尤度のない推論は、フォワードシミュレーションのみを使用してベイズ分析を実行するための厳密なアプローチを提供します。尤度のない方法の主な利点は、フォワードシミュレーションで複雑な物理プロセスと観測効果を説明できることです。ここでは、弱いレンズ効果の質量キャリブレーションと組み合わせたクラスター存在量の赤方偏移の進化を使用して、ベイズ宇宙論的推論の尤度のないフォワードモデリングの可能性を探ります。2つの補完的な尤度のない方法、つまり近似ベイズ計算（ABC）と密度推定尤度のない推論（DELFI）を使用して、宇宙論的パラメーター$（\Omega_\mathrm{m}、\sigma_8）$および調査サンプルの質量スケール。eROSITAのような選択関数と、$\Omega_\mathrm{m}=0.286$および$\sigma_8=0.82$のフラットな$\Lambda$CDM宇宙論における観測量と質量の関係の10％の分散を採用して、次のように作成します。50度$^2$の調査地域で観測可能な選択されたNFWクラスターの合成カタログ。スタックされた接線シアープロファイルとレッドシフトビンの数カウントは、両方の方法の要約統計量として使用されます。一連の前方シミュレーションを実行することにより、両方の方法から事後分布の収束解を取得します。特に$\Omega_\mathrm{m}$パラメータの場合、ABCはDELFIよりも幅広い事後確率を回復することがわかります。ソース密度が$n_\mathrm{g}=20$arcmin$^{-2}$の弱いレンズ効果の調査では、$S_8=\sigma_8（\Omega_\mathrm{m}/0.3）の事後制約を取得します。）^{0.3}$は、ABCとDELFIからそれぞれ$0.836\pm0.032$と$0.810\pm0.019$です。この研究で開発された分析フレームワークは、XMM-XXL調査やeROSITA全天調査などの進行中のクラスター宇宙論プログラムと、広視野弱レンズ調査との組み合わせによる宇宙論的推論に特に強力です。
| Title |
Multifield_Cosmology_with_Artificial_Intelligence |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_David_N._Spergel,_Yin_Li,_Benjamin_Wandelt,_Andrina_Nicola,_Leander_Thiele,_Sultan_Hassan,_Jose_Manuel_Zorrilla_Matilla,_Desika_Narayanan,_Romeel_Dave,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09747 |
超新星や活動銀河核からのフィードバックなどの天体物理学的プロセスは、暗黒物質、ガス、銀河の特性と空間分布をよく理解されていない方法で変更します。この不確実性は、宇宙論的調査から情報を抽出するための主要な理論的障害の1つです。さまざまな宇宙論的および天体物理学的モデルにまたがるCAMELSプロジェクトからの2,000の最先端の流体力学シミュレーションを使用し、暗黒物質からガスおよび恒星の特性まで、13の異なる分野の数十万の2次元マップを生成します。これらのマップを使用して畳み込みニューラルネットワークをトレーニングし、フィールドレベルで天体物理学的効果を無視しながら、最大量の宇宙論的情報を抽出します。私たちの地図は$（25〜h^{-1}{\rmMpc}）^2$の小さな領域しかカバーしておらず、さまざまなフィールドが非常にさまざまな方法で天体物理学的効果によって汚染されていますが、私たちのネットワークは$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_8$は、ほとんどのフィールドで数パーセントのレベル精度です。ネットワークによって実行される周辺化は、天体物理学的効果によって汚染されていない重力のみのN体シミュレーションからのマップでトレーニングされたモデルと比較して、豊富な宇宙論的情報を保持していることがわかります。最後に、マルチフィールド（異なる色またはチャネルとして複数のフィールドを含む2Dマップ）でネットワークをトレーニングし、個々のフィールドでトレーニングされたネットワークよりも高い精度ですべてのパラメーターの値を推測できることを発見しました。N体シミュレーションのマップよりも精度の高い$\Omega_{\rmm}$の値。
暗黒物質シートIIの複雑さのシミュレーション：非冷暗黒物質モデルのハローおよびサブハロー質量関数
| Title |
Simulating_the_complexity_of_the_dark_matter_sheet_II:_halo_and_subhalo_mass_functions_for_non-cold_dark_matter_models |
| Authors |
Jens_St\"ucker,_Raul_E._Angulo,_Oliver_Hahn_and_Simon_D.M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09760 |
従来のN体シミュレーションの不安定性が偽の人工ハローの大集団を作成する暗黒物質のフリーストリーミングスケール以下での暗黒物質構造の進化を確実に追跡する「シート+リリース」シミュレーションを提示します。私たちのシミュレーションは、ハーフモードスケール$k_{\rm{hm}}$と勾配パラメーター$\beta$によってパラメーター化された、広範囲のパワースペクトルカットオフ関数をサンプリングします。このパラメータ空間は、熱遺物のウォームダークマター、ステライルニュートリノ、ファジーダークマター、およびETHOSモデルのかなりの部分を含む、多くの非コールドダークマターモデルを表すことができます。これらのシミュレーションを追加のN体シミュレーションと組み合わせると、次の結果が得られます。（1）偽のハローを除去した後でも、強く抑制された領域（$n_{\rm{X}}/n_{\rm{CDM}}<5\％$）のハロー質量関数は、に強く依存するため、不確実なままです。ハローの定義。これらの質量スケールでは、従来のハローファインダーは主に、束縛されていない、非常に細長い、潮汐場に支配されている、またはビリアライズされていない過密度を識別します。（2）抑制が20倍よりも小さいレジームは、これらの不確実性に対して非常に堅牢ですが、適切なN体シミュレーションから確実に推測できます。（3）抑制が$20\％$、$50\％$、および$80\％$に達するスケールを介して、ハローおよびサブハロ質量関数の抑制をパラメーター化することで、多くの非コールドダークマターの予測を可能にする簡単な式を提供します。モデル。（4）シート+リリースシミュレーションのハロー質量濃度関係は、N体シミュレーションに基づく以前の結果とよく一致しています。（5）一般に、ウォームダークマターモデルの以前のN体研究の妥当性を確認し、人工ハローの影響に関する懸念を大幅に排除します。
機械学習で4重に画像化されたクエーサーを見つける。 I.方法
| Title |
Finding_quadruply_imaged_quasars_with_machine_learning._I._Methods |
| Authors |
A._Akhazhanov,_A._More,_A._Amini,_C._Hazlett,_T._Treu,_S._Birrer,_A._Shajib,_P._Schechter,_C._Lemon,_B._Nord,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_D._A._Finley,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_A._G._Kim,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_H._Lin,_M._A._G._Maia,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_C._To,_T._N._Varga,_and_J._Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09781 |
強くレンズ化された4重に画像化されたクエーサー（クエーサー）は異常なオブジェクトです。それらは空では非常にまれであり、現在までに数十個しか知られていませんが、それでも、膨張の歴史や宇宙の構成、星や暗黒物質の分布など、幅広いトピックに関する独自の情報を提供します。銀河、クエーサーのホスト銀河、および恒星の初期質量関数。天体画像でそれらを見つけることは、他の（汚染された）ソースよりも桁違いに多いため、古典的な「干し草の山の中の針」の問題です。この問題を解決するために、最先端の深層学習手法を開発し、ダークエネルギーサーベイから取得した銀河の実像に基づいて、マイクロレンズの色彩効果を含む現実的なソースモデルとデフレクターモデルを使用して、現実的なシミュレートされたクワッドでトレーニングします。。シミュレートされたオブジェクトと実際のオブジェクトの混合に対する最良の方法のパフォーマンスは優れており、0.86〜0.89の範囲の受信者動作曲線の下の領域が得られます。再現率は100％に近く、全体の大きさはi〜21であり、完全性が高いことを示していますが、適合率はi〜17-21の範囲で85％から70％に低下します。この方法は非常に高速です。200万サンプルのトレーニングはGPUマシンで20時間かかり、GPU時間あたり10^8のマルチバンドカットアウトを評価できます。この方法の速度と性能は、既知のクワッドの現在のサンプルの不完全性の主な原因である可能性が高い測光事前選択の必要性を回避して、天文学的なソースの大きなサンプルにそれを適用する道を開きます。
宇宙定数による光の曲がり
フリードマン・ロバートソン・ウォーカーにおいて、点質量と補償された空胞からなるスイスチーズモデルの測地線方程式を数値積分することにより、宇宙定数$\Lambda$が光の宇宙重力曲げに影響を与えるかどうかの問題を再検討します。バックグラウンド。標準的なレンズ方程式の角直径距離でまだ説明されていない宇宙定数への光の曲がりの依存性は事実上ないことがわかります。さらに、曲がりがカバーされる有限領域に制限されているために生じる小さな変更があります。穴。$10^{13}\、M_{\odot}$レンズの残りの$\Lambda$依存性は、$10^7$の1パーツのレベルにあり、これでも穴のサイズの小さな変化によって説明される可能性があります。光子が交差するにつれて進化します。したがって、宇宙定数が存在する場合、標準的な宇宙レンズ方程式を修正する必要はないと結論付けます。
原始ブラックホール（PBH）が暗黒物質（DM）密度の10％以上を占める場合、今日のそれらのエネルギー密度はバリオンのエネルギー密度と同じオーダーです。このような宇宙の偶然は、PBHの形成シナリオと宇宙のバリオン非対称性の相互の起源を示唆しているかもしれません。バリオン数生成は、インフラトンのローリング速度がスローロールから（ほぼ）超スローロール相に急激に変化することによって引き起こされる可能性があります。これにより、単一フィールドのインフレーションモデルでPBH形成に大きな曲率摂動が生じます。バリオン数生成の要件が、推定されたPBH質量範囲、結果として生じる確率的重力波背景周波数ウィンドウ、および関連する宇宙マイクロ波背景放射のテンソル対スカラー比の振幅とともに、DMへのPBHの寄与を潜在的に観測可能な領域に駆動することを示します。
ダークマターハローのスピン整列：マッドハロー
暗黒物質ハローのスピン整列を、自転と公転にいくぶん似たメカニズムを考慮して調査します。私たちはそれをTidalLockingTheory（TLT）と呼んだ。潮汐トルク理論はダークマターハローの初期角運動量の原因ですが、潮汐ロッキング理論は非線形時代の角運動量の変化を説明しています。私たちの以前の研究は、ハロー間の接近した遭遇がそれらの角運動量を劇的に変える可能性があることを示しました。現在の原稿は、潮汐ロック理論が、大きな高速ハローの速度とスピン方向の間の部分的な整列を予測していると主張しています。この予測を調べるために、IllustrisTNGシミュレーションを使用して、ハローの回転軸の配置を探します。高速ハローの場合、スピンと速度の間の整列の過剰確率は$z=0$で約10％であることがわかります。速度が中央値の2倍を超えています。潮汐トルク理論は、ハローのスピンが潮汐テンソルの中央固有方向と整列する傾向があることを予測していることを示します。さらに、$z=10$のハローは、15％の超過確率で潮汐テンソルの中央固有方向と優先的に整列していることがわかります。潮汐トルク理論は、$z=10$でほぼ完璧に機能する一方で、$z=0$で正しい位置合わせを予測できないことを示しています。
自己重力無衝突流の逆質量カスケードとハロー質量関数への影響
逆質量カスケードは、自己重力無衝突流（SG-CFD）の統計的に定常状態に対して提案されています。小さな質量スケールから大きな質量スケールへの連続的な物質移動（逆カスケード）が定式化されます。質量関数への直接的な影響について説明します。質量カスケードは局所的で双方向であり、質量空間では非対称です。ハローは、同じサイズのハローとの間で質量を継承/受け渡します。2つの異なる範囲が識別されます。スケールに依存しない物質移動速度の伝播範囲と、ハローを成長させるために消費されるカスケード質量の堆積範囲です。次元分析により、ジオメトリ指数（${\lambda}$）を使用した伝播範囲のべき乗則質量関数が導き出されます。基本的なマージ頻度$f_0{\sim}m_p^{\lambda-1}a^{-1}$が識別されます。ここで、$a$はスケール係数です。周波数がわかっている場合は、粒子の質量$m_p$を決定できます。物質移動速度${\epsilon}_m{\sim}a^{-1}$は、ハロー質量（伝播範囲の重要な機能）とは無関係です。典型的なハローは$m_h{\sim}a^{3/2}$として成長し、待機時間（ハロー寿命）は${\sim}m_h^{-\lambda}$として拡大します。質量カスケードの連鎖反応は、非平衡システム（SG-CFD）に、エネルギーを継続的に放出してエントロピーを最大化するメカニズムを提供します。総ハロー質量$M_h$が$a^{1/2}$として増加するように、永遠の逆質量カスケードを維持するには、最小スケールでの質量（「フリーラジカル」）の連続注入が必要です。これらの「ラジカル」は、最小のプランクスケールで直接生成される場合もあれば、大規模から小規模への直接カスケードによって生成される場合もあります。質量カスケード全体は、ハローが待機時間の指数分布で移動する質量空間のランダムウォークによって定式化できます。これにより、特定の崩壊モデルに依存することなく質量関数を完全に導出できる不均一拡散モデルが得られます。ダブル$\lambda$質量関数は、2つの範囲に対して異なる$\lambda$を使用して提案され、シミュレーションと比較されます。
