降着プロセスによって燃料を供給されていると考えられています。それにもかかわらず、最近の研究では、これらの銀河でのイオン化および中性水素ガスの流出の証拠が示されています。このような流出の潜在的な要因を調査するために、電波銀河のBest&Heckman(2012)カタログを使用して802LERGのサンプルを選択します。802LERGのサンプルのSloanDigitalSkySurveyスペクトルの[OIII]$\lambda5007$プロファイルをモデル化することにより、イオン化流出が母集団の$\sim1.5\%$に存在することを決定します。$1.4~\text{GHz}$の画像を使用して、20センチメートルでの電波の空のかすかな画像調査から、流出したLERGの電波形態を分析し、これらが親のLERG集団と一致することを発見しました。ただし、大多数のLERG人口とは異なり、流出を示しているこれらのLERGは、エディントンの増加率が$1\%$に近いことに注意してください。これは、LERGの電離流出が、電波ジェットではなく、AGNの降着円盤からの放射圧によって駆動されていることを示しています。$10^{-12}<\text{sSFR}<10^{-9}~\text{yr}^{-1}$の範囲の特定の星形成率が報告されています。さらに、これらのLERGの質量流出率は、放射光度が与えられた場合、ルミナスクエーサーよりも$7-150~M_{\odot}~\text{yr}^{-1}$であることが観察されています。大量ロードを後押しするLERGのソース。このシナリオは、これらの流出がLERGのフィードバックを引き起こす可能性があることを示している可能性があります。
星間物質を研究して、星団間のトリガーされた星形成の遺物を探す
| Title |
Studying_the_interstellar_medium_to_look_for_relics_of_triggered_star_formation_among_stellar_clusters |
| Authors |
S._Paron,_A._Granada,_M._B._Areal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02091 |
星団を含む大規模な空間スケールでの星形成の引き金となった証拠はほとんどありません。最後のGAIAデータリリースによると、約2.9kpcの距離にあるいくつかの開いた星団が住む銀河領域(l=130.0、b=0.35)を調査します。星間物質(ISM)を赤外線、センチメートル、およびミリメートルの波長でこのクラスターのグループに向けて分析することにより、同じ距離に約2度のサイズの物質の殻を発見しました。私たちは、主に12umで観測され、21cmでのHi発光で観測されたシェルは、中心にあるバークレー7クラスターとUBC414クラスターに属する大質量星の作用によって生成されたことを示唆しています。5つのクラスター(MWSC0152、Czernik6、Czernik7、Berkeley6、NGC663、NGC654)がこの殻の境界に位置しています。発見されたHiシェルの動的時間とこれらのクラスター内の星の種族の年齢の分析との比較から、シェルの拡大が過去にそれらのいくつかで星の形成を引き起こした可能性があると結論付けています。星団間の遺伝的つながりを支持する物理的証拠を見つけるためには、個々の星団とそれらの星の種族を研究するだけでなく、それらを取り囲むISMを大規模な空間スケールで調査することも必要であることを指摘する.
巨大分子複合体 W3 の運動学的解析; W3 メインと W3(OH) で OB 星団を引き起こした雲と雲の衝突の可能性のある証拠
| Title |
A_Kinematic_Analysis_of_the_Giant_Molecular_Complex_W3;_Possible_Evidence_for_Cloud-Cloud_Collisions_that_Triggered_OB_Star_Clusters_in_W3_Main_and_W3(OH) |
| Authors |
R._I._Yamada,_H._Sano,_K._Tachihara,_R._Enokiya,_A._Nishimura,_S._Fujita,_M._Kohno,_John_H._Bieging,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02217 |
HII領域W3は、最も顕著な大質量星形成領域の1つです。38$"$の解像度で得られた$^{12}$CO($J$=2-1)データの新しい分析に基づいて、大質量星形成の2つの活動領域のそれぞれ、W3メインとW3(OH)は、3-4kms$^{-1}$で隔てられた異なる速度の2つの雲に関連付けられており、それぞれの雲の質量は2000-4000$M_\odot$です。は、雲と雲の衝突の典型的な特徴、つまり、2つの雲の間の変位の有無にかかわらず補完的な分布、および/または位置-速度図のV字型を見つけました.雲と雲の衝突がトリガーされたという仮説を立てます。2つの領域における大質量星形成W3メインの衝突では、直径$\sim$5pcの小さな雲が10pc$\times$20pcの大きな雲と衝突した.W3メインの衝突は圧縮された$\sim$1Myrの時間スケールで西に向かう衝突経路の方向にあるガス、10個のO星に関連する高密度ガスW3コアが形成される.小さな雲に似たサイズの大きな雲の中に空洞を作りました。W3(OH)での衝突のタイムスケールは$\sim$0.5Myrと若く、星形成候補は雲に深く埋め込まれています。この結果は、出生ガス中に1gcm$^{-2}$の初期状態を急速に作り出すことにより、雲と雲の衝突が大質量星形成に不可欠なプロセスであるという考えを補強しています。
銀河の中性および分子星間物質における乱気流の診断
