銀河系の棒からハッブルの緊張まで$-$ミルグロミアン重力の天体物理学的証拠を評価する
| Title |
From_galactic_bars_to_the_Hubble_tension_$-$_weighing_up_the_astrophysical_evidence_for_Milgromian_gravity |
| Authors |
Indranil_Banik_and_Hongsheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06936 |
天文学的な観測は、物理学の理解における大きな欠陥を明らかにしています$-$検出可能な質量は、重力の現在の理解、アインシュタインの一般相対性理論（GR）を考えると、多種多様なシステムで観測された動きを説明するには不十分です。この欠落した重力の問題は、ミルグロミアンダイナミクス（MOND）によって示されるように、低加速度でのGRの故障を示している可能性があります。MONDのクラスター規模の問題に対処するために、軽いステライルニュートリノを含むハイブリッドアプローチを提唱する宇宙論的文脈を含め、MOND理論とその結果をレビューします。次に、銀河、銀河群、銀河団、および宇宙の大規模構造からの証拠を使用して、MONDの新しい予測をテストします。また、標準的な宇宙論的パラダイム（$\Lambda$CDM）が観測を説明できるかどうかを検討し、以前に公開されたいくつかの非常に重要な改ざんを確認します。私たちの全体的な評価では、データが各理論と一致する程度と、データを収容する際のそれぞれの柔軟性の両方を考慮します。ゴールドスタンダードは、問題のデータによって通知されない明確な事前予測です。また、いくつかの将来のテストについても検討します。私たちの結論は、MONDは、銀河系バーのkpcスケールから、ローカルスーパーボイドのGpcスケールやハッブル張力に至るまで、膨大な範囲の天体物理学的スケールにわたる豊富なデータによって支持されているということです。。
KiDS＆Euclid：KiDS-1000宇宙せん断トモグラフィーの疑似角度パワースペクトル分析の宇宙論的意味
| Title |
KiDS_&_Euclid:_Cosmological_implications_of_a_pseudo_angular_power_spectrum_analysis_of_KiDS-1000_cosmic_shear_tomography |
| Authors |
A._Loureiro,_L._Whittaker,_A._Spurio_Mancini,_B._Joachimi,_A._Cuceu,_M._Asgari,_B._St\"olzner,_T._Tr\"oster,_A._H._Wright,_M._Bilicki,_A._Dvornik,_B._Giblin,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_H._Shan,_A._Amara,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_M._Douspis,_F._Dubath,_C._A._J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_K._Kuijken,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06947 |
ESAEuclidミッション用に開発中の新しい疑似角度パワースペクトル推定器（\pcl）を使用して、KiloDegreeSurveyDataRelease4（KiDS-1000）の断層撮影弱レンズ分析を提示します。形状情報を持つ2100万を超える銀河は、測光赤方偏移で0.1から1.2の範囲の5つの断層撮影赤方偏移ビンに分割されます。断層撮影ビン間の自動およびクロスパワースペクトルの多重極範囲$76<\ell<1500$の8つのバンドを使用して\pcl{}を測定します。星の数密度、調査深度の変動、点像分布関数の特性など、さまざまな観測ソースからの系統的な汚染をチェックするために、一連のテストが実行されます。これらの系統的なトレーサーとのわずかな相関関係が観察されていますが、宇宙論的推論に偏りがあるという証拠はありません。Bモードのパワースペクトルはゼロ信号と一致しており、E/Bモードの漏れによる重大な残留汚染はありません。マスクの効果をフォワードモデリングすることにより、\pcl{}推定のベイズ分析を実行します。空間的に平坦な\lcdm{}宇宙論を仮定して、構造成長パラメーター$S_8=\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3）^{1/2}=0.754_{-0.029}^{+0.027}を制約します。$。KiDS-1000の宇宙せん断と、明るい赤い銀河の最近のスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）測定からのバリオン音響振動および赤方偏移空間歪みデータ、およびライマン-$\alpha$フォレストとそのクエーサーとの相互相関を組み合わせる場合、これらの制約を$S_8=0.771^{+0.006}_{-0.032}$に厳しくします。これらの結果は、以前のKiDS-1000およびSDSS分析と非常によく一致しており、宇宙マイクロ波背景放射実験からの初期宇宙制約による$\sim3\sigma$張力を確認しています。
エミュレータベースのハローモデルを使用したSDSS-IIIBOSS銀河パワースペクトルのフルシェイプ宇宙論分析：$ \ sigma_8
$の$ 5 \％$決定
| Title |
Full-shape_cosmology_analysis_of_SDSS-III_BOSS_galaxy_power_spectrum_using_emulator-based_halo_model:_a_$5\%$_determination_of_$\sigma_8$ |
| Authors |
Yosuke_Kobayashi,_Takahiro_Nishimichi,_Masahiro_Takada,_and_Hironao_Miyatake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06969 |
SDSS-IIIBOSSDR12銀河カタログの4つの銀河サンプルの赤方偏移空間パワースペクトルのフルシェイプ宇宙論分析から得られた結果を$0.2<z<0.75$で示します。理論的なテンプレートには、$N$-bodyシミュレーションのアンサンブルセットから構築されたエミュレーターを使用します。これにより、ハローの赤方偏移空間のパワースペクトルを高速かつ正確に計算できます。ハロー占有分布と組み合わせてハロー銀河接続をモデル化すると、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論でBOSSのような銀河の赤方偏移空間のパワースペクトルを計算できます。宇宙論の推論では、パワースペクトルの単極子、四重極子、および十六極子を使用し、各銀河サンプルのハロー銀河接続の不確実性をモデル化するために7つの妨害パラメータを含めますが、銀河の存在量に関する情報は使用しません。銀河ハロー接続のさまざまなレシピを使用して生成され、アセンブリバイアス効果を含む、BOSSのような銀河のモックカタログを使用して、分析パイプラインの検証を示します。$\Omega_{\rmb}h^2$と$n_{\rms}$を除いて、宇宙論的パラメーターの事前確率が弱いと仮定すると、モデルがBOSSパワースペクトルをよく再現していることを示します。$k_{\rmmax}=0.25\、h{\rmMpc}^{-1}$までのパワースペクトル情報を含めると、$\Omega_{\rmm}=0.300\pm0.011$、$H_0=68.35^{+1.21}_{-1.39}{\rmkm\、s}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$、および$\sigma_8=0.742^{+0.035}_{-0.036}$、モードおよび68\％の信頼区間、迷惑パラメータのマージナル化後。ショットノイズの支配とハローの周縁化により、最大波長$k_{\rmmax}\simeq0.2\、h\、{\rmMpc}^{-1}$を超えると宇宙論的パラメータにほとんど改善が見られません。銀河接続パラメータ。私たちの結果は、$\Omega_{\rmm}$と$H_0$の{\itPlanck}CMBの結果とよく一致していることを示していますが、$\sigma_8$のわずかな緊張を示しています。
中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）のマルチチャネルイメージャ（MCI）を使用した測光赤方偏移測定のキャリブレーション
| Title |
Calibrating_photometric_redshift_measurements_with_the_Multi-channel_Imager_(MCI)_of_the_China_Space_Station_Telescope_(CSST) |
| Authors |
Ye_Cao,_Yan_Gong,_Zhen-Ya_Zheng,_and_Chun_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07088 |
中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）測光調査は、広い空域（〜17,500deg^2）と広い波長範囲（NUVからNIRまで）をカバーするターゲットに対して、高空間分解能（〜0.15''）の測光イメージングを実行することを目的としています。）。それは、暗黒物質、暗黒エネルギー、および他の重要な宇宙論的および天文学的な領域の特性を探求することを期待しています。この作業では、CSSTの5つの機器の1つであるマルチチャネルイメージャー（MCI）のフィルター設計が、9つの中帯域フィルターで正確な測光赤方偏移（photo-z）測定を提供できるかどうかを評価します。関連する科学的目的。天体物理学的および機器的効果を備えたCOSMOS測光赤方偏移カタログに基づいて模擬データを生成します。フォトZの推定には、低信号対雑音比（SNR）データの上限情報の適用が採用されています。バンドの位置や幅などのフィルターパラメーターに対するphoto-zの精度の依存性を調査します。現在のMCIフィルター設計では、精度sigma_z〜0.017および外れ値f_c〜2.2％で良好なphoto-z測定を達成できることがわかります。サーベイカメラ（SC）を使用したメインCSSTサーベイのphoto-z測定を、精度sigma_z〜0.015および外れ値f_c〜1.5％に効果的に改善できます。
掃天観測Ia型超新星調査：最初のデータリリースと結果
| Title |
The_Zwicky_Transient_Facility_Type_Ia_supernova_survey:_first_data_release_and_results |
| Authors |
S._Dhawan,_A._Goobar,_M.Smith,_J.Johansson,_M.Rigault,_J.Nordin,_R._Biswas,_D.Goldstein,_P._Nugent,_Y.-L._Kim,_A._A._Miller,_M.J._Graham,_M._Medford,_M._M._Kasliwal,_S._R._Kulkarni,_Dmitry_A._Duev,_E._Bellm,_P._Rosnet,_R._Riddle,_J._Sollerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07256 |
近くのハッブル流にあるIa型超新星（SNe〜Ia）は、宇宙論における優れた距離指標です。掃天観測（ZTF）は、対象外のローリング調査から超新星の大規模なサンプルを観測し、$g$$r$、および$i$バンドでそれぞれ$20.8、20.6、20.3$等に達しました。47平方度のFoVで、ZTFは2。5年強で$>$3000SNe〜Iaを発見しました。ここでは、運用初年度（DR1）から分光学的に分類された761のSNe〜Iaのサンプルについて報告します。サンプルのレッドシフトの中央値は$\barz=$0.057で、現在の低$z$サンプルよりもほぼ2倍高くなっています。私たちのサンプルには合計934のスペクトルがあり、そのうち632はPalomarP60のロボットSEDmで取得されました。ホスト銀河スペクトルからの赤方偏移を伴う合計305SNeの精密宇宙論の可能性を評価します。サンプルのサイズは、文献の低$z$アンカーサンプル全体とすでに同等です。最初の検出の中央値は、最大光の13。5日前であり、文献の中央値よりも約10日早くなっています。さらに、サンプルからの6つのSNeは$D_L<80$Mpcであり、JWST時代にホスト銀河の距離を取得できるため、同じ機器でキャリブレーターとハッブルフローSNeを観測できます。ZTF-Iの全期間で、50近くのSNeを観測しました。これは、パーセントレベルの距離スケール測定の鍵となるキャリブレータ距離を取得できます。
X線スペクトルの特徴と選択したQSOの分類
近くの光学的に明るいQSOのXMM-Newtonスペクトルの体系的な分析の結果を提示します。オブジェクトはX線ギャラクシーカタログXgal20から選択されています。これは、手動で識別および分類された1172個の銀河のカタログであり、4XMM-DR9カタログと、1E-13erg/cmを超えるX線フラックスを持つHyper-LinkedExtragalacticDatabasesandArchives（HyperLeda）との相互相関として取得されます。^2/s。この作業の目標は、0.1〜10keVのエネルギー帯域で選択されたQSOのX線スペクトル特性を特徴づけることです。ソースの大部分（11のうち6）は、電波が静かなQSOとして分類されています。光学スペクトル、硬度比を研究し、10個の明るい光源に対してX線スペクトルフィットを実行しました。ほとんどの場合、吸収を伴うべき乗則モデルは、観測された連続体をシミュレートするのに十分です。一部のソースのスペクトルの詳細は、フィッティングのモデルを大幅に複雑にしますが。ソースの大部分は、ガンマ>2.1の急峻なスペクトルを持っています。私たちのサンプルの非常に急な光子指数2.4-2.5は、3つのラジオラウドタイプIクエーサーで発生します。2つのラジオラウドタイプIIクエーサーのFeK-alphaラインを検出しました。タイプIのクエーサーでも、覆い隠されたタイプIIでも、2keVを超えるスペクトル硬化の強力な証拠は見つかりません。各クエーサーについて、そのタイプは、観測されたX線スペクトルと以前のデータの特徴と詳細の両方に基づいて確立されました。
