宇宙原理の新しいテスト: 固有速度と大規模な異方性を独立して測定する
| Title |
A_new_test_of_the_Cosmological_Principle:_measuring_our_peculiar_velocity_and_the_large_scale_anisotropy_independently |
| Authors |
Tobias_Nadolny,_Ruth_Durrer,_Martin_Kunz_and_Hamsa_Padmanabhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05284 |
銀河分布の最大スケールの異方性への2つの重要な貢献を解くための新しいアプローチを提示します:(i)クラスタリングと異方性幾何学による固有の双極子、および(ii)私たちの特異な速度による運動学的双極子。銀河のフラックスと位置に加えて、銀河の赤方偏移と角サイズを含めると、ソース分布の固有の双極子とは無関係に、速度の方向と振幅の両方を測定できます。この新しいアプローチが将来の銀河調査(LSSTおよびEuclid)に適用され、SKA無線連続体調査により、振幅の相対誤差$\sigma(\beta)/\beta\sim1.3-4.5\%$で、方向は$\theta_{\beta}\sim0.9^{\circ}-3.9^{\circ}$で、ナンバーカウントダイポール。また、銀河の調査では、相対的な不確実性が$\lesssim5\%$(宇宙分散を除く)で本質的な大規模な異方性を測定できることもわかりました。私たちの方法は、宇宙原理の2つの同時テストを可能にします:CMB双極子と私たちの特異な速度の観測値を比較し、標準の宇宙モデルを超える効果を示す大きなスケールでの重要な固有異方性のテストです。
RSD 組分け帽子: 投影における放射状スケールの混合を解除する
| Title |
The_RSD_Sorting_Hat:_Unmixing_Radial_Scales_in_Projection |
| Authors |
Peter_L._Taylor_(JPL),_Katarina_Markovi\v{c}_(JPL),_Alkistis_Pourtsidou_(QMUL)_and_Eric_Huff_(JPL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05293 |
将来のデータセットにより、赤方偏移空間歪み(RSD)と弱い重力レンズ効果(WL)間の相互相関が可能になります。測光レンズとクラスタリングの相互相関は、これまでで最も厳しい宇宙論的制約のいくつかを提供していますが、同様のRSD/WLジョイント解析をロスレスな方法で最適に実行する方法はよく理解されていません。RSDは通常、$3D$の赤方偏移空間で測定されますが、WLは本質的に投影された信号であるため、角度統計は組み合わせ分析のための自然な選択になります。したがって、予測統計を使用して抽出できるRSD情報の量を決定します。具体的には、$3D$パワースペクトル、$P(k、\mu)$、および断層撮影$C(\)の両方を使用して、2つの異なる指(FoG)モデルを比較して、制約とモデルバイアスを予測するフィッシャー分析を実行します。エル)$。na\"ive断層投影法は大規模なスケールとモデル化が不十分な非線形ラジアルモードを混在させるため、モデルバイアスが許容できないほど大きくならずに、$3D$RSDパワースペクトルに競争上の制約を与えないことがわかりました。狭い断層撮影ビン.これに照らして、モデルのバイアスを小さく保ちながら、$3D$RSDパワースペクトルに競争上の制約をもたらす投影で放射状のRSDスケールを混合しない新しい放射状の重み付けスキームを提案します。RSDとコズミックシアの。
再電離モデルは暗黒物質の崩壊または消滅の制約に影響を与えるか?
ダークマターが崩壊または消滅すると、大量のエネルギーと粒子が宇宙プラズマに放出されます。したがって、彼らは私たちの宇宙の熱およびイオン化の歴史を変更し、宇宙マイクロ波背景放射のパワースペクトルに足跡を残す可能性があります。この論文では、暗黒物質の対消滅を例にとり、異なる再電離モデルが暗黒物質の対消滅の制約に影響を与えるかどうかを調査する.暗黒物質の消滅と星形成の両方を含むイオン化の歴史を再構築し、DMの消滅に制約を加える。最新のプランクデータ、BAOデータ、SNIa測定、UVおよびIRデータからの星形成率密度を組み合わせると、$\epsilon_0f_d$の上限は、95$\%$CLで$2.7765\times10^{-24}$になります。比較すると、星形成率密度を除いて、同じデータの組み合わせから瞬時再イオン化モデルの暗黒物質消滅も制約し、$\epsilon_0f_d$の上限は$2.8468\times10^{-24}$at95$\%$CLは、以前のモデルの結果よりも$2.5\%$高いです。これは、さまざまな再電離モデルが暗黒物質の崩壊または消滅の制約パラメータにほとんど影響を与えないことを示しています。
| Title |
Primordial_black_hole_production_during_first-order_phase_transitions |
| Authors |
Jing_Liu,_Ligong_Bian,_Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05637 |
初期宇宙で生成された原始ブラックホール(PBH)は、ダークマターを構成し、コンパクトなバイナリ合体を説明する能力について幅広い関心を集めています。一次相転移(PTs)中のPBH生成の新しいメカニズムを提案し、PBHsがモデルに依存しないPTs中に自然に生成されることを発見します。量子トンネル効果のランダム性のために、真空崩壊がハッブル体積全体で延期される可能性が常に存在します。膨張する宇宙で放射線が急速に赤方偏移している間、真空エネルギー密度は一定のままであるため、延期された真空崩壊は過密領域をもたらし、数値シミュレーションによって示されるように最終的にはPBHに崩壊します。この結果を利用して、PTからPBHとGW間の相互予測と制約を得ることができます。PBHの予測質量関数は、ほぼ単色です。私たちは2つの典型的なケースを調査し、1)PTからのPBHがすべての暗黒物質を構成し、GWが$1$Hzでピークになること、2)PTからのPBHがLIGO-Virgoコラボレーションによって観察された合体イベントを説明できることを発見しました。NANOGravコラボレーションにより検出された共通スペクトルプロセス。
Planck $E$-mode データへの Contour Minkowski Tensor と $\mathcal{D}$ 統計の適用
| Title |
Application_of_Contour_Minkowski_Tensor_and_$\mathcal{D}$_Statistic_to_the_Planck_$E$-mode_data |
| Authors |
Joby_P._Kochappan,_Aparajita_Sen,_Tuhin_Ghosh,_Pravabati_Chingangbam,_Soumen_Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05757 |
プランク衛星によって観測された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射の$E$モード偏光の統計的等方性(SI)を、2つの統計、つまり、輪郭ミンコフスキーテンソルから導出される$\alpha$推定器を使用してテストします。(CMT)、および方向性統計($\mathcal{D}$統計)。CMTから取得した$\alpha$推定量は、構造のアライメントに関する情報を提供し、ランダムフィールドのガウス性やSIなどの統計的特性を推測するために使用できます。$\mathcal{D}$統計は、フィールドによって定義されたベクトルによって示される優先方向性の検出に基づいています。低解像度コンポーネント分離されたCMB偏光のSMICA$E$モードマップの$\alpha$および$\mathcal{D}$統計を計算し、FFP10SMICAシミュレーションを使用して計算された値と比較します。$\alpha$推定量と$\mathcal{D}$統計量の両方について、プランクデータとSMICAシミュレーションの間で良い一致が見られます。
若いミニ・ネプチューンである HD 63433c からの継続的な質量損失の検出
| Title |
Detection_of_Ongoing_Mass_Loss_from_HD_63433c,_a_Young_Mini_Neptune |
| Authors |
Michael_Zhang,_Heather_A._Knutson,_Lile_Wang,_Fei_Dai,_Leonardo_A._dos_Santos,_Luca_Fossati,_Gregory_W._Henry,_David_Ehrenreich,_Yann_Alibert,_Sergio_Hoyer,_Thomas_G._Wilson,_Andrea_Bonfanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05273 |
私たちは、おおぐま座運動座の若い(440Myr)太陽類似体を周回しているHD63433c、$R=2.67R_\oplus$、$P=20.5$dミニ海王星の逃亡大気からライマン$\alpha$の吸収を検出しました。HST/STISを使用して、青い翼で$11.1\pm1.5$%の通過深度、赤の翼で$8\pm3$%の通過深度を測定します。この信号は恒星の変動によるものとは考えにくいですが、HSTによる次の2回目の訪問によって確認される必要があります。7.1d軌道上のより小さい$R=2.15R_\oplus$ミニ海王星の内惑星からのライマン$\alpha$の吸収は検出されません。Keck/NIRSPECを使用して、両方の惑星のヘリウム吸収に0.5%の上限を設定します。XMM-Newtonでホスト星のX線スペクトルとFUVフラックスを測定し、3D流体力学コードを使用して両方の惑星からの流出をモデル化します。このモデルは、仮の赤い翼の吸収を説明したり、過剰な吸収スペクトルを詳細に再現したりはしませんが、Lyman$\alpha$線の青い翼の光度曲線と惑星cのヘリウム非検出と合理的に一致します。.bからの強いライマン$\alpha$とヘリウムの吸収の予測は、観察によって除外されています。このモデルは、惑星bの質量損失のタイムスケールがはるかに短いと予測しており、bとcが根本的に異なることを示唆しています。
初期の不安定シナリオ: 木星の軌道によって説明される火星の質量
| Title |
The_early_instability_scenario:_Mars'_mass_explained_by_Jupiter's_orbit |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Nathan_A._Kaib,_Sean_N._Raymond_and_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05276 |
太陽系の巨大惑星の形成は、地球型惑星形成のプロセスを終わらせる大規模な衝突の究極の時代に先立っていた.それらの形成に続いて、巨大惑星の軌道は、動的不安定性のエピソードを通じて進化した。太陽系のいくつかの性質は、最近、このイベントが太陽の誕生から最初の100ミリ秒以内に発生する証拠として解釈されています。内惑星の最終組み立てとほぼ同時期。最近の一連の論文で、このような初期の不安定性は、地球型惑星形成の古典的な数値研究で明らかになったいくつかの問題を解決できると主張しました。つまり、火星の小さな塊と小惑星帯です。この論文では、地球と火星の形成が木星と土星の軌道の特定の進化にどの程度敏感であるかを理解するために特別に設計された一連の大規模なシミュレーションを使用して、初期の不安定シナリオを再検討します。微惑星降着の最近の高解像度シミュレーションから直接最初の地球ディスクを導き出すことにより、我々の結果は、太陽系外系を最もよく再現するシミュレーションにおいて、地球形成領域の外側で地球ディスクを切り詰める不安定性の効率に関する以前の発見を大部分確認する.さらに、私たちの研究は、太陽系の実行可能な進化経路として、初期の不安定性の枠組み内での原始的な2:1の木星-土星の共鳴を検証します。私たちのシミュレーションは、巨大惑星移動の時代における地球システムの脆弱性を明らかにしていますが、多くの実現は、多くの観測上の制約に対して精査されると、優れた太陽系類似体を生み出します。最後に、モデルが適切な水星類似体を形成できないことと、地球と金星の離心率が低いことを、将来の数値研究が解決すべき最も重要な未解決の問題として強調します。
