物理宇宙論の改善: 経験者の評価
$\Lambda$CDM宇宙論は、それを現実に近いものとして確立する厳しいテストに合格していますが、改善の余地があります。私は、より良い理論へのヒントをもたらすかもしれない、おそらく興味深く、あまり研究されていないもののリストを提示します。
銀河間磁場のガンマ線測定におけるバリオンフィードバック効果の説明
| Title |
Account_of_baryonic_feedback_effect_in_the_gamma-ray_measurements_of_intergalactic_magnetic_fields |
| Authors |
Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Alexander_Korochkin,_Andrii_Neronov,_Dmitri_Semikoz,_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02690 |
大規模構造のボイド内の銀河間磁場は、銀河外の背景光とのガンマ線相互作用からの二次ガンマ線放出の測定によって調べることができます。ボイド内の磁場の下限は、この放出が検出されないことから導き出されました。二次ガンマ線フラックスの抑制にどのような磁場が関与しているのかは、事前に明らかではありません。つまり、星形成と活動銀河核によって引き起こされる銀河風によって広がる磁場や、空隙を埋めている可能性のある宇宙磁場です。.ここでは、IllustrisTNG宇宙論シミュレーションを使用して、磁化された銀河の風の泡が二次ガンマ線束に与える影響を研究します。バリオンフィードバックのIllustrisTNGモデル内では、銀河の風の泡が通常、エネルギーに依存しない二次フラックス抑制を約10%のレベルで提供することを示します。観測された磁束抑制効果は、ボイド内の宇宙磁場によるものに違いありません。これは、一次ガンマ線源が50TeVを超えるエネルギー範囲でピークに達するハード固有のガンマ線スペクトルを持つ特殊なケースには当てはまらない場合があります。この場合、観測データは、元のホスト銀河から吹き出された磁化気泡の影響を強く受けている可能性があります。
四次および自然ポテンシャルを持つ G インフレにおける原始ブラックホールの形成
| Title |
Primordial_black_holes_formation_in_G-inflation_with_quartic_and_natural_potentials |
| Authors |
Milad_Solbi,_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02863 |
四次および自然ポテンシャルを持つガリレオンインフレーションのフレームワーク内で、原始ブラックホール(PBH)と誘導重力波(GW)の生成を調査します。この設定では、ガリレオン関数を$G(\phi)=g_I(\phi)\big(1+g_{II}(\phi)\big)$と見なし、最初の項$g_Iの存在下でそれを示します。(\phi)$四次ポテンシャルと自然ポテンシャルの両方は、インフレーションの標準モデルとは対照的に、プランク観測の68\%CLと一致する可能性がある。さらに、第2項$g_{II}(\phi)$は、PBHの形成をもたらす小さなスケールでの原始曲率摂動の大幅な強化を引き起こす可能性があります。両方のポテンシャルについて、スケール$k\sim10^{12}~\rmMpc^{-1}$,$10^{8}~\rmMpc^{-1}でスカラーパワースペクトルの強化が得られます。$、および$10^{5}~\rmMpc^{-1}$、これにより、約$10^{-13}M_{\odot}$、$10^{-5}M_{\odotで大量のPBHが生成されます。}$と$10M_{\odot}$それぞれ。観測の制約により、質量スケールが$10^{-13}M_{\odot}$のPBHが宇宙の暗黒物質の合計を構成できることが確認されています。さらに、観測によって調べることができる誘導GWのエネルギー密度パラメータを推定します。また、これはべき乗則関数$\Omega_{\rmGW}\sim(f/f_c)^n$としてパラメータ化できると結論付けます。ここで、べき乗指数は$n=3-2/\ln(f_c/f)$赤外線限界$f\llf_{c}$で。
宇宙膨張のパラメータ化: 曲率と $\text{H}_{0}$ 張力の意味
バニラの$\Lambda$CDMモデルを超えた宇宙膨張の歴史を研究するために、共動距離とハッブルパラメーターの分析的パラメーター化を提案します。パラメーター化は、空間曲率の寄与を含め、より高い赤方偏移の動作をキャプチャするために十分に一般化されています。このパラメータ化により、私たちは後期宇宙の振る舞いを研究し、ハッブルパラメータ($H_{0}$)の現在値、物質エネルギー密度パラメータ($\Omega_{m0}$)、空間曲率エネルギーなどの宇宙パラメータに制約を課します。密度パラメータ($\Omega_{k0}$)とバリオン物質のエネルギー密度パラメータ($\Omega_{b0}$)は、CMB(宇宙マイクロ波背景放射)、BAO(バリオン音響振動)、SN(パンテオンのサンプル)などのさまざまな組み合わせデータを使用します。Ia型超新星の場合)。また、標準の$\Lambda$CDMモデルからの後期修正のフレームワークにおけるハッブルの緊張を厳密に研究します。宇宙膨張の後期の時間変更は、CMB$\&$SHOES($H_{0}$のローカル距離ラダー観測)、CMB+BAO$\&$SHOES間、CMB+間のハッブル緊張を解決できることがわかりました。SN$\&$SHOESですが、CMB+BAO+SNとSHOESの間のハッブルの緊張は、遅い時間変更では解決できません。これは、CMB、BAO、SNデータを組み合わせることで、$H_{0}$($\Omega_{k0}$が変動しても)および他の背景の宇宙パラメータに十分に強い制約を課すことを意味します。SHOES(または同様の他のローカル距離観測から)からの事前は、対応するSHOES値に向けて$H_{0}$値を大幅に引き出すことはできません。
重力とハッブル張力の一般的な変更による後期加速
| Title |
Late_time_acceleration_due_to_generic_modification_of_gravity_and_Hubble_tension |
| Authors |
Shahnawaz_A._Adil,_Mayukh_R._Gangopadhyay,_M._Sami,_Mohit_K._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03093 |
修正重力のシナリオを考えます。これは、後期加速、つまり、ジョーダンフレームの加速とアインシュタインフレームの加速なしの一般的なものです。この可能性は、暗黒物質とアインシュタインフレームのバリオン成分との相互作用を想定することによって実現されます。この相互作用は、非公式変換を使用してジョーダンフレームに移動することで除去され、後期にファントムクロッシングを引き起こすエキゾチックな効果的な流体を発生させます。このシナリオでは、過去の進化は$\Lambda$CDMと区別されませんが、後期のダイナミクスは、膨張率の単調な増加を引き起こし、独特の後期の宇宙の特徴を引き起こすファントム交差の存在により、一般的に異なります。後者は、CMB(宇宙マイクロ波背景放射)測定によるハッブルパラメーターの観測値とローカル観測との間の緊張に対処する上で重要な役割を果たすことができます。選択したスケールファクターのパラメーター化を考慮したシナリオでは、ハッブルの緊張が大幅に低下することを示しています。モデル内の宇宙の推定年齢は、低赤方偏移と高赤方偏移の観測範囲内に十分収まっています。
超新星は宇宙の加速膨張を示している?
1990年代後半に、93のIa型超新星の観測が、これらが「標準の(可能な)キャンドル」であると仮定して、FLRW宇宙論の枠組みで分析されました。したがって、ハッブルの膨張率は、正の宇宙定数$\Lambda$によって駆動されるかのように加速していると推測されました。これは、標準の$\Lambda$CDM宇宙モデルの主要な構成要素である「ダークエネルギー」の唯一の直接的な証拠です。BAO、CMB異方性、恒星の年齢、構造成長率などの他のデータはすべてこのモデルと「一致」していますが、加速膨張の独立した証拠を提供していません。740SNeIaのより大きなサンプルの分析は、これらが完全に標準的なキャンドルではないことを示しており、FLRWフレームワークでデータを分析するために適用された「修正」を強調しています。後者は、CMBが等方性である基準座標系で保持されますが、観測はCMBが大きな双極子異方性を持つ我々の太陽中心座標系で行われます。これは、運動学的な起源、つまり、物質分布の局所的な不均一性によって引き起こされる非ハッブル運動によるものであると考えられています。$\Lambda$CDMモデルは、平均化スケールが大きくなり、宇宙がかなり均質になるにつれて、この特異な速度がどのように低下するかを予測します。しかし、局所的な「バルクフロー」の観察はこの予想と矛盾しており、CMBフレームへの収束は見られません。さらに、運動学的解釈は、高赤方偏移クエーサーの空分布における対応する双極子を暗示していますが、これは4.9$\sigma$での観測によって拒否されています。ハッブル膨張率の加速も3.9$\sigma$で異方性であり、バルクフローと一致しています。したがって、実際の宇宙は不均質であり、宇宙論的分析に影響を与えるのに十分な距離まで異方的であるにもかかわらず、私たちがFLRW宇宙の理想化された観察者であると仮定して、ダークエネルギーはデータ分析の結果であるかもしれません。
さまざまな宇宙論的シナリオで形成された原始ブラックホールのスピン
| Title |
Spins_of_primordial_black_holes_formed_in_different_cosmological_scenarios |
| Authors |
Marcos_M._Flores,_Alexander_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03237 |
原始ブラックホール(PBH)は、いくつかのLIGOイベントだけでなく、暗黒物質のすべてまたは一部を説明する可能性があります。最近発見された可能性に重点を置いて、さまざまな宇宙論的シナリオで生成された原始ブラックホールのスピンについて議論します。密度摂動の地平線サイズの崩壊として生成されたPBHは、スピンが非常に小さいことが知られています。対照的に、物質のような物体(粒子、Qボール、オシロンなど)の集合から生じるPBHは、その形成履歴と放射冷却の効率に応じて、スピンが大きくなったり小さくなったりします。重力波天文学は、ブラックホールのスピンを決定する機会を提供し、実際にいくつかのブラックホールが原始的な起源を持っている場合、初期宇宙に新しい窓を開きます。
宇宙原理モデルを独立してテストするための銀河レンズ相互相関間の線形関係
| Title |
A_linear_relation_between_galaxy-lensing_cross-correlations_to_test_the_cosmological_principle_model-independently |
| Authors |
Hai_Yu,_Pengjie_Zhang,_Jiaxin_Wang,_Ji_Yao,_Fa-yin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03298 |
2組の銀河レンズ相互相関の間に線形関係があることを発見しました。この線形関係は、光が測地線に従い、測定基準がフリードマン・ルメートル\^{i}tre-Robertson-Walker(FLRW)である限り、維持されます。宇宙原理(および同等のFLRW計量)に違反すると、この線形関係が壊れます。したがって、それは宇宙論の原理の強力なテストを提供し、直接観測に基づいており、特定の宇宙論モデルに依存していません。ステージIVの銀河調査とCMB-S4実験によって、この線形関係を厳密にテストできるため、宇宙原理を確実にテストできることがわかります。
インフレーション中に生成されたスカラー場の暗黒物質(アクシオンなど)の摂動に、スクイーズド状態の形式を適用します。インフレーション摂動に関しては、スカラー場の状態は、モードが地平線から出ると非常に圧縮されます。$H>m_\phi$($H$がハッブルレートで$m_\phi$がスカラー質量)である限り、スカラー場フィールドは再加熱中に相互作用せず、モードが再入力されるときに正確にその進化を追跡します。地平線。ホットビッグバン中に地平線が再突入した後も、量子状態は圧縮されたままであることがわかりました。これは、インフレーション理論でよく知られている事実を示しています。つまり、スカラー暗黒物質の宇宙論的観測量は、固定位相を持つ古典的な確率場によって正確にモデル化されています。私たちの計算は、現在の宇宙のドブロイ波長よりも小さいすべてのモードをカバーしています。$H<m_\phi$の場合、より大きなスケールのモードは重力的に環境と混ざり合い、したがって、デコヒーレンスが期待される。
精密宇宙論のための整合フィルターの理解
整合フィルターは、熱スニヤエフ・ゼルドヴィッチ(tSZ)シグネチャーを通じてmm観測から銀河団を検出するために、宇宙論で日常的に使用されています。さらに、それらは、観察可能な、検出信号対雑音比または有意性を自然に提供します。これは、tSZで選択されたクラスターサンプルの数カウント分析における質量プロキシとして使用できます。この作業では、この観測値が一般に非ガウス的であり、最適化バイアスと呼ばれる正のバイアスに苦しんでいることを示します。両方の側面は、信号対雑音比がノイズの多いデータの最適化操作によって構築され、クラスター信号が完全に適切にモデル化され、前景が存在せず、ノイズがガウスである場合でも保持されるという事実から生じます。整合フィルターの基礎となる一般的な数学的形式を確認した後、モンテカルロモック観測値を使用して信号対雑音比の統計を研究し、次の信号対雑音値の単位分散ガウスによって十分に記述されることを発見しました。6以上で最適化バイアスの大きさを定量化し、実際に使用できる近似式を示します。また、プランクとサイモンズ天文台(SO)のクラスター数カウントに対するバイアスの影響も考慮し、前者では無視できる程度であり、後者では潜在的に重要であることがわかりました。
確率重力波と CMB 異方性の相互相関による再結合前の物理学の調査
大規模な密度摂動を介した重力子の伝搬によって引き起こされる確率的重力波バックグラウンド(SGWB)異方性に対する再結合前の物理学の影響と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)温度およびEモード分極との相互相関を研究します。もの。$\Lambda$CDMモデルへの初期宇宙拡張の例として、余分な相対論的自由度、質量のない非最小結合スカラー場、および初期のダークエネルギーコンポーネントを特徴とする一般的なモデルを検討します。SGWBの検出を想定して、フィッシャー分析を実行して、将来の重力波干渉計(GWI)の能力を、そのような変動を制限する将来の大規模CMB偏光実験と組み合わせて定量的に評価します。私たちの結果は、CMBとSGWBの異方性の相互相関が、CMBのみで得られた制約を強化するのに役立つことを示しています。この改善は、特定のモデルと最大角度分解能に大きく依存します$\ell_{\rmmax}^{GWIの\rmGW}$、それらの設計された感度、SGWBのモノポールの振幅$A_*$。
$\it{CosmoPower} \,$: 次世代調査からの加速ベイズ推定のための宇宙論的パワースペクトルのエミュレート
| Title |
$\it{CosmoPower}_\,$:_emulating_cosmological_power_spectra_for_accelerated_Bayesian_inference_from_next-generation_surveys |
| Authors |
Alessio_Spurio_Mancini,_Davide_Piras,_Justin_Alsing,_Benjamin_Joachimi,_Michael_P._Hobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03846 |
大規模構造(LSS)および宇宙マイクロ波背景放射(CMB)調査の2点統計分析からパラメーター推定のための桁数加速を提供する神経宇宙パワースペクトルエミュレーターのスイート$\it{CosmoPower}$を紹介します。.エミュレーターは、ボルツマンコードからの物質とCMBパワースペクトルの計算を置き換えます。したがって、天体物理学の局外パラメータまたは赤方偏移分布のさまざまな選択のために、それらを再訓練する必要はありません。物質のパワースペクトルエミュレーションエラーは、波数範囲$k\in[10^{-5},10]\,\mathrm{Mpc}^{-1}$で、赤方偏移$z\に対して$0.4\%$未満です。[0,5]$で。$\it{CosmoPower}$は、$\it{Planck}$のベストフィット値の周りのパラメータ空間の$5\sigma$領域のCMB温度、偏光、およびレンズの潜在的なパワースペクトルをエミュレートします。今後のサイモンズ天文台で予想されるショットノイズ。$\it{CosmoPower}$は、キロ度サーベイからの共同宇宙せん断および銀河団の分析、およびステージIV$\it{Euclid}$のようなシミュレートされた宇宙せん断分析で紹介されています。CMBの場合、$\it{CosmoPower}$は、$\it{Planck}$2018CMBの温度および分極分析でテストされています。エミュレーターは、サンプリングノイズよりも小さい事後確率の違いで、常に基準宇宙制約を回復し、完全な推論パイプラインに最大$O(10^4)$の高速化係数を提供します。この加速により、$\it{Planck}$の可能性のケースで示すように、事後分布をわずか数秒で回復できます。$\it{CosmoPower}$は完全にPythonで記述されており、一般的に使用されているすべての宇宙サンプラーとインターフェースでき、公開されているhttps://github.com/alessiospuriomancini/cosmopowerです。