宇宙密度変動パワースペクトルの漸近的振る舞いについて
ゼルドビッチ近似における宇宙密度変動パワースペクトルの小規模漸近的振る舞いを研究します。そのために、ラプラスの方法を任意の次元に拡張し、それを使用して、宇宙モデルや初期物質分布のパワースペクトルに関係なく、このパワースペクトルが必ず$k^{-3}$に比例する漸近テールを生成することを証明します。。指数$-3$は、空間次元の数によってのみ設定されます。パワースペクトルの完全な漸近級数を導出し、先行項と先行次数項を比較して、宇宙論モデルや暗黒物質のタイプに関係なく、非線形構造形成の開始の特徴的なスケールを導出します。粒子相互作用を含めるための平均場近似に関する以前の結果と組み合わせると、この漸近的振る舞いはゼルドビッチ近似を超えて有効なままである可能性があります。宇宙論的仮定に鈍感であるため、私たちの結果は一般に、ガウス確率場から引き出された位置と運動量を持つ粒子分布に適用できます。$k^{-3}$漸近尾の形成をさらに説明するために、解析的に解けるおもちゃモデルについて説明します。
広い質量分布と熱的特徴を持つ原始ブラックホールのブーストされた重力波背景
| Title |
A_boosted_gravitational-wave_background_for_primordial_black_holes_with_broad_mass_distributions_and_thermal_features |
| Authors |
Eleni_Bagui,_Sebastien_Clesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07487 |
宇宙の熱履歴によって刻印された広い質量分布を持つ原始ブラックホール（PBH）は、太陽質量スケールで自然に高いピークを生成し、LIGO/Virgoによって見られる重力波イベントを説明することができます。暗黒物質。単色または対数正規質量関数と比較して、クラスター内の初期PBHバイナリおよび後期バイナリからの重力波バックグラウンド（GWB）が低周波数で強く増強され、NANOGrav観測を説明できることを示します。この強化は、低周波数の太陽質量と中間質量PBH、高周波数の太陽質量とサブソーラー質量を含む、非常に低い質量比のバイナリからもたらされます。LISAはさまざまなモデルを区別できましたが、地上ベースの検出器の周波数帯域では、初期のバイナリからのGWBは、ブラックホールの合併も説明している場合、現在のLIGO/Virgoの制限をわずかに下回り、天体物理学的背景を上回っています。クラスター内のバイナリーからのGWBはそれほどブーストされていませんが、中性子星、天体物理学のブラックホール、または初期のPBHバイナリーとは異なるスペクトルインデックスを持っています。アインシュタイン望遠鏡やLIGO/Virgoの設計感度でも検出できます。
確率的重力波背景のマルチバンド観測による原始ブラックホールのテスト
| Title |
Testing_Primordial_Black_Holes_with_multi-band_observations_of_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Juan_Garcia-Bellido,_Sachiko_Kuroyanagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07488 |
原始ブラックホール（PBH）の質量分布は、初期の宇宙プラズマの圧力の低下の影響を受けます。たとえば、$W^\pm/Z^0$デカップリング、クォーク-ハドロン遷移、ミューオンとパイ中間子が非相対論的になる、電子と陽子の消滅など、素粒子物理学の標準モデルのイベント、状態方程式パラメーターの抑制を引き起こし、PBH質量関数のピークをそれぞれ$10^{-6}、\、2、\、60$、および$10^6\、M_\odot$付近に残します。ほぼスケール不変の原始パワースペクトルの。そのようなPBHの未解決のマージの重ね合わせは、広範囲の周波数をカバーし、将来の重力波（GW）検出器でテストできる確率的重力波バックグラウンド（SGWB）をもたらします。この論文では、そのスペクトル形状を使用して、インフレーション、宇宙の熱履歴、および合併率の式にエンコードされた高密度ハローのバイナリ形成のダイナミクスに関するプロパティを推測する方法について説明します。これらの物理的効果の多くは単一の検出器の感度内で縮退しますが、異なる周波数でのSGWBの同時観測によって解きほぐすことができ、初期からPBHの物理を特徴付けるGWの複数周波数観測の重要性を強調しています。遅い時間の宇宙へ。
大規模構造の有効場の理論からのBOSS相関関数分析
| Title |
BOSS_Correlation_Function_Analysis_from_the_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Pierre_Zhang,_Guido_D'Amico,_Leonardo_Senatore,_Cheng_Zhao,_Yifu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07539 |
いくつかのシミュレーションセットに対して大規模構造の有効場の理論の予測を較正し、シミュレーションを使用せずに理論のスケールカットを主張する新しい方法を実装した後、BOSSの完全な形状を分析します相関関数。ビッグバン元素合成からの事前分布をバリオン密度に課すと、境界のあるニュートリノの総質量を除いて、$\Lambda$CDM+通常の階層の大規模ニュートリノのすべてのパラメーターを測定できます。BOSSフルシェイプをBOSS、6DF/MGS、およびeBOSSからのバリオン音響振動測定と組み合わせると、現在のハッブル定数$H_0$、現在の物質の割合$\Omega_m$、原始パワースペクトルの振幅を決定します。、$A_s$、および原始パワースペクトルの傾き$n_s$、それぞれ$1.4\％、4.5\％、23.5\％$、および$7.6\％$の精度、$68\％$-信頼水準、$H_0=68.19\pm0.99$（km/s）/Mpc、$\Omega_m=0.309\pm0.014$、$\ln（10^{10}A_{s}）=3.12^{+0.21}_{-0.26}$および$n_s=0.963^{+0.062}_{-0.085}$であり、ニュートリノの総質量を$95\％$-信頼水準で$0.87\、\textrm{eV}$に制限しました。これらの制約は、Planckの結果およびBOSSパワースペクトル分析から得られた結果と完全に一致しています。特に、プランク測定では$H_0$または$\sigma_8$に張力は見られず、それぞれ$1.2\sigma$および$0.6\sigma$で一貫性が見られます。
BD- $ \ Lambda $ CDMと実行中の真空モデル：理論的背景と現在の観測状況
| Title |
BD-$\Lambda$CDM_and_Running_Vacuum_Models:_Theoretical_background_and_current_observational_status |
| Authors |
Javier_de_Cruz_Perez,_Joan_Sola_Peracaula,_Adria_Gomez-Valent_and_Cristian_Moreno-Pulido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07569 |
宇宙定数とコールドダークマター（BD-$\Lambda$CDM）を使用したBrans-Dicke宇宙モデルの分析を示します。BD-$\Lambda$CDMは、宇宙論の標準モデルと比較すると、全体的な宇宙論データ（SNIa+BAO+$H（z）$+LSS+CMB）によって支持されていることがわかります。BD-$\Lambda$CDMモデルは、GRの観点から、時間発展する真空エネルギー密度を持つ実行中の真空モデル（RVM）と見なすことができます。この事実と、時間発展する効果的な重力結合により、モデルは一度に$\sigma_8$と$H_0$の張力を緩和できます。また、宇宙論データに照らしてテストしたさまざまなタイプのRVMの結果を示し、真空エネルギー密度の穏やかなダイナミクスが前述の張力を滑らかにするのに役立ち、$\Lambdaのパフォーマンスを向上させることを示します。$CDMモデル。
KiDS-1000宇宙論：機械学習-ダークエネルギーとCosmoPowerの相互作用に関する制約の加速
| Title |
KiDS-1000_Cosmology:_machine_learning_-accelerated_constraints_on_Interacting_Dark_Energy_with_CosmoPower |
| Authors |
A._Spurio_Mancini,_A._Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07587 |
Kilo-DegreeSurveyの公開$\sim$1000deg$^2$宇宙せん断測定値と$\it{Planck}$2018宇宙マイクロ波背景放射データから、純粋な運動量交換を伴う結合された典型的なモデルの制約を導き出します。このモデルを$\Lambda$CDMと比較し、同様の$\chi^2$と対数証拠値を見つけます。ニューラルネットワークエミュレーター$\it{CosmoPower}$から宇宙論的パワースペクトルを取得することにより、パラメーター推定を高速化します。特にステージIVの調査から、将来の同様の分析の計算実行時間を短縮するために、このようなエミュレータベースのアプローチの必要性を強調します。例として、$\it{Euclid}$のような調査の同じ結合された典型的なモデルに関するMCMC予測を提示し、結合された典型的なパラメーターとバリオンフィードバックおよび固有のアライメントパラメーターとの間の縮退を明らかにしますが、制約力ステージIV調査が達成されます。輪郭は、ボルツマンコードで必要な数か月とは対照的に、$\it{CosmoPower}$で数時間で取得されます。
木星上の複数のフェレル様細胞の証拠
| Title |
Evidence_for_multiple_Ferrel-like_cells_on_Jupiter |
| Authors |
Keren_Duer,_Nimrod_Gavriel,_Eli_Galanti,_Yohai_Kaspi,_Leigh_N._Fletcher,_Tristan_Guillot,_Scott_J._Bolton,_Steven_M._Levin,_Sushil_K._Atreya,_Davide_Grassi,_Andrew_P._Ingersoll,_Cheng_Li,_Liming_Li,_Jonathan_I._Lunine,_Glenn_S._Orton,_Fabiano_A._Oyafuso,_J._Hunter_Waite_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07255 |
木星の大気は、その3D大気循環に強く結びついている複数のジェット気流によって支配されています。堅い底の境界がないので、子午線循環が惑星内部にどのように広がるかについていくつかのモデルが存在します。ここでは、Junoミッションの複数の機器から証拠を収集し、地球上のフェレルセルと同様に、乱流によって駆動される中緯度子午面循環セルの存在を示します。各半球にそのような細胞が1つしかない地球とは異なり、より大きく、より速く回転する木星は、複数の細胞を組み込むことができます。セルは湧昇と湧昇の領域を形成します。これは、緯度60Sと60Nの間のJunoのマイクロ波データではっきりとわかります。これらのセルの存在は、単純化されたモデルを使用してアンモニアの観測を再現することによって確認されます。この研究は、木星のサブクラウドダイナミクスの性質に関する長年のパズルを解き、各木星半球の8つのセルの証拠を提供します。
PI-ターミナル惑星防衛
非常に短い緩和時間スケールを可能にする惑星防衛の実用的で効果的な方法を提示します。この方法は、小惑星または小さな彗星を粉砕して分解する一連の小さな超高速の非核運動エネルギー弾を含みます。これにより、地球の大気を使用してフラグメントクラウドのエネルギーを放散する脅威が軽減されます。このシステムは、既存の技術を使用した惑星防衛ソリューションを可能にします。このアプローチは、警告時間が長い拡張タイムスケールモードや、影響の数分から数日前に傍受される短い阻止時間のシナリオで機能します。より長い時間の傍受シナリオでは、分解された小惑星の破片は大部分が地球を逃します。短い傍受シナリオでは、最大直径$\sim$10メートルの小惑星の破片により、地球の大気が「ビームダンプ」として機能し、破片が大気中で燃焼したり、空気が破裂したりして、エネルギーの主要チャネルが発生します。空間的および時間的に非相関の衝撃波に入る。PIが非常にうまく機能する理由の鍵となるのは、相関のない爆風です。このアプローチの有効性は、小惑星の迎撃時間とサイズに依存しますが、直径20〜1000mのクラスの小惑星に対する効果的な防御を可能にし、これらの脅威によって引き起こされる大量破壊の脅威を事実上排除できます。ターミナルディフェンスモード。直径20mの小惑星（$\sim$0.5Mt、チェリャビンスクと同様）は、10m/sの破壊で衝撃を遮断する前に、100秒で軽減できます。1m/sの内部破壊により、直径50mの小惑星の衝突遮断の5時間前（$\sim$10Mt収量、Tunguskaと同様）、直径100mの小惑星の衝突遮断の1日前（$\sim$100Mt収量）、またはアポフィスの衝突迎撃の10日前（直径$\sim$370m、$\sim$4Gt収量）はこれらの脅威を軽減します。
白色矮星汚染へのロードマップ：潮汐破壊、奇行的粉砕、および塵の付着
| Title |
A_road-map_to_white_dwarf_pollution:_Tidal_disruption,_eccentric_grind-down,_and_dust_accretion |