磁気流体力学(MHD)乱流は、銀河の星間物質(ISM)における星形成、ダイナモ理論、粒子輸送、磁気リコネクション、構造の進化の現在のパラダイムの重要な要素です。天体物理学的流体に対する乱流の重要性にもかかわらず、ナビエ・ストークス方程式の解に基づく完全な理論的枠組みは扱いにくいままです。観測では、密度、温度、速度、磁場強度に関する限られた視線情報しか提供されないため、ISMで乱気流を直接測定することは困難です。統計的アプローチは、観察、シミュレーション、および分析的予測の比較を可能にする上で非常に有用です。この総説では、天体物理学の多くの分野におけるMHD乱気流の重要性の高まりに対処し、星間および惑星間乱気流を研究するための統計的診断をレビューします。特に、乱流カスケード、流体圧縮率(音速マッハ数)、および流体の磁化(アルフマッハ数)に関する情報を取得するために、観測データセット用に開発された統計的診断と機械学習アルゴリズムを確認します.これらの手法は、合成観測の作成を含むMHD乱流の数値シミュレーションでテストされることが多く、圧縮可能な磁化乱流の理論的予測に基づいて定式化されることがよくあります。対象の乱気流パラメーターをより正確に示すことができるため、複数の手法を使用することを強調します。最後に、天体物理学のコミュニティが乱気流に対処するときに使用するいくつかのオープンソースツールについて説明します。
核星団の最初の星の残骸からの重力波
我々は、星形成と恒星のフィードバックが自己首尾一貫してモデル化されているハロー合体木に基づいた初期構造形成のための半分析的アプローチを用いて、核星団(NSC)における集団III(ポップIII)の二元残留合体を研究する。この枠組みの中で、宇宙構造の形成中のホスト銀河内のPopIIIバイナリ(コンパクトオブジェクト)レムナントのダイナミクスを追跡し、フィールド星の動的摩擦によってNSCに落ちるPopIIIバイナリレムナントの集団を構築します。NSC内のその後の進化は、3体の遭遇と重力波(GW)の放出から派生します。平均して、PopIIIの連星残骸の7.5%が、質量が$10^{5}\\rmM_{\odot}$を超えるNSCをホストできる銀河の中心($<3\\rmpc$)に落ちることがわかりました。.これらのバイナリの約$5-50$%は、非常に大きな初期分離(1~pcまで)を含むNSCで$z>0$でマージされます。合併率密度(MRD)は、$z\sim5-7$で最大になり、$\sim0.4-10\\rmyr^{-1}\\rmGpc^{-3}$で、次のMRDに匹敵します。バイナリ星進化チャネル。低質量($\lesssim10^{6}\\rmM_{\odot}$)高赤方偏移($z\gtrsim4.5$)で形成されたNSCは、私たちの合併のほとんど($\gtrsim90$%)をホストします。主に質量$\sim40-85\\rmM_{\odot}$のブラックホール(BH)で構成されており、LIGOイベントで見つかった最も大きなBHと同様です。特に、私たちのモデルは、MRD$\sim0.01-0.09\\rmyr^{-1}\Gpc^{-3}$でのMRDを伴う脈動対不安定型超新星の標準質量ギャップにBHを含むGW190521のようなイベントを生成できます。z\sim1$、LIGOによって推定されたものと一致します(90%信頼区間内)。$z\sim10$に到達できるEinsteinTelescopeなどの計画されている第3世代GW検出器の有望な検出率$\sim170-2700\\rmyr^{-1}$を予測します。
極端な流出を伴う巨大コンパクトスターバースト銀河の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_Massive_Compact_Starburst_Galaxies_with_Extreme_Outflows |
| Authors |
Serena_Perrotta,_Erin_R._George,_Alison_L._Coil,_Christy_A._Tremonti,_David_S.N._Rupke,_Julie_D._Davis,_Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_James_E._Geach,_Ryan_C._Hickox,_John_Moustakas,_Grayson_C._Petter,_Gregory_H._Rudnick,_Paul_H._Sell,_and_Kelly_E._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02366 |
極端な放出フィードバックエピソードの性質と、大規模な($\rmM_*\sim10^{11}M_{\odot}$)、z=0.4-0.7のコンパクトなスターバースト銀河の集団の物理的条件に関する結果を示します。.Keck/NIRSPEC、SDSS、Gemini/GMOS、MMT、およびMagellan/MagEのデータを使用して、非常に高い星形成率の表面密度(平均$\rm\Sigma_{SFR}\sim3000\,M_{\odot}yr^{-1}kpc^{-2}$)と強力な銀河の流出(最大速度v$_{98}\sim$1000-3000kms$^{-1}$)。私たちのユニークなデータセットには、[OII]$\lambda\lambda$3726,3729、H$\beta$、[OIII]$\lambda\lambda$4959,5007、H$\alpha$、[NII]$の両方の放射のアンサンブルが含まれています。\lambda\lambda$6548,6583、および[SII]$\lambda\lambda$6716,6731)および吸収MgII$\lambda\lambda$2796,2803、およびFeII$\lambda$2586)の線で、流出の冷たい気相(T$\sim$10$^4$K)。一連の線比診断図を使用すると、中央のスターバーストは、高い電子密度(中央n$_e\sim$530cm$^{-3}$)、高い金属性(太陽または超太陽)によって特徴付けられることがわかりました。そして、平均して、高いイオン化パラメータ。流出は、AGNではなく、極端な中心のスターバーストから発生する恒星のフィードバックによって引き起こされる可能性が最も高いことを示しています。また、これらの銀河には、弱い[SII]星雲輝線を含む、かなりのライマン連続体(LyC)光子の漏れがある可能性があることを示唆する、複数の興味深い観測的特徴も示しています。私たちの結果は、これらの銀河が極端な星形成とフィードバックの短期間の段階で捕獲される可能性があることを示唆しています.