白色 Plane Dewar星周辺の惑星デブリトランジットと星周ガスの繰り返し発生 ZTF J0328$-1219
| Title |
Recurring_Planetary_Debris_Transits_and_Circumstellar_Gas_around_White_Dwarf_ZTF_J0328$-$1219 |
| Authors |
Zachary_P._Vanderbosch,_Saul_Rappaport,_Joseph_A._Guidry,_Bruce_L._Gary,_Simon_Blouin,_Thomas_G._Kaye,_Alycia_J._Weinberger,_Carl_Melis,_Beth_L._Klein,_B._Zuckerman,_Andrew_Vanderburg,_J._J._Hermes,_Ryan_J._Hegedus,_Matthew._R._Burleigh,_Ramotholo_Sefako,_Hannah_L._Worters,_Tyler_M._Heintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02659 |
ZTFJ0328$-1219のフォローアップ測光と分光法を提示し、惑星の破片を通過する白色war星としての地位を強化します。TESSおよびZwicky過渡施設の測光をさまざまな観測所からのフォローアップの高速測光とともに使用して、9.937時間と11.2時間での2つの重要な変動期間の証拠を見つけました。これらは、さまざまなデブリの塊の軌道周期である可能性が最も高いと解釈されます。光度曲線内の詳細なディップ構造の変化は、毎晩、毎週、毎月のタイムスケールで観察され、崩壊する小惑星、WD1145+017を持つことが発見された最初の白色dd星で観察された動的挙動を連想させます。私たちは、以前に公開された分光法を広帯域光度計と合わせて、白色dd星の新しい大気パラメーターを取得します。$M_{\star}=0.731\pm0.023\,M_{\odot}$,$T_{\mathrm{eff}}=7630\pm140\,$K,and$\mathrm{[Ca/He]}=-9.55\pm0.12$.新しい高分解能分光法により、星周起源の可能性が高い、顕著な、狭いNaD吸収の特徴を検出し、その速度は、大気線に対して青方偏移した$21.4\pm1.0$kms$^{-1}$である。周期的に変調された測光信号は、小惑星や彗星などの小さな軌道上にある天体からの粉塵の流出によるものですが、環境温度が約400Kから600Kの範囲であるため、昇華または放出されている可能性が最も高い物質を特定することはできません。
歪んだ原始惑星系円盤の化学的痕跡
星周円盤は、軌道がずれている星や惑星の仲間がいると、歪んだり、別々の平面に分割されたりすることがあります。以前は検出されていなかった伴星との相互作用によって引き起こされた可能性のある、内側の円盤の位置がずれた原始惑星系円盤とワープを伴う原始惑星系円盤の観測証拠が増えており、そこに惑星が形成される可能性があるという興味深い兆候が示されています。流体力学および放射伝達モデルは、ディスク表面が星に面する可変角度のために、温度が歪んだディスクでは方位角的に変化することを示しており、これはディスクの化学的性質に影響を与えます。原始惑星系円盤の流体力学モデルに基づいて化学モデリングを実行し、その円盤に対して12$^{\circ}$の傾斜角で軌道を周回する惑星が埋め込まれています。このわずかなずれでも、COおよびHCO$^+$を含む種の存在量は方位角で変化し、その結果、サブミリ波線放射で検出可能な方位角の変動が生じます。したがって、線放射の方位角の変化は、目に見えない埋め込まれたコンパニオンの存在を示している可能性があります。歪んだ原始惑星系円盤または影のある原始惑星系円盤の分子線図を解釈するときは、非軸対称の化学的存在量を考慮する必要があります。
ハッブル宇宙望遠鏡の観測によるガニメデの昇華した水大気の証拠
| Title |
Evidence_for_a_sublimated_water_atmosphere_on_Ganymede_from_Hubble_Space_Telescope_observations |
| Authors |
Lorenz_Roth,_Nickolay_Ivchenko,_G._Randall_Gladstone,_Joachim_Saur,_Denis_Grodent,_Bertrand_Bonfond,_Philippa_M._Molyneux,_Kurt_D._Retherford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03570 |
ガニメデの大気は、荷電粒子のスパッタリングと氷のような表面の昇華によって生成されます。OI1356-AおよびOI1304-Aの酸素放出の以前の遠紫外線観測は、大気成分としてスパッタリングされた分子酸素(O$_2$)を導き出すために使用されましたが、予想される昇華水(H$_2$O)成分は検出されませんでした。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡によって取得された高感度スペクトルの分析と、ガニメデの大気中のH$_2$Oを明らかにするスペクトル画像を紹介します。酸素放出の相対強度には、水蒸気の解離励起による寄与が必要であり、太陽直下点周辺ではH$_2$OがO$_2$よりも豊富であることを示しています。亜太陽領域から離れた場所では、排出量は純粋なO$_2$の大気と一致しています。日食の観察では、原子状酸素がこれらの他の種よりも少なくとも2桁少ないという制約があります。暖かい後半球と冷たい前半球との比較でより高いH$_2$O/O$_2$比、亜太陽領域への空間的集中、$\sim$10$^{15}$の推定存在量H$_2$O/cm$^{2}$は、ソースとしての氷の表面の昇華と一致しています。
イオン化が不十分な原始星ディスクにおける重力乱流とダイナモ。 I. ゼロ・ネット・フラックスのケース
初期段階では、原始惑星系円盤は重力不安定性(GI)を受けるのに十分な大きさです。この不安定性は、質量降着、ガスの断片化による惑星形成、渦巻銀河の発生、および爆発に関係していると考えられています。鍵となるごく最近の研究分野は、若い原始惑星ディスクにおけるGIと磁場との相互作用、特にこの不安定性が発電機を介して磁場を維持できるかどうかです。2つの独立したコード、PLUTOとAthena++を使用して3次元の層状せん断ボックスシミュレーションを実施し、両極拡散の影響を受けるイオン化が不十分な原始星ディスクのGIダイナモを特徴付けます。ダイナモは、広い範囲の両極エルササー数Am(両極拡散の強さを特徴付ける)で動作し、Am=10-100の状態で特に強く、典型的な磁気エネルギーと熱エネルギーの比率が1秩序であることがわかります。ダイナモは、解像度(少なくともAm<100の場合)、ボックスサイズ、および冷却法則にほとんど依存しません。磁場は、差動回転とスパイラル密度波に関連する大規模な垂直ロール運動の組み合わせによって生成されます。私たちの結果は、若い原始惑星系円盤とおそらくAGN円盤のいくつかの領域のダイナモプロセスに直接的な影響を及ぼします。
PDS70 システムの分子マッピング: 形成惑星 PDS70 b からの分子吸収サインなし
| Title |
Molecular_mapping_of_the_PDS70_system:_No_molecular_absorption_signatures_from_the_forming_planet_PDS70_b |
| Authors |
G._Cugno,_P._Patapis,_T._Stolker,_S._P._Quanz,_A._Boehle,_H._J._Hoeijmakers,_G.-D._Marleau,_P._Molli\`ere,_E._Nasedkin,_and_I._A._G._Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03615 |
ねらい。私たちは、亜恒星天体に典型的な大気吸収の特徴を検索することにより、若い形成仲間であるPDS70bの大気中の分子を検出することを目指しています。メソッド。超大型望遠鏡のSINFONI面分光器を使用して、PDS70惑星系の中分解能(R$\約$5075)のスペクトルを取得しました。合成スペクトルとの相互相関に基づく分子マッピングを適用して、惑星の大気中の分子種の特徴を特定しました。結果。データを低解像度にリサンプリングすると、惑星の放出が明確に検出されましたが、相互相関手法では分子種を特定できませんでした。H$_2$O、CO、CH$_4$($\log(X_\mathrm{mol})<-4.0$、$-4.1$、$-4.9$)の存在量の上限を推定しました。澄んだ大気、そして上限を最大0.7dex増加させる雲の影響を調査しました。観測が惑星の大気を直接調査すると仮定すると、他の直接画像化された仲間やフィールドオブジェクトと比較して、分子種が不足していることがわかりました。惑星の大気が他の直接画像化された惑星と同様の特徴を示すという仮定の下で、我々は、塵の多い環境が惑星を取り囲んでおり、その大気中に生成された特徴を効果的に覆い隠していると結論付けています。検出を妨げるのに必要な消光($A_V\約16-17$等)を定量化し、他の研究から以前に推定されたよりも高い光学的厚さの可能性を指摘しています。最後に、分子種が検出されないことは、以前に形成された惑星を説明すると提案された大気モデルと矛盾します。結論。巨大惑星がどのように形成されるかを明らかにするには、複数の手法による制約を含む包括的なアプローチを行う必要があります。分子マッピングは、SEDフィッティングなどのより古典的な手法に代わるものとして登場します。
進化のタイムスケールにおける全太陽放射照度の変動と平均地球表面温度への影響
| Title |
The_Total_Solar_Irradiance_variability_in_the_Evolutionary_Timescale_and_its_Impact_on_the_Mean_Earth's_Surface_Temperature |
| Authors |
N.T._Shukure,_S.B_Tessema,_N._Gopalswamy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03657 |
太陽は地球の主要なエネルギー源です。総太陽放射照度(TSI)の小さな変化が、より長い時間スケールで私たちの気候に影響を与える可能性があります。進化のタイムスケールでは、TSIは大きく変動するため、地球の平均表面温度(T$_{s}$)への影響も大幅に増加します。進化のタイムスケールでTSIの質量損失に依存する分析モデルを開発し、T$_{s}$への影響を評価しました。ゼロ次元エネルギーバランスモデルに基づいて定式化されたT$_{s}$を評価するための入力として使用される次の8.23GyrsのTSIの数値解を決定しました。現在のアルベドと地球と火星のバルク大気放射率を、それぞれ初期境界条件と最終境界条件として使用しました。TSIは1.42Gyrで10\%、約3.4Gyrで40\%、約5.229Gyrで120\%増加することがわかりましたが、T$_{s}$は1.644でわずかな変化を示していますGyrsであり、約3.4Gyrsで298.86Kに増加します。T$_{s}$は、太陽が赤色巨星に進化するにつれてピーク値2319.2Kに達し、7.676Gysで7.93$\times10^{6}Wm^{-2}$の巨大なTSIを放出します。この温度では、地球は液体の惑星に進化する可能性があります。我々の発見では、吸収されたフラックスと放出されたフラックスは等しく増加し、主系列の表面フラックスに近づき、それらは主系列を超えてほぼ等しくなりますが、雲によって吸収されたフラックスは反対の傾向を示します。
小石の付着による惑星の成長 IV: 塵や小石の堆積による包絡線不透明度の傾向
| Title |
How_planets_grow_by_pebble_accretion_IV:_Envelope_opacity_trends_from_sedimenting_dust_and_pebbles |
| Authors |
M._G._Brouwers,_C._W._Ormel,_A._Bonsor,_A._Vazan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03848 |
惑星が結合できる星雲ガスの量は、そのエンベロープの不透明度によって設定されるその冷却速度によって制限されます。堆積したほこりや小石は、エンベロープの不透明度に寄与し、したがって、惑星形成の結果に影響を与えます。私たちの目的は、惑星のエンベロープ内の固体のサイズの進化と不透明度の寄与をモデル化することです。次に、結果として得られた不透明度の関係を使用して、惑星形成における新たな傾向を研究します。私たちは、堆積中の小石の成長、断片化、および浸食を説明する、惑星のエンベロープ内の固体の不透明度のモデルを設計します。小石と塵の不透明度の分析式を定式化し、深度、惑星の質量、距離、および降着率の関数としてそれらの傾向をマップします。微惑星ではなく小石の降着が完全な対流エンベロープを生成できることがわかりましたが、それは外円盤に存在する低質量の惑星、または小石を高速で降着させている惑星でのみです。これらの条件では、小石のサイズは断片化と浸食によって制限され、エンベロープに積み重なります。惑星の質量が高い場合や降着率が低い場合は、堆積する小石のサイズがその成長率によってのみ制限される、異なる体制が適用されます。この成長が制限された体制での不透明度ははるかに低く、深さと惑星の質量とともに急激に低下しますが、小石の質量流束では不変です。私たちの結果は、形成される惑星エンベロープの不透明度は、深さまたは惑星の質量のいずれかと一定の値では近似できないことを意味します。太陽系に当てはめた場合、天王星と海王星は、両方が十分に急速に固体の堆積を経験し、遅く形成されない限り、暴走ガスの堆積を避けるために十分に高い不透明度を維持できなかったと私たちは主張します。
クラスター モンテカルロ コードを使用した天の川とその先の高密度の星団のモデル化
| Title |
Modeling_Dense_Star_Clusters_in_the_Milky_Way_and_Beyond_with_the_Cluster_Monte_Carlo_Code |
| Authors |
Carl_L._Rodriguez,_Newlin_C._Weatherford,_Scott_C._Coughlin,_Pau_Amaro_Seoane,_Katelyn_Breivik,_Sourav_Chatterjee,_Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_Kyle_Kremer,_Nicholas_Z._Rui,_Claire_S._Ye,_Michael_Zevin,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02643 |
クラスターモンテカルロコード(CMC)の公開リリースについて説明します。これは、高密度の星団をモデル化するための並列の星ごとの$N$体コードです。CMCは、H\'enonの方法を使用して衝突星ダイナミクスを扱います。この方法では、多くの2体衝突の累積効果が、緩和時間スケールでの最近傍粒子間の単一の効果的な衝突として統計的に再現されます。星ごとのアプローチでは、強力な重力3体と4体の衝突、2体の潮汐力と重力波の捕捉、任意の銀河潮汐力場での質量損失、両方の単一体の星の進化など、追加の物理学を含めることができますそして連星。CMCの公開リリースは、COSMICの人口統合コードに直接固定されているため、恒星物理学と初期条件に関する同一の仮定を使用して、動的星団シミュレーションと人口統合研究を実行できます。デモンストレーションとして、星団モデリングの2つの例を示します。最初に、コア崩壊に進化するプラマー球の最大($N=10^8$)の星ごとの$N$体シミュレーションを実行します。15桁以上の予想される自己相似密度プロファイル。第二に、典型的な球状星団の現実的なモデルを生成し、それらの動的進化が、孤立したバイナリ進化(GW190521など、最近報告された脈動対不安定性質量ギャップ)。
赤と青のクエーサーの電波特性の基本的な違い：e-MERLINによって明らかにされたキロパーセクスケールの構造
| Title |
Fundamental_differences_in_the_radio_properties_of_red_and_blue_quasars:_kiloparsec-scale_structures_revealed_by_e-MERLIN |
| Authors |
D.J._Rosario_(Durham_U.),_D.M._Alexander_(Durham_U.),_J._Moldon_(IAA_CSIC_&_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics),_L._Klindt_(Durham_U.),_A.P._Thomson_(Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics),_L._Morabito_(Durham_U.),_V.A._Fawcett_(Durham_U.),_C.M._Harrison_(Newcastle_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02646 |