| Authors |
Marc_G._Brouwers,_Amy_Bonsor,_Uri_Malamud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07601 |
白色矮星のかなりの部分が惑星物質による汚染を示す金属線を示していますが、降着過程はよくわかっていません。この論文の主な目的は、白色矮星汚染のいくつかの潜在的なルートを示すロードマップを作成し、これらのパスを観測結果にリンクすることです。私たちが提案する主要道路は、散乱した小惑星の潮汐破壊と、さまざまな断片サイズを持つ非常に偏心した潮汐円盤の形成から始まります。ポインティング・ロバートソン（PR）ドラッグだけによるこれらのフラグメントの降着は、観測された速度を説明するには遅すぎます。代わりに、第2段階では、差動近点移動を含むいくつかのプロセスが、偏心フラグメント間の高速衝突を引き起こします。大きな小惑星は、破壊するとより多くの破片を生成し、急速な粉砕を引き起こし、短時間で激しいダスト生成のバーストを生成しますが、小さな小惑星は長期間にわたって粉砕します。最終段階では、衝突によって生成された塵が円形になり、抗力によって白色矮星に降着します。PRドラッグによる光学的に薄いダストの降着は、降着率が10^7g/sを超えると、赤外線（IR）が大幅に過剰になることを示しています。白色矮星の周囲が高速で降着しているが、赤外線の超過が検出されていない場合、たとえばディスクの近地点近くにガスが存在するため、ダストの循環には抗力の強化が必要であると仮定します。
ALMA（MORA）を使用した再電離への不明瞭化のマッピング：2mmは、最も高い赤方偏移の不明瞭な銀河を効率的に選択します
| Title |
Mapping_Obscuration_to_Reionization_with_ALMA_(MORA):_2mm_Efficiently_Selects_the_Highest-Redshift_Obscured_Galaxies |
| Authors |
Caitlin_M._Casey,_Jorge_A._Zavala,_Sinclaire_M._Manning,_Manuel_Aravena,_Matthieu_B\'ethermin,_Karina_I._Caputi,_Jaclyn_B._Champagne,_David_L._Clements,_Patrick_Drew,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Christopher_C._Hayward,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Claudia_del_P._Lagos,_Arianna_S._Long,_Georgios_E._Magdis,_Allison_W.S._Man,_Ikki_Mitsuhashi,_Gerg\"o_Popping,_Justin_Spilker,_Johannes_Staguhn,_Margherita_Talia,_Sune_Toft,_Ezequiel_Treister,_John_R._Weaver,_Min_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06930 |
これまでに実施された最大のアタカマ大型ミリ波およびサブミリ波アレイ（ALMA）ブランクフィールド連続調査、2mmで184arcmin$^2$をカバーするALMAによる再電離への不明瞭化のマッピング（MORA）調査から2mm選択されたソースの特性を提示します。5$\sigma$を超える13個の検出のうち12個は銀河からの放出に起因し、そのうち11個は冷たい塵の放出によって支配されています。これらのソースの赤方偏移の中央値は$\langlez_{\rm2mm}\rangle=3.6^{+0.4}_{-0.3}$で、主に光学/近赤外線（OIR）測光赤方偏移といくつかの分光赤方偏移に基づいています。$z>3$のソースの77$\pm$11％および$z>4$のソースの38$\pm$12％。これは、2mmの選択が、最も高い赤方偏移のほこりっぽい星形成銀河（DSFG）を識別するための効率的な方法であることを意味します。より低い赤方偏移DSFG（$z<3$）は、$z>3$のものよりはるかに多く、2mmでドロップアウトする可能性があります。MORAは、星形成率が300M$_\odot$yr$^{-1}$を超え、相対密度が$\sim$10$^{-5}$Mpc$^{-3}$のDSFGが寄与していることを示しています$\sim$30％から$3<z<6$までの統合された星形成率密度。2mmで選択されたDSFGの体積密度は、いくつかの宇宙シミュレーションからの予測と一致しており、それらの仮定された子孫の体積密度に似ています：$z>2$の巨大な静止銀河。MORAソースのスペクトルエネルギー分布の分析は、$\langle\beta\rangle=2.2^{+0.5}_{-0.4}$の場合、一般的な文献研究よりも経験的に測定されたダスト放射率指数が急であることを示唆しています。MORA調査は、宇宙の最初の数十億年で不明瞭な星形成の調査を行う上で重要なステップを表していますが、このまれな集団をより完全に特徴付け、宇宙の最初のほこりっぽい銀河の検出を推進するには、より広い面積の2mm調査が必要です。
高度に降着するAGNのX線分光法による調査
| Title |
X-ray_spectroscopic_survey_of_highly-accreting_AGN |
| Authors |
M._Laurenti,_E._Piconcelli,_L._Zappacosta,_F._Tombesi,_C._Vignali,_S._Bianchi,_P._Marziani,_F._Vagnetti,_A._Bongiorno,_M._Bischetti,_A._del_Olmo,_G._Lanzuisi,_A._Luminari,_R._Middei,_M._Perri,_C._Ricci,_G._Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06939 |
X線分光法の研究の大部分は低エディントンAGNに焦点を合わせているため、高エディントン比（$\lambda_\mathrm{Edd}$）の活動銀河核（AGN）の核特性の理解を深める必要があります。ここでは、XMM-Newtonで観測された、14個の電波が静かな$\lambda_\mathrm{Edd}\gtrsim1$AGNの$0.4\leqz\leq0.75$でのX線スペクトル分析を示します。光学モニターの同時観測からの光学/UVデータも考慮されています。これらのAGNは、ブラックホールの質量（$M_\mathrm{BH}\sim10^{8-8.5}M_\odot$）とボロメータの光度（$L_\mathrm{bol}\sim10^）の値が比較的高いように選択されています。{46}$ergs$^{-1}$）、より低い$M_\mathrm{BH}$および$L_\mathrm{bol}$での高エディントンAGNの以前の研究を補完するため。$\lambda_\mathrm{Edd}$と、べき乗則の連続体$\Gamma$の光子指数、X線放射補正$k_\mathrm{などの他の主要なX線スペクトルパラメータとの関係を調べました。bol、X}$および$\alpha_\mathrm{ox}$。均一な光学的およびSMBH降着特性にもかかわらず、これらの高エディントンAGNのX線特性は非常に不均一です。$\Gamma\geq2$が遍在する特徴となる以前に報告された$\Gamma-\lambda_\mathrm{Edd}$関係に基づく期待とは相容れない、1.3から2.5の間に含まれる$\Gamma$の値を測定しました。$\lambda_\mathrm{Edd}\sim1$を使用したAGNの。ソースの$\sim30\％$はX線が弱く、同様のUV光度での一般的なAGNよりも約$\sim10-80$のX線放射が弱いことがわかりました。X線の弱点は本質的なものであり、介在する不明瞭さによるものではないようです。これは、高エディントンAGNが一般的に内在的X線の弱さの期間を経験していることを示している可能性があります。さらに、これらのX線弱いAGNの1つをSwiftで追跡監視した結果は、これらの期間が数年間続く可能性があることを示唆しています。
COSMOSのライマン連続銀河候補
| Title |
Lyman_Continuum_Galaxy_Candidates_in_COSMOS |
| Authors |
Laura_J._Prichard,_Marc_Rafelski,_Jeff_Cooke,_Uros_Mestric,_Robert_Bassett,_Emma_V._Ryan-Weber,_Ben_Sunnquist,_Anahita_Alavi,_Nimish_Hathi,_Xin_Wang,_Mitchell_Revalski,_Varun_Bajaj,_John_M._O'Meara,_Lee_Spitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06945 |
星形成銀河は、宇宙を再電離させた可能性が高い源です。$z\gtrsim5$での銀河間物質の不透明性のためにそれらを直接観測することはできないので、宇宙の再電離に観測上の制約を課すためのプロキシとして$z\sim3\text{-}5$銀河を研究します。新しい深い\textit{HubbleSpaceTelescope}レストフレームUVF336WおよびF435Wイメージングを使用（30軌道、$\sim40$〜arcmin$^2$、$\sim29\text{-}30$〜mag深度5$\sigma$）、Lymancontinuum（LyC）銀河（LCG）のサンプルを特定しようとします。これらは、ライマンブレーク（$<912〜\text{\AA}$）の下で電離フラックスを放出する個々のソースです。この集団により、電離源の数密度や脱出率（$f_{\rmesc}$）などの宇宙の再電離パラメータを制約することができます。赤方偏移のライマンブレーク手法に依存しない包括的な親サンプルをコンパイルします。$z\sim3.7\text{-}4.4$で3つの新しい分光学的候補と、32の新しい測光候補を提示します。高解像度マルチバンドHSTイメージングと新しいケック/低解像度イメージング分光計（LRIS）の赤方偏移は、これらの有望な分光LCG候補になります。従来のアプローチと確率論的アプローチの両方を使用すると、3つの分光LCG候補の最も可能性の高い$f_{\rmesc}$値は$>100\％$であり、したがって物理的ではないことがわかります。利用可能な最良のイメージングとダイレクトブルーケック/LRIS分光法では、これらのソースの本質を確認することはできません。宇宙の再電離に確固たる観測上の制約を課すために、LCGの統計サンプルを構築するには、特に新しいクラスの30m望遠鏡からのより多くのスペクトルが必要になります。
局所的な星形成銀河におけるスケーリング関係とバリオンサイクリング。 III。流出、実効収量および金属負荷係数
| Title |
Scaling_relations_and_baryonic_cycling_in_local_star-forming_galaxies._III._Outflows,_effective_yields_and_metal_loading_factors |
| Authors |
C._Tortora,_L._K._Hunt,_M._Ginolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06946 |
ガスの降着と恒星のフィードバックプロセスは、金属含有量、星形成、星形成銀河のガスと恒星の質量（および潜在的な深さ）を結び付けます。広いパラメータ空間にまたがるHIおよびHIIガス質量の測定が必要なため、この超曲面を制約することは困難でした。最近の前進は、局所的な星形成銀河の「金属量と質量集合のためのガス」（MAGMA）サンプルによって達成されました。これは、均一に決定されたパラメーターと大量の矮小銀河で構成され、恒星の質量は$\sim10^5-10^{6}\、M_{\odot}$。ここでは、「標準的な」銀河化学進化モデルを採用します。これにより、恒星による流出を定量化できます。特に、降着と流出の質量負荷と風の金属負荷係数の違いを制限します。得られたモデルは、局所的な質量と金属量の関係、およびガス分率による金属量の観測された傾向を非常によく再現しています。降着ガスと放出ガスの質量負荷の違いを制限することは非常に困難ですが、平均して、降着によって獲得されたガスの量は、「ガス」に対応する大量の恒星の流出によって失われたガスとほぼ同じであることがわかります。平衡」シナリオ。以前の研究と一致して、風の金属負荷係数は、より低い質量と円速度に向かって急激な増加を示し、低質量銀河が金属を排出するのにより効率的であり、したがって質量と金属量の関係を形成することを示しています。有効収量は、屈折質量のしきい値まで質量とともに増加し、質量が大きくなると円速度が緩やかに低下することがわかります。流出における金属負荷の結果とそれらの質量負荷の予想との比較は、エネルギー駆動の風よりも、低質量での運動量駆動の風を支持します。（要約）
$ S ^ 5 $：1ダースの恒星ストリームの軌道および化学的性質
| Title |
$S^5$:_The_Orbital_and_Chemical_Properties_of_One_Dozen_Stellar_Streams |
| Authors |
Ting_S._Li,_Alexander_P._Ji,_Andrew_B._Pace,_Denis_Erkal,_Sergey_E._Koposov,_Nora_Shipp,_Gary_S._Da_Costa,_Lara_R._Cullinane,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Peter_S._Ferguson,_Sarah_L._Martell,_Joss_Bland-Hawthorn,_Eduardo_Balbinot,_Kiyan_Tavangar,_Alex_Drlica-Wagner,_Gayandhi_M._De_Silva1,_Joshua_D._Simon,_S5_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06950 |
