自然のインフレーションに触発されたモデル
自発的対称性の破れのスケール$f$が1未満の値（プランク単位）をとることができるように、自然膨張（NI）ポテンシャルの修正を提案します。提案された可能性は十分に単純に見えますが、その結果を分析的に計算することは困難です。したがって、最新の観測によって観測量$n_s$と$r$に課せられた条件を満たすいくつかの数値例を検討すると同時に、モデルの実現可能性を説明します。予想範囲内のインフレエポック。
$ Euclid $の準備：XV。 $ Euclid $とCMBの共同分析のための宇宙論的制約の予測
| Title |
$Euclid$_preparation:_XV._Forecasting_cosmological_constraints_for_the_$Euclid$_and_CMB_joint_analysis |
| Authors |
S._Ili\'c,_N._Aghanim,_C._Baccigalupi,_J.R._Bermejo-Climent,_G._Fabbian,_L._Legrand,_D._Paoletti,_M._Ballardini,_M._Archidiacono,_M._Douspis,_F._Finelli,_K._Ganga,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_M._Lattanzi,_D._Marinucci,_M._Migliaccio,_C._Carbone,_S._Casas,_M._Martinelli,_I._Tutusaus,_P._Natoli,_P._Ntelis,_L._Pagano,_L._Wenzl,_A._Gruppuso,_T._Kitching,_M._Langer,_N._Mauri,_L._Patrizii,_A._Renzi,_G._Sirri,_L._Stanco,_M._Tenti,_P._Vielzeuf,_F._Lacasa,_G._Polenta,_V._Yankelevich,_A._Blanchard,_Z._Sakr,_A._Pourtsidou,_S._Camera,_V.F._Cardone,_M._Kilbinger,_M._Kunz,_K._Markovic,_V._Pettorino,_A.G._S\'anchez,_D._Sapone,_A._Amara,_N._Auricchio,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_et_al._(147_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08346 |
今後の$Euclid$データと宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の測定値の組み合わせと相互相関は、過去の光円錐全体にわたる再結合から構造形成に至るまでのエポックの最大のレバーアームを提供するため、大きな期待の源です。。この作業では、標準的な宇宙モデルとその拡張のいくつかの宇宙パラメータに関する$Euclid$とCMBデータの共同分析の予測を提示します。この作業は、$Euclid$固有のプローブ、つまり銀河団、弱いレンズ効果、およびそれらの相互相関に基づいて、最近公開された予測を拡張および補完します。現在および将来のCMB実験の仕様に関するいくつかの仮定により、予測された制約は、標準のフィッシャー形式と実際のCMBデータに基づく事後適合アプローチの両方から取得されます。$Euclid$のみの分析と比較して、CMBデータの追加は、標準の$\Lambda$-cold-dark-matterモデルのすべての宇宙論的パラメーターの制約に大きな影響を与え、改善は最大10倍に達します。。レッドシフトに依存する暗黒エネルギーの状態方程式、ゼロ以外の曲率、重力の現象論的修正を含む拡張モデルのパラメーターの場合、改善は2$-$3のオーダーであり、場合によっては10を超えることがあります。。結果は、$Euclid$プローブとCMBデータの組み合わせと相互相関の宇宙論的制約の決定的な重要性を強調しています。
電波遺物のスペクトル特性の調査I：統合されたスペクトルインデックスとマッハ数
| Title |
Exploring_the_spectral_properties_of_radio_relics_I:_Integrated_spectral_index_and_Mach_number |
| Authors |
Denis_Wittor,_Stefano_Ettori,_Franco_Vazza,_Kamlesh_Rajpurohit,_Matthias_Hoeft,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08351 |
電波遺物は、おそらく銀河団の郊外で高エネルギーに衝撃（再）加速されている電子の現れです。ただし、衝撃の強さの推定値は、ラジオまたはX線観測で測定した場合に異なる結果をもたらします。一般に、電波観測から得られたマッハ数は、対応するX線測定値よりも大きくなります。この作業では、このマッハ数の不一致を調査します。この目的のために、私たちは宇宙コードENZOを使用して、明るい電波遺物をホストする銀河団のサンプルをシミュレートしました。各遺物について、統合された電波スペクトルから電波マッハ数を計算し、X線表面輝度と温度ジャンプからX線マッハ数を計算しました。私たちの分析によると、マッハ数の推定値の違いは、さまざまな観測量が基礎となるマッハ数分布のさまざまな部分に関連している方法に起因します。無線観測は、衝撃のごく一部にのみ存在する高いマッハ数に対してより敏感です。X線測定はマッハ数分布の平均を反映します。さらに、X線測定は遺物の向きに非常に敏感です。同じ遺物が異なる側から観察された場合、測定されたX線マッハ数は大幅に異なります。一方、無線測定は、遺物の向きの影響を受けないため、より堅牢です。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：銀河-銀河レンズからの銀河-ハロー接続
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_Galaxy-halo_connection_from_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
G._Zacharegkas,_C._Chang,_J._Prat,_S._Pandey,_I._Ferrero,_J._Blazek,_B._Jain,_M._Crocce,_J._DeRose,_A._Palmese,_S._Seitz,_E._Sheldon,_W._G._Hartley,_R._H._Wechsler,_S._Dodelson,_P._Fosalba,_E._Krause,_Y._Park,_C._S\'anchez,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_C._Davis,_H._T._Diehl,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert\'e,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_K._Herner,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_A._Porredon,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_T._Shin,_M._A._Troxel,_I._Tutusaus,_et_al._(53_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08438 |
銀河銀河レンズ効果は、銀河とそのホストである暗黒物質ハローとの間の関係の強力なプローブであり、銀河の進化と宇宙論の両方にとって重要です。最近のダークエネルギーサーベイの3年目の宇宙論分析における銀河-銀河レンズ信号の測定とモデリングを、高度に非線形なスケール（$\sim100$kpc）に拡張します。この拡張により、宇宙論分析で使用される2つのレンズサンプル（明るい赤色の銀河サンプル（redMaGiC）と大きさが制限された銀河サンプル（MagLim））のHaloOccupationDistribution（HOD）フレームワークを介して銀河とハローの接続を調べることができます。redMaGiC（MagLim）銀河は通常、質量$\log_{10}（M_{h}/M_{\odot}）\約13.7$の暗黒物質ハローに住んでいることがわかります。これは、redshift全体でほぼ一定です（$13.3-13.5$によって異なります）。redshiftで）。これらの質量を$\sim15\％$に制限します。これは、以前の作業の約$1.5$倍の改善です。また、宇宙論的スケールのみによって推測されるものよりも5倍以上も線形銀河バイアスを抑制します。redMaGiC（MagLim）の衛星の割合は$\sim0.1-0.2$（$0.1-0.3$）であり、redshiftに明確な傾向はありません。これらのハロー特性に対する私たちの制約は、以前の研究、大規模な制約、およびシミュレーションから得られた他の利用可能な推定値とほぼ一致しています。この論文で構築されたフレームワークは、他の銀河サンプルを使った将来のHOD研究や、宇宙論的分析のための拡張に使用されます。
遅い時間のハッブルデータのためのモデルに依存しない再構成アプローチに向けて
| Title |
Towards_a_model-independent_reconstruction_approach_for_late-time_Hubble_data |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08688 |
ガウス過程は、データセット内の隣接する点間の共分散を記述するカーネルのみを想定して、観測データのノンパラメトリック再構成を実行するための便利な方法を提供します。ガウス過程におけるカーネルの選択のあいまいさに、2つの方法（（a）シーケンシャルモンテカルロサンプリングによる近似ベイズ計算と（b）遺伝的アルゴリズム）を使用してアプローチし、カーネルのアドホックな選択に対処して使用します。宇宙クロノメーターと超新星Ia型データセットを再構築するための全体的な結果の方法。結果は、Mat\'{e}rn$\left（\nu=5/2\right）$カーネルが、両方の宇宙論的データセットの2つのハイパーパラメーターファミリーのカーネルの上に出現することを示しています。一方、遺伝的アルゴリズムを使用して、10個のハイパーパラメータクラスのカーネルで構成される競合プールの中から最も自然に適合するカーネルを選択します。ベイズ情報量基準に触発された適合度の尺度を課すと、結果は、動径基底関数とMat\'{e}rn$\left（\nu=5/2\right）$カーネルのハイブリッドが最もよく表されることを示しています。両方のデータセット。
銀河調査からの大規模構造と天の川の減光の同時推定
| Title |
Simultaneous_Estimation_of_Large-Scale_Structure_and_Milky_Way_Dust_Extinction_from_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Mat\'ias_Bravo,_Eric_Gawiser,_Nelson_D._Padilla,_Joseph_DeRose,_Risa_H._Wechsler_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08818 |
次世代の銀河調査によって提供される高い宇宙論的精度は、銀河の減光の改善された補正にかかっています。天の川銀河がいくつかの赤方偏移ビンの特定の空の場所で測定された銀河の明るさと色に影響を与える予測可能な方法を利用して、単一の測光銀河調査から減光と大規模構造の両方を推定する可能性を探ります。私たちの方法をテストするために、私たちは、ヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査をモデル化するために設計された宇宙論的シミュレーションからの合成カタログを使用します。銀河緯度が高く（$|b|\gtrsim20^\circ$）、解像度が$1^\circ$（$7'$）の場合、減光の測定の不確実性$E（BV）$を次のように予測します。$0.005\\mathrm{mag}$（$0.015\\mathrm{mag}$）になります。これは、既存のダストマップの不確実性に似ており、私たちの方法の実現可能性を示しています。大規模構造の同時推定は、$1^\circ$（$7'$）の解像度で$\sim0.01$（$\sim0.05$）の精度で銀河の過密度$\delta$を回復すると予測されています。また、既存のダストマップからの事前情報と、観測された銀河の特性の変動から決定される銀河のダストの減光の可能性を組み合わせたベイズ形式を紹介します。
フーリエ空間での、そして低波数での銀河団の測定は、原始的な非ガウシアナイトによって生成されたスケール依存バイアスの存在の可能性を介して、初期の宇宙への窓を提供します。このような大規模では、密度摂動のニュートン処理は測定値を説明するのに十分ではない可能性があり、完全に相対論的な計算を採用する必要があります。したがって、データの解釈は、相対論的効果が統計的均一性と等方性を破壊し、赤外線（IR）で潜在的に発散するという事実によってさらに複雑になります。この作業では、すべての一般相対論的（GR）効果を含み、角度および半径方向の選択関数の任意の選択を可能にする、分光学的調査で最も使用されるフーリエ空間推定量のアンサンブル平均を初めて計算します。個別に発散するすべてのGR項を考慮に入れると、観測量にはIR感度がないこと、およびこのキャンセルはアインシュタイン方程式の解としてのワインバーグ断熱モードの存在の結果であることを示します。次に、銀河パワースペクトル多重極の解釈におけるレンズ倍率を含むGR効果の重要性を研究し、それらが一般に10％未満の小さなレベルであり、主要な赤方偏移空間歪み項を補正していることを発見しました。この作業は、原始非ガウス性と大規模およびフーリエ空間でのGR効果との間の相互作用の将来の調査のベースラインを表しています。
| Title |
A_Gravitationally_Lensed_Supernova_with_an_Observable_Two-Decade_Time_Delay |
| Authors |
Steven_A._Rodney,_Gabriel_B._Brammer,_Justin_D._R._Pierel,_Johan_Richard,_Sune_Toft,_Kyle_F._O'Connor,_Mohammad_Akhshik,_and_Katherine_Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08935 |
遠方の恒星爆発からの光が前景の銀河や銀河団のすぐ近くを通過すると、重力レンズによって空に複数の画像として表示される可能性があります。このような強いレンズの超新星は、宇宙膨張率と暗黒エネルギーモデルを制約するために使用できます。これらの宇宙論的目標を達成するには、正確な時間遅延測定を備えた多くのレンズ付き超新星が必要になります。ここでは、$<1\％$の不確実性で時間遅延測定を可能にする多重画像超新星の発見を報告します。それは、z=1.95の進化した銀河に現れ、巨大な前景銀河団によって重力レンズで覆われていました。それはおそらくIa型超新星---低質量の恒星の残骸の爆発であり、その光度曲線を使用して宇宙の距離を測定することができます。アーカイブハッブル宇宙望遠鏡の画像では、超新星の3つのレンズ画像が$<$200日の相対的な時間遅延で検出されます。2037$\pm$2年には、4番目の画像がクラスターコアの近くに表示されると予測しています。SN分類と予測される再現時間は、さらなるレンズモデリングと体系的な不確実性の包括的な分析によって改善される可能性があります。4番目の画像を観察すると、異常な20年のベースラインを超える$\約$7日の時間遅延精度が得られる可能性があります。