赤い準恒星オブジェクト(QSO)は、塵が介在することによる赤みと一致する色を持つクエーサー集団のサブセットです。最近の研究では、赤色のQSOは、通常の青色のQSOとは根本的に区別される特別な無線特性、特に低出力の電波放射の発生率が高い(1.4GHzの光度L$_{\rm1.4}\約10^{25}$-$10^{27}$WHz$^{-1}$)FIRSTなどのアーク秒解像度の無線調査で画像化すると、物理的にコンパクトです。この作品では、中間赤方偏移($1.0<z<1.55$)、明るい(放射光度L$_{bol}\約10^{46}$-$10^{47}$ergs$^{-1}$)赤と通常のQSOは、赤のQSOが一般集団から最も乖離する範囲にまたがる無線特性を持つように慎重に選択されました。FIRSTよりも$\times25$優れた角度分解能で、これらのQSOのホスト銀河内の構造を解決します($>2$kpc)。赤いQSOでのkpcスケールの拡張放出の発生率に統計的に有意な違いがあることを報告します。サンプルの電波サイズ分布の分析から、赤いQSOの過剰な電波放射は、銀河スケール($<10$kpc)に限定された構造に起因する可能性があることがわかりました。QSOでは、銀河系または大規模なスケール($>10$kpc)で、同様のラジオジェットとローブの発生率があります。私たちの結果は、赤いQSOで強化された無線放射を生成する主なメカニズムは、核エンジンや降着円盤に直接接続されていませんが、AGN駆動のジェットや風などの拡張コンポーネントから発生する可能性が高いことを示しています。
内銀河における不明瞭な個体群の分光学的観察: 2MASS-GC02、Terzan 4、および 200 km/s の恒星ピーク
| Title |
Spectroscopic_Observations_of_Obscured_Populations_in_the_Inner_Galaxy:_2MASS-GC02,_Terzan_4,_and_the_200_km/s_stellar_peak |
| Authors |
Andrea_Kunder,_Riley_E._Crabb,_Victor_P._Debattista,_Andreas_J._Koch-Hansen,_Brianna_M._Huhmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02647 |
低緯度に位置する潜在的に新しく既知の恒星の構造の解釈は、高密度のガスと塵の存在によって妨げられています。これらの視線の観測は限られているからです。低緯度の球状星団2MASS-GC02とテルザン4に属するAPOGEE星を特定し、これらの十分に研究されていないクラスターに存在する星の最初の化学元素存在量を示しています。予想通り、これらの金属が豊富なクラスターに共存する複数の集団のサインは明らかです。2MASS-GC02の視線速度を-87±7km/sと再決定したところ、このクラスターの視線速度が文献値から150km/s以上ずれていることがわかりました。いくつかの銀河バルジ領域で報告された高速(V_{GSR}~200km/s)ピークを説明するために提唱された、キロパーセクスケールの核ディスク(またはリング)である、潜在的に新しい低緯度の星構造を調査します。APOGEEの試運転観察に基づいています。(l,b)=(-6,0)での視野星の視線速度が提示され、負の経度でのAPOGEEの観測と組み合わされて、この検索を実行します。残念なことに、核の特徴の兆候として予測されたように、天の川の平面に沿った負の経度での顕著な-200km/sのピークは明らかではありません。高V_{GSR}星の距離とガイアEDR3の固有運動は、+200km/sピークの説明として、棒支持軌道上の星の現在のモデルをサポートしていません。
PAU 調査: 近似ベイズ計算による狭帯域銀河特性の測定
| Title |
The_PAU_Survey:_Measurement_of_Narrow-band_galaxy_properties_with_Approximate_Bayesian_Computation |
| Authors |
Luca_Tortorelli,_Malgorzata_Siudek,_Beatrice_Moser,_Tomasz_Kacprzak,_Pascale_Berner,_Alexandre_Refregier,_Adam_Amara,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Laura_Cabayol,_Jorge_Carretero,_Francisco_J._Castander,_Juan_De_Vicente,_Martin_Eriksen,_Enrique_Fernandez,_Enrique_Gaztanaga,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Ramon_Miquel,_Ignacio_Sevilla-Noarbe,_Crist\'obal_Padilla,_Pablo_Renard,_Eusebio_Sanchez,_Santiago_Serrano,_Pau_Tallada-Cresp\'i,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02651 |
狭帯域光観察により、分光学的な追跡調査を行うことなく、銀河のスペクトル特性を研究することができます。この作業では、加速膨張宇宙調査(PAUS)の狭帯域データの物理学をフォワードモデル化します。目的は、Tortorelliらの銀河人口モデルの銀河スペクトルエネルギー分布(SED)を作成するために使用されるスペクトル係数の制約を改善することです。2020.その作業では、モデルパラメーターは、近似ベイズ計算(ABC)を使用して、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシーサーベイ(CFHTLS)データから推定されました。これにより、Bバンドの銀河の光度関数のパラメーターに厳しい制約が生じましたが、スペクトル係数は広く制約されたままになりました。これに対処するために、CFHTLSおよびPAUSデータを使用してABC推論を実行します。フォワードモデリングとABCを組み合わせたアプローチが複数のデータセットに同時に適用されるのは、これが初めてです。観測された銀河とシミュレートされた銀河の狭帯域の大きさを主成分分析を使用して比較することにより、ABC推論の結果をテストし、非常に良い一致を見つけました。さらに、SEDフィッティングコードCIGALEを使用してそれらを測定することにより、現実的な星の種族の特性を提供する制約された銀河人口モデルの科学的可能性を証明します。赤方偏移範囲$\mathrm{0<z<1.0}$にまたがる銀河のフラックス制限($\mathrm{i}<22.5$)サンプルに対して、CFHTLS広帯域およびPAUS狭帯域測光を使用します。星の質量、星形成率、質量加重された星の年齢、金属量などの特性は、観測とシミュレーションの間の誤差の範囲内で一致していることがわかりました。全体として、この作業は、PAUSなどの複雑なデータセットを正しくフォワードモデル化する銀河人口モデルの能力と、CFHTLSとPAUSにまたがる赤方偏移範囲で銀河の特性の多様性を再現する能力を示しています。
ORCASによる銀河科学: AB$\leq$31 mag および r$_e$$\geq$ 0.01" までのかすかな星形成塊
| Title |
Galaxy_Science_with_ORCAS:_Faint_Star-Forming_Clumps_to_AB$\leq$31_mag_and_r$_e$$\geq$_0.01" |
| Authors |
Rogier_A._Windhorst,_Timothy_Carleton,_Seth_H_Cohen,_Rolf_Jansen,_Rosalia_O'Brien,_Scott_Tompkins_(School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ),_Daniel_Coe_(Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD),_Jose_M._Diego_(IFCA,_Instituto_de_Fisica_de_Cantabria_(UC-CSIC),_Santander,_Spain),_Brian_Welch_(Center_for_Astrophysical_Sciences,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02664 |
NASAのコンセプトミッションORCAS(軌道設定可能な人工星)は、宇宙ベースのキューブサットからのレーザー信号を地上の8～30メートル望遠鏡用の補償光学ビーコンとして使用して、可視および近赤外線の波長で回折限界に近い角度分解能を提供することを目的としています。特に10メートルのケック望遠鏡。設計どおりに構築された場合、ORCAS+Keckは、IFU機能を含む5x5"FOVで点光源に対して数時間でAB<31等に達する0.5-1.2ミクロンの波長で~0.01-0.02"FWHMの画像を提供します。ORCASで高解像度淡い銀河科学の可能性をまとめます。r_e>0.01"FWHM～AB<31magの近赤外光点光源を検出する能力は、1平方度あたり約5.0x10^6のかすかな星形成(SF)塊、または1秒あたり~0.4を生成することを示しています。2.最近のHSTレンズデータから、z~1-7でのSF塊の典型的な固有(レンズなし)サイズは、r_e~1-80masからAB<31等であり、固有(非拡大)フラックスはAB<35と非常に弱いHSTとJWSTで撮影されたレンズクラスターの臨界曲線の周りをORCASで検索すると、-36等これらのSF塊の約半分はORCASの回折限界よりも小さいサイズになり、残りの半分はわずかに分解されますが、ほとんどがORCASを超えます。表面の明るさ(SB)の限界.ORCASは、銀河内の凝集塊の年齢、金属性、勾配を測定することによって、銀河が小さな塊から安定した円盤にどのように集合するかを扱う.HSTで検出されたもの、および極端にz>6でJWSTで検出される可能性のあるもの最初の星とその恒星質量のブラックホール降着円盤の倍率(mu>10^3-10^5)。ORCASは、地上でのみ利用可能な最大の望遠鏡を利用して、宇宙論的距離で個々の星の統計調査を行うユニークな機会を提供します。
| Title |
The_Black_Hole_Mass_of_NGC_4151_from_Stellar_Dynamical_Modeling |
| Authors |
Caroline_A._Roberts,_Misty_C._Bentz,_Eugene_Vasiliev,_Monica_Valluri,_and_Christopher_A._Onken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02758 |
超大質量ブラックホール($M_\mathrm{BH}$)の質量は、観測的な方法で得られる基本的な性質です。個々の銀河に対して複数の方法で$M_\mathrm{BH}$を制約することは、さまざまな手法の精度を検証し、各手法に固有の仮定を調査するために重要です。NGC4151は、複数の方法を使用できるまれな銀河の1つです。近接性(セファイド変光星からの$D=15.8\pm0.4$Mpc)による星とガスの力学モデリング、およびその活発な降着による反響マッピングです。この作業では、ジェミニNIFSからのNGC4151の核の$H-$band面分光を再分析し、いくつかの重要なステップで分析を改善しました。次に、新しい軌道重ね合わせコードForstandを使用して、幅広い軸対称動的モデルを構築しました。私たちの主な目標の1つは、デプロジェクションされた密度プロファイル、傾斜角、固有の平坦化、質量光度比のさまざまな組み合わせから生じる$M_\mathrm{BH}$の系統的な不確実性を定量化することです。AGNの存在に起因する恒星の光度プロファイルの不確実性の結果として、\mbhに対する我々の制約はかなり弱い。急な中央カスプを持つモデルは、ブラックホールがないことと一致しています。ただし、より適度なカスプを持つモデルでは、ブラックホールの質量は$0.25\times10^7\,M_\odot\lesssimM_\mathrm{BH}\lesssim3\times10^7\,M_\odot$の範囲内にあります。この測定値は、Onkenetal.によって提示された以前の分析よりも若干小さいですが、ガス力学モデリングと反響マッピングからの以前の$M_\mathrm{BH}$値と一致しています。残響データの将来の動的モデリング、およびJWSTによるIFU観測は、NGC4151で$M_\mathrm{BH}$をさらに制約するのに役立ちます。
クラスターハローの動的モデリングに期待できること I. さまざまな動的トレーサーの情報内容
| Title |
What_to_expect_from_dynamical_modelling_of_cluster_haloes_I._The_information_content_of_different_dynamical_tracers |
| Authors |
Qingyang_Li,_Jiaxin_Han,_Wenting_Wang,_Weiguang_Cui,_Zhaozhou_Li,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03011 |
流体力学シミュレーションを使用して、銀河団の根底にある重力ポテンシャルをさまざまなタイプのトレーサーで動的にモデル化できる方法を研究します。さまざまな体系とさまざまな推定器のパフォーマンスの影響を分離するために、最初に一般的な最小仮定法(oPDF)を適用して、完全な6次元位相空間情報を使用してシミュレートされたハローをモデル化することに焦点を当てます。ハローの質量と濃度がアンサンブルのバイアスのない方法で回復できることを示します。確率的バイアスはハローごとに異なり、主にトレーサー分布の定常状態からの偏差を反映します。典型的な系統的不確実性は、暗黒物質粒子がトレーサーとして使用される場合、ビリアル質量の$\sim0.17$dexおよび濃度の$\sim0.17$dexです。伴銀河の動的状態は暗黒物質粒子の動的状態に近く、銀河団内の星は定常状態ではなく、質量の系統的不確実性が$\sim$0.26になります。銀河系のような銀河をホストする銀河団のハローと比較して、クラスターハローは、回復された質量プロファイルでより大きな確率的バイアスを示します。また、一般化された静水圧平衡方程式を介してモデル化された動的トレーサーとしてクラスター内ガスを使用する精度をテストし、暗黒物質を使用した推定質量に匹敵する系統的不確実性を見つけます。最後に、私たちの結論は、その統計的効率と系統学に対するロバスト性を定量的に分離することにより、球形ジーンズ方程式を含む他の定常状態力学モデルに広く適用できることを示します。また、各ケースで系統的支配体制につながるトレーサーの制限数を推定します。
ファラデー回転の正しい感覚
磁気イオン化媒体における直線偏波放射光のファラデー回転現象は、何十年にもわたって理解され、研究されてきました。しかし、回転自体の意味はほとんどの文脈では無関係であるため、この詳細についての文献には不確実性と矛盾が生じています。ここでは、基本的なプラズマ理論から始めて、ファラデー回転の正しい感覚を再現するために、背景電波源からの磁化されたイオン化媒体を介した偏波放射の伝播を説明します。直線偏波の右円偏波モードと左円偏波モードへの分解、それらのモードの位相の時間的および空間的伝播、および結果として生じる偏波方向の物理的回転を示す簡単なグラフィックスを示します。次に、ファラデー回転と偏光放射の両方を行う媒体の場合を再検討し、らせん磁場がどのようにファラデー回転を構築または破壊できるかを示します。この論文の目的は、プラズマ物理学と電波天文学のコミュニティの間で生じた混乱の原因を解決し、この直感的でない現象を扱う際によくある落とし穴を避けることです。
高緯度絶滅のおおよその分析的説明
| Title |
Approximate_analytical_description_of_the_high_latitude_extinction |
| Authors |
Alexei_Nekrasov,_Kirill_Grishin,_Dana_Kovaleva,_Oleg_Malkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03081 |
利用可能なLAMOSTDR5およびGaiaDR2/EDR3データを使用して、北天の選択された領域で視覚的な星間消滅$A_V$の分布がマッピングされました。$A_V$は、銀河の緯度と距離の気圧関数としてモデル化されました。次に、関数パラメータを球面調和関数で近似しました。結果として得られる星間消滅の分析的三次元モデルを使用して、既知の視差を持つ星の$A_V$値、および空の特定の場所での全銀河消滅を予測することができます。
星間複素環の検索の最適化
| Title |
optimizing_the_searches_for_interstellar_heterocycles |
| Authors |
Emmanuel_E._Etim,_ROA_Adelagun,_Chrysanthus_Andrew_and_Oladimeji_Enock_Oluwole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03168 |
星間形成過程が熱力学的に影響を受けるのは事実です。これに基づいて、7つの複素環;イミダゾール、ピリジン、ピリミジン、ピロール、キノリン、イソキノリン、フランは、カラム密度の上限のみが決定され、検出に成功せずにさまざまな天文学的情報源から検索され、それらの異性体に関する天文学的観測の最良の候補のままです。これらの分子は、星間ダスト粒子の表面に形成されると考えられているため、星間水素結合の影響を受けやすくなっています。この研究では、星間物質におけるこれらの分子の探索を最適化するために、abinitio量子化学シミュレーションを使用した双方向アプローチが考慮されています。まず、これらの分子とその異性体は、星間水素結合の影響を受けます。第二に、これらの複素環の重水素化類似体の検出可能性を調べます。結果から、フランを除くすべての複素環は、星間ダスト粒子の表面に強く結合しているため、その存在量が減少し、検出に失敗していることがわかりました。フランの検出に成功する可能性は高いままです。それらのD類似体に関して、計算されたボルツマン因子は、主要な重水素分別が支配的な高密度分子雲条件下で形成されることを示しており、これらの重水素化種の検出可能性を示唆する宇宙D/H比を超える非常に高いD/H比を意味します。.