サザンステラストリーム分光調査（$S^5$）からの視線速度と金属性、ガイアEDR3からの固有運動を使用して、明らかな前駆体のない12の恒星ストリームの運動学的、軌道、および化学的特性を報告します。距離トレーサーまたは文献から導出された距離。このデータセットは、完全な6D運動学と金属量を備えた最大の均一に分析されたストリームのセットを提供します。すべてのストリームの地動説の距離は${\sim}10-50$kpcです。速度と金属量の分散は、小川の前駆体の半分が矮小銀河（DG）であり、残りの半分が破壊された球状星団（GC）に由来することを示しています。ストリームの平均金属量と質量-金属量の関係に基づいて、DGストリームの前駆細胞の光度はおおぐま座I星とカリーナの間の範囲です（$-9.5\lesssimM_V\lesssim-5.5$）。6つのGCストリームのうち4つは、[Fe/H]$<-2$の平均金属量を持ち、同様の距離にある典型的な天の川（MW）GCよりも金属量が少なくなっています。興味深いことに、300SおよびJetGCストリームは、ダースのストリームサンプルの逆行軌道上の唯一のストリームです。最後に、ストリームの軌道特性をMW内の既知のDGおよびGCと比較し、いくつかの可能な関連性を見つけます。最近発見されたガイア-エンセラダス-ソーセージシステムで降着したように見える小川もあれば、ドラコからカリーナ（$\sim10^5）に類似した恒星質量を持つDG小川の前駆細胞でGCが形成されて降着したことを示唆する小川もあります。-10^6M_\odot$）。
銀河のダスト対金属比に対する金属量依存のダスト破壊の影響
| Title |
The_impact_of_metallicity-dependent_dust_destruction_on_the_dust-to-metals_ratio_in_galaxies |
| Authors |
F._D._Priestley,_I._De_Looze,_M._J._Barlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06952 |
金属の総質量に対する星間塵の質量の比率（塵対金属/DTM比）は、金属量とともに増加する傾向があります。これは、より高い金属量での星間物質（ISM）での粒子成長の効率の向上によって説明できます。当然のことながら、低金属量で見られる低いDTM比は、非効率的な星の塵の生成によるものです。この解釈は、ISMでの粉塵破壊の効率が一定であると想定していますが、金属量が低いと増加すると予想される場合があります。低金属量ガスの冷却効率が低下すると、熱スパッタリングによる衝撃後のダスト破壊が増えるはずです。銀河の進化のモデルに十分に強い金属量依存性を組み込むことで、星の塵の収量を低くする必要がなくなることを示します。一定の破壊効率を仮定したモデルでは、全体的なダスト収支に対する恒星源の寄与は大幅に過小評価され、粒子成長の寄与は過大評価される可能性があります。
測光からの外部棒渦巻銀河の投影
| Title |
Deprojection_of_external_barred_galaxies_from_photometry |
| Authors |
Behzad_Tahmasebzadeh,_Ling_Zhu,_Juntai_Shen,_Ortwin_Gerhard,_Yujing_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06955 |
外部銀河の観測は、2Dの空の平面に投影されます。2D画像から銀河の3D固有密度分布を再構築することは、特に棒渦巻銀河にとっては困難ですが、銀河力学モデルを構築するための重要なステップです。ここでは、棒渦巻銀河をデプロジェクションする方法を紹介し、ピーナッツ型の棒を使ったN体シミュレーションから作成された模擬画像に対してテストすることで方法を検証します。銀河の画像をバルジ（バーを含む）とディスクに分解します。元の画像からディスクを差し引くことにより、禁止された膨らみが残ります。各コンポーネントにマルチガウス拡張（MGE）フィットを実行し、次に、ディスクが軸対称であるのに対し、バードバルジが3軸であると見なして、それらを個別にデプロジェクションします。禁止されたバルジがディスク平面に整列するように制限し、外側の領域のディスクと同様の厚さを持ちます。したがって、3D密度分布は、禁止されたバルジとディスクを組み合わせることによって構築されます。私たちのモデルは、ピーナッツ型の構造と完全に一致するわけではありませんが、一般に、ディスクと内側のバードバルジ領域の3D密度分布を回復できます。同じ初期条件を使用することにより、N体シミュレーションを凍結することにより、モデルで推定されたポテンシャルと真のポテンシャルの軌道を統合します。これらすべての軌道の85％が、これら2つのポテンシャルで同様の形態を持っていることがわかり、モデルは、真のポテンシャルでこれらに類似した箱型/ピーナッツ型の構造と細長いバーを生成する軌道をサポートします。
このイオン化率はちょうどいいです：分子雲の炭素循環放出に対する宇宙線減衰の影響
| Title |
This_Ionization_Rate_is_Just_Right:_The_Impact_of_Cosmic-Ray_Attenuation_on_the_Carbon_Cycle_Emission_in_Molecular_Clouds |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Thomas_G._Bisbas,_Shmuel_Bialy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06958 |
コンテキスト：炭素循環種、C、C$^+$、COの観測は、星間物質のガス特性を診断するために一般的に使用されますが、宇宙線のイオン化率に非常に敏感です。ただし、化学モデルは通常、雲の中で一定の宇宙線イオン化率を想定しています。目的：分子雲からの炭素循環種の放出に対する宇宙線減衰の影響を調査します。方法：シミュレートされた高密度分子雲の後処理化学モデルを使用し、さまざまな宇宙線イオン化率モデルを使用して、炭素循環のカラム密度と速度積分線放出の両方の変動を定量化します。結果：各種のカラム密度の偏差は、大きく複雑になる可能性があることがわかりました。物理的に動機付けられたモデルの質量加重平均から導出された一定のイオン化率を使用すると、$\zeta_c=2\times10^{-16}$s$^{-1}$は、[C{\sci}]$^3P_1\rightarrow{^3}P_0$、609$\mu$m、$^{12}$CO$（J=1-0）$放出、および[C{\scii}]減衰宇宙線イオン化率モデルの158$\mu$m放出。結論：複数行の観測における分子雲での深さ依存の宇宙線イオン化率、または深さ依存のパラメーター化から導出された調整された一定のイオン化率の使用を推奨することによって結論を下します。
AstraeusIV：宇宙の再電離の時代における銀河の星形成の歴史の定量化
| Title |
AstraeusIV_:_Quantifying_the_star_formation_histories_of_galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Laurent_Legrand,_Anne_Hutter,_Pratika_Dayal,_Graziano_Ucci,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06971 |
N体シミュレーションと銀河形成の半解析モデルおよび再電離の半数値モデルを組み合わせた\textsc{astraeus}フレームワークを使用して、最初の10億個の銀河の星形成履歴（SFH）を定量化します。年。放射フィードバックの4つのモデルを調べて、各銀河のSFHを$z>5$で$\mathrm{log}（\mathrm{SFR}（z））=-\alpha（1+z）+\beta$として近似します。;星形成は、この適合から$\Delta_\mathrm{SFR}=0.6\、$dexを超えて逸脱している場合、確率論的であると見なされます。私たちの主な発見は次のとおりです。（i）形成された恒星の質量の割合と確率論的フェーズで費やされた時間は、恒星の質量の増加と赤方偏移$z$とともに減少します。$z\sim5〜（10）$に$M_\star\sim10^7M_\odot$の恒星質量を持つ銀河は、確率論的段階で恒星質量の$\sim70\％〜（20\％）$を形成しますが、これは$M_\star>10^{10}M_\odot$の銀河のすべての赤方偏移で、$<10\％$に減少します。（ii）組み立てられた質量分率と確率論的段階で費やされた寿命は、使用された放射フィードバックモデルによって大幅に変化しません。（iii）すべての赤方偏移で、$\alpha$は、$M_\star\lesssim10^{8.5}M_\odot$の銀河の恒星質量とともに増加（最強の放射フィードバックモデルでは減少）し、$\sim0.18に収束します。より大規模な銀河の場合は$。$\beta$は、常に恒星の質量とともに増加します。私たちが提案する近似は、$M_\star\sim10^{8-10.5}M_\odot$と$M_{UV}\sim-17〜{\rmto}〜-23$at$z\sim5-9$。したがって、この物理モデルを使用して、今後の多くの機器で観測される銀河のSFHを導出できます。
M83における拡散高温プラズマのディープチャンドラ観測
銀河の形成と進化は、速い恒星風と超新星爆発の形での恒星の機械的フィードバックによって調節されていると広く信じられています。ただし、このフィードバックと星間物質との結合はよくわかっていません。主に729ksのチャンドラ観測に基づいて、M83（活発な星形成を受けている近くの対面渦巻銀河）の拡散軟X線放射によって結合がどのように追跡されるかを調べます。私たちの主な発見は次のとおりです。1）X線放射は、銀河の壮大な渦巻腕に沿ってだけでなく、その下流でも明らかに増強されています。2）放出のスペクトルは、対数正規温度分布と対数正規カラム密度分布のX線吸収を備えた超太陽金属量プラズマによって十分に特徴付けることができます。3）放射の強度は、銀河の光学画像に見られる塵の不明瞭さと強く反相関しています。これらの発見は、A）X線放射の形態は、プラズマのフィードバック加熱とその熱的および動的な進化との畳み込みに起因する可能性が高いことを示唆しています。B）フィードバックエネルギー入力率の約10％を占めるX線放射は、おそらくプラズマからの放射線の高エネルギーテールのみをトレースします。C）最近の星形成領域のかなりの部分は、多相の流出を生み出すのに十分なエネルギーを持っているようであり、おそらく塵の覆い隠しとX線吸収の多くの原因となっています。発見と理論/シミュレーションとの直接の対決は、結合の根底にある天体物理学と、高温プラズマが星間物質をどのように形成するかを理解するのに役立つ可能性があります。
高赤方偏移での発光ラジオクエーサーの探索的X線モニタリング：拡張時系列分析とスタックイメージング分光法
| Title |
Exploratory_X-Ray_Monitoring_of_Luminous_Radio-Quiet_Quasars_at_High_Redshift:_Extended_Time-Series_Analyses_and_Stacked_Imaging_Spectroscopy |
| Authors |
Marcus_O._Thomas_(1),_Ohad_Shemmer_(1),_W.N._Brandt_(2),_Maurizio_Paolillo_(3),_Shai_Kaspi_(4),_Cristian_Vignali_(5),_Paulina_Lira_(6),_Donald_P._Schneider_(2)_((1)_U._North_Texas,_(2)_Penn_State_U.,_(3)_U._Napoli,_(4)_Tel_Aviv_U.,_(5)_U._Bologna,_(6)_U._Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07065 |
4つの高赤方偏移（$z\sim4.1-4.4$）の電波が静かなクエーサー（$z\sim4.1-4.4$）の時系列分析の第3回として、3つの新しいチャンドラX線エポックと新しい地上ベースの光学UV観測を紹介します。RQQ）。合計で、これらのソースの9つのエポックを提示し、残りのフレームの時間ベースラインは$\sim1300-2000$日です。X線データを利用して、基本的な変動特性を決定し、ソースあたり$\sim40-70$ksの有効露光時間に基づいて平均スペクトルとスタック画像を生成します。ソフトバンドとハードバンドで時系列分析を別々に実行し、変動特性をより低い赤方偏移と光度での光源の特性と比較します。私たちの線源のX線変動の大きさは、変動性と光度の反相関と一致して、より低い赤方偏移での同様の線源のそれと一致するか、それよりも低いままです。私たちのソースの積み重ねられたチャンドラスペクトルの平均べき乗則光子指数は、残りのフレームで約3年離れたアーカイブXMM-Newtonスペクトルから測定された値と一致しています。X線観測に加えて、光UV領域の光源のほぼ同時の光学モニタリングを提供します。光学からX線へのスペクトル勾配の全体的な変動は、より低い赤方偏移の線源と一致しており、光学UV観測は月ごとのタイムスケールで穏やかな変動を示しています。
WISP調査で分光的に識別された輝線ギャラクシーペア
| Title |
Spectroscopically_Identified_Emission_Line_Galaxy_Pairs_in_the_WISP_survey |
| Authors |
Y.Sophia_Dai,_Matthew_M._Malkan,_Harry_I._Teplitz,_Claudia_Scarlata,_Anahita_Alavi,_Hakim_Atek,_Micaela_Bagley,_Ivano_Baronchelli,_Andrew_Battisti,_Andrew_J_Bunker,_Nimish_P._Hathi,_Alaina_Henry,_Jiasheng_Huang,_Gaoxiang_Jin,_Zijian_Li,_Crystal_Martin,_Vihang_Mehta,_John_Phillips,_Marc_Rafelski,_Michael_Rutkowski,_Hai_Xu,_Cong_K_Xu,_and_Anita_Zanella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07316 |