熱ディスク風に対する自己類似ソリューションの一般的な適用可能性
熱ディスク風は多くの状況で発生し、中心星からの高エネルギー放射によって加熱された原始惑星系円盤の長期進化と分散にとって特に重要である可能性があります。この論文では、自己相似の熱風の以前のモデルを一般化します。これらは、自己矛盾のない形態と流れ変数の変化を持ち、高架からの発射の場合と非等温条件に当てはまります。これらの解は流体力学シミュレーションによってよく再現されており、中面から発射された等温風の場合と同様に、流線解が特異点に遭遇することなく無限に広がる最大マッハ数で風が発射されることがわかります。この動作は、マッハ数が低いほど空間領域が満たされないという事実に基づいて説明されます。また、重力、遠心力、または密度勾配の変化は、問題が本質的にスケールフリーではないことを意味する場合でも、流体力学シミュレーションが光蒸発原始惑星系円盤に適切な条件の範囲にわたって対応する自己相似モデルを反映していることを示します。変化したすべてのパラメーターのうち、風の基部の標高が打ち上げ速度と流れの形態に最も強く影響し、温度勾配はわずかな違いしか生じませんでした。高架ベースからの発射が、風からのNeIIラインプロファイルにどのように影響するかを調査し、ラインの半値全幅(FWHM)が視線に対して低い(高い)傾斜でから発射されたモデルと比較して増加(減少)することを発見しました。これにより、FWHMの傾斜への依存性が弱まります。
z$\sim$2.5 クエーサーからのイオン化流出の影響は、即時のその場での消光によるものではない: アルマと VLT/SINFONI からの証拠
| Title |
The_impact_of_ionised_outflows_from_z$\sim$2.5_quasars_is_not_through_instantaneous_in-situ_quenching:_the_evidence_from_ALMA_and_VLT/SINFONI |
| Authors |
J._Scholtz,_C.M._Harrison,_D.J._Rosario,_D.M._Alexander,_K.K._Knudsen,_F._Stanley,_Chian-Chou_Chen,_D._Kakkad,_V._Mainieri,_J._Mullaney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05277 |
3つの強力なz$\sim$2.5クエーサー($L_{\rmbol})の高解像度($\sim$2.4\,kpc)のALMAバンド7観測(rest-frame$\lambda\sim250\mu$m)を示します。=10^{47.3}$-$10^{47.5}$ergss$^{-1}$).これらのターゲットは、[O~{\sciii}]放出で追跡された流出の位置での狭いH$\alpha$放出の空洞に基づいて、星形成が抑制された証拠を示すと以前に報告されています。ここでは、ALMAの観測とVLT/SINFONIデータの再分析を組み合わせて、レストフレームの遠赤外線放出、H$\alpha$放出、[O~{\sciii}]放出をマッピングします。すべてのターゲットで、銀河全体で高速[O~{\sciii}]ガス(つまり、W80$\sim$1000--2000\,km\,s$^{-1}$)を観測しています。AGN関連プロセスからの汚染のないH$\alpha$排出は特定していません。ただし、SED分析に基づいて、アルマのデータには、3つのシステムのうち2つのシステムで、ダストに覆われた星形成成分が含まれていることがわかりました。このダスト放出は、核領域で$\約$1.5--5.5\,kpcに広がっていることがわかっており、以前に報告されたH$\alpha$空洞と重なり、[O~{\sciii}]流出。要約すると、データの解像度と感度の限界内では、流出によって直接引き起こされたその場での星形成の瞬間的な停止の証拠は見られません。ただし、以前の研究の結論と同様に、私たちの測定された星形成率に基づいて、グローバルなホスト銀河の星形成が、これらの巨大な黒の成長中のクエーサーエピソードの累積効果によって、より長い時間スケールで抑制される可能性があることを除外しません。穴。
高い [OIII]/[CII] 表面輝度比は、初期のスターバースト銀河をトレースします
ケニカットとシュミットの関係(「バースト性」パラメータ$\kappa_s$で定量化)、ガス金属量($Z$)、密度($n$)からの逸脱が観測された[OIII]88$\に与える影響を研究します。mu$m/[CII]158$\mu$m$z\約6-9$の9つの銀河における表面輝度比($\Sigma_{[OIII]}/\Sigma_{[CII]}$)。最初に、データをズームイン宇宙シミュレーションと比較することにより、測定された$\Sigma_{[OIII]}/\Sigma_{[CII]}$比率の可能なバイアスについて議論し、次にマルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを使用して最良($\kappa_s,Z,n$)の値に適合します。(i)$\Sigma_{[OIII]}/\Sigma_{[CII]}$の最も強い依存性は$\kappa_s$にあることがわかります。(ii)高い比率は、ガス枯渇時間の短いスターバースト銀河を特定します($t_{dep}=6-49\,\rmMyr$)。(iii)密度への二次的な依存性が発見され、$\Sigma_{[OIII]}/\Sigma_{[CII]}$は[OIII]臨界密度が低い結果として$n$と反相関します。(iv)レシオは$Z$への依存度が低いだけです。9つの銀河は著しく濃縮されており(Z=0.2-0.5$Z_\odot$)、高密度($n=10^{1-3}{\rmcm}^{-3}$)です。これは、星間物質の急速な濃縮が予想されるスターバーストシナリオをさらにサポートします。
適応環境におけるSPH粒子の投影
固定グリッド上に滑らかなフィールドを再構築することは、さまざまな現実世界の観測と直接比較するために必要なステップです。SPHデータを固定グリッドに投影することは、適応環境では困難になります。一部の粒子はグリッドサイズをはるかに下回るスムージング長を持ち、他の粒子は数千ピクセルで解決されます。この論文では、グリッドサイズ未満の粒子をフィールドのモンテカルロトレーサーとして扱う一般的なアプローチが重要な再構成エラーにどのようにつながるかを示します。高解像度の事前計算されたカーネルを使用してグリッドサイズよりも小さい粒子がグリッドに「ブリット」され、グリッドサイズに近い粒子がサブサンプリングされる新しい方法を提案します。グリッドサイズ。
APOGEE と Gaia のデータを用いた天の川の動的モデル
| Title |
Dynamical_model_of_the_Milky_Way_using_APOGEE_and_Gaia_data |
| Authors |
Maria_Selina_Nitschai_(1),_Anna-Christina_Eilers_(2),_Nadine_Neumayer_(1),_Michele_Cappellari_(3)_and_Hans-Walter_Rix_(1)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_(3)_Sub-department_of_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05286 |
$5.0\leqR\leq19.5$kpc間の銀河中心半径全体のGaiaEDR3とAPOGEEデータを組み合わせたデータセットから、天の川ディスクの動的モデルを構築します。星の速度と速度分散をモデル化するために、球形に整列したジーンズの異方性法を利用します。以前の作業に基づいて、私たちのモデルは、データセットの拡張により、より大きな銀河中心半径に拡張されたキネマティックマップに適合し、銀河円盤の外側の領域をプローブします。私たちの最適な動的モデルは、ダークマターハローの対数密度勾配が$\alpha_{\rmDM}=-1.602\pm0.079_{\rmsyst}$であり、ダークマター密度が$\rho_{\rmであることを示唆しています。DM}(R_{\odot})=(8.92\pm0.56_{\rmsyst})\times10^{-3}$M$_{\odot}$pc$^{-3}$($0.339\pm0.022_{\rmsyst}$GeVcm$^{3}$).太陽半径$v_{\rmcirc}=(234.7\pm1.7_{\rmsyst})$kms$^{-1}$で円速度を推定し、半径が大きくなるにつれて減少します。総質量密度は$\rho_{\rmtot}(R_{\odot})$=$(0.0672\pm0.0015_{\rmsyst})$M$_{\odot}$pc$^{-3}$$\alpha_{\rmtot}$=$-2.367\pm0.047_{\rmsyst}$の勾配を持つ$5\leqR\leq19.5$kpcで、合計表面密度は$\Sigma(R{_\odot},|z|\leq$1.1kpc)=$(55.5\pm1.7_{\rmsyst})$M$_{\odot}$pc$^{-2}$.統計誤差は小さいですが、導出された量の誤差バジェットは、3～7倍大きな系統的不確実性によって支配されます。これらの値は以前の決定と一致していますが、天の川円盤のより広い空間範囲をカバーする拡張データセットにより、系統的な不確実性は減少しています。さらに、結果として得られるモデルに対する非軸対称の特徴の影響をテストし、フレアリングディスクモデルが調査結果をどのように変化させるかを分析します。
低表面輝度銀河の固有形状: LSBG 形成メカニズムの判別式
| Title |
The_Intrinsic_Shapes_of_Low_Surface_Brightness_Galaxies:_a_Discriminant_of_LSBG_Formation_Mechanisms |
| Authors |
Erin_Kado-Fong,_Mihai_Petrescu,_Majid_Mohammad,_Johnny_Greco,_Jenny_E._Greene,_Elizabeth_A._K._Adams,_Song_Huang,_Lukas_Leisman,_Ferah_Munshi,_Dimitrios_Tanoglidis,_Jordan_Van_Nest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05288 |
HyperSuprime-Camスバル戦略プログラム(HSC-SSP、781個の銀河)、DarkEnergySurvey(DES、20977個の銀河)、およびLegacySurvey(HI検出によって選択された)から作成された低表面輝度銀河(LSBG)サンプルを使用します。AreciboLegacyFastALFASurvey,188galaxies)では、低表面輝度銀河集団の固有の形状分布を推測します。LSBGサンプルを構築する際に採用された表面輝度カットの影響を考慮に入れるために、形状推定で投影された楕円率と見かけの表面輝度の両方を同時にモデル化します。LSBGサンプルは、赤と青のLSBGの間に有意差がなく、扁平な回転楕円体によってよく特徴付けられていることがわかります。この推定された形状分布は、超拡散銀河団のサンプルについて行われた同様の推定とよく一致しており、環境は低表面輝度銀河の固有の形状を決定する上で重要な役割を果たしていないことを示しています。また、LSBGは、同様に質量の高い表面輝度のd星よりも厚くなっているといういくつかの証拠も見つけました。結果を現代の宇宙論シミュレーションからの固有形状測定値と比較し、観測されたLSBG固有形状がそのような銀河の形成経路にかなりの制約を課すことを発見しました。特に、星形成の大きな半径への移行によるLSBGの生成は、我々の観測結果とよく一致する固有の形状を生成します。
