銀河団を使用して重力をテストするための一般的なフレームワークVI：修正された重力でクラスターを研究するための現実的な銀河形成シミュレーション
| Title |
A_general_framework_to_test_gravity_using_galaxy_clusters_VI:_Realistic_galaxy_formation_simulations_to_study_clusters_in_modified_gravity |
| Authors |
Myles_A._Mitchell,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li_(Durham-ICC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01147 |
より低い解像度で大箱の現実的な宇宙論的シミュレーションを実行するために使用できるIllustrisTNGバリオン物理モデルの再調整を提示します。この新しいモデルは、星形成のためにガス密度のしきい値を下げ、恒星とブラックホールのフィードバックによってエネルギー放出を減らしています。これらの変更により、基準となるIllustrisTNGモデルの調整に使用されるシミュレーションよりも質量分解能が$\sim160$低いにもかかわらず、シミュレーションで銀河と銀河団の観測された恒星とガスの特性に厳密に一致する十分な星形成を生成できることが保証されます。再調整されたモデルを使用して、$301.75h^{-1}{\rmMpc}$ボックス内でHu-Sawicki$f（R）$重力をシミュレートしました。これは、これまでのところ、スクリーニングされた修正重力と完全なバリオン物理学の両方を組み込んだ最大のシミュレーションであり、銀河団の大規模なサンプル（$\sim500$）を提供します。クラスター質量と4つの観測可能なプロキシ（質量加重ガス温度、熱スニヤエフゼルドビッチのコンプトン$Y$パラメーター）の間のスケーリング関係に対する$f（R）$第5の力の影響を再分析しました。効果、$Y$パラメータのX線アナログ、およびX線の明るさ。$f（R）$スケーリング関係とそれらの$\Lambda$CDMの対応物との間の一連のマッピングは、はるかに小さい宇宙論的体積を使用して以前の研究でテストされており、クラスターサイズのハローのガス温度の$Y$-パラメーターと$\lesssim7\％$（$10^{14}M_{\odot}\lesssimM_{500}\lesssim10^{15}M_{\odot}$）。これらのマッピングは、進行中および今後のクラスター調査からのデータを使用して、重力の偏りのない制約にとって重要になります。
ハッブル定数のバイヤーズガイド
宇宙の膨張は約1世紀前にエドウィンハッブルとジョルジュルマイトルによって最初に確立されて以来、その速度を測定するハッブル定数H0は天文学者にとって非常に興味深いものでした。それ自体が興味深いことに加えて、それなしでは宇宙のいくつかの特性を推測することができます。過去10年間で、それを測定するさまざまな方法の間に大きなギャップが生じました。いくつかは近くの宇宙に固定され、他は宇宙論的な距離にあります。SH0ESチームは$H_0=73.2\pm1.3$kmsec$^{-1}$Mpc$^{-1}$をローカルで検出しましたが、Planckコラボレーションによって初期の宇宙で検出された値は$H_0=67.4\pm0.5$kmsec$^{-1}$Mpc$^{-1}$宇宙マイクロ波背景放射の測定値から。このギャップは、確立された$\Lambda$CDM宇宙論モデルがどういうわけか不完全であることを示していますか？それとも未知の分類学がありますか？そして、より実際的には、謙虚な天文学者は、特定の目的のために価値を引き受ける必要がある場合、競合する主張の間でどのように選ぶべきですか？この記事では、結果と、それらすべてに対応するために宇宙論モデルにどのような変更が必要になるかを確認します。急いでいる天文学者のために、私たちは結果へのバイヤーズガイドを提供し、そして推薦をします。
量子圧力平衡重力を持つ自己重力物体である希釈されたアクシオン星は、QCDアクシオンまたはアクシオンのような粒子を持つ多くのモデルで予測されています。それは初期の宇宙で形成され、暗黒物質のかなりの部分を構成します。アクシオン粒子が磁場内で光子に変換された状態でマグネターを通過するときに、一時的な無線信号を検出することができます。数値的アプローチと半分析的アプローチの両方を使用して、アクシオンスターの動的進化をシミュレートし、そのような衝突イベント中に共鳴変換を行うことができるアクシオン粒子の割合を推定します。希釈されたアクシオン星がロッシュ半径に入った後は、自己重力と量子圧力の両方が重要ではないことがわかりました。自由落下近似は、個々の粒子の軌道を非常にうまく捉えることができます。いくつかの楽観的な宇宙論的および天体物理学的な仮定により、電波望遠鏡によるそのような衝突イベントの検出から、QCDアクシオンパラメーター空間を調べることができます。
シード磁場の生成\ `a la ChiralBiermannバッテリー
宇宙論的および天体物理学的観測は、すべてのスケールにわたる磁場の存在を示しています。これらの磁場を説明するために、ダイナモによって増幅されるシード磁場が存在すると仮定します。これらのシードフィールドは、インフレーション中、相転移、または初期宇宙の乱流段階で生成された可能性があります。シードフィールドを取得するためのよく知られたメカニズムの1つは、天体物理学のオブジェクトでの生成のコンテキストで最初に議論されたBiermannバッテリーです。このメカニズムが機能するための要件は、（i）電子数密度と圧力の非ゼロ勾配、（ii）それらが互いに平行でないことです。現在の記事では、シードフィールドを生成するための同様のメカニズムを提案しますが、不均一なキラルプラズマです。私たちのメカニズムは、カイラルアノマリーの存在下で、カイラル化学ポテンシャルと温度の不均一性によって機能します。化学ポテンシャルと温度の不均一性が発生する可能性のあるさまざまなシナリオについて説明します。生成の時代に応じて、シード磁場の強さは数ナノガウス（nG）から数百nGまで変化することがわかりました。
クロイツサングレイザーシステムの新しいモデル：接触連星の親と離散フラグメント母集団のアップグレードされた分類
| Title |
New_Model_for_the_Kreutz_Sungrazer_System:_Contact-Binary_Parent_and_Upgraded_Classification_of_Discrete_Fragment_Populations |
| Authors |
Zdenek_Sekanina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01297 |
サングレーザー彗星のKreutzシステムの構造は、以前に信じられていたよりもはるかに複雑であることが示されています。Marsden（1989）の3つのサブグループ（I、II、IIa）への分割は、フラグメントの9つの集団（I、Ia、II、IIa、III、Pre-I、Pe（サイドI）、IIIa、およびIVのブランチで、1500個のSOHO/STEREOドワーフクロイツ彗星の重力軌道のコレクションから慎重にスクリーニングされたデータセットを組み込んでいます。上昇ノードの名目近日点緯度と名目経度の間の緊密な相関関係は、軌道運動に対するガス放出駆動加速度の無視された影響の結果です。修正されたノードの経度における隣接する母集団間のギャップの平均幅は9度近くです。全体の範囲は66度に等しい。自己無撞着モデルは、（i）接触バイナリの親（前駆体）の2つの葉と首（元々は葉をつなぐ）への、一般にアフェリオンの近くでの最初の分裂を仮定し、それぞれ、集団Iを産みます。（ローブI;主な残留質量C/1843D1）、母集団II（ローブII;C/1882R1）、および母集団Ia（首）;その後、（ii）近日点からほとんど（ただし排他的ではない）遠く離れたローブ（主にローブII）の漸進的な断片化が続き、肉眼のクロイツ群とその残骸の他の集団とクラスターが次々と発生します。分離速度は毎秒数メートルでした。集団Pre-I、IIIa、およびIVの大規模な断片はまだ発見されていません。カスケード断片化の生成物間の関係は、家系図に示されています。クロイツ系の年齢は2千年と推定され、ローブIの平均公転周期とその主な残留質量は約740年です。紀元前1106年、西暦363年、および372年に見られた可能性のある歴史的なクロイツ彗星の状況が見直されます。
小惑星（101955）ベンヌのさまざまな組成と形態の広く分布した外因性材料
| Title |
Widely_distributed_exogenic_materials_of_varying_compositions_and_morphologies_on_asteroid_(101955)_Bennu |
| Authors |
Eri_Tatsumi,_Marcel_Popescu,_Humberto_Campins,_Julia_de_Le\'on,_Juan_Luis_Rizos_Carc\'ia,_Javier_Licandro,_Amy_A._Simon,_Hannah_H._Kaplan,_Daniella_N._DellaGiustina,_Dathon_R._Golish,_Dante_S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01449 |
OSIRIS-REx（Origins、SpectralInterpretation、ResourceIdentification、およびSecurity-RegolithExplorer）宇宙船に搭載されたマルチバンドイメージャーMapCamを使用して、B型小惑星（101955）の表面にグローバルに分布する提案された外因性物質の77のインスタンスを識別しました。）ベンヌ。無水ケイ酸塩を示す1um付近の吸収に基づいて、材料を外因性として識別しました。外因性物質は、伸縮式カメラPolyCamによって空間的に分解されます。そのような材料はすべて周囲よりも明るく、均質、角礫岩のような、包有物のようななど、さまざまな形態で表現されます。インクルージョンのような機能が最も一般的です。MapCam画像から77箇所のうち46箇所で可視分光光度法が得られました。主成分分析は、少なくとも2つの傾向を示しています。（i）ベンヌの平均スペクトルと輝石に富む物質からの強い1μm帯吸収との混合、および（ii）弱い1μm帯吸収との混合。強い1umの特徴を持つ端成分は、ホワルダイト-ユークライト-ダイオジェナイト（HED）隕石と一致しますが、弱い1umの特徴を示す端成分は、HED、普通コンドライト、または炭素質コンドライトと一致する可能性があります。いくつかの利用可能な近赤外反射スペクトルの変動は、外因性材料間で組成が異なることを強く示唆しています。したがって、ベンヌは、太陽系のごく初期の歴史で起こった可能性のある、親体への異なる組成の複数の衝撃の残骸を記録する可能性があります。さらに、外因性の物体の少なくとも1つは、同様の小惑星（162173）リュウグウに見られる外因性の物質とは組成が異なり、異なる衝撃経路を示唆しています。
地球の始生代の大気におけるより低いCO $ _2 $制限の制約としての若い太陽のXUV活動
| Title |
The_young_Sun's_XUV-activity_as_a_constraint_for_lower_CO$_2$-limits_in_the_Earth's_Archean_atmosphere |
| Authors |
C.P._Johnstone,_H._Lammer,_K.G._Kislyakova,_M._Scherf,_M._G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01604 |