WFC3InfraredSpectroscopicParallels（WISP）調査から、z=1.6までの分光測定された輝線銀河（ELG）ペアのサンプルを特定します。WISPは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の広視野カメラ3（WFC3）で純平行モードで観測することにより、JバンドとHバンドの直接イメージングとともにスリットレス近赤外グリズム分光法を取得しました。〜0.5deg$^{2}$の領域をカバーする419のWISPフィールドの検索から、413のELGペアシステム、主にHalphaエミッターが見つかりました。次に、減衰補正されたHalphaフラックスに基づいて、信頼できる星形成率（SFR）を導き出します。孤立した銀河と比較すると、平均SFRの向上は40％〜65％であり、主要なペアと速度間隔が小さいペア（Delta_v<300km/s）の方が強くなっています。さまざまなサブサンプルからの積み重ねられたスペクトルに基づいて、ペアで輝線比の傾向を研究し、強化された低イオン化線との一般的な一貫性を見つけます。ELG間のペアの割合を調べたところ、redshift$f\propto（1+z）^\alpha$でわずかに有意な増加が見られました。ここで、べき乗則インデックス\alpha=0.58$\pm$0.17から$z\sim$0.2$z\sim$1.6に。活動銀河核（AGN）の割合は、孤立したELGと比較してELGペアで同じであることがわかります。
合併、フィードバック、マスバイアスの不穏な寓話
宇宙論的プローブとしての銀河団の使用は、銀河団ガス（ICM）の特性と進化を理解することに依存することがよくあります。ただし、ICMは複雑なプラズマであり、合併やフィードバックによって定期的に攪拌され、無視できないバルクおよび乱流の動きと非熱的圧力成分を伴うため、一貫性のある包括的な画像を構築することは困難です。この目的のために、FABLEシミュレーションを使用して、静水圧質量バイアスがクラスターの動的状態、合併、AGNフィードバック、および乱流によってどのように影響を受けるかを調査します。単一の大規模なクラスターを詳細に追跡すると、バイアスは宇宙時間にわたって大幅に変化し、特定のエポックで見つかった平均値にとどまることはめったにありません。与えられた半径でのバイアスの変動は、合併またはAGNフィードバックのいずれかにより、流出が質量流束を支配する期間と同時に発生します。FABLEの$z=0$アンサンブル中央値質量バイアスは、$R_\mathrm{500}$で$\sim13$パーセント、$R_\mathrm{200}$で$\sim15$パーセントですが、ばらつきが大きくなります。個々の値で。ハローセンターでは、乱流が熱化するにつれて、宇宙時間とともに温度が上昇し、非熱的圧力のサポートが減少し、$\sim0.2R_\mathrm{200}$内の質量バイアスが減少します。「生の」シミュレーションデータの代わりに適合圧力プロファイルを使用してバイアスを推定すると、特に半径が大きく、赤方偏移が大きい場合に、大きな違いが生じる可能性があることがわかります。したがって、次世代のX線およびSZ観測での将来の作業で、このようなフィットを使用することには注意が必要です。
周期的変動を伴うクエーサー：時間領域調査における超大規模ブラックホール連星のベイズ探索の能力と限界
| Title |
Quasars_with_Periodic_Variability:_Capabilities_and_Limitations_of_Bayesian_Searches_forSupermassive_Black_Hole_Binaries_in_Time-Domain_Surveys |
| Authors |
Caitlin_A._Witt,_Maria_Charisi,_Stephen_R._Taylor,_Sarah_Burke-Spolaor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07465 |
この論文では、ベイズ法を使用して、AGN光度曲線の固有の減衰ランダムウォーク（DRW）変動から周期的な超大質量ブラックホール連星（SMBHB）信号を解きほぐします。さまざまな現実的なDRWおよびDRW+正弦光度曲線をシミュレートしました。それらの観測された特性（ケイデンス、ギャップ、測光は不確実）は、カタリナリアルタイム過渡調査（CRTS）と、ヴェラC.ルービン天文台からの今後の時空レガシー調査（LSST）の期待される特性に基づいてモデル化されています。パラメータ推定とベイズモデル選択の注意深い分析を通して、バイナリシステムを検出できるパラメータ空間の範囲を調査します。また、どのDRW信号が周期性を模倣し、バイナリ候補として誤って分類される可能性があるかを調べます。周期が短く、信号の振幅が大きく、DRWノイズの寄与が弱い場合、周期信号をより簡単に検出できることがわかりました。CRTSとLSSTのようなシミュレーションの両方で同様の検出率が見られました。一方、誤検出率はデータの品質に依存し、LSSTでは最小であり、DRWパラメーターのすべてのセットがCRTSで誤検出を等しく生成する可能性があります。私たちの理想化されたシミュレーションは、クエーサー周期性検索の本質的な制限を明らかにし、超大質量ブラックホール連星の将来の検索の準備を整える優れた方法を提供します。
DIISC-II：NGC3344の拡張紫外線ディスクにおける星形成とISMの関係の解明
| Title |
DIISC-II:_Unveiling_the_Connections_between_Star_Formation_and_ISM_in_the_Extended_Ultraviolet_Disk_of_NGC_3344 |
| Authors |
Mansi_Padave,_Sanchayeeta_Borthakur,_Hansung_B._Gim,_Rolf_A._Jansen,_David_Thilker,_Timothy_Heckman,_Robert_C._Kennicutt,_Emmanuel_Momjian,_Andrew_J._Fox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07590 |
星間物質である星と銀河周囲物質（DIISC）の相互作用の解読の一環として実施された、拡張紫外線（XUV）円盤銀河NGC3344の調査を紹介します。個々の若い恒星複合体の表面測光と開口測光を使用して、星形成と星間物質の物理的特性への影響を研究します。特定の星形成率（sSFR）を測定すると、内側のディスクの$\rm10^{-10}yr^{-1}$から$\rm>10^{-8}yr^{に増加することがわかります。拡張ディスクの-1}$。これは、ディスクが裏返しに成長している証拠を提供します。これらのsSFRが維持されている場合、XUVディスクの恒星の質量は$\sim$0.5Gyrで倍増する可能性があり、星形成のバーストを示唆しています。XUVディスクは、ガスの枯渇時間が長いため（$\tau_{dep}$）、長い間星を形成し続けます。XUVディスクの恒星複合体は、高$\Sigma_{HI}$と低$\Sigma_{SFR}$を持ち$\tau_{dep}\sim$10Gyrsであり、従来のケニカットからの逸脱の始まりを示しています-シュミットの法則。遠紫外線（FUV）と、FUVと24$\mu$mの組み合わせの両方が、XUVディスクの星形成を効果的に追跡していることがわかります。H$\alpha$は一般的に弱く、巨大な星の形成において確率論的傾向があります。29.5kpcでの銀河系媒体の調査の結果、金属線種を含む2つの吸収システムが検出されました。強い吸収成分はディスク周辺のガスの流れと一致しており、流入を追跡している可能性が高く、弱い成分は共回転する銀河系ガスを追跡している可能性があります。。
銀河中心の$ \ gamma $線過剰を特徴づけるための神経シミュレーションベースの推論アプローチ
| Title |
A_neural_simulation-based_inference_approach_for_characterizing_the_Galactic_Center_$\gamma$-ray_excess |
| Authors |
Siddharth_Mishra-Sharma_and_Kyle_Cranmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06931 |
フェルミガンマ線銀河中心過剰（GCE）の性質は、10年以上にわたって謎のままです。過剰は暗黒物質の消滅によって予想される放出と広く互換性がありますが、ミリ秒パルサーなどの未解決の天体物理学的点源の集団に関する説明は依然として実行可能です。GCEの起源を明らかにする努力は、特に銀河起源の拡散放出の不完全な理解によって妨げられています。これは、暗黒物質の起源に期待されるような滑らかな放射を、比較的明るく未解決の点光源の集団に期待されるより「塊状」の放射から確実に区別することを困難にする偽の特徴につながる可能性があります。シミュレーションベースの推論の分野における最近の進歩、特に正規化フローを使用した密度推定手法を使用して、未解決の点光源母集団を含むモデル化されたコンポーネントのGCEへの寄与を特徴付けます。光子数の統計的分布に基づく従来の手法と比較して、機械学習ベースの方法では、銀河中心放射の特定のモデルに含まれる情報をより多く利用でき、特にピクセルを考慮しながら後方パラメータ推定を実行できます。ガンマ線マップのピクセル間の空間相関。これにより、このメソッドは、特定の形式のモデルの仕様ミスに対して明らかに耐性が高くなります。フェルミデータへの適用時に、この方法は、従来のアプローチと比較した場合、一般的に、GCEフラックスのより小さな部分を未解決の点光源に帰します。それにもかかわらず、考慮されたすべての分析バリエーションにわたってGCEの無視できない部分を構成するために、そのような貢献を推測します。超過分の少なくとも$38^{+9}_{-19}\％$は、未解決のポイントソースに起因します。ベースライン分析。
高エネルギーニュートリノイベントIceCube-200530Aは、水素に富む超高輝度超新星に関連していますか？
| Title |
Is_the_high-energy_neutrino_event_IceCube-200530A_associated_with_a_hydrogen_rich_superluminous_supernova? |
| Authors |
Tetyana_Pitik,_Irene_Tamborra,_Charlotte_R._Angus,_Katie_Auchettl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06944 |
IceCubeニュートリノ天文台によってリリースされたアラートの掃天観測施設（ZTF）のフォローアップキャンペーンにより、ニュートリノイベントIC200530Aの発生源として一時的なAT2019fdrが特定された可能性があります。AT2019fdrは当初、ナローラインセイファート1銀河での潮汐破壊現象であることが示唆されていました。ただし、そのスペクトル特性、色の変化、および機能が豊富な光度曲線の組み合わせは、AT2019fdrがタイプIInの超高輝度超新星である可能性があることを示唆しています。後者のシナリオでは、IC200530Aは、前方衝撃で加速された相対論的陽子と星周媒体の冷たい陽子との間の非弾性陽子-陽子衝突によって生成された可能性があります。ここでは、この可能性を調査し、大気の優れた識別の場合、発見から394日以内に最大$9\times10^{-4}$ミューニュートリノと反ニュートリノのイベントがIceCubeニュートリノ天文台によって検出されると予想されることを発見しました。バックグラウンド。ニュートリノ観測のエディントンバイアスを考慮に入れることにより、我々の結果はAT2019fdrからのIC200530Aの検出と互換性があるかもしれません。
無衝突プラズマ流と乱流における一般化されたエントロピー生成
無衝突プラズマは、通電後に非熱的で異方性の粒子分布を示します。結果として、それらは熱状態に比べて低エントロピー状態になります。ウラソフ方程式は、境界が閉じた無衝突プラズマでは、エントロピーが他のカシミール不変量の無限集合とともに形式的に保存されることを予測しています。これは、プラズマがどのように低いエントロピーを維持するかを説明するかもしれない一見強い制約を提供します。それにもかかわらず、エントロピーは、位相混合または非線形エントロピーカスケードのために生成されると一般に考えられています。このような異常なエントロピー生成が発生するかどうか、そしてそれをどのように定量的に特徴づけるかという問題は、プラズマ物理学の根本的な問題です。カシミール不変量から導出された理想的に保存された「カシミール運動量」のセットに基づいて、（一般的な意味で）エントロピー生成を特徴付ける新しい理論的フレームワークを構築します。平均粒子運動量に対するカシミール運動量の成長は、エントロピー生成を示しています。このフレームワークを適用して、効率的な非熱粒子加速が可能な相対論的プラズマで駆動される層流および乱流のセル内粒子シミュレーションにおけるエントロピー生成を定量化します。非熱的特徴にもかかわらず、乱流によって大量の異常エントロピーが生成されることを示します。カシミール運動量は、分布の非熱的テールのエネルギーの範囲をカバーするように成長し、それらの成長を空間構造と相関させます。これらの結果は、非熱粒子加速のモデリングの削減、および太陽風や地球の磁気圏などの無衝突プラズマにおける不可逆的な散逸の診断に影響を及ぼします。
巨大な星の死とコンパクトオブジェクトの合併で生まれたマグネターの特性と{\ emSwift}ガンマ線バーストデータとの比較
| Title |
Comparison_of_the_Characteristics_of_Magnetars_Born_in_Death_of_Massive_Stars_and_Merger_of_Compact_Objects_With_{\em_Swift}_Gamma-Ray_Burst_Data |
| Authors |