二重平面レンズ効果における波動効果
2つの異なるレンズ面に2つの点質量レンズを備えた重力レンズシステムにおける波動光学効果について説明します。レンズシステムに関連するパラメーター（つまり、レンズの質量、関連する距離、およびそれらの配置）を特定して変更し、増幅率への影響を調査します。パラメータの数が多いため、増幅率に関して一般化されたステートメントを作成することは不可能であることがわかります。2平面および多平面レンズを研究するための最良のアプローチは、いくつかのテストケースの結果を一般化することを期待するのではなく、パラメータ空間の可能性を探求するために、さまざまな可能なレンズシステムをケースバイケースで研究することであることに注意して結論を下します。。ここでは、2レンズシステムのパラメータ空間の予備分析を示します。
まれで頻繁な自己相互作用を伴うダークマターハローの不均等な質量の合併
| Title |
Unequal-mass_mergers_of_dark_matter_haloes_with_rare_and_frequent_self-interactions |
| Authors |
Moritz_S._Fischer,_Marcus_Br\"uggen,_Kai_Schmidt-Hoberg,_Klaus_Dolag,_Antonio_Ragagnin,_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10035 |
暗黒物質の自己相互作用は、標準的なコールドダークマター宇宙論の範囲内で小さな長さのスケールで問題を解決するために提案されています。ここでは、質量比が等しい銀河と等しくない銀河団の融合システムにおける暗黒物質の自己相互作用の影響を調査します。弾性的で速度に依存しない暗黒物質の自己相互作用の影響を研究するために、理想化されたセットアップのN体暗黒物質のみのシミュレーションを実行します。天体物理学の観測量と関連する量に対する小角（頻繁な）散乱の影響に注意を払いながら、大角度（まれな）暗黒物質散乱の一般的に採用されている仮定を超えています。具体的には、暗黒物質-銀河オフセット、銀河-銀河距離、ハロー形状、形態、および位相空間分布に焦点を当てています。さらに、2つの方法を比較して、ピークを特定します。1つは重力ポテンシャルに基づいており、もう1つは等密度線に基づいています。結果はピーク検出方法に敏感であることがわかります。これは、シミュレーションや観測におけるマージシステムの分析、特にマイナーなマージに課題をもたらします。大きな暗黒物質-銀河のオフセットは、特に頻繁な自己相互作用を伴うマイナーな合併で発生する可能性があります。これらの場合、サブハロはすぐに溶解する傾向があります。合併後期のクラスターは、まれな散乱と頻繁な散乱の間に潜在的に大きな違いをもたらしますが、これらの違いは、観測から抽出するのに重要であると考えています。したがって、暗黒物質ハローが合体した後も明確なままである銀河/星の種族を研究します。これらの無衝突トレーサーは、まれで頻繁な散乱に対して異なる動作をすることがわかり、暗黒物質の微物理について学ぶためのハンドルを与える可能性があります。
NenuFARで宇宙の夜明けを探る
最初の星と銀河が形成された宇宙の時代である宇宙の夜明けの探検は、現代の天文学と宇宙論の最後のフロンティアの1つです。中性水素からの赤方偏移した21cm線放射はユニークなプローブであり、天体物理学および宇宙論の研究のためにこの時代を開くことができます。$z\sim17$でのEDGESチームによる21cmのグローバル信号の暫定的な検出は、この予期しない発見を説明しようとする多数のモデルを区別するために、この信号の干渉検出の必要性を強調しています。NenuFARCosmic-DawnKey-ScienceProgramは、新しいSKA前駆体であるNenuFAR電波望遠鏡を使用して、赤方偏移範囲$z\sim15-31$でこの検出を実行することを目的としています。そしてそれは2019年に運用を開始しました。そのコンパクトさのために、それは21cmの信号の大規模に特に敏感です。最も極端なモデルのレベルに到達するために必要なのは100時間の観察だけですが、より標準的なモデルの場合は1000時間必要です。観測はすでに始まっており、北天の極フィールドで約500時間に蓄積されています。この寄稿では、この新しい機器に固有のプロジェクト、最初の結果、およびキャリブレーションとRFI緩和の開発について紹介します。
新しいタイプの太陽系外惑星直接イメージング検索：加速する星のSCExAO / CHARIS調査
| Title |
A_New_Type_of_Exoplanet_Direct_Imaging_Search:_The_SCExAO/CHARIS_Survey_of_Accelerating_Stars |
| Authors |
Thayne_Currie,_Timothy_Brandt,_Masayuki_Kuzuhara,_Jeffrey_Chilcote,_Edward_Cashman,_R._Y._Liu,_Kellen_Lawson,_Taylor_Tobin,_G._Mirek_Brandt,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Kyohoon_Ahn,_Nour_Skaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09745 |
CHARIS面分光器と組み合わせてKeck/NIRC2を支援し、ヒッパルコスからの位置天文加速の証拠を示す星を対象として、SubaruCoronagraphicExtremeAdaptiveOpticsプロジェクト（SCExAO）で実行された新しい太陽系外惑星直接イメージング調査の最初の結果を示します。とガイア衛星。CHARISからの近赤外スペクトルとNIRC2からの熱赤外測光は、新しく発見されたコンパニオンスペクトルのタイプ、温度、および重力を制約します。SCExAO/CHARISとNIRC2のコンパニオンの相対位置天文学と、ヒッパルコスとガイアの星の絶対位置天文学を組み合わせることで、直接的な動的質量制約が得られます。私たちの調査は、その初期段階でさえ、少なくとも1つのおそらく木星の惑星を含む複数の発見をすでにもたらしました。私たちの初期の調査が、GPIとSPHEREからのブラインド調査よりもはるかに高い検出率をどのように生み出しているか、既知のコンパニオンの質量精度に到達したこと、以前よりも質量が小さく軌道分離が小さい惑星を画像化および特性評価するための道筋について説明します。
GW Ori：周回リングと惑星
GWOriは、位置がずれた原始惑星系円盤を持つ階層的なトリプルスターシステムです。最近のALMAの観測では、$100\、\rmau$に顕著なギャップがあり、各リング間にずれがある3つのダストリングが特定されています。ガスディスクの破損は、トリプルスターシステムからのトルク、またはディスクにギャップを刻むのに十分な大きさの惑星のいずれかによって引き起こされる可能性があります。ディスクが破損すると、リングは異なるタイムスケールで歳差運動し、ずれます。$N$-body統合と3次元流体力学シミュレーションによって、ダストリングの起源を調査します。原始惑星系円盤の観測的に動機付けられたパラメータの場合、恒星系からのトルクによって円盤が壊れないことがわかります。ディスク内の巨大な惑星（または複数の惑星）の存在が内側と外側のディスクを分離することをお勧めします。GWOriでの円盤破壊は、検出されていない惑星、つまり周回軌道の最初の惑星が原因である可能性が高いと結論付けています。
C / 2014 UN271（Bernardinelli-Bernstein）：ほぼ球形の彗星の牛
| Title |
C/2014_UN271_(Bernardinelli-Bernstein):_the_nearly_spherical_cow_of_comets |
| Authors |
Pedro_H._Bernardinelli,_Gary_M._Bernstein,_Benjamin_T._Montet,_Robert_Weryk,_Richard_Wainscoat,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_M._Schubnell,_S._Serrano,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09852 |
C/2014UN271（Bernardinelli-Bernstein）は、オールトの雲から入ってくる彗星で、よく測定された彗星の中で最も明るい（そしておそらく最大の）核を持ち、地動説の距離$r_h\approx29$auで発見されたことで注目に値します。どのOort-cloudメンバーよりも遠い。2021年6月の活動の最初の報告までに記録された画像から推測できる特性について説明します。軌道は$i=95^\circ、$で、近日点は2031年に10.97auに達し、以前の遠日点は$40,400\です。pm260$au。標準的な銀河の潮汐モデルと既知の恒星の遭遇の下での軌道の後方統合は、これが3.5Myr前の以前の近日点通過で$q\upperx18$auの近日点を持つ純粋な新しい彗星であることを示唆しています。測光データは、絶対等級$H_r=8.0、$の未解決の核を示しています。これは、彗星の核またはダモクレス族に典型的な色であり、34〜23auの範囲を通過したときに永年変化はありません。$r$バンドの幾何アルベド$p_r、$の場合、これは直径$150（p_r/0.04）^{-0.5}$kmを意味します。$\pm0.2$等レベルでの明るさの変動の強い証拠がありますが、自転周期は識別できません。「静止した」$1/\rho$表面輝度分布と一致するコマ収差は、彗星が28から近づくにつれて、散乱断面積で$Af\rho\apply1$mから$\upperx150$mに指数関数的に増加しました。20auまで。この活動は、太陽との放射平衡状態にある表面種の昇華の単純なモデルと一致しています。推定される昇華エンタルピーは、$CO_2$および$NH_3$のエンタルピーと一致します。より揮発性の高い種（$N_2、$$CH_4、$および$CO$）は、昇華面でははるかに少ないはずです。
鉄の雨：地球での小さな鉄の流星物質の発生率と起源の測定
| Title |
Iron_Rain:_measuring_the_occurrence_rate_and_origin_of_small_iron_meteoroids_at_Earth |
| Authors |
Tristan_Mills,_P._G._Brown,_M._J._Mazur,_D._Vida,_Peter_S._Gural,_Althea_V._Moorhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10265 |
電子多重電荷結合デバイス（EMCCD）カメラを使用した4年間の調査の結果を報告します。これは、制限の大きさ+6まで完了した34761の2ステーションビデオ流星イベントを記録します。調査の目標は、鉄の流星物質の可能性を明らかにすることでした。初期のピーク光度曲線、短い発光軌道、および最初に領域ごとに蓄積された高エネルギーを含む流星軌道の物理的特性のみを使用して、1068個の鉄流星を特定しました。私たちの鉄の候補は、15km/s未満の低速で最も豊富であり、mmサイズの流星物質の人口の約20％を占めています。それらは圧倒的に小惑星軌道上にあり、10〜20km/sの非アイアンと比較した場合、軌道離心率が特に低く、準主軸が小さくなっています。私たちの鉄の母集団は、より暗いマグニチュードでより多く、ピーク輝度が+3の遅い（10-15km/s）流星の15％で構成され、調査限界である+6〜+7でその割合が25％に上昇しているようです。鉄の軌道は小惑星の起源と最も一致しており、高度に進化した軌道にあり、長い衝突寿命（107年）を示唆しています。ELコンドライトに豊富に見られる金属に富むコンドリュール（小結節）は、この集団の考えられる原因の1つです。また、Rバンドの色を使用して、非常に高い信頼性でより暗い鉄の流星をより確実に識別するための可能な手法を提案します。
硬X線照射は、分子ガス特性を変化させることにより、負のAGNフィードバックを引き起こす可能性があります
| Title |
Hard_X-ray_Irradiation_Potentially_Drives_Negative_AGN_Feedback_by_Altering_Molecular_Gas_Properties |
| Authors |
Taiki_Kawamuro,_Claudio_Ricci,_Takuma_Izumi,_Masatoshi_Imanishi,_Shunsuke_Baba,_Dieu_D._Nguyen,_Kyoko_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09742 |