銀河は高密度環境でどのようにハローに生息しますか？将来のガラス化された構造物におけるハロー職業分布の分析
| Title |
How_do_galaxies_populate_haloes_in_high-density_environments?_An_analysis_of_the_Halo_Occupation_Distribution_in_future_virialized_structures |
| Authors |
Ignacio_G._Alfaro,_Andres_N._Ruiz,_Heliana_E._Luparello,_Facundo_Rodriguez_and_Diego_Garcia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08989 |
ダークマターハローの銀河集団の特性は、それらの大規模な環境に依存する可能性があることを示唆するヒントがあります。最近の研究では、非常に低密度の環境がハロー占有分布（HOD）に影響を与えることが指摘されていますが、高密度環境に焦点を当てた同様の分析はありません。ここでは、シミュレートされた一連の将来のガラス化上部構造（FVS）を使用して、これらの高い世界的に密集した領域内のハロー内の銀河の占有を分析します。シミュレーションでFVSを特定するために、半分析モデルで構築された公開されているシミュレートされた銀河セットを使用します。次に、さまざまな絶対等級のしきい値についてこれらの上部構造内のHODを計算し、グローバルHOD結果との比較を含むいくつかの分析を行います。密度や体積などのFVSの特性への結果の依存性を研究し、銀河の形態を検討します。また、銀河の恒星含有量の特性とFVS内のハローの形成時間を分析しました。FVS内のHODが大幅に増加していることがわかります。この結果は、調査されたすべての絶対等級のしきい値に存在します。効果はFVSの最も密度の高い領域で大きくなりますが、上部構造の体積には依存しません。また、銀河の恒星質量含有量は上部構造内でかなり異なることがわかります。低質量のハローは、中心銀河と伴銀河の星の質量含有量が高く（50％）、平均よりも古い平均星年齢（20％）を示します。FVSの巨大なハローの場合、伴銀河の恒星の質量だけが50％の減少に相当してかなり変化することがわかります。FVSのハローの形成時間と平均母集団の間に有意な統計的差異が見られます。以前に形成された上部構造に存在するハローは、HODとそのメンバーの銀河特性にいくつかの変化をもたらすという事実です。
高赤方偏移宇宙の新しいプローブ：侵入者のいない「LIMペア」レンズによるヌルCMBレンズ
| Title |
A_new_probe_of_the_high-redshift_Universe:_nulling_CMB_lensing_with_interloper-free_"LIM-pair"_lensing |
| Authors |
Abhishek_S._Maniyar,_Emmanuel_Schaan,_Anthony_R._Pullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09005 |
銀河調査と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の間の中間の赤方偏移は、未踏の領域のままです。線強度マッピング（LIM）は、再電離の時代や暗黒時代など、$z\gtrsim1$宇宙を調査する方法を提供します。レンズカーネルを正確に無効にすることにより、LIMレンズを銀河（またはCMB）レンズと組み合わせて、$z\gtrsim1$（または再電離前）宇宙を一意にプローブできることを示します。ただし、LIMの前景は、この未来的な手法の重要なハードルです。連続体の前景は、視線に垂直なモード（低$k_\parallel$モード）を破棄することで制御できますが、侵入者の前景は、LIMレンズのコンテキストでは対処されていません。この論文では、LIMレンズへの侵入者バイアスを初めて定量化し、CMBレンズと相互相関した直後にそれを回避する「LIMペア」推定量を導き出します。この新しい二次レンズ推定器は、侵入者が無相関である同じ赤方偏移からの異なる線の2つの強度マップを組み合わせることによって機能します。結果として、この前景回避方法は、侵入者のパワーと非ガウス性の振幅の大きな変化に対してもロバストです。したがって、CMBレンズを備えたLIMペア推定器のクロススペクトルは、高赤方偏移でのLIMモデリングにおける現在大きな理論的不確実性に対してロバストです。
エディントン比の代用としての遠紫外線Fe放出
エディントン比は、クエーサーの特性の多様性を支配する重要なパラメーターです。それは、光学的FeIIと[OIII]放出の間の強い反相関でスケーリングすることができます。遠紫外線帯域でこのような指標を探すために、150個の低赤方偏移クエーサーのHST遠紫外線スペクトルをそれらの光学SDSS対応物と組み合わせて分析します。FeII+FeIII1123発光の強度は、光学FeIIの強度と有意に相関しています。FeII1071と光学FeIIの間にも中程度の相関関係が存在する可能性があります。この発見は、遠紫外線のFeII放出がエディントン比の新しいゲージとして役立つ可能性を開きます。遠紫外線帯域の高電離線と低電離線は異なるパターンを示します。エディントン比が高いクエーサーの場合、低電離UV線は強く、高電離線は広くて弱いです。
自由浮遊惑星を周回する太陽系外衛星上の水の存在：事例研究
| Title |
Presence_of_water_on_exomoons_orbiting_free-floating_planets:_a_case_study |
| Authors |
Patricio_Javier_\'Avila,_Tommaso_Grassi,_Stefano_Bovino,_Andrea_Chiavassa,_Barbara_Ercolano,_Sebastian_Oscar_Danielache_and_Eugenio_Simoncini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08349 |
自由浮遊惑星は、非恒星の巨大な物体（褐色矮星など）の周りまたは銀河中心の周りを周回する惑星質量の物体です。自由浮遊惑星を周回する太陽系外衛星の存在は、いくつかのモデルによって理論的に予測されています。特定の条件下で、これらの衛星は、その表面の液体の水の長期的な熱安定性を確保できる大気を保持することができます。この環境は、宇宙線やイオン中性反応を含む気相化学ネットワークに結合された1次元の放射対流コードでモデル化されます。特定の条件下で、時間の経過とともに安定した軌道パラメータを仮定すると、太陽系外衛星の表面に液体の水が形成される可能性があることがわかります。地球質量エキソモノオンの最終的な水の量は、地球の海洋の水の量よりも少ないですが、原始生命の潜在的な発達をホストするのに十分です。化学平衡の時間スケールは、太陽系外衛星の大気のモデルにおける主要なイオン化ドライバーである宇宙線によって制御されます。
極端な太陽系外縁天体における特異な軌道と非対称性
| Title |
Peculiar_orbits_and_asymmetries_in_extreme_trans-Neptunian_space |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos,_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08369 |
太陽系が太陽から100auを超えてどのように構成されているかはまだ未解決の問題です。この広大な地域についての私たちの理解は非常に限られており、ごく最近になって、海王星の軌道を超えてペリヘリアを伴う大きな軌道を持つ極端な太陽系外縁天体（ETNO）として知られる謎の物体のグループの存在に気づきました。4つのETNO（Sedna、Leleakuhonua、2012VP113、および2013SY99）には、50auを超えるペリヘリアがあります。ETNOの研究は、この遠隔地域がどのように組織されているかについて多くの必要な情報を提供するかもしれません。ここでは、機械学習手法を40の既知のETNOのサンプルに適用して、真の動的グループの存在を示す可能性のある統計的に有意なクラスターを特定し、2つの軌道がどれだけ接近できるかを測定する既知のETNOの相互ノード距離の分布を調べます。お互いに。機械学習技術は、既知のETNOが4つの異なる母集団に属している可能性があることを示しています。節点距離の分布の分析結果は、既知のETNOの41％が1.45au（分布の1パーセンタイル）よりも小さい相互節点距離を少なくとも1つ持っていることを示しており、おそらく過去の相互作用を示唆しています。これに関連して、505478（2013UT15）と2016SG58で作られたETNOの特異なペアは、太陽から339auで1.35auの相互上昇ノード距離を持っています。さらに、既知のETNOは、外部摂動への応答を示している可能性のある、ノードの上昇距離と下降距離が小さいオブジェクトペアの分布間で統計的に有意な非対称性を示します。
Waterworldsはおそらくマグマのガス放出を経験していません
| Title |
Waterworlds_Probably_Do_Not_Experience_Magmatic_Outgassing |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton,_Max_L._Galloway,_Nicholas_Wogan,_Jasmeet_K._Dhaliwal_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08538 |
大量の水インベントリを持つ地球型惑星は、おそらく遍在しており、今後の望遠鏡で特徴付けられる最初の地球サイズの惑星の1つになるでしょう。ウォーターワールド、特に1％H$_2$Oを超える水界では、高い内部加熱を受けない限り、上にある海洋の巨大な圧力表土のために、溶融物の生成とガス放出が制限されると以前から主張されていました。しかし、ウォーターワールドでのガス放出に対する追加の、過小評価されている障害は、高圧溶融物への揮発性物質の高い溶解度です。ここでは、この現象を調査し、メルト中の揮発性の溶解度が、おそらく水界からのほとんどすべてのマグマのガス放出を防ぐことを示しています。具体的には、地球のような重力と海洋地殻の組成の場合、深さ10〜100km（0.1〜1GPa）を超える海洋または水氷は、ケイ酸塩の部分溶融からの揮発性物質の溶出を妨げます。この溶解度の制限は、大きな表面の海洋が溶融物の生成と生成される部分溶融物からのデガッシングの両方を制限するため、圧力過負荷効果を悪化させます。これらの計算をTrappist-1惑星に適用して、現在の質量と半径の制約、および暗黙の地表水インベントリを考えると、Trappist-1fと-1gが火山のデガッシングを経験する可能性が低いことを示します。内面の揮発性交換の他のメカニズムは完全に排除されていませんが、マグマのガス放出の抑制は、可能な大気進化軌道の範囲を単純化し、惑星の内部気候の結合モデルで説明する表面的な生命存在指標ガスの解釈に影響を及ぼします。大気の進化。
わずかに進化した星TOI-1789の周りの膨らんだホットジュピターの発見
| Title |
Discovery_of_an_inflated_hot_Jupiter_around_a_slightly_evolved_star_TOI-1789 |
| Authors |
Akanksha_Khandelwal,_Priyanka_Chaturvedi,_Abhijit_Chakraborty,_Rishikesh_Sharma,_Eike._W._Guenther,_Carina_M._Persson,_Malcolm_Fridlund,_Artie_P._Hatzes,_Neelam_J.S.S.V._Prasad,_Massimiliano_Esposito,_Sireesha_Chamarthi,_Ashirbad_Nayak_and_Dishendra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08660 |
ここでは、TESS測光、地上-に基づいて、TOI-1789（TYC1962-00303-1、$TESS_{mag}$=9.1）の周りの$3.208666\pm0.000016$日の公転周期でのホットジュピターの発見を報告します。ベースの測光、および高精度の視線速度観測。高精度の視線速度観測は、高解像度分光器、インドの物理研究所（PRL）のPARAS、およびドイツのTh\"uringerLandessternwarteTautenburg（TLS）のTCESから取得され、地上での通過観測はベッセル-$R$フィルターを備えたPRLで0.43〜m望遠鏡を使用して取得。ホスト星はわずかに進化しています（$\log{g_*}$=$3.93^{+0.024}_{-0.046}$）、遅れていますFタイプ（$T_{eff}$=$5984^{+55}_{-57}$K）、金属が豊富な星（[Fe/H]=$0.370^{+0.073}_{-0.089}$dex）半径{\suremath{$R_{*}$}}=$2.172^{+0.037}_{-0.035}$\（R_\odot\）で$223.56^{+0.91}_{の距離にあります-0.90}$pc。複数の光曲線とTOI-1789の視線速度データを同時にフィッティングすると、TOI-1789bの質量は$M_{P}$=$0.70\pm0.16$$M_{J}であることがわかります。$、半径$R_{P}$=$1.40^{+0.22}_{-0.13}$$R_{J}$、バルク密度$\rho_P$=$0.31^{+0.15}_{-0.13}$gcm$^{-3}$a=$0.04873^{+0.00065}_の軌道分離{-0.0016}$AU。これにより、TOI-1789bは膨張したホットジュピターのカテゴリに分類されます。これは、惑星が近くにある数少ない近くの進化した星の1つです。このようなシステムの検出は、ホットジュピターのインフレーションの原因となるメカニズムの理解に貢献し、主系列星を離れる星の周りの惑星の進化を理解する機会も提供します。
断熱的に強制されたLedoux対流の理想化された3Dシミュレーション。高温の岩石系外惑星の大気への応用
| Title |
Idealised_3D_simulations_of_diabatically-forced_Ledoux_convection._Application_to_the_atmosphere_of_hot_rocky_exoplanets |
| Authors |
Simon_Daley-Yates_and_Thomas_Padioleau_and_Pascal_Tremblin_and_Pierre_Kestener_and_Martial_Mancip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08842 |