Le_Zou,_En-Wei_Liang,_Shu-Qing_Zhong,_Xing_Yang,_Tian-Ci_Zheng,_Ji-Gui_Cheng,_Can-Min_Deng,_Hou-Jun_LV,_Shan-Qin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07114 |
ガンマ線バースト（GRB）の初期X線ライトカーブの浅い減衰相が新生マグネターの双極子放射（DR）に起因すると仮定して、巨大な星の死で生まれたマグネターの比較分析を提示します。{\emSwift}ミッションで観測された長短GRB（lGRBおよびsGRB）データとコンパクトバイナリのマージ。マグネターの典型的なブレーキングインデックス（$n$）は、sGRBサンプルでは$\sim3$であり、lGRBサンプルではマグネターでは$\sim4$であることを示しています。スピンダウンがDR（$n\lesssim3$）によって支配されるマグネターのサブサンプルを選択し、$0.3$の普遍的な放射効率を採用すると、典型的な磁場強度（$B_p$）は$10^であることがわかります。{16}$G{\emvs.}$10^{15}$Gであり、sGRBのマグネターの一般的な初期周期（$P_0$）は$\sim20$ms{\emvs.}$2$msです。{\emvs.}lGRB。これらは、$P_0$と等方性GRBエネルギーの間の$P_0\proptoE_{\rmjet}^{-0.4}$と同じ関係に従います。また、比較分析を超高輝度超新星（SLSNe）と安定パルサーに拡張します。私たちの結果は、コンパクト星の合併で生まれたマグネターは、大質量星の崩壊で生まれたマグネターよりも、$B_p$が強く、$P_0$が約1桁長くなる傾向があることを示しています。そのスピンダウンは、その強い磁場の強さのために、古いパルサーとしての磁気DRによって支配されますが、大規模な星の崩壊で生まれたマグネターの初期のスピンダウンは、DRと重力波（GW）放出の両方によって支配されます。より速い回転速度のマグネターは、その形成アプローチとは無関係に、よりエネルギーの高いジェットに動力を供給するはずです。
波動光学による極端な散乱イベントにおけるレンズの次元の測定
コンパクトな電波源は、いわゆる「極度の散乱イベント」（ESE）において、星間物質の構造によるレンズ効果により、周波数に依存した大きな強度変化を受けることが観察されています。天体プラズマレンズの研究は主に光学の幾何学的限界に焦点を合わせてきましたが、パルサーなどのコヒーレント電波源はレンズを使用すると波動効果を示します。波動領域での干渉効果によって提供される追加の位相情報は、幾何学的領域で取得できるよりも多くのレンズに関する情報をもたらす可能性があります。この論文では、波動効果を使用して、1次元レンズ（「1次元」には非常に細長いレンズと完全な軸対称レンズの両方が含まれる）と完全な2次元レンズを区別できる可能性があることを示します。レンズポテンシャルの形に関する最小限の仮定。
AT2018lqh：回転する星から生まれたブラックホール？
最近、1日スケールの持続時間と$7\times10^{42}\{\rmerg\s^{-1}}$の高い光度を持つ興味深い一時的なAT2018lqhが発見されました。その起源についていくつかの可能性が提起されていますが、この一時的な性質はまだ明らかにされていません。回転する青色超巨星から形成される$\sim30\、M_\odot$のブラックホール（BH）は、AT2018lqhのような過渡現象を生成する可能性があることを提案します。このシナリオでは、光/UV放射、暫定的な遅延X線検出、および無線の上限を一貫して説明できることがわかります。発生期のBHへのスーパーエディントン降着がX線放射に電力を供給する場合、継続的なX線観測により、BH周辺の降着円盤の存在をテストできる可能性があります。
VLBInet：ニューラルネットワークを使用したEHTの無線干渉計データ分類
| Title |
VLBInet:_Radio_Interferometry_Data_Classification_for_EHT_with_Neural_Networks |
| Authors |
Joshua_Yao-Yu_Lin,_Dominic_W._Pesce,_George_N._Wong,_Ajay_Uppili_Arasanipalai,_Ben_S._Prather,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07185 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は最近、M87のブラックホールの最初の地平線スケールの画像をリリースしました。他の天文データと組み合わせると、これらの画像は、穴の質量とスピン、および穴に閉じ込められた降着率と磁束を制約します。EHTの重要な問題は、トラップされた磁束や関連するディスクモデルなどの重要なパラメータを、現在および将来のEHTVLBIデータ製品からどれだけうまく抽出できるかということです。可視性をモデル化して分析するプロセスは、理論/シミュレーションのほとんどが画像ドメインで構築されているのに対し、データがフーリエドメインでまばらにサンプリングされているという事実によって複雑になっています。ここでは、ニューラルネットワークを使用した無線干渉データの複雑な可視性とクロージャ量を分析するためのデータ駆動型アプローチを提案します。模擬干渉データを使用して、ニューラルネットワークが降着状態を高磁束（MAD）または低磁束（SANE）のいずれかとして推測できることを示し、画像なしで可視領域で直接パラメータ抽出を実行できることを示唆しています。再構築。2017年の4つの異なる日（4月5、6、10、11）に取得された実際のM87EHTデータにVLBInetを適用しました。ニューラルネットワークは、平均スコアで、毎日0.52、0.4、0.43、0.76のスコア予測を提供します。0.53。これは、データがMAD状態またはSANE状態のいずれかに傾いていることを示す重要な兆候を示していません。
長い高速電波バーストと短い高速電波バーストは、繰り返しおよび非繰り返しのトランジェントとは異なります
| Title |
Long_and_Short_Fast_Radio_Bursts_are_Different_from_Repeating_and_Non-repeating_Transients |
| Authors |
X._J._Li,_X._F._Dong,_Z._B._Zhang,_and_D._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07227 |
110個の非繰り返しバーストと23個の繰り返しバーストを含む133個の高速電波バースト（FRB）を収集し、それらの観測特性を体系的に調査します。FRB分類の周波数依存性を確認するために、中心周波数が1GHzより下/上であるサンプルをサブサンプルI/IIとして定義します。サブサンプルIのパルス幅には明確な二峰性分布があることがわかります。FRBを短いFRB（\emph{s}FRB）（$<$100ms）と長いFRB（\emph{l}FRB）に分類すると（$>$100ms）短いおよび長いガンマ線バースト（GRB）の場合と同様に、高い中心周波数の\emph{s}FRBは、非繰り返しだけでなく繰り返しの場合も、低い中心周波数のFRBよりも一般的に短くなります。emph{s}FRB。次に、フルエンスとピークフラックス密度は、\emph{s}FRBと\emph{lの両方について、$F\varproptoS{^{\gamma}_{p、obs}}$のべき乗則の関係と相関していることがわかります。}分布が明らかに異なるFRB。第三に、等方性エネルギーが$10^{42}$から$10^{44}$ergの範囲の\emph{l}FRBは、$F-DM_{EX}$平面の\emph{s}FRBよりもエネルギーが高くなります。、2つの代表的なタイプであることを示します。最後に、興味深いことに、FRBの距離が十分に遠くなると、ピークフラックス密度は赤方偏移に依存せずに動作します。これは、GRBの分野で赤方偏移とともに進化するピークフラックスのシナリオと同様です。近い将来、赤方偏移が$z>2$の暗いFRBは、FASTとSKAによって正常に検出できると予測しています。
| Title |
Supernova_Preshock_Neutronization_Burst_as_a_Probe_of_Non-Standard_Neutrino_Interactions |
| Authors |
Xu-Run_Huang,_Shuai_Zha,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07249 |
コア崩壊超新星（CCSN）のショックブレイクアウトバーストの前に、$\nu_e$のプレショック中性子化バーストがあると考えられています。プレショックバーストは、本質的に、コア崩壊の初期段階での核の電子捕獲から生成された$\nu_e$のみで構成され、支配的な低エネルギーコヒーレント弾性ニュートリノ-核散乱（CE$\nu$NS）に敏感です。ニュートリノの不透明度は、CCSNの初期の$\nu_e$放出に大きく影響します。CE$\nu$NSは、大部分が不確実な非標準ニュートリノ相互作用（NSI）に強く依存しているため、プレショックバーストの検出は、NSI情報を抽出するためのクリーンな方法を提供します。CCSNの球対称一般相対論的流体力学シミュレーション内で、プレショックバーストに対するNSIの影響を調査します。NSIは、プレショックバーストのピーク光度をほぼ3倍に最大限に高めることができ、ショックブレイクアウトバーストのピーク光度に匹敵する値に達することがわかります。プレショックバーストの将来の検出は、天体物理学、ニュートリノ物理学、および標準模型を超える物理学に重大な影響を及ぼします。
2009年以降のINTEGRALによるSgrB2硬X線放射：まだ検出可能ですか？
| Title |
Sgr_B2_hard_X-ray_emission_with_INTEGRAL_after_2009:_still_detectable? |
| Authors |
Ekaterina_Kuznetsova_(1),_Roman_Krivonos_(1),_Alexander_Lutovinov_(1,2),_Ma\"ica_Clavel_(3)_((1)_Space_Research_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(2)_National_Research_University_Higher_School_of_Economics,_Moscow,_Russia,_(3)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_Grenoble,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07401 |
分子雲SgrB2は、中央分子ゾーンにある天然のコンプトンミラーです。連続体とFeK$\alpha$6.4keV線で観測されたSgrB2X線放射の退色は、信じられているように、超大質量ブラックホールSgrA$^{\star}$の過去のX線フレア活動を示しています。SgrB2は、2003年から2009年にかけてINTEGRAL天文台によって硬X線で調査され、硬X線放射の明らかな減衰を示しました。この作業では、INTEGRALによって観測された硬X線源IGRJ17475-2822に関連する、2009年以降のSgrB2硬X線連続体の長期的な時間発展を示します。2009〜2019年に取得された30〜80keVの星図は、IGRJ17475-2822と空間的に一致する大幅な超過を示しています。IGRJ17475-2822の観測された2003-2019光度曲線は、2011年まで$\sim2$の係数で直線的に減少し、その後は$\sim1$mCrabの一定レベルに達することを特徴としています。17keVを超えるソーススペクトルは、$\Gamma=1.4$および$\sim43$keVでの高エネルギーカットオフのべき乗則モデルと一致しています。$\sim2011$後のSgrB2残留放出は、硬X線および低エネルギー宇宙線イオンによる分子ガスの照射によるX線放出のモデルとの良好な対応を示しています。理論的に予測された多重散乱放出を含め、これらのモデル内で2011年以降の残留SgrB2放出の考えられる原因について説明します。
コンパクトな永続的な電波源を備えた高密度環境での繰り返しFRB
| Title |
A_repeating_FRB_in_a_dense_environment_with_a_compact_persistent_radio_source |
| Authors |
C.-H._Niu,_K._Aggarwal,_D._Li,_X._Zhang,_S._Chatterjee,_C.-W._Tsai,_W._Yu,_C._J._Law,_S._Burke-Spolaor,_J._M._Cordes,_Y.-K._Zhang,_S._Ocker,_J.-M._Yao,_P._Wang,_Y._Feng,_Y._Niino,_C._Bochenek,_M._Cruces,_L._Connor,_J.-A._Jiang,_S._Dai,_R._Luo,_G.-D._Li,_C.-C._Miao,_J.-R._Niu,_R._Anna-Thomas,_J._Sydnor,_D._Stern,_W.-Y._Wang,_M._Yuan,_Y.-L._Yue,_D.-J._Zhou,_Z._Yan,_W.-W._Zhu,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07418 |
高速電波バースト（FRB）は、宇宙で最もエネルギッシュな電波トランジェントであり、その中央エンジンは不明のままであり、多様である可能性があります。FRBの分散スイープは、銀河間媒体のイオン化されたバリオン含有量とFRBの出生環境の独自のプローブを提供します。ここでは、新しいアクティブリピーターFRB190520Bの発見とローカリゼーションを報告します。これは、コンパクトで永続的な電波源（PRS）と同じ場所にあり、赤方偏移$z=で高い比星形成率の矮星ホスト銀河と識別されます。0.241$。推定されたホスト銀河分散測定値（DM）$\rmDM_{\rmhost}\approx902^{+88}_{-128}$〜pc〜cm$^{-3}$はほぼ1桁高いFRBのホスト銀河の平均よりも大きく、銀河間媒体の平均よりもはるかに大きいため、正確なホスト銀河の識別なしにFRBのレッドシフトを推測する際には注意が必要です。これは、FRBとコンパクトPRSの間の関連付けが確認された、FRB121102に続く2番目のソースを表しています。高密度で複雑なホスト銀河環境とそれに関連する永続的な電波源は、アクティブな繰り返しFRBの特徴的な起源または初期の進化段階を示している可能性があります。