星間物質（ISM）での活動銀河核（AGN）X線照射の役割を調査するために、26個の超硬X線（$>$10keV）0.05未満の赤方偏移で選択されたAGN。チャンドラがFe-K$\alpha$放出によるX線照射ガスの分布を明らかにする一方で、CO（$J$=2-1）の観測は冷たい分子ガスのそれを明らかにします。高解像度$\lesssim$1秒角で、核の2秒角領域と2秒角から4秒角の外部環状領域のFe-K$\alpha$およびCO（$J$=2-1）マップを導出します。、ここで、2arcsecはほとんどのAGNで$\sim$100-600pcです。まず、外部領域に焦点を当てると、2$\sigma$を超える6つのAGNのFe-K$\alpha$放出が見つかります。それらの大きな等価幅（$\gtrsim$1keV）は、それらの起源として蛍光プロセスを示唆しています。さらに、Fe-K$\alpha$のプロキシとして、6-7keV/3-6keV比を比較することにより、最も重要なFe-K$を持つ3つのAGNのCO（$J$=2-1）画像\alpha$検出では、空間的な分離の可能性があります。これらは、X線照射されたISMの存在とISM特性の変化を示唆しています。次に、核領域を調べると、（1）20-50keVの光度はCO（$J$=2-1）の光度とともに増加することがわかります。（2）CO（$J$=2-1）対HCN（$J$=1-0）の光度の比率は、20-50keVの光度で増加し、X線による高密度ガスの割合の減少を示唆しています。明るさ。（3）Fe-K$\alpha$対X線連続体の光度比は、分子ガスの質量とともに減少します。これは、負のAGNフィードバックシナリオによって説明される可能性があります。質量降着率はガスの質量とともに増加し、同時に、AGNはガスの一部を蒸発させ、星形成に影響を与える可能性があります。
SDSS J1059 + 4251、非常に拡大されたz〜2.8の星形成銀河：残りのフレームのUVスペクトルのESI観測
| Title |
SDSS_J1059+4251,_a_highly_magnified_z_~_2.8_star-forming_galaxy:_ESI_observations_of_the_rest-frame_UV_spectrum |
| Authors |
Annalisa_Citro,_Dawn_K._Erb,_Max_Pettini,_Matthew_W._Auger,_George_D._Becker_and_Bethan_L._James |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09748 |
高赤方偏移銀河の詳細な分析は、そのかすかなために困難ですが、この困難は、フラックスの拡大が高い信号対雑音比（S/N）分光法を可能にする重力レンズで克服できます。新しく発見されたz=2.79レンズ銀河SDSSJ1059+4251のレストフレーム紫外線（UV）ケックエシェレット分光器およびイメージャ（ESI）スペクトルを提示します。観測された倍率F814W=18.8および倍率\mu=31\pm3の場合、J1059+4251は非常に拡大され、本質的に明るいため、z〜2〜3でM*よりも約2等級明るくなります。恒星の質量M*=（3.22\pm0.20）\times10^10M_sun、UV星形成率SFR=50\pm7M_sunyr^-1、恒星の金属量Z*〜0.15-0.5Z_sun、J1059+4251は同様の赤方偏移での典型的な明るい星形成銀河。高いS/NとESIスペクトルのスペクトル分解能のおかげで、星間と星の特徴を分離し、レンズの助けなしではアクセスできない特性を導き出すことができます。最大-1000kms^-1の速度でのガス流出の証拠と、おそらく良好な視線に沿って見られる降着物質による流入の証拠が見つかりました。星間吸収線からの相対的な元素の存在量を測定し、アルファ捕獲元素が鉄のピーク元素と比較して過剰であり、急速な星形成を示唆していることを発見しました。ただし、この傾向は、ほこりの枯渇によっても影響を受ける可能性があります。高いデータ品質のおかげで、私たちの結果は、初期の宇宙時代における典型的な銀河の特性評価における信頼できる前進を表しています。
ALMAは、$ z \ sim4 $のクエーサー環境における銀河の大きな過密度と強いクラスター化を明らかにしています
| Title |
ALMA_reveals_large_overdensity_and_strong_clustering_of_galaxies_in_quasar_environments_at_$z\sim4$ |
| Authors |
Cristina_Garc\'ia-Vergara,_Matus_Rybak,_Jacqueline_Hodge,_Joseph_F._Hennawi,_Roberto_Decarli,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Fabrizio_Arrigoni-Battaia,_Manuel_Aravena,_Emanuele_P._Farina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09754 |
高$-z$のほこりっぽい銀河の最初の体系的な検索を実行することを目的として、$z\sim4$の17個のクエーサーフィールドでCO（4--3）線放出銀河のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）調査を提示します。クエーサー環境。クエーサー周辺の銀河をブラインド検索すると、投影半径$R\lesssim1.5\、h^{-1}\、$cMpc内にS/N$\geq5.6$の5つのCOエミッターと速度範囲が得られます。クエーサーの周りの$\rm\Delta\、v=\pm1000\、$km\、s$^{-1}$の。空白のフィールドでは、同じボリューム内で0.28個のCOエミッターのみが検出されると予想されます。これは、フィールドでの合計の過密度が$17.6^{+11.9}_{-7.6}$であることを意味し、クエーサーが初期宇宙の巨大な構造をトレースしていることを示しています。クエーサー周辺のCOエミッターの小規模なクラスター化を測定することにより、この過密度を定量化し、相互相関の長さを$r_{\rm0、QG}=8.37^{+2.42}_{-2.04}\、h^にします。{-1}\、$cMpc、固定勾配$\gamma=1.8$を想定。これは、相互相関によって十分に説明されている$R\lesssim7\、h^{-1}\、$cMpcのスケールで、同じフィールドで報告されているライマンアルファエミッター（LAE）の軽度の過密度（x1.4）と矛盾します。COエミッターで測定された長さの3分の1の長さ。星形成効率の低さやクエーサー周辺の銀河の過剰な塵など、この不一致を説明するいくつかの可能性について説明します。最後に、初めて、$z\sim4$でのCOエミッターのクラスタリングを制約し、自己相関の長さ$r_{\rm0、CO}=3.14\pm1.71\、h^{-を見つけます。1}\、$cMpc（$\gamma=1.8$を使用）。私たちの研究は、クエーサー周辺のLAEの以前の研究と協力して、クエーサーフィールドの光学銀河集団とほこりっぽい銀河集団の両方のクラスター化特性を同時に追跡し、多波長研究の重要性を強調し、高$-z$高密度の銀河特性に関する重要な質問を強調しています。環境。
タウごとの殻：3Dダスト観測によって明らかにされた巨星形成球殻
| Title |
The_Per-Tau_Shell:_A_Giant_Star-Forming_Spherical_Shell_Revealed_by_3D_Dust_Observations |
| Authors |
Shmuel_Bialy,_Catherine_Zucker,_Alyssa_Goodman,_Michael_M._Foley,_Jo\~ao_Alves,_Vadim_A._Semenov,_Robert_Benjamin,_Reimar_Leike,_Torsten_En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09763 |
星形成の分野における主要な問題は、分子雲が拡散した星間物質（ISM）からどのように形成されるかということです。3Dダストマッピングの最近の進歩は、ISMの構造に対する私たちの見方に革命をもたらしています。これまでで最高解像度の3Dダストマップを使用して、有名なペルセウス分子雲とおうし座分子雲を含む、近くの星形成領域の構造を調べます。直径156個の拡張されたほぼ球殻、以下「ペルセウスとおうし座の雲が埋め込まれた「ペルタウ殻」」を明らかにします。また、おうし座の場所、以下「タウリング」にも大きなリング構造があります。以前の恒星と超新星（SN）のフィードバックイベントが大きく拡大するシェルを形成し、掃引されたISMが凝縮してシェルと、ペルセウスとおうし座の分子雲の両方を形成する、ペルタウシェルの形成シナリオについて説明します。それ。このシナリオをさらにサポートするHI、H$\alpha$、$^{26}$Al、およびX線の補助観測を提示し、Per-TauShellの年齢を$\約6〜22$Myrsと推定します。Per-Tauシェルは、理論的に長い間仮説が立てられていた現象、以前の恒星とSNフィードバックによって引き起こされた分子雲形成と星形成の最初の3次元観測ビューを提供します。
| Title |
Outflows_from_starburst_galaxies_with_various_driving_mechanisms_and_their_X-ray_properties |
| Authors |
B._P._Brian_Yu,_Ellis_R._Owen,_Kuo-Chuan_Pan,_Kinwah_Wu_and_Ignacio_Ferreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09764 |
熱力学的エネルギー、宇宙線、およびそれらの混合によって駆動されるスターバースト銀河の流出は、1Dおよび2Dの流体力学シミュレーションで調査されます。これらの流出が定常状態に達する可能性があることを示します。その後、それらの流体力学的プロファイルは、定常流出構成に対して半解析的に得られた以前の結果に漸近的に近づきます。シミュレートされた流出からのX線が計算され、高解像度の合成スペクトルと広帯域光度曲線が作成されます。熱機械的圧力とCRによって駆動されるシミュレートされた流出は、特に、さまざまなイオンのkeVK$\alpha$線のシーケンス、およびLシェルFe放出複合体において、識別可能なスペクトルシグネチャを持っています。X線での広帯域カラー分析は、観測が高解像度の分光分析に十分な光子を提供できない可能性がある、遠方の銀河の流出駆動メカニズムを調査するための可能な代替手段であることを示します。
局所分子雲の三次元構造について
| Title |
On_the_Three-Dimensional_Structure_of_Local_Molecular_Clouds |
| Authors |
Catherine_Zucker,_Alyssa_Goodman,_Jo\~ao_Alves,_Shmuel_Bialy,_Eric_W._Koch,_Joshua_S._Speagle,_Michael_M._Foley,_Douglas_Finkbeiner,_Reimar_Leike,_Torsten_En{\ss}lin,_Joshua_E._G._Peek,_Gordian_Edenhofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09765 |
Leikeらの1個の空間分解能を活用します。近くの分子雲の3次元構造を特徴付ける2020年の3Dダストマップ（$d\lesssim400$pc）。まず、3Dボリューム密度空間で雲を「スケルトン化」して、雲の「スパイン」を決定します。これを空に投影して、雲の距離を$\約1\％$の不確実性で制限します。雲ごとに、その3Dスパインの周りの平均放射状体積密度プロファイルを決定し、ガウス関数とプラマー関数を使用してプロファイルを適合させます。半径方向の体積密度プロファイルは、2成分のガウス関数によって十分に記述されており、幅が広く低密度の外被と狭く高密度の内層を持つ雲と一致しています。外側と内側のエンベロープ幅の比率は$\約3：1$です。これらの2つのコンポーネントは、原子と拡散分子ガスの間、または不安定な中性媒体と冷たい中性媒体の間の遷移をトレースしている可能性があると仮定します。プランマーのようなモデルも良好な適合を提供でき、分子雲は密度$n$の浅いべき乗則の翼を示し、大きな半径で$n^{-2}$のように落下します。ベイジアンモデル選択を使用すると、単一のガウス分布を使用して雲のプロファイルをパラメータ化することは好ましくないことがわかります。結果を2Dダスト消光マップと比較すると、3Dダストは、より高いレベルの消光（$A_V\gtrsim2〜3$mag）でのみ逸脱し、忠実に統合されたアプローチから総雲量を回復することがわかります。ここで説明する3D雲の構造は、シミュレーションで生成された合成雲との比較を可能にし、星間物質の分子雲の起源と運命について前例のない洞察を提供します。
Hyper Suprime-Cam Subaru戦略プログラム：$ z <1 $での銀河のサイズと質量の関係の質量依存の傾き
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program:_A_Mass-Dependent_Slope_of_the_Galaxy_Size-Mass_Relation_at_$z<1$ |
| Authors |
Lalitwadee_Kawinwanichakij,_John_D._Silverman,_Xuheng_Ding,_Angelo_George,_Ivana_Damjanov,_Marcin_Sawicki,_Masayuki_Tanaka,_Dan_S._Taranu,_Simon_Birrer,_Song_Huang,_Junyao_Li,_Masato_Onodera,_Takatoshi_Shibuya,_Naoki_Yasuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09766 |