Radio Galaxy IC 4296 の糸、リボン、リング
| Title |
Threads,_Ribbons,_and_Rings_in_the_Radio_Galaxy_IC_4296 |
| Authors |
J._J._Condon_(1),_W._D._Cotton_(1_and_2),_S._V._White_(3),_S._Legodi_(2),_S._Goedhart_(2),_K._McAlpine_(2),_S._M._Ratcliffe_(2_and_4)_and_F._Camilo_(2)_((1)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(2)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_Department_of_Physics_and_Electronics,_Rhodes_University,_(4)_Tsolo_Storage_Systems) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05340 |
近くの楕円銀河IC4296は、典型的なFRIコア/ジェット/ローブ形態を持つ大きな(510kpc)低光度電波源を生成しました。新しい1.28GHzMeerKAT連続画像の輝度感度、ダイナミックレンジ、角度分解能の前例のない組み合わせにより、スレッド、リボン、リングと呼ばれる印象的な新しい形態学的特徴が明らかになります。ねじ山は、らせん状のケルビン・ヘルムホルツの不安定性が主な無線ジェットを妨害する場所に発生する、かすかな狭い放射の特徴です。リボンは、ジェットとローブの間の滑らかな領域であり、圧力平衡状態になった以前の活動によって動力を与えられたジェットの遺物であるように見えます。ローブの外側部分の渦輪とその逆流は、直線の外側のジェットとリボンが視線から$i=60\pm5^\circ$だけ傾いていることを示しています。核の近くの傾斜角のガス力学的な推定。
宇宙論シミュレーション内の局所銀河群の銀河の化学存在量パターン
| Title |
Chemical_abundance_patterns_in_Local_Group_galaxies_within_cosmological_simulations |
| Authors |
L._Biaus_(1),_C._Scannapieco_(1),_S._E._Nuza_(2_and_1)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05361 |
調和宇宙論の文脈では、宇宙の構造形成は、原始密度場の小さな摂動の重力効果による増幅の結果です。その結果、ダークマターハローと呼ばれる構造が形成され、そこでガスが崩壊して星が形成され、銀河が誕生します。数値シミュレーションは、銀河の形成と進化の理論的研究における重要なツールです。現在の作業では、ローカルグループの最先端の宇宙シミュレーションにおける化学濃縮モデルの実装について説明します。シミュレーションには、最も関連性の高い物理プロセスのサブグリッドモデルが含まれます。私たちは、私たちのいる天の川銀河と同様のビリアル質量を持つ2つの銀河の化学的および形態学的進化を分析します。星の構成要素(ディスク、バルジ、ハロー)のそれぞれについて、それらの形成の歴史と化学的進化の間のリンクを確立します。$\alpha$元素(O、Mg、Si)の濃縮は、進化の初期段階で発生することがわかりました。主な生産者は、II型超新星爆発で一生を終える短命の星だからです。Ia型超新星や漸近巨星分枝の星の風が発生するにつれて、残りの元素が徐々に汚染されます。
星形成銀河の乱流を引き起こす主なメカニズム
| Title |
The_major_mechanism_to_drive_turbulence_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
Xiaoling_Yu,_Fuyan_Bian,_Mark_R._Krumholz,_Yong_Shi,_Songlin_Li,_Jianhang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05474 |
高赤方偏移銀河で観測された高速分散を解釈するために、重力不安定駆動輸送と恒星フィードバックという2つの競合するモデルが提案されています。xCOLDGASS調査からの銀河のサンプルを使用して、星形成銀河の乱気流を駆動する主要なメカニズムを研究します。提案されたモデル。広視野スペクトログラフ(WiFeS)面分光(IFS)観測を実行して、これらの銀河の固有のガス速度分散、円速度、および軌道周期を測定します。SFR、速度分散、ガス分率の関係をこれら2つの理論モデルの予測と比較すると、私たちの結果は、輸送とフィードバックの両方を星間物質の乱れのドライバーとして含むモデルと最も一致していることがわかります。対照的に、恒星からのフィードバックだけが乱気流を引き起こすモデルは、私たちの銀河で観測された速度分散を過小評価し、ガス比率で観測された傾向を再現しません。したがって、これらの観測は、重力の不安定性が、高赤方偏移と高SFR銀河の乱気流に大きく寄与しているという考えを支持しています。
KMOS 銀河進化調査 (KGES): 過去 10 Gyr における星形成銀河の角運動量
| Title |
The_KMOS_Galaxy_Evolution_Survey_(KGES):_the_angular_momentum_of_star-forming_galaxies_over_the_last_~10_Gyr |
| Authors |
A._L._Tiley,_S._Gillman,_L._Cortese,_A._M._Swinbank,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_C._M._Harrison,_I._Smail,_D._Obreschkow,_S._M._Croom,_R._M._Sharples,_A._Puglisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05511 |
KMOS銀河進化調査(KGES)、$K$バンドマルチオブジェクトスペクトログラフ(KMOS)による、288$K$バンド選択銀河からのH$\alpha$および[NII]放射の研究である$1.2\lesssimを紹介します。z\lesssim1.8$、星の質量は$\log_{10}(M_{*}/\rm{M}_{\odot})\約$9-11.5の範囲。この論文では、調査設計について説明し、サンプルを提示し、KGES銀河の主要な特性について議論します。KGESを、KMOSRedshiftOneSpectroscopicSurvey(KROSS)およびSAMIGalaxySurveyからのより低い赤方偏移で適切に一致させたサンプルと組み合わせます。サンプルの選択、データ品質、調査間の分析手法の影響を考慮して、$z\約1.5$、$\約1$、$\約0$での星形成銀河の運動学的特徴と角運動量の内容を調べます。我々は、赤方偏移ではなく、恒星の質量が、$z\lesssim1.5$の星形成銀河における円盤の割合と最も強く相関していることを発見した。恒星の質量が固定されたz\about0.04$。さらに、典型的な星形成銀河は、比角運動量と星の質量の間で、赤方偏移に関係なく、同じ中央値の関係に従います。関係の正規化は、銀河の運動学がどの程度円盤状であるかにより強く依存します。これは、大規模な星形成ディスクが、私たちの研究に含まれる$\約$10Gyr全体で非常に類似した方法で形成され、銀河の角運動量とそのハローの間の推定されるリンクが、星の質量と赤方偏移の間で大幅に変化しないことを示唆していますこの作品で調べた範囲。
拡張 UV (XUV) 円盤銀河 NGC 2541、NGC 5832 および ESO406-042 の UV および HI 特性の比較
| Title |
A_Comparison_of_the_UV_and_HI_Properties_of_the_Extended_UV_(XUV)_Disk_Galaxies_NGC_2541,_NGC_5832_and_ESO406-042 |
| Authors |
M._Das,_Yadav,_J.,_Patra,_N.,_Dwarakanath,_K.S.,_McGaugh,_S.S.,_Schombert,_J.,_Rahna,_P.T.,_and_Murthy,_J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05520 |
UVITとGMRTで観測した3つの拡張UV(XUV)銀河のUV研究を紹介します。XUV銀河は、ディスクの表面密度が星形成のしきい値を下回っている領域で、光学ディスクをはるかに超えたフィラメント状または拡散的な星形成を示します。GALEXの観測によると、近くの渦巻銀河の30%にXUVディスクがあることが驚くべきことにわかりました。XUV銀河は、タイプ1とタイプ2のXUVディスクに大別できます。タイプ1のXUVディスクには、メインディスクの星形成と関連した星形成があり、UV放射は、拡張されたフィラメント状の渦状腕として現れます。UVの光度は、拡張された渦状腕に沿ったコンパクトな星形成領域に関連付けられています。星の形成は、おそらく近くの銀河または銀河間媒体(IGM)からのゆっくりとしたガスの降着によって引き起こされます。しかし、タイプ2のXUVディスクには、銀河の光学半径の近くでしばしば切り捨てられる外側の低光度の星ディスクに関連する星形成があります。タイプ2XUVディスクの星ディスクの性質は、低表面輝度銀河の拡散星ディスクの性質に似ています。タイプ2XUVディスクの星形成は、近くの高速雲(HVC)、相互作用銀河またはIGMからの急速なガスの降着またはガスの流入によるものと考えられています。この論文では、2つのタイプ2銀河と1つの混合XUVタイプ銀河のXUV領域の星形成特性を調査し、それらを円盤内の中性水素(HI)放出と比較します。NGC2541、NGC5832、ESO406-042のUVIT(FUVおよびNUV)観測の予備的な結果と、それらのHI放出のGMRT観測を示します。UV放出形態を記述し、星形成率を推定し、これらのタイプ2および混合XUV銀河のHI分布と比較します。
XGBoost による星、銀河、クエーサーとしての BASS DR3 ソースの識別
| Title |
Identification_of_BASS_DR3_Sources_as_Stars,_Galaxies_and_Quasars_by_XGBoost |
| Authors |
Changhua_Li,_Yanxia_Zhang,_Chenzhou_Cui,_Dongwei_Fan,_Yongheng_Zhao,_Xue-Bing_Wu,_Boliang_He,_Yunfei_Xu,_Shanshan_Li,_Jun_Han,_Yihan_Tao,_Linying_Mi,_Hanxi_Yang,_Sisi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05563 |