熱組成断熱過程の対流数値シミュレーションへの影響を調査します。安定化温度勾配と不安定化平均分子量勾配を使用したシミュレーションに研究を集中します。このような設定では、温度勾配を下げる可能性を確立することを目指しています。一連の3Dシミュレーションは、数値流体力学コードを使用して実施されました。単純化されたテストケースとして、化学遷移CO+O$\leftrightarrow$CO$_{2}$が発生する可能性のある高温の岩石系外惑星の二次大気のサンプル領域を使用しました。ニュートン冷却と化学源の項を使用して、負の平均分子量勾配を維持しました。私たちの結果は、このセットアップが温度勾配を減らすことができることを示しています。この結果は、分解能や時間の経過とともに収束しません。また、温度勾配の減少の存在が強制タイムスケールの関数であることも示しています。上記の遷移は、化学的強制が速い場合の温度プロファイルの分岐につながり、蒸気/液体対流の沸騰危機で見られる分岐を彷彿とさせます。これらの理想化された設定での温度勾配の減少により、岩石の太陽系外惑星の大気のスペクトルにおける赤化（現在、褐色矮星のスペクトルで観察されている）の類似性の可能性が存在します。ここで特定された体制が現実的な状況で発展するかどうかを評価するために、平衡熱および組成勾配、タイムスケール、および現実的な状態方程式の影響を特徴づけるために、詳細な1Dモデリングが必要です。ただし、この可能性を事前に排除することはできません。この予測は、地上の大気にとっては新しいものであり、たとえば、太陽系外惑星で観測される岩石の太陽系外惑星の大気スペクトルを分析するときに、非断熱モデルを使用する強い動機を表しています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡。
軽い、中程度の重さ、それとも重い？最初の超大質量ブラックホールシードの性質
| Title |
Light,_medium-weight_or_heavy?_The_nature_of_the_first_supermassive_black_hole_seeds |
| Authors |
F._Sassano,_R._Schneider,_R._Valiante,_K._Inayoshi,_S._Chon,_K._Omukai,_L._Mayer_and_P._R._Capelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08330 |
$z>6$での超発光クエーサーの観測は、その起源を説明するのがまだ難しい超大質量ブラックホール（SMBH$>10^9\rmM_{\odot}$）の急速な成長を明らかにしています。それらの前駆細胞は、星間衝突（中程度の重さの種）および/または大規模なガス雲の直接崩壊（重い種）を介して、巨大な金属のない星（軽い種）の残骸として形成された可能性があります。この作業では、エディントン限定ガス降着シナリオ内での$z>6$SMBHの形成におけるこれら3つのシード集団の相対的な役割を初めて調査します。この目的のために、半分析データ制約モデルに、Lyman-Werner（LW）光解離放射線および金属/ダスト濃縮の空間変動の統計的記述を実装します。これにより、BHシード形成の物理的条件を設定し、宇宙の非常に偏った領域での相対的な出生率を$z>6$で調べることができます。中程度の重量のシードを含めても、最初のSMBHの成長履歴は定性的に変化しないことがわかります。質量の小さいシード（$<10^3\rmM_\odot$）はより高い速度で形成されますが、$z<15$の$\sim10^9\rmM_\odot$SMBHは、その重い前駆体（$10^5\rmM_\odot$）への効率的なガス降着（サブエディントンレート）によって駆動されます。この結論は、LW放射の臨界レベルとは無関係に、いわゆる超競争的降着シナリオを介して、中程度の重量のシードがより高い金属量の銀河で形成されることが許可されている場合でも当てはまります。私たちの研究は、$z\sim6$SMBHの系譜は、$zで銀河をシードするすべてのBHのごく一部（$<10-20\％$）を表す多種多様なBH前駆体によって特徴付けられることを示唆しています。>15$。
絶滅マップからの小さな高密度分子コアにおける初期氷形成の空間密度の制約
| Title |
Constraining_Spatial_Densities_of_Early_Ice_Formation_in_Small_Dense_Molecular_Cores_from_Extinction_Maps |
| Authors |
Laurie_E._U._Chu,_Klaus_W._Hodapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08333 |
小さな高密度の分子コアの塵を追跡することは、星の前の段階で氷が形成されるのに必要な条件を研究するための強力なツールです。これらの環境を研究するために、5つの分子コアが観察されました。3つは進行中の低質量星形成（B59、B335、およびL483）で、2つは星のない崩壊コア（L63およびL694-2）です。深部画像は、英国赤外線望遠鏡（UKIRT）WFCAM（広視野カメラ）機器とスピッツァー宇宙望遠鏡のIRACチャネル1および2を使用して赤外線JHKバンドで撮影されました。これらの5つの測光バンドは、背景の星に向かう視線に沿った吸光度を計算するために使用されました。データを平滑化した後、高空間分解能の消滅マップ（$\sim$13-29"）を作成しました。次に、逆アーベル変換を実装するAVIATORアルゴリズムを使用して、マップを3次元に投影しました。全水素の体積密度を測定しました。氷（H$_2$O、CO、およびCH$_3$OH）が以前に検出された視線に沿って。純粋なCH$_3$OHまたはCH$_3$OHとCH$_3$OHの混合物の視線が見つかりました。COの最大体積密度は1.0$\times$10$^5$cm$^{-3}$を超えています。これらの密度は、各コアのごく一部（$\sim$0.3-2.1％）内でのみ到達します。CH$_3$OHの存在は、高密度コア内での複雑な有機分子形成の開始を示している可能性があるため、この開始を開始できる領域を制限できます。サンプルの星形成コアに向かう最大体積密度（$\sim$1.2-1.7$\times$10$^6$cm$^{-3}$）は、スターレスコア（$\sim$3.5-9.5$\times$10$^5$cm$^{-3}$）よりも高くなっています。
初期の宇宙の低光度銀河は、星団複合体と同様のサイズを観測しました
| Title |
Low-luminosity_galaxies_in_the_early_universe_have_observed_sizes_similar_to_star_cluster_complexes |
| Authors |
R.J._Bouwens,_G.D._Illingworth,_P.G._van_Dokkum,_B._Ribeiro,_P.A._Oesch,_M._Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08336 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）クラスターによって拡大されたかすかな$z=6$-8銀河のサイズと明るさを、近くの宇宙の星形成領域やより進化したオブジェクトと比較します。私たちの高赤方偏移比較サンプルには、333個のz=6-8銀河が含まれています。これらの銀河のサイズ測定は、さまざまな公開モデルからレンズ倍率を推定したコンパニオンスタディの一部として行われました。これらのソースの正確なサイズ測定は、レンズモデルの不確実性によって複雑になりますが、他の結果と議論は、コンパニオンスタディで説明されているように、かすかな銀河が小さいことを示唆しています。比較サンプルのソースの測定サイズは、<50pcから〜500pcの範囲です。最も低い光度の光源の多くでは、非常に小さいサイズが推測され、10〜30pcの個々のサイズに達し、10〜15pcの範囲のいくつかの光源は控えめな倍率制限があります。サイズと光度は、低赤方偏移宇宙の30ドラダスや、いくつかのケースでは超星団のような単一星団の複合体のものと似ています。z〜6-8宇宙におけるこれらのコンパクトでかすかな星形成源の識別は、z〜6での球状星団LFの上限を設定することも可能にします。カウントとサイズを最近のモデルと比較することにより、（いくつかの注意点を含めて）実質的な（xi=10）形成後の質量損失を支持する球状星団形成シナリオを除外し、他のシナリオに有用な上限を設定します。私たちのサイズの結果は、高赤方偏移で球状星団を形成する善意の集団を発見することに非常に近いかもしれないことを示唆しています。
遠方のクエーサーホスト銀河の空間的に分解された調査：I。銀河流出のダイナミクス
| Title |
A_Spatially-Resolved_Survey_of_Distant_Quasar_Host_Galaxies:_I._Dynamics_of_galactic_outflows |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Shelley_A._Wright,_Norman_Murray,_Lee_Armus,_Anna_Boehle,_Maren_Cosens,_James_E._Larkin,_Etsuko_Mieda,_Gregory_Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08337 |
11個のz$=1.39-2.59$ラジオラウドクエーサーホスト銀河におけるイオン化ガス流出の観測を提示します。データは、W.M。の面分光器（IFS）OSIRISと補償光学システムを使用して取得されました。輝線星雲（H$\beta$、[OIII]、H$\alpha$、[NII]、[SII]）をターゲットとするケック天文台は、近赤外線（1〜2.4\ミクロン）に赤方偏移しました。500〜1700km\、s$^{-1}$の速度の流出は、$<1$kpcから10kpcの範囲のスケールで10のシステムで検出され、流出速度は8〜2400M$_\odot$yr$^{-1}$。5つのソースの場合、流出運動量率は$L_{AGN}$/cの4〜80倍であり、エネルギー節約ショックによって駆動される流出と一致しています。他の5つの流出は、放射圧または等温衝撃のいずれかによって引き起こされます。流出はガス枯渇の主な原因であり、流出経路に沿った星形成の証拠は見つかりません。8つのオブジェクトの場合、流出経路はジェットの方向と一致しています。しかし、計算された圧力を考えると、ジェットがこれらの銀河規模のイオン化された流出に現在取り組んでいるという証拠は見つかりません。銀河スケールのフィードバックは、局所的なスケーリングの関係から予想されるように、銀河が恒星の質量のかなりの部分を確立するかなり前に発生することがわかります。
重力レンズを通して銀河を急冷することの絶妙に深い眺め：星の種族、形態、およびイオン化されたガス
| Title |
An_exquisitely_deep_view_of_quenching_galaxies_through_the_gravitational_lens:_Stellar_population,_morphology,_and_ionized_gas |
| Authors |
Allison_W._S._Man,_Johannes_Zabl,_Gabriel_B._Brammer,_Johan_Richard,_Sune_Toft,_Mikkel_Stockmann,_Anna_R._Gallazzi,_Stefano_Zibetti,_and_Harald_Ebeling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08338 |
この作品は、z=1.6-3.2で4つの重力レンズの赤い銀河の詳細な分析を提示します。ソースは前景クラスターによって2.7〜30倍に拡大され、他の方法では困難なスペクトルおよび形態学的測定を可能にします。私たちのサンプルは、恒星の質量関数の特徴的な質量より下に広がっているため、以前の分光学的研究よりも、z>1での静止銀河集団をよりよく表しています。ディープVLT/X-SHOOTERスペクトルと、残りのフレームのUVから光学領域をカバーするマルチバンドハッブル宇宙望遠鏡測光を分析します。サンプル全体は、レンズで再構成された画像から推測されるように、恒星の円盤に似ています。星の種族合成分析を通じて、ターゲットは若く（中央値=0.1-1.2Gyr）、0.07-0.47Gyr以内に星の質量の80％を形成したと推測されます。MgII$\lambda\lambda2796,2803$吸収がサンプル全体で検出されます。青方偏移したMgIIの吸収および/または赤方偏移した放出は、最も若い2つの発生源に見られ、暖かい（$T\sim10^{4}$K）ガスの銀河規模の流出を示しています。[OIII]$\lambda5007$の光度は、2つの若い光源（中央値0.4Gyr未満）の方が2つの古い光源よりも高く、消光が進むにつれて核活動が低下することを示唆しています。最近急冷された銀河で見られた高速（$v\upperx1500$kms$^{-1}$）の銀河規模の流出にもかかわらず、温かいガスは急冷後もある程度長く存在しています。全体として、我々の結果は、高赤方偏移での星形成の消光は、バルジ形成または完全なガス除去と同期しない迅速なプロセス（<1Gyr）であったに違いないことを示しています。それらが現在の低速回転子の金属に富むコアに進化するためには、実質的なバルジの成長が必要です。
非常に曖昧なAGNとアテナとの相乗効果の探求におけるSPICAのようなミッションとオリジン宇宙望遠鏡の役割
| Title |
The_role_of_SPICA-like_missions_and_the_Origins_Space_Telescope_in_the_quest_for_heavily_obscured_AGN_and_synergies_with_Athena |
| Authors |
L._Barchiesi,_F._Pozzi,_C._Vignali,_F._J._Carrera,_F._Vito,_F._Calura,_L._Bisigello,_G._Lanzuisi,_C._Gruppioni,_E._Lusso,_I._Delvecchio,_M._Negrello,_A._Cooray,_A._Feltre,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_S._Gallerani,_H._Kaneda,_S._Oyabu,_M._Pereira-Santaella,_E._Piconcelli,_C._Ricci,_G._Rodighiero,_L._Spinoglio,_F._Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08345 |
BH-銀河の共進化の枠組みでは、星形成（SF）とブラックホール（BH）の降着のほとんどは、非常に不明瞭な条件で行われると予想されます。したがって、不明瞭なAGNは、光学バンドまたはX線バンドでは識別が困難ですが、IRでは明るく輝いています。さらに、X線背景放射（XRB）合成モデルは、まだ解決されていないXRBの大部分が、これらのAGNの中で最も不明瞭なもの（コンプトン厚、CT）によるものであると予測しています。この作業では、推定IRミッション（ESA/M5で提案されたが2020年10月に撤回されたSPICAと、オリジン宇宙望遠鏡、OSTを「テンプレート」として使用）と、飛行するはずのX線ミッションAthenaとの相乗効果を調査します。2030年代初頭、AGNの検出と特性評価において、特に最も不明瞭なものに焦点を当てました。XRB合成モデルを使用して、AGNの数とX線で検出されるものの数を推定しました。各AGNについて、観測されたAGNからの光からFIRへのSEDをX線データとSED分解の両方に関連付け、これらのSEDを使用して、AGNがIR波長でSPICAのようなものまたはOSTによって検出されるかどうかを確認しました。最も深いAthenaおよびSPICAのような（またはOST）調査により、すべてのAGNの$90\、\％$以上（L$_{2-10\まで）をIRで検出できると期待しています。text{keV}}\sim10^{42}\、$erg/sおよび最大$z\sim10$）は、XRB合成モデリングによって予測され、X線でそれらの少なくとも半分を検出します。Athenaは、中程度および高輝度のAGNを検出および識別するのに非常に強力です。最も曖昧でとらえどころのないCT-AGNは、SPICAのようなミッションまたはOSTによって精巧にサンプリングされ、Athenaは最も明るいものの詳細な特性評価を可能にすることがわかりました。これは、まだ解決されていないXRBに強い制約を課し、非常に高い赤方偏移（$z\ge4$）までのBH降着率の変化を調査するプロセスに大きな前進をもたらします。