10個の硬X線で選択された激変バイナリの光学的研究
公転周期を測定し、それらが磁気的であるという証拠を探すことを目的として、硬X線調査で発見された10個の大変動バイナリの時間分解光学分光法および/または測光を実施しました。この調査の対象の4つは、新しい光学的識別です。IGRJ18017$-$3542、PBCJ1841.1+0138、IGRJ18434$-$0508、およびSwiftJ1909.3+0124です。311.8秒のコヒーレント光脈動がPBCJ1841.1+0138から検出され、日食も0。221909日周期で検出されます。152.49秒のコヒーレント期間がIGRJ18434$-$0508から検出されます。既知のX線自転周期と一致して、389秒の推定期間がIGRJ18151$-$1052に見られます。また、SwiftJ0717.8$-$2156のアーカイブX線観測で803.5秒の期間を検出します。したがって、後者の4つのオブジェクトは、中間ポーラークラスの磁気CVであることが確認されています。AXJ1832.3$-$0840の1554秒の光学周期も、既知のX線スピン周期を確認しますが、2303秒でより強い信号が存在し、その解釈は明らかではありません。また、中間ポーラーSwiftJ0820.6$-$2805の候補についても調査しました。これは、$\upperx4$magだけ異なる低状態と高状態、および提案されたX線周期と一致しない光学周期またはQPOを持っています。注目すべきは、スイフトJ1909.3+0124の異常に長い2。06日の公転周期であり、初期のK型コンパニオンスターの光球吸収線の視線速度変動に現れています。ロッシュローブを埋めるには、星をいくらか進化させる必要があります。
チェレンコフ望遠鏡アレイ用のプロトタイプSchwarzschild-Couder望遠鏡：光学システムの試運転
| Title |
Prototype_Schwarzschild-Couder_Telescope_for_the_Cherenkov_Telescope_Array:_Commissioning_the_Optical_System |
| Authors |
C._B._Adams,_G._Ambrosi,_M._Ambrosio,_C._Aramo,_P._I._Batista,_W._Benbow,_B._Bertucci,_E._Bissaldi,_M._Bitossi,_A._Boiano,_C._Bonavolont\`a,_R._Bose,_A._Brill,_J._H._Buckley,_R._A._Cameron,_R._Canestrari,_M._Capasso,_M._Caprai,_C._E._Covault,_D._Depaoli,_L._Di_Venere,_M._Errando,_S._Fegan,_Q._Feng,_E._Fiandrini,_A._Furniss,_A._Gent,_N._Giglietto,_F._Giordano,_E._Giro,_R._Halliday,_O._Hervet,_T._B._Humensky,_S._Incardona,_M._Ionica,_W._Jin,_D._Kieda,_F._Licciulli,_S._Loporchio,_G._Marsella,_V._Masone,_K._Meagher,_T._Meures,_B._A._W._Mode,_S._A._I._Mognet,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_A._Okumura,_N._Otte,_F._R._Pantaleo,_R._Paoletti,_G._Pareschi,_F._Di_Pierro,_E._Pueschel,_D._Ribeiro,_L._Riitano,_E._Roache,_J._Rousselle,_A._Rugliancich,_M._Santander,_R._Shang,_L._Stiaccini,_L._P._Taylor,_L._Tosti,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07463 |
プロトタイプのシュヴァルツシルトクーダー望遠鏡（pSCT）が、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台（CTAO）の中型望遠鏡の候補としてフレッドローレンスホイップル天文台に建設されました。CTAOは現在、プロジェクトの初期建設段階に入っており、完了すると、現在と比較して感度、角度分解能、視野が大幅に改善されるため、多波長およびマルチメッセンジャー観測における非常に高エネルギーのガンマ線検出コンポーネントが大幅に改善されます。地上のガンマ線観測所HESS、MAGIC、VERITASの生成。pSCTは、9.7ドルのプライマリミラーと5.4ドルのセカンダリミラーを備えたデュアル非球面ミラー設計を使用しており、どちらもセグメント化されています。プロトタイプ望遠鏡用に選択されたSchwarzschild-Couder（SC）光学システム（OS）は、$8$度の広い視野を実現し、同時に焦点面プレートのスケールを縮小して、高解像度の前例のないコンパクト（$0.78$m直径）の実装を可能にします。シリコンフォトマルチプライヤ（SiPM）に基づくカメラ（$6$mm/$0.067$deg/イメージングピクセル、$11,328$ピクセル）。望遠鏡のOSは、球面収差とコマチック収差を排除し、非点収差を最小限に抑えて、従来のシングルミラー望遠鏡と比較して、軸外イメージングを根本的に改善し、その結果、すべての視野にわたる角度分解能を向上させるように設計されています。pSCTの高速で高画像解像度のOSには、挑戦的なサブミリ波精度のカスタムアライメントシステムが付属しています。これは、かに星雲の最初の光検出の前に、2.9$分角の軸上点像分布関数（PSF）で正常に実証されました。2020年に。進行中および将来の試運転活動が報告されています。
青色はぐれ星の可能性のある非標準モデリング、KIC 11145123
青色はぐれ星の可能性があるKIC11145123の非標準モデリングは、青色はぐれ星が通過する他の星との相互作用の影響を模倣して、エンベロープ内の化学組成を任意に変更した恒星モデルを計算するスキームに基づいて星状地震学的に実行されました。生まれたと考えられています。次のパラメータを使用して、星の非標準モデルを構築しました：$M=1.36M_{\odot}$、$Y_{\mathrm{init}}=0.26$、$Z_{\mathrm{init}}=0.002$、および$f_{\mathrm{ovs}}=0.027$。ここで、$f_{\mathrm{ovs}}$は、指数関数的に減衰する拡散プロセスとして記述されるオーバーシュートの範囲です。変更は$r/R\sim0.6$の深さまで行われ、エンベロープ変更モデルと未変更モデルの表面水素存在量の差である$\DeltaX$の範囲は$0.06$です。モデルと観測された頻度の間の残差は、標準的な単一星の進化を仮定して計算された以前のモデルの残差と同等であり、星が比較的通常の初期ヘリウム存在量$\sim0.26$で生まれた可能性があることを示唆しています以前のモデル（$\sim0.30$-$0.40$）の場合、化学組成の変更を経験し、エンベロープ内のヘリウムを獲得しました。非標準モデルの詳細な分析は、星の深い放射領域での元素拡散が、現在の恒星進化論の計算で想定されているものよりもはるかに弱い可能性があることを示唆しています。星の内部にいくつかの追加のメカニズムが必要であり、星をさらに調査するためのはるかに興味深いターゲットにします。
SNIa Runaway LP 398-9：星周物質の検出と表面回転
| Title |
The_SNIa_Runaway_LP_398-9:_Detection_of_Circumstellar_Material_and_Surface_Rotation |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Simon_Blouin,_Andrew_Swan,_Thomas_R._Marsh,_Ken_J._Shen,_Boris_T._G\"ansicke,_J.J._Hermes,_Odelia_Putterman,_Evan_B._Bauer,_Evan_Petrosky,_Vikram_S._Dhillon,_Stuart_P._Littlefair,_Richard_P._Ashley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06935 |
Ia型超新星（SNeIa）の有望な前駆体シナリオは、別の白色矮星との近接連星系における白色矮星の熱核爆発です。一次星が爆発した後、生き残ったドナーは超高速暴走として自発的に解放される可能性があります。そのような暴走ドナー候補の1つはLP398-9であり、その軌道軌道は既知の超新星残骸まで$\約10^5$年さかのぼります。ここでは、LP398-9の周りに炭素が豊富な星周物質が発見されたことを報告します。これは、強い赤外線超過によって明らかになり、追跡分光法で分析されました。星周物質は、星自体からの膨張した層で構成されており、過去の仲間の超新星によって機械的および放射能的に加熱されています。また、LP398-9のUVおよび光学光度曲線で15.4時間の周期信号を検出します。これは、表面回転として解釈されます。回転速度はこの超新星メカニズムからの理論的予測と一致しており、明るさの変動は超新星自体によって堆積された表面の不均一性に起因する可能性があります。私たちの観察は、この二重縮退SNIa前駆体チャネルのケースを強化し、より暴走したSNIaドナーの検索を動機付けます。
スクトゥムの55個の変光星の分類と性質のレビュー
| Title |
Review_of_the_Classification_and_Properties_of_55_Variable_Stars_in_Scutum |
| Authors |
C._Crozza_(1),_S._Curelar_(1),_D._Dell'Aglio_(1),_F._La_Scala_(1),_A._Millitari_(1),_A._Montella_(1),_C._Orobello_(1),_C._Benna_(2),_D._Gardiol_(2),_G._Pettiti_(2)_-_((1)_IIS_Curie_Vittorini,_Grugliasco_(TO),_Italy,_(2)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese_(TO),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07229 |
この研究は、スクトゥムの55の変光星の特性と分類を評価することを目的としていますが、発見以来ほとんど研究されておらず、変光星に関する情報速報（IBVS）985と更新で報告されています。以前の研究といくつかの天文データベースからのデータを使用して、主に周期分析ソフトウェアを使用し、色絶対等級図の変数の測光特性を比較して分析を実行しました。すべての星について、変動性が確認されています。17変数の期間および/またはタイプについて新しい重要な結果を発見し、3つ星の天文データベースで誤った相互参照名を強調表示しました。この評価では、変光星のASAS-SNカタログの結果が元の光度曲線と体系的に一致していない12のケースも特定されています。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。 SteParSynを使用したターゲット星の恒星大気パラメータ
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Stellar_atmospheric_parameters_of_target_stars_with_SteParSyn |
| Authors |
Emilio_Marfil,_Hugo_M._Tabernero,_David_Montes,_Jose_A._Caballero,_Francisco_J._Lazaro,_Jonay_I._Gonzalez_Hernandez,_Evangelos_Nagel,_Vera_M._Passegger,_Andreas_Schweitzer,_Ignasi_Ribas,_Ansgar_Reiners,_Andreas_Quirrenbach,_Pedro_J._Amado,_Carlos_Cifuentes,_Miriam_Cortes-Contreras,_Stefan_Dreizler,_Christian_Duque-Arribas,_David_Galadi-Enriquez,_Thomas_Henning,_Sandra_V._Jeffers,_Adrian_Kaminski,_Martin_Kurster,_Marina_Lafarga,_Alvaro_Lopez-Gallifa,_Juan_Carlos_Morales,_Yutong_Shan,_Mathias_Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07329 |