マゼラン エッジの調査 II。 LMCのノーザンアームの形成
| Title |
The_Magellanic_Edges_Survey_II._Formation_of_the_LMC's_northern_arm |
| Authors |
L._R._Cullinane,_A._D._Mackey,_G._S._Da_Costa,_D._Erkal,_S._E._Koposov,_V._Belokurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03274 |
マゼラン雲の周辺の高度に構造化された領域は、雲と天の川(MW)の複雑な相互作用の歴史を研究するための理想的な場所を提供します。この論文では、マゼランエッジサーベイ(MagES)とGaiaEDR3からのデータを使用して、大マゼラン雲(LMC)の北の郊外にある>20$^\circ$の長い腕のような特徴の起源を調査します。アームの金属性、構造、および運動学を研究し、近くの外側のLMCディスクと同様の形状と[Fe/H]存在量を持ち、摂動ディスク材料で構成されている可能性があることを発見しました。アームに沿った方位角速度と速度分散は外側LMCのそれらと一致していますが、面内半径方向速度と面外垂直速度は平衡ディスクの運動学から大きく乱されます。マゼラン/MWシステムの新しい一連の動的モデルと比較すると、LMCの落下中のMWの潮汐力が主に腕の形成に関与していることがわかります。過去のGyr内でのLMC/SMCの相互作用、特に~150百万年前のSMCの周辺中心通過と、~400百万年前のLMCディスク平面の最近のSMCの交差は、今日のアームを構成する星を混乱させず、西部LMCディスクの構造。それにもかかわらず、約1Gyr前にSMCとの歴史的な相互作用は、特に強い負の面内半径方向の速度のアームの観察された運動学的特性のいくつかを説明する必要があります。
ミリメトリコ大望遠鏡による初期の科学: 1.1 mm の AzTEC による赤-$Herschel$ の塵の多い星形成銀河の調査
| Title |
Early_Science_with_the_Large_Millimeter_Telescope:_a_1.1_mm_AzTEC_Survey_of_Red-$Herschel$_dusty_star-forming_galaxies |
| Authors |
A._Monta\~na,_J._A._Zavala,_I._Aretxaga,_D._H._Hughes,_R._J._Ivison,_A._Pope,_D._S\'anchez-Arg\"uelles,_G._W._Wilson,_M._Yun,_O._A._Cantua,_M._McCrackan,_M._J._Micha{\l}owski,_E._Valiante,_V._Arumugam,_C._M._Casey,_R._Ch\'avez,_E._Col\'in-Beltr\'an,_H._Dannerbauer,_J._S._Dunlop,_L._Dunne,_S._Eales,_D._Ferrusca,_V._G\'omez-Rivera,_A._I._G\'omez-Ruiz,_V._H._de_la_Luz,_S._J._Maddox,_G._Narayanan,_A._Omont,_I._Rodr\'iguez-Montoya,_S._Serjeant,_F._P._Schloerb,_M._Vel\'azquez,_S._Ventura-Gonz\'alez,_P._van_der_Werf,_M._Zeballos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03286 |
我々は、$\sim600\,$sq.deg$Herschel$-ATLAS調査から、彼らのSPIREレッドファーに基づいて選択された$\sim100$明るい高赤方偏移の塵の多い星形成銀河候補のLMT/AzTEC1.1mm観測を提示します。-赤外線カラーで、$S_{500\mu\rmm}=35-80$mJy。有効な$\theta_{\rmFWHM}\約9.5\,$arcsecの角度分解能により、私たちの観察では、少なくとも9%のターゲットがSNR$\geq4$メンバーを持つ複数のシステムに侵入することが明らかになりました。データが示唆するように、検出されないターゲットが複数と見なされる場合、複数のシステムの割合は$\sim23\,$パーセント(またはそれ以上)に増加します。新しいAzTECとブレンドされていない$Herschel$測光を組み合わせて、測光赤方偏移、IR光度、および星形成率を導き出します。複数のシステムと単一のシステムの赤方偏移の中央値は似ています$(z_{\rmmed}\約3.6)$ですが、後者の赤方偏移の分布はより高い赤方偏移に偏っています。AzTECソースの$\sim85\,$パーセントは$z_{\rmphot}>3$にあり、$\sim33\,$パーセントは$z_{\rmphot}>4$にあります。これは、$4<z<6$の$\sim3\times10^{-7}\,\textrm{Mpc}^{-3}$の超赤色光源の空間密度の下限に対応し、$\gtrsim8\times10^{-4}\,\textrm{M}_\odot\textrm{yr}^{-1}\textrm{Mpc}^{-3}$の不明瞭な星形成。複数のシステムの一部には、物理的な関連の可能性を示唆する、それらの間で一貫した測光赤方偏移を持つメンバーがいます。それらの角度分離を考えると、これらのシステムは、銀河の過密度および/または初期段階の合体前の合体である可能性が最も高いです。最後に、$z_{\rmspec}=3.85-6.03$での6つの赤い$Herschel$銀河の3mmLMT/RSR分光赤方偏移を示します。そのうちの2つ($z\sim4.7$で)は、新しい赤方偏移の確認を表しています。ここでは、AzTECと非混合$Herschel$光度測定、および最も有望な相互作用系と$z>4$銀河のカタログをリリースします。
磁化された原子冷却ガス雲における超大質量星形成: 降着の促進、断続的なフラグメンテーション、および継続的な合体
| Title |
Supermassive_Star_Formation_in_Magnetized_Atomic-Cooling_Gas_Clouds:_Enhanced_Accretion,_Intermittent_Fragmentation,_and_Continuous_Mergers |
| Authors |
Shingo_Hirano_(1_and_2),_Masahiro_N._Machida_(1_and_3),_Shantanu_Basu_(3)_((1)_Kyushu_University,_(2)_University_of_Tokyo,_(3)_University_of_Western_Ontario) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03347 |
初期宇宙(赤方偏移$z\sim7$)の超大質量ブラックホール($\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$)の起源はよくわかっていません。巨大な原始ガス雲の重力崩壊は有望な初期プロセスですが、理論的研究ではブラックホールを十分に速く成長させることが困難です。原子冷却ガス雲で発生する星形成への磁気効果に焦点を当てます。一連の3次元磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用して、初期磁場強度が異なる磁化原子冷却ガス雲における星形成プロセスを調査します。私たちのシミュレーションは、原始星形成後の初期降着段階で、原始磁場シード場が急速に増幅されることを示しています。強い磁場は、降着ガスから角運動量を効率的に抽出し、降着率を高めます。その結果、重力的に不安定なディスク領域での高いフラグメンテーション率がもたらされます。一方で、磁気効果による角運動量移動によって破片の合体率も高まる。ほぼすべての破片が一次星に合体するため、大質量星の質量成長率は磁気効果によって増加します。磁気効果は、超大質量星形成の直接的な崩壊シナリオをサポートしていると結論付けています。
球状星団における複数の星の種族問題の解決策としての暗黒物質
| Title |
Dark_Matter_as_a_Possible_Solution_to_the_Multiple_Stellar_Populations_Problem_in_Globular_Clusters |
| Authors |
Ebrahim_Hassani,_Seyyed_Milad_Ghaffarpour_Mousavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03398 |
球状星団の古典的な見方によると、球状星団内の星は同じ巨大な分子雲から進化したものです。その場合、それらの星の化学組成は同じでなければなりません。しかし、最近の球状星団の測光および分光学的研究により、球状星団内に複数の星の種族が存在することが明らかになりました。この発見は、球状星団に対する私たちの古典的な見方に異議を唱えています。この作業では、暗黒物質の仮定を使用して球状星団における複数の星の種族問題を解決する可能性を調査しました。球状星団内の暗黒物質の存在が、それらの中の星の物理的パラメーター(例えば、化学組成、光度、温度、年齢など)を変化させることを示しました。球状星団の内部には暗黒物質が不均一に分布していると考えられた.これは、暗黒物質密度の高い環境(球状星団の中心領域など)にある星が、暗黒物質の存在による影響をより受けやすいことを意味します。この仮定を使用して、球状星団(さまざまな暗黒物質密度に対応)のさまざまな場所にある星が、さまざまな進化経路(たとえば、ヘルツシュプルング-ラッセル図上)に従うことを示しました。このメモを使用して、球状星団内の暗黒物質の存在が、複数の星の種族の原因である可能性があると推測しました。
TMC-1における重水素化メチルシアノアセチレン、CH$_2$DC$_3$Nの検出
| Title |
Detection_of_deuterated_methylcyanoacetylene,_CH$_2$DC$_3$N,_in_TMC-1 |
| Authors |
C._Cabezas,_E._Roueff,_B._Tercero,_M._Ag\'undez,_N._Marcelino,_P._de_Vicente_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03404 |
メチルシアノアセチレン、CH$_2$DC$_3$Nの単一重水素化同位体置換体の宇宙での最初の検出を報告します。$J$=8-12および$K_a$=0および1の合計15の回転遷移が、Yebes40m電波望遠鏡を使用して、TMC-1の31.0-50.4GHz範囲でこの種について特定されました。観測された周波数は、この重水素化同位体置換体の分光学的パラメータを初めて導出するために使用されました。$(8.0\pm0.4)\times10^{10}$cm$^{-2}$の列密度を導出します。CH$_3$C$_3$NとCH$_2$DC$_3$Nの存在比率は$\sim$22です。また、CH$_3$_3$NおよびCH$_3$C$_4$Hの$^{13}$C同位体置換体の主分光定数、およびCH$_3$C$の重水素化同位体置換体の主分光定数も理論的に計算しました。_4$Hについては、同様の程度の重水素化強化が期待できます。ただし、CH$_2$DC$_4$HもCH$_3$C$_4$Dも$^{13}$C同位体置換体も検出されていません。TMC-1で観測された異なる重水素比は、低温条件がH$_2$D$^+$との反応による重陽子の移動を促進する気相化学モデルによって合理的に説明されます。
手付かずの調査 XIV: 薄いディスクの金属に乏しい尾を明らかにする
| Title |
The_Pristine_survey_XIV:_Uncovering_the_very_metal-poor_tail_of_the_thin_disc |
| Authors |
Emma_Fern\'andez-Alvar,_Georges_Kordopatis,_Vanessa_Hill,_Else_Starkenburg,_Akshara_Viswanathan,_Nicolas_F._Martin,_Guillaume_F._Thomas,_Julio_F._Navarro,_Khyati_Malhan,_Federico_Sestito,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_and_Raymond_G._Carlberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03406 |
私たちは、原始人が銀河の反中心に向かって観測した星の回転速度を評価し、極度に金属の少ない領域($\mathrm{[Fe/H]}<-3$dex)からほぼ太陽に近い金属量に及ぶ。金属性。銀河の反中心方向では、回転速度($V_{\phi}$)は、銀河の経度方向の接線速度($V_{\ell}$)に類似しています。これにより、視線速度測定なしで、ガイア初期データリリース3(ガイアEDR3)の星の固有運動から$V_{\phi}$を推定することができます。これにより、推定された回転速度を持つ外側の円盤内の星のサンプルが大幅に増加します。反中心に向かう星のサンプルは、平均回転が$\sim-220$kmの運動学的な薄いディスクによって支配されています。しかし、私たちの分析は、より多くの恒星の下部構造の存在を明らかにしています。最も興味深いのは、運動学的な薄い円盤が$\mathrm{[Fe/H]}\sim-2$dexに至るまでの十分に人口の多い拡張であり、極度に金属の乏しい領域、$\mathrm{[Fe/H]}\sim-3.5$dex.さらに、$\mathrm{[Fe/H]}>-1.5$dexで観測された$V_{\ell}$分布を説明するには、よりゆっくりと回転する運動学的厚いディスクコンポーネントも必要です。さらに、$\sim-1.5$dexよりも高い金属量で、いわゆる$Splash$と呼ばれる「加熱されたディスク」の署名を検出します。最後に、$\mathrm{[Fe/H]}<-1.5$dexで、私たちの反中心サンプルは、正味順行運動を伴う運動学的ハローによって支配されます。
射手座 d小銀河にさらに8つの低光度球状星団
環境。いて座(Sgr)のdd小銀河は天の川と合体しており、その球状星団(GC)の研究は、この進行中のプロセスの歴史と結果を理解するために重要です。ねらい。私たちの主な目標は、いて座Sd小銀河のGCシステムを特徴付けることです。このタスクは、主に銀河バルジからの、前景の星による高い汚染によって妨げられています。メソッド。ViaLacteaExtendedSurvey(VVVX)近赤外線調査とGaiaEarlyDataRelease3(EDR3)のVISTA変数の組み合わせデータを使用して、このdd小銀河の本体内で新しいGCメンバーを見つけるために特別に調整されたGC検索を実行しました。)光学データベース。結果。前景のバルジ星と円盤星を捨てる固有運動(PM)カットを適用したところ、いて座d小銀河の本体に多数のGC候補が見つかりました。私たちは、いて座gal銀河の星の背景より上に大きな密度があり、この銀河の距離と赤みと一致する明確に定義された赤色巨星(RGB)を持つ色度図(CMD)を持つ天体として、最良のGCを選択しました。結論。Sgr銀河の8つの新しいGCメンバーを発見しました。これは、このddin小銀河で知られている合計29のGCになります。この合計GC数は、いて座dd小銀河がかなり豊富なGCシステムをホストしていることを示しています。新しいGCのほとんどは、主に金属が豊富で、輝度が低いようです。さらに、不確実性が高く、適切な確認のためにより多くのデータが必要な他のGC候補を10件特定しました。
3つの明るいセイファート銀河(Mrk79、Mrk348、Mrk607)のGeminiGMOS-IFU観測を使用して、これらの銀河の内側の0.4～1.1kpc領域の電子温度($T_{\rme}$)の変動を推定します。[\ion{O}{iii}]($\lambda4959$+$\lambda5007$)/$\lambda4363$各スパクセルの輝線比による$T_{\rme}$の決定に基づいて、温度変化が定量化されます。ActiveGalacticで初めて、上空$t_{\rmA}^{\rm2}$の平面に投影された温度変動パラメータ($t^{\rm2}$)の積分値を計算することにより核。$t_{\rmA}^{\rm2}$値は、Mrk79、Mrk348、およびMrk607に対してそれぞれ0.135、0.039、および0.015であることがわかりました。形成領域と惑星状星雲。$t_{\rmA}^{\rm2}$は、星雲の体積の合計$t^2$の下限と見なされるべきであることを考慮に入れると、結果は、そのような変動が化学存在量の決定に与える影響一部のAGNでは重要な場合があります。
クールコアクラスターにおける上昇気泡と寒冷前線の相互作用
| Title |
The_interaction_between_rising_bubbles_and_cold_fronts_in_cool_core_clusters |
| Authors |
A.C._Fabian,_J._Zuhone_and_S.A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03662 |
ペルセウス銀河団の中心部で渦巻く寒冷前線が、中央の銀河NGC1275の活動銀河核からのジェットに由来する外側の浮力泡に影響を与えているかどうかを調査します。内側の気泡と外側の南部の気泡は核を通る南北の軸に沿ってあり、外側の北部の気泡はその軸から約45度回転して見えます。相互作用の詳細な数値シミュレーションは、アウターノーザンバブルが現在の位置を考慮して時計回りに押し出された可能性があることを示しています。寒冷前線のクラスター内での寒冷前線の一般的な発生を考えると、そのような環境で多くの明確な外側の気泡が欠如しているのは、寒冷前線によるそれらの崩壊が原因である可能性を提起します。
中性子星合体は、天の川とその伴銀河におけるr過程の天体物理学的サイトとして融合
| Title |
Neutron_star_mergers_as_the_astrophysical_site_of_the_r-process_in_the_Milky_Way_and_its_satellite_galaxies |
| Authors |
Shinya_Wanajo,_Yutaka_Hirai,_Nikos_Prantzos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03707 |
元素合成研究の最近の進歩と、重力波源GW170817に関連するキロノバの発見は、中性子星合体(NSM)がr過程の場所である可能性があることを示しています。しかし、銀河の化学進化に関するいくつかの研究は、この考えと天の川で観測された星の存在量の特徴との間の矛盾を指摘している:(a)低い(ハロー)金属量でのEuの存在、および(b)Eu/高（ディスク）金属量のFe。この研究では、天の川銀河のハロー、ディスク、衛星d小銀河の銀河化学進化を調査します。Ia型超新星(SNIa)とNSMの両方の遅延時間分布の形式に特に注意が払われます。銀河のハローは、質量の異なる独立して進化するビルディングブロック銀河の集合体としてモデル化されています。単一のビルディングブロック、ディスクおよびサテライトドワーフは、よく混合された1ゾーンシステムとして扱われます。私たちの結果は、前述の不一致は解決できることを示しており、遅延時間分布が次の条件を満たしていれば、NSMは天の川のユニークなr過程サイトになることができます。最初のSNIaの出現(またはその数のゆっくりとした早期の増加)、および(ii)すべてのNSMの>~50%を~0.1Gyrの遅延で提供する追加の初期コンポーネント。私たちのモデルでは、ハローのr過程で強化された星とr過程が欠けている星は、それぞれ超微光のドワーフサイズと巨大なビルディングブロックに由来しているように見えます。私たちの結果は、連星の中性子星の誕生が円盤内のEuの進化に少し影響を与えることも示唆しています。
すばる HSC と超解像技術で明らかになった銀河の形態 I: L_UV~3-15 L_UV* ドロップアウト銀河の z~4-7 における主要な合併割合
| Title |