宇宙線によって駆動される銀河風の物理学II：等温ストリーミングソリューション
| Title |
The_Physics_of_Galactic_Winds_Driven_by_Cosmic_Rays_II:_Isothermal_Streaming_Solutions |
| Authors |
Eliot_Quataert,_Yan-Fei_Jiang,_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08404 |
解析計算と時間依存の球対称シミュレーションを使用して、Alfv\'en速度で流れる宇宙線（CR）によって駆動される等温銀河風の特性を研究します。シミュレーションは、強い衝撃が浸透する時間依存の流れを生成します。これらの衝撃を引き起こす音波の新しい線形不安定性を特定します。衝撃は風のダイナミクスを大幅に変更し、以前の定常状態モデルを無効にします。CR圧力$p_c$は、ほとんどのボリュームで$dp_c/dr\simeq0$の階段のような構造を持ち、時間平均されたCRエネルギーは多くの場合、正規の$p_c\propto\rho^{2/3}$ではなく、$p_c\propto\rho^{1/2}$で近似する方が適切です。CRエネルギーのこの変化を考慮して、CRストリーミングによって駆動される銀河風の質量損失率、運動量フラックス、風速、および風の運動力の新しい式を分析的に導き出します。ストリーミングCRは、銀河から冷たいガスを直接追い出すのに効果がないことを示していますが、より高温のISMフェーズでのCR駆動の風は、冷たいガスを同伴する可能性があります。同じ物理的条件の場合、拡散CRトランスポート（ペーパーI）は、ストリーミングトランスポートの数〜100倍の質量損失率と、$\simeq4$の係数である漸近風力を生成します。銀河風の理論と観測に対する結果の影響について説明します。CRストリーミングによって引き起こされる不安定性によって引き起こされる強い衝撃は、観測された風の多相性と一致して、広範囲の密度と温度のガスを生成します。また、ストリーミングCRをモデル化するための等温ガス近似の適用性を定量化し、より現実的な熱力学による計算の必要性を強調します。
銀河中心への動的に駆動される流入とその分子雲への影響
| Title |
Dynamically_Driven_Inflow_onto_the_Galactic_Center_and_its_Effect_upon_Molecular_Clouds |
| Authors |
H_Perry_Hatchfield,_Mattia_C._Sormani,_Robin_G._Tress,_Cara_Battersby,_Rowan_J._Smith,_Simon_C.O._Glover,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08461 |
銀河系の棒渦巻銀河は、天の川の中央分子帯（CMZ）の進化において重要な役割を果たします。その可能性は、ダストレーンと呼ばれるガスの流れを介して銀河中心に向かって質量を内側に押しやるからです。CMZとダストレーン間の相互作用を調べるために、アレポで流体力学シミュレーションを実行し、ガスの自己重力と星形成物理学がない場合の天の川のバーのポテンシャルをモデル化し、モンテカルロを使用して質量の流れを研究します。トレーサー粒子。ダストレーンを介した流入の効率を推定すると、ダストレーンの質量の約3分の1（30+/-12％）のみが最初にCMZに降着し、残りはオーバーシュートして後で降着することがわかります。天の川のダストレーン内のガス量の観測的推定を考えると、これは、CMZへの真の総流入量が0.8+/-0.6Msunyr$^{-1}$であることを示唆しています。このシミュレートされたCMZの雲は、アポセンターの近くで平均密度に突然のピークがあり、流入する物質との激しい衝突が発生します。これらの雲はせん断により逆回転する傾向がありますが、共回転する雲が時折発生します（〜52％は強く逆回転し、〜7％は44の雲サンプルの強く共回転します）。流入する物質との衝突による勢い。これらの雲の形成と進化を調査し、それらが多くの個別の流入イベントによって供給され、崩壊して星を形成するときでさえ、CMZ雲に一貫したガス源を提供することを発見しました。
ALMAを使用したz〜1-3SMGのダスト特性の測定
| Title |
Measurements_of_the_dust_properties_in_z~1-3_SMGs_with_ALMA |
| Authors |
E._da_Cunha,_J._A._Hodge,_C._M._Casey,_H._S._B._Algera,_M._Kaasinen,_I._Smail,_F._Walter,_W._N._Brandt,_H._Dannerbauer,_R._Decarli,_B._A._Groves,_K._K._Knudsen,_A._M._Swinbank,_A._Weiss,_P._van_der_Werf,_and_J._A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08566 |
拡張チャンドラディープフィールドサウス（ALESS）にある99870ミクロンの選択されたサブミリメートル銀河（SMG）の完全で偏りのないサンプルのアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）2mm連続観測を提示します。各SMGの観測では、53マイクロJy/ビームの平均感度に達します。70の線源の磁束密度を測定すると、典型的な870ミクロンと2mmの磁束比は14+/-5になります。この磁束比の赤方偏移依存性は見つかりません。これは、ダスト放出特性の場合に予想されます。私たちのSMGの数はすべての赤方偏移で同じでした。ALMA測定値を既存のHerschel/SPIRE観測と組み合わせることにより、27個の銀河の（偏った）サブセットを構築します。このサブセットでは、単純な等温モデルを使用して、ダスト特性の正確な制約を取得するために、冷たいダスト放出が十分にサンプリングされます。新しい2mmの観測のおかげで、ダスト放射率指数は十分に制約されており、さまざまなダスト不透明度の仮定に対してロバストです。私たちのSMGの中央値のダスト放射率指数は$\beta\simeq1.9\pm0.4$であり、天の川や他の局所および高赤方偏移銀河のダストの放射率指数、および古典的なダスト粒子モデルの予測と一致しています。。また、低赤方偏移の観測的および理論的研究と同様に、ダスト温度と$\beta$の間に負の相関関係があることもわかりました。私たちの結果は、高赤方偏移のほこりっぽい星形成銀河の$\beta\simeq2$が、SMGと局所的なほこりっぽい銀河サンプルの間のほこりの粒子特性のほとんど進化を意味せず、これらの高質量で高金属量の銀河にほこりの貯蔵所があることを示唆しています彼らのISMの粒子成長によって駆動されます。
星間天体は分子雲の崩壊を追う
| Title |
Interstellar_objects_follow_the_collapse_of_molecular_clouds |
| Authors |
Susanne_Pfalzner,_Dylan_Paterson,_Michele_T._Bannister,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08580 |
1I/オウムアムアと2I/ボリソフの親集団である恒星間天体（ISO）は、天の川の星間物質に豊富に含まれています。これは、分子雲領域を含む星間物質が、ガス、ダスト、ISOの3つの成分を持っていることを意味します。太陽の近くを漂うISOのフィールド密度の観測上の制約から、直径10pcの典型的な分子雲には約10$^{18}$のISOが含まれていると推測されます。数百メートルから数十キロメートルの範囲の典型的なサイズでは、ISOはこれらの分子雲のガスダイナミクスから完全に切り離されています。ここでは、ISOが分子雲の崩壊に追随できるかどうかという問題に取り組みます。星が形成されるポイントに向かって、最初は静的なISO集団を含む分子雲の崩壊の低解像度シミュレーションを実行します。この原理実証研究では、星間天体が確実にガスの崩壊に追随していることを発見しました---そして多くは将来の星（シンク）への新しい形成数値近似に拘束されるようになります。少なくとも、すべてのシンクの40\％には、ここでテストされた初期ISO分布のために、重力によって1つ以上のISOテスト粒子がバインドされています。この値は、3回の最初の自由落下時間の後にバインドされている少なくとも$10^{10}$の実際の星間天体に対応します。したがって、ISOは星形成の関連要素です。より大規模なシンクは、初期ISO人口の不釣り合いに大きな部分をバインドし、ISOの競争力のあるキャプチャを意味することがわかります。シンクは、ISOが再びバインド解除される可能性があるため、孤立している可能性もあります。特に、シンクがシステムから排出された場合はそうです。したがって、新しい惑星系は、孤立したものから、バインドされたISOが豊富に存在するものまで、非常に多様な環境で開発されます。
EAGLE-Auriga：天の川銀河の周りのバリオンサイクルに対するさまざまなサブグリッドモデルの影響
| Title |
EAGLE-Auriga:_effects_of_different_subgrid_models_on_the_baryon_cycle_around_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
Ashley_J._Kelly,_Adrian_Jenkins,_Alis_Deason,_Azadeh_Fattahi,_Robert_J._J._Grand,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_Carlos_S._Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08618 |
現代の流体力学シミュレーションは、実宇宙の多くの特性を再現します。これらのシミュレーションはさまざまな物理プロセスをモデル化しますが、解像度の制限により、これらの多くは「サブグリッドモデル」を使用して含まれています。さまざまなサブグリッドモデルが銀河特性に対する超新星（SNe）フィードバックの影響のモデル化に成功していますが、これらのさまざまな実装が観測可能なハローガス特性に影響を与えるかどうか、またどの程度影響するかは不明です。この作業では、Auriga銀河形成モデルとEAGLE銀河形成モデルの両方で進化したローカルグループ（LG）に類似するように選択された、2つのボリュームの「ズームイン」宇宙論的初期条件を使用します。両方のシミュレーションのサブグリッド物理モデルは、$L^\star$銀河の現実的な恒星成分を再現しますが、それらは異なるガス特性を示します。つまり、Aurigaは、天の川（MW）がほぼバリオンで閉じていると予測していますが、EAGLEは、予想されるバリオンの半分だけがハロー内にあると示唆しています。さらに、EAGLEは、このバリオンの不足がLGにまで及ぶと予測しています（$r\leq1\mathrm{〜Mpc}$）。EAGLEのバリオンの不足は、高赤方偏移でのSNeフィードバックが原因である可能性があります。これは、バリオンを放出し、宇宙ガスの降着を大幅に妨げる、高い被覆率と視線速度を伴うハロー全体の流出を生成します。逆に、ぎょしゃ座では、ガスの降着はフィードバックの影響をほとんど受けません。これらの違いは、SNeからガスへの異なるエネルギー注入方法の結果であるように見えます。私たちの結果は、クエーサー吸収線と高速電波バースト分散測定の両方が、将来の観測でこれら2つの体制を制約する可能性があることを示唆しています。
寒冷低気圧条件での非熱脱着の効率。宇宙線によって誘発されたグレインマントルのスパッタリングのテスト
| Title |
Efficiency_of_non-thermal_desorptions_in_cold-core_conditions._Testing_the_sputtering_of_grain_mantles_induced_by_cosmic_rays |
| Authors |
V._Wakelam,_E._Dartois,_M._Chabot,_S._Spezzano,_D._Navarro-Almaida,_J.-C._Loison,_and_A._Fuente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08621 |
高密度コアの低温条件下では、気相の分子と原子が気相から星間粒子の表面まで枯渇します。これらのコア内の時間スケールと物理的条件を考慮すると、これらの分子の一部を気相に戻して、ミリメートル望遠鏡による観測を説明する必要があります。モデルに一般的に含まれているさまざまなメカニズムのそれぞれの効率をテストしました。また、電子阻止能領域で宇宙線との衝突による氷粒マントルのスパッタリングの追加をテストしました。宇宙線によって引き起こされた氷のスパッタリングは、他のプロセスがすでに存在している間に、ノーチラスガス粒子モデルに追加されました。これらの各プロセスは、TMC1コールドコアでの観察によって決定された1D物理構造でテストされました。得られた1D化学構造は、これらのコアで観察されたメタノール気相存在量とも比較されました。すべての種が非熱脱離メカニズムに対して同じように敏感であるわけではなく、感度も物理的条件に依存することがわかりました。したがって、それらすべてを含めることが必須です。$4\times10^4$〜cm$^{-3}$未満のH密度の観察結果を再現するには、化学的脱着が不可欠であるようですが、この密度を超えるとスパッタリングが不可欠です。ただし、モデルは、観測されたメタノールの存在量を体系的に下回っています。より効率的な化学脱着とより効率的なスパッタリングは、観察結果をよりよく再現する可能性があります。結論として、宇宙線衝突による氷のスパッタリングは、コールドコアにおける高密度（ここで研究された条件下で数ドル10^4$〜cm$^{-3}$）で最も効率的な脱着メカニズムである可能性がありますが、化学より小さな密度でも脱着が必要です。主な氷の組成に関してそれらの効率を評価するために、両方のメカニズムで追加の作業が必要です。
弱いレンズ効果による画像の回転
今後の電波調査には完全な偏光情報が含まれる予定であり、弱いレンズ効果の観測に役立つ可能性があります。電波銀河の形態と偏光の向きとの間の角度を調べることにより、電波源と観測者の間の（統合された）重力場を測定する新しい方法を提案します。このために、光子の偏光が光子測地線に沿って平行移動する一方で、光源の微小形状、たとえば楕円の場合の主軸は、Lie輸送されます。例として、前景のシュワルツシルトレンズの分布によるレンズ効果によって生成される偏光方向に対する形状ベクトルの回転を計算します。電波銀河の場合、電波源の固有の形態学的配向とその偏光放射は相関しています。したがって、偏光と形態学的配向の両方を観察すると、レンズのない光源の配向と視線に沿った重力ポテンシャルの両方に関する情報が得られます。
深い高スペクトル分解能分光法によるオリオン大星雲内の光イオン化ハービッグハロー天体II：HH204
| Title |
Photoionized_Herbig-Haro_objects_in_the_Orion_Nebula_through_deep_high-spectral_resolution_spectroscopy_II:_HH204 |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado,_W._J._Henney,_C._Esteban,_J._Garc\'ia-Rojas,_A._Mesa-Delgado_and_K._Z._Arellano-C\'ordova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08667 |