カラルアルト天文台の3.5m望遠鏡に設置されたダブルチャンネル、高解像度の分光器であるCARMENESで観測された343M矮星のサンプルの有効温度、表面重力、および金属度を決定しました。マルコフ連鎖モンテカルロアプローチに従って後期型星の恒星大気パラメータを推測するために特別に設計されたベイズスペクトル合成実装であるSteParSynを採用しました。BT-Settlモデルの大気と放射伝達コードのターボスペクトルを利用して、75の磁気的に鈍感なFeIおよびTiI線と、TiO$\gamma$および$\epsilon$バンドの周りの合成スペクトルのグリッドを計算しました。パラメータ空間での潜在的な縮退を回避するために、サンプルで利用可能な包括的なマルチバンド測光データに基づいて、Teffとloggにベイズ事前分布を課しました。この方法論は、Tiなどの高融点金属が恒星の光球に凝縮すると予想されるM7.0Vまで適切であることがわかります。導出された$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、および[Fe/H]の範囲は、それぞれ3000〜4200K、4.5〜5.3dex、および-0.7〜0.2dexです。$T_{\rmeff}$スケールは文献とよく一致していますが、[Fe/H]スケールに大きな不一致があることを報告しています。これは、検討したさまざまな方法論と一連の線から生じる可能性があります。しかし、私たちの[Fe/H]は、太陽近傍のFGKタイプの星の金属量分布と一致しており、銀河系集団のターゲットの運動学的メンバーシップとよく相関しています。最後に、$T_{\rmeff}$の優れた一致は、干渉計の角直径測定値を持つM矮星、および含まれる幅広い物理FGK+MシステムとM+Mシステムのコンポーネント間の[Fe/H]で見られます。私たちのサンプルでは。
フレアリング活性領域における磁場の長期的進化NOAA12673
| Title |
Long-Term_Evolution_of_Magnetic_Fields_in_Flaring_Active_Region_NOAA_12673 |
| Authors |
Johan_Muhamad,_Muhamad_Zamzam_Nurzaman,_Tiar_Dani,_Arun_Relung_Pamutri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07369 |
AR12673の寿命の間に、その磁場は劇的に進化し、多数の大きなフレアを生成しました。この研究では、ソーラーダイナミクス天文台とソーラー地球関係天文台によって観測された太陽の完全なマップを使用して、AR12673が2回の太陽の自転で生き残った腐敗したAR12665に出現したことを確認しました。両方のARは同じ場所に出現しましたが、異なる特性と異なるフレア生産性を持っていました。したがって、両方のARの長期的な磁気進化を研究して、大きな太陽フレアを生成する可能性のあるARの際立った特徴を特定することが重要です。宇宙天気日震学および磁気イメージャのアクティブ領域パッチデータを使用して、5回のキャリントン回転中の繰り返しARの光球磁場およびその他の物理的特性の進化を調査しました。これらの調査されたパラメータはすべて、一連の太陽の自転によって動的に進化しました。AR12665とAR12673の長期的な進化を比較して、フレア生成特性の違いを理解しました。また、これらのARの長期的な進化とアクティブな経度の存在との関係についても調査しました。AR12673の磁束と複雑さは、AR12665の磁束と複雑さよりもはるかに速く発達することがわかりました。我々の結果は、アクティブな経度の近くの既存のARで出現した強力な出現フラックスが、非常に強力で複雑なARを作成し、大きなものを生成することを確認しました。フレア。
振動する星の周りのスカラー場の不安定性
自然を理解するためには、強い重力や自明でない環境での基本的な場の振る舞いが重要です。この問題は、暗黒物質、暗黒エネルギー物理学、または場の量子論の文脈で興味深い応用があります。基本的なフィールドのダイナミクスは、主に静的または静止した背景で研究されてきましたが、私たちの宇宙のほとんどは動的です。この論文では、動的背景におけるスカラー場の「青方偏移」とパラメトリック不安定性を調査します。これは、スカラーテンソル重力理論で星を振動させることによって（たとえば）トリガーすることができます。スカラーテンソル理論のアクセスが困難なパラメーター空間への制約を含む、結果の考えられる影響について説明します。
第3世代の観測による合併後の重力波からの中性子星の最大密度への制約
| Title |
Constraints_on_the_neutron_star's_maximum_densities_from_postmerger_gravitational-waves_with_third-generation_observations |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Sebastiano_Bernuzzi,_Daniel_Godzieba,_Albino_Perego,_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06957 |
連星の合体の289個の数値相対論シミュレーションからのデータを使用して、私たちは初めて、合流後のピーク重力波周波数と最大質量非回転中性子の中心での密度の値を結ぶロバストな準普遍的関係を特定します。星。この関係は、次世代の地上ベースの重力波干渉計による精密な状態方程式の制約の新しい可能性を提供します。基準イベントの模擬アインシュタイン望遠鏡観測は、ベイズ推定が、検出の最小感度しきい値で単一信号の最大密度を${\sim}15\％$（$90\％$信頼水準）に制限できることを示しています。ポストマージャー信号がそのような信号のフルスペクトル（インスパイラルマージャーポストマージャー）分析に含まれている場合、圧力密度関数は最大密度まで厳密に制約され、最大中性子星質量を正確に測定できます。$12\％$（$90\％$の信頼レベル）よりも優れています。
準円形、回転、非歳差運動の連星ブラックホール合併の数値相対論波形の解釈可能なAI予測
| Title |
Interpretable_AI_forecasting_for_numerical_relativity_waveforms_of_quasi-circular,_spinning,_non-precessing_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Asad_Khan,_E._A._Huerta,_Huihuo_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06968 |
準円形、回転、非処理のバイナリブラックホール連星の併合を説明する数値相対論波形の遅いインスピレーション、併合、およびリングダウンを学習および予測できる深層学習人工知能モデルを提示します。NRHybSur3dq8サロゲートモデルを使用して、質量比$q\leq8$と個々のスピン$|を使用したバイナリブラックホールマージのパラメーター空間をカバーする$\ell=|m|=2$波形のトレイン、検証、およびテストセットを作成しました。s^z_{\{1,2\}}|\leq0.8$。これらの波形は、時間範囲$t\in[-5000\textrm{M}、130\textrm{M}]$をカバーします。ここで、$t=0M$は、波形振幅の最大値として定義される合併イベントを示します。ArgonneLeadershipComputingFacilityのThetaGPUスーパーコンピューターを利用して、150万の波形のトレーニングセットを使用してAIモデルをトレーニングしました。それぞれ8つのNVIDIAA100TensorCoreGPUと2つのAMDRomeCPUで構成される16のNVIDIADGXA100ノードを使用して、3.5時間以内にモデルを完全にトレーニングしました。私たちの調査結果は、人工知能が時間範囲$t\in[-100\textrm{M}、130\textrm{M}]$における数値相対論波形の動的進化を正確に予測できることを示しています。190,000波形のテストセットをサンプリングすると、ターゲット波形と予測波形の間の平均オーバーラップは、検討中のパラメーター空間全体で$\gtrsim99\％$であることがわかります。また、科学的可視化と加速コンピューティングを組み合わせて、モデルのどのコンポーネントが初期および後期の波形進化から知識を取り入れているかを特定し、数値相対論波形の後半部分を正確に予測しました。この作業は、重力波天体物理学のためのスケーラブルで計算効率が高く、解釈可能な人工知能モデルの作成を加速することを目的としています。
ワイル共形幾何学の宇宙論的進化とそれに関連するワイル二次重力について議論します。アインシュタインの重力（正の宇宙定数を持つ）は、ワイル重力の自発的に破れた段階で回復します。これは、スケール対称のワイルゲージ場（$\omega_\mu$）がシュテュッケルベルクメカニズムによって大きくなり、分離した後に発生します。この破壊は、物質がない場合のワイル幾何学の宇宙論的進化の自然な結果です。ワイル二次重力は、アクションの$\tildeR^2$項のスカラーモードと$\omega_0$によって制御される宇宙の加速膨張を提供します。$\Lambda$CDMモデルとの比較は、（無次元の）ハッブル関数$h（z）$と赤方偏移$z\leq3$の減速度$q（z）$について、これら2つのモデル間で非常によく一致していることを示しています。したがって、Weyl共形幾何学とそれに関連するWeyl二次重力は、$\Lambda$CDMモデルとアインシュタイン重力の興味深い代替手段を提供します。
多成分プラズマにおけるレーザー駆動の無衝突衝撃に関連する静電2流不安定性の同定
| Title |
Identification_of_electrostatic_two-stream_instabilities_associated_with_a_laser-driven_collisionless_shock_in_a_multicomponent_plasma |
| Authors |
Youichi_Sakawa,_Yutaka_Ohira,_Rajesh_Kumar,_Alessio_Morace,_Leonard_N._K._Doehl,_and_Nigel_Woolsey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07175 |
静電2流不安定性は、静電無衝突衝撃波の形成に重要な役割を果たします。それらは重要な散逸メカニズムであり、イオンの加熱と加速をもたらします。衝撃で加速されたイオンの数とエネルギーは不安定性に依存するため、アクティブな不安定性を正確に特定することが重要です。多成分プラズマにおける2次元のパーティクルインセルシミュレーションは、衝撃波面でのイオン反射と加速、衝撃波の上流領域の静電界の非振動成分による縦方向に伝播する静電不安定性の励起、および膨張イオン成分内でのアップシフトおよびダウンシフト速度成分の生成。電子とイオンの温度効果を含む1次元静電プラズマ分散関数を使用したC2H3Clプラズマの不安定性の線形分析は、最も不安定なモードが静電イオンビーム2ストリーム不安定性（IBTI）であることを示しています。電子の存在に弱く依存します。IBTIは、拡大する陽子と炭素イオン集団の間の速度差に興奮しています。衝撃で反射する陽子の集団に関連する成長速度がはるかに小さい静電電子イオン2ストリーム不安定性があります。レーザー駆動の無衝突衝撃に関連する急速に成長するIBTIの励起は、準単一エネルギーイオンビームの輝度を増加させます。
最初に、これらのニュートリノと超光暗黒物質との間の結合をオンにすることによって、高エネルギー宇宙ニュートリノフラックスの元のフレーバー比を維持する可能性を再検討します。ICECUBEによる最近の$\nu_\tau$観測からこのような結合に設定できる限界について説明し、今後のニュートリノ検出器によって観測されるEeV範囲の宇宙ニュートリノフラックスに対する結合の影響について概説します。次に、アクティブな滅菌振動長がEeV範囲の宇宙ニュートリノで1000〜kmのオーダーである場合、$3+1$スキームに焦点を合わせます。このシナリオでは、EeVニュートリノの平均自由行程が地球半径よりもはるかに小さいにもかかわらず、地球を通過するアクティブなニュートリノの生存確率がかなり大きくなる可能性があることを示します。これにより、ANITAによって報告された2つの異常なイベントと同様のニュートリノイベントが発生する可能性が開かれます。
M87 *およびS2星の観測によるバローエントロピーの制約
| Title |
Constraints_on_Barrow_entropy_from_M87*_and_S2_star_observations |
| Authors |
Kimet_Jusufi,_Mustapha_Azreg-A\"inou,_Mubasher_Jamil,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07258 |
バローエントロピーの制約を抽出するために、M87*中央ブラックホールシャドウとS2星観測からのデータを使用します。後者は、ブラックホールの地平線に対する量子重力効果から生じる修正されたエントロピーであり、新しいパラメーター$\Delta$によって定量化されます。このようなエントロピーの変化は、温度の変化だけでなく、ブラックホールとその影の特性にもつながります。光子球とバローエントロピーを持つブラックホールの影を調査し、ガスの落下と放射の単純なモデルを想定して、対応する強度を推定します。さらに、半径を使用して準ノーマルモードの実数部を抽出し、完全を期すために、等温およびポリトロープ試験流体に焦点を当てて、ブラックホールへの物質の球形降着を調査します。許可されたパラメーター領域を抽出し、モンテカルロ-マルコフ連鎖分析を適用することにより、$\Delta\simeq0.0036^{+0.0792}_{-0.0145}$であることがわかります。したがって、私たちの結果は、上限$\Delta\lesssim0.0828$を1$\sigma$に配置します。これは、ビッグバン元素合成の制約よりも強力ではありませんが、後期の宇宙論的制約よりも大幅に強力です。
フィッシャー/ジャニス-ニューマン-ウィニクール-ワイマン時空における時空測地線の再考
フィッシャー/ジャニス-ニューマン-ウィニクール-ワイマン（F/JNWW）時空における時空測地線と軌道の近地点歳差運動を調査します。この時空は、アインシュタイン-質量のないスカラーシステムにおける裸の特異点時空を表します。以前の研究の結果を再検討し、束縛軌道の離心率と半緯度のサイズに関する仮定を緩和します。負の近地点歳差運動は、時空がシュワルツシルト時空から十分にずれているときに発生することがわかります。特に、小さな離心率の軌道では、負の近地点歳差運動が$\gamma<1/2$で発生することを示します。ここで、$\gamma$はシュワルツシルト時空からの偏差パラメーターです。また、$\gamma=0,1/2,1/4$の特殊なケースの解析解も取得します。次に、$\gamma=1/2$では負の歳差運動が発生しないことを示します。