2019年に北京-アリゾナスカイサーベイ(BASS)データリリース3(DR3)カタログがリリースされました。これには、2015年1月から2019年3月までのすべてのBASSおよびモザイクzバンドレガシーサーベイ(MzLS)の観測からのデータが含まれています。ソース。BASSDR3をスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)およびラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡(LAMOST)のスペクトルデータベースと交差適合させて、既知のサンプルの分光クラスを取得します。次に、サンプルはALLWISEデータベースと照合されます。サンプルの光学および赤外線情報に基づいて、XGBoostアルゴリズムを使用して、バイナリ分類とマルチクラス分類を含むさまざまな分類器を構築します。最良の入力パターンを使用したこれらの分類器の精度は、90.0%を超えています。最後に、BASSDR3カタログで選択されたすべてのソースがこれらの分類子によって分類されます。個々のソースの分類ラベルと確率は、さまざまな分類子によって割り当てられます。二値分類による予測結果が、光情報と赤外線情報による多クラス分類と同じ場合、星、銀河、クエーサーの候補数は、それぞれ12375838(P_S>0.95)、18606073(P_G>0.95)、798928(P_Q>0.95)。赤外線情報がないこれらの光源については、予測結果を参考にすることができます。これらの候補は、LAMOST、DESI、またはフォローアップ観察のための他のプロジェクトの入力カタログとして使用できます。分類された結果は、BASSDR3ソースの将来の研究に非常に役立ち、参考になります。
IRAS 16293-2422 A1 の流出の原始星付近の起点における回転運動
| Title |
Rotating_Motion_of_the_Outflow_of_IRAS_16293-2422_A1_at_its_Origin_Point_near_the_Protostar |
| Authors |
Yoko_Oya,_Yoshimasa_Watanabe,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_C\'ecilia_Ceccarelli,_Bertrand_Lefloch,_Cecile_Favre,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05615 |
クラス0原始星IRAS16293$-2422ソースAは、複雑な流出構造を処理するバイナリシステム(A1およびA2)または複数のシステムであることが知られています。この光源は、C$^{34}$S、SO、OCSラインの3.1mmでAtacamaLargeMillimeter/submmimeterArray(ALMA)で観測されています。この光源の下部構造は、連続体放出の高角度分解能観測(0\farcs12;20au)によって追跡されます。2\arcsec\スケールでの北西-南東(NW-SE)の流出は、SO($J_N$=$2_2$--$1_1$)ラインで検出されます。SO分布の形態に基づいて、この双極流出構造は、原始星A1とその星周円盤、またはソースAの円周構造に由来すると考えられます.NW-SE流出の回転運動は、SOおよびOCS排出で検出されます.流出するガスの比角運動量は$(8.6-14.3)\times10^{-4}$kms$^{-1}$pcと評価されます。この流出の駆動源が原始星A1とその星周円盤である場合、これは円盤構造の比角運動量を引き出す潜在的なメカニズムとなり得る。これらの結果は、このソースの流出起動メカニズムのヒントになる可能性があります。さらに、IRAS16293$-2422ソースAの複雑な構造を解決するための重要な手がかりを提供してくれます。
2 つのルミナス クエーサーの残響マッピング: ブロード ライン領域構造とブラック ホールの質量
| Title |
Reverberation_Mapping_of_Two_Luminous_Quasars:_the_Broad-line_Region_Structure_and_Black_Hole_Mass |
| Authors |
Sha-Sha_Li,_Sen_Yang,_Zi-Xu_Yang,_Yong-Jie_Chen,_Yu-Yang_Songsheng,_He-Zhen_Liu,_Pu_Du,_Bin_Luo,_Zhe_Yu,_Chen_Hu,_Bo-Wei_Jiang,_Dong-Wei_Bao,_Wei-Jian_Guo,_Zhi-Xiang_Zhang,_Yan-Rong_Li,_Ming_Xiao,_Kai-Xing_Lu,_Luis_C._Ho,_Jing-Min_Bai,_Wei-Hao_Bian,_Jes\'us_Aceituno,_Takeo_Minezaki,_Mitsuru_Kokubo,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05655 |
ブロードライン領域(BLR)サイズの高光度端に位置する、PG~0923+201とPG~1001+291の2つの発光クエーサーの複数年にわたる分光学的および測光的モニタリングキャンペーンの結果を報告します。$10^{45}~{\rmerg~s^{-1}}$を超える光度との光度の関係。PG~0923+201は初めて監視され、PG~1001+291は以前に監視されましたが、キャンペーンの時間ベースラインははるかに長くなります。H$\beta$、H$\gamma$、Fe{\scii}ラインの幅広いバリエーションのタイムラグを、5100~{\AA}連続体のラインと比較して検出します。PG~0923+201のH$\beta$の速度分解遅延マップは、ケプラー円盤のような運動と流出が混在する複雑な構造を示しており、PG~1001+291のH$\beta$のマップは、ケプラー円盤のような動きのサイン。$f_{\rmBLR}=1$の約数とFWHMの線幅を仮定すると、ブラックホールの質量は$118_{-16}^{+11}\times10^7M_{\odot}$PG~0923+201および$3.33_{-0.54}^{+0.62}\times10^7M_{\odot}$PG~1001+291の場合。それぞれの降着率は、$0.21_{-0.07}^{+0.06}\timesL_{\rmEdd}\,c^{-2}$および$679_{-227}^{+259}\timesと推定されます。L_{\rmEdd}\,c^{-2}$は、PG~0923+201がエディントン準降着者であり、PG~1001+291が超エディントン降着者であることを示しています。PG~0923+201のH$\beta$タイムラグはサイズと光度の関係と一致しますが、PG~1001+291のタイムラグは大きな偏差を示し、高輝度AGNではBLRサイズが両方に依存することを確認します。光度とエディントン比。単一のAGNスペクトルからのブラックホールの質量推定値は、この効果を考慮に入れないと、高光度と赤方偏移で過大評価されます。
文献と CALIFA 調査データに基づく HII 領域におけるヘリウムの豊富さの実証的キャリブレーション
| Title |
An_Empirical_Calibration_of_the_Helium_Abundance_in_HII_Regions_based_in_Literature_and_CALIFA_Survey_data |
| Authors |
M._Valerdi,_J._K._Barrera-Ballesteros,_S._F._S\'anchez,_C._Espinosa-Ponce,_L._Carigi_and_A._Mej\'ia-Narv\'aez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05788 |
ヘリウムは、宇宙で2番目に一般的な化学種です。ヘリウムの存在量の研究は、銀河の化学進化を解明する可能性を秘めています。この研究では、輝線フラックス比Heに基づいて、単一イオン化ヘリウム存在量の経験的キャリブレーションを提供します:$12+\log_{10}({\rmHe}^+/{\rmH}^+)$$_{\lambda5876}$/H$\alpha$文献から編集された銀河および銀河系外HII領域から。このキャリブレータに基づいて、我々は、CALIFA調査からの近くの宇宙を代表する銀河に位置するHII領域の大規模なサンプルにおけるヘリウムの存在量を初めて調査しました。さらに、このキャリブレータにより、酸素の存在量に対するヘリウムの存在量の変化を調べることができます。観測された傾向は、MW銀河のインサイドアウトモデル(銀河の分解傾向と全体的な傾向との関係を強調する)によって観測されたものと同様の質量/酸素存在量による化学的濃縮の変化と一致しています。私たちのキャリブレーターは、kpcスケールでヘリウムの存在量を推定し、化学進化モデルを制約するための経験的プロキシを提供します。
原始惑星系円盤におけるガス粒子化学に対するサイズ依存粒子温度の影響: 低質量の星形ディスクの場合
| Title |
Impact_of_Size-dependent_Grain_Temperature_on_Gas-Grain_Chemistry_in_Protoplanetary_Disks:_the_case_of_low_mass_star_disks |
| Authors |
S._Gavino,_A._Dutrey,_V._Wakelam,_S._Guilloteau,_J._Kobus,_S._Wolf,_W._Iqbal,_E._Di_Folco,_E._Chapillon,_V._Pi\'etu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05888 |
粒子の表面化学は、若い星の周りの原始惑星系円盤の組成の鍵です。穀物の温度は、そのサイズによって異なります。この温度依存性がディスクの化学的性質に与える影響を評価します。16の異なる粒子サイズの適度に大きなディスクをモデル化します。POLARISを使用して、ダスト粒子の温度と局所的なUVフラックスを計算します。三相天体化学コードNAUTILUSを使用して化学をモデル化します。フォトプロセスは、周波数に依存する断面積と、自己および相互シールドを考慮した新しい方法を使用して処理されます。マルチグレインモデルの出力は、同等の温度について2つの異なる仮定を置いて、シングルグレインサイズモデル(0.1$\mu$m)の出力と比較されます。平衡温度でのLangmuir-Hinshelwood(LH)メカニズムは、3～4のスケール高($H$)でH$_2$を形成するには効率的ではなく、H$_2$をモデル化する確率的方法にパラメトリックフィットを採用する代わりにフォーメーション。分子層組成(1-3$H$)は、残りのH原子の量に依存することがわかりました。単一粒子モデルと多粒子モデル間の分子表面密度の違いは、主に1.5$H$を超えるものによるものです。100天文単位では、冷たい粒子のモデルはミッドプレーンでH$_2$OとCH$_4$の氷を生成し、暖かいものはより多くのCO$_2$の氷を生成します。表面。複雑な有機分子(COM)の生成は、マルチグレインモデルでより暖かい穀物が存在することによって強化されます。粒子の成長とダストの沈降を模倣した単一粒子モデルを使用しても、ガス粒子化学の複雑さを再現できません。単一粒子サイズの化学モデルは、採用された粒子温度に敏感であり、期待されるすべての効果を説明することはできません。雪面の空間的な広がりは、穀物温度の範囲に起因すると予想されます。効果の振幅はダストディスクの質量に依存します。
PSR J0740+6620 半径制約が高密度物質の性質に与える影響