Galaxy_Morphologies_Revealed_with_Subaru_HSC_and_Super-Resolution_Techniques_I:_Major_Merger_Fractions_of_L_UV~3-15_L_UV*_Dropout_Galaxies_at_z~4-7 |
| Authors |
Takatoshi_Shibuya,_Noriaki_Miura,_Kenji_Iwadate_(Kitami),_Seiji_Fujimoto_(DAWN/NBI),_Yuichi_Harikane_(ICRR/UCL),_Yoshiki_Toba_(Kyoto/ASIAA/Ehime),_Takuya_Umayahara,_Yohito_Ito_(Kitami) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03728 |
スバルハイパーシュプリーム-カム(HSC)画像の超解像分析を実行して、銀河のUV光度関数(LF)の明るい端にあるz~4-7ドロップアウト銀河の主要な合体部分を推定します。私たちの超解像技術は、地上のHSC画像の空間解像度を~1"から<~0."1に改善します。これは、ハッブル宇宙望遠鏡のそれに匹敵するものであり、z~4-7の明るいものを識別できます。>~90%の高い完全性の値での主要な合併。超解像技術を、-24<~M_UV<~-22に対応するL_UV~3-15L_UV*のUV光度範囲の6535の非常に明るいドロップアウト銀河に適用します。主要な合体割合は、z~4でf_merger~5-20%、z~5-7で~50-80%と推定され、対照のかすかな銀河サンプルと比較してf_mergerの違いは見られない。f_mergerの推定に基づいて、z~4-7銀河UVLFの二重べき乗則(DPL)形状の明るい端へのソースブレンディング効果と主要な合併の寄与を検証します。これらの2つの効果は、L_UV~3-10L_UV*でのDPL形状を部分的に説明しますが、AGN寄与を差し引いた後でも、DPL形状はL_UV>~10L_UV*の非常に明るい端では説明できません。結果は、重要でない質量消光効果や低ダストの不明瞭化などの他の追加メカニズムが銀河のUVLFのDPL形状に寄与するシナリオをサポートしています。
中性子星の巨視的性質の測定は、連星系か孤立系かにかかわらず、その状態方程式に厳密な制約を課す重要な機会を提供します。この{\emletter}では、マルチメッセンジャー観測を使用して、さまざまな中性子星の状態方程式に対してベイジアンモデル選択を実行します。特に、(i)2つの中性子星合体イベントGW170817とGW190425からの質量と潮汐の変形測定を使用します。(ii)NICERコラボレーションによるPSRJ0030+0451およびPSRJ0740+6620の同時質量半径測定。この分析で考慮された31の状態方程式のうち、7つの状態方程式を決定的に除外することができます。これらは、非常にスティッフまたはソフトな状態方程式です。最も好ましい状態方程式はAP3であることが判明しました。これは、$1.4M_{\odot}$の中性子星の半径と潮汐変形能をそれぞれ12.10kmと393と予測します。
2モーメントニュートリノ輸送を伴うコア崩壊超新星モデルにおけるニュートリノフレーバーの高速変換を検出する新しい方法
| Title |
A_new_method_for_detecting_fast_neutrino_flavor_conversions_in_core-collapse_supernova_models_with_two-moment_neutrino_transport |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_Lucas_Johns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02650 |
高速ペアワイズニュートリノ振動は、コア崩壊超新星(CCSN)の多くの側面に影響を与える可能性があります。爆発メカニズム、ニュートリノ信号、および噴出物中の元素合成です。ニュートリノの集団振動のこの特定のモードは、運動量空間におけるニュートリノの角構造と深い関係があります。たとえば、運動量空間における電子ニュートリノのレプトン数(ELN)の角交差の出現は、フレーバー変換の発生の良い指標です。ただし、多くの多次元(多次元)CCSNシミュレーションは、近似ニュートリノ輸送(2モーメント法など)を使用して実行され、ニュートリノの角度分布へのアクセスが制限されます。この論文では、これらのCCSNシミュレーションにおけるELN横断検索の新しい方法を開発します。必要なデータは、ニュートリノと物質プロファイルの0番目と1番目の角度モーメントです。これらはすべて、2モーメント法を使用したCCSNモデルで利用できます。私たちの新しい方法の目新しさの1つは、光線追跡ニュートリノ輸送を使用して、星の中心の方向にあるELNを決定することです。これは、2つの角モーメントのみで横断検索の欠点を補うように設計されています。1Dおよび2DCCSNモデルでの完全なボルツマンニュートリノ輸送の結果との詳細な比較を行うことにより、この方法の能力を評価します。レイトレーシングによるニュートリノ輸送により、横断検索の精度が向上することがわかりました。確かに、交差点の出現/消失は、前方ピークの角度分布の領域でも正確に検出されます。新しい方法は計算コストが低く、効率的な並列化という利点があります。したがって、2モーメントニュートリノ輸送を採用したCCSNモデルのELN横断検索に役立ちます。
適度に磁化された天体物理ペアプラズマにおける3D電流シート進化における再結合と粒子加速
| Title |
Reconnection_and_particle_acceleration_in_3D_current_sheet_evolution_in_moderately-magnetized_astrophysical_pair_plasma |
| Authors |
Gregory_R._Werner_and_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02790 |
磁気エネルギーを粒子運動エネルギーに変換するプラズマプロセスである磁気リコネクションは、パルサー星雲やブラックホールジェットなどの天体物理学的ソースの高エネルギーフレアに電力を供給する磁気エネルギーの解放を説明するためにしばしば呼び出されます。通常、再接続は、薄い電流シートを破壊する引き裂き不安定性の(本質的に2Dの)非線形進化と見なされます。このプロセスが3Dでどのように機能するかをテストするために、私たちは、適度に磁化され、衝突がなく、相対論的に高温の電子陽電子プラズマにおける長く薄い電流シートの2Dと3Dの進化を比較する包括的なセル内粒子シミュレーション研究を実施し、劇的な違いを発見しました。.最初に、このプロセスを2Dで体系的に特徴付けます。ここでは、古典的な階層的なプラズモイド鎖の再結合がエネルギー放出を決定し、幅広い初期構成、ガイド磁場強度、およびシステムサイズを調べます。次に、同様の構成の3Dシミュレーションが、エネルギー放出が非線形相対論的ドリフトキンク不安定性によって決定されるものを含む、さまざまな動作を示すことを示します。したがって、3D電流シートの進化は、3D効果の摂動との基本的な古典的な再接続ではなく、むしろ、相対的な重要性が周囲のプラズマ、マイナーな構成の詳細、さらには確率的イベントに敏感に依存する複数の線形および非線形不安定性の複雑な相互作用です。多くの場合、2Dよりも時間がかかりますが、持続時間が長く、最終的には磁気エネルギーの放出が大きくなります。興味深いことに、非熱粒子加速は、上流の磁化とガイドフィールドに応じて驚くほど堅牢ですが、それ以外の場合は2Dおよび3Dで同様の粒子エネルギースペクトルが生成されます。基になる電流シートの動作の多様性は興味深いものですが、全体的なエネルギー放出と粒子スペクトルの類似性はより顕著なものになる可能性があります。
マグネターの巨大なフレアのラジオ残光
太陽コロナ質量放出(CME)の類似体である磁気支配雲と星間物質(ISM)との相互作用により発生するSGR1806-20の巨大フレアの電波残光のモデルを開発します。CMEは、スフェロマック型の構成としてモデル化されています。CMEは、マグネターの風によって最初に移流され、その後ISMと相互作用して、強い前方への衝撃と複雑な後方への排気の流れを生み出します。三次元磁気流体シミュレーションを使用して、ISMの磁場に対するCMEの磁場のさまざまな相対構成を調べます。前方への衝撃のダイナミクスは、主にセドフ・テイラーの爆風に従う一方、衝撃を受けた媒体の内部構造は逆流によって大幅に変更され、複数の衝撃構成が作成されることを示しています。2つの仮定を使用して、シンクロトロンの合成放射率マップと光度曲線を計算します。(i)磁場圧縮。(ii)衝撃時の磁場の増幅。磁場増幅を伴うモデルの方が、観測された電波放射をより適切に説明できることがわかりました。
SGR J1935+2154 をホストする SNR G57.2+0.8 からの高エネルギーガンマ線放出
| Title |
High-energy_gamma-ray_emission_from_SNR_G57.2+0.8_hosting_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Rita_C._dos_Anjos,_Jaziel_G._Coelho,_Jonas_P._Pereira,_Fernando_Catalani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03008 |
近年、PeVatronsとして知られる、最大$10^{15}$eVの粒子を加速できる活性源を特定するための取り組みが行われています。超新星残骸(SNR)からのTeV($10^{12}$eV)ガンマ線の測定は、SNR拡散衝撃で効率的な粒子加速が発生することを示しています。この論文では、軟ガンマ線をホストする超新星残骸G57.2+0.8からの宇宙線加速による高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線(VHE、$E>100$GeV)の放出への寄与を得ます。GALPROPコードを使用したリピーター(SGR)J1935+2154。そのために、SNR+SGRアソシエーションを銀河中心に近い単一のソースとして考慮します。上記の設定により、GeV-TeVガンマ線の生成のためのより包括的なシナリオを提供できることを提案します。また、SNRG57.2+0.8およびSGRJ1935+2154領域から、銀河中心からの拡散TeVエネルギーガンマ線放出への寄与についても説明します。
変化する姿 AGN Mrk 1018 の長期多波長進化
| Title |
Long-term_and_multi-wavelength_evolution_of_a_changing-look_AGN_Mrk_1018 |
| Authors |
Bing_Lyu,_Zhen_Yan,_Wenfei_Yu,_Qingwen_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03059 |
活動銀河核(AGN)で変化する外観現象を引き起こす物理的なメカニズムはまだ不明です。この問題を、X線、光学/紫外線(UV)および無線帯域での長期観測による変化する外観のAGNMrk~1018の多波長スペクトルおよびフラックス変動に基づいて調査します。2010年から2015年にかけて、光放射とX線放射の両方が変化する外観段階で急速に減衰し、光学/UVおよびX線帯域にリフレアが現れます。タイプ1.9フェーズのX線変動よりも、光学/UVの$\sim20$日のタイムラグがあることがわかりました。5GHzの無線フラックスは、2016年から2017年にかけて、タイプ1.9フェーズで$\sim20$\%減少します。X線の光子指数($\Gamma$)と光学からX線のスペクトル指数(\alphaox\,)の両方が、2--10~keVでスケーリングされたエディントンのX線の光度($L_\mathrm{X}/L_\mathrm{Edd}$)タイプ1.9フェーズで。ただし、タイプ1フェーズはこれら2つの反相関から逸脱しており、これは幅広い輝線の変化が降着円盤の進化(たとえば、タイプ1.9フェーズでの内側のコールドディスクの消失)によって規制されている可能性があることを示唆しています。
GRS 1716-249 で連続体フィッティングとアイアンライン手法を組み合わせてカー ブラック ホール仮説をテストする
| Title |
Testing_the_Kerr_black_hole_hypothesis_with_GRS_1716-249_by_combining_the_continuum-fitting_and_the_iron-line_methods |
| Authors |
Zuobin_Zhang,_Honghui_Liu,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03086 |
連続体フィッティング法と鉄線法は、現在、降着するブラックホールのスピンを測定するための2つの主要な手法です。過去数年間で、これらの2つの方法は、基礎物理学をテストするために開発されました。現在の研究では、最先端のモデルを使用して、連続体フィッティングと鉄線法によってブラックホールをテストし、2016年の爆発時のブラックホール連星GRS1716-249の3つのNuSTAR観測を分析します-2017.これらの3つの観測では、ソースはハード中間状態にあり、スペクトルは強い熱成分と顕著な相対論的反射の特徴の両方を示しています。私たちの分析は、GRS1716-249のブラックホールのカーの性質を確認し、一般相対性理論の予測からの逸脱の可能性について非常に厳しい制約を提供します。
磁気回転不安定性乱流における粒子の拡散と加速
高温堆積流には、磁気回転不安定性(MRI)によって生成される乱流の結果として、粒子を非常に高いエネルギーに加速できると考えられている衝突のないプラズマが含まれています。理想的な磁気流体力学(MHD)におけるMRI乱流の非層化せん断ボックスシミュレーションを実施し、シミュレーションスナップショットにエネルギー(相対論的)テスト粒子を注入して、粒子の拡散と確率的加速に関する詳細な調査を行います。ほとんどの粒子のジャイロ半径($R_g$)を解決するのに十分な高解像度で、飽和状態で異なるディスク磁化レベルを達成するために、正味の垂直磁束の量が異なると考えます。大きな$R_g$($\gtrsim0.03$ディスクスケールの高さ$H$)の粒子は、方位角とポロイダル方向でそれぞれ$\sim30$と$\sim5$にボーム値を掛けた空間拡散係数を示します。フォッカー・プランク方程式を粒子運動量進化に適用することにより、粒子運動量拡散係数$D(p)$をさらに測定します。これらの粒子の場合、乱流変動からの寄与は$D(p)\proptop$としてスケーリングされ、せん断加速度は$R_g\gtrsim0.1H$の場合に引き継がれ、$D(p)\proptop^3$によって特徴付けられます。より小さい$R_g$($\lesssim0.03H$)の粒子の場合、それらの空間拡散係数は$\simp^{-1}$と大まかにスケーリングし、$D(p)\proptop^2$スケーリングの証拠を示します。運動量の拡散においてですが、大きな不確実性があります。複数の効果が確率的加速/減速に寄与し、そのプロセスはMRI乱気流の断続性によっても影響を受ける可能性があることがわかりました。また、超大質量ブラックホールの周りの高温降着流におけるPeV宇宙線の加速の可能性についても議論します。
ガンマ線バーストの光残光における偏光吸収線について
| Title |
On_the_Polarized_Absorption_Lines_in_Gamma-ray_Burst_Optical_Afterglows |
| Authors |
J._Mao,_R._J._Britto,_D._A._H._Buckley,_S._Covino,_P._D'Avanzo,_N._P._M._Kuin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03124 |
ガンマ線バースト(GRB)の光アフターグローの分光偏光測定には、連続体と吸収線の両方の偏光情報が含まれています。ゼーマン効果に基づいて、強磁場中での吸収線は分極され、三重項に分割されます。この論文では、吸収線の偏光放射伝達方程式を解き、光学的深さの関数として吸収線の直線偏光度を求めます。吸収線の直線偏光度を効果的に測定するには、少なくとも$10^3$Gの磁場強度が必要です。分極吸収線を生成する金属元素は十分に豊富で、大きな振動強度またはアインシュタイン吸収係数を持っている必要があります。初期のGRBオプティカルアフターグローの三重項構造を検出するために、偏光測定と吸収線の高分散観測の両方を推奨します。
独自のソース PSR J0537-6910 のグリッチ分析とブレーキング インデックスの決定
| Title |
Glitch_analysis_and_braking_index_determination_of_the_unique_source_PSR_J0537-6910 |
| Authors |
Onur_Akbal,_Erbil_G\"ugercino\u{g}lu,_M._Ali_Alpar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03341 |
PSRJ0537$-$6910は、$\sim0.3$yr$^{-1}$のグリッチレートを持つ最もアクティブなグリッチパルサーです。文献で公開されているPSRJ0537$-6910の45のグリッチを再分析し、渦クリープモデル内でグリッチ後のタイミングフィッティングを行いました。グリッチに関与する超流動領域の慣性モーメントは、イベントごとに取得され、インターグリッチ時間のモデル予測は、観測されたタイムスケールと対峙します。よく研究されたカニとベラのパルサーのグリッチ動作との類似点と相違点が強調されています。超流動再結合のタイムスケールから、PSRJ0537$-6910の内部地殻温度は$T=0.9\times10^{8}$Kと推定されます。PSRJ0537$-6910グリッチは、かにパルサーから観察されたものと同様の永続的なシフトを残すことがわかりました。これらの永続的なシフトは、PSRJ0537$-6910のスピンダウン率の長期的な増加とそのブレーキングの明らかなマイナス傾向の原因です。PSRJ0537$-6910のグリッチの大きさと持続的なシフトは、これが新しいボルテックストラップの開発過程にある若いパルサーであるというシナリオと一致しています。グリッチによって引き起こされた回転進化への寄与が取り除かれた後、ブレーキングインデックス$n=2.7(4)$を決定します。
IACT を使用した Axion のような粒子検索
| Title |
Axion-Like_Particle_Searches_with_IACTs |
| Authors |
Ivana_Batkovi\'c,_Alessandro_De_Angelis,_Michele_Doro_and_Marina_Manganaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03424 |
アクシオン様粒子(ALP)への関心が高まっているのは、強い相互作用におけるCP対称性の保存の異常から、天体物理源からの予想外に大きなTeV光子束の観察まで、物理現象の理論的説明に成功しているという事実に由来しています。、銀河間媒体による強い吸収により信号が非常に暗くなる距離で。このレビューの焦点であるこの後者の条件では、銀河団のコアやコンパクトなオブジェクトの周りのような強い磁場や拡張磁場の存在下でTeV光子がALPに変換するという説明が考えられる。銀河間空間にいる人たちでさえ。この混合は、ALPと周囲磁場の特定の微視的認識に応じて、信号の回復または「ウィグル」と呼ばれるスペクトルの不規則性の生成のいずれかによって、遠方の光源の観測された${\gamma}$線スペクトルに影響を与えます。ALPが${\gamma}$光線に変換される可能性のある天の川と、光源で。ALPも暗黒物質の候補粒子として提案されています。イメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)には、いくつかのクラスのソースからのTeVスペクトル内のALPの痕跡を検出する可能性があります。この寄稿では、ALPの事例を紹介し、このクラスの楽器を使った過去10年間のALPの検索をレビューします。