地球の大気と地表の状態の進化を決定するためのそれらの重要性にもかかわらず、始生代の時代と太陽の活動の間の地球の大気のCO$_2$の豊富さの進化の歴史は十分に制約されていません。この研究では、始生代の地球の上層大気に最先端の物理モデルを適用して、さまざまな大気中のCO$_2$/N$_2$混合比と太陽活動レベルが宇宙への雰囲気。CO$_2$が始生代の大気の主要な構成要素でない限り、太陽の強いX線と紫外線による熱圏の強化された加熱が宇宙への急速な脱出を引き起こしたであろうことがわかります。38億年前の大気中のCO$_2$の存在量の下限は約40\％であり、暗い太陽のパラドックスを打ち消し、地球が完全に凍結するのを防ぐのに十分である可能性があります。さらに、私たちの結果は、太陽が急速な脱出を防ぐためにゆっくりから中程度の{回転する若いG-star}として生まれた可能性が高く、太陽系の歴史を通して太陽の活動の進化に本質的な制約を課していることを示しています。始生代の大気にまだ未知の冷却メカニズムが存在する場合、これは私たちのCO$_2$の安定限界を減らし、より活発な太陽を可能にするでしょう。
垂直せん断不安定性IIの高解像度パラメータ研究：温度勾配と冷却時間への依存性
| Title |
High_Resolution_Parameter_Study_of_the_Vertical_Shear_Instability_II:_Dependence_on_temperature_gradient_and_cooling_time |
| Authors |
Natascha_Manger_and_Thomas_Pfeil_and_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01649 |
降着円盤の乱流および関連する粘度のアルファモデルに対する特定の魅力は、特定のメカニズムによって駆動される乱流がその速度変動で特徴的なマッハ数を達成すると仮定して、レイノルズ応力を単に熱圧力でスケーリングすることでした。ディスク内の乱流と角運動量輸送を駆動するさまざまなメカニズムがあるという概念に加えて、単一の不安定メカニズム、ここでは垂直せん断不安定性内で、応力が熱圧力に線形に比例しないこともわかります。ここでは、不安定性の非線形段階で生成される平均応力に対するガス温度勾配と熱緩和時間の影響を数値シミュレーションで示します。応力は、少なくとも$d\logT/d\logR=[-0.5、-1]$の範囲で、半径方向の温度プロファイルの指数の2乗に比例し、それを超えると圧力スケールの高さが変化することがわかります。シミュレーション領域では多すぎて、明確な結果が得られません。応力は、$10^{-3}$の公転周期よりも長い場合、熱緩和時間にも依存します。角運動量の粘性輸送がディスクの局所条件（特に温度、温度勾配、表面密度/光学的厚さ）に強く依存することで、粘性の概念に挑戦し、滑らかな密度分布を導き、構造（リング）形成のルートを開きます。と時間可変質量増加。
Sを含む種によって明らかにされたSVS13-AクラスIの化学的複雑さ。ソリスXIII
| Title |
The_SVS13-A_Class_I_chemical_complexity_as_revealed_by_S-bearing_species._SOLIS_XIII |
| Authors |
C._Codella,_E._Bianchi,_L._Podio,_S._Mercimek,_C._Ceccarelli,_A._Lopez-Sepulcre,_R._Bachiller,_P._Caselli,_N._Sakai,_R._Neri,_F._Fontani,_C._Favre,_N._Balucani,_B._Lefloch,_S._Viti,_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01142 |
目的：目標は、干渉計画像を使用して、星間複合有機分子が豊富な高温のコリノに関連するクラスIオブジェクトであるSVS13-Aに向けてS含有種の人口調査を取得することです。方法：大規模プログラムSOLISのフレームワークでIRAM-NOEMAを使用して取得した3mmおよび1.4mmのデータを使用しました。結果：32SO、34SO、C32}S、C34S、C33S、OCS、H2C32S、H2C34S、およびNSの輝線の空間分布を画像化しました。低励起（9K）32SOラインは、近くのSVS13-Bによって駆動される高速コリメートジェットをトレースしています。逆に、残りの線は、複雑な有機物が以前に画像化された内側のSVS13-A領域に限定されています。SO、SO2、およびH2CSの非LTELVG分析は、高温のコリノ起源（60〜120au）を示しています。50K〜300Kの温度、および10^5cm-3を超える体積密度が導き出されました。存在量は次の範囲にあります：0.3-610^-6（CS）、710^-9}-110^-7（SO）、1-1010^-7（SO2）、数10^-10（H2CSおよびOCS）、および10^{-10}-10^{-9}（NS）。N（NS）/N（NS^+）比は10より大きく、NS^+イオンが主に拡張エンベロープで形成されることをサポートしています。結論：[H2CS]/[H2CO]の比率は、時間の経過とともに（クラス0からクラスIIオブジェクトまで）1桁以上増加します。これは、[S]/[O]が太陽のような星形成過程に沿って変化することを示唆しています。SVS13-Aの[S]/[H]予算の見積もりは、太陽系の値（1.810^-5）の2％-17％であり、クラス0オブジェクトに対して以前に測定されたもの（1％-8％）。これは、暗い雲に対する硫化種の濃縮が、低質量星形成のクラス0からクラスIの段階まで一定に保たれることを裏付けています。現在の調査結果は、大規模な観測調査と太陽系スケールでのサンプリング領域を使用して、星形成領域の化学を調査することの重要性を強調しています。
J1721 $ + $ 8842：近接した減衰ライマン-$ \ alpha $吸収体を備えた重力レンズ付きバイナリクエーサー
| Title |
J1721$+$8842:_a_gravitationally_lensed_binary_quasar_with_a_proximate_damped_Lyman-$\alpha$_absorber |
| Authors |
C._Lemon,_M._Millon,_D._Sluse,_F._Courbin,_M._Auger,_J._Chan,_E._Paic_and_A._Agnello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01144 |
高赤方偏移のバイナリクエーサーは、合併とクエーサー活動への重要な洞察を提供し、視線に沿った銀河の空間運動学と化学を精査するための有用なツールです。ただし、$z=1$を超えると確認されたサブ10kpcバイナリは3つだけです。重力レンズは、そのようなバイナリを簡単に解決し、より高い解像度で研究し、より多くの視線を提供する方法を提供しますが、巨大な前景銀河との必要な位置合わせはまれです。StanCam北欧光学望遠鏡（NOT）モニタリングデータの画像デコンボリューションを通じて、既知の$z\approx2.38$、4重レンズクエーサー（クエーサー）、J1721+8842のさらに2つの点光源を明らかにします。ALFOSC/NOTロングスリットスペクトルは、これら2つの光源の明るい方が、CIII]ラインに基づく$z=2.369\pm0.007$のクエーサーであり、クエーサーのCIII]赤方偏移が$z=2.364であることを示しています。\pm0.003$。点光源位置を使用したレンズモデリングでは、単一光源モデルが除外され、投影で$\sim6.0$kpc（0.73$^{\prime\prime}$）で区切られた2つのクエーサー光源を持つ等温レンズ質量プロファイルが優先されます。レンズ効果と現在のレンズ効果のあるクエーサー統計からの解決能力を考えると、この発見は、発見されていない、レンズ効果のないサブ10kpcバイナリの大規模な集団を示唆しています。また、クワッドの2つの画像のスペクトルを分析し、近接した減衰Ly$\alpha$吸収体（PDLA）のトラフ内の狭いLy$\alpha$放射を示します。連続体と細い線のフラックス比の間の明らかな不一致は、マイクロレンズとクエーサーホスト銀河を同時に研究するための新しい潜在的なツールを提供します。PDLAの兆候は、2番目のソースにも見られますが、これを確認するには、さらに深いスペクトルが必要です。レンズと2つのクエーサーソースからの複数の視線のおかげで、このシステムはPDLAのサブパーセクとkpcスケールのプローブを同時に提供します。
拡張されたHernquist-宇宙の星形成のためのSpringel形式
2003年にHernquist＆Springelによって最初に与えられた宇宙の星形成の分析モデルの改訂版と拡張版を提示します。この形式の重要な仮定は、星形成が内部消費のタイムスケールによって制限される速度で冷たいガスから進行することです。早い時期に、または遅い時期の冷却によるガスの発生率によって。これらのプロセスは、暗黒物質ハローの質量の関数として分析され、ハロー集団全体に統合されます。このアプローチを2つの主な方法で変更して、より一般的にします。（1）ハローの崩壊時間が明示的に含まれているため、遅い時間に動作が物理的に合理的です。（2）フィードバック効果を組み込んだ、ハロー内の質量に依存するバリオンの割合が考慮されています。このモデルは、観測されたバリオンのタリーフィッシャー関係の主な特徴を再現しており、銀河間媒体におけるバリオンの質量分率の観測された推定値と一致しています。パラメータの最小限の調整で、私たちのアプローチは、赤方偏移の範囲$0<z<10$にわたって2倍以内の宇宙星形成の観測された履歴を再現します。このレベルの合意は、最先端の宇宙論的シミュレーションによって達成されたものに匹敵します。私たちの簡略化された装置は、そのような詳細な計算の結果を明らかにする上で教育学的価値があり、非標準の宇宙論モデルの迅速な近似探索の手段としても機能します。
MaNGA銀河における恒星年齢への酸素および窒素から酸素への勾配の依存性
| Title |
The_dependence_of_the_gradients_of_oxygen_and_nitrogen-to-oxygen_on_stellar_age_in_MaNGA_galaxies |
| Authors |
I.A._Zinchenko,_J.M._Vilchez,_E._Perez-Montero,_A.V._Sukhorukov,_M._Sobolenko,_S._Duarte_Puertas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01167 |
ストロングライン法の2つの異なる実現を使用して、MaNGADR15調査から、1431個の銀河のサンプルの酸素存在量（O/H）、窒素対酸素（N/O）存在比、およびそれらに対応する放射状勾配を導き出します。経験的なRキャリブレーションとベイジアンモデルベースの{\scHII-CHI-mistry}（{\scHCm}）コード。両方の存在量計算方法が、O/H勾配と銀河の恒星質量との相関関係を明らかにしていることがわかります。この関係は非線形であり、中間質量範囲で最も急な平均勾配があり、高質量銀河と低質量銀河ではより平坦な平均勾配があります。N/O勾配と恒星質量の関係は、平均して、中間質量範囲（$\log（M/M_\sun）\sim10$）で最も急な勾配で非線形であり、高い場合はより平坦な勾配になります。-質量銀河、および低質量銀河の最も平坦な勾配。ただし、以前の研究で報告された、より高い質量のN/O勾配が急になる一般的な傾向は明らかです。O/HとN/Oの勾配と、$D$（4000）インデックスによって追跡された銀河の平均恒星年齢との間に依存関係があることがわかります。質量の小さい銀河の場合、両方の勾配は、一般に、$D$（4000）の中間値では急勾配であり、$D$（4000）の低値と高値では平坦です。最も巨大な銀河だけがこの相関関係を示していません。この振る舞いは、星の種族の年齢に伴う金属量勾配の進化として解釈されます。$D$（4000）の放射状勾配の正の勾配を持つ銀河は、負の$D$（4000）勾配を持つ銀河と比較して、より平坦なO/HおよびN/O勾配を持つ傾向があります。