強く不明瞭なバルジ化石の破片 Liller 1 の方向の高解像度絶滅マップ
| Title |
High-resolution_extinction_map_in_the_direction_of_the_strongly_obscured_bulge_fossil_fragment_Liller_1 |
| Authors |
Cristina_Pallanca_(1_and_2),_Francesco_R._Ferraro_(1_and_2),_Barbara_Lanzoni_(1_and_2),_Chiara_crociati_(1_and_2),_Sara_Saracino_(3),_Emanuele_Dalessandro_(2),_Livia_Origlia_(2),_Michael_R._Rich_(4),_Elena_Valenti_(5_and_6),_Douglas_Geisler_(7,_8_and_9),_Francesco_Mauro_(10),_Sandro_Villanova_(7),_Christian_Moni_Bidin_(10),_Giacomo_Beccari_(5)--_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF),_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(3)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_UCLA,_LA_CA,_USA,_(5)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(6)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(7)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Concepci\'on,_Chile,_(8)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinario_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_LaSerena,_La_Serena,_Chile,_(9)_Departamento_de_F\'isica_y_Astronom\'ia,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile,_(10)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Cat\'olica_del_Norte,_Antofagasta,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02448 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された掃天観測用カメラの広視野カメラで取得した光学画像と、GeMS/GSAOIからの近赤外線データを使用して、バルジ星系Liller1の方向の高解像度消滅マップを構築しました。リラー1は、その球状のクラスターの外観にもかかわらず、最近、著しく異なる年齢の2つの星群を宿していることが判明しており、バルジで発見された類似の特性(Terzan5以降)を持つ2番目の複雑な星系であり、したがって、新しいクラスオブジェクトの:バルジ化石の断片。リラー1は、銀河面に非常に近い天の川の内側のバルジに位置しているため、大きく変動する絶滅の影響を強く受けます。光学および近赤外線の色度図の両方の同時研究により、リラー1の方向の消衰係数R$_V$は、拡散星間物質(R$_V=2.5$)で一般的に想定される値よりもはるかに小さい値であることが明らかになりました。、3.1の代わりに)、銀河バルジへのさまざまな光路に沿った以前の調査結果と一致しています。導出された微分赤化マップは、約$90''$X$90''$の視野にわたって$1''$から$3''$の空間解像度を持っています。我々は、吸収雲が$\delta{\rmE}(B-V)\sim0.9$magと同じ大きさの消光変動を持つ斑状の部分構造を示すことを発見した。
イーグル銀河におけるガス燃料星形成の歴史
| Title |
History_of_the_gas_fuelling_star_formation_in_eagle_galaxies |
| Authors |
L._Scholz-Diaz_(1_and_2),_J._Sanchez_Almeida_(1_and_2),_C._Dalla_Vecchia_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02478 |
理論は、宇宙論的なガスの降着が、銀河における星形成に燃料を供給する基本的な役割を果たしていると予測しています。ただし、観測を解釈するときに使用される降着プロセスの詳細な説明はまだ不足しています。最先端の宇宙流体力学シミュレーションイーグルを使用して、降着プロセスのランダム性のために銀河の円盤に発生する化学的不均一性を解明します。低質量系と大規模な銀河の周辺では、金属性の低い領域が星形成の強化に関連しています。これは、大規模な銀河の中心では逆転する傾向です。これらの予測は、MaNGAの調査で観測された局所的な渦巻銀河で観測された、星形成率の面密度と金属量との関係と一致しています。次に、zsimeq0とzsimeq2の2つの重要なエポックで星を生成するガスの起源を分析します。主な寄与は、星が形成される約1Gyr前にすでに銀河に存在するガスから来ています。高赤方偏移で大きくなります。付着したガスは、大規模および小規模な合体から生じる可能性があるが、重力的に束縛されていないガスとして、および暗黒銀河との合体から生じることもある(つまり、バリオン質量の95%以上がガス中にあるハロー)。これらのガス源の相対的な寄与を、星の質量の関数として与えます(8<logMstar<11)。z=0であっても、いくつかの低質量銀河は、暗黒銀河との合体から最後のGyrの間に、それらの総星の質量のかなりの部分を形成します。
銀河核星団による超光暗黒物質の拘束
| Title |
Constraining_Ultra_Light_Dark_Matter_with_the_Galactic_Nuclear_Star_Cluster |
| Authors |
Firat_Toguz,_Daisuke_Kawata,_George_Seabroke,_Justin_I._Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02526 |
超軽量ダークマター(ULDM)モデルで予測されるように、私たちは天の川の核星団(NSC)を使用して、ダークマターの「ソリトンコア」の存在をテストします。ソリトンのコアサイズはmDM^{-1}に比例するため、コア密度はmDM^{2}として増加しますが、NSC(約3pc内の主要な恒星成分)は、暗黒物質粒子質量の特定のウィンドウに敏感、mDM。重力コラボレーションなどから取得した天の川の超大質量ブラックホール(SMBH)質量の事前分布を仮定して、NSC視線速度分散データに適合する球面等方性ジーンズモデルを適用します。(2020)およびGallego-Canoらから取得した星の密度プロファイル。（2018）。現在の観測データは、10^{-20.0}<mDM<10^{-18.5}eVの範囲の質量を持つ単一のULDM粒子のソリトンコアの存在を拒否し、ソリトンコア構造が影響を受けないと仮定していることがわかりました。天の川のSMBHによって。モックデータで方法論をテストし、実際のデータと同じ範囲のULDM質量に敏感であることを確認します。核星ディスクを含む銀河中心のより大きな領域の動的モデリングは、より広い範囲のmDMに対してより厳しい制約を約束します。これについては、今後の作業で考慮します。
ニューホライズン シミュレーション -- 禁止するかしないか
| Title |
The_NewHorizon_Simulation_--_To_Bar_Or_Not_To_Bar |
| Authors |
J._Reddish,_K._Kraljic,_M._S._Petersen,_K._Tep,_Y._Dubois,_C._Pichon,_S._Peirani,_F._Bournaud,_H._Choi,_J._Devriendt,_R._Jackson,_G._Martin,_M._J._Park,_M._Volonteri,_S._K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02622 |
ニューホライズンシミュレーションを使用して、恒星の質量範囲$M_{\star}=10^{7.25}-10^{11.4}\\rm{M}_{\odot}$赤方偏移の範囲$z=0.25-1.3$。銀河の形態の代用として、運動学を使用して円盤銀河を選択します。視覚的検査と組み合わせた2つの異なる自動小節検出方法を採用し、$z\sim$で$f_{\rmbar}=0.070_{{-0.012}}^{{+0.018}}$の観察可能な小節比率をもたらします。1.3、$f_{\rmbar}=0.011_{{-0.003}}^{{+0.014}}$に$z\sim$0.25で減少します。私たちのサンプルでは、1つの銀河だけが強く禁止されていると視覚的に確認されています。このバーは最も大きなディスクによってホストされ、$z=1.3$から$z=0.7$までしか存続しません。特に天の川に似た始祖の間で、このような低いバーの割合は、バーが欠落している問題を浮き彫りにしています。線形成長率、回転曲線、および星、ガス、暗黒物質の構成要素の導き出された要約統計の分析は、銀河の質量が$10^{9.5}-10^{10}\\rm{M}_{\odot未満であることを示唆している。ニューホライズンの$は暗黒物質に支配されすぎているように見えますが、より大規模な銀河は通常、低い赤方偏移でのバー持続を妨げる大きなバルジを形成します。この調査は、バーフラクションの進化が、銀河へのバリオンと暗黒物質の組み立ての歴史に厳しい制約を課すことを確認しています。
| Title |
A_Novel_Test_of_Quasar_Orientation |
| Authors |
Gordon_T._Richards,_Richard_M._Plotkin,_Paul_C._Hewett,_Amy_L._Rankine,_Angelica_B._Rivera,_Yue_Shen,_Ohad_Shemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02633 |
クエーサーに力を与える超大質量ブラックホールに降着円盤の方向は、クエーサーを理解するために必要な最も重要な量の1つです。クエーサーのサブセット(ラジオラウドとラジオノイズの両方)で比較的エッジオンの方向を決定するための仮説を提示します。確認されれば、この方位インジケーターは、電波やX線データを参照せずに個々のクエーサーに適用でき、中程度の解像度と信号対雑音比のみに基づいて、平均よりもエッジオンであるクエーサーの約10～20%を特定できますCIV1549A発光機能をカバーするノイズ分光法。X線観測を使用して上記の仮説のテストを提示し、この仮説を確認し、メトリックを調整するために必要な追加データを識別します。
ニュートリノから 3 年で光子冷却へ: フォールバック降着は GW170817 の X 線過剰を説明できるか?