NICERおよびXMM-Newton天文台による、最も大きな既知のパルサーであるPSRJ0740+6620のX線パルスプロファイルモデリングは、最近、その半径の測定につながりました。ガウス過程に基づくノンパラメトリックEoSモデルを採用し、中性子星の他のX線、電波、重力波観測からの情報を組み合わせて、中性子星の状態方程式に対するこの測定の意味を調査します。私たちの分析は、ベイズ因子が6.4の強い相転移のプロキシである、質量半径の関係で切断されたハイブリッドスターブランチをサポートする状態方程式をやや嫌っています。複数の安定したブランチを持つEoSの場合、ハドロンからハイブリッドブランチへの移行質量は、($1,2$)$M_{\odot}$の外側に制限されます。また、中性子星のコア内部で等角音速限界が破られていることもわかりました。これは、コア物質が強く相互作用していることを意味します。2乗された音速は、90%の信頼性で、最大$0.79^{+0.21}_{-0.26}c^2$で$3.51^{+2.30}_{-1.76}$核飽和密度に達します。重力波観測を除くすべての観測では比較的硬いEoSが好まれるため、PSRJ0740+6620の中心密度はわずか$3.0^{+1.6}_{-1.6}$と核飽和度の積であり、冷たい非回転中性子の観測によって探査される密度範囲を制限$\beta$-均衡の星。
天体物理学および実験室ジェットのコリメート伝搬の原因
| Title |
The_collimated_propagation_causes_of_astrophysical_and_laboratory_jets |
| Authors |
I._Kalashnikov,_A._Dodin,_I._Il'ichev,_V._Krauz,_V._Chechetkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05352 |
Zピンチ設備を使用すると、よく制御された診断可能な実験室での実験を実行して、若い星からのジェットのスケーリングパラメーターに近いスケーリングパラメーターで実験室ジェットを研究できます。これにより、天体観測では到達できないプロセスを観察することができます。このような実験はPF-3施設(「プラズマフォーカス」、クルチャトフ研究所)で行われ、放出されたプラズマ放出はドリフトチャンバーに沿って環境中を1メートルの距離で伝播します。この論文は、ヘリウムを使った実験の結果を示しており、2回の放出が連続して観測されました。これらの結果の分析は、最初の超音速放出の通過後、その後の放出が実質的に環境抵抗を経験せず、コリメートされて伝播するため、いわゆる真空トレースと呼ばれる低濃度領域がその背後に形成されることを示唆しています.論文に示された2回の噴出の伝播の数値モデリングは、この観点を裏付けています。天体物理学的放出のスケーリング則と適切な数値シミュレーションを使用して、この効果は若い星のジェットにも重要であることが示されています。
HARM3D+NUC: 連星中性子星合体の合体後のフェーズを、GRMHD、表形式の EOS、ニュートリノ漏れでシミュレートするための新しい方法
| Title |
HARM3D+NUC:_A_new_method_for_simulating_the_post-merger_phase_of_binary_neutron_star_mergers_with_GRMHD,_tabulated_EOS_and_neutrino_leakage |
| Authors |
Ariadna_Murguia-Berthier,_Scott_C._Noble,_Luke_F._Roberts,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Leonardo_R._Werneck,_Michael_Kolacki,_Zachariah_B._Etienne,_Mark_Avara,_Manuela_Campanelli,_Riccardo_Ciolfi,_Federico_Cipolletta,_Brendan_Drachler,_Lorenzo_Ennoggi,_Joshua_Faber,_Grace_Fiacco,_Bruno_Giacomazzo,_Tanmayee_Gupte,_Trung_Ha,_Bernard_J._Kelly,_Julian_H._Krolik,_Federico_G._Lopez_Armengol,_Ben_Margalit,_Tim_Moon,_Richard_O'Shaughnessy,_Jes\'us_M._Rueda-Becerril,_Jeremy_Schnittman,_Yossef_Zenati,_Yosef_Zlochower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05356 |
最初の二元中性子星合体は、重力波ですでに検出されています。この信号には、放射性核の崩壊によって動力を与えられたキロノバ成分を含む電磁気的な対応物と、短い$\gamma$線バーストが伴っていた。放射能を利用した信号を理解するためには、合併後の円盤からの流出と元素合成をシミュレートする必要があります。ディスクをシミュレートして流出の組成を予測するには、現実的な有限温度状態方程式(EOS)を含み、ニュートリノの影響を自己矛盾なく計算する一般相対性理論の磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションが必要です。この作業では、有限温度EOSの実装と、HARM3Dに基づくGRMHDコードHARM3D+NUCでのニュートリノの処理について詳しく説明します。有限温度EOSとニュートリノ漏洩スキームの両方の正式なテストが含まれています。中性子星合体後の公開された残骸ディスクの条件と同様の条件が与えられた場合、自由な核子の再結合による中性子豊富な組成と熱風の励起の両方を再現することを示すことにより、コードをさらにテストします。
異常な弱線クエーサー PG1407+265 とその前景 z~0.7 X 線クラスター
| Title |
The_Unusual_Weak-Line_Quasar_PG1407+265_and_its_Foreground_z~0.7_X-ray_Cluster |
| Authors |
Jonathan_C._McDowell,_Aneta_Siemiginowska,_Matthew_Ashby,_Katherine_Blundell,_and_Luigi_C._Gallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05389 |
奇数$z=0.96$弱線クエーサーPG1407+265の新しい観測を提示し、$z=0.68$X線クラスターであるCXOUJ140927.9+261813の発見を報告します。ほぼ40年にわたるアーカイブX線測光は、PG1407+265が年単位のタイムスケールで1dexレベルで変動することを明らかにしています。Vバンドの変動は、0.1等未満の振幅で存在します。PG1407+265の輝線特性はまた、エディントン付近または超エディントン降着による強力な流入または流出の明確な証拠を明らかにしており、$10^{48}$ergs$^{-1}$のオーダーの機械的光度を持っています。.この天体を中心とした私たちのフォローアップ{\slChandra}露出は、およそ1'x1'.5の範囲のフォアグラウンド$z=0.68$クラスターを明らかにし、PG1407+265の東にオフセットされており、$z=とほぼ一致しています。0.68$電波銀河FIRSTJ140927.8+261818。この非クールコアクラスターは、PG1407+265のX線フラックスの約10\%を占め、$(0.6-5.5)\times10^{14}M_\odot$の質量を持ち、X線ガス($2.2-4.3$)keVの温度。クエーサーの投影位置は、クラスターの推定アインシュタイン半径の約2倍にあるため、クラスターによるレンズ作用はクエーサーの異常な特性を説明する可能性は低いです。また、クエーサーの赤方偏移を中心とした2番目のクラスターの証拠についても議論します。
機能主成分分析による Pan-STARRS 3Pi 調査における ICRF3 クエーサーの光学的変動
| Title |
Optical_variability_of_ICRF3_quasars_in_the_Pan-STARRS_3Pi_survey_with_functional_principal_components_analysis |
| Authors |
C.T._Berghea,_V.V._Makarov,_K._Quigley_and_B._Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05399 |
データリリース2の一部として公開された、5つの波長バンドg、r、i、z、yの2863光学ICRF3対応物についてのPan-STARRS3Pi調査からの個別(エポック)検出データを利用します。機能的主成分分析に基づいて、これらのまばらで不規則にサンプリングされたデータのために開発されました。特定の正則化と正規化の制約により、通過帯域とオブジェクト間の変動振幅と平均振幅の均一で互換性のある推定値を取得できます。異なる波長での特定のオブジェクトに対する光度曲線の親和性に関する最初の仮定が、サンプルの数パーセントで破られていることがわかりました。二乗平均平方根変動の振幅の分布は、小さい値に向かって大きく歪んでおり、約0.1等でピークに達し、尾は2等まで伸びています。統計的には、変動性が最も低いのはrバンドで、最大の変動は最も赤いyバンドです。サンプルの57%で、yの振幅がgの振幅よりも大きい、小さな「より赤くなった」効果が存在します。変動性と赤方偏移の依存性は、zとともに赤方偏移3に向かって大きく減少することを示しています。電波の大きなICRF3クエーサーの色は、5つの通過帯域内で最も明るい輝線の出現によって支配される複雑な波状パターンの赤方偏移と相関しています。
2017 年の Mrk 421 の相関パターンとコンプトン優勢変動の調査
| Title |
Investigation_of_the_correlation_patterns_and_the_Compton_dominance_variability_of_Mrk_421_in_2017 |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_M._Artero,_K._Asano,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_O._Blanch,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_S._M._Colak,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_M._Doro,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_G._Ferrara,_M._V._Fonseca,_L._Font,_C._Fruck,_S._Fukami,_et_al._(228_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05516 |
マルチバンドフラックス相関に特に焦点を当てて、パラダイムTeVブレーザーMrk421の広帯域放射の詳細な特性と理論的解釈を提示します。データセットは、2016年12月から2017年6月にかけて開催された大規模な多波長キャンペーンを通じて収集されました。関連する機器は、MAGIC、FACT、Fermi-LAT、Swift、GASP-WEBT、OVRO、Medicina、およびMets\"ahoviです。さらに、MAGICとNuSTARの同時観測による4つの深い露出(数時間)により、落下の正確な測定が可能になりました。2つのスペクトル成分のセグメント.非常に高エネルギー(VHE;E>100GeV)のガンマ線とX線は、ゼロタイムラグで正の相関がありますが、相関の強度と特性は、さまざまなエネルギーバンド間で大幅に変化します。VHE対X線束は異なるパターンに従いますが、これは部分的には、X線束の同時増加(つまり、オーファンガンマ線の活動)を伴わない数日間のコンプトン優勢の大幅な変化によるものです。NuSTARの観測を含む数日間の分布(SED)から、これらの変化は、時間の経過とともにサイズが大きくなるブロブを含む1ゾーンレプトンモデル内で説明できることを示しています。3シグマより高い有意性で、UV/光学とX線の間の反相関のnts。2017年2月4日に観測されたVHEフレアは、複数時間のタイムスケールでガンマ線の変動を示し、TeVフラックスが10倍に増加したが、keVフラックスは中程度の増加にとどまった。関連するブロードバンドSEDは、1ゾーンシナリオではなく、2ゾーンレプトンシナリオによってより適切に説明されます。フレアは、狭い範囲のローレンツ因子にまたがる高エネルギーの電子が集まったコンパクトな2番目のブロブの出現によって生成できることがわかりました。