レンズ付きクエーサーMGJ0414 +0534に向けた10kpcスケールのレンズパワースペクトルのALMA測定
| Title |
ALMA_Measurement_of_10_kpc-scale_Lensing_Power_Spectra_towards_the_Lensed_Quasar_MG_J0414+0534 |
| Authors |
Kaiki_Taro_Inoue,_Takeo_Minezaki,_Satoki_Matsushita,_and_Koichiro_Nakanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01168 |
重力ポテンシャル、位置天文シフト、および異常な4重レンズクエーサーMG$\、$J0414+0534への収束摂動のレンズパワースペクトルの最初の測定を報告します。スペクトルを取得するために、高角度分解能（0.02〜0.05秒角）のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用してMG$\、$J0414+0534の観測を行いました。潜在的な摂動のフーリエ係数を調整して、加重平均レンズ除去画像の線形結合間の差を最小化する新しい方法を開発しました。合成されたレンズ除去画像によるノイズキャンセルは、干渉計から取得された拡張画像を使用するシステムに適した方法です。ラジオジェットコンポーネントの位置、スケール$>1\、$kpcでの拡張ダスト放出、およびマイクロレンズフリーの中赤外線フラックス比を使用して、新しい多波長法は、宇宙論的物質の変動を調査するための非常に効果的なツールを提供します。スケール$\lesssim10\、$kpcで。角度スケール$\lesssim1.0$arcsecの構造からの寄与が無視できると仮定すると、$\sim1.3$arcsecの角度スケール（$l\sim1.1\times10^6$または$\の角度波数に対応）sim8\、$kpc（レンズ面）、測定された収束、位置天文シフト、および潜在的なパワーは、$\varDelta_\kappa=0.02-0.025$、$\varDelta_\alpha=7-8\、$mas、および$それぞれ\varDelta_\psi=1.1-1.5\、$$\textrm{mas}^2$。私たちの結果は、視線内のハローとコールドダークマターモデルのサブハローの予測された存在量と一致しています。私たちのレンズモデルは、可能性のあるほこりっぽい矮小銀河であるオブジェクトY（inoue2017）の近くに塊が存在することを示唆しています。以前のレポートよりもはるかに暗いですが、オブジェクトYからの弱い連続放射が確認され、ピークフラックスは$\sim100\、\mu\textrm{Jy}\、\textrm{beam}^{-1}$at$\sim4\、\sigma$レベル。
超新星が誘発する星間塵の処理：ISMガス密度とガス乱流の影響
| Title |
Supernova_induced_processing_of_interstellar_dust:_impact_of_ISM_gas_density_and_gas_turbulence |
| Authors |
Florian_Kirchschlager,_Lars_Mattsson,_and_Frederick_A._Gent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01175 |
超新星（SNe）による星間物質（ISM）の塵の破壊の効率を定量化することは、銀河の塵の進化を理解するために重要です。ISMを伝播するSN爆風の3D流体力学シミュレーションを提示します。残骸の前方衝撃と周囲のISMとの相互作用は、衝撃加熱されたガスによるISMダストの破壊につながります。イオンスパッタリング、原子・分子の降着、粒子間衝突によるダスト処理を考えています。シミュレーション時系列の2Dスライスを使用して、Paperboatsコードを使用して後処理計算を適用します。ダスト破壊の効率は、粒子と粒子の衝突による粒子の粉砕速度に強く依存することがわかります。効果的なダスト破壊は、粒子と粒子の衝突を省略した場合の以前の理論的推定と同様ですが、粒子の粉砕を含めると、正味の破壊効率は約1桁高くなります。この結果は、ISMのダスト破壊率が以前の研究で大幅に過小評価されていた可能性があることを示しています。これは、高赤方偏移の銀河で見られるダスト予算の危機を悪化させるだけです。
局所銀河群の変光星-V。低質量エリダヌスIIdSph銀河の急速かつ初期の進化
| Title |
Variable_stars_in_Local_Group_Galaxies_--_V._The_fast_and_early_evolution_of_the_low-mass_Eridanus_II_dSph_galaxy |
| Authors |
C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_M._Monelli,_S._Cassisi,_S._Taibi,_C._Gallart,_A._K._Vivas,_A._R._Walker,_P._Mart\'in-Ravelo,_A._Zenteno,_G._Battaglia,_G._Bono,_A._Calamida,_D._Carollo,_L._Cicu\'endez,_G._Fiorentino,_M._Marconi,_S._Salvadori,_E._Balbinot,_E._J._Bernard,_M._Dall'Ora,_P._B._Stetson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01177 |
天の川のビリアル半径の近くにある超微弱な矮小銀河であるエリダヌス座II（エリII）の変光星の種族の詳細な研究を提示します。グッドマンとダークエネルギーカメラからのマルチエポック$g、r、i$地上ベースのデータに加えて、掃天観測用高性能カメラからの$F475W、F606W、F814W$宇宙データを分析します。67個のこと座RR星（RRL）と2個の異常なケフェイド変光星の検出を報告します。それらのほとんどは新しい発見です。RRL星を使用して、EriIIの距離係数$\mu_0=22.84\pm0.05$mag（D$_{\odot}=370\pm9$kpc）を測定し、0.3dex（0.2dex）の金属量の広がりを導き出します。固有）。水平分枝（HB）の色分布とRRL星の周期分布は、[Fe/H]=（$-2.62$、$-2.14$）の2つの恒星モデルの組み合わせによってうまく再現できます。全体的に低い金属量は、赤色巨星分枝の位置と一致しており、HBより0.65等明るい。これらの結果は、以前の分光学的研究と一致しています。金属が豊富なRRLとRRab星は、主に$\sim1$r$_{\rmh}$の外側にある金属が少ないRRLとRRc星よりも中心濃度が高くなります。これは、彫刻家などのより大きな矮小銀河に見られるものと似ており、銀河の外から内への形成シナリオと一致しています。これは、明らかに単一で非常に短い（$<1$Gyr）星形成バーストを伴う、そのようなかすかな矮小銀河で注目に値します。最後に、以前の推定値と非常によく一致する新しいデータを使用して、EriIIとその星団の新しい独立した構造パラメーターを導出しました。
初期段階の70 $ \ mu $ mの暗い高質量塊（ASHES）のALMA調査。 IV。 G023.477の星形成のサイン
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_$\mu$m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._IV._Star_formation_signatures_in_G023.477 |
| Authors |
Kaho_Morii,_Patricio_Sanhueza,_Fumitaka_Nakamura,_James_M._Jackson,_Shanghuo_Li,_Henrik_Beuther,_Qizhou_Zhang,_Siyi_Feng,_Daniel_Tafoya,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Natsuko_Izumi,_Takeshi_Sakai,_Xing_Lu,_Ken'ichi_Tatematsu,_Satoshi_Ohashi,_Andrea_Silva,_Fernando_A._Olguin,_and_Yanett_Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01231 |
質量が$\sim$1000$M_\odot$で、面密度が$\sim$0.5gcm$^{-2}$の場合、G023.477+0.114はIRDC18310-4とも呼ばれます（赤外線暗黒雲）。IRDC）は、高質量の星を形成する可能性があり、有望な星前の塊の候補として認識されています。高質量星形成の初期段階を特徴づけるために、初期段階の70$\mu$mの暗い高質量塊（ASHES）のALMA調査の一部としてG023.477+0.114を観測しました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、ダスト連続体と分子線放出で1.3mmの$\sim$1。"2解像度の観測を実施しました。質量が1.1$M_\odot$から19.0$M_\odot$。磁場を無視すると、コアのウイルスパラメータは1未満であり、コアが重力によって束縛されていることを意味します。ただし、磁場が含まれている場合、星前のコアはウイルスの平衡に近く、原始星のコアはCOとSiOで4つのコリメートされた流出が検出されます。H$_2$COとCH$_3$OHの放出は、COとSiOで見られる高速成分と一致します。流出は、出生フィラメントと磁場に対してランダムに方向付けられます。位置-速度図は、原始恒星形成のこの非常に初期の段階でさえ、一時的な質量放出がすでに始まっていることを示唆しています。dコアは、このIRDCが形成できると予想される最大恒星質量に匹敵します（8-19$M_\odot$）。IRDCG023.477+0.114が、理論的なシナリオのコンテキストで最終的に高質量の星を形成する方法について、2つの可能性を探ります。
高質量原始星ISOSSJ23053 + 5953SMM2からの高度にコリメートされた流れの発見
| Title |
Discovery_of_a_Highly_Collimated_Flow_from_the_High-Mass_Protostar_ISOSS_J23053+5953_SMM2 |
| Authors |
T._M.,_Rodr\'iguez,_P._Hofner,_E._D._Araya,_Q._Zhang,_H._Linz,_S._Kurtz,_L._G\'omez,_C._Carrasco-Gonz\'alez,_and_V._Rosero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01243 |