| Title |
From_Neutrino-_to_Photon-Cooled_in_Three_Years:_Can_Fallback_Accretion_Explain_the_X-ray_Excess_in_GW170817? |
| Authors |
Brian_D._Metzger,_Rodrigo_Fernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02052 |
中性子星合体GW170817からのX線放出が、予測された残光を超えていることが、合体から3.4年後に最近検出されました。過剰の1つの考えられる原因は、新たに覆われていないブラックホール(BH)の残骸への堆積である(Hajelaetal.2021,Ishizakietal.2021)。バインドされた動的イジェクタのフォールバックは、過剰な光度を生成するには不十分ですが、L_X~5e38erg/s、ディスク風イジェクタからのフォールバックは、質量が大きく速度が遅いため、実行可能な可能性があります。光解離の終わりと放射効率の低い領域への漸近進化をキャプチャするために必要な場合、融合後のディスク進化の流体力学的アルファ粘度シミュレーションを提示します。これは、合併後t~35秒という前例のない長いタイムスケールにまで及びます。ニュートリノ冷却が非効率であるため、BH降着率は遅い時間に急速に減衰し(Mdot_BH~t^(-\beta_BH)、ここで\beta_BH~2.4-2.8)、後期過剰の生成と両立しないようです。ただし、物質が赤道領域から内側の円盤に戻る速度(高緯度での粘性加熱による流出で物質が拘束されていない速度によって推定される)は、より緩やかに減衰します。Mdot_fb~t^(-\beta_fb)with\beta_fb~1.43アルファで~0.03シミュレーション。現在のエポックまでに、フォールバック率はエディントン未満になり、ディスクは再び効率的に、つまりMdot_BH~Mdot_fbに、今度はニュートリノ冷却の代わりに光子冷却の結果として堆積することができます。現在のエポックで予測されたX線降着の光度は、L_X~0.1Mdot_BHc^2~(2-70)e38erg/sforbeta_FB~1.43-1.66であり、したがって、Xの降着による起源をサポートしています(注意してください)。-GW170817のレイ過剰。再処理によるキロノバ光度の過剰生成を避けるためには、放射効率が高い(エディントン未満)移行に先立って抑制されたBH降着率が、合併の数週間から数か月後に鍵となる。
IceCube での太陽からの高エネルギー暗黒物質の測定
質量O(TeV)の重い暗黒物質粒子(HDM)が太陽に捕らえられていると考えられています。HDMは、相対論的な明るい暗黒物質粒子(LDM)に減衰します。これらの高エネルギーLDMは、IceCube検出器などのkm$^3$ニュートリノ望遠鏡で測定できます。$Z^{\prime}$ポータル暗黒物質モデルは、LDMが中性カレントを介して核と相互作用するために使用されます。HDMとZ$^{\prime}$質量の異なる崩壊寿命を使用して、この研究では、IceCubeで1TeVから200TeVのエネルギー範囲で予想されるLDMとニュートリノの分布と数が評価されました。IceCubeの太陽コアからのこれらのLDMの測定能力を評価するために、2つの観測結果が想定されました。もう1つは、この測定でイベントが観察されないことです。これらの2つの仮定に基づいて、LDMフラックスの上限は90\%CLで計算されました.$m_{Z^{\prime}}\lesssim$400GeVと$\tau_{\phi}\lesssim10^{23最後に、これらのLDMがIceCubeでO(1TeV)からO(100TeV)のエネルギー範囲で測定できることが明らかになりました。
ゲミンガの $\gamma$-ray ハローは、パルサーの周りの拡散が遅いことを意味しますか?