$\sim100$deg$^2$をカバーする、$\sim150$百万個の銀河の恒星質量の完全なサンプルを使用して、銀河のサイズ-質量（$R_{e}-M_{\ast}$）分布を示します。Hyperの2番目の公開データリリースからのレッドシフト範囲$0.2<z<1.0$$（z<0.6）$で$\log（M_{\ast}/M_{\odot}）>10.2〜（9.2）$Suprime-Camスバル戦略プログラム。$\log（M_{\ast}/M_{\odot}）<11$の範囲にわたる固定された赤方偏移と恒星の質量では、星形成銀河は平均して静止銀河よりも大きいことを確認します。優れた画像品質のおかげで、正確なサイズ測定を備えた銀河の大規模なサンプルは、両方の集団の$R_{e}-M_{\ast}$関係が次のべき乗則の形をしていることを示すこともできます。ピボット恒星質量$M_{p}$での傾斜の明確な変化。静止銀河の場合、$\log（M_{p}/M_{\odot}）=10.2-10.6$の（進化する）ピボット質量の下では、関係は$R_{e}\proptoM_{\ast}^{0.1に従います。}$;$M_{p}$を超えると、関係はより急になり、$R_{e}\proptoM_{\ast}^{0.6-0.7}$に従います。星形成銀河の場合、$\log（M_{p}/M_{\odot}）\sim10.7$の下では、関係は$R_{e}\proptoM_{\ast}^{0.2}$に従います。$M_{p}$を超えると、関係はredshiftで展開され、$R_{e}\proptoM_{\ast}^{0.3-0.6}$に従います。$M_{p}$未満の静止銀河のべき乗則の傾きが浅いことは、大きな低質量の静止銀河が、対応する星形成銀河と同様のサイズであることを示しています。これを、大きな低質量の静止銀河が最近（おそらく環境固有のプロセスによって）大幅な構造変化なしに急冷されたという証拠と見なします。興味深いことに、$R_{e}-M_{\ast}$関係のピボット星の質量は、銀河集団の半分が静止している質量と一致します。これは、ピボット質量が銀河の成長の遷移を表していることを意味します。-（乾いた）合併によって支配されるその場の星形成。
NGC 5746：巨大な円盤が支配的な銀河の形成史
| Title |
NGC_5746:_formation_history_of_a_massive_disc-dominated_galaxy |
| Authors |
Marie_Martig,_Francesca_Pinna,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Dimitri_Gadotti,_Bernd_Husemann,_Ivan_Minchev,_Justus_Neumann,_Tom\'as_Ruiz-Lara,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09770 |
古典的なバルジを欠く巨大な銀河の存在は、$\Lambda$CDMへの挑戦としてしばしば提案されてきました。しかし、最近のシミュレーションでは、巨大な円盤銀河の一部が非常に静止した合併履歴を持っていた可能性があり、また、合併が必ずしも古典的な膨らみを構築するとは限らないことを示唆しています。これらのアイデアは、古典的な膨らみのない巨大な（$\sim10^{11}$M$_\odot$）エッジオン円盤銀河であるNGC5746の深いMUSE観測でテストされます。その星の運動学と星の種族を分析し、巨大で拡張された円盤が非常に早く形成されたと推測します。銀河の星の質量の80％が10Gyr以上前に形成されました。厚い円盤と棒のほとんどは、その初期段階で形成されました。バーはガスを中心に向かって駆動し、核ディスクの形成を引き起こし、続いて箱型/ピーナッツ型の膨らみが成長しました。8Gyr前の$\sim$あたりで、おそらく低傾斜軌道で$\sim$1：10の合併が発生しました。衛星は重大な垂直加熱を引き起こさず、古典的なバルジの成長に寄与せず、バーと核ディスクを破壊しませんでした。しかし、それは銀河にとって重要な出来事でした。銀河全体にその星を置くことによって、それは厚い円盤に付着した星の$\sim30$％を提供しました。したがって、NGC5746は合併を完全に回避することはできませんでしたが、比較的最近の重要な合併だけが銀河に損傷を与えず、古典的な膨らみを生み出しませんでした。将来の観測は、これが巨大な円盤銀河の形成史を代表するものであるかどうかを明らかにするでしょう。
NGC1052-DF2およびNGC1052-DF4の潮汐歪み：暗黒物質の欠如の独立した証拠
| Title |
Tidal_Distortions_in_NGC1052-DF2_and_NGC1052-DF4:_Independent_Evidence_for_a_Lack_of_Dark_Matter |
| Authors |
Michael_A._Keim,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli,_Deborah_Lokhorst,_Jiaxuan_Li,_Zili_Shen,_Roberto_Abraham,_Seery_Chen,_Colleen_Gilhuly,_Qing_Liu,_Allison_Merritt,_Tim_B._Miller,_Imad_Pasha,_and_Ava_Polzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09778 |
同じグループの2つの超拡散銀河、NGC1052-DF2とNGC1052-DF4は、暗黒物質がほとんどまたはまったくなく、異常に明るい球状星団の集団をホストしていることがわかっています。グループ環境におけるそのような低質量の拡散物体は容易に破壊され、潮汐の歪みの証拠を示すことが期待されます。この作業では、この仮説をテストするためにDragonflyTelephotoArrayで取得したNGC1052グループの深く新しいイメージングを紹介します。両方の銀河が強い位置角のねじれを示し、内部よりも周辺でかなり長くなっていることがわかります。グループの中央の巨大な楕円形のNGC1052は、これらの潮汐擾乱の原因である可能性が最も高いです。観測された歪みは、銀河の総質量が非常に小さいことを意味します。それ以外の場合は、NGC1052に非常に近い必要があります。赤色巨星の先端からのNGC1052-DF2とNGC1052-DF4の間の相対的な視線距離の最近導出された下限を考慮に入れると、これらの銀河の暗黒物質ハロー質量はこれ以上大きくなることはできないと推測されます。彼らの恒星の質量よりも。私たちの発見は、運動学的制約とは完全に独立した、両方の銀河が実際に暗黒物質が不足しているという強力な証拠を提供します。潮汐の歪みはNGC1052-DF2とNGC1052-DF4の形成に関する新しい情報を直接提供しませんが、それらの潮汐の特徴の類似性は、それらがNGC1052から同等の距離にあることを示唆しています。
ライマンαの森トモグラフィーによるプロトクラスターの予熱の検出
| Title |
Detecting_preheating_in_proto-clusters_with_Lyman-$\alpha$_Forest_Tomography |
| Authors |
Robin_Kooistra,_Shigeki_Inoue,_Khee-Gan_Lee,_Renyue_Cen,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09954 |
低赤方偏移銀河団の研究は、銀河団ガス（ICM）が銀河団の形成段階で非重力加熱を経験したことを示唆しています。単純な現象論的加熱処方を使用して、銀河団の初期ICMのこの予熱の影響をシミュレートし、ライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）森林断層撮影マップへの影響を調べます。Ly$\alpha$透過暗黒物質（DM）密度分布のフレームワーク内で、プロトクラスターの一連の宇宙論的ズームインシミュレーションを分析します。$z$=3でプロトICMに注入されるエネルギーが多いほど、高DM密度での分布がより高いLy$\alpha$透過率に傾くことがわかります。この効果は、エントロピーフロアに基づく予熱スキームを採用した低解像度シミュレーションと、エネルギーフロアに基づく別のスキームを使用した高解像度シミュレーションの両方で確認されています。この分布の傾きの変化は、redshiftによって変化することが示されています。ここで開発された方法論は、現在および今後のLy$\alpha$森林断層撮影調査データに適用して、銀河プロトクラスターのフィードバックモデルを制約するのに役立ちます。
コア形成の2つのフェーズ-超巨大ブラックホール連星を持つ楕円の中心における軌道進化
| Title |
The_two_phases_of_core_formation_--_orbital_evolution_in_the_centres_of_ellipticals_with_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
Matteo_Frigo,_Thorsten_Naab,_Antti_Rantala,_Peter_H._Johansson,_Bianca_Neureiter,_Jens_Thomas,_Francesco_Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09996 |
巨大な楕円銀河の平らな恒星密度コアは、ガスの少ない銀河の合体で超大質量ブラックホール（SMBH）が沈むため、急速に形成されます。SMBHが束縛されたバイナリを形成した後、近くの星との重力スリングショット相互作用は、接線方向にバイアスされた恒星速度分布に向かってコア領域を駆動します。中央のSMBHの周りの正確な衝突軌道積分を伴う無衝突銀河の合体シミュレーションを使用して、スリングショットキックによる中心からの星の除去が速度異方性の全体的な変化を説明することを示します。強力な（拘束力のない）キックの割合は、最も大規模なSMBHバイナリ（$M_{\rmBH}=1.7\times）の$\sim3\M_\odot\rmyr^{-1}$で数百Myrにわたって一定です。10^{10}M_\odot$）。周波数ベースの軌道分類スキーム（ボックス、xチューブ、zチューブ、ロゼット）を使用して、スリングショットキックが近地点距離が小さいボックス軌道に主に影響し、速度異方性が$\beta\lesssim-0.6$になることを示します。大きなコアを持つ巨大な楕円形で観察される数百Myr。さまざまなSMBH質量が合併の残骸の軌道構造にどのように影響するかを示し、軌道ファミリーを面分光器の運動学的特徴に接続する運動学的トモグラフィーを提示します。私たちの直接軌道分類は、シミュレートされた模擬運動学的マップに適用された最新の3軸シュワルツシルト解析と非常によく一致しています。
小さなTi $ _n $ C $ _x $クラスターの構造、安定性、および光吸収スペクトル：第一原理アプローチ
| Title |
Structure,_stability_and_optical_absorption_spectra_of_small_Ti$_n$C$_x$_clusters:_a_first-principles_approach |
| Authors |
Sergio_G\'amez-Valenzuela,_Julio_A._Alonso,_Gonzalo_Santoro_and_Jos\'e_I._Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10050 |
炭化チタン分子クラスターは、炭素が豊富な漸近巨星分枝星（AGB）の星周エンベロープ（CSE）で形成されると考えられていますが、今日まで、それらの検出はとらえどころのないままです。AGBおよびポストAGB環境におけるこれらのクラスターの天体物理学的同定を容易にするために、n=1-4およびx=1-4、およびいくつかの小さなTi$_n$C$_x$クラスターの分子構造および光吸収スペクトル選択したより大きなクラスター、Ti$_3$C$_8$、Ti$_4$C$_8$、Ti$_6$C$_{13}$、Ti$_7$C$_{13}$、Ti$_8$C$_{12}$、Ti$_9$C$_{15}$、およびTi$_{13}$C$_{22}$が計算されました。電子交換と相関のB3LYP近似内の密度汎関数形式を使用して、最低エネルギー構造を見つけました。単一のTi原子を持つクラスターを除いて、残りは3次元構造を示します。それらは、一般に炭素二量体に囲まれたTiフラグメントによって形成されます。時間依存密度汎関数理論によって、修正されたCAM-B3LYP汎関数を使用して計算された、Ti$_n$C$_x$の光学スペクトルは、可視および近赤外領域での吸収特性を示し、これらのクラスターの識別に役立つ可能性があります。スペース。さらに、ほとんどのクラスターにはかなりの電気双極子モーメントがあり、放射線天文観測による検出が可能です。
スバルハイパーシュプライムカムサーベイとCFHT大面積Uバンドディープサーベイ（CLAUDS）によるz> 3.3でのAGNからの電離放射線
| Title |
Ionizing_radiation_from_AGNs_at_z>3.3_with_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Survey_and_the_CFHT_Large_Area_U-band_Deep_Survey_(CLAUDS) |
| Authors |
Ikuru_Iwata,_Marcin_Sawicki,_Akio_K._Inoue,_Masayuki_Akiyama,_Genoveva_Micheva,_Toshihiro_Kawaguchi,_Nobunari_Kashikawa,_Stephen_Gwyn,_Stephane_Arnouts,_Jean_Coupon,_Guillaume_Desprez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10138 |