超大型アレイC、X、およびQバンドの連続体観測、および高質量原始星候補ISOSSJ23053+5953SMM2に向けたサブミリメートルアレイによる1.3mm連続体およびCO（2-1）観測を提示します。コンパクトcmの連続発光がSMM2コアの中心付近で検出され、スペクトルインデックスは6〜3.6cmで0.24、電波光度は1.3mJykpc$^2$でした。1.3mmの熱ダスト放出は、SMM2コアの質量が45.8Msunであることを示しています。CO（2-1）の観測は、SMM2コアを中心とした大規模で大量の分子流出を明らかにしています。この速い流出（雲の全身速度から$>$50km/s）は高度にコリメートされており、より広く、より低速の成分が含まれています。CO排出量に由来する流出質量（45.2Msun）と運動量率（6x10$^{-3}$Msunkm/s/yr）の大きな値は、高質量YSOによって駆動される流れの値と一致しています。流れの動的タイムスケールは、1.5〜7.2x10$^4$年です。また、C18Oと熱ダスト放出の比率から、おそらくダスト粒子上のCO分子の凍結が原因で、COが約20倍枯渇していることがわかりました。私たちのデータは、ISOSSJ23053+5953SMM2が、イオン化されたジェットと、高速で高度にコリメートされた大量の流出を伴う、進化の初期段階にある新しい高質量原始星であるという以前の発見と一致しています。
内部特性を使用して、超小型矮小銀河形成の潮汐ストリッピングシナリオをテストする
| Title |
Testing_the_tidal_stripping_scenario_of_ultra-compact_dwarf_galaxy_formation_by_using_internal_properties |
| Authors |
Rebecca_J._Mayes,_Michael_J._Drinkwater,_Joel_Pfeffer,_Holger_Baumgardt,_Chengze_Liu,_Laura_Ferrarese,_Patrick_C\^ot\'e,_Eric_W._Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01266 |
流体力学的EAGLEシミュレーションを使用して、巨大な銀河団の潮汐によって剥ぎ取られた銀河核の年齢と金属量を予測することにより、潮汐ストリッピングによって超小型矮星銀河（UCD）が形成できるかどうかをテストし、これらの結果を観測されたUCD。さらに、SSPモデルを使用して、シミュレートされた剥ぎ取られた核のサンプルの色を計算し、これらの色をおとめ座銀河団のUCDの観測値と比較します。観測されたUCDの年齢は、シミュレートされた剥ぎ取られた核と一致しており、オブジェクトの両方のグループの平均年齢が9Gyrを超えていることがわかります。剥ぎ取られた原子核とUCDはどちらも同様の質量-金属量の関係に従い、観測されたUCDの金属量は、M>$10^{7}〜M_{\odot}$のオブジェクトのシミュレートされた剥ぎ取られた原子核の金属量と一致します。観測されたUCDの色は、M>$10^{7}〜M_{\odot}$のオブジェクトの場合、シミュレートされたストリップされた核と一致しており、より大きなオブジェクトはより赤くなります。剥ぎ取られた核の色は、色の年齢と金属量への依存性、および質量と色の関係によって説明できる、赤と青の二峰性の分布を示すことがわかります。さらに、低質量のストリッピングされた核サンプルが青い球状星団の色と一致していることもわかりました。シミュレートされた核の内部特性は、UCD形成の潮汐ストリッピングモデルをサポートすると結論付けます。
超拡散銀河AGC242019の浅い暗黒物質ハロー：UDGは構造的に低表面輝度銀河に似ていますか？
| Title |
A_shallow_dark_matter_halo_in_Ultra_Diffuse_Galaxy_AGC_242019:_are_UDGs_structurally_similar_to_low_surface_brightness_galaxies? |
| Authors |
Chris_B.Brook,_Arianna_Di_Cintio,_Andrea_V._Maccio_and_Marvin_Blank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01402 |
超拡散銀河（UDG）に関する中心的な問題は、それらが低表面輝度（LSB）銀河とは別のカテゴリーなのか、それとも低恒星質量への自然な継続なのかということです。この手紙では、ガスが豊富なUDGAGC242019の回転曲線が、-0.54に漸近する内部勾配を持つ暗黒物質ハローによく適合し、そのような適合が理論上の期待に一致する濃度パラメーターを提供することを示します。この発見は、浅い内部プロファイルがUDGに対して導出された以前の研究と合わせて、これらの銀河の構造特性が他の観測されたLSBと同様であることを示しています。UDGはゆっくりと上昇する回転曲線を示し、これは、SNae駆動のガス流出などの内部プロセスがUDGプロファイルを変更するように作用している形成シナリオに有利に働きます。
銀河形成シミュレーションのためのブラックホール再配置の重要性
| Title |
The_importance_of_black_hole_repositioning_for_galaxy_formation_simulations |
| Authors |
Yannick_M._Bah\'e_(1),_Joop_Schaye_(1),_Matthieu_Schaller_(1),_Richard_G._Bower_(2),_Josh_Borrow_(2_and_3),_Evgenii_Chaikin_(1),_Folkert_Nobels_(1)_and_Sylvia_Ploeckinger_(1)_((1)_Leiden_University,_(2)_University_of_Durham,_(3)_Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01489 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の降着からの活動銀河核（AGN）フィードバックは、銀河形成シミュレーションの重要な要素です。SMBHの軌道進化は、代表的なボリュームでの銀河形成の現代的なシミュレーションでは自己無撞着に予測できない力学的摩擦の影響を受けます。代わりに、そのようなシミュレーションは通常、SMBHの単純な「再配置」を使用しますが、SMBHと銀河の特性に対するこのアプローチの影響はまだ体系的に調査されていません。SWIFTコードとBondi-Hoyle-Lyttletonサブグリッドガス降着モデルを使用した一連のSmoothedParticleHydrodynamicsシミュレーションに基づいて、AGNフィードバックを通じてSMBH成長およびその他のバリオンコンポーネントに対する再配置の影響を調査します。質量分解能で少なくとも約1000倍の範囲で、SMBHの再配置（または同等のアプローチ）はAGNフィードバックに必要な前提条件です。それがなければ、ブラックホールの成長はごくわずかです。有効な再配置速度を$\lesssim$10km/sに制限すると、AGNフィードバックの開始が遅れ、巨大な銀河の中心での恒星の質量成長への影響が大幅に制限されます。再配置は、3つの直接的な物理的結果をもたらします。それはSMBHの合併を促進し、したがってそれらの初期の成長を加速します。さらに、周囲ガスのピーク密度を上げ、それに比べてSMBH速度を下げ、何桁にも達する可能性のある降着率を組み合わせてブーストします。私たちの結果は、SMBH再配置のより洗練された、および/またはより適切に調整された処理が、より予測的な銀河形成シミュレーションに向けた重要なステップであることを示唆しています。
スターバーストが優勢な銀河における6〜9ドルの多環芳香族炭化水素バンドのプロファイル比較
| Title |
Profile_comparison_of_the_6-9_$\mu$m_polycyclic_aromatic_hydrocarbon_bands_in_starburst-dominated_galaxies |
| Authors |
Carla_M._Canelo,_Dinalva_A._Sales,_Am\^ancio_C._S._Fria\c{c}a,_Miriani_Pastoriza_and_Kar\'in_Men\'endez-Delmestre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01641 |
多環芳香族炭化水素（PAH）は、プレバイオティクス分子を形成する可能性があるため、天体化学的および宇宙生物学的に非常に興味深いものです。スピッツァー/IRSATLASプロジェクトから抽出された126個の主にスターバーストが支配的な銀河の7.7および8.6${\mu}$mPAHバンドを分析します。これらのバンドのピーク位置に基づいて、それらをさまざまなA、B、およびCPeetersのクラスに分類します。これにより、PAH放出集団の潜在的な特性に対処できます。この分析を、同じサンプルの6.2${\mu}$mPAHバンドに焦点を当てた以前の作業と比較します。文献で初めて、この統計分析は銀河のサンプルで実行されます。このサンプルでは、7.7${\mu}$m複合体がAオブジェクトとBオブジェクトのクラスに均等に分散されているのに対し、8.6${\mu}$mバンドはより多くのBクラスソースを示しています。さらに、銀河の39％が6.2と7.7${\mu}$mの両方のバンドのAクラスのオブジェクトに分配され、18％だけが3つのバンドの同じA分類を受けました。「AAA」銀河は、星間物質の温度が高く、塵が少ないことを示しました。私たちのサンプルでカバーされている赤方偏移の範囲を考慮すると、3つのバンドが異なるピーターズクラスに分布していることから、これらの銀河の星間物質を支配するPAHの分子的性質の潜在的な宇宙論的進化が明らかになります。より高い赤方偏移で頻繁に発生するため、さらなる研究に取り組む必要があります。
Fe K-alphaラインは超新星残骸の前駆体を確実に予測できますか？
| Title |
Can_the_Fe_K-alpha_Line_Reliably_Predict_Supernova_Remnant_Progenitors? |
| Authors |
Jared_Siegel,_Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago),_Kari_A.Frank_(CIERA,_Northwestern_University),_David_N.Burrows_(Pennsylvania_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01157 |
FeK$\alpha$線の重心エネルギーは、超新星残骸（SNR）の前駆体を識別するために使用されています。これらの調査では、一般に、残骸全体のスペクトルから導出された重心のエネルギーが考慮されました。ここでは、{\itXMM-Newton}データを使用して、6つのSNR（3C〜397、N132D、W49B、DEML71、1E0102.2-7219、およびKes73）のFeK$\alpha$重心を調査します。Kes73および1E0102.2-7219、FeK$\alpha$の放出を検出できません。SNRDEML71でのFeK$\alpha$放出の暫定的な最初の検出を報告します。重心エネルギーは、タイプIaの指定と一致しています。残りの残骸では、空間感度とスペクトル感度は、FeK$\alpha$重心の空間変動を調査するのに十分です。N132DとW49Bで、異なる領域の重心は、スペクトル全体から得られた重心と一致していることがわかりますが、他の手段で識別された残りのタイプとは必ずしも一致しません。ただし、SNR3C〜397では、最大100eVの重心に統計的に有意な変動が見られ、残骸周辺の密度構造の変動と一致しています。これらの変動は、コア崩壊を意味する重心エネルギーとタイプIaの残骸の間の中間空間にまたがっています。分割線を50eV下方にシフトすると、すべての重心をCC領域に配置できますが、他の方法で得られたレムナントタイプと矛盾します。私たちの結果は、レムナントを入力するための唯一の診断として、レムナント全体のFeK$\alpha$重心を使用する場合は注意が必要であることを示しています。