古典的な新星におけるジェットの始まり
さらに2つの古典的な新星、V906CarとV5668Sgrを紹介します。これらは、噴火後の最初の1000日間、H-アルファ複合体にジェットと降着円盤のスペクトルシグネチャを示します。大規模な高密度時間サンプリング分光法から、V906カーの最初の高速吸収コンポーネントの出現と、主要なH-アルファ放出の開始の持続時間を測定します。[NII]6584\r{A}を使用して、V5668Sgrが星雲相に遷移するのにかかる時間を制限します。これらのタイミングは、古典的な新星における光スペクトル線プロファイルの変化を説明するためのジェットと降着円盤のモデルと一致することがわかり、星間物質の濃縮に対するこのモデルの意味について議論します。
| Title |
Model-independent_constraints_on_superfluidity_from_the_cooling_neutron_star_in_Cassiopeia_A |
| Authors |
Peter_S._Shternin,_Dmitry_D._Ofengeim,_Wynn_C.G._Ho,_Craig_O._Heinke,_M.J.P._Wijngaarden,_Daniel_J._Patnaude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05692 |
中性子星コアにおける三重項中性子対によるニュートリノ放射率の新しいモデルに依存しない(広範な状態方程式に適用可能)解析を紹介します。クーパー対形成(CPF)プロセスの統合されたニュートリノの光度は、2つの要因の積として記述できることがわかりました。最初の要因は、中性子星の質量、半径、およびコア内の中性子対形成の最大臨界温度$T_{Cn\mathrm{max}}$に依存しますが、特定の超流動モデルには依存しません。それは、多くの核子の状態方程式に有効な分析式で表すことができます。2番目の要因は、星内の臨界温度プロファイルの形状、つまり温度$T$と$T_{Cn\mathrm{max}}$の比率に依存しますが、最大臨界温度自体には依存しません。この2番目の要因は超流動モデルに依存しますが、モデルに依存しないいくつかの制約に従います。この特性により、内部の特定のモデルに依存することなく、超流動コアを持つ中性子星の熱進化を分析できます。構築された式により、スペクトルデータと中性子星冷却理論の自己矛盾のない分析を実行できます。これらの発見を、カシオペアA超新星残骸の冷却中性子星に適用し、19年間に14セットの観測を行った。$T_{Cn\mathrm{max}}$を$(5-10)\times10^8$Kの範囲に制限します。この値は状態方程式と超流動モデルに弱く依存し、冷却は、現在のデータが示唆するよりも遅いです。また、CPFニュートリノの光度の全体的な効率も制約します。
超大光度 X 線源 Holmberg II X-1 および NGC 5204 X-1
における周期的なフラックス変調の証拠による反復スペクトル進化サイクルの発見
| Title |
Discovery_of_a_recurrent_spectral_evolutionary_cycle_in_the_ultraluminous_X-ray_sources_Holmberg_II_X-1_and_NGC_5204_X-1_with_evidence_for_periodic_flux_modulations |
| Authors |
A._G\'urpide,_O._Godet,_G._Vasilopoulos,_N._A._Webb_and_J.-F._Olive |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05708 |
現在、ほとんどの超大光度X線源(ULX)は、超エディントン速度で降着するコンパクトな星質量の天体によって駆動されていると考えられています。進化サイクルの発見は、銀河ブラックホール連星におけるサブエディントン体制における降着の流れの変化の理解においてブレークスルーを示したが、スーパーエディントン体制におけるそれらの証拠はとらえどころのないままであった。ただし、最近の状況証拠は、2つの元型ULX、ホルンベルグIIX-1とNGC5204X-1に再発する進化サイクルの存在を示唆していました。ここでは、以前の作業に基づいて、Swift-XRTの長期的な高ケイデンスモニタリングを活用して、これら2つのソースの進化サイクルの証拠を提供し、それらのスペクトル遷移を誘導する主な物理パラメータを調査します。硬度-強度図(HID)を使用し、Lomb-Scargleピリオドグラムとガウス過程モデリングを使用して、周期的変動を探します。両方のソースが、ハードウルトラルミナス(HUL)およびソフトウルトラルミナス(SUL)スペクトル領域と、スーパーソフトウルトラルミナス(SSUL)状態に類似した特性を持つ3番目の状態によって特徴付けられるHIDの反復的な進化パターンに従うことを示します。ホルムバーグIIX-1の光度曲線のタイミング分析によって明らかになったように、ソフト状態間の遷移は非周期的であるように見えますが、さらなる調査が必要です。NGC5204X-1の光度曲線は、$\sim$200日の周期性を示しており、進化サイクルの期間に関連している可能性があります。HULからSULへのスペクトルの変化が、物質移動速度の周期的な増加と、それに続く超臨界漏斗の開口角の狭窄によるものであるシナリオをサポートします。より狭い漏斗は、風によって刻印された確率的変動と組み合わされて、SUL-SSULスペクトル変化を説明するかもしれません。
風変わりなミリ秒パルサー PSR J1946+3417 の形成のための奇妙な星のシナリオ
| Title |
A_Strange_Star_Scenario_for_the_Formation_of_Eccentric_Millisecond_Pulsar_PSR_J1946+3417 |
| Authors |
L._Jiang,_Na_Wang,_Wen-Cong_Chen,_Wei-Min_Liu,_Chun-wei_Leng,_Jian-Ping_Yuan,_Xiang-Li_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05717 |
PSRJ$1946+3417$は、自転周期$P\simeq3.17\rm~ms$のミリ秒パルサー(MSP)です。公転周期が$P_{\rmb}\simeq27$日の連星に搭載されているMSPは、白色dwar星(WD)を伴っています。MSPとWDの質量は、それぞれ$1.83\rm~M_\odot$と$0.266\rm~M_\odot$と決定されました。特に、軌道離心率は$e\simeq0.134$であり、MSPのリサイクルモデルに挑戦しています。連星の中性子星は、その質量が臨界限界に達したときに奇妙な星に崩壊する可能性があると仮定して、システムの起源を説明するための相転移(PT)シナリオを提案します。PT中の不斉崩壊による突然の質量損失とキックにより、軌道離心率が生じる可能性があります。物質移動が終わった後にPTイベントが発生した場合、ハッブル時間内に離心率を再循環させることはできません。両方のコンポーネントの質量を目指して、\texttt{MESA}を介してPSRJ$1946+3417$の始祖の進化をシミュレートします。シミュレーションは、初期質量が$1.4+1.6\rm~M_\odot$で、初期軌道が2.59日のNS/主系列星連星連星が$2.0\rm~M_\odot$MSPと$\sim21.5$日の軌道上にある$0.27\rm~M_\odot$WD。PT中の重力質量損失率が$10\%$であると仮定すると、\texttt{BSE}のキックプログラムを介して、速度$\sigma_{\rmPT}=60~{\rmkmでPTの効果をシミュレートします。~s}^{-1}$.結果は、PTシナリオが観測された軌道周期と離心率を他の値よりも高い確率で再現できることを示しています。
多波長偏波天体物理源によるローレンツ不変性違反の制約
| Title |
Constraints_on_Lorentz_invariance_violation_with_multiwavelength_polarized_astrophysical_sources |
| Authors |
Qi-Qi_Zhou,_Shuang-Xi_Yi,_Jun-Jie_Wei_and_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05733 |
ローレンツ不変性(LIV)に違反する可能性があると、真空複屈折が発生する可能性があり、その結果、遠方の光源からの直線偏光の偏光面が周波数に依存して回転します。この論文では、天体物理学的ソースの分光偏光データにおける真空複屈折に起因する直線偏光角の周波数依存変化を検索しようとしています。異なる光学バンド$(UBVRI)$での多波長偏光測定値を持つ5つのブレーザーを収集します。固有の偏光角とLIVによって誘導された回転角の両方から観測された偏光角の寄与を考慮に入れ、固有の偏光角が未知の定数であると仮定すると、5つの多波長偏光データを直接当てはめることにより、LIVに対する新しい制約が得られます。ブレーザー。ここで、ローレンツ不変性の壊れた程度を定量化する複屈折パラメータ$\eta$は、$-8.91\times10^{-7}$<$\eta$<$2.93\times10^{-5}$は$2\sigma$の信頼水準であり、これは、紫外線/光学偏光観察から以前に得られた結果と同じか、1桁の改善を示しています。ガンマ線エネルギー帯での将来の多波長観測により、より強い限界が得られる。
サイクロトロン自己共鳴に基づく宇宙ゼバトロン：多粒子シミュレーション
サイクロトロンの自己共鳴加速は、原子核をZeVエネルギー(1ZeV=$10^{21}$eV)に加速するための潜在的なメカニズムとして最近進歩しています。すべての結果は、磁場と放射場の組み合わせにおける相対論的運動方程式の解析解を採用した単一粒子の計算に基づいています。ここでは、単一粒子の計算をサポートする多粒子シミュレーションの結果が示されています。各単一粒子の結果は、対応する多粒子シミュレーションのアンサンブル平均の1標準偏差内に十分に収まることがわかっています。
SPHERE/IFS によるスペクトルおよび角度微分イメージング。 PSF 減算へのさまざまな PCA ベースのアプローチのパフォーマンスの評価
| Title |
Spectral_and_angular_differential_imaging_with_SPHERE/IFS._Assessing_the_performance_of_various_PCA-based_approaches_to_PSF_subtraction |
| Authors |
S._Kiefer,_A._J._Bohn,_S._P._Quanz,_M._Kenworthy,_T._Stolker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05278 |