CFHT大面積Uバンド深部調査（CLAUDS）およびハイパースプライムカムスバル戦略プログラム（HSC-SSP）からの深部および広幅の画像データを使用して、AGNからの電離放射線（LymanContinuum;LyC）の脱出率を制限します。$z\sim3-4$。$3.3<z<4.0$の分光学的赤方偏移を持つ94個のAGNの場合、Uバンド/iバンドフラックス比を使用して、個々のAGNのLyC透過率を推定します。それらのLyC透過率の分布は、同じ赤方偏移範囲のIGMのLyC透過率値の範囲よりも低い値を示しています。これは、$z>3.3$でのAGNのLyCエスケープ率がほとんどの場合1よりもかなり低いことを示しています。UVの光度によっては、LyCの透過率に傾向は見られません。積み重ねられた画像の測光に基づいて、オブジェクトから逃げるLyCと非電離UV光子の平均フラックス比を見つけます$（f_{LyC}/f_{UV}）^{out}=0.182\pm0.043$$3.3<z<3.6$。これは、AGNの基準固有SEDを想定した場合、LyCエスケープフラクション$f_{esc}=0.303\pm0.072$に対応します。推定されたLyCエスケープ率とAGNのUV光度関数に基づいて、エポックでのLyC放射率に対するUV選択AGNの寄与は小さいと主張しますが、それらの寄与のサイズはUV光度関数の形状に大きく依存します。。
修正ニュートン力学の文脈におけるローカルボリュームの幻の暗黒物質ハロー
| Title |
The_phantom_dark_matter_halos_of_the_Local_Volume_in_the_context_of_modified_Newtonian_dynamics |
| Authors |
P.-A._Oria,_B._Famaey,_G._F._Thomas,_R._Ibata,_J._Freundlich,_L._Posti,_M._Korsaga,_G._Monari,_O._M\"uller,_N._I._Libeskind,_M._S._Pawlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10160 |
ニュートン重力のMOND重力場の源となる「ファントム」暗黒物質（PDM）の分布を考慮して、ローカル宇宙におけるミルグロミアン重力（MOND）の予測を調査し、暗黒物質フレームワークと簡単に比較できるようにします。このために、MOND（QUMOND）の準線形バージョンを具体的に扱います。ニュートンの文脈で渦巻銀河の回転曲線から観測的に推定されたSHMRに似た、単調に増加するべき乗則である「恒星と（ファントム）ハロ質量の関係」（SHMR）を計算します。ガスと（ファントム）ハロ質量の関係がフラットであることを示します。QUMONDでローカルボリュームのマップを生成し、遠方の銀河団、特におとめ座の重要な影響を強調します。これにより、$\Lambda$CDMの平均コールドダークマター密度を下回る、ローカルボリューム$\Omega_{\rmpdm}\約0.1$の銀河周辺のSHMRの分散とPDMの平均密度を調べることができます。宇宙。MONDコンテキストの外部フィールドで天の川のモデルを提供します。これを脱出速度曲線の観測推定値と比較します。最後に、各銀河の郊外にある負のPDM密度ゾーンの形で外部磁場効果に関連する特有の特徴を強調し、QUMONDに外部磁場が存在する場合の銀河回転曲線を計算するための新しい分析式をテストします。負のPDM密度ゾーンを動的に検出することは困難であることを示していますが、$z\sim0.3$でレンズに対して生成される可能性のある弱いレンズ効果信号を定量化します。
Sh 2-305HII領域のO型星の周りのガス運動学とPDR構造の調査
| Title |
Probing_gas_kinematics_and_PDR_structure_around_O-type_stars_in_Sh_2-305_HII_region |
| Authors |
N._K._Bhadari,_L._K._Dewangan,_P._M._Zemlyanukha,_D._K._Ojha,_I._I._Zinchenko,_Saurabh_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10334 |
[CII]158$\mu$mラインデータを使用して、銀河系HII領域Sh2-305/S305の観測研究を報告します。これは、光解離領域のガスダイナミクスと構造を調べるために使用されます。[39.4、49.5]kms$^{-1}$の統合[CII]放出マップは、総質量が$\sim$565M$_の2つのシェルのような構造（つまり、内側と外側の中性シェル）を空間的にトレースします。\odot$。内側のニュートラルシェルは、中央にO9.5Vの星があり、コンパクトなリングのような外観をしています。ただし、外側のシェルは、より拡張された拡散[CII]放射で見られ、その中心にO8.5V星をホストし、内側の中性シェルを囲んでいます。速度チャネルマップと位置-速度図は、拡散した外側のシェルに埋め込まれたコンパクトな[CII]シェルの存在を確認し、両方のシェルは$v_{\rmexp}\sim$1.3kms$^{-で拡張するようです。1}$。外殻は内殻より古いように見え、これらの殻が連続して形成されていることを示唆しています。[CII]プロファイルは、S305に向けて調べられます。これは、ダブルピークまたはブルースキューのいずれかであり、より明るい赤方偏移成分を持っています。赤方偏移と青方偏移のコンポーネントは、それぞれ内側と外側の中性シェルのジオメトリを空間的にトレースします。S305のイオン化、中性、分子ゾーンは、O型星の周りで互いに隣接して見られます。規則的に間隔を置いた高密度の分子とダストの塊（質量$\sim$10-10$^{3}$M$_{\odot}$）は、中性の殻の周りで調査されます。収集した資料。
水素の少ない超高輝度超新星では、でこぼこした下降光度曲線が一般的です
| Title |
Bumpy_Declining_Light_Curves_are_Common_in_Hydrogen-poor_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_Edo_Berger,_Brian_D._Metzger,_Sebastian_Gomez,_Matt_Nicholl,_and_Peter_Blanchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09743 |
最近の研究により、マグネター中央エンジンを動力源と考えられている水素不足（タイプI）の超高輝度超新星（SLSNe）の光度曲線は、単純なマグネタースピンダウンモデルによって予測される滑らかな低下に必ずしも従わないことが明らかになりました。ここでは、34SLSNeのピーク後の光度曲線における「バンプ」の有病率と特性に関する最初の体系的な研究を紹介します。イベントの大部分（44-76％）は、滑らかなマグネターモデルだけでは説明できないことがわかりました。バンプのあるイベントとないイベントの間で超新星の特性に違いは見られません。単純なガウスモデルを光度曲線の残差に当てはめることにより、振幅、温度、位相、および持続時間で各バンプを特徴付けます。ほとんどの隆起は、噴出物の光球温度の上昇に対応していることがわかりますが、隆起中に分光学的特徴に劇的な変化は見られません。また、バンプのフェーズと立ち上がり時間の間に中程度の相関（$\rho\upperx0.5$;$p\upperx0.01$）が見られます。これは、このようなバンプが特定の「進化フェーズ」で発生する傾向があることを意味します。$（3.7\pm1.4）t_\mathrm{rise}$。ほとんどの隆起は、可変光度の中心源から拡散したことと一致していますが、噴出物のさらに外側の源は除外されていません。この証拠を用いて、これらの隆起の原因が超新星に内在するのか（例えば、可変中央エンジン）、外因性（例えば、星周相互作用）であるのかを調査します。どちらの場合ももっともらしく、マグネターの入力光度の低レベルの変動、噴出物の不透明度のわずかな減少、または薄い星周円盤が必要です。
コア崩壊超新星における高密度星周相互作用の光学からX線への特徴
| Title |
Optical_to_X-ray_Signatures_of_Dense_Circumstellar_Interaction_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Ben_Margalit,_Eliot_Quataert,_and_Anna_Y._Q._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09746 |
コア崩壊超新星（SNe）の前駆体は、コア崩壊の数か月前から数年前に、星周物質（CSM）にかなりの質量を放出する可能性があります。その後のSN爆発は、その後このCSMと衝突する可能性のあるイジェクタを発射し、電磁スペクトル全体の放射に電力を供給する可能性のある衝撃を生成します。この作業では、CSM密度プロファイルがいくつかの外側の半径で切り捨てられた場合の、高密度CSM相互作用の熱的特徴を調査します。光学的厚さが$>c/v$（$v$は衝撃速度）のCSMは、主に$\sim$黒体の光学的/UV放射を生成しますが、光学的厚さが低いCSMは制動放射X線放射に電力を供給します。後者に焦点を当てて、コンプトン化の詳細な処理を含む、結果として生じるX線トランジェントの光度曲線とスペクトルを導き出します。強い光電吸収により、X線の光度曲線は、衝撃がCSMの打ち切り半径に達した後に発生する「相互作用後」の段階によって支配されます。私たちはここで初めてこの体制を扱います。これらの結果を使用して、CSMプロパティの関数として光学、UV、およびX線トランジェントの位相空間を提示し、検出可能性の見通しについて説明します。ROSATはCSMX線の過渡現象に敏感ではなかったでしょうが、eROSITAはそのようなイベントの多くを検出することが期待されています。ULTRASATなどの将来の広視野UVミッションは、大規模な光学的厚さのCSM構成に対する感度を劇的に向上させます。最後に、X線トランジェントの観測可能な特徴からCSMプロパティを直接推測できるフレームワークを紹介します。これは、SNX線検出を使用して恒星の質量損失を研究するための重要なツールとして役立ちます。
MHD銀河形成シミュレーションから最初に予測された宇宙線スペクトル、一次対二次比、およびイオン化率
| Title |
First_Predicted_Cosmic_Ray_Spectra,_Primary-to-Secondary_Ratios,_and_Ionization_Rates_from_MHD_Galaxy_Formation_Simulations |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech),_Iryna_S._Butsky_(Washington),_Georgia_V._Panopoulou_(Caltech),_Suoqing_Ji_(Caltech),_Eliot_Quataert_(Princeton),_Claude-Andre_Faucher-Giguere_(Northwestern),_Dusan_Keres_(UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09762 |
星形成とフィードバックを伴うライブキネティックMHD銀河シミュレーションで、MeV-TeVエネルギー（電子、陽電子、（反陽子、およびより重い原子核を含む）からの宇宙線（CR）の分解スペクトルを進化させる最初のシミュレーションを提示します。歴史的モデルではしばしば無視される用語を含む新しい数値手法を利用し、現象論的散乱係数$\nu$を持つ天の川の類似体を太陽近傍（LISM）の観測（スペクトル、B/C、$e^{+}/e^{）と比較します。-}$、$\bar{p}/p$、$^{10}$Be/$^{9}$Be、イオン化）。以前の（非動的）計算と同様に、単純な単一べき乗則の注入係数と散乱係数（剛性Rでのスケーリング）を使用して観測を再現できることを示します。また、次のこともわかります。（1）現実的な銀河の銀河周辺媒体は、必然的に約10kpcのCR散乱ハローを課し、必要な$\nu（R）$に影響を与えます。（2）$\nu（R）$の正規化を増やすと、CRの二次スペクトルが再正規化されますが、ソースの分布と損失の影響により、一次スペクトルの傾きも変化します。（3）拡散/乱流の再加速は重要ではなく、一般にジャイロ共鳴/ストリーミング損失に対してサブドミナントです。ジャイロレゾナント/ストリーミング損失は、〜0.1-1kpcの乱流/噴水運動によって支配される断熱/対流項に対してサブドミナントです。（4）CRスペクトルは銀河間でかなり異なります。特定の機能は、輸送物理学ではなく、局所構造から生じる可能性があります。（5）LISMと分子雲（または銀河の位置）の間のCRイオン化率の体系的な変動は、代替ソースを呼び出さなくても自然に発生します。（6）CNO核が豊富にあるため、ほとんどのCR加速は、OB風バブルやSNeレムナントの後のセドフテイラー段階ではなく、SNeで逆衝撃が発生したときに発生する必要があります。
宇宙素粒子物理学のスペクトルは、通常、単純なべき乗則で近似されます。ただし、これらのべき法則の急激な低下により、追加のコンポーネントの検出はかなり困難になります。これは、追加のコンポーネントが確立されたコンポーネントと比較して小さい場合に特に当てはまります。ミューニュートリノのエネルギースペクトルは、そのようなシナリオの興味深い例であり、スペクトルの従来の天体物理学的成分が、尤度フィットやスペクトルデコンボリューションなどのさまざまな分析方法を使用して確立されています。プロンプトコンポーネントは、理論モデルから予想されますが、まだ実験的に観察されていません。さらに、物理パラメータの抽出は、特に高エネルギーでの大きな体系的な不確実性によって挑戦されます。この貢献は、関数データ分析に基づくべき乗則スペクトルの分析への異なるアプローチを提示します。方法自体とその意味は、例としてミューニュートリノとニュートリノのエネルギースペクトルを使用して説明されています。