近くの SN 関連 GRB~190829A: 環境、ジェット構造、および VHE ガンマ線バースト
| Title |
Nearby_SN-Associated_GRB~190829A:_Environment,_Jet_Structure,_and_VHE_Gamma-Ray_Afterglows |
| Authors |
Zhang_Lu-Lu_(GXU),_Ren_Jia_(NJU),_Huang_Xiao-Li_(NJU),_Liang_Yun-Feng_(GXU),_Lin_Da-Bin_(GXU),_and_Liang_En-Wei_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03466 |
近くの低光度GRB~190829Aの印象的な特徴を解釈するための自己矛盾のないパラダイムを提示します。そのプロンプトのガンマ線の光度曲線には、2つの分離したパルスがあります。初期パルスのハードプロンプトガンマ線光子($E_p=624_{-303}^{+2432}$keV)と埃っぽい媒体($A_{\rmV}=2.33$)との相互作用2番目の軟ガンマ線パルス($E_p\sim12$keV)を生成するだけでなく、$\gamma\gamma$消滅によって事前に加速された$e^{\pm}$に富んだ中程度の殻を作ります。このパラダイムでは、観測されたラジオ、光学、X線の残光のライトカーブが前方衝撃モデルによく適合していることを示しています。そのジェットはほぼ等方性($\theta_j>1.0$rad)であり、ローレンツ因子は$\sim35$であり、$e^{\pm}$が豊富な中殻の電子密度は$\sim15$cmです。$^{-3}$、通常の周囲媒体の電子密度の約7倍。GRBのイジェクタは、$R=(4.07-6.46)\times10^{16}~\rmcm$の領域で$e^{\pm}$に富む中型シェルに追いつき、そこに伝播します。GRBトリガーから10^3$秒後に$\simで明るい残光バンプ。シンクロトロンの自己コンプトンプロセスから予測される超高エネルギー(VHE)ガンマ線放出は、H.E.S.S.観察。導出された広帯域スペクトルエネルギー分布は、近くのGRBのようなGRB~190829Aが、H.E.S.S.、MAGIC、CTA(チェレンコフ望遠鏡アレイ)などのVHEガンマ線望遠鏡の有望なターゲットであることを示しています。
シンクロトロン偏波診断の勾配測定：空間分離発光領域とファラデー回転領域への応用
| Title |
Gradient_measurement_of_synchrotron_polarization_diagnostic:_Application_to_spatially_separated_emission_and_Faraday_rotation_regions |
| Authors |
Ru-Yue_Wang_(Xiangtan_Univ.),_Jian-Fu_Zhang_(Xiangtan_Univ.),_Alex_Lazarian_(UW-Madison),_Hua-Ping_Xiao_(Xiangtan_Univ.)_and_Fu-Yuan_Xiang_(Xiangtan_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03573 |
複雑な星間物質をシミュレートするために空間的に分離された偏光放射とファラデー回転領域を考慮して、シンクロトロン偏光勾配技術の測定機能を研究します。従来の偏光ベクトル法と比較して、勾配法を使用して、複数の周波数帯域で放射源領域の投影磁場の方向を追跡する方法を探ります。さらに、フォアグラウンド領域のファラデー回転密度、つまり電子数密度と視線に沿った磁場の平行成分の積が投影磁場の測定にどのように影響するかを調べます。数値結果は、シンクロトロン偏光勾配法が、放射源領域内の放射磁場を無線周波数に関係なくうまく追跡できることを示しています。したがって、勾配法は、複雑な天体物理環境の磁場特性を測定できます。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる暗黒物質と基本物理学の調査
| Title |
Probing_Dark_Matter_and_Fundamental_Physics_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
M._Doro,_W._Hofmann,_F._Iocco,_M._Meyer,_J._P\'erez-Romero,_G._Zaharijas,_A._Aguirre-Santaella,_E._Amato,_E.O._Anguner,_L.A._Antonelli,_Y._Ascasibar,_C._Bal\'azs,_G._Beck,_C._Bigongiari,_J._Bolmont,_T._Bringmann,_A.M._Brown,_M.G._Burton,_M._Cardillo_S._Chaty,_G._Cotter,_D._della_Volpe,_A._Djannati-Ata\"i,_C._Eckner,_G._Emery,_E._Fedorova,_M._D._Filipovic,_G._Galanti,_V._Gammaldi,_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino,_J._Granot,_J.G._Green,_K._Hayashi,_S._Hern\'andez-Cadena,_B._Hnatyk,_D._Horan,_M._H\"utten,_M._Jamrozy,_A._Lamastra,_J.-P._Lenain,_E._Lindfors,_I._Liodakis,_S._Lombardi,_F._Longo,_F._Lucarelli,_M._Martinez,_H._Mart\'inez-Huerta,_D._Mazin,_A._Moralejo,_A._Morselli,_C.G._Mundell,_R.A._Ong,_V._Poireau,_O._Reimer,_J._Rico,_G._Romeo,_P._Romano,_G._Rowell,_I._Sadeh,_M.A._S\'anchez-Conde,_F.G._Saturni,_O._Sergijenko,_H._Sol,_A._Stamerra,_Th._Stolarczyk,_F._Tavecchio,_S._Vercellone,_V._Testa,_L._Tibaldo,_M._Vecchi,_A._Viana,_V._Vitale,_V._Zhdanov_(for_the_CTA_consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03582 |
天体物理学的観測は、宇宙の全物質の80%以上が暗黒物質(DM)の形であるという強力な証拠を提供します。DMコンテンツのすべてまたは一部を構成する可能性のある標準モデルを超える粒子の2つの主要な候補は、いわゆる弱相互作用大粒子(WIMPs)とAxion-LikeParticles(ALPs)です。20GeVから300TeVの間のガンマ線を前例のない感度で観測する次期のチェレンコフ望遠鏡アレイは、これらのDM候補を検索する独自の機能を備えています。WIMP検索の特に有望なターゲットは、銀河中心です。Einastoのような密度プロファイルと200GeVと10TeVの間のWIMP質量を仮定すると、DMレリック密度を正しく生成する消滅断面を持つWIMPはCTAで検出可能です。DMを超えた新しい物理学に関しては、CTAの観測により、ローレンツ不変性などの自然の基本的な対称性のテストも可能になります。
相対論的宇宙粒子の起源と役割
このホワイトペーパーでは、宇宙の構成要素としての相対論的宇宙線の研究の重要性と、それらが星や銀河の進化に与える影響を通じて、その研究の重要性を簡単にまとめています。焦点は、20GeVから300TeVの範囲にわたる地上でのガンマ線観測を通じて、今後10年間で何を学べるかにあります。資料の大部分は、CTAの全体的な科学事例を説明する「チェレンコフ望遠鏡アレイの科学」から直接引用されています。このホワイトペーパーに含まれる結果を引用する場合は、元の著作物を引用してください。
チェレンコフ望遠鏡アレイを使用したマルチメッセンジャーおよび一時的な天体物理学
| Title |
Multi-messenger_and_transient_astrophysics_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
\v{Z}._Bo\v{s}njak,_A._M._Brown,_A._Carosi,_M._Chernyakova,_P._Cristofari,_F._Longo,_A._L\'opez-Oramas,_M._Santander,_K._Satalecka,_F._Sch\"ussler,_O._Sergijenko,_A._Stamerra,_I._Agudo,_R._Alves_Batista,_E._Amato,_E._O._Anguner,_L._A._Antonelli,_M._Backes,_Csaba_Balazs,_L._Baroncelli,_J._Becker_Tjus,_C._Bigongiari,_E._Bissaldi,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._B\"ottcher,_P._Bordas,_C._Braiding,_J._Bregeon,_N._Bucciantini,_A._Bulgarelli,_M._Burton,_F._Cangemi,_P._Caraveo,_M._Cardillo,_S._Caroff,_S._Casanova,_S._Chaty,_J._G._Coelho,_G._Cotter,_A._D'A\`i},_F._D'Ammando,_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino,_D._della_Volpe,_D._de_Martino,_T._Di_Girolamo,_A._Di_Piano,_A._Djannati-Ata\"i,_V._Dwarkadas,_E._de_Ona_Wilhelmi,_R._C._Dos_Anjos,_G._Emery,_E._Fedorova,_S._Fegan,_A._Fiasson,_V._Fioretti,_M.D._Filipovic,_et_al._(88_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03621 |
重力波、高エネルギーニュートリノ、またはガンマ線バーストに相当する高エネルギーのニュートリノの発見は、高エネルギーおよび過渡的な天体物理学のコミュニティに革命をもたらしました。新しい機器と分析技術の開発により、新しい過渡的なソースの発見および/または追跡が可能になります。次世代の地上ベースのガンマ線天文台であるチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の、今後10年間のマルチメッセンジャーおよび一時的な天体物理学の見通しについて説明します。CTAは、コンパクトな天体、星の崩壊イベント、合体、宇宙線加速器の超高エネルギー観測を通じて、最も極端な環境を探索します。
SDSS J134244.4+053056.1 の長期 X 線進化: 18 歳以上の長寿命 IMBH-TDE 候補
| Title |
Long-term_X-ray_evolution_of_SDSS_J134244.4+053056.1:_A_more_than_18_year-old,_long-lived_IMBH-TDE_candidate |
| Authors |
J.S._He,_L.M._Dou,_Y.L._Ai,_X.W._Shu,_N._Jiang,_T._G._Wang,_F.B._Zhang,_R.F._Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03692 |
SDSSJ134244.4+053056は潮汐破壊現象の候補であり、強力な一時的冠状断線エミッターと長いフェージング、中赤外線ダストエコーがあります。2009年のSwift/XRT観測からのX線放出の詳細な分析と、2020年の最新のXMM-Newton/pn観測を示します。2つのスペクトルは、ハードコンポーネントとソフトコンポーネントでモデル化できます。これらの2つの観測間で2keVを超えるハードコンポーネントに有意な変動は検出されませんでしたが、0.3～2keVの軟X線放出は$\sim5$の係数で変化します。このソフトコンポーネントの光度は、Swiftでの観測から$\sim1.8\times10^{41}$から$\sim3.7\times10^{40}$ergs$^{-1}$にフェードします。バーストが発生してからそれぞれ8年後と19年後のXMM-Newton。光度の進化は$t^{-5/3}$減少法則とよく一致します。光フレア時の軟X線ピーク輝度は10$^{44}$ergs$^{-1}$です。さらに、軟質成分のスペクトルは減衰段階でわずかに硬くなり、光子指数$\Gamma$は$4.8^{+1.2}_{-0.9}$から$3.7\pm0.5$まで変化しますが、それらは一貫しています。不確実性を考慮すれば、お互いに。さらに、$M-\sigma$相関、広範なH$\alpha$放出、およびBH降着の基本的な平面関係の間のBH質量推定値を比較することにより、$\sim10^{5}$Msunが好まれます。もしそうなら、そのX線スペクトル変動、光度の進化、および理論からのさらなる支持を考慮に入れて、SDSSJ134244.4+053056は、中程度の質量で18年以上続く長命の潮汐破壊事象の候補であると示唆ブラックホール。
PSR B1259-63の2021年ペリアストロン通過の多波長特性
| Title |
Multi-wavelength_properties_of_the_2021_periastron_passage_of_PSR_B1259-63 |
| Authors |
Maria_Chernyakova,_Denys_Malyshev,_Brian_van_Soelen,_Shane_O'Sullivan,_Charlotte_Sobey,_S._Tsygankov,_Samuel_Mc._Keague,_Jacob_Green,_Matthew_Kirwan,_Andrea_Santangelo,_Gerd_P\"uhlhofer,_Itumeleng_M._Monageng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03759 |
PSRB1259-63はガンマ線バイナリシステムで、O9.5VeスターLS2883の周りを周回するラジオパルサーを約3.4年の周期でホストします。パルサー星雲とLS2883の流出との相互作用により、ラジオ、X線、GeV、およびTeVドメインで非パルス広帯域放射が発生します。このシステムの最も珍しい特徴の1つは、ペリアトロンの周りのGeVエネルギーの爆発であり、その間に、エネルギー放出は、等方性エネルギー放出の仮定の下でスピンダウン光度を大幅に超えます。この論文では、最近の多波長キャンペーン(ラジオ、光学、X線バンド)の最初の結果を、公的に入手可能なGeVFermi/LATデータの分析とともに紹介します。キャンペーンは2021年のペリアストロン前後の100日以上の期間をカバーし、以前に観察された通路との実質的な違いを明らかにしました。GeVフレアの大幅な遅延、ピーク時の弱いX線フラックス(パルサーがディスクを横切る時間に通常起因する)、およびこれまで観測されたことのない3番目のX線ピークの出現を報告します。これらの特徴は、Be星のよりまばらで塊状のディスクの場合、Chernyakovaetal(2020)の放出円錐モデルと一致していると主張します。
エッジオン銀河研究データベース
エッジオン銀河を研究するプロジェクト内で作成されたデータベースを紹介します。これらの銀河は、銀河円盤内の物質の3次元分布を研究するユニークな機会を提供します。これは、銀河の進化における内部および外部要因の影響を分析するために非常に重要です。今のところ、このような銀河の運動学や測光については、多くの観測資料が蓄積されています。データベースは、情報を整理し、視覚化しやすくし、このタイプのオブジェクトの研究作業を改善するように設計されています。このデータベースは、エッジオン銀河に関する以前のカタログの情報と現在のプロジェクトのデータを組み合わせています。天文データおよび測光データへのアクセスを提供します。他のデータベースとの相互接続を実行します。この論文では、データベースの構造とWebアクセスについて説明しています:https://www.sao.ru/edgeon/
世界初の超高エネルギー宇宙線軌道検出器であるTUS蛍光望遠鏡のデータ分類には、ニューラルネットワークを採用しています。私たちは、TUSデータの2つの特定のタイプの信号に焦点を当てています。1つは、光検出器の宇宙線の衝突によって生成されるトラックのようなフラッシュ、もう1つは、遠方の雷から発生するフラッシュです。データ分析の特定の従来の方法と組み合わせた単純なニューラルネットワークでさえ、蛍光望遠鏡のデータの分類作業で非常に効果的であることを示しています。
相対論的ライトセイルの熱加速最適化
| Title |
Thermo-accelerative_optimization_of_relativistic_lightsails |
| Authors |
John_Brewer,_Matthew_F._Campbell,_Pawan_Kumar,_Sachin_Kulkarni,_Deep_Jariwala,_Igor_Bargatin,_Aaswath_P._Raman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03558 |
ブレークスルースターショットイニシアチブは、相対論的速度で移動する高出力レーザー加速ライトセイルを使用して、グラムスケールの探査機をプロキシマセンチュリBに送信することを目指しています。熱劣化はライトセイルの設計において重要な考慮事項です。必要とされる強力なレーザー出力によってセイルが極端な温度に加熱されるためです。以前の研究では、主に加速距離に基づいてライトセイルを評価しており、熱に関する考慮事項は副次的な関心事です。この作業では、層状の2H相二硫化モリブデンと結晶性窒化ケイ素で構成される多層接続フォトニック結晶を使用する帆設計の加速性能と熱性能の共同最適化を示します。熱帯域消散係数とライトセイルの最大定常状態温度との間の逆の関係を強調し、加速距離と最大セール温度の間のトレードオフを特徴付けます。さらに、帆の設計空間内で達成可能な最高の現実的な加速距離を特徴付ける要約結果として、熱耐性最小加速度(TEAM)を導入し、設計のクラスで16.2GmのTEAM値を報告します。最後に、赤外線波長全体で帆の放射率を向上させ、ライトセイルの加速距離特性を同時に維持するマルチスケールの三重共鳴ベースのアプローチを示します。
天文光度曲線の複数のカタログの分類における段階的な反復単位の効果
| Title |
The_effect_of_phased_recurrent_units_in_the_classification_of_multiple_catalogs_of_astronomical_lightcurves |
| Authors |
C._Donoso-Oliva,_G._Cabrera-Vives,_P._Protopapas,_R._Carrasco-Davis,_and_P.A._Estevez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03736 |