| Title |
Does_the_Geminga_$\gamma$-ray_halo_imply_slow_diffusion_around_pulsars? |
| Authors |
Sarah_Recchia,_Mattia_Di_Mauro,_Felix_A._Aharonian,_Fiorenza_Donato,_Stefano_Gabici,_Silvia_Manconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02275 |
ゲミンガパルサーの近くでの宇宙線電子と陽電子の伝搬は、最近注入された粒子に有効な準弾道から拡散輸送体制への遷移を考慮して調べられます。拡散係数の典型的な星間値の場合、準弾道領域は、$\sim10$TeVを超える粒子エネルギーのパルサーから数十パーセクの距離までレプトン分布を支配します。このような遷移を考慮に入れると、拡散係数の強力な抑制を必要とせずに、ゲミンガ周辺のHAWC$\gamma-$rayデータによく適合します。
磁化されたコンパクト星のギャップログループ
ここ数十年に発見された中性子星と白色dd星に関連する多数のコンパクトなソースは、重力磁気回転子モデル(GMRパラダイム-リプノフ、1987a;リプノフ、1992)の観点から分析されます。中性子星や白色dd星の観測されたさまざまな特徴や進化のコミュニケーションを理解するための装置を提供します。電波パルサーとdd新星から、超大光度X線源と白色dd星の上の電波パルサーまで、すべてのオブジェクトを1つの図に配置しました。この図は、さまざまなタイプのコンパクトなソース間の遺伝的つながりを直接示しているため、バルジX線ソースとミリ秒パルサー間のような確立された進化上のつながりを確認し、明確に示すことができます。このアプローチにより、超大光度X線源の進化状態を理解することができます。さらに、マグネターの形成の進化の分岐を追加することを提案します。Kirstenetal.2021がM81銀河の球状星団の1つでFRB20200120の局在について報告した後、およびガンマ線リピーターSGR1935+2154(Lietal.2020)からのFRB現象の発見後、見ることができます。白色ddetaild星の降着によって引き起こされた崩壊シナリオ(Lipunov、Postnov、1985)は、この研究で詳細に検討されていますが、マグネター生成の実際の系図分岐であるということです。
GRB 190829A アフターグローにおける X 線とガンマ線の時間的およびスペクトルの類似性を明らかにする
銀河系外源からのガンマ線の明るい閃光であるガンマ線バースト(GRB)は、星のコア崩壊イベントと関連している.高エネルギーステレオスコピックシステム(H.E.S.S.)を使用して、トリガーから4時間から56時間後のGRB190829Aの残光からの超高エネルギー(VHE)ガンマ線の検出を報告します。GRB190829Aの低光度と赤方偏移は、内部と外部の両方の吸収を減らし、その固有のエネルギースペクトルの決定を可能にします。0.18～3.3テラ電子ボルトのエネルギーの間で、このスペクトルは、X線スペクトルと同様に、光子指数2.07$\pm$0.09のべき乗則によって記述されます。X線とVHEのガンマ線の光度曲線も同様の減衰プロファイルを示しています。X線およびガンマ線バンドにおけるこれらの類似した特性は、GRB残光放出シナリオに挑戦します。
SNR G106.3+2.7 からの TeV 光子放出のハドロン起源の可能性
「PeVatron」SNRG106.3+2.7からのマルチバンド放射を説明するために、可能なモデルが開発されました。モデルでは、SNR内のボーム様拡散領域からSNR外の銀河拡散領域への粒子の加速と伝播は、非線形拡散衝撃加速(NLDSA)によって記述されます。私たちの結果は、(i)ラジオからX線バンドへの光子の放出が、SNR内で加速された電子のシンクロトロン放射によって支配されることを示しています。(ii)$\gtrsim$GeVのエネルギーを持つ光子は、主にSNRの内側と外側の陽子によって生成されます。さらに、$\sim$1-$\sim$100TeVのエネルギー範囲の光子は、脱出した陽子と高密度の分子雲(MC)との相互作用。
MAROON-X の空中試運転: Gemini North 向けの新しい視線速度スペクトログラフ
| Title |
On-sky_commissioning_of_MAROON-X:_A_new_precision_radial_velocity_spectrograph_for_Gemini_North |
| Authors |
A._Seifahrt,_J._L._Bean,_J._St\"urmer,_D._Kasper,_L._Gers,_C._Schwab,_M._Zechmeister,_G._Stef\'ansson,_B._Montet,_L._A._Dos_Santos,_A._Peck,_J._White_and_E._Tapia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02157 |
MAROON-Xは、ハワイのマウナケアにあるジェミニノース望遠鏡で最近委託された、ファイバー給電、赤色光学、高精度の視線速度スペクトログラフです。85,000の分解能と500～920nmの波長範囲により、50cm未満の精度で後期KおよびMdd星の視線速度測定を提供します。MAROON-Xは現在、北半球の8mクラスの望遠鏡で唯一の光学式EPRV分光器であり、米国のコミュニティ全体が完全にアクセスできる大型望遠鏡で唯一のEPRV装置です。ここでは、2019年12月の試運転キャンペーンの結果と初期の科学結果について報告します。
チェレンコフ放射の横方向分布の急勾配パラメータを用いた広範囲の空気シャワーの最大深度の推定について
| Title |
On_the_Estimation_of_the_Depth_of_Maximum_of_Extensive_Air_Showers_Using_the_Steepness_Parameter_of_the_Lateral_Distribution_of_Cherenkov_Radiation |
| Authors |
Rasekh_Ibrahim,_Purmohammad_Davoud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02332 |