角度微分画像(ADI)とスペクトル微分画像(SDI)は、一般的に、SPHERE/IFS機器で取得したデータセット内の若い木星系外惑星の直接検出と特性評価に使用されます。ADI、SDI、およびADIとSDIの3つの組み合わせのパフォーマンスを比較して、最高の信号対雑音比(S/N)を達成する手法を見つけ、それらのパフォーマンスを積分時間、フィールド回転、および波長範囲。がか座ベータ星b、51エリダニb、HR8799eの3つの既知の系外惑星のSPHERE/IFS観測を、5つの差分画像技術で分析します。データを各手法で処理する前に、データセットをサブセットに分割して各パラメーターを変化させます。差分イメージング技術は、主成分分析(PCA)を使用して適用されます。テストでは、SDIとADIの組み合わせがADIのみよりも一貫して優れた結果を達成し、SDIとADIを同時に使用した場合(組み合わせ差分イメージング;CODI)が最良の結果を達成したことが示されています。積分時間テストは、10$^3$sを超える積分時間で観測された0.24秒角よりも大きい間隔のターゲットが、光子ノイズ制限されていることを示しています。視野回転は、半値全幅(FWHM)1までの視野回転のS/Nと強い相関を示し、その後、視野回転によるS/Nの有意な増加は観察されません。波長範囲の変動は、より広い波長範囲で一般的にS/Nの増加を示していますが、明確な相関関係は見られません。通常のADIと比較してS/Nを向上させるには、スペクトル情報が不可欠です。私たちの結果は、CODIがSPHERE/IFSで新しい太陽系外惑星を検索するための好ましい処理技術であることを示唆しています。直接イメージング観察を最適化するには、フィールドの回転が1FWHMを超えて、小さな間隔で太陽系外惑星を検出する必要があります。
紫外線にさらされたメチルアミン (CH$_3$NH$_2$) を含む星間氷類似体における最初の窒素複素環の合成: トリメチレントリアミン
(TMT, c-(-CH$_2$-NH)$_3$) の形成とヘキサメチレンテトラミン (HMT, (CH$_2$)$_6$N$_4$)
| Title |
Synthesis_of_the_first_nitrogen-heterocycles_in_interstellar_ice_analogs_containing_methylamine_(CH$_3$NH$_2$)_exposed_to_UV_radiation:_Formation_of_trimethylentriamine_(TMT,_c-(-CH$_2$-NH)$_3$)_and_hexamethylentetramine_(HMT,_(CH$_2$)$_6$N$_4$) |
| Authors |
H._Carrascosa,_C._Gonz\'alez_D\'iaz,_G._M._Mu\~noz_Caro,_P._C._G\'omez,_and_M._L._Sanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05622 |
ヘキサメチレンテトラミンは、プレバイオティクス種を生成する可能性があるため、多くの注目を集めています。この作業は、メチルアミンに関する化学プロセスをよりよく理解することを目的としています.特に、この研究は、紫外線放射にさらされた星間氷類似体におけるN複素環の形成に深く関与し、プレバイオティクス種の形成につながる可能性があります。星間氷類似体の実験シミュレーションがISACで実施されました。ISACは、クライオスタットを備えた超高真空チャンバーであり、ガス種と蒸気種が凍結して氷のサンプルが形成されます。赤外線および紫外分光法を使用して固相を監視し、四重極質量分析法を使用して気相の組成を測定しました。メチルアミンを含む氷のUV照射後に検出されたさまざまな種は、ISMですでに検出された12種の存在を明らかにしました.そのうち4つは、典型的には複雑な有機分子として分類されます:ホルムアミド(HCONH2)、シアン化メチル(CH$_3$)CN)、CH$_3$NH、CH$_3$CHNH。照射されたCH$_3$NH$_2$を含む氷のサンプルのウォームアップは、HMTのN-複素環前駆体であるトリメチレントリアミン(TMT)の形成につながり、その後230Kを超える温度でHMTが合成されます。
天文学のための振幅と強度の干渉法の定量的比較
| Title |
A_quantitative_comparison_of_amplitude_versus_intensity_interferometry_for_astronomy |
| Authors |
Manuel_Bojer,_Zixin_Huang,_Sebastian_Karl,_Stefan_Richter,_Pieter_Kok_and_J._von_Zanthier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05640 |
天体画像は、大きく2つのタイプに分類できます。最初のタイプは振幅干渉法で、従来の光学望遠鏡と超長基線干渉計(VLBI)が含まれます。2番目のタイプは強度干渉法で、ハンバリーブラウンとツイスタイプの測定に依存しています。直接位相測定が不可能な光周波数では、振幅干渉法の有効開口数は、フォトンがコヒーレント干渉できる距離によって制限されます。一方、強度干渉法は光子束のみを相関させるため、はるかに大きな開口数をサポートできますが、熱光のモードあたりの平均光子数が低いために信号が低下します。現実的な条件下でどちらの方法が優れているかは、これまで明らかではありませんでした。ここでは、振幅と強度の干渉法の性能の比較分析を行い、これをあらゆる物理測定で達成できる基本的な分解能限界に関連付けます。2つの離れた熱点源、たとえば隣接する2つの星の間の距離を決定するベンチマーク問題を使用して、最適推定理論に関する短いチュートリアルを提供し、それを星干渉計に適用します。非常に小さな角度分離の場合、強度干渉計で達成可能な大きなベースラインは、信号強度の低下を補って余りあることがわかります。また、VeryLargeBaselineIntensityInterferometry(VLBII)の実用的な実装のオプションも検討します。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる極限環境の探査
| Title |
Probing_extreme_environments_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
C._Boisson,_A.M._Brown,_A._Burtovoi,_M._Cerruti,_M._Chernyakova,_T._Hassan,_J.-P._Lenain,_M._Manganaro,_P._Romano,_H._Sol,_F._Tavecchio,_S._Vercellone,_L._Zampieri,_R._Zanin,_A._Zech,_I._Agudo,_R._Alves_Batista,_E.O._Anguner,_L.A._Antonelli,_M._Backes,_C._Balazs,_J._Becerra_Gonz\'alez,_C._Bigongiari,_E._Bissaldi,_J._Bolmont,_P._Bordas,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_M._B\"ottcher,_M._Burton,_F._Cangemi,_P._Caraveo,_M._Cardillo,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_S._Chaty,_J.L._Contreras,_J.G._Coelho,_G._Cotter,_A._D'A\`i,_F._D'Ammando,_E.M._de_Gouveia_Dal_Pino,_D._de_Martino,_C._Delgado,_D._della_Volpe,_A._Djannati-Ata\"i,_R.C._Dos_Anjos,_E._de_O\~na_Wilhelmi,_V._Dwarkadas,_G._Emery,_E._Fedorova,_S._Fegan,_M.D._Filipovic,_G._Galanti,_D._Gasparrini,_G._Ghirlanda,_P._Goldoni,_J._Granot,_J.G._Green,_M._Heller,_et_al._(70_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05971 |
非熱宇宙の物理学は、ブラックホールや相対論的ジェット、中性子星、超新星、銀河団などの極限環境における加速メカニズムに関する情報を提供します。磁場の存在下で、粒子は相対論的エネルギーに向かって加速することができます。結果として、電磁スペクトル全体に沿った放射が観察され、極端な環境もマルチメッセンジャー放射の最も可能性の高い発生源です。電磁スペクトルの最もエネルギーの高い部分は、非常に高エネルギー(VHE、E>100GeV)のガンマ線領域に対応し、地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)で広範囲に研究することができます。H.E.S.S.、MAGIC、VERITASなどの現在の世代のIACTによって得られた結果は、宇宙の極限環境の非熱放射を理解する上でVHEバンドが極めて重要であることを示しています。一部のオブジェクトでは、ガンマ線のエネルギー出力が、他の広帯域スペクトルを上回ることさえあります。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は次世代のIACTであり、最先端の技術と、北半球と南半球の2つの観測サイトに分散された約100台の望遠鏡の戦略的構成により、感度、角度、エネルギー分解能が向上します。、および現在運用されているIACTよりも広いエネルギー範囲。CTAを使用すると、最も極端な環境を調査し、非熱宇宙に関する知識を大幅に向上させることができます。
VVV-WIT-08: 瞬きした巨星
| Title |
VVV-WIT-08:_the_giant_star_that_blinked |
| Authors |
Leigh_C._Smith,_Sergey_E._Koposov,_Philip_W._Lucas,_Jason_L._Sanders,_Dante_Minniti,_Andrzej_Udalski,_N._Wyn_Evans,_David_Aguado,_Valentin_D._Ivanov,_Roberto_K._Saito,_Luciano_Fraga,_Pawel_Pietrukowicz,_Zephyr_Penoyre,_Carlos_Gonz\'alez-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05300 |
我々は、97%の深さまで滑らかな日食のようなフラックス低下を示した後期型巨星の偶然の発見を報告する。最小流動は2012年4月に発生し、イベントの合計期間は数百日でした。光学重力レンズ実験からのV、I、およびK$_s$の光度曲線と、ViaLactea調査のVISTA変数は、著しく無色のイベントを示しています。この発生源の17年間の観測期間中に、そのようなイベントは1つだけ検出されました。巨星自体の物理的特性はやや異常に見え、最終的にはシステムの性質への手がかりを提供するかもしれません。均一な透明度で投影された楕円形のオブジェクトによるocococ蔽としてイベントをモデル化することにより、その物理的なサイズと速度に制限を設けます。forococ蔽は、前景オブジェクトとの偶然の一致による可能性は低いことがわかりました。私たちは、光学的に厚く、半径または厚さが0.25auを超える必要がある、ococer蔽物の多くの可能な候補を検討します。すべてのデータに完全に一致するものはありません。ディップの持続時間、深さ、相対的な無色度は、これを例外的に異常なイベントとして示していますが、その秘密はまだ完全には明らかにされていません。VVV調査でさらに2つの候補が見つかり、これらのシステムと以前に知られている2つの例は、巨大な星が周囲の二次円板によって隠蔽される広範な種類の長期日食連星を指している可能性があることを示唆しています。
カウンター エバーシェッド フローはどの程度まれですか?