超大型望遠鏡（VLT）エシェル分光法とハッブル宇宙望遠鏡（\textit{HST}）イメージングにより、光イオン化されたハービッグハロー天体HH〜204の物理的条件、化学組成、その他の特性を分析します。HH〜204の高速放出を背景星雲の放出から運動学的に分離し、HHオブジェクト全体の物理的条件とイオン存在量の1秒未満の分布を研究します。低および中イオン化放出は、光イオン化平衡温度のガスからのみ発生するのに対し、HH〜204からの弱い高イオン化放出は、高温の衝撃励起ガスからの重要な寄与を示しています。HH〜204のイオン存在量、オリオン大星雲の放出、およびより暗い拡散青色層を個別に導出します。HH〜204では、衝突励起線（CEL）から決定されたO$^{+}$存在量はベースのものと一致します。再結合線（RL）では、O$^{2+}$の存在量は非常に少ないため、酸素の存在量の不一致はゼロです。HH〜204のNiとFeのイオン存在量は、同様のイオン化と枯渇パターンを持ち、バウショックでの塵の破壊により、オリオン大星雲の他の部分よりも3.5倍高い総存在量を示します。スペクトル内の運動学的成分の解決に失敗すると、主に電子密度の誤った推定が原因で、化学物質の存在量の決定に重大なエラーが発生することを示します（たとえば、Oの40\％過小評価）。
XXL調査：XLIII。 COSMOSとXXL-SX線で選択されたクエーサーの結果を組み合わせることによって得られた電波光度関数を介して公開されたクエーサー電波ラウドネス二分法
| Title |
The_XXL_Survey:_XLIII._The_quasar_radio_loudness_dichotomy_exposed_via_radio_luminosity_functions_obtained_by_combining_results_from_COSMOS_and_XXL-S_X-ray_selected_quasars |
| Authors |
Lana_Ceraj,_Vernesa_Smol\v{c}i\'c,_Ivan_Delvecchio,_Andrew_Butler,_Kre\v{s}imir_Tisani\'c,_Jacinta_Delhaize,_Cathy_Horellou,_Jeyhan_Kartaltepe,_Konstantinos_Kolokythas,_Sarah_Leslie,_Stefano_Marchesi,_Mladen_Novak,_Marguerite_Pierre,_Manolis_Plionis,_Eleni_Vardoulaki,_Giovanni_Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08786 |
COSMOSおよびXXL-S無線調査でそれぞれ3GHzおよび2.1GHzで検出された274個の無線およびX線選択クエーサー（XQSO）のサンプルを調査しました。このサンプルは、X線光度の控えめなしきい値Lx[2-10\keV]>=10^44erg/sを採用し、最も強力なクエーサーのみを選択することによって特定されました。利用可能な多波長データを使用して、ラジオラウド（RL）およびラジオクワイエット（RQ）XQSOの選択に関するさまざまな基準を調べ、選択した基準に応じてRL/RQXQSOの数が大幅に変化することを発見しました。この不一致は、さまざまな物理的プロセスを追跡するさまざまな基準と、フラックスが制限された無線およびX線調査から選択されたサンプルが原因で発生します。XQSOの電波放射の起源を研究するための別のアプローチは、電波光度関数（RLF）を使用することです。XQSO1.4GHz無線光度関数（RLF）を、0.5<=z<=3.7の6つの赤方偏移ビンに構築しました。1.4GHzの低い光度の端は、調査したすべての赤方偏移ビンでのAGNの寄与からのみ予想されるよりも高い正規化を示しています。発見された「バンプ」は、XQSOホスト銀河内の星形成（SF）プロセスによる放出によって主に支配されています。予想通り、AGN関連の電波放射はRLFの高光度端で支配的です。XQSORLFの進化は、RLFの低光度の「バンプ」と高光度のAGN部分を制約するために、文献の分析形式を組み合わせて研究されました。2つの1.4GHz光度しきい値、L_th、SFとL_th、AGNを定義しました。これらのしきい値の上下には、RLFに寄与する光源の80％以上がそれぞれSFとAGN関連の活動によって支配されています。これらのしきい値は、おそらくXQSOホスト銀河のSFRの強力な進化が原因で、赤方偏移とともに進化します。
Abell 2626とその仲間たち：大小の構造
| Title |
Abell_2626_and_friends:_large_and_small_scale_structure |
| Authors |
J._Healy,_S._P._Willner,_M._A._W._Verheijen,_and_S.-L._Blyth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08806 |
銀河団A2626を中心とし、${\sim}1.8\、\text{deg}^2$領域を$z\sim0.46$までカバーする、新しいMMT/Hectospec分光法は、この領域の銀河赤方偏移の数を2倍以上に増やします。。スペクトルは、以前に測光的に識別された4つのクラスターを確認します。以前はA2626のすぐ隣であると考えられていたA2625は、実際にははるかに遠いです。新しいデータは、A2626に関連付けられた6つのサブ構造と、A2637に関連付けられた5つのサブ構造を示しています。また、A2626とA2637の間には、少なくとも3つ、おそらく4つの下部構造を持つ高度にコリメートされた銀河と銀河群のコレクションがあります。大規模では、A2626--A2637複合体はペガサス-ペルセウスフィラメントに接続されていません。
大マゼラン雲を伴う局所銀河群矮小銀河のガイア初期DR3全身運動と軌道特性
| Title |
Gaia_early_DR3_systemic_motions_of_Local_Group_dwarf_galaxies_and_orbital_properties_with_a_massive_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
G._Battaglia_(1_and_2),_S._Taibi_(1_and_2),_G._F._Thomas_(1_and_2),_T._K._Fritz_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08819 |
ガイア初期データリリース3に基づいて、ローカルグループ内の74個の矮小銀河と矮小銀河候補の全身固有運動の包括的な決定を行います。メンバーシップの確率を含む各銀河の分析の出力は公開されます。分析は、500kpc以内の銀河の軌道特性の決定によって強化されます。McConnachie\＆Venn（2020）によって提示された柔軟なベイズ法を採用します。これは、空、色と大きさの図、および固有運動面上の星の位置を考慮に入れています。特に色と大きさの図と分光情報が考慮される方法に、いくつかの変更を適用します。いくつかの進化段階に星を含めることによって。バルク運動は3つの重力ポテンシャルに統合されています。2つは天の川が孤立して扱われ、質量0.9\＆1.6$\times10^{12}$M$_{\odot}$と時変ポテンシャルを持っています。Vasilievらによる。（2021）、これには大マゼラン雲（LMC）の落下が含まれます。73のシステムのバルク固有運動を決定することができ、これらの測定値のうち66が信頼できると考えています。初めて、NGC〜3109の関連で、1.4Mpcの距離にある銀河の全身運動が示されました。大規模なLMCの落下を含めると、静的な天の川のみのポテンシャルでの軌道積分に関して、オブジェクトの軌道軌道が大幅に変更され、6つの銀河がLMCに関連付けられている可能性が高く、3つが関連付けられている可能性があり、1つが最近キャプチャされますオブジェクト。銀河と天の川衛星のシステムとの関係、大きすぎて潰せない問題への影響、星形成の歴史への影響、潮汐破壊の文脈で、軌道統合の結果について説明します。
ちょうこくしグループの衛星飛行機の追跡：I。NGC253周辺の3つのかすかな矮小銀河の発見
| Title |
Tracing_satellite_planes_in_the_Sculptor_group:_I._Discovery_of_three_faint_dwarf_galaxies_around_NGC_253 |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Dmitry_Makarov,_Behnam_Javanmardi,_Marcel_S._Pawlowski,_Lidia_Makarova,_Giuseppe_Donatiello,_Dustin_Lang,_Javier_Roman,_Kathy_Vivas,_Julio_A._Carballo-Bello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08868 |
ここ数年、新世代の大規模画像調査により、前例のない低表面輝度領域（〜28.0-29.0magarcsec^-2）で、いくつかの近くの銀河の周りの広視野領域が調査されました。これは、これらの公共の深い画像の目視検査によって、非常にかすかな矮星衛星を発見する機会を提供します。ダークエネルギーサーベイで撮影された画像の目視検査により、明るい後期型渦巻銀河NGC253銀河の近くにあるかすかな矮小楕円銀河の体系的な調査の最初の結果を報告します。3つの新しい矮小銀河がSculptorフィラメントの最も明るいメンバーである後期型渦巻NGC253の近くで発見されました。それらがNGC253の仲間であると仮定すると、それらの絶対Vマグニチュードの合計は-7から-9等になります範囲。これは、ローカル宇宙の矮小銀河に典型的です。中央の表面輝度は、発見されたすべての矮星で非常に低くなる傾向があり、gバンドでおよそ25〜26magarcsec^-2の範囲にあります。銀河の距離と速度に関する既知のデータを使用して、NGC253グループの総ビリアル質量を8x10^11Moと推定します。これにより、ビリアル半径R_200=186kpcとターンアラウンド半径706kpcが得られます。また、NGC253の周囲に空間的に平坦で速度相関のある衛星システムが存在する可能性についても説明します。この大規模な構造は、視線に対してほぼ真っ直ぐに向けられています。衛星の可能な平面はわずか31kpcの厚さで、短軸と長軸の比率は0.14です。速度が測定された銀河の5つのうち4つは、アンドロメダ銀河とケンタウルス座A銀河の周りの衛星の平面で観察されたものと同様の一般的な速度傾向に従います。しかし、既知の速度を持つ銀河の数が少ないため、構造の形成シナリオと周囲の宇宙ウェブとの関係について決定的な結論に達することができません。
身体的に動機付けられたX線オブスキュラーモデル
活動銀河核（AGN）の核の覆い隠しは、その起源、幾何学、およびダイナミクスの観点からはよくわかっていません。ハイドロラジエーションシミュレーションから出現する物理的に動機付けられたジオメトリがX線反射分光法で区別できるかどうかを調査します。和田（2012）の放射噴水モデルとワープディスクの2つの新しいジオメトリについて、レイトレーシングコードXARSで生成されたスペクトルモデルをリリースします。これらのモデルを、NuSTARおよびSwift/BATによって取得された3つの近くのAGNのスペクトルと対比します。非常に不明瞭な視線に沿って、モデルは異なる4〜20keVの連続スペクトルを示します。これらは、現在の観察によって区別することができます。コンパス座銀河のスペクトルフィットは、放射噴水よりもワープディスクモデル、および塊状または滑らかなトーラスモデルを優先します。必要な反射体（NH>10^25/cm^2）は、ローカル銀河の中にコンプトンの厚いAGNが隠れていることを示唆しています。X線反射分光法は、AGNの核の覆い隠しを理解するための有望な経路です。
磁気ミラーを用いたMHD乱流における宇宙線の拡散
多くの天体物理学的意味を持つ基本的な物理的プロセスとして、宇宙線（CR）の拡散は、電磁流体力学（MHD）乱流との相互作用によって決定されます。CRの拡散に対するMHD乱流から生じる磁気ミラー効果を検討します。乱流磁場の固有の超拡散により、ミラー反射を受ける大きなピッチ角のCR、つまりバウンスするCRは、磁気ミラー間にトラップされませんが、磁場に沿って拡散的に移動し、新しいタイプの平行拡散につながります。この拡散は、一般に、ジャイロ共振散乱を受けるピッチ角が小さい非バウンスCRの拡散よりも遅くなります。磁気ミラーリングとピッチ角散乱のバランスにおける臨界ピッチ角は、バウンスと非バウンスの両方のCRの拡散係数と、CRエネルギーによるスケーリングを決定するために重要です。MHD乱流の特性に応じて、拡散係数の非普遍的なエネルギースケーリングを見つけます。
放射場を表すために2パラメータモデルを採用し、サイクロトロン自己共鳴による宇宙線加速の理論をここで分析的に一般化して、任意の偏光状態を含めます。方程式は厳密に導き出され、核種$_1$H$^1$、$_2$He$^4$、$_{26}$Fe$^{56}$、および$_{のダイナミクスを調査するために使用されます。28}$Ni$^{62}$、重度の天体物理学的条件。単一粒子計算と多粒子シミュレーションは、波長$\lambda=1〜$と$10〜\muの超強力な放射との相互作用により、これらの核種がZeVエネルギー（$1〜ZeV=10^{21}$eV）に達する可能性があることを示しています$m、$\lambda=50$pm、およびメガレベルとギガテラレベルでの強さの磁場。$10^{32}-10^{42}$W/m$^2$の範囲の放射線強度を使用する例について説明します。
MOJAVE $-$ Fermi AGNの共同モニタリングの10年：ガンマ線放出領域の位置特定
| Title |
A_decade_of_joint_MOJAVE$-$Fermi_AGN_monitoring:_localisation_of_the_gamma-ray_emission_region |
| Authors |
I._G._Kramarenko_(MIPT),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_Lebedev,_MIPT),_Y._Y._Kovalev_(Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_M._L._Lister_(U._Purdue),_T._Hovatta_(FINCA,_Mets\"ahovi),_T._Savolainen_(Mets\"ahovi,_U._Aalto,_MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08416 |
MOJAVEVLBAプログラム（VLBA実験によるAGNのジェットの監視）では、2008年8月のフェルミ科学観測の開始以来、$\gamma$線の明るい活動銀河核内の数百のジェットの15GHzでの観測データを蓄積してきました。。毎週の適応ビニングを使用して構築された光曲線から取得した、15GHzでのAGNパーセックスケールの電波放射のフラックス密度と0.1$-$300GeVFermiLAT光子フラックスの間の時間遅延を調査しました。相関分析は、ラジオが観測者のフレームで最大8か月遅れているのに対し、ソースフレームでは、通常の遅延は約2〜3か月であることを示しています。不透明なコアを除くジェット電波放射を考慮すると、より大きなタイムラグで有意な相関が見られます。これらの結果をVLBI運動学とコアシフトデータで補足し、主要な高エネルギー生産ゾーンは通常、中心核から数パーセクの距離にある15GHzVLBAコア内にあると結論付けます。