高次の多重極および2進ラブ数の普遍的な関係
観測上の制約と一致する約200万の現象論的状態方程式のデータセットを使用して、中性子星の多極潮汐変形可能性パラメーター$\Lambda_l$の間に存在する、状態方程式に依存しない新しい普遍的な関係を構築します。多極子を注文します（$l=5,6,7,8$）。$1.4M_\odot$NS、$R_{1.4}$の半径と、バイナリの減少した潮汐パラメータ$\tilde{\Lambda}$と、チャープ質量との間に普遍的な関係が存在することを確認します。この関係を、多数のチャープ質量と、質量$M$、$R_M$が異なる孤立したNSの半径に拡張します。関係を使用するときに$R_M$の推定値の不確実性が最小になるように、$\mathcal{M}$ごとに$M$の最適値があることがわかります。今後のLIGOO4実行および第3世代検出器に対するこれらの関係の有用性と影響について説明します。
Thorne-Zytkowオブジェクト爆発のプロパティ
Thorne-Zytkow天体は、水素に富むエンベロープが拡張された中性子星コアを持つ星です。巨大なソーン-ジトコウ物体は、その構造を維持している核反応がシード要素の枯渇によって終了したときに爆発することが提案されています。この論文では、ソーン-ジトコウ物体の爆発の可能性の観測特性を調査します。ソーン-ジトコウ物体の爆発は、数年間続く長期間の過渡現象として観測されていることがわかります。爆発の引き金となる降着円盤が長く続かない場合、ソーン-ジトコウ天体の爆発は、数年間続く約1e39erg/sの光度プラトーを持ち、その後突然かすかになります。それらは、数年間続く明るい段階の後に消えた星として観察されるでしょう。降着円盤が長時間持続すると、ソーン-ジトコウ天体の爆発は超新星と同じくらい明るくなります。それらは数百日の立ち上がり時間を持つ超新星として観察されるでしょう。それらの光球速度はせいぜい2000km/sであり、超新星で見られる速度よりもはるかに小さいことがわかりました。HSC16aaytやSN2008iyのように立ち上がり時間が非常に長い超新星は、ソーン-ジトコウ天体の爆発に関係している可能性があります。
等方性トムソン散乱を伴う中性子星の放射支援磁化大気中の光子気泡の放射MHDシミュレーション
| Title |
Radiative_MHD_Simulations_of_Photon_Bubbles_in_Radiation-Supported_Magnetized_Atmospheres_of_Neutron_Stars_with_Isotropic_Thomson_Scattering |
| Authors |
Lizhong_Zhang,_Omer_Blaes,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01263 |
X線パルサーおよび脈動する超大光度X線源の磁化された放射圧が支配的な中性子星降着柱の構造とダイナミクスにおける主な不確実性は、それらが光子泡の不安定性の影響を受けると考えられていることです。中性子星降着柱に関連する遅い拡散領域での等方性トムソン散乱を仮定して、この不安定性の発達を研究するために、非降着静的雰囲気の2次元放射相対論的電磁流体力学シミュレーションの結果を提示します。光子気泡は、一般に非常に小さく、シミュレートするために高い数値分解能を必要とする放射粘度長さスケールで最大成長速度が達成されるまで、一般に短波長に向かってより速く成長します。シミュレーション結果と線形理論の一貫性を詳細に確認し、非線形進化は必然的に大気の崩壊につながり、より短い長さスケールの非線形構造の存在により、より高い解像度のシミュレーションがより速く崩壊することを示します。少なくとも水平方向に周期的な境界条件を持つ静的大気では、この解像度依存性により、中性子星降着柱における光子泡の不安定性の非線形ダイナミクスのシミュレーションが困難になる可能性があります。これらの困難が、光子が逃げることができる上部および磁気的に閉じ込められた水平境界を通る降着流を含めることで持続するかどうかはまだ分からない。ここでの私たちの結果は、そのような将来の仕事の基盤を提供します。
4LAC高シンクロトロンピーク周波数BLLacオブジェクトでのTeV候補の検索
| Title |
Searching_for_TeV_Candidates_in_4LAC_High-synchrotron-peaked_Frequency_BL_Lac_Objects |
| Authors |
K._R._Zhu,_S._J._Kang,_R._X._Zhou,_and_Y._G._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01276 |
次世代のTeV検出器は、大幅に強化された性能を持つことが期待されています。したがって、観察のために新しいTeV候補を検索することは建設的です。この論文は、フェルミの大面積望遠鏡、すなわち4LACによって検出された活動銀河核の4番目のカタログで報告された高シンクロトロンピークのとかげ座BL星（HBL）の中のTeV候補に焦点を当てています。フェルミデータを無線および光学観測と交差適合試験することにより、既知の赤方偏移を持つ180個のHBLの多波長特性を収集しました。データセットには、39個の確認済みTeVソースと、TeV検出がまだ報告されていない（まだ観測されていない、または観測されているが検出されていない）141個のオブジェクトが含まれています。2種類の教師あり機械学習（SML）メソッドを使用して、既存のTeV検出オブジェクトとの多波長特性の類似性を評価することにより、検出されないオブジェクトの中から新しい可能性のあるTeV候補（PTC）を検索しました。2つのSML分類器の分類結果が組み合わされ、24の最も信頼性の高いPTCが最良の候補として提案されました。ここでは、これらのPTCの12年間の平均フェルミスペクトルを計算し、フェルミスペクトルを外挿し、銀河系外の背景光の減衰を含めることによって、それらの検出可能性を推定します。4つの候補は、大規模高高度空気シャワー天文台によって検出される可能性が高いと示唆されており、24はチェレンコフ望遠鏡アレイ観測の候補です。
回転するブラックホール連星へのミニディスク降着：準周期性と流出
| Title |
Mini-disk_accretion_onto_spinning_black_hole_binaries:_quasi-periodicities_and_outflows |
| Authors |
Luciano_Combi,_Federico_G_Lopez_Armengol,_Manuela_Campanelli,_Scott_C._Noble,_Mark_Avara,_Julian_H._Krolik,_Dennis_Bowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01307 |
周連星ディスクに囲まれ、各ブラックホールの周りにミニディスクがある、合併に近づく等質量、回転、連星ブラックホールの完全な3D一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションを実行します。この目的のために、インスピレーション体制の間、ブラックホールの地平線を含む空間のすべての位置で有効なバイナリの近似時空に加えて、理想的なGRMHD方程式を進化させます。以前の長期シミュレーションからの周連星円盤の緩和された初期データを使用します。ここでは、降着は塊と呼ばれる$m=1$の過密度によって支配されています。新しい回転シミュレーションを以前の非回転実行と比較し、回転がミニディスクのプロパティにどのように影響するかを調べます。ミニディスクの周りの流体の角運動量収支に焦点を当てて、塊の内側の端からブラックホールへの降着を分析します。回転している場合のミニディスクは、回転していない場合よりもサイクル全体で質量が大きいことがわかります。ただし、どちらの場合も、ブラックホールが受け取る質量のほとんどは、塊から材料を直接押し込むことによって供給されることがわかります。また、電磁フラックスの形態と変動性を分析し、それらが降着率の同じ周期性を共有していることを発見しました。回転している場合、流出は回転していない場合よりも$8$倍強いことがわかります。私たちの結果は、将来の観測で使用できる現実的な合成光度曲線とスペクトルを理解して生成するのに役立ちます。
H.E.S.SでUFOからの暗黒物質消滅信号を検索する
| Title |
Search_for_dark_matter_annihilation_signals_from_UFOs_with_H.E.S.S |
| Authors |
D._Malyshev,_A._Montanari,_E._Moulin_and_D._Glawion_(for_the_H.E.S.S._collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01498 |
宇宙論的なN体シミュレーションは、天の川サイズの銀河が、融合していない暗黒物質のサブハロの集団を宿していることを示しています。これらのサブハロはガンマ線で輝いていて、最終的には未確認の線源としてガンマ線調査で検出される可能性があります。H.E.S.S.を使用して、非常に高エネルギー（VHE、$E\geq100$GeV）のガンマ線放出を検索します。暗黒物質サブハロ候補としての未確認飛行物体（UFO）の徹底的な選択から行われた観測。暗黒物質の質量が数百GeVを超える場合、UFOの放出は暗黒物質消滅モデルによって十分に説明できます。UFOデータセットでもそれらの組み合わせでも、有意なVHEガンマ線放出は検出されません。したがって、UFO放出を記述する暗黒物質モデルの$J$係数による、速度加重消滅断面積$\langle\sigmav\rangle$の積に対する制約を導き出します。95％の信頼水準での上限は、TeV暗黒物質粒子の$W^+W^-$および$\tau^+\tau^-$消滅チャネルの$\langle\sigmav\rangleJ$で導出されます。熱WIMPに焦点を当てると、$J$ファクターに対する強い制約がH.E.S.Sから得られます。観察。天の川（MW）サイズの銀河の$J$因子分布関数に関する宇宙論的N体シミュレーションからのモデル依存予測を採用すると、観測されたUFO放出をわずかに説明できるのは$\lesssim0.3$TeV質量暗黒物質モデルだけです。
| Title |
Core-collapse_supernova_simulations_and_the_formation_of_neutron_stars,_hybrid_stars,_and_black_holes |
| Authors |
Takami_Kuroda,_Tobias_Fischer,_Tomoya_Takiwaki,_and_Kei_Kotake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01508 |