超新星残骸SNR0540-69.3の形態におけるジッタージェット爆発メカニズムの痕跡
| Title |
Imprints_of_the_jittering_jets_explosion_mechanism_in_the_morphology_of_the_supernova_remnant_SNR_0540-69.3 |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10230 |
超新星残骸SNR〜0540-69.3の中心にある視線に沿った平面内のさまざまな要素の最近公開された速度マップで点対称構造を特定し、このコア崩壊超新星を爆発させたジッタージェットがこの点を形作ったと主張します-対称構造。この点対称構造を構成する2つの反対側の塊の4つのペアは、2〜4ペアのジッタージェットがこの平面の内部噴出物を形成したことを示唆しています。さらに、いくつかのスペクトル線の強度画像は、ジッタージェットのこの平面の一部であるかすかなストリップ（主ジェット軸）と、他のいくつかのSNRおよびいくつかの惑星状星雲の形態学的特徴との類似性を明らかにします。。私の解釈は、不安定性に加えて、ジェットはコア崩壊超新星の噴出物の元素も混合することを意味します。点対称構造に基づいて、ジッタージェットがこの超新星を爆発させたという仮定の下で、私は空の平面上の中性子星の出生キック速度の成分を約235km/秒、47度の角度で推定します。主ジェット軸の方向に。この出生キックの方向を、ジッタージェット爆発メカニズムのフレーム内の他の12のSNRと一緒に分析します。
地元の宇宙での潮汐捕獲からのX線連星としての人口IIIの恒星の残骸の検出可能性
近くの密集した星団のポピュレーションIII（PopIII）星からコンパクトオブジェクトの残骸を検出する可能性を評価します。そこでは、強い潮汐遭遇を介してX線連星（XRB）および潮汐破壊現象（TDE）として再び発光します。数値シミュレーションによって予測されたトップヘビーな初期質量関数と組み合わせて、ポップIII星の形成を分析的にモデル化し、現在の天の川（MW）核星団の（アクティブな）ポップIIIXRBとTDEの数を次のように導き出します。$\sim0.06-0.3$および$\lesssim4\times10^{-6}$であり、検出される可能性は低くなります。ただし、MWおよび隣接する銀河団からすべての大規模な星団を調査すると、検出確率が大幅に向上する可能性があります。具体的には、MWと乙女座銀河団でそれぞれ$\sim1.5-6.5$と$\sim40-2800$のアクティブなPopIIIXRBを予測します。私たちのPopIIIXRBは、典型的な質量と光度が$\sim45$$\rmM_{\odot}$と$\sim10^{36}$$のブラックホールによって支配されています（$\sim99\％$）。\rmerg\s^{-1}$。このようなPopIIIXRBの近くの（$\lesssim30-300$$\rmMpc$）銀河団の詳細な調査は、ATHENAやLYNXなどの次世代X線望遠鏡の手の届く範囲にあります。
モードごとの相対ビニング：スピン軌道相互作用と複数の高調波を伴う重力波形の最尤推定
| Title |
Mode-by-mode_Relative_Binning:_Fast_Likelihood_Estimation_for_Gravitational_Waveforms_with_Spin-Orbit_Precession_and_Multiple_Harmonics |
| Authors |
Nathaniel_Leslie,_Liang_Dai,_and_Geraint_Pratten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09872 |
より高速な尤度評価により、重力波信号分析の効率が向上します。モードごとの相対ビニング（MRB）を紹介します。これは、スピン軌道相互作用効果とコンパクトなバイナリ合体からの複数の放射高調波を含む高度な波形モデルの高速で正確な尤度を取得するために設計された新しい方法です。新しい方法は、歳差運動しない波形モードから歳差運動する波形モードを構築する「ツイストアップ」手順を活用して、重ね合わせたモードからの干渉による相対的なビニング精度の低下を軽減します。さらに、分析中の特定のひずみ信号に固有の周波数ビンの選択を最適化するためのアルゴリズムを補足します。新しい方法を使用すると、以前に使用された相対ビニングスキームと比較して、周波数ごとの波形モデル呼び出しの数を最大1桁削減して尤度を評価し、ソースパラメータを取得するのに十分な尤度精度を達成できます。正確な分布と区別がつかない事後分布。
Cosmic Explorerの地平線研究：科学、天文台、およびコミュニティ
| Title |
A_Horizon_Study_for_Cosmic_Explorer:_Science,_Observatories,_and_Community |
| Authors |
Matthew_Evans,_Rana_X_Adhikari,_Chaitanya_Afle,_Stefan_W._Ballmer,_Sylvia_Biscoveanu,_Ssohrab_Borhanian,_Duncan_A._Brown,_Yanbei_Chen,_Robert_Eisenstein,_Alexandra_Gruson,_Anuradha_Gupta,_Evan_D._Hall,_Rachael_Huxford,_Brittany_Kamai,_Rahul_Kashyap,_Jeff_S._Kissel,_Kevin_Kuns,_Philippe_Landry,_Amber_Lenon,_Geoffrey_Lovelace,_Lee_McCuller,_Ken_K._Y._Ng,_Alexander_H._Nitz,_Jocelyn_Read,_B._S._Sathyaprakash,_David_H._Shoemaker,_Bram_J._J._Slagmolen,_Joshua_R._Smith,_Varun_Srivastava,_Ling_Sun,_Salvatore_Vitale,_Rainer_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09882 |
重力波天文学は、人類の宇宙観に革命をもたらしました。この分野への投資は、連星ブラックホール合体の最初の直接検出と中性子星合体のマルチメッセンジャー観測で科学界に報いました。これらのそれぞれは天文学の分水嶺の瞬間であり、重力波が他のプローブでは不可能な方法で宇宙を明らかにするために可能になりました。2015年に重力波が最初に検出されて以来、国立科学財団のLIGOとそのパートナー天文台である欧州連合のVirgoは、50を超えるブラックホール連星の合併と2回目の中性子星合体を検出しました。このホライゾン研究では、次世代の地上ベースの重力波観測所であるコズミックエクスプローラーについて説明しています。AdvancedLIGOの10倍の感度で、CosmicExplorerは重力波天文学を観測可能な宇宙の端（$z\sim100$）に向かって押し出します。このHorizonStudyは、CosmicExplorerの科学的目的を提示し、その設計概念を説明および評価します。CosmicExplorerは、天文学、物理学、宇宙論全体で発見を変革する「第3世代」（3G）天文台ネットワークを構築するための国際的な取り組みにおいて、重力波天文学における米国のリーダーシップを継続します。
空平均21cm宇宙論実験のための無線アンテナ設計：REACHの場合
| Title |
Radio_antenna_design_for_sky-averaged_21_cm_cosmology_experiments:_the_REACH_case |
| Authors |
J._Cumner,_E._De_Lera_Acedo,_D.I.L._de_Villiers,_D._Anstey,_C._I._Kolitsidas,_B._Gurdon,_N._Fagnoni,_P._Alexander,_G._Bernardi,_H.T.J._Bevins,_S._Carey,_J._Cavillot,_R._Chiello,_C._Craeye,_W._Croukamp,_J.A._Ely,_A._Fialkov,_T._Gessey-Jones,_Q._Gueuning,_W._Handley,_R._Hills,_A.T._Josaitis,_G._Kulkarni,_A._Magro,_R._Maiolino,_P._D._Meerburg,_S._Mittal,_J.R._Pritchard,_E._Puchwein,_N._Razavi-Ghods,_I.L.V._Roque,_A._Saxena,_K.H._Scheutwinkel,_E._Shen,_P.H._Sims,_O._Smirnov,_M._Spinelli,_K._Zarb-Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10098 |
2018年のEDGES実験による宇宙の夜明けからの21cmの空平均信号に関連する吸収プロファイルの報告された検出に続いて、この結果を検証するために多くの実験が設定されました。この論文では、特に宇宙水素分析のための無線実験（REACH）に焦点を当てて、グローバル21cm実験に使用される設計プロセスについて説明します。この実験では、計装の詳細なモデリングと特性評価を使用して、存在する体系的なエラーを理解し、補正しようとします。REACHダイポールアンテナ（REACHフェーズIの2つのアンテナ設計の1つ）の設計プロセスを支援するために使用される性能指数と数値モデリングの詳細があります。この設計プロセスにより、2.5：1の周波数帯域幅のダイポールが生成されました。この設計の目的は、スペクトルの滑らかさと低インピーダンスの反射と、空の信号に対するアンテナの応答を記述および理解して、観測およびデータ分析中に非常に重要なキャリブレーションを通知する機能とのバランスを取ることでした。
アンテナパターンの無線干渉イメージングの補正
アンテナパターンの非対称性と無線干渉イメージングで使用されるアンテナ間の違いに起因する方向依存アーチファクトを修正するための手法について説明し、実証します。この手法は、すべてのストークスパラメータI、Q、U、およびVの画像を修正でき、シミュレーションデータとともに表示されて、アーティファクトのレベルを基本的なイメージング手法のレベルに近づけます。デモンストレーションでは、非対称パターンの13.5mアンテナと15mアンテナの混合アレイのシミュレーションを使用します。ハイダイナミックレンジの現実的なシミュレートされた空モデルの光源のフラックス密度とスペクトルインデックスは、十分に復元されています。光源の偏光特性は、偏光されていない光源と部分的に偏光された光源を使用したテストでも復元されます。ストークスI補正の追加の計算実行時間は、説明されている現実的なテストでは約50\％です。
LAMOST中解像度分光調査からの初期型星の多様性
| Title |
The_Multiplicity_of_Early-type_Stars_from_LAMOST_Medium-resolution_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Yanjun_Guo,_Jiao_Li,_Jianping_Xiong,_Jiangdan_Li,_Luqian_Wang,_Heran_Xiong,_Feng_Luo,_Yonghui_Hou,_Chao_Liu,_Zhanwen_Han,_Xuefei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09775 |
大規模なバイナリは、多くの分野で重要な役割を果たします。巨大な星、特に巨大なバイナリの識別は非常に重要です。この論文では、いくつかのスペクトル線の等価幅を測定する手法を採用することにより、LAMOST中解像度調査から9,382個の初期型星を特定し、サンプルをT1（$\sim$O-B4）の4つのグループに分けました。T2（$\sim$B5-B7）、T3（$\sim$B5-B7）、およびT4（$\sim$B8-A）。相対視線速度$RV_{\rmrel}$は最尤推定を使用して計算され、$RV_{\rmrel}$が大幅に変化した星は分光連星として識別されました。4つのグループで観察された分光学的バイナリ分数は$24.6\％\pm0.5\％$、$20.8\％\pm0.6\％$、$13.7\％\pm0.3\％$、および$7.4\％であることがわかりました。それぞれ\pm0.3\％$。公転周期（$P$）と質量比（$q$）が$f（P）\proptoP^\pi$（1<$P$<1000日）および$f（q）\として固有の分布を持っていると仮定します。それぞれ、proptoq^\kappa$（0.1<$q$<1）で、一連のモンテカルロシミュレーションを実行して、固有の多重度特性を推定するための観測バイアスを修正しました。結果は、4つのグループの固有のバイナリ分数が68$\％_{-21\％}^{+13\％}$、52$\％_{-21\％}^{+18\％であることを示しています}$、44$\％_{-17\％}^{+15\％}$、および44$\％_{-17\％}^{+21\％}$、それぞれ。$\pi$の最適な推定値は、-1$_{-0.23}^{+0.15}$、-1.1$_{-0.37}^{+0.26}$、-1.1$_{-0.36}^{です。それぞれ+0.34}$と-0.6$_{-0.29}^{+0.19}$。$\kappa$は、グループT1とT2には制約できず、グループT3では-2.4$_{-0.51}^{+0.95}$、グループT4では-1.6$_{-1.03}^{+0.84}$です。。二元分数の減少傾向と後期型星との関係を確認した。おそらく観測ケイデンスの制限のために、スペクトル型と公転周期分布との間に相関関係はまだ見つかっていません。
重力波の背景にある人口IIIの星の足跡
| Title |