宇宙線伝搬のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_cosmic_ray_propagation |
| Authors |
M._Hanasz_(1),_A._Strong_(2),_P._Girichidis_(3)_((1)_Institute_of_Astronomy,_Nicolaus_Copernicus_University,_ul._Grudziadzka_5,_PL-87-100_Toru\'n,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_85748_Garching,_Germany,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_(AIP),_An_der_Sternwarte_16,_14482_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08426 |
銀河系およびより大きなスケールでの宇宙線（CR）伝搬のシミュレーションのための数値的方法をレビューします。フォッカープランク方程式の数値解法に基づく速度論的記述におけるCR伝播の現象論的および自己無撞着モデルのために設計されたアルゴリズムの開発を提示します。現象論的モデルは、銀河星間媒体の静止構造を想定しており、移流、核破砕、二次生成、およびさまざまな放射メカニズムとともに、物理的および運動量空間での粒子の拡散を組み込んでいます。CRの自己無撞着伝播モデルには、CR集団の熱プラズマへの動的結合が含まれます。CR輸送方程式は離散化され、電磁流体力学（MHD）方程式のセットとともに数値的に解かれ、CR集団を、2流体アプローチ内の別個の相対論的流体として、または物理的に進化する粒子のスペクトル分解集団として扱います。と運動量空間。自己無撞着モデルに組み込まれている関連プロセスには、移流、拡散、ストリーミング、断熱圧縮、およびいくつかの放射損失メカニズムが含まれます。さまざまな機器によって収集されたCRデータの解釈のための数値モデルのアプリケーションについて説明します。銀河風、大規模磁場の増幅、星間物質の不安定性など、銀河の進化に影響を与える天体物理学的プロセスのモデル例を紹介します。
ハイポニック中性子星コアの輸送係数
中性子星コアにおける超核物質の輸送特性を考察します。特に、$\beta$内の高密度物質のnp$\Sigma^{-}\Lambdae\mu$組成の熱伝導率、せん断粘度、および運動量伝達率を計算します。範囲は$0.1-1$〜fm$^{-3}$です。計算は、非相対論的Brueckner-Hartree-Fock理論の枠組み内で扱われるバリオン相互作用に基づいています。裸の核子-核子（NN）の相互作用は、UrbanaIX3核子力で補足されたアルゴンヌv18現象論的ポテンシャルによって説明されます。核子-ハイペロン（NY）およびハイペロン-ハイペロン（YY）の相互作用は、ナイメーヘングループの\new{NSC97eおよびNSC97aモデル}に基づいています。核子のみを含む中性子星コアの場合のように、輸送係数へのバリオンの寄与は中性子のものによって支配されていることがわかります。特に、調査した密度の全範囲で中性子が全熱伝導率を支配し、中性子星コアのデレプトン化につながる$\Sigma^-$の開始により、中性子がせん断粘度も支配することがわかりました。レプトンの寄与が常に支配的なものである純粋な中性子の場合とは対照的に、高密度領域では。
XMM-Newtonを使用したTeVBlazar PG 1553 +113のマルチバンド変動
| Title |
Multi-band_Variability_of_the_TeV_Blazar_PG_1553+113_with_XMM-Newton |
| Authors |
Vinit_Dhiman,_Alok_C._Gupta,_Haritma_Gaur,_Paul_J._Wiita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08514 |
2010年から2018年の間に撮影された高エネルギーピークTeVブレーザーPG1553+113の20個の尖ったXMM-Newton観測の変動分析を提示します。16個のX線エネルギー範囲（0.3〜10keV）で日中変動が見つかりました。19個の光曲線または約84％のデューティサイクル。軟X線バンドと硬X線バンドの日中光度曲線の離散相関関数分析はゼロラグでピークに達し、硬バンドと軟バンドの発光は共空間であり、同じレプトン集団から発光することを示しています。レッドノイズは、すべてのLCのパワースペクトル密度（PSD）を支配しますが、PSDのスペクトルスロープの範囲は-2.36〜-0.14です。より長いタイムスケールでは、光学的およびUV変動パターンは、軟X線バンドおよび硬X線バンドと同様にほぼ同一でよく相関しているように見えますが、光学/UV変動はX線バンドの変動と相関しておらず、光学的/UVおよびX線の放出は、2つの異なるレプトンの集団によって放出されます。これらの多様なタイムスケールでPG1553+113の観測されたフラックスとスペクトル変動を説明できる可能性のある物理的メカニズムについて簡単に説明します。
複数の弱い衝撃による拡散衝撃加速
銀河団ガス（ICM）は、銀河団の形成中に、平均して約3回の弱い衝撃の通過と低い音速マッハ数$M\lesssim3$を経験すると予想されます。陽子と電子の両方が加速されて、拡散衝撃加速（DSA）を介してそのようなICM衝撃で高エネルギー宇宙線（CR）になる可能性があります。加速されたCRのスペクトルに対する複数の衝撃によるDSAの影響を、各衝撃での{\itinsitu}注入/加速と、それに続くテスト粒子レジームでの連続した衝撃での繰り返しの再加速を含めることによって調べます。簡単にするために、加速された粒子は、エネルギー損失なしに断熱減圧を受け、その後の衝撃に遭遇する前にシステムから脱出すると仮定されます。一般に、CRスペクトルは、DSAの単一のエピソードと比較して、複数の衝撃波通過によって平坦化され、加速効率は連続する衝撃波通過とともに増加することを示します。ただし、クラスター周辺への衝撃波の拡大による減圧は、複数の衝撃波通過によるCRスペクトルの増幅と平坦化を減少させる可能性があります。最後のショックの背後にある最終的なCRスペクトルは、以前のすべてのショックによる繰り返しの再加速の累積効果によって決定されますが、ショックのマッハ数の順序には比較的影響を受けません。したがって、ショックが複数回通過すると、CRスペクトルの傾きが現在のショックの正規のDSAべき乗則の傾きから逸脱する可能性があります。
FAST球状星団パルサー調査：15個の球状星団で発見された24個のパルサー
| Title |
FAST_Globular_Cluster_Pulsar_Survey:_Twenty-Four_Pulsars_Discovered_in_Fifteen_Globular_Clusters |
| Authors |
Zhichen_Pan,_Lei_Qian,_Xiaoyun_Ma,_Kuo_Liu,_Lin_Wang,_Jintao_Luo,_Zhen_Yan,_Scott_Ransom,_Duncan_Lorimer,_Di_Li,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08559 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、15個の球状星団（GC）で24個のパルサーが発見されたことを示します。これらには、M2、M10、およびM14での最初のパルサーの発見が含まれます。新しいシステムのほとんどは、確認済みであるか、バイナリシステムのメンバーである可能性があります。M53C、NGC6517H、およびIは、分離が確認された3つのパルサーだけです。M14Aは、公転周期が5.5時間で、最小コンパニオン質量が0.016\Msのブラックウィドウパルサーです。M14Eは、公転周期が20.3時間の食変光星パルサーです。他の場所で報告されている他の8つの発見とともに、これまでに合計32のGCパルサーがFASTによって発見されました。また、M3Aを2回検出しました。これは、公転周期が3.3時間で、最小コンパニオン質量が0.0125\Msのブラックウィドウパルサーであると判断するのに十分でした。
ディスク風とほこりっぽいトーラスとの相互作用による潮汐破壊現象の遅いフレア
活動銀河核で起こった潮汐破壊現象（TDE）候補であるPS1-10adiで、後期（t$\sim$1、500日）の多波長（UV、光学、IR、およびX線）フレアが見つかりました。（AGN）。TDEは通常、高速の大量流出（ディスク風）を促進するスーパーエディントン降着を伴います。そこで、ここでは、ディスク風とAGNのTDEのほこりっぽいトーラスとの相互作用によって、このようなフレアが発生する可能性のあるシナリオを検討します。ディスク風の速度が速いため、強い衝撃が発生し、ディスク風の運動エネルギーの大部分が放射に変換されます。ダイナミクスを計算し、風とトーラスの幅を考慮して、関連する放射シグネチャを予測します。モデルを、観測から作成されたPS1-10adiのレイトフレアのボロメータ光度曲線と比較します。モデリングから、ディスク風の総運動エネルギーは約$10^{51}$erg、速度は0.1c（つまり、質量0.3$M_{\odot}$）であることがわかります。トーラス内の雲のガス数密度は$3\times10^{7}$$\rmcm^{-3}$です。このような遅いフレアの観察は、TDEのディスク風の証拠であり、ホストの核環境を調査するためのツールとして使用できます。
AT2019 avd：2段階の進化を伴う潮汐破壊現象
潮汐破壊現象（TDE）は、銀河の中心にある静止状態の超大質量ブラックホール（SMBH）を発見し、それらを研究するための有望な方法を提供します。超大質量ブラックホールによる星の破壊後、デブリストリームの高度に楕円軌道は自己交差により徐々に円形になり、円形のデブリは降着円盤を形成します。最近のTDE候補AT2019avdは、その光度曲線に2つのピークがあり、X線は2番目のピークの近くに現れます。ピークの期間はそれぞれ約400日と600日であり、それらの間の間隔は約700日です。光学/UV、中赤外線、およびX線バンドでのスペクトルエネルギー分布（SED）を適合させ、分析します。このソースは、第1フェーズの循環プロセスと第2フェーズの遅延降着プロセスとして解釈できることがわかります。この2フェーズのシナリオでは、一連の自己交差循環モデルを使用して最初のピークに適合させ、遅延降着モデルを使用して2番目のピークに適合させます。フィッティングの結果は、浸透係数\beta〜0.6の7*10^6M_sunSMBHによる0.9M_sun星の部分的な破壊と一致しています。さらに、AT2019avdの大振幅（最大5倍）のX線変動は、回転するSMBHのレンスティリング効果による不整合ディスクの剛体歳差運動として解釈できることがわかります。10〜25日のディスク歳差運動期間。
超大質量ブラックホールと癌環境におけるマルチスケールの摂食とフィードバックサイクルの間の概念的類似性
| Title |
Conceptual_Analogies_Between_Multi-Scale_Feeding_and_Feedback_Cycles_in_Supermassive_Black_Hole_and_Cancer_Environments |
| Authors |
Matteo_Santoni_(1),_Francesco_Tombesi_(2,_3,_4,_5),_Alessia_Cimadamore_(6),_Rodolfo_Montironi_(6),_Francesco_Piva_(7)_((1)_Oncology_Unit,_Macerata_Hospital,_Macerata,_Italy,_(2)_Physics_Department,_Tor_Vergata_University_of_Rome,_Rome,_Italy,_(3)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Rome,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park_MD,_USA,_(5)_NASA_-_GSFC,_Greenbelt_MD,_USA,_(6)_Section_of_Pathological_Anatomy,_Polytechnic_University_of_Marche,_School_of_Medicine,_United_Hospitals,_Ancona,_Italy,_(7)_Department_of_Specialistic_Clinical_and_Odontostomatological_Sciences,_Polytechnic_University_of_Marche,_Ancona,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08924 |
3つの物理的に動機付けられたスケール（それぞれmpc-kpc-Mpcを指すmicro-meso-macro）を採用することは、多相活動銀河核の供給とフィードバックの統一理論を達成するために最も重要であり、天体物理学のシミュレーションと観測の要となります。今後数年間で。このマルチスケールのアイデアを促進するために、超大質量ブラックホールの供給とフィードバックのサイクルと人間の癌の微小環境で発生するダイナミクスとの間の考えられる概念の類似性を探求し、学際的なアプローチを採用することにしました。
AdvancedLIGOの前半とおとめ座の3回目の観測ランでのサブソーラー質量バイナリの合体からの重力波の検索
| Title |
Search_for_gravitational_waves_from_the_coalescence_of_sub-solar_mass_binaries_in_the_first_half_of_Advanced_LIGO_and_Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
Alexander_H._Nitz_and_Yi-Fan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08979 |
AdvancedLIGOの前半とおとめ座の3回目の観測のデータを使用して、サブソーラー質量ブラックホール連星の合体からの重力波の検索を提示します。サブソーラー質量ブラックホールの合併の観測は、原始起源の明確な兆候です。原始ブラックホールは暗黒物質の分布に寄与する可能性があります。一次質量が$0.1-7M_{\odot}$で、二次質量が$0.1-1M_{\odot}$であるブラックホール連星の合併を検索します。さまざまなモデルが、原始ブラックホールを含むバイナリの生成と合体を予測します。いくつかは、残留離心率を観察することを可能にするかもしれない動的アセンブリを含みます。コンポーネントの質量$>0.5M_{\odot}$の場合、最大$e_{10}\sim0.3$までの10Hzの参照重力波周波数で測定された離心率のソースも検索します。説得力のある候補は見つからず、原始ブラックホールの合併率に新たな上限を設けています。0.5-0.5（1.0-1.0）〜$M_{\odot}$ソースの合併率は$<7100〜（1200）$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$です。私たちの制限は、以前の分析よりも$\sim3-4\times$制約があります。
星震学のためのTESSデータ：測光
| Title |
TESS_Data_for_Asteroseismology:_Photometry |
| Authors |