大規模な空気シャワーのモンテカルロシミュレーションを使用して、シャワーの最大深さ$X_{max}$は、$P=Q(100)/Q(200)$(100でのチェレンコフ光子密度の比率)を使用して推定できることを示しました。およびシャワーコアから200メートルです。これは、地上のチェレンコフ放射の横方向分布の勾配パラメータとして知られています。単純な二次モデルが、シミュレートされた広範囲の空気シャワーからの一連のデータに適合し、勾配パラメータとシャワーの最大深度に関連しています。次に、モデルは、シミュレートされた別のシャワーセットでテストされました。シミュレートされたシャワーの実際の最大深度と、チェレンコフ光の横方向分布から得られた最大深度との平均差は、約9$g/cm^2$です。さらに、$P$からの初期粒子の質量のより直接的な推定の可能性が調査されました。これら2つの量の間の指数関係が当てはめられています。モデルを別のシャワーセットに適用すると、一次粒子の推定された質量と実際の質量との平均差が0.5原子質量単位未満であることがわかりました。
コストが天文学のアウトリーチ イベントへの公平な参加にどのように影響するか
InternationalAstronomicalYouthCamp(IAYC)は、50年以上の歴史があり、81の国籍から1,700人以上のユニークな参加者を持つ天文学教育のアウトリーチイベントです。天文学の国際ワークショップe.V.(IWA)は、1979年に設立され、ドイツに拠点を置くIAYCを支援する非営利団体です。急速にグローバル化する世界でのIAYCの前例のない長寿は、金融の不平等がグローバルノース諸国と比較してグローバルサウスからの人々のキャンプの範囲を狭めることを意味しています。キャンプごとに代表される国籍は開始以来着実に増加していますが、東ヨーロッパとアフリカからの参加者の割合は減少し、西ヨーロッパと北米からの参加者は増加しています。このノートでは、キャンプの費用、場所、リーダーシップが参加者の国籍の多様性にどのように影響するか、および天文学のアウトリーチイベントが、リソースへのアクセスが限られている恵まれない参加者への資金提供とどのように考慮されなければならないかを調べます。
K2で見たおうし座のひしゃく群集
| Title |
The_dipper_population_of_Taurus_seen_with_K2 |
| Authors |
Noemi_Roggero,_J\'er\^ome_Bouvier,_Luisa_M._Rebull,_Ann_Marie_Cody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02064 |
ディッパーは通常、光度曲線にディップを示す低質量の前主系列星です。これらの窪みは、ディスクの内側部分に形成されたほこりっぽい反りが原因とされています。私たちの目標は、おうし座のひしゃく星の特性を導き出し、ひしゃくの光度曲線を誘発する物理的メカニズムを評価することです。K2、C4およびC13の光度曲線を使用して、光度曲線の形態に基づいて、179のメンバーとおうし座の星形成領域の可能なメンバーの中からひしゃくのサンプルを選択しました。ピリオドグラムとウェーブレット分析を組み合わせて周期性を研究し、測光から星のパラメータを導き出しました。また、測光ディップの形態も調べました。K2で観測されたディスクを持つ星では、私たちが視覚的に特定したディッパーの発生が~30%であることがわかりました。これは、実際の発生に対する下限を表しています。ひしゃくの約半分は非周期的であり、これらのほとんどは別の種類の変動性によって支配されています。選択されたサンプルは、後期スペクトルタイプ(K/M)で、質量が低く、質量降着率が中程度で、周期は数日間です。いくつかの回転サイクルにわたる過渡的なひしゃくと、周期が変化するひしゃくが観察されました。窪みの構造は複雑であり、1恒星の自転までの時間スケールで大きく変化します。共回転半径はいくつかの恒星の半径に位置し、共回転の温度は塵の生存を可能にします。多くのシステムは、中程度から高い傾斜で見られます。くぼみを形成する塵の多い構造の角度の広がりは、星の周期と相関していることがわかりました。磁気圏降着は、降着柱とその基部が星をocococ蔽させる原因となり、観測された光度曲線のほとんどを説明できます。モデルと互換性がありますが、星の傾斜角の多くは中程度であり、ディッパーの光度曲線を説明するための内部ディスクのワープによるocococ蔽以外のメカニズムを排除していません。
おうし座の若い星座の H$_2$S 観測
| Title |
H$_2$S_observations_in_young_stellar_disks_in_Taurus |
| Authors |
P._Rivi\`ere-Marichalar,_A._Fuente,_R._Le_Gal,_A._M._Arabhavi,_S._Cazaux,_D._Navarro-Almaida,_A._Ribas,_I._Mendigut\'ia,_D._Barrado,_B._Montesinos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02430 |
環境。原始惑星系円盤のガス化学を研究することは、惑星形成のプロセスを理解するための鍵です。特に硫黄の化学的性質は、星間環境ではほとんど理解されておらず、主な貯留層の位置は不明のままです。おうし座の原始惑星系円盤は、惑星形成システムの組成の進化を研究するための理想的なターゲットです。ねらい。私たちは、H$_2$S放出に特に焦点を当てて、原始惑星系円盤における硫黄含有分子放出の化学的起源を解明し、原始惑星系における主要な分子硫黄貯留層になる可能性のある候補種を特定することを目指しています。メソッド。おうし座の9つのガスが豊富な若い星状天体(YSO)のIRAM30m観測を使用して、硫黄を含む分子種と酸素を含む分子種の調査を行いました。この論文では、CS3-2($\nu_0$=146.969GHz)、H$_2$CO2$_{11}$-1$_{10}$($\nu_0$=150.498GHz)、およびH$_2$S1$_{10}$-1$_{01}$($\nu_0$=168,763GHz)輝線。結果。観測された9つのソースのうち4つのソースでH$_2$Sの放出を検出し、YSOの検出数を大幅に増加させました。また、9件中6件でH$_2$COとCSが検出されました。H$_2$S1$_{10}$-1$_{01}$とH$_2$CO2$_{11}$-1$_{10}$の間の暫定的な相関関係、およびH$_2$S1$_{10}$-1$_{01}$とH$_2$O8$_{18}$-7$_{07}$の間の暫定的な相関。局所的な熱力学的平衡を仮定することにより、サンプル内のソースの列密度を計算し、N(oH$_2$S)の値は$2.6\times10^{12}$cm$^{-2}$から$1.5\times10^{13}$cm$^{-2}$.