Footprints_of_population_III_stars_in_the_gravitational-wave_background |
| Authors |
Katarina_Martinovic,_Carole_Perigois,_Tania_Regimbau_and_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09779 |
集団IIIの星の崩壊によって形成されたコンパクトオブジェクトの融合に起因する重力波背景（GWB）の検出の見通しを調査します。より若い集団I/II星は、インスピレーション段階でLIGO/Virgo周波数帯域のGWBにつながりますが、集団III星は、後の合併およびリングダウン段階で現れる可能性があります。個々の合体イベントを差し引くことができれば、第3世代の検出器のネットワークを使用して、母集団I/II信号を母集団III信号から分離できる可能性があることを示します。集団IIIGWBの検出は、平均赤方偏移総質量などの重要な情報を明らかにする可能性があります。
Ia型超新星の二重爆轟モデルにおける生き残ったドナー星の観測的特徴
| Title |
Observational_signatures_of_the_surviving_donor_star_in_the_double_detonation_model_of_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Zheng-Wei_Liu,_Friedrich_K._Roepke,_Yaotian_Zeng,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09980 |
サブチャンドラセカール質量二重爆轟（DDet）シナリオは、SNeIaの現代的なモデルです。DDetシナリオのドナー星は、爆発に耐え、コンパクトな連星システムの高い軌道速度で放出されることが期待されています。初めて、DDetシナリオ内でSNイジェクタとヘリウム（He）スターコンパニオンとの相互作用の3D流体力学的シミュレーションを一貫して実行します。3D衝撃シミュレーションの結果を1D恒星進化コードにマッピングし、生き残ったHe-starコンパニオンの長期的な進化を追跡します。私たちの主な目標は、DDetSNeIaの生き残ったHe-starコンパニオンの衝突後の観測可能なシグネチャを提供することです。これは、将来の観測でそのようなコンパニオンの検索をサポートします。私たちの生き残ったHe-starの仲間は、熱再平衡化段階の間に約1e6年間著しく過光になることがわかります。星が熱平衡を再確立した後、その観測特性は、噴出物とドナーの相互作用の詳細に敏感ではありません。結果を銀河系で最速の非結合星である超高速星US708に適用し、約1200km/sの速度で移動し、DDetSNIaの放出されたドナーの残骸の自然な候補になります。US708の観測された特性を説明するには、初期質量が0.5Msunを超えるHe-starドナーが必要であることがわかります。ただし、詳細なバイナリ進化計算に基づくと、このような大規模なHe-starドナーを含む前駆体システムでは取得できません。SN爆発の瞬間にUS708の高速を説明するのに十分に近い。代わりに、US708が実際にDDetSN〜Iaの生き残ったHe-starドナーである場合、SN前の前駆体バイナリ全体がで移動する必要があります。約400km/sの速度。たとえば、生き残ったドナー星の現在の動きの方向に球状星団から放出された可能性があります。
黒点群の回転残留速度と子午線速度の間の相関の変動の研究
| Title |
A_Study_of_Variations_in_Correlation_Between_Rotation_Residual_and_Meridional_Velocity_of_Sunspot_Groups |
| Authors |
J._Javaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09987 |
GreenwichPhotoheliograpicResults（GPR）とDebrecenPhotoheliographicData（DPD）からの142年の黒点グループのデータを組み合わせて分析し、さまざまな5度の緯度間隔での黒点グループの年間平均残留回転速度と子午線速度を決定しました。残留回転速度は-120m/s〜80m/sであることがわかります。多数の太陽周期では、回転は最小時よりも最大時の方がある程度弱いです。赤道方向と極方向のmerdional運動の交互のバンドが存在します。赤道方向の動きは主に速度8〜12m/sの太陽周期の最大値付近で支配的ですが、極方向の動きは主に最小値付近で支配的ですが、速度は4〜6m/sと比較的弱いです。この分析は、活動帯内の平均回転よりも遅くて速い赤道方向に移動する交互のバンドの存在を示唆しており、子午線運動の明確な赤道方向または極方向に移動するバンドはありません。子午線運動と残留回転の間には、統計的に有意な反相関が存在します。対応する線形最小二乗法の最適化は、適度に良好であることがわかります（勾配、-0.028+または-0.008は、標準偏差の約3.5倍です）。傾きの有意な負の値は、赤道に向かう強い角運動量輸送の存在を示しています。傾斜は、サンスポット数（SN）を約4年と9年リードしています。斜面のモーレットウェーブレットスペクトルは、ほぼデータウィンドウ全体で斜面に約11年の周期性が存在することを示唆していますが、1920〜1940年には非常に弱かったです。全体的な結果は、斜面と太陽周期中の活動。ただし、長期間（11年以上）の活動の傾きと強さの間に関係は見られない。
重力若い星状天体調査VII。 HD141569のハイブリッドディスクのガスとほこりのかすかな内輪
| Title |
The_GRAVITY_Young_Stellar_Object_survey_VII._Gas_and_dust_faint_inner_rings_in_the_hybrid_disk_of_HD141569 |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_V._Ganci_(1,2),_L._Labadie_(1),_L._Klarmann_(3),_A._de_Valon_(4),_K._Perraut_(4),_M._Benisty_(4,5),_W.Brandner_(3),_A._Caratti_o_Garatti_(3,6,7,16),_C._Dougados_(4),_F._Eupen_(1),_R._Garcia_Lopez_(3,6,7),_R._Grellmann_(1),_J.Sanchez-Bermudez_(3,8),_A._Wojtczak_(1),_P._Garcia_(9,10),_A._Amorim_(9,11),_M._Baub\"ock_(12),_J.-P._Berger_(4),_P._Caselli_(12),_Y.Cl\'enet_(13),_V._Coud\'e_du_Foresto_(13),_P.T._de_Zeeuw_(12,14),_A._Drescher_(12),_G._Duvert_(4),_A._Eckart_(1,2),_F._Eisenhauer_(12),_M.Filho_(9,10),_F._Gao_(12),_E._Gendron_(13),_R._Genzel_(12),_S._Gillessen_(12),_G._Heissel_(13),_T._Henning_(3),_S._Hippler_(3),_M._Horrobin_(1),_Z.Hubert_(4),_A._Jim\'enez-Rosales_(12),_L._Jocou_(4),_P._Kervella_(13),_S._Lacour_(13),_V._Lapeyr\`ere_(13),_J.-B._Le_Bouquin_(4),_P._L\'ena_(13),_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10070 |
惑星系の形成と進化は、原始降着円盤に影響を与えます。HD141569は、ハイブリッドディスクを特徴とする唯一の既知の前主系列星です。観測は、リングの複雑なシステムを示す外側のディスク構造を精査し、干渉計による観測は、その内側の5au領域を特徴付けようとしましたが、限られた制約を導き出しました。この作業の目的は、HD141569の内部領域のダストとガスの特性を、新しい高解像度の干渉観測で調査することでした。低および高スペクトル分解能で近赤外線のGRAVITY/VLTIを使用して質量スケールでHD141569を観測しました。視程とスペクトルエネルギー分布を幾何学的モデルと放射伝達技術で解釈して、粉塵の放出を抑制しました。高スペクトル分解能の量を分析して、Br-ガンマ線発光領域の特性を調査しました。3つの異なるエポックの組み合わせのおかげで、GRAVITYはKバンドの内側のほこりっぽいディスクを解決します。データモデリングは、約6％のIR超過が空間的に解決され、この放射の起源が、0.3au未満の幅で星から半径1auに位置する材料のリングに限定されていることを示しています。MCMaxモデリングは、この放出が少量のQHPから発生する可能性があることを示唆していますが、大きなケイ酸塩粒子モデルは、近赤外および中赤外フラックスの特性に対する観測上の制約を同時に再現することはできません。Br-Gamma線の微分位相は、0.09au以内に閉じ込められたケプラー回転のガスディスクで最もよく再現できるS字型を明確に示しています。これは、二重ピークのBr-Gamma輝線形状によっても示唆されています。連続体とガス放出のモデリングは、これら2つのコンポーネントの傾斜と位置角が、すべてのスケールで比較的同一平面上のリングを示すシステムと一致していることを示しています。
星周円盤の散乱光の象限偏光パラメータ。塵円盤モデルの分析とHR4796Aの観測
| Title |
Quadrant_polarization_parameters_for_the_scattered_light_of_circumstellar_disks._Analysis_of_debris_disk_models_and_observations_of_HR_4796A |
| Authors |
H.M._Schmid_(ETH_Zurich,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10099 |
このホワイトペーパーでは、ストークス$Q$および$U_{045}$、$U_{の象限偏光パラメータ$Q_{000}$、$Q_{090}$、$Q_{180}$、$Q_{270}$を紹介します。135}$、$U_{225}$、$U_{315}$ストークス$U$は、中心の星に照らされた空間的に分解された星周円盤の散乱偏光の方位角依存性の特性評価用です。これらのパラメータは、星周散乱によって生成された自然なストークス$Q$および$U$象限パターンに基づいています。これらは、軸対称からのディスクジオメトリの偏差の簡単なテストを提供し、ディスクイメージの詳細なモデルフィッティングなしで、光学的に薄いディスクの散乱位相関数を制約するために使用できます。パラメータは、観測やモデル計算から簡単に導き出すことができるため、星周円盤での塵の散乱の体系的な研究に適しています。光学的に薄く回転対称のデブリディスクのモデルでは、統合された方位角偏光または$Q_{000}/Q_{180}$のような象限比に正規化された象限パラメータがディスクの傾き$i$と偏光にのみ依存することが示されています。ダストの散乱位相関数であり、散乱放射率の半径方向の分布に依存しません。$i$は通常、分解されたディスクでよく知られているため、サンプリングされた散乱角範囲の位相関数の形状を導き出すことができます。この発見は、塵円盤で観察された垂直方向の延長を持つモデルにも当てはまります。診断図は、偏光されたHenyey-Greenstein散乱位相関数の非対称パラメーター$g$を決定するために、正規化された象限パラメーターと象限比に対して計算されます。これらの図をHR4796Aの測定に適用すると、パラメーターが1つしかない位相関数ではデータが適切に再現されないことがわかりますが、パラメーターが3つの位相関数を使用するとより良い解決策が見つかります。
食変光星の再議論。ペーパーVII。たて座デルタ型星雲、かじき座ガンマ星、およびRRリンシスにおける潮汐摂動脈動
| Title |
Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_VII._Delta_Scuti,_gamma_Doradus_and_tidally-perturbed_pulsations_in_RR_Lyncis |
| Authors |
John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10196 |
RRLynは、2つのA星を含む9.95dの軌道を持つ、分離した食変光星です。1つは金属で裏打ちされ、もう1つは金属が少ない可能性があります。TESS衛星からの光度曲線と2セットの公開された視線速度測定値を使用して、システムの特性を高精度で決定します。質量は1.939+/-0.007および1.510+/-0.003Msunであり、半径は2.564+/-0.019および1.613+/-0.013Rsunです。公表されている有効温度を200K上方に調整した後、太陽化学組成と1Gyrの年齢、およびGaiaEDR3視差からの予想よりもわずかに短い距離の理論モデルとの良好な一致が見つかりました。RRLynの光度曲線は、脈動の明確な証拠を示しています。35の脈動周波数を測定し、より高い周波数をたて座デルタ型の脈動に、中間周波数をかじき座ガンマ型の脈動に帰します（その一部は潮汐的に摂動される可能性があります）。より低い周波数は、RRLynの潮汐的に励起された脈動、あるいは機器起源の脈動である可能性があります。これらの脈動のほとんどまたはすべては、二次星で発生する可能性があります。RRLynは、確立された特性を持ち、複数のタイプの脈動を示すことが知られている数少ない食変光星の1つです。