科学的知識を拡大するためにデータが不可欠である超大型望遠鏡の新時代において、ライトカーブの自動分類のための多くの深層学習アプリケーションを目撃してきました。リカレントニューラルネットワーク(RNN)は、これらのアプリケーションに使用されるモデルの1つであり、LSTMユニットは、長い時系列を表現するための優れた選択肢であることが際立っています。一般に、RNNは離散時間での観測を想定しており、ライトカーブの不規則なサンプリングには適さない場合があります。不規則なシーケンスに対処する従来の手法は、ネットワークの入力にサンプリング時間を追加することで構成されていますが、これはトレーニング中にサンプリングの不規則性をキャプチャすることを保証するものではありません。または、サンプリング時間を明示的に使用して状態を更新することにより、この問題に対処するためにPhasedLSTMユニットが作成されました。この作業では、天文学的な光度曲線の分類のためのLSTMおよびPhasedLSTMベースのアーキテクチャの有効性を研究します。周期的および非周期的な天体を含む7つのカタログを使用します。私たちの調査結果は、LSTMが6/7データセットでPLSTMよりも優れていることを示しています。ただし、両方のユニットを組み合わせると、すべてのデータセットで結果が向上します。
| Title |
Training_Strategies_for_Deep_Learning_Gravitational-Wave_Searches |
| Authors |
Marlin_B._Sch\"afer_(1_and_2),_Ond\v{r}ej_Zelenka_(3_and_4),_Alexander_H._Nitz_(1_and_2),_Frank_Ohme_(1_and_2),_Bernd_Br\"ugmann_(3_and_4)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Gravitationsphysik_(Albert-Einstein-Institut),_(2)_Leibniz_Universit\"at_Hannover,_(3)_Friedrich-Schiller-Universit\"at_Jena,_(4)_Michael_Stifel_Center_Jena) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03741 |
コンパクトな連星系から放出される重力放射は、現在の地球に結合した検出器で検出できる可能性があります。機器のバックグラウンドノイズからこれらの信号を抽出することは複雑な問題であり、最新の検索の計算コストはソースモデルの複雑さに依存します。ディープラーニングは、現在のアルゴリズムが計算限界に達した信号を見つけることができる可能性があります。ここでは、分析を非回転連星ブラックホールからの信号に限定し、トレーニングデータをネットワークに提示するさまざまな戦略を体系的にテストします。トレーニング戦略の影響を評価するために、最初に公開されたネットワークを再分析し、それらを同等の整合フィルター検索と直接比較します。ディープラーニングアルゴリズムは、信号対雑音比(SNR)の低い信号をSNRの高い信号に一般化できますが、その逆はできないことがわかりました。したがって、トレーニング中に高いSNR信号を提供することは有益ではなく、低いSNRサンプルが早い段階で提供されると、最速の収束が達成されます。テスト中に、誤警報確率$<10^{-3}$が必要な場合、ネットワークが信号を回復できない場合があることがわかりました。この制限を解決するには、トレーニング後に無制限のSoftmax置換(USR)と呼ばれる変更を適用します。この変更により、機械学習検索は、マッチドフィルター検索の感度の$\geq97.5\%$を維持し、1か月あたり1件の誤警報率になることがわかりました。
アンチヘイル活性領域の裸の出現 I. 全体的な進化と磁気特性
| Title |
Naked_emergence_of_an_anti-Hale_active_region_I._Overall_evolution_and_magnetic_properties |
| Authors |
Jincheng_Wang,_Xiaoli_Yan,_Defang_Kong,_Zhike_Xue,_Liheng_Yang,_Qiaoling_Li,_Yan_Zhang,_and_Hao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02786 |
{活動領域の出現を理解するために、2018年8月24日から25日までの期間に、裸の反ヘイル活動領域の出現過程と磁気特性を調査します。}{ソアダイナミック天文台と新真空太陽望遠鏡に乗り込み、発生中のさまざまな進化パラメーター(極間隔、傾斜角など)と磁気パラメーター(垂直電流、力のないパラメーター、相対磁気ヘリシティなど)を計算しました。活動領域。これらの計算されたパラメーターといくつかの合理的な仮定を使用して、2つの異なる方法を使用してアクティブ領域のねじれを推定します。}{磁束と極間隔は増加し続けますが、アクティブ領域の出現中にチルト角は減少するパターンを示します。極間隔の増加は、主に経度方向の強化の結果として寄与しています。活性領域の出現時に、極間隔と全流束の間にべき乗則関係が見られます。一方、正負両方の電流は同等に増加し、平均磁束加重自由パラメータ$\tilde\alpha$は、$\sim$10$^のオーダーでほぼ一貫して正のままであることがわかります。{-8}$m$^{-1}$.相対磁気ヘリシティは主にせん断項によるものであるが、せん断項の相対磁気ヘリシティ注入磁束は発生の後期にその符号が変化する。活性領域の出現中、活性領域全体のねじれ数は10$^{-1}$ターンのオーダーのままです。}{ねじれの少ない磁束管も太陽大気中に出現する可能性があることがわかりました。}
RBSL法でモデル化した磁束ロープの最適化
| Title |
Optimization_of_Magnetic_Flux_Ropes_Modeled_with_the_RBSL_method |
| Authors |
V._S._Titov,_C._Downs,_T._T\"or\"ok,_J._A._Linker,_R._M._Caplan,_and_R._Lionello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02789 |
いわゆる規則化されたビオ・サバールの法則(RBSL)は、コロナ質量放出(CME)の噴出前の磁気構成をモデル化するための効率的で柔軟な方法を提供します。その特性は、観測画像と磁場データによって制約されます。この方法により、小さな円形断面と任意の軸形状を持つ磁束ロープ(MFR)の磁場を計算できます。全体構成の磁場は、(1)そのような磁束ロープ場と、(2)観測されたマグネトグラムなどから得られた周囲ポテンシャル場の重ね合わせとして構成されます。RBSLカーネルは、まっすぐな円柱のMFRフィールドが正確に無力でなければならないという要件から決定されます。ただし、曲がったMFRの場合、磁力は一般にMFRの経路全体で不均衡です。これらの力を最小限に抑えるために、修正されたガウス・ニュートン法を適用して、最適なMFRパラメーターを見つけます。これは、MFR軸パスと軸電流を繰り返し調整することによって行われます。次に、結果として得られる最適化された構成を、その後のラインタイドゼロベータ磁気流体力学シミュレーションで、力のない平衡に向けて緩和しようとします。2009年2月13日CMEのシグモイド噴火前構成の2つのモデルを検討することにより、このアプローチがどのように機能し、何ができるかを示します。特に、これらのモデルによって記述されたコア磁気構造のビルディングブロックが、そのようなタイプの構成で通常観察される形態学的特徴と一致することを示します。私たちの方法は、特定の噴火イベントのモデル化と、理想化された噴火前のMFR構成の理論的研究の両方に役立ちます。
銀河系における古典的セファイドの OGLE-IV 測光の周波数分析: 非放射状モードと変調
| Title |
Frequency_analysis_of_OGLE-IV_photometry_for_classical_Cepheids_in_Galactic_fields:_non-radial_modes_and_modulations |
| Authors |
R.S._Rathour,_R._Smolec,_H._Netzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02872 |
変光星のOGLEコレクションで入手可能な$\sim$2000の銀河ケフェイドの測光を分析します。銀河円盤と銀河バルジフィールドの両方を分析します。星は単周期と多周期の両方に分類されます。私たちの目標は、追加の低振幅変動を検索することでした。ダブルモードパルセーションの10の新しい候補とトリプルモードパルセーションの6つの新しい候補を特定することにより、マルチモードラジアルパルセータのサンプルを拡張します。最初の倍音OGLEサンプルでは、周期比$P_{\rmx}/P_{\rm1O}\in(0.60,\,0.65)$を持つ追加の周期性を持つ12個のケフェイドが見つかりました。これらの周期性は、他のどのラジアルモードにも対応していません。このような変数はマゼラン雲に豊富に存在しますが、このクラスのケフェイド変光星は、私たちが分析する前に銀河系で1つしか知られていませんでした。私たちのサンプルをマゼラン雲のケフェイド変光星と比較すると、より金属が豊富な銀河の星ほど、より長い脈動周期への体系的なシフトが見られます。さらに、11個の星では、もう1つのタイプの追加の変動性があり、特徴的な周波数は(0.60,\,0.65)周期比のグループで報告されたものの半分に近い。上記のインベントリのうち2つは、両方の信号が同時に存在することを示しています。おそらく、これらの信号の起源は、非放射状脈動モードの励起に関連しています。脈動の低振幅周期変調を持つ3つのセファイドを報告します。2つの星は、単一モードの基本波と最初の倍音のセファイドであり、もう1つは、基本モードと最初の倍音モードで同時に脈動するダブルモードのケフェイドです。前者のモードのみ変調されます。これは、この種のダブルモードのケフェイド変光星での周期的な脈動の変調の最初の検出です。
ICME組成の太陽周期依存性
| Title |
Solar_Cycle_Dependence_of_ICME_Composition |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Leping_Li,_Yanyan_Sun,_Qi_Lv,_Ruisheng_Zheng,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03003 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽大気の中で最もエネルギッシュな爆発の1つであり、その発生率は、太陽活動周期に大きく依存しており、太陽活動極大期周辺でより多くのイベントが発生しています。惑星間CME(ICME)の組成は、イオンの電荷状態と元素の存在量に言及し、CMEを調査するための重要な道を開きます。この論文では、5つの元素(Mg、Fe、Si、C、O)の電荷状態と、6つの元素(Mg/O、Fe/O、Si/O、C/1998年から2011年までのICME内のO、Ne/O、He/O)から、すべてのICME組成が太陽周期依存性を持っていることがわかりました。すべてのイオン電荷状態とほとんどの相対元素存在量は、黒点数(SSN)と正の相関関係があり、C/O比のみがSSNと逆相関しています。組成(C/Oを除く)は、上昇期(1998～2000年および2009～2011年)にSSNとともに増加し、太陽極小期(2007年～-2009)。低FIP(第一イオン化ポテンシャル)元素(Mg、Fe、およびSi)の電荷状態とそれらの相対存在量はよく相関していますが、C$^{6+}$/C$^{5+}$またはC$^{6+}$/C$^{4+}$とC/O。最も興味深いのは、ICMEと遅い太陽風のNe/O比が反対の太陽周期依存性を持っていることです。
小規模な磁場が、太陽の p モード周波数の地表近くの効果の主な原因になる可能性がありますか?
| Title |
Can_small-scale_magnetic_fields_be_the_major_cause_for_the_near-surface_effect_of_the_solar_p-mode_frequencies? |
| Authors |
Yan_Li,_Qian-sheng_Zhang,_Tao_Wu,_Jie_Su,_Xing-hao_Chen,_Gui-fang_Lin,_Jian-heng_Guo,_Jie-ying_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03294 |
微小磁場は、太陽磁気の基本要素であるだけでなく、太陽大気の構造とも密接に関係しています。観測は、静かな太陽光球の天蓋形成層に、強度が60$\sim$130\,Gの、ユビキタスで絡み合った小規模な磁場があることを示しています。一方、多次元MHDシミュレーションは、対流オーバーシュートが磁場を追い出し、上部光球の約500\,kmの高さに磁気キャノピーを形成することを示しています。しかし、太陽光球におけるそのような小規模な「林冠」の分布は、観測や数値シミュレーションによって厳密に制限することはできません.、そして、この磁気アーチ接合層での太陽のpモード振動の反射が、観測されたpモード周波数と計算されたpモード周波数の間の不一致を大幅に改善することを発見する.磁気アーチ接合層の位置は、高さは約630\,kmであり、推定される磁場の強さは約90\,Gである。本研究で独立して導出された磁気アーチ接合層のこれらの特徴は、小規模な磁気の存在と定量的に一致している。観測と3次元MHDシミュレーションによって得られたキャノピー。
太陽活動領域における流出の形成と寿命
| Title |
The_Formation_and_Lifetime_of_Outflows_in_a_Solar_Active_Region |
| Authors |
David_H._Brooks,_Louise_Harra,_Stuart_D._Bale,_Krzysztof_Barczynski,_Cristina_Mandrini,_Vanessa_Polito,_Harry_P._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03318 |
活動領域は、遅い太陽風の一因であると考えられています。EUVの冠スペクトル線の上昇流は、それらの境界で日常的に不安定であり、上昇する物質が太陽圏に逃げる最も直接的な方法を提供します。ただし、これらの上昇流を形成および駆動するメカニズムは、完全に特徴付けられる必要があります。それらがどのくらいの速さで形成されるか、または一生のうちにどれくらい存在するかは不明です。それらは、磁束の発生中の大気中の低い場所で、または活性領域が完全に発達したときにコロナの高い場所で発生するプロセスへの応答として開始される可能性があります。2019年3月31日に、単純なバイポーラアクティブ領域(AR12737)が出現し、両側で上昇流が発生しました。日の出、SDO、IRIS、パーカー・ソーラー・プローブ(PSP)からの観測を利用して、東側からの上昇流の形成と発達を調査しました。分光データを使用して上昇流を検出し、イメージングデータを使用して、その署名を活性領域の出現段階の初期まで遡って追跡しようとしました。上昇気流は大気中の低層で急速に形成され、その開始はPSPによって検出された小さなフィールド開口部の噴火とラジオノイズストームの開始に関連しているように見えることがわかりました。また、活動領域が観測された時間の大部分で上昇流が存在することも確認しました。これらの結果は、太陽風への寄与は、その領域が小さくても発生し、その生涯のほとんどにわたって継続することを示唆しています。
墓のゆりかごをのぞき込む: J22564-5910、若い合併後のホットな準d?星?
| Title |
Looking_into_the_cradle_of_the_grave:_J22564-5910,_a_young_post-merger_hot_subdwarf? |
| Authors |
Joris_Vos,_Ingrid_Pelisoli,_Jan_Budaj,_Nicole_Reindl,_Veronika_Schaffenroth,_Alexey_Bobrick,_Stephan_Geier,_J.J._Hermes,_Peter_Nemeth,_Roy_{\O}stensen,_Joshua_S._Reding,_Murat_Uzundag,_Maja_Vuckovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03363 |
J22564-5910の発見を紹介します.J22564-5910は、システム内にガスが存在する証拠を示し、時間とともに形が変化する浅い複数ピークの水素およびヘリウム線を持つ新しいタイプの高温準dhotd星(sdB)です。すべての観察証拠は、J22564-5910がそれを形成した合併段階の直後に観察されたことを示しています。マルチバンド測光、ガイアアストロメトリー、TESS光度曲線と組み合わせた高解像度、高信号対雑音比分光法を使用して、これらの異常なスペクトルの特徴を解釈することを目指しています。測光、スペクトル、光度曲線はすべて分析され、それらの結果は、sdB付近のガスの特徴と組み合わされた磁場の存在の可能性という観察の解釈をサポートするために組み合わされます。三重ピークのH線に基づいて磁場強度が推定され、shellspecコードを使用して、ガス構成の定性モデルが観測に適合します。すべての観測は、遠心磁気圏の形成を可能にする~650kGの磁場、または星周ガスディスク/トーラスに囲まれた非磁性の熱い準dd星によって説明できます。両方のシナリオは相互に排他的ではなく、両方とも最近の合併によって説明できます。J22564-5910は、この種の最初のオブジェクトです。これは、システム内にまだガスが存在する状態で高速回転するsdBです。これは、合併イベントの直後に観測された最初の合併後の星であり、そのようなものとして、合併理論をテストするための非常に貴重なシステムです。磁場が確認できれば、それは最初の磁気sdBであるだけでなく、白色pred星以前の天体でこれまでに発見された最強の磁場のホストでもある。したがって、それは、強磁性WDの直接の祖先として切望されていたものである可能性があります。
IRIS スペクトル線間の相互情報量の調査。 Ⅱ.すべてのスペクトル ウィンドウで最も可能性の高い応答を計算する
太陽大気の熱力学の3次元の画像は、多くの地層の高さにまたがる複数のスペクトル線をまとめて分析することで取得できます。論文Iでは、静かな太陽と比較して、太陽フレアの間のさまざまな異なるイオンからのスペクトル形状の間に強い相関関係があることがわかりました。これらの手法を拡張して、次の質問に対処します:太陽フレア中に太陽大気のどの領域が最も接続されているか、単一のMgIIスペクトルの観測に基づいて、いくつかのスペクトルウィンドウで最も可能性の高い応答は何ですか?私たちのモデルは、21のMクラスとXクラスのフレアから収集された数百万のIRISスペクトルに基づいています。このフレームワークを元型のMgIIフレアスペクトルに適用し、複数行の観点から結果を分析しました。(1)光球から遷移領域への線の相関は、フレアリボンで最も高いことがわかります。(2)ブルーシフト反転は、インパルス相中にMgII、CII、およびSiIVに同時に現れ、SiIVは光学的深さ効果の可能性を示します。FeIIは強い発光の兆候を示しており、これは初期の深い加熱を示しています。(3)MgII線は通常、青方偏移の反転を展開し、その後線の中心に戻り、1～3分以内に単一のピークになるように見えます。これらの単一のピークプロファイルの幅は、時間の経過とともにゆっくりと浸食されます。フレア後の段階では、MgII、CII、およびSiIVで、コロナルレインを示す強い赤い翼の増強が明らかです。私たちのフレームワークは、複数行のデータセットに簡単に適応でき、さまざまなスペクトルウィンドウでの大気の挙動の包括的な統計分析を可能にします。
SDO/HMI と Hinode/SOT で見られる太陽周期にわたる粒状化スケールの変化
| Title |
Changes_in_granulation_scales_over_the_solar_cycle_seen_with_SDO/HMI_and_Hinode/SOT |
| Authors |
J._Ballot,_T._Roudier,_J.M._Malherbe_and_Z._Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03556 |