Rasmus_Handberg,_Mikkel_N._Lund,_Timothy_R._White,_Oliver_J._Hall,_Derek_L._Buzasi,_Benjamin_J._S._Pope,_Jonas_S._Hansen,_Carolina_von_Essen,_Lindsey_Carboneau,_Daniel_Huber,_Roland_K._Vanderspek,_Michael_M._Fausnaug,_Peter_Tenenbaum,_Jon_M._Jenkins,_and_the_T'DA_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08341 |
過去20年間で、星震学は、CoRoT、Kepler、K2、TESSなどの宇宙ベースのミッションから入手できる高品質のデータに支えられて、恒星物理学の研究に最適な観測ツールであることがますます証明されています。特にTESSは、これまでに利用可能であったよりも1桁以上多くのそのようなデータを生成します。標準のTESSミッション製品には、太陽系外惑星と星震学の両方の研究に適した120秒の観測からの光度曲線が含まれていますが、フルフレーム画像でより長い1800秒のケイデンスでミッションによって観測された非常に多数のターゲットの光度曲線は含まれていません。（FFI）。この不足に対処するために、TESS星震学コンソーシアム（TASC）のTESSDataforAsteroseismology（T'DA）グループは、TESSがすべてのケイデンスで観測したすべての星の光度曲線の作成に焦点を当てたオープンソースパイプラインを構築しました。パイプラインには、ターゲットの識別、バックグラウンドの推定と除去、FFIタイムスタンプの修正、およびさまざまな潜在的な光度抽出手法が含まれますが、現在、星震学がデフォルトのアプローチです。最も明るいターゲットの場合、ハロー測光アルゴリズムを透過的に適用して、画像内の不飽和ピクセルからキャリブレーションされた光度曲線を作成します。このホワイトペーパーでは、このパイプラインのアルゴリズム、機能、および製品について詳しく説明し、光度曲線のノイズメトリックを要約します。コンパニオンペーパーでは、光度曲線からの系統的なノイズ源の除去と、これらからの恒星変動の分類について説明します。
線形化されたフィールドデブレンディング：せっかちな天文学者のためのPSF測光
| Title |
Linearized_Field_Deblending:_PSF_Photometry_for_Impatient_Astronomers |
| Authors |
Christina_Hedges,_Rodrigo_Luger,_Jorge_Martinez_Palomera,_Jessie_Dotson,_Geert_Barentsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08411 |
NASAのKepler、K2、およびTESSミッションは、SimpleAperturePhotometry（SAP）を使用して時系列測光を導出します。この場合、各星の開口が推定され、各星を含むピクセルが合計されて単一の光度曲線が作成されます。この方法は簡単ですが、混雑したフィールドでは、導出された時系列が高度に汚染される可能性があります。点像分布関数（PSF）をデータに適合させる別の方法は、混雑を説明できますが、計算コストが高くなります。この論文では、これらの時系列ミッションから測光を抽出するための新しいアプローチを提示します。これは、PSFに直接適合しますが、計算コストを大幅に削減するために仮定を単純化します。私たちの方法は、各画像のフィールドのシーンを修正し、線形モデルを使用して機器のPSF形状を推定し、光源のフラックスと位置のみを変化させることができます。私たちの方法は、ピクセル未満で分離されているケプラーデータセット内のブレンドされたターゲットから測光を分離できることを示しています。私たちの方法は計算が速く、混雑したフィールドによる縮退からの不確実性を完全に説明します。この作業で説明されているメソッドにLinearizedFieldDeblending（LFD）という名前を付けます。誤検出のKeplerターゲット\koiでの方法を示します。データ内の2つのソースの測光を分離することができ、汚染された通過信号が、半径$2.67R_{jup}$（$0.27R_{sol}$）の小さな亜恒星コンパニオンと一致していることを示します。私たちの方法は、NASAのTESSミッションから測光を抽出する場合にも同様に適用できます。
残響マッピングの最大事後確率フレームワークで速度遅延マップを再構築するためのアルゴリズムであるTimeLag/DelayReconstructor（TLDR）を紹介します。残響マッピングは、活動銀河核のブロードライン領域の運動学と幾何学を高い空間分解能で研究するための断層撮影法です。全変動や圧縮センシングなどの最新の画像再構成手法を活用して、TLDRは複数の正則化スキームを適用し、乗数の交互方向法を使用して速度遅延マップを再構築します。TLDRアルゴリズムの詳細な説明とともに、合成残響マッピングスペクトルに適用されたTLDRからのテスト再構成、および2008LickActiveGalacticNucleiMonitoringProjectからのArp151のH\b{eta}機能の予備再構成を示します。
| Title |
Using_Mutual_Information_to_measure_Time-lags_from_non-linear_processes_in_Astronomy |
| Authors |
Nachiketa_Chakraborty,_Peter_Jan_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08623 |
天文学の可変または一時的なソースからの異なる波長での時系列またはライトカーブ間のタイムラグの測定は、多波長変動を引き起こす物理メカニズムの重要なプローブです。タイムラグは通常、線形関係に適した離散相関関数（DCF）を使用して定量化されます。ただし、X線連星、活動銀河核（AGN）、その他の降着システムなどの可変光源では、放射プロセスと結果として生じる多波長光度曲線は、多くの場合、非線形の関係にあります。このようなシステムでは、他の分野で日常的に使用されている相互情報量のような因果関係の非線形情報理論的尺度を使用する方が適切です。標準のDCFを使用する際の抜け穴をおもちゃのモデルで示し、相互情報量相関関数（MICF）を使用した場合の改善を示します。非線形相関の場合、後者は、誤っている可能性のあるDCFとは対照的に、ラグ成分を正確かつ鋭く識別します。その後、MICFをAGNNGC4593の多波長光度曲線に適用します。X線フラックスがUVW2フラックスよりも約0。2日進んでおり、降着円盤による再処理からのモデル予測にDCF推定よりも近いことがわかります。現在の光度曲線の不確実性は大きすぎますが、-veラグを除外することはできません。さらに、降着円盤シナリオの内向きに伝播する変動と一致する別の遅延成分、つまりUVW2の先行X線が約1日で見つかります。これはDCFでは検出されません。X線とUVW2の間の非線形関係を念頭に置いて、これはさらに理論的な調査に値します。おもちゃのモデルと実際の観測の両方から、相互情報量ベースの推定量が複雑な非線形相関に非常に敏感であることは明らかです。十分に高い時間分解能で、これらの相関に対応する各ラグ特徴を正確に検出します。
収束望遠鏡ビームのスリットレス分光光度法のための透過ホログラム。 1.焦点と解決
| Title |
A_transmission_hologram_for_slitless_spectrophotometry_on_convergent_telescope_beam._1._Focus_and_resolution |
| Authors |
Marc_Moniez,_J\'er\'emy_Neveu,_Sylvie_Dagoret-Campagne,_Yves_Gentet,_Laurent_Le_Guillou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08802 |
目的。この論文では、収束望遠鏡ビームに挿入されたスリットレス分光器の収差補正格子として使用される平面ホログラフィック光学素子のテストを報告します。私たちの長期的な目標は、特定のホログラムを最適化して、ヴェラルービン天文台の補助望遠鏡イメージャーを、大気透過測定専用の正確なスリットレス分光器に切り替えることです。ここでは、2017年5月から6月の17泊の実行中に、CTIO$0.9\、$m望遠鏡でプロトタイプホログラムを使用して実行されたテストの有望な結果を提示して説明します。方法。空上での幾何学的特性評価の後、分光光度標準星と狭帯域エミッター惑星状星雲から得られたスペクトルを分析することにより、収差バランスのとれた分散光学要素としてのホログラムの性能が確立されました。結果。それらの追加の光学機能のおかげで、私たちのホログラフィック分散機のプロトタイプは、通常のグレーティングよりも完全な可視波長領域$[370,1050]\、$nm内で大幅に優れた集束スペクトルを生成することができます。条件。ホログラムを備えたスリットレス軸上分光器の解像度が理論上の性能に近づいていることを示します。結論。スペクトル分解能に対するホログラムの利点を推定する一方で、ヴェラルービン天文台の補助望遠鏡用の競争力のあるホログラフィック要素を作成するためのロードマップが確立されました。
ガイアデータのクラスターの集合体
ガイアによる視差測定の精度は前例のないものです。ガイアデータリリース2の時点で、既知の近くの散開星団の数が増えています。いくつかのクラスターは互いに比較的近くにあり、集合体を形成しているように見えます。位相空間の比較的狭いボリュームで割り当てられたメンバー星のいくつかを共有するクラスターの集合体を研究します。散開星団の最新のリストを使用して、引用された中央視差をクラスター集合体の視差分布のヒストグラムと比較します。集合体は、複数のクラスターによって共有されているメンバーの星に基づいて選択されました。集合体のクラスターの多くには、ヒストグラムと一致する視差が割り当てられています。ただし、少量の位相空間で多数のメンバーを共有するクラスターは、文献の値と一致しない視差分布を表示します。これは、1つの星に複数の確率を割り当てる可能性を無視した結果です。この少数のクラスターを新たに分析することを提案します。
CTAコンソーシアムからのASTRONETサイエンスビジョンとインフラストラクチャロードマップに関するフィードバック
| Title |
Feedback_on_the_ASTRONET_Science_Vision_and_Infrastructure_Roadmap_from_the_CTA_Consortium |
| Authors |
A._Araudo,_A._Carosi,_W._Hofmann,_F._Iocco,_J.-P._Lenain,_E._Lindfors,_A._Lopez,_M._Meyer,_G._Morlino,_B._Olmi,_P._Romano,_M._Santander,_L._Tibaldo,_R._Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08952 |
CTAコンソーシアムからのASTRONETサイエンスビジョンおよびインフラストラクチャロードマップに関するフィードバック。
EREBOSプロジェクトで発見された食変光星：Gaia DR26097540197980557440-食変光星sdB + dMシステム
| Title |
Eclipsing_Binaries_Found_by_the_EREBOS_Project:_Gaia_DR2_6097540197980557440_--_A_Deeply_Eclipsing_sdB+dM_System |
| Authors |
Kyle_A._Corcoran,_Brad_N._Barlow,_Veronika_Schaffenroth,_Uli_Heber,_Stephen_Walser,_Andreas_Irgang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08328 |
GaiaDR26097540197980557440の時系列分光法と測光法を紹介します。これは、新しい深食の準矮星B（sdB）+M矮星（dM）バイナリです。このオブジェクトは、新しい食のsdB+dMバイナリ（HWVirシステム）を見つけて、調査対象のシステムの小さなサンプルを増やすことを目的とした、光学調査からの食反射効果バイナリ（EREBOS）プロジェクトの過程で発見されました。光学系で$\sim$5の大きさを超える一次日食に加えて、光度曲線は、二次日食や照射されたクールなコンパニオンからの強い反射効果など、他のHWVirバイナリに典型的な特徴も示しています。公転周期は0.127037d（$\sim$3hr）で、既知のHWVirシステムの公転周期分布のピークにあります。時系列分光法の分析により、$K_{\rmsdB}=100.0\pm2.0\、{\rmkm\、s}^{-1}$の視線速度半振幅が得られます。これは最速の1つです。HWVirバイナリのこれまでに見つかった視線速度。局所的な熱力学的平衡からの偏差を説明する最先端の大気モデルを使用して、sdBの大気パラメータを決定します。独自の光度曲線モデリングソリューションを主張することはできませんが、最適なモデルのsdB質量は$M_{\rmsdB}=0.47\pm0.03\、M_{\odot}$で、コンパニオン質量は$M_{です。\rmdM}=0.18\pm0.01\、M_{\odot}$。コンパニオンの半径は、他の既知のHWVirバイナリと一致して、理論的な質量と半径の関係に比べて膨らんでいるように見えます。さらに、M矮星は、このタイプの連星の中でこれまでに見つかった中で最も巨大なものの1つです。
太陽対流層における太陽周期関連の構造変化の証拠
太陽ダイナミクスの太陽周期に関連する変化を決定することは比較的簡単でしたが、太陽のより深い層の構造の変化を決定することは難しいことが証明されました。2つの太陽周期にわたって得られた日震学データを使用し、不確実性を低くするために解像度を犠牲にすることにより、太陽対流層、そしておそらくその下でさえも大きな変化があることを示します。MDIデータを使用して、太陽周期〜23の最大値と周期〜の間の最小値の間の対流層ベースでの相対的な二乗音速差$（2.56\pm0.71）\times10^{-5}$を見つけます。23と24。HMIデータで得られたCycle〜24の最大値の音速差の二乗は$（1.95\pm0.69）\times10^{-5}$です。GONGデータはこれらの結果をサポートしています。また、太陽がより活発になるにつれて、太陽対流層の音速はその下の音速と比較して低下することがわかります。対流層の底部での太陽極小期と他のエポックの間の音速差の半径方向の導関数の変化の証拠が見つかりました。これは、対流層の底部の位置の小さな変化の可能性を示唆していますが、結果はノイズが多すぎます変更の明確な見積もりを行うため。
L / T遷移全体の褐色矮星バイナリの雲の特性
L/T遷移全体の褐色矮星に対する雲の影響を調査するために、柔軟な雲パラメータを備えた新しい一連の大気モデルを提示します。これらのモデルを、L3〜T5にまたがる既知の質量、距離、およびスペクトル型を持つ13個のオブジェクトのサンプルに適合させます。私たちのモデリングは、ハッブル宇宙望遠鏡と近赤外波長をカバーするW.M.ケック望遠鏡からの空間分解能測光によって導かれます。適切な雲のパラメータがあれば、進化モデルの予測と一致する温度と表面重力を持つ大気モデルにデータをうまく適合させることができることがわかります。スペクトル型の雲パラメータには明確な傾向が見られます。初期型のオブジェクトは、より小さな粒子（0.25〜0.50ミクロン）の高高度の雲を示し、後期型のオブジェクトは、より深い雲とより大きな粒子（$\geq）によりよく適合します。1ミクロンドル）。私たちの結果は、L型褐色矮星がサブミクロン粒子によって支配されているのに対し、T型褐色矮星はより大きな粒子サイズを持っていることを示唆する以前の研究を裏付けています。