低質量星のスピン進化に対する環境の影響。 I.星周円盤の外部光蒸発
| Title |
The_influence_of_the_environment_on_the_spin_evolution_of_low-mass_stars._I._External_photoevaporation_of_circumstellar_disks |
| Authors |
Julia_Roquette,_Sean_P._Matt,_Andrew_J._Winter,_Louis_Amard,_Sophia_Stasevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10296 |
巨大な星は、原始惑星系円盤の進化に敵対する可能性のある遠紫外線の強力な源であり、外部の光蒸発による質量損失を引き起こし、円盤散逸のタイムスケールを短縮します。それらの効果はまた、前主系列星の初期段階でのディスクとホスト星の間の角運動量交換のタイムスケールを減らすかもしれません。星の回転履歴に対する環境の影響についての理解を深めるために、低質量星のスピン進化に対する局所的な遠紫外線の影響を考慮したモデルを開発しました。私たちのモデルには、星とディスクの相互作用フェーズ中の回転速度を固定するディスクロックの仮定が含まれています。このフェーズの期間は、局所的な遠紫外線と恒星の質量（0.1〜-1.3M$_\odot$）。このようにして、大質量星からのフィードバックが星のスピン進化にどのように大きく影響するかを示し、UpperScoやNGC2264などの若い領域の周期-質量分布で観察される質量依存性を説明します。-質量星は、周囲の星の周期分布を高速回転に向けて歪める可能性があり、オープンクラスターhPer内の高速回転星の過剰を説明します。回転と前主系列環境との間の提案されたリンクは、若い星の回転分布を解釈するための新しい道を開きます。たとえば、恒星の自転は、$\sim$1Gyrまでの星の原始紫外線照射のトレーサーとして使用できることをお勧めします。これは、成熟した惑星系をそれらの誕生環境に接続するための潜在的な方法を提供します。
荷電$B$中間子崩壊におけるCP対称性の破れを利用して、$\mathcal{O}（10\text{MeV}）$温度で観測されたバリオン非対称性と暗黒物質を生成します。これは、$B_c^+$メソジェネシスと$B^+$メソジェネシスの2つのシナリオで実現されます。最初に、$B_c^\pm$に違反するCPは$B^\pm$中間子に崩壊し、続いて暗くて標準模型のバリオンに崩壊します。2番目の例では、$B^\pm$の崩壊に違反して、より軽い荷電中間子へのCP対称性の破れは、後者の暗くて標準模型のレプトンへの崩壊を伴い、バリオン非対称性に散乱します。$B_c^+$メソジェネシスは、ベルとLHCbで活発に調査されていますが、$B^+$メソジェネシスは、衝突型加速器とステライルニュートリノ検索でテストできます。
アクシバースにおける友情：初期の非線形アクシオンダイナミクスの遅い時間の直接および天体物理学的特徴
| Title |
Friendship_in_the_Axiverse:_Late-time_direct_and_astrophysical_signatures_of_early-time_nonlinear_axion_dynamics |
| Authors |
David_Cyncynates,_Tudor_Giurgica-Tiron,_Olivier_Simon,_and_Jedidiah_O._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09755 |
弦理論の一般的な低エネルギー予測は、一般に弦アクシバースとして知られているアクシオンの大規模なコレクションの存在です。アクシオンはまた、自然の宇宙論的生成メカニズム、真空のミスアライメントを持っており、それらをやる気のある暗黒物質（DM）候補にします。アクシオンの生成に関する多くの研究では、単一の自由アクシオンの場合が考慮されていますが、現実的なアクシオンでは、ストリングアクシオンは質量が何桁にもわたって密に分布し、それらの結合ポテンシャルを介して相互作用すると予想されます。この論文では、このポテンシャルの非線形性が、近くの質量を持つアクシオン間の新しいタイプの共鳴エネルギー移動につながることを示します。この共鳴は、一般に、減衰定数が大きいアクシオンから減衰定数が小さいアクシオンにエネルギーを伝達し、多数のシグニチャをもたらします。これらには、暗黒物質の小さなサブコンポーネントでさえも含む共鳴ペアの強化された直接検出の見通し、およびペアがDMの大部分である場合のブーストされた小規模構造が含まれます。ADMXやDMラジオなどの実験の近い将来の反復は、DM下部構造の天体物理学的プローブと同様に、このシナリオに敏感になります。
宇宙論的タイムスケールにわたって安定している近極値原始ブラックホールは、暗黒物質のかなりの部分を構成している可能性があります。それらの電荷のために、そのようなブラックホールの合体率はクラスター内で強化され、非極値合併の残骸はホーキング蒸発を起こしやすい。近臨界穴のこれらのクラスターが低赤方偏移まで生き残るのに十分な数のメンバーを含む場合、継続的な蒸発からのハードフォトンが高エネルギー拡散バックグラウンドを支配し始めることを示します。拡散光子束は、約$10^{13}\rmg$より軽い正孔の単色質量スペクトルで観察できることがわかります。ガンマ線望遠鏡によって設定された現在の境界を尊重して、それらの存在量に上限を設定します。さらに、原始ブラックホール形成の時代に誘発された重力波バックグラウンドは、mHzからkHzの周波数範囲で動作する将来計画および提案された地上および宇宙搭載の重力波観測所によって検出可能であり、光を研究するための重要なツールとなります。$\rm10^{13}g-10^{19}g$の範囲の質量上の原始ブラックホールを帯電させた。
SW-QNM対応の詳細
最近提案された重力摂動と量子Seiberg-Witten曲線の間の対応を利用して、漸近的に平坦なカーニューマンブラックホールの準ノーマルモードのスペクトルを計算し、大規模なクラスのブラックホール、Dブレーンおよびさまざまな次元のファズボール。$SU（2）$${\calN}=2$SYMの量子周期から得られたQNM周波数と$N_f=3$フレーバーを数値結果、WKB（アイコナール）近似、および測地運動と比較すると、顕著な一致が見られます。AdS$_4$のカーニューマンブラックホールの準ノーマルモードを$N_f=4$の$SU（2）$ゲージ理論に関連付けるマスター例から始めて、分析を可能にするいくつかの単純なおもちゃモデルの手順を説明します。ソリューション。また、ゲージ/重力対応のAGTバージョンは、準ノーマルモード/Seiberg-Witten接続の物理的/幾何学的起源に関する貴重なヒントを与え、興味深い特性（潮汐ラブ数や灰色体など）をさらに解明する可能性があると主張します。要因）ファズボールからブラックホールを区別するのに役立ちます。
| Title |
Dynamics_and_Observational_Signatures_of_Shell-like_Black_Hole_Mimickers |
| Authors |
Ulf_Danielsson,_Luis_Lehner,_Frans_Pretorius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09814 |
私たちは、古典極限では超小型の物質の殻として現れるブラックホールの量子重力に動機付けられた代替物の非線形ダイナミクスを研究するタスクを引き受けます。私たちは、一般的な状況で数値解法に従わなければならない形式主義を開発します。具体的なモデルでは、球対称のAdSブラックバブルに焦点を当てます。これは、シュワルツシルトの外部とAdSの内部を分離するブフダール半径の物質の殻です。スカラー場によって提供される外部物質を使用して、AdS黒色気泡の放射状ダイナミクスと降着を研究するための数値コードを構築します。そうすることで、球対称性を超えた将来の研究に拡張できる数値手法を開発します。特にAdSの黒い気泡に関しては、黒い気泡を安定させるために必要な内部物質フラックスの元の処方が動的設定では不十分であることがわかり、これを修正するためにフラックスモデルの2つのパラメーターの一般化を提案します。パラメータ空間のより効率的な調査を可能にするために、球対称の気泡ダイナミクスに適合したより単純な数値モデルを開発します。安定した黒い泡を可能にするパラメータ空間の領域を特定し、さらに降着エピソード後の目的の最終状態への制御を可能にします。これらの結果と、黒い泡の背景上のスカラー場の進化に基づいて、現在宇宙のブラックホールと推定されているものが実際に黒い泡である場合、いくつかの観測結果を推測します。
グルーオンは、核子の臨界運動量で安定状態に収束する可能性があります。このグルーオン凝縮は、衝突エネルギーがグルーオン凝縮しきい値を超えている場合、陽子-陽子断面積を大幅に増加させます。宇宙ガンマ線スペクトルの分析に基づいて、LHCでの$p-Pb$と$Pb-Pb$の衝突がグルーオン凝縮効果のエネルギー領域に近いことがわかりました。衝突エネルギーを増加させる次世代ハドロン衝突型加速器では、グルーオン凝縮効果により、加速器の狭い空間に非常に強いガンマ線が放出されることを警告します。実験室でのそのような人工的なミニガンマ線バーストは、検出器を損傷する可能性があります。
生命、宇宙、そしてすべての隠された意味
宇宙を見るのは難しいですし、まあ、すべての意味について不思議に思うことはありません。自然な問題は、私たちが見ているものがインテリジェントデザインの兆候であるかどうかです。デザインのアンチテーゼは、ランダムな宇宙、または物理法則を仮定すると、基本的な物理パラメータがランダムに選択されたものですが、それを観察するためにここにいる生命（私たち自身）を条件とします。未発表の研究で、英国の物理学者デニス・シャーマは、そのようなランダムに選択された宇宙は統計的署名を表示すると主張しました。彼は、ランダムな宇宙は、ほぼ確実に、生命の可能性を考慮に入れているだけのパラメーターを持っていると結論付けました。ここでは、この署名が決定的なものであるかどうかを検討します。もっともらしい追加の仮定により、Sciamaの署名は逆転するように見えることがわかります。私たちの宇宙がランダムである場合、それはインテリジェントに設計されているという誤った印象を与える可能性があり、基本定数は生命が出現する可能性が高いように微調整されているように見えます。維持されます。
電気ペンローズ過程：回転しない弱く帯電したブラックホールによるイオン化粒子の高エネルギー加速
| Title |
Electric_Penrose_process:_high-energy_acceleration_of_ionized_particles_by_non-rotating_weakly_charged_black_hole |
| Authors |
Arman_Tursunov,_Bakhtinur_Juraev,_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik_and_Martin_Kolo\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10288 |
多くの天体物理学のシナリオでは、ライスナー・ノルドストロームの時空計量に必要な電荷の値が非現実的に大きいため、ブラックホールの電荷は無視されることがよくあります。ただし、ブラックホールは、さまざまな選択的付加メカニズムのために小さな電荷を持っている可能性があります。この論文では、シュヴァルツシルトブラックホールの小さな仮想電荷が自由落下する中性粒子のイオン化とそれに続くブラックホールからのイオン化粒子の脱出に及ぼす影響を調査します。イオン化粒子のエネルギーが超成長できることを示します。高く、弱く帯電したブラックホールによる粒子加速の特徴的な特徴について議論します。また、代替の宇宙線加速シナリオとして提案されたメカニズムの可能なアプリケーションについて議論します。特に、銀河中心の超大質量ブラックホールがPeVatronとして機能できることを示します。提示されたメカニズムは、回転しないコンパクトな物体の単純なおもちゃモデルとして役立つことができます。宇宙線物理学およびそれ以降に関連する潜在的な天体物理学的実装を備えた粒子加速器としてのcting。
| Title |
Is_backreaction_in_cosmology_a_relativistic_effect?_On_the_need_for_an_extension_of_Newton's_theory_to_non-Euclidean_topologies |
| Authors |
Quentin_Vigneron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10336 |
宇宙論的逆反応は、宇宙の世界的な膨張に対する構造の不均一性の影響に対応しています。この現象を取り巻く主な問題は、ダークエネルギーとしても知られるスケールファクターの最近の加速を説明できるかどうかです。この主題に関する最も重要な結果の1つは、ニュートンの重力理論を使用して計算した場合、逆反応は正確にゼロであるというBuchert-Ehlersの定理（Buchert\＆Ehlers、1997）です。これは、一般相対性理論には当てはまらない可能性があります。この結果は、逆反応が純粋に相対論的な効果であることを意味すると一般的に言われています。この含意は、ニュートンの理論によって小規模でまだ十分に説明されているが、非ユークリッドトポロジーを持っている宇宙には当てはまらないという意味で、これが必ずしも当てはまらないことを示します。したがって、定理は、そのようなシナリオを説明するために一般化する必要があります。局所的にニュートンであるが非ユークリッドトポロジーで定義された理論を定義するヒューリスティック計算では、逆反応が非ゼロであることを示します。つまり、非相対論的であり、宇宙のトポロジーに依存する可能性があります。しかし、この理論は一般相対性理論の非相対論的限界からまだ正当化されていません。