コア崩壊超新星のコンテキストで一次量子色力学（QCD）相転移の観測可能なシグネチャを調査します。この目的のために、ハドロン-クォークハイブリッド状態方程式（EOS）を使用して、マルチエネルギーニュートリノ輸送を伴う軸対称数値相対論シミュレーションを実行します。質量が$9.6$から$70$\、M$_\odot$の範囲の4つの非回転前駆体モデルを検討します。質量の小さい2つの前駆星（9.6と11.2\、M$_\odot$）は、ニュートリノの加熱によって引き起こされる爆発の成功を示していることがわかります。それらはQCD相転移を受けず、中性子星（NS）を残します。より質量の大きい前駆星（50および70\、M$_\odot$）については、原始中性子星（PNS）コアが相転移領域に入り、2回目の崩壊を経験します。純粋なクォーク物質レジームに入るEOSの突然の硬化のために、強い衝撃波が形成され、50\、M$_\odot$モデルのPNSエンベロープを吹き飛ばします。その結果、残骸はハドロン物質に囲まれたクォークコアになり、ハイブリッド星の形成につながります。ただし、70\、M$_\odot$モデルの場合、衝撃波は連続的な質量降着を克服できず、ブラックホールになりやすくなります。我々は、ハドロン-クォーク相転移によって駆動される超新星爆発からのニュートリノおよび重力波（GW）信号が、現世代のニュートリノおよびGW検出器で検出可能であることを発見しました。さらに、GW検出器の応答を分析すると、固有のkHzシグネチャが明らかになります。これにより、このクラスの超新星爆発を、失敗したニュートリノ駆動の爆発と区別することができます。
M87のX線フラックス変動の研究
Suzaku、Chandra、NuSTAR望遠鏡で撮影された長時間露光データを使用して、アーカイブX線データからM87コアとジェットの短期X線変動を検索しました。2006年に得られたすざくデータと2017年に得られたチャンドラコアの日中変動が見つかりました。日中変動は、M87超大質量ブラックホールのシュワルツシルド半径とほぼ同じサイズの微小放出領域を示唆しました。すざくはコアとHST-1を解決できませんでした。ただし、2006年には、HST-1はコアよりもはるかに明るかったため、変動はHST-1が原因である可能性があります。2006年の光子指数は2.38であったため、放出はHST-1の局所衝撃領域からの放射光であった可能性があり、TeV電子の粒子加速がコアから遠く（〜100pc）で発生したことを示しています。フェージング時間がシンクロトロンの冷却時間と等しいと仮定すると、磁場はB〜1.94${\delta}^{1/3}$mGに制限されます。さらに、2017年のコアの光子指数は約1.96でした。したがって、考えられる放出は、コアの放射非効率降着流またはジェット内の逆コンプトン散乱によるものでした。日中の時間変動は後者の可能性を好みます。
| Title |
Modeling_Core-Collapse_Supernovae_Gravitational-Wave_Memory_in_Laser_Interferometric_Data |
| Authors |
Colter_Richardson_(1),_Michele_Zanolin_(1),_Haakon_Andresen_(2),_Marek_J._Szczepa\'nczyk_(3),_Kiranjyot_Gill_(4),_Annop_Wongwathanarat_(5)_((1)_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Gravitational_Physics,_(3)_University_of_Florida,_(4)_Harvard_University,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01582 |
コア崩壊超新星からの$10^{-5}$Hzと$50$Hzの間の重力波（GW）放射（低周波放射と呼びます）の特性を、そのような信号を研究する文脈で研究します。レーザー干渉計データとマルチメッセンジャー天文学の実行。GWリニアメモリには特に注意が必要です。これは、GWバースト後に信号振幅がゼロに戻らない場合です。15太陽質量のゼロエイジ主系列質量を持つ太陽金属量星のコア崩壊超新星の長期シミュレーションに基づいて、スペクトル特性、観測者の位置へのメモリの依存性、および低周波の分極について議論します。ゆっくりと回転しない（またはゆっくりと）回転するコア崩壊超新星からのGW。GW放射の角度依存性を調査することにより、複数の観測者の場所で平均化された結果を適切に生成するために必要な方向の角度間隔について推奨します。超新星衝撃波のバルク運動とGWメモリ振幅との関係を定量化する半解析モデルを提案します。ニュートリノ放出がおさまる前に終了した数値シミュレーションからニュートリノ生成GW信号を拡張する方法について説明します。シミュレーションの早期停止とGWメモリのゼロ以外の振幅が、データ分析プロセス中にアーティファクトを引き起こす可能性があることについて説明します。最後に、地上干渉計と宇宙ベースの干渉計の両方にテーパーを使用する際の潜在的な解決策と問題についても調査します。
Lyotコロナグラフによるゼルニケセンサーによる低次収差のアクティブ制御の実験的検証
| Title |
Experimental_validation_of_active_control_of_low-order_aberrations_with_a_Zernike_sensor_through_a_Lyot_coronagraph |
| Authors |
Rapha\"el_Pourcelot,_Mamadou_N'Diaye,_Emiel_H._Por,_Marshall_Perrin,_R\'emi_Soummer,_Iva_Laginja,_Ananya_Sahoo,_Marcel_Carbillet,_Greg_Brady,_Matthew_Maclay,_James_Noss,_Pete_Petrone,_Laurent_Pueyo,_Scott_D._Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01410 |
将来の大規模なセグメント化された宇宙望遠鏡とそのコロナグラフ機器は、ホスト星から100mas未満で10^10のコントラスト比で地球のような惑星を観測するための解像度と感度を提供することが期待されています。高度なコロナグラフと波面制御法により、観測された星の画像に高コントラストの暗い穴を生成することができます。ただし、システムの光路のドリフトは、このコントラストの維持を妨げるポインティングエラーやその他の重大な低次収差につながります。これらのエラーを測定して修正するために、Lyotタイプのコロナグラフの焦点面マスクによって拒否およびフィルタリングされたスターライトでのゼルニケ波面センサー（ZWFS）の使用を検討します。以前の作業では、ZWFSの分析位相再構成形式をフィルター処理されたビームに適合させました。ここでは、複雑な開口望遠鏡（HiCAT）用の高コントラストイメージャのセグメント化された瞳孔設定でこれらのドリフトを積極的に補正するための戦略を検討します。この貢献は、位相共役および相互作用行列アプローチを使用した、ベンチ内部乱流の閉ループ補償、および既知の導入された収差からの実験結果を示しています。また、ZWFSに基づく閉ループを使用した場合の像面ダークホールのコントラスト回復についても検討します。
LSPE-ストリップビーム
| Title |
The_LSPE-Strip_beams |
| Authors |
S._Realini,_C._Franceschet,_F._Villa,_M._Sandri,_G.Addamo,_P._Alonso-Arias,_M._Bersanelli,_F._Cuttaia,_M._Jones,_M._Maris,_F._P._Mena,_A._Mennella,_R._Molina,_G._Morgante,_M._Tomasi,_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01440 |
この論文では、テネリフェ島のテイデ天文台からのマイクロ波の空を、43GHzと95GHzを中心とする2つの周波数帯域で、交差したデュアルリフレクターを介して観測するコヒーレント偏光計アレイであるLSPE/Stripの光学システムの設計と特性評価について説明します。-口径1.5mのDragone望遠鏡。一般に、望遠鏡フィードアレイアセンブリで構成される光学システムには、高精度の測定を実行する能力を制限する可能性のある非理想性があります。したがって、これらの体系的な効果を理解し、特徴づけ、適切に制御する必要があります。このため、電磁シミュレーションを実行して、角度分解能、サイドローブ、メインビームの対称性、偏光純度、フィードホーンの向きを特徴付けました。この論文で提示された結果は、さらなる光学的研究およびLSPE/ストリップデータ分析のための重要なインプットとなるでしょう。最終的に、それらは科学的結果に対する光学的系統的効果の影響を評価するために使用されます。
太陽酸素の存在量
| Title |
Solar_oxygen_abundance |
| Authors |
Maria_Bergemann,_Richard_Hoppe,_Ekaterina_Semenova,_Mats_Carlsson,_Svetlana_A._Yakovleva,_Yaroslav_V._Voronov,_Manuel_Bautista,_Ahmad_Nemer,_Andrey_K._Belyaev,_Jorrit_Leenaarts,_Lyudmila_Mashonkina,_Ansgar_Reiners,_Monika_Ellwarth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01143 |
太陽の表面の金属量をめぐる論争に動機付けられて、我々は太陽の光球の酸素（O）の存在量の再分析を提示します。OおよびNiの新しい原子モデルは、1D静水圧（MARCS）および3D流体力学（スタガーおよびバイフロスト）モデルで非局所熱力学的平衡（NLTE）計算を実行するために使用されます。Bifrost3DMHDシミュレーションは、彩層の影響を定量化するために使用されます。3DNLTEラインプロファイルを、IAGFTS機器を使用して取得した太陽の新しい高解像度R=700000の空間分解スペクトルと比較します。777nmのOI線は、H-impact衝突データと振動子強度の選択に依存するlogA（O）=8.74+/-0.03dexの存在量をもたらすことがわかります。630nmの禁止された[OI]線は、ほぼLTEで形成され、対流に対する感度が弱いため、モデルに依存しません。ただし、この遷移の振動子強度は、777nmラインの場合よりも不確実です。NiIブレンドを使用して3DNLTEでモデル化された、630nmのラインは、豊富なlogA（O）=8.77+/-0.05dexを生成します。私たちの結果を文献の以前の推定値と比較し、太陽光球のO存在量の最も可能性の高い値について結論を出します。これは、logA（O）=8.75+/-0.03dexで推定されます。
恒星の質量全体でピーターパンディスクの可能性を探る
最近、いくつかの降着するM矮星が、典型的な原始惑星系円盤の寿命をはるかに超える年齢で発見されました。これらの「ピーターパンディスク」は、低放射線環境で進化する原始ディスクとして説明することができます。ホスト星の持続的に低い質量は、原始円盤がより高い質量の星の周りのこれらの年齢まで生き残ることができるかどうかという疑問を提起します。この研究では、原始惑星系円盤のさまざまな質量損失プロセスが最大寿命を制限する方法と、これがホストの星の質量にどのように依存するかを探ります。質量が$\lesssim$0.6M$_\odot$の星は、$\sim$50Myrで原始円盤を保持できることがわかります。恒星の質量$\gtrsim$0.8M$_\odot$では、ホスト星による比較的効率的な降着と光蒸発により、最大ディスク寿命は50Myr未満に大幅に減少します。$\sim$2M$_\odot$までのすべてのホスト星の質量に対して、最大15Myrの寿命がまだ可能です。0.6〜0.8M$_\odot$のホスト星の質量の場合、降着は停止し、モデルでは50Myrの前に内部ギャップが形成されます。観察は、そのような構成が急速に分散していることを示唆している。PeterPanディスクは、M個の矮星の周りでのみ発生する可能性があると結論付けています。