Earth Mover のピンボール損失: ヒストグラム値回帰の分位数
科学分野では至る所にあるヒストグラムデータですが、ディープラーニングコミュニティではあまり注目されていません。スカラーデータとベクトルデータの回帰および分類タスクはニューラルネットワークによって日常的に解決されますが、入力ベクトルまたは画像の関数としてヒストグラムラベルを推定するための原則的なアプローチは、文献には欠けています。クロスビン情報を組み込んで、各ビンの累積ヒストグラムの$\tau$-分位数で表される可能なヒストグラムの分布を生成する、深層学習ベースのヒストグラム回帰専用の方法を紹介します。私たちのアプローチの要点は、ピンボール損失を累積ヒストグラムに適用することによって得られる新しい損失関数です。これは、1Dヒストグラムの場合、中央値の特別な場合($\tau=0.5$)のEarthMover'sDistance(EMD)に減少します。そしてそれを任意の分位に一般化します。おもちゃの例、サッカー関連のタスク、および天体物理学のコンピュータービジョンの問題を使用して、この方法を検証します。損失関数を使用すると、予測された中央値ヒストグラムの精度は標準のEMDの場合と非常に似ています(交差エントロピーなどのビンごとの損失関数よりも高い)。追加の計算コスト。
熱 WIMP と新しい物理の規模: ディラック暗黒物質の有効場の理論のグローバルフィット
| Title |
Thermal_WIMPs_and_the_Scale_of_New_Physics:_Global_Fits_of_Dirac_Dark_Matter_Effective_Field_Theories |
| Authors |
The_GAMBIT_Collaboration:_Peter_Athron,_Neal_Avis_Kozar,_Csaba_Bal\'azs,_Ankit_Beniwal,_Sanjay_Bloor,_Torsten_Bringmann,_Joachim_Brod,_Christopher_Chang,_Jonathan_M._Cornell,_Ben_Farmer,_Andrew_Fowlie,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Will_Handley,_Felix_Kahlhoefer,_Anders_Kvellestad,_Farvah_Mahmoudi,_Markus_T._Prim,_Are_Raklev,_Janina_J._Renk,_Andre_Scaffidi,_Pat_Scott,_Patrick_St\"ocker,_Aaron_C._Vincent,_Martin_White,_Sebastian_Wild,_Jure_Zupan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02056 |
グローバルフィッティングフレームワーク$\textsf{GAMBIT}$を使用して、最新の実験結果に照らして、幅広いクラスのWIMP暗黒物質(DM)モデルのステータスを評価します。ゲージ一重のディラックフェルミオンと標準模型のクォーク、グルーオン、光子の相互作用を説明する有効場の理論(EFT)演算子のグローバル分析を実行します。このボトムアップアプローチでは、次元7までの14のそのような演算子の係数を、DMの質量、新しい物理のスケール、およびローカルDMハロー、核のフォームファクター、およびトップクォークの質量。すべてのオペレーター係数の繰り込み群の進化を組み込み、DM散乱に関連する非相対論的EFTへの自動マッチングを実行します。私たちの最新の尤度関数には、$\mathit{Planck}$、直接および間接検出実験、LHC、特に完全な実行に基づく非常に最近のATLASモノジェット検索からの最新データに基づくすべての関連する実験的制約が含まれています。2データセット。軽いDM($\lesssim100$GeV)の場合、考慮中の粒子がDMサブコンポーネントのみを構成し、新しい物理学のスケールが非常に小さくEFTが壊れない限り、すべての制約を同時に満たすことは不可能であることがわかります。LHC制約の計算用。新しい物理スケールの中間値($\約1$TeV)では、LHCデータのいくつかの小さな過剰によって結果が大きく影響され、最適なパラメーター領域が採用する正確な処方に依存することがわかりました。EFTの有効性を確保します。これらの興味深い機能に加えて、EFTが有効でレリック密度が再現できる実行可能なパラメータ空間の広い領域が見つかりました。これは、WIMPが最新のデータと一致しながら、宇宙のDMを説明できることを意味します。
高密度物質の強い磁場によって引き起こされるニュートリノ-反ニュートリノ振動をシミュレートします。強い磁場と大きなニュートリノ磁気モーメントにより、マヨラナニュートリノはフレーバー平衡に達することができます。ニュートリノ-反ニュートリノ振動のフレーバー平衡は、物質内のバリオン密度と電子比率の値に敏感であることがわかりました。中性子(陽子)に富んだ物質のバリオン密度が大きい場合、ニュートリノ-反ニュートリノ振動は抑制されます。一方、大きなバリオン密度でも、電子画分が$0.5$に近い場合、フレーバーの平衡化が発生します。シミュレーションから、高密度物質におけるニュートリノ-反ニュートリノ振動の平衡化に必要な条件を提案します。また、核崩壊型超新星のニュートリノ流体力学シミュレーションの結果を用いて、原始中性子星の近傍でこのような必要条件が満たされているかどうかを調べています。私たちの爆発モデルでは、原始中性子星の表面の磁場が、マグネターの磁場の典型的な値である$10^{14}$Gよりも大きければ、フレーバーの平衡化が可能です。
$f(T,B)$ 重力における最初の非静的不均一厳密解
| Title |
The_first_non-static_inhomogeneous_exact_solution_in_$f(T,B)$_gravity |
| Authors |
Sebasti\'an_N\'ajera,_Aram_Aguilar,_Celia_Escamilla-Rivera,_Roberto_A._Sussman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02247 |
この論文では、球対称のLema\^\itre-Tolman-Bondi(LTB)ダストモデルのタイプのTeleparallelGravity(TG)の正確な解を見つける可能性を調べます。一般相対性理論のシュヴァルツシルト解から得られたLTB計量に、$f(T,B)$モデルへの拡張における遠隔並列重力の形式主義を適用します。特定の$f(T,B)$モデルと互換性のある正確なLTBソリューションが得られます。このモデルは、標準の空間的にフラットなRobertson-Walkerジオメトリに適用された場合に観測に適合すると思われます。
地殻の慣性モーメントが大きいベラパルサーの 2 成分モデル