黒点の周辺部の主な特徴の1つは、放射状に外向きのエバーシェッドフローです。ごく最近になって、通常の半影フィラメントと同様の特性を持つ半影領域が報告されましたが、流れの方向は反対です。陰影に向けられたこのようなフローは、カウンターエバーシェッドフロー(CEF)として知られています。活動領域(AR)でのCEFの発生頻度を決定し、その寿命とARの一般的な条件を特徴付けることを目的としています。2011年から2017年に出現した97のARのSDO/HMIによって記録された連続体画像、ドップラーグラム、およびマグネトグラムを分析しました。平均して$9.6\pm1.4$日間のARを追跡しました。合計で384のCEFが見つかり、ARあたりの中央値は6CEFでした。CEFはかなり一般的な機能であり、ARの磁気の複雑さに関係なく、すべてのARの83.5%で発生します。ただし、CEFは、ここで分析されたすべての観測の平均合計期間の平均5.9%の間にのみ観測されました。CEFの寿命は、中央値10.6$_{-6.0}^{+12.4}$時間の対数正規分布に従います。さらに、ライトブリッジに関連付けられているかどうかに応じて、CEFの2つの集団を報告します。文献でのCEFの報告が少ないのは、分光偏光データによるARのカバーが非常に不完全な結果であることを説明しています。宇宙から日常的に利用できるようになった連続観測を使用することで、この制限を克服することができます。
スリングショットのプロミネンス: 隠れた質量損失メカニズム
「パチンコ」の隆起がM型ddd星で観察されているが、ほとんどの理論研究は太陽に似た星に焦点を当てている。急速に回転している若いM型dfsaround星の周りにある恒星のプロミネンスに関する調査を紹介します。Zeeman-Dopplerマップからコロナ内の磁場を推定し、プロミネンスが形成される可能性のある機械的安定性の場所を決定しました。サポート可能なプロミネンスマスと、このマテリアルが分布する緯度範囲を分析します。これらの地図では、この隆起質量の多くは観測では見えない可能性があることがわかりました。通常、1%未満が星円板を通過します。プロミネンスが観察された急速に回転するM-dwarfV374ペグ(P$_{\rmrot}$=0.45日)では、目に見えるプロミネンス質量はサポートされている総質量の約10\%に過ぎないことがわかりました。プロミネンスの単位面積あたりの質量損失率は、X線表面フラックス$\dot{M}/A\propto$$F_X^{1.32}$としてスケーリングします。これは、恒星風の観測から導き出された値に非常に近い値です。これは、プロミネンスの放出が恒星の全体的な風の損失とスピンダウンに大きく寄与している可能性があることを示唆しています。これらの星のハビタブルゾーンにある赤道軌道にある惑星は、突出した放出により恒星風の断続的な増強を経験するかもしれません。一部の星では、これは軌道の20\%全体で発生する可能性があります。
| Title |
Inverse_Seesaw,_dark_matter_and_the_Hubble_tension |
| Authors |
Enrique_Fernandez-Martinez,_Mathias_Pierre,_Emanuelle_Pinsard_and_Salvador_Rosauro-Alcaraz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05298 |
レプトン数が2のスカラーによって動的に破られた近似レプトン数の対称性を持つニュートリノ質量の逆シーソーシナリオを検討します。我々は、自発的対称性の破れに関連するマヨロンが、$\DeltaN_\text{eff}$への寄与とニュートリノへの後期崩壊を通じて、ハッブルの緊張を緩和できることを示す。逆シーソー機構を実現するために必要な追加のフェルミオン状態の中で、keV-MeVスケールのステライルニュートリノは、より重い自由度の崩壊からのフリーズインによって生成された場合、宇宙のすべての暗黒物質成分を説明できます。
$\mathcal{CP}$に違反する光クォーク(チャーム、ストレンジ、ダウン、アップ)と電子のソースから、宇宙のバリオン非対称性(BAU)への寄与を計算します。フィールド理論用語。電子と中性子の電気双極子モーメントから関連する範囲を導き出し、各単一のフレーバー修飾からの最大寄与を推定します。現在の限界は、チャームクォークがBAUのせいぜい$\mathcal{O}(1\%)$を生成できることを示しているが、軽いクォークと電子ははるかに低いレベルで寄与している。
普遍的な $10^{20}$Hz ブラックホールの光子球からの確率的重力波
超大質量ブラックホールの光子球は、光子重力子変換により高周波の確率的重力波を生成することを示します。驚くべきことに、周波数は、陽子質量$m_p$と電子質量$m_e$の観点から、$m_e\sqrt{m_e/m_p}\simeq10^{20}\text{Hz}$として普遍的に決定されます。確率的重力波$\Omega_{\text{gw}}$の密度パラメータは$10^{-12}$であることが判明しました。光子球からの重力波の存在は確かであるため、$10^{20}$Hz付近の高周波重力波を検出する方法を探す価値があります。
熱的不均衡を伴うプラズマ中のせん断 Alfv\'en 波によって生成される縦方向のプラズマ運動
| Title |
Longitudinal_Plasma_Motions_Generated_by_Shear_Alfv\'en_Waves_in_Plasma_with_Thermal_Misbalance |
| Authors |
S._Belov,_S._Vasheghani_Farahani,_N._Molevich,_D._Zavershinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05712 |
圧縮プラズマの摂動は、プラズマの加熱プロセスと冷却プロセスの間で熱バランスの不均衡を引き起こす可能性があります。この不均衡は、摂動とプラズマの間のフィードバックを提供する圧縮波の分散特性に大きく影響します。アルフベン波が縦(圧縮)プラズマ運動を誘発する可能性があることが示されています。本研究では、せん断アルフベン波によって引き起こされるプラズマの縦方向運動によって引き起こされる熱的不均衡の影響を分析する。熱の不均衡が指数関数的なバルクフローの出現につながることを示しています。このバルクフロー自体が、Alfv\'enによって引き起こされるプラズマ運動を変更します。正弦波のAlfv\'en波の場合、誘導された縦方向の動きの振幅と位相シフトがAlfv\'en波の周波数にどのように依存するかを示しながら、その機能に光を当てます。この機能は、冠状の条件に適用して分析的に調査されています。また、本研究で考慮中のモデルを正当化するために、提示された分析的予測と得られた結果を比較する前に、数値的方法によって剪断正弦波Alfv\'en波によって誘発される縦方向のプラズマ運動の進化を検討します。
強い重力波源近傍のファジィ暗黒物質における磁場励起
| Title |
Field_excitation_in_fuzzy_dark_matter_near_a_strong_gravitational_wave_source |
| Authors |
Shreyansh_S._Dave_and_Sanatan_Digal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05812 |
超軽量質量($\sim10^{-22}$eV)を持つアクシオンのような粒子は、ファジー暗黒物質(FDM)として知られる暗黒物質の可能性のある候補である可能性があります。これらの粒子は、宇宙初期にボース・アインシュタイン凝縮体を形成し、現時点での銀河の暗黒物質密度分布を説明することができます。我々は、連星ブラックホールの合体などの強い重力波(GW)源の近領域における超軽量軸のような場の時間発展を研究する。我々は、GWがソースの周りの球殻でフィールド励起の生成につながり、それが最終的にシェルから伝播してフィールド構成のエネルギー密度を最小化できることを示します。これらの励起は、合体の終わりに向けて生成され、場合によっては合体のリングダウン段階でも生成されるため、地球で観測されたGW波形の変化について、定性的に明確な予測を提供できます。これは、銀河におけるFDMの存在を調査するのに役立ちます。
イベントホライズンテレスコープによるM87$^\star$の観測による暗黒物質の消滅に対する強い限界
| Title |
Strong_Limits_on_Dark_Matter_Annihilation_from_the_Event_Horizon_Telescope_Observations_of_M87$^\star$ |
| Authors |
Guan-Wen_Yuan,_Zhan-Fang_Chen,_Zhao-Qiang_Shen,_Wen-Qing_Guo,_Ran_Ding,_Xiaoyuan_Huang,_and_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05901 |
電波天文学の急速な発展は、暗黒物質(DM)の特性を探索するための新しい窓を開きます。イベントホライズンテレスコープ(EHT)の共同によるM87電波銀河の中心にある超大質量ブラックホール(SMBH)の最近の直接画像は、可能性のある新しい物理の探索に非常に役立つと期待されています。この作業では、このような結果を使用して、SMBHの最も内側の領域からのDM消滅によって生成される可能性のあるシンクロトロン放射光の痕跡を検出できることを示しています。スパイク状のDM密度プロファイルの存在を想定して、DM消滅によって誘起された電子と陽電子による磁束密度を取得し、230GHzでのEHT積分磁束密度との比較により、DM消滅断面積の新しい限界を導き出します。私たちの結果は、EHTの観測によってパラメーター空間を調べることができることを示しています。これは、他の実験と大きく相補的です。弱い相互作用の塊状粒子である典型的な質量領域を持つDMの場合、熱生成レベルより数桁下の消滅断面積は、密度スパイク仮定の下でのEHT観測によって除外することができます。将来のEHTの観測により、DM検索の感度がさらに向上する可能性があり、DMとSMBH間の相互作用をテストするユニークな機会も提供される可能性があります。
ニュートリノは、素粒子物理学の標準モデルで唯一電磁荷や色荷を持たないフェルミオンであり、質量混合を通じて標準モデルの外部のフェルミオンと通信するユニークな機会を持っています。このような標準模型の一重項フェルミ粒子は、一般に「ステライルニュートリノ」と呼ばれています。この総説では、ステライルニュートリノの理論的および実験的な動機付けと、それらの現象学的帰結について議論します。私たちは特に、ニュートリノ振動に参加できるほど軽いステライルニュートリノに焦点を当てていますが、より重い無菌状態を導入する利点についてもコメントしています.地上実験におけるeVスケールの無菌ニュートリノの現象論について議論します.宇宙論では、地球規模のデータを調査し、さまざまな興味深い異常を明らかにします.また、異なるデータセット間に存在する深刻な緊張関係を明らかにし、少なくとも最も単純なステライルニュートリノモデルでのグローバルデータの一貫した解釈を妨げています.-この緊張の一部を緩和する可能性のある最小限のシナリオ.keV-scale無菌状態のステータスを簡単にレビューしますダークマターとしてのニュートリノと、さらに重い不妊のニュートリノによって駆動されるレプトン生成を通じて、宇宙の物質-反物質の非対称性を説明する可能性.