EUV波とタイプII電波バーストの間の不一致によって示される太陽コロナ衝撃波のグローバルな性質
Extreme-UltraViolet（EUV）波とタイプII電波バーストの物理的な関係を再検討します。それらは単一の冠状衝撃波の2つの観測的側面であるとしばしば考えられてきました。ただし、速度の相関関係がないため、単一の現象におけるそれぞれの（または一般的な）性質の理解が妨げられます。観測から真の波動成分を特定し、それらの速度を測定する際の不確実性を知って、以前の文献で報告されたEUV波の速度を再検討し、これらをタイプII無線バーストおよびコロナ質量放出（CME）と比較します。これは、EUV波の速度とそれに関連するタイプII電波バーストの間の不一致を確認します。第二に、CME速度は、EUV波よりもタイプII電波バーストとの相関が良好であることがわかります。最後に、タイプIIの速度とその範囲は、EUV波の速度よりもはるかに大きくなる傾向があります。速度の不一致が実際には固有の傾向であることを示し、駆動部分と非駆動部分の両方で構成される冠状衝撃波の性質を解明します。これは、他のすべての不確実性が取り除かれたとしても、速度の不一致が残ることを示唆しています。
ガイアデータリリース2の観測とリチウムテストに基づく追加の若い近くの暴走星の識別
| Title |
Identification_of_additional_young_nearby_runaway_stars_based_on_Gaia_data_release_2_observations_and_the_lithium_test |
| Authors |
R._Bischoff,_M._Mugrauer,_G._Torres,_M._Geymeier,_R._Neuh\"auser,_W._Stenglein,_K.-U._Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01511 |
暴走星はその著しく高い空間速度が特徴であり、それらの形成メカニズムの研究はかなりの関心を集めています。近くにある若い暴走星は、それらの起源の場所を特定し、中性子星などの関連する可能性のあるオブジェクトを検索するのに最も適しています。通常、暴走星の研究分野は、O型およびB型の星に焦点を当てています。これは、これらの天体が後期型の星よりも遠方で検出されやすいためです。初期型の暴走星には、進化が速く、したがって若いことをよりよく確認できるという利点があります。これとは対照的に、Tetzlaff、Neuh\"auser、＆Hohle（2011）による3kpc以内の若い暴走星のカタログには、スペクトル型A以降の星も含まれています。このカタログのオブジェクトは元々若い（$\le50$Myr）ヒッパルコスのデータを使用して、ヘルツシュプルングラッセル図と進化モデルの位置から年齢を推定することにより、暴走星。この記事では、より正確な2番目のデータリリースを使用するだけでなく、年齢を再決定および/または制約します。ガイアミッションの、しかしまた、若さの指標であるリチウム（6708$\unicode{xC5}$）線の等価幅を測定することによって。したがって、51個のターゲット星のスペクトルでリチウム吸収を検索しました。2020年3月から9月までの大学天文台イエナと\'EchelleスペクトルグラフFLECHAS、およびフレッドL.ホイップル天文台からの追加のTRESスペクトル内。このキャンペーンの主要部分は、VizieRでアクセス可能な308個の縮小スペクトルですでにpでした。恥ずかしい。2015年に開始された観測キャンペーンの継続と完了であるこの作業では、さらに3人の若い逃走星候補が見つかりました。
太陽の近くの磁気スイッチバックパッチの特徴的なスケールとそれらの太陽の超造粒および造粒との関連の可能性
| Title |
Characteristic_scales_of_magnetic_switchback_patches_near_Sun_and_their_possible_association_with_solar_supergranulation_and_granulation |
| Authors |
Na\"is_Fargette,_Benoit_Lavraud,_Alexis_Rouillard,_Victor_R\'eville,_Thierry_Dudok_De_Wit,_Clara_Froment,_Jasper_S._Halekas,_Tai_Phan,_David_Malaspina,_Stuart_D._Bale,_Justin_Kasper,_Philippe_Louarn,_Anthony_W._Case,_Kelly_E._Korreck,_Davin_E.Larson,_Marc_Pulupa,_Michael_L._Stevens,_Phyllis_L.Whittlesey_and_Matthieu_Berthomier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01519 |
0.3AUの太陽周回軌道距離内で記録されたパーカーソーラープローブ（PSP）データは、大きな局所的変動または半径方向磁場の逆転さえも受けるAlfv\'enic構造によって支配される磁場を明らかにしました。それらは磁気スイッチバックと呼ばれ、同じ磁気セクター内の磁力線の折り目と一致しており、そうでなければより穏やかなバックグラウンド中の速度スパイクに関連付けられています。それらは、磁気リコネクションプロセスによる低太陽大気に起因するか、または拡大する太陽風の乱流または速度せん断の進化に起因すると考えられています。この作業では、磁気スイッチバックパッチの時間的および空間的特性スケールを調査します。スイッチバックは、パーカーの公称スパイラル方向からの偏差として定義され、PSPの遭遇1、2、4、および5に対して自動的に検出されます。特に、E5中のスイッチバックが支配的な5。1日間隔に焦点を当てます。磁場とパーカースパイラルの間の立体角のウェーブレット変換を実行し、それぞれ太陽の粒子化と超粒子化のスケールと一致する2つの異なる波長の周期的な空間変調を見つけます。さらに、スイッチバックの発生とスペクトル特性は、PSPの半径方向の距離ではなく、太陽風のソース領域に依存しているように見えることがわかります。これらの結果は、スイッチバックが低コロナで形成され、太陽表面の対流パターンによって変調されることを示唆しています。
MUSEを使用した球状星団の恒星の国勢調査。 $ \ omega $星団の複数の主系列星に関する新しい視点
| Title |
A_stellar_census_in_globular_clusters_with_MUSE._A_new_perspective_on_the_multiple_main_sequences_of_$\omega$_Centauri |
| Authors |
M._Latour,_A._Calamida,_T.-O._Husser,_S._Kamann,_S._Dreizler,_and_J._Brinchmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01540 |
$\omega$Cenは、星の鉄の存在量が1桁以上に及ぶ球状星団のまれな例です。その赤色巨星と準巨星の枝の多くの分光学的調査は、鉄の存在量分布に複数のピークを明らかにしました。主系列（MS）星の金属量分布は、星がかすかになっていてデータが不足しているため、まだ十分に特徴付けられていません。これまでのところ、MS星のほとんどすべての研究は測光測定に基づいています。私たちの目標は、$\omega$CenのMS星の統計的に有意なサンプルの金属量分布を調査することです。特に、クラスターの赤と青のMS間の金属量の違いを再検討することを目指しています。$\omega$Cenの中央領域で取得されたMUSEスペクトルを使用して、$\upperx$3000MS星の金属量を導き出します。青いMSの星は、赤い星よりも平均して$\upperx$0.1dex多く金属が豊富であることがわかります。この新しい推定に基づいて、2つのシーケンスは、ハッブル宇宙望遠鏡の色と大きさの図に当てはめることができます。2つの等時線は、同じグローバルな金属量と年齢を持ちますが、青いMSのヘリウム存在量が高くなります。つまり$\DeltaY\lesssim$0.1。さらに、$\omega$CenMSに沿った5つの主要な母集団の平均金属量を決定し、これらの推定値は以前の測光研究からの期待と一致しています。
ローカルアソシエーションの5つのシステム部分にある若い分光バイナリ
| Title |
A_young_spectroscopic_binary_in_a_quintuple_system_part_of_the_Local_Association |
| Authors |
Carlos_Cardona_Guill\'en,_Nicolas_Lodieu,_V\'ictor_J._S._B\'ejar,_David_Baroch,_David_Montes,_Matthew_J._Hoskin,_Sandra_V._Jeffers,_Felipe_Murgas,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Patrick_Sch\"ofer,_Daniel_Harbeck,_Curtis_McCully |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01624 |
二重線の分光連星（SB2）を使用すると、それらのコンポーネントの質量の下限を直接決定して、恒星モデルをテストできます。この作業では、若いSB2であるGJ1284の軌道および物理パラメータを導出することを目的としています。また、このシステムとその2つの幅広い共動仲間であるGJ898とGJ897ABのメンバーシップを、他の若者の指標とともに年齢を評価するために、若い引っ越しグループに改訂します。その後、これらの分析とこれらのシステムの測光の結果を、いくつかの前主系列進化モデルと比較します。高解像度スペクトルから、GJ1284システムの軌道とその全身速度を決定します。さらに、TESS測光を使用して、GJ1284とその2つの広いコンパニオンの自転周期を導き出します。GJ1284は、M2-M2.5+M3-M3.5で構成される11.83d周期の離心率（$e=0.505$）を持つ約16pcに配置された連星系です。$\gamma=0.84\pm0.14\、\mathrm{km\、s}^{-1}$の修正された全身速度は、それが地方協会のメンバーであることを示唆しています。運動学と他の活動および青年の指標は、このシステムとその2つのコンパニオンの年齢が110〜800Myrであることを示しています。測光といくつかの進化モデルとの比較から導き出された等時年齢は、3つの共動システムの活動指標から推定された年齢よりも若いです。異なるモデルを使用して光度と年齢から導出されたGJ1284のコンポーネントの質量は、PARSECモデルを除いて、測光から導出された質量と一致しませんが、同様の二重線食変光星の動的質量と互換性があります。年齢とスペクトルタイプ。スポットの形での磁気活動の影響は、測光質量と動的質量をある程度調和させることができますが、ほとんどの進化モデルでは考慮されていません。