部分地殻慣性モーメント$I_{\rmcrust}/I_{\rmtotal}\geq0.074$(where$I_{\rmcrust}$は、質量範囲$M/M_\odot\geq1.0-1.96$に対する地殻の慣性モーメントを表し、$I_{\rmtotal}$は星の合計慣性モーメントです。モデルは表面密度$E_a=2\times10^{14}\rmg{cm}^{-3}$(BrecherとCaporaso\cite{Ref1}のように)で自己束縛されていると仮定します。核地殻境界における遷移密度$E_b\geq2.105\times10^{14}\rmg{cm}^{-3}$および圧力/エネルギー密度比$P_b/E_b\geq0.00589$。モデルの中心密度$E_0$は、1.263-1.600$\times10^{15}\rmg{cm}^{-3}$の範囲です。総慣性モーメント$I_{\rmtotal}$と、地殻成分の慣性モーメント$I_{\rmcrust}$は、$I_{\rm45}=$0.076-2.460および0.0056の範囲にあります。-それぞれ0.8622($I_{45}=I/10^{45}\rmg{cm}^2$。モデルの合計半径$a$は、9.252km-11.578kmの値を持ち、地殻の厚さ$a_{\rmcrust}$は、0.234km-1.551kmの範囲にあり、モデルのクラストの質量$M_{\rmcrust}/M_\odot$は0.025-0.263です。核地殻境界における圧力/エネルギー密度比$P_b/E_b$と、ヴェラパルサーのこの研究で得られたその他の物理パラメータは、さまざまな状態方程式に基づいて、文献で得られた対応するパラメータと比較されます。(EOSs).文献\cite{Ref2},\cite{Ref3}で入手可能な数少ない研究は、1.7$M_\odot$と同じ大きさのヴェラ質量に対して約7\%の地殻慣性モーメントを予測しています。研究は最小の分数クラスタを再現することができました1.0-1.96$M\odot$の範囲の質量のすべての値に対して、約7.4\%以上の慣性モーメントがVelaパルサーと見なされます。
相転移からの非特異的バウンス
KhouryとSteinhardtの単一体のEkpyrosis\cite{khoury}-\cite{khoury1}は、二重井戸ポテンシャルを持つジョーダンフレームスカラー場を認めます。エキピロティックフェーズの終了後、エネルギー密度が増加するにつれて、コンフォーマル結合不動点で対称フェーズへの相転移シナリオが見つかり、アインシュタインフレームで非特異バウンスが発生します。
宇宙論アプリケーション向けの Graphcore IPU と Nvidia GPU の比較
この論文は、宇宙論における深層学習アプリケーションに対するGraphcoreIntelligenceProcessingUnits(IPU)の適合性と性能に関する最初の調査を表しています。NvidiaV100GPUとGraphcoreMK1(GC2)IPUの間の3つの宇宙学的ユースケースでのベンチマークを示します。つまり、銀河形状推定用の古典的なディープニューラルネットワークとベイジアンニューラルネットワーク(BNN)、および銀河画像生成用の生成ネットワークです。結果は、IPUが宇宙論で増大する計算ニーズに対処するための潜在的な手段になり得ることを示唆しています。
宇宙のもつれ: ループ量子宇宙論と CMB の異常
ループ量子宇宙論は矛盾する分野であり、観察可能性についての熱狂的な主張と、現在の定式化の概念的および物理的実行可能性に対する深刻な反対が共存しています。この貢献は、ループ量子宇宙論が宇宙マイクロ波背景放射の観測における異常を軽減する可能性があるという最近の主張の非技術的なケーススタディを示しています。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Dark_Matter_evaporating_on_the_Neutrino_Floor |
| Authors |
Roberta_Calabrese,_Damiano_F.G._Fiorillo,_Gennaro_Miele,_Stefano_Morisi,_Antonio_Palazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02492 |
宇宙の生命の最初の瞬間に仮説的に生成された原始ブラックホール(PBH)は、潜在的な暗黒物質(DM)の候補です。$[5\times10^{14}-5\times10^{15}]$gの範囲のPBHの質量に注目して、PBHの蒸発によって放出されたニュートリノがコヒーレントな弾性ニュートリノ核散乱(CE$\nu$NS)は、マルチトンDMの直接検出実験で観測可能な信号を生成します。次世代施設で想定される高被曝により、スーパーカミオカンデで得られた既存のニュートリノ限界を改善する、PBHによって構成されるDMの割合に限界を設定することが可能であることを示します。また、PBHの形でDMのごく一部から発生する信号が、いわゆる「ニュートリノフロア」を変更する程度を定量化します。成分。
古典新星における $^{18}$F(p,$\alpha$)^${15}$O 反応率の不確実性
| Title |
Uncertainties_in_the_$^{18}$F(p,$\alpha$)^${15}$O_reaction_rate_in_classical_novae |
| Authors |
D._Kahl,_J._Jos\'e,_P.J._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02606 |
環境。古典的な新星爆発で放出された$^{18}$Fの崩壊からのガンマ線放出の直接観測は、核天体物理学コミュニティの主要な焦点であり続けています。しかし、放出された$^{18}$Fの豊富さ、したがって、これらの一時的な熱核のエピソードから放出される511keV付近のガンマ線信号の予測検出可能距離のモデル化は、鍵$^{18}$F(p,$\alpha$)反応率。ねらい。$^{18}$F(p,$\alpha$)反応速度の計算に採用された最新の核物理学実験結果の不確実性を分析します。私たちの目標は、将来の実験作業を導くために、新星から放出される$^{18}$の予測存在量に最も大きな影響を与える不確実性を決定することです。メソッド。R-Matrix形式を使用して幅広い$^{18}$F(p,$\alpha$)反応速度を計算し、すべての干渉効果を考慮に入れることができます。全範囲にわたって等間隔に配置された16のレートを選択して、16の新しい流体力学的新星シミュレーションを実行しました。結果。我々は、これまでの古典新星における$^{18}$F(p,$\alpha$)反応の影響について、最も徹底的な理論研究を行った.$^{18}$F(p,$\alpha$)率は新星温度では依然として非常に不確実であり、新星爆発から放出された$^{18}$Fの予測存在量には約10倍の不確実性が生じる。また、$^{18}$Fの存在量が$^{19}$Fの存在量と強く相関している可能性があることもわかりました。結論。$^{18}$F(p,$\alpha$)反応速度に影響を与える多くの核物理学の不確実性にもかかわらず、1/2$^+$と3/2$^+$共鳴の間の未知の干渉徴候が支配的であるにもかかわらず、今後の実験作業は、6.13MeVと6.29MeV付近の複合核$^{19}$Neの閾値以下の状態の直接測定可能な量子特性をしっかりと正確に決定することに焦点を当てる必要があります。