太陽は、表面の乱流対流が非常に高い空間分解能で観察できる唯一の星です。ソーラーダイナミクス天文台(SDO)は、2010年7月以来、多波長フィルターを使用して宇宙から太陽全体を継続的に観測しています。太陽の粒状化が見られます。私たちは、活動サイクルにわたる太陽粒子の進化を追跡し、それらの空間特性の変化を探すことを目指しました。SDO/HMIからの逆畳み込み画像のセグメンテーションから直接得られた顆粒の密度とその平均面積を調査しました。セグメンテーションを実行するために、画像の凸要素として顆粒を定義します。我々は、サイクル全体で密度と粒子の平均面積の約2%の変化を測定し、粒子の密度は太陽活動極大期で大きくなり、粒子の平均面積は小さくなりました。最大密度は、太陽黒点数などの古典的な活動指標と比較して、約1年遅れているように見えます。Hinode/SOTBFI(SolarOpticalTelescopeBroadbandFilterImager)で得られた高空間分解能の観測でこの研究を補完しました。これは、私たちの結果と一致しています。円盤の中心で観測された太陽の粒状化の変化は、太陽周期の間に上部の対流層で発生する物理的特性の変化への直接的な洞察を明らかにします。これらの変動は、地球規模で、または局所的には粒状化規模で、対流と磁場との間の相互作用が原因である可能性があります。
激変星 LS カムの複数の周期性を明らかにする
セクター19、20、26からのLS~Camの$TESS$測光データが分析されます。セクター19と20から得られたパワースペクトルは、複数の周期性を示しています-軌道変動($P_{orb}=0.14237$日)、わずかに変動する超軌道変動($P_{so}\約4.03$日)、永久的な負のスーパーハンプ($P_{-sh}=0.1375$日)。セクター26には、追加の正のスーパーハンプ($P_{+sh}=0.155$日)が存在します。文献からの関係を使用して、2つのコンポーネントの質量比と質量は、それぞれ$q=0.24$、$M_1=1.26M_\odot$、および$M_2=0.30M_\odot$と推定されます。
大マゼラン星雲の中で、一時的に塵を生み出すウォルフ・ライエ星 HD 38030
| Title |
The_episodic_dust-making_Wolf-Rayet_star_HD_38030_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Peredur_M._Williams_(1),_Nidia_I._Morrell_(2),_Konstantina_Boutsia_(2)_and_Philip_Massey_(3,4)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_Royal_Observatory_Edinburgh,_(2)_Las_Campanas_Observatory,_Carnegie_Observatories,_(3)_Lowell_Observatory_and_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Science,_Northern_Arizona_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03781 |
NEOWISE-Rミッションの大マゼラン雲にあるウォルフ・ライエ星HD38030の中赤外線測光は、2018年にダスト形成エピソードを経験し、2019年から2020年にかけてダストが冷却されたことを示しています。2019年と2020年のマゼランIバーデ望遠鏡のMagE分光器による新しい分光法は、O9.7III-IV付近のタイプの仲間に起因する吸収線を示しています。1984年と1993年に測定されたRVと比較して、CIV5801-12ブレンドの視線速度に有意なシフトが見つかりました。結果は、HD38030が、次のような短期間の粉塵形成エピソードを持つ衝突風バイナリであることを示唆しています。銀河系WR140とWR19、ただし間隔は20年を超える。
パーカー・ソーラー・プローブ観測による放射状太陽風における磁気流体力学的摂動の分析
| Title |
Analysis_of_Magnetohydrodynamic_Perturbations_in_Radial-field_Solar_Wind_from_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
S._Q._Zhao,_Huirong_Yan,_Terry_Z._Liu,_Mingzhe_Liu,_Mijie_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03807 |
2018年10月31日から11月12日までのパーカー・ソーラー・プローブ宇宙船のデータを使用して、低-\b{eta}半径方向場の太陽風におけるサブアルフの磁気流体力学(MHD)摂動の分析を報告します。特異値分解法およびMHD摂動を3種類の線形固有モード(Alfv\'en、高速モード、および低速モード)に分離し、サブアルフエニック摂動の特性と太陽風加熱における圧縮性摂動の役割を調査します。.そこにあるMHDの摂動は、放射状フィールドの太陽風において高度のAlfv\'enicityを示し、Alfv\'enモードのエネルギー比率が高速モード(~16%-43%)および低速モード(~1%-19%)。2018年11月10日の代表的なイベントの詳細な分析を紹介します。観測結果は、高速モードが磁気圧縮率を支配し、低速モードが密度圧縮率を支配することを示しています。圧縮可能モードのエネルギー減衰率は加熱率に匹敵し、圧縮可能モードの衝突のない減衰が太陽風加熱にとって重要である可能性があることを示唆しています。これらの結果は、太陽近くの不均衡な乱気流と、低\b{eta}プラズマのMHDスケールでの圧縮モードの可能な加熱効果のさらなる研究にとって貴重です。
プランク データによる $\alpha$ アトラクターのカオス的インフレーションを抑制する新しい方法
| Title |
A_novel_way_of_constraining_the_$\alpha$-attractor_chaotic_inflation_through_Planck_data |
| Authors |
Arunoday_Sarkar,_Chitrak_Sarkar,_Buddhadeb_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.02920 |
力学的地平線横断条件$k=aH$によるインフレーション中の量子ゆらぎの$k$モードのスケールを定義すると、物理的な$t$変数から$k$変数に移動し、宇宙的摂動の方程式を自己首尾一貫して解きます。混沌とした$\alpha$-誘引タイプの可能性。これにより、$k$-spaceでの$n_{s}$、$r$、$n_{h}$、$N$の振る舞いを調べることができます。低$k$体制での結果をプランクデータと比較すると、微視的計算によって$\alpha$パラメータの値に制約が課せられます。$E$モデルと$T$モデルの両方のポテンシャルの場合、$\alpha$の低い値が実験的に好まれます。$E$-model($T$-model)の場合、$\alpha<5$($\alpha<10$)の値は、$n_{s}$-$rのPlanck-2018データと一致しています。$95\%$CLの$飛行機。宇宙の大規模構造の文脈におけるこの研究の妥当性が指摘されています。
超大質量ブラックホールの近くに連星ブラックホールが形成される可能性があります。背景のブラックホール(BH)は、バイナリーブラックホールによって生成される重力波(GW)に影響を与えます。ペンローズ過程がエルゴ球のために余分なエネルギーを提供する可能性があることはよく知られています。現在の論文では、カーブラックホールのバックグラウンドによる重力波のエネルギー増幅を調査します。特に、以前の研究とは異なり、カーBHが近くにある場合とない場合の波のエネルギーを比較します。我々は、ブラックホール連星がカーバックグラウンドに対して動いているときにのみ、GWエネルギーが増幅されることを発見した.そうしないと、バックグラウンドのカーブラックホールによってエネルギーが抑制されます。この発見は、ペンローズ過程についてWaldによって発見された不等式と一致しています。現実的な天体物理学のシナリオを考慮に入れると、カーブラックホールのバックグラウンドがGWエネルギーを最大5倍に増幅できることがわかりました。
部分電離多成分プラズマにおける電離と輸送：ホットジュピター大気への応用
| Title |
Ionization_and_transport_in_partially_ionized_multicomponent_plasmas:_Application_to_atmospheres_of_hot_Jupiters |
| Authors |
Sandeep_Kumar,_Anna_Julia_Poser,_Manuel_Sch\"ottler,_Uwe_Kleinschmidt,_Wieland_Dietrich,_Johannes_Wicht,_Martin_French,_and_Ronald_Redmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03092 |
部分電離多成分プラズマにおける電離・輸送過程を研究しています。プラズマ組成は、連成質量作用法則のシステムを介して計算されます。電子輸送特性は、電子イオンおよび電子中性輸送断面積によって決定されます。電子-電子散乱の影響は、電子-イオン寄与に対する補正係数を介して考慮されます。このデータに基づいて、電気伝導率と熱伝導率、およびローレンツ数が計算されます。熱伝導率については、中性粒子の並進運動、および解離、イオン化、および再結合反応の寄与も考慮します。ホットジュピター大気に典型的な水素、ヘリウム、および少量の金属(Li、Na、Ca、Fe、K、Rb、Cs)で構成される部分的にイオン化されたプラズマにこのアプローチを適用します。密度と温度の関数としてプラズマ組成と輸送特性の結果を示し、ホットジュピターHD209458bの外側部分の典型的なP-Tプロファイルに沿って示します。電気伝導度プロファイルにより、惑星の大気中の激しい風に関連するオーミック加熱電力を修正することができます。最近のインテリアモデルによって示唆されているより高い温度は、伝導率を高め、したがってオーミック加熱パワーを、HD209458bの観察されたインフレーションを説明するのに十分大きな値に高めることができることを示しています。
ヌル無限遠近未来のヌル測地線の漸近的挙動：重力波の意義
| Title |
The_asymptotic_behavior_of_null_geodesics_near_future_null_infinity:_Significance_of_gravitational_waves |
| Authors |
Masaya_Amo,_Keisuke_Izumi,_Yoshimune_Tomikawa,_Hirotaka_Yoshino,_Tetsuya_Shiromizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03150 |
漸近的に平坦な時空におけるヌル無限遠近未来のヌル測地線の振る舞いを調査する。特に、ボンダイ座標の一定の放射状表面に接線方向に最初に放出された光子の世界線に対応するヌル測地線の漸近的な振る舞いに焦点を当てます。分析は一般的な次元で行われ、4次元の場合と高次元の場合の違いが強調されます。4次元では、漸近平坦性の条件に加えて、ヌル測地線が将来のヌル無限大に到達することを保証するために、いくつかの仮定が必要です。これらの仮定がなければ、重力波は光子がゼロ無限大に到達するのを妨げる可能性があります。対照的に、より高い次元では、そのような仮定は必要ではなく、重力波はヌル測地線の漸近的な振る舞いに影響を与えません。
ヒッグス粒子のインフレーションからのアフレック・ダインレプトン生成
標準模型をヒッグス粒子のトリプレットで拡張することにより、インフレーション、ニュートリノ質量、バリオン非対称性を同時に説明できる可能性を調査します。ニュートリノ質量は三重項ヒッグス粒子の真空期待値によって生成され、三重項と二重項ヒッグス粒子の組み合わせがインフラトンの役割を果たします。さらに、トリプレットのダイナミクス、およびその固有のレプトン数違反の相互作用は、膨張中にレプトン非対称の生成につながります。結果として生じるバリオンの非対称性、インフレーションの予測、およびニュートリノの質量は、現在の観測および実験結果と一致しています。
モジュラー $S^{}_4$ 対称性を備えた逆シーソー モデル: レプトン フレーバーの混合とウォーム ダーク マター
| Title |
Inverse_Seesaw_Model_with_a_Modular_$S^{}_4$_Symmetry:_Lepton_Flavor_Mixing_and_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Xinyi_Zhang,_Shun_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03433 |
この論文では、モジュラー$S^{}_4$対称性に基づいたニュートリノ質量とフレーバー混合の単純な逆シーソーモデルに関する体系的な調査を紹介します。2つの右巻きニュートリノと3つの追加のフェルミオンシングレットが導入され、逆シーソー機構を通じて軽いニュートリノの質量を説明し、keV質量の不毛のニュートリノを宇宙の暖かい暗黒物質の候補として提供します。重みが4以下のすべての可能なモジュラー形式を考慮すると、12のモデルが得られ、そのうちの1つは、観察されたレプトンの質量スペクトルとフレーバーの混合と非常によく一致していることがわかります。さらに、$X$線の直接検索とLyman-$\alpha$の観測結果を考慮して、ステライルニュートリノの質量と混合角度の許容範囲を調べます。ニュートリノの混合パラメータと暗黒物質の存在量のモデル予測は、将来のニュートリノ振動実験や宇宙観測で容易にテストできます。
ハイペロン混合物質におけるK中間子の凝縮に対する3バリオン力の影響
| Title |
Effects_of_three-baryon_forces_on_kaon_condensation_in_hyperon-mixed_matter |
| Authors |
Takumi_Muto,_Toshiki_Maruyama,_Toshitaka_Tatsumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03449 |
ハイペロン混合物質におけるカオン凝縮相の可能性は、カオン-バリオンおよびカオン-カオン相互作用のキラル対称性に基づいて考慮され、2体バリオン相互作用の相対論的平均場理論と組み合わされます。さらに、ストリング接合モデルにおける普遍的な3バリオン反発力と現象論的3核子引力が導入されています。カオン凝縮とハイペロンの混合の両方に起因する状態方程式の軟化は、3バリオン力の反発効果と2体バリオンバリオン相互作用の相対論効果で補償されることが示されています。後者の効果は、スカラーおよびベクトル中間子平均場の密度依存性を反映しており、飽和密度での結合エネルギーへの魅力的な3核子力の寄与によって制約されます。ハイペロン混合物質のK中間子凝縮相は、最近の大質量中性子星の観測と一致するほど硬くなる。
BSM グローバル フィット GAMBIT: ダーク マター EFT フィット
このカンファレンスペーパーでは、グローバルフィッティングフレームワークGAMBITを使用した、暗黒物質の有効場理論の最初の完全なグローバルフィットを紹介します。効果的な暗黒物質モデルの徹底的なパラメーター空間探索の結果を示します。これには、次元7までのオペレーターの一般的なセットが含まれ、暗黒物質の直接的および間接的な検出からの最新の制約、遺物豊富な要件、およびコライダーは暗黒物質候補を探します。
磁化されたカーとライスナー・ノルドストの時空におけるファラデー回転の重力アナログ
| Title |
Gravitational_analogue_of_Faraday_rotation_in_the_magnetized_Kerr_and_Reissner-Nordstr\"om_spacetimes |
| Authors |
Chandrachur_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03520 |
ファラデー回転の重力アナログは、非ゼロの重力磁場のために回転する時空で発生することが知られています。この論文では、それが均一な磁場に浸されている場合、それが「非回転」Reissner-Nordstr\"om時空でも発生することを示します。電磁場の磁場)のツイストポテンシャルとして作用し、当該時空の重力ファラデー回転を上昇させる.時空の質量がなくなっても、ツイストはまだ存在する.原理的に時空をねじることができ、光の偏光面の回転に関与する均一な磁場.これは、実際、基本的な物理学と重力のアナログモデルにいくつかの用途があるかもしれません.カーとライスナー・ノルドストの時空における磁場の影響を研究し、磁化されたカーとライスナー・ノルドストの時空における重力ファラデー回転の正確な式を導き出す.磁場が可能な限り低い次数である場合、上記の時空の重力ファラデー回転におけるソースとオブザーバーの距離の対数補正が磁場の存在の重要な結果であることを示します。天体物理学の観点から、私たちの結果は、急速に回転する崩壊した物体の強い重力領域における偏光光子の伝搬に対する(重力)磁場の影響を研究するのに役立つ可能性があります。
中性子星のクラストコア遷移：強磁場下での温度の影響
| Title |
Crust-core_transition_of_a_neutron_star:_effect_of_the_temperature_under_strong_magnetic_fields |
| Authors |
M\'arcio_Ferreira,_Aziz_Rabhi,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03590 |
マグネターの地殻‐コア遷移に及ぼす温度の影響を研究した。熱力学的なスピノーダルは、状態方程式の相対論的平均場アプローチ内の遷移領域を計算するために使用されます。強度が$5\times10^{16}$Gと$5\times10^{17}$Gの磁場が考慮されます。$10^{9}$Kを超える磁場強度では、地殻-コア遷移の拡張への影響が洗い流されることが示されていますが、次の場合でも持続する可能性があります。$5\times10^{17}$Gの磁場が考慮されます。その値より低い温度では、地殻-コア遷移に対する磁場の影響が顕著であり、温度が下がるにつれて大きくなります.地殻コア遷移密度。飽和時の対称エネルギー勾配が異なるモデルは、まったく異なる動作を示します。特に、PREX-2の最近の結果が示唆するように、大きな傾きを持つモデルは、ゼロ磁場の地殻コア遷移密度を超える非均質物質の最大4つの切断された領域の存在を予測します。
近接ネストサンプリングによる高次元ベイズモデル選択
イメージング手法は、困難なイメージングの問題を解決するために、ベイズ統計的推論戦略に依存することがよくあります。ベイズ手法をイメージングに適用するには、画像の事後分布が導出されるベイズ統計モデルを定義する、尤度関数と事前分布の指定が必要です。特定のアプリケーションに適したモデルを指定することは、特に信頼できるグラウンドトゥルースデータが利用できない場合、非常に困難な場合があります。ベイジアンモデル選択は、グラウンドトゥルースデータを参照せずに、観測データから直接最も適切なモデルを選択するためのフレームワークを提供します。ただし、ベイジアンモデルの選択には周辺尤度(ベイジアンの証拠)の計算が必要ですが、これは計算が難しく、高次元のイメージング問題での使用を禁止しています。この作業では、グラウンドトゥルースデータを参照せずに、代替ベイジアンイメージングモデルを客観的に比較するための近接ネストサンプリング手法を紹介します。この方法論は、ネストされたサンプリング、モデルの比較に特化したモンテカルロアプローチに基づいており、近接マルコフ連鎖モンテカルロ手法を活用して、大きな問題に効率的にスケーリングし、対数凹型で必ずしも滑らかではないモデル(たとえば、L1または全変動事前分布）。提案されたアプローチは、次元O(10^6)以上の問題に計算的に適用できるため、高次元の逆イメージング問題に適しています。これは、尤度が分析的に利用できる大規模なガウスモデルで検証され、その後、スパース化辞書と測定モデルのさまざまな選択肢を分析するために使用される一連の画像問題で示されます。