4DEinstein-Gauss-Bonnet重力におけるコンパクトオブジェクトの天体物理学的制約
| Title |
Astrophysical_constraints_on_compact_objects_in_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Christos_Charmousis,_Antoine_Leh\'ebel,_Evangelos_Smyrniotis,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01149 |
高次元のアインシュタイン-ガウス-ボンネ重力に由来する特定の4Dホルンデスキー理論でコンパクトオブジェクトの特性を研究します。驚くべきことに、正確な真空解が知られています。このコンパクトな物体は、主に強磁場領域で一般相対性理論とは異なります。このフレームワークでブラックホールのいくつかの特性について説明し、静的および低速回転の両方での中性子星の特性を詳細に調査します。一般相対性理論からの比較的穏やかな偏差の場合、GW190814の二次天体は、非常に硬いまたはエキゾチックな状態方程式に頼ることなく、ゆっくりと回転する中性子星と互換性があることがわかります。一般相対性理論からの偏差が大きい場合、中性子星の平衡シーケンスはブラックホールの限界に漸近的に一致し、同じ半径の中性子星とブラックホールの間の質量ギャップを閉じますが、平衡解の安定性はまだ決定されていません。私たちの結果と現在の観測上の制約に照らして、この理論の一般相対性理論からの偏差をパラメーター化する結合定数に関する特定の制約について説明します。
トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式をf（T）重力で解く：いくつかの現実的な状態方程式に適用される新しいアプローチ
| Title |
Solving_Tolman-Oppenheimer-Volkoff_equations_in_f(T)_gravity:_a_novel_approach_applied_to_some_realistic_equations_of_state |
| Authors |
Jos\'e_C._N._de_Araujo,_Hemily_G._M._Fortes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01155 |
重力の代替理論を精査する方法はたくさんあります。つまり、太陽系スケールでの実験的テスト、宇宙論のデータとモデル、重力波、コンパクトオブジェクトなどです。本論文では、いくつかの現実的な状態方程式（EOS）について、中性子星（NS）などのコンパクトオブジェクトにねじれ$f（T）$を適用した重力モデルについて考察します。これを行うには、以前の記事に従います。この記事では、対応するトルマン-オッペンハイマー-フォルコフ方程式を取得し、この処方をポリトロープコンパクト星のモデル化に適用することにより、この$f（T）$重力でコンパクト星をモデル化する方法を示します。ここに示す$f（T）$重力でのNSのこれらのモデリングでは、特に、特定の現実的なEOSに許容される最大質量を計算します。これにより、どのモデルが観測に準拠しているかを評価することもできます。一般相対性理論ですでに知られている結果はある程度再現する必要があり、最終的には、相対性理論自体よりもNSの最大質量を大きくできるモデルを見つけることができます。これは、たとえば、この星の場合、イベントGW190814の二次成分を説明できます。巨大なNSです。
ブラックホールの成長と縮小から放出される光の周波数シフト
| Title |
Frequency_shift_of_light_emitted_from_growing_and_shrinking_black_holes |
| Authors |
F._S._Guzman,_I._Alvarez-Rios,_J._A._Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01312 |
この論文では、降着によって成長または縮小するシュワルツシルトブラックホールの近くから送信された信号の周波数シフトを研究する方法を提示します。スカラー場の球殻から供給されるアインシュタイン方程式の数値解を構築します。正のエネルギー密度は成長をシミュレートし、負のエネルギー密度はブラックホールの地平線の縮小をシミュレートします。降着中のさまざまなタイムスライスでヌル光線の分布を開始し、それらのエネルギーをそれら自身の軌道に沿って推定します。光子の束は、塵の分布に従って空間的に分布し、そのダイナミクスは、ブラックホールの進化中にテストフィールドの限界でオイラー方程式に従います。これらの要素を使用して、穴の成長または収縮の降着プロセス中の光子の周波数シフトを構築します。これは、スカラー場シェルの厚さ、または同等に降着の時間スケールに依存する変動性を示します。
教師なしアンサンブル学習による乱流計算流体力学シミュレーションのセグメンテーション
| Title |
Segmentation_of_turbulent_computational_fluid_dynamics_simulations_with_unsupervised_ensemble_learning |
| Authors |
Maarja_Bussov_and_Joonas_N\"attil\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01381 |
コンピュータービジョンと機械学習ツールは、複雑なコンピューターシミュレーションからの情報を自動的に分析して分類するための刺激的な新しい方法を提供します。ここでは、乱流パターンのシミュレーションデータ出力コンテンツを個別かつ堅牢に分類して個別の構造カタログに分析できるアンサンブル機械学習フレームワークを設計します。セグメンテーションは、教師なしクラスタリングアルゴリズムを使用して実行されます。このアルゴリズムは、シミュレーション画像内の類似したピクセルをグループ化することによって物理構造をセグメント化します。結果として得られるセグメント領域境界の精度と堅牢性は、同時に評価される複数のクラスタリング操作からの情報を組み合わせることによって強化されます。オブジェクトセグメンテーション評価のスタッキングは、イメージマスクの組み合わせ操作を使用して実行されます。さまざまなクラスターマスクのこの統計的に組み合わされたアンサンブル（SCE）により、事前のユーザー入力なしで、各ピクセルおよび関連するセグメントのクラスター信頼性メトリックを構築できます。アンサンブル内のさまざまなクラスターオカレンスの類似性を比較することで、データを記述するために必要なクラスターの最適な数を評価することもできます。さらに、アンサンブル平均の空間セグメント領域境界に依存することにより、SCEメソッドは、さまざまな画像データクラスターのより正確で堅牢な関心領域（ROI）境界の再構築を可能にします。SCEアルゴリズムを、現在のシートと呼ばれる断続的な流れ構造の幾何学的測定に正確なROI境界が必要な、磁気的に支配的な完全運動乱流プラズマ流の2次元シミュレーションデータスナップショットに適用します。
原始ゆらぎによって引き起こされる最先端の重力波、いわゆる誘導重力波についてのレビューを提供します。誘導重力波の背後にある直感的な物理学を提示し、一般的な分析定式化を再検討して統一します。次に、一般的な数式をコンパクトな形式で提示し、すぐに適用できるようにします。このレビューは、原始宇宙がしばしば想定される放射線支配宇宙論とは異なる拡大の歴史を経験したという開かれた可能性に重点を置いています。このトピックに興味のある人は誰でも、誘導された重力波の宇宙論の現在の進歩に気づき、背後にある計算に精通することを願っています。
| Title |
A_quantum_algorithm_for_gravitational_wave_matched_filtering |
| Authors |
Sijia_Gao,_Fergus_Hayes,_Sarah_Croke,_Chris_Messenger,_John_Veitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01535 |
現在開発中の量子計算デバイスは、従来のアルゴリズムの能力を超えてデータ分析技術を加速する可能性を秘めています。ノイズの多いデータ内の未知の信号を検出するための量子アルゴリズムの適用を提案します。グローバーのアルゴリズムをマッチドフィルタリングに適用します。これは、データを多数の候補信号テンプレートと比較する信号処理技術です。従来の方法と比較して、これはテンプレートの数の平方根に比例したスピードアップを提供し、そうでなければ手に負えない検索を可能にします。原理実証量子回路の実装と、最初の重力波信号GW150914の検出へのアルゴリズムの適用のシミュレーションの両方を示します。アルゴリズムの時間計算量とスペース要件、および現在計算が制限されている連続重力波の検索への影響について説明します。
銀河中心のブラックホール：準正常なリンギング、灰色の物体の要因、およびUnruh温度
最近、Cardoso等。\cite{Cardoso：2021wlq}は、銀河のような物質の分布に浸されたブラックホールを説明する正確なブラックホールの解を見つけました。そこで、重力放射の特性が研究されました。ここでは、電磁放射を考慮して、このジオメトリのプロパティの分析を続けます。電磁放射の準ノーマルモード、漸近テール、グレーボディファクターを計算します。さらに、この時空のUnruh温度についても説明します。銀河の振る舞いに最もよく適合する体制で行われた推定は、そのようなブラックホールの周りの古典的および量子放射に対する環境の影響が比較的小さくなければならないことを示しています。
勾配拡張形式におけるアクシオンインフレーション中のゲージ場生成
| Title |
Gauge-field_production_during_axion_inflation_in_the_gradient_expansion_formalism |
| Authors |
E.V._Gorbar,_K._Schmitz,_O.O._Sobol,_and_S.I._Vilchinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01651 |
位置空間における一連の双線形電磁関数の時間発展を説明する新しい勾配展開形式で、軸インフレーション中のゲージ場の爆発的な生成を研究します。この形式に基づいて、これまでほとんど単独で扱われてきた2つの重要な効果を同時に説明することができます。（i）インフラトン場の進化に対する生成されたゲージ場の逆反応と（ii）シュウィンガーペアの生成強いゲージ場のバックグラウンドにおける荷電粒子の分布。これにより、シュウィンガー効果によるゲージ場生成の抑制が、そうでなければ関連するシナリオでの逆反応を防ぐことができることを示すことができます。さらに、誘導電流$\boldsymbol{J}=\sigma\boldsymbol{E}$も、ハッブルの地平線の奥深くにあるバンチ-デイビスの真空ゆらぎを減衰させることを指摘します。この抑制は、導電率$\sigma$の時間積分に関連する新しいパラメーター$\Delta$によって記述されます。これにより、システム全体の記述が本質的に非局所的になります。最後に、私たちの形式を使用して、フーリエ空間のゲージ場のモード関数の非常に正確な解を構築する方法を示します。これは、原始摂動やバリオン数生成の現象学を含む、さらなる現象論的アプリケーションの豊富な出発点として機能します。