ソニックおよびアルヴェーン臨界点とソーラープローブミッション：ソーラープローブ科学技術定義チームへのプレゼンテーション
| Title |
Sonic_and_Alfvenic_Critical_Point_and_the_Solar_Probe_Mission:_presentation_to_the_Solar_Probe_Science_and_Technology_Definition_Team |
| Authors |
W._H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08450 |
ソーラープローブミッションでは重要なポイントが重要ですか？これは、太陽風モデルの臨界点の性質、これが「実際の」太陽風で物理的に何を意味するか、そして名目上の太陽プローブ軌道に沿って何が期待できるかについての簡単な議論です。結論は、風が遷音速およびトランスアルヴェーンになる領域は、不規則で変化している可能性があり、興味深い物理学を明らかにする可能性がありますが、数学的に定義された臨界点自体はそれほど重要ではありません。
KIC 9406652：激変星の傾斜円盤の実験室。 II。軌道光度曲線のモデリング
最近同定されたIWAnd型矮新星の1つであるKIC9406652は、激変星の傾斜した円盤を研究するための最良のターゲットです。木村・大崎・加藤（2020）の前回の論文では、ケプラーの光度曲線を解析したところ、増光期の軌道光度曲線は二次星の反射効果が支配的であり、傾斜の向きによって変化することがわかりました。ディスク;振幅は超軌道信号の最小値で最大化され、光の最大位相は超軌道位相の進行とともに以前の位相にシフトしました。二次星が反射物体のように振る舞うので、これは逆行的に歳差運動する傾斜した円盤の直接の証拠であるとそこで私たちは主張しました。この解釈を確認するために、本論文では軌道光度曲線の数値モデリングを行った。二次星に傾斜した円盤を照射するという単純なモデルで、観測された軌道光度曲線の主な特徴を再現することに成功しました。また、純粋に測光の考慮事項から、バイナリシステムの傾斜角$i$とディスクの傾斜角$\theta$を制限しました。最適なパラメータセットは、それぞれ$i\sim$45〜degと$\theta\sim$2.0〜degであることがわかります。このように推定された軌道傾斜角は、不確実性の限界内で分光学的考察から得られたものと一致しています。一方、ディスクの傾斜角は、超軌道信号の半振幅のみを使用することによって過小評価される可能性があります。
K2測光とLAMOST分光法によるRRab変光星EZCncの星震学
| Title |
Asteroseismology_of_RRab_variable_star_EZ_Cnc_from_K2_photometry_and_LAMOST_spectroscopy |
| Authors |
Jiangtao_Wang,_Jianning_Fu,_Weikai_Zong,_Jiaxin_Wang,_Bo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08553 |
EZCnc、またはEPIC212182292は、K2キャンペーン16のフィールドにある非BlazhkoRRab変光星です。その大気パラメータ（$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、[M/H]）および視線速度は、55個の高品質LAMOST中解像度スペクトルから測定されます。脈動の基本周波数は、K2光度曲線から$f=1.8323（17）$d$^{-1}$として導出されます。振幅比$R_{21}=0.5115（15）、0.490（8）$、$R_{31}=0.3249（20）、0.279（7）$およびフーリエ位相差$\varphi_{21}=2.7550（20）、2.764（16）$、$\varphi_{31}=5.7194（25）、5.719（31）$は、それぞれK2光度曲線とLAMOST視線速度曲線のフーリエ分解から決定されます。パラメータの制約により、EPIC212182292の時間依存乱流対流モデル調査で4つの最適モデルが取得されます。EPIC212182292のパラメータは$M=0.48\pm0.03$M$_{\odot}$として導出されます。、$L=42\pm2$L$_{\odot}$、$T_{\rmeff}=6846\pm50$K、$\log{g}=2.79\pm0.01$dex、および$Z=それぞれ0.006\pm0.002$。EPIC212180092のようなRRab変光星の正確に決定されたパラメータは、RRLyrae星の周期-光度関係をよりよく理解するのに役立つかもしれません。
高質量原始星の降着バースト：一時的な降着のモデルのための新しいテストベッド
| Title |
Accretion_bursts_in_high-mass_protostars:_a_new_testbed_for_models_of_episodic_accretion |
| Authors |
Vardan_G._Elbakyan,_Sergei_Nayakshin,_Eduard_I._Vorobyov,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Jochen_Eisl\"offel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08734 |
低質量の若い恒星状天体（LMYSO）は、最大$\dotM_*\sim10^{-4}M_{\までの質量降着率で、非常に急速な降着のエピソードを通じて最終質量のかなりの部分を獲得することはよく知られています。odot}$〜yr$^{-1}$。質量が$M_*\gtrsim10M_{\odot}$の高質量の若い恒星状天体（HMYSO）の最近の観測では、降着率が$\dotM_*\sim10^{-3}M_{\odot}$を超える爆発が発見されました。〜yr$^{-1}$。ここでは、LMYSOの降着バーストを説明するためにこれまでに文献で提案されたシナリオが、HMYSOの一時的な降着に適用できるかどうかを調べます。バースト特性を研究するために、HMYSO周辺の原始惑星系円盤の1D時間依存モデルを利用します。HMYSOの周りのディスクは、低質量のいとこの周りのディスクよりもはるかに高温であることがわかります。その結果、ディスクのはるかに拡張された領域は、熱水素イオン化およびMRI活性化の不安定性を起こしやすい。特に前者は、非常に広範囲の降着率とディスク粘度パラメータに遍在していることがわかっています。ただし、これらの不安定性によって引き起こされる爆発は、常に$\dotM_*$が低すぎ、これまでのHMYSOから観察されたものと比較して1桁から数桁長すぎます。一方、原始惑星系円盤の重力不安定性によって形成されたガス状の巨大惑星の潮汐破壊によって生成されたバーストは、塊が惑星半径$R_{\rmp}の崩壊後の構成にある場合、観測に見合った特性をもたらします。\gtrsim10$木星半径。さらに、観測されたバーストがディスクイオン化の不安定性によって引き起こされた場合、それらはバーストのそれに匹敵する静止期の持続時間を持つ周期的な現象であるはずです。これにより、ジェット、外側のディスク、または大規模なHMYSOの周囲の拡散物質に潜在的に観測可能なバースト周期性の兆候が生じる可能性があります。（要約）
空中赤外線分光計の2019年7月2日のEclipse飛行からのIR放出コロナの新しい観察
| Title |
New_Observations_of_the_IR_Emission_Corona_from_the_July_2,_2019_Eclipse_Flight_of_the_Airborne_Infrared_Spectrometer |
| Authors |
Jenna_E._Samra,_Peter_Cheimets,_Edward_E._DeLuca,_Chad_A._Madsen,_Vanessa_Marquez,_Naylynn_Ta\~n\'on_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08760 |
空中赤外線分光計（AIR-Spec）は、2017年の全日食の間に委託され、GulfstreamV高性能計装空中環境研究プラットフォーム（GVHIAPER）からの5本の赤外線冠状輝線を観測しました。NationalScienceFoundation（NSF）であり、NationalCenterforAtmosphericResearch（NCAR）によって運営されています。2回目のAIR-Spec研究飛行は、2019年7月2日の南太平洋での皆既日食の間に行われました。2019年の日食飛行の結果、7分間の観測が行われ、その間に機器は4つのターゲット輝線すべてを測定しました：SXI1.393$\mu$m、SiX1.431$\mu$m、SXI1.921$\mu$m、およびFeIX2.853$\mu$m。密度に敏感なSXIラインペアの半分である1.393$\mu$mラインが初めて検出されました。2017年のAIR-SpecによるFeIXの検出が確認され、太陽半径の関数としてのFeIX強度の最初の観測が行われました。SXIとSiXの観測は、将来の論文の主題である東と西の肢の上の温度と密度を推定するために使用されました。2019年のデータでは大気吸収が重要であり、正確な線強度を抽出するには大気モデリングが必要でした。テルリック吸収機能を使用して、波長マッピング、機器の広がり、および機器のスループットを較正しました。AIR-Specは、2019年の日食飛行に備えて大幅なアップグレードが行われました。熱バックグラウンドが30分の1に減少し、信号対ノイズ比が5.5倍向上し、画像の調整後、ポインティングの安定性が5倍から$<$10arcsecRMSに向上しました。さらに、2つのイメージングアーティファクトが識別および解決されたため、2019年のデータの解釈が容易になり、スペクトル解像度が最大50％向上しました。
大きな閉じ込められた噴火する太陽フレアの周りの磁気ヘリシティとエネルギー収支
| Title |
Magnetic_helicity_and_energy_budget_around_large_confined_and_eruptive_solar_flares |
| Authors |
Manu_Gupta,_J._K._Thalmann,_A._M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08781 |
大規模なフレアの時期に、10個の太陽ARのコロナ磁気エネルギーとヘリシティバジェットを調査します。特に、ARが生成する特定のタイプのフレアに対する導出量の可能な関係、つまり、それらがCMEに関連付けられているか、制限されているかに関心があります。最適化アプローチを使用して、10個のARの3D非線形力のない磁場モデルの時系列を採用し、大きな太陽フレア（GOESクラスM1.0以上）の発生時の数時間の期間をカバーします。続いて、有限体積法を使用して、モデルの3Dコロナル磁場に関連付けられた3D磁気ベクトルポテンシャルを計算します。これにより、冠状磁気エネルギーとヘリシティバジェット、および自由磁気エネルギーの相対的な寄与、$E_{\mathrm{F}}/{E}$（エネルギー比）などの関連する（集中的な）量を対応して計算できます。、潜在的でない（通電）ヘリシティの割合$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$（ヘリシティ比）、および正規化された通電ヘリシティ$|H_{\mathrm{J}}|/{\phi^{\prime}}^{2}$。フレア生成AR（広範なパラメータ）の総エネルギーおよびヘリシティバジェットは、個々のARの噴火の可能性、つまりCMEがフレアに関連して生成されるかどうかとは明らかな関係がなく、広範囲の規模をカバーします。集中的なeruptivityプロキシ、$E_{\mathrm{F}}/{E}$と$|H_{\mathrm{J}}|/|{H_{V}}|$、および$|H_{\mathrm{ただし、J}}|/{\phi^{\prime}}^{2}$は、CME関連の大きなフレアを生成したARと、閉じ込められたフレアを生成したARでは明らかに異なるようです。サンプルのARの大部分について、集中的な量の特徴的なプレフレアの大きさを特定することができます。これは、その後のCMEの生産性に明確に関連しています。
MONOS.II。 35個の単一線分光連星系と候補の軌道レビューと分析
| Title |
MONOS.II._Orbit_review_and_analysis_for_35_single-lined_spectroscopic_binary_systems_and_candidates |
| Authors |
E._Trigueros_P\'aez_(1_and_2)_and_R._H._Barb\'a_(3)_and_I._Negueruela_(1)_and_J._Ma\'{\i}z_Apell\'aniz_(2)_and_S._Sim\'on-D\'{\i}az_(4_and_5)_and_G.Holgado_(2)_((1)_Departamento_de_F\'{\i}sica_Aplicada_-_Universidad_de_Alicante,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'{\i}a_-_CSIC-INTA,_(3)_Departamento_de_Astronom\'{\i}a_-_Universidad_de_La_Serena,_(4)_Instituto_de_Astrof\'{\i}sica_de_Canarias,_(5)_Departamento_de_Astrof\'{\i}sica_-_Universidad_de_La_Laguna.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08865 |
[要約]目的：MONOSプロジェクトは、情報を収集し、デルタが-20度を超えるO型分光連星を研究しています。この2番目の論文では、シリーズの前の論文（arXiv：1904.11385）で特定された35個の単一線分光連星（SB1）システムの研究に、データを分析し、そのようなシステムの文献軌道を確認することによって取り組みます。方法：2つの異なる方法を使用して、データベース内の約700スペクトルの視線速度を測定しました。オブジェクトごとの複数の診断線のガウスフィッティングと、合成スペクトルを使用した相互相関です。また、TESSデータベースを調査し、31のシステムの光度曲線を分析しました。結果：21個のSB1システムを確認し、6個の星（9Sge、HD192281、HDE229232AB、68Cyg、HD108、および\alphaCam）のバイナリの性質を破棄し、6個の星をデータ。残りの2つの星は、SB2として分類されている15MonAaとCygOB2-22Cであり、O型星が食中のSB1を周回している三項系である可能性が高いという証拠が見つかりました。また、V747Cepの最初の分光軌道ソリューションを含む、20の新しい軌道ソリューションを再計算しました。CygOB2-22Cの場合、新しい天体暦を取得しましたが、新しい軌道は取得していません。
太陽と太陽のような星のコロナとXUV放射のモデリング
低質量星からのX線および極端紫外線（EUV）放射は、惑星大気の進化に大きな影響を与えます。しかし、星間減光のために、恒星の高エネルギー放出を抑制することは観測的に困難です。この作業では、表面からコロナへのエネルギー輸送、乱流エネルギー散逸、およびコロナル熱を自己無撞着に解決するソーラーコロナル加熱モデルを拡張することにより、太陽のような星からのXUV（X線+EUV）放射をシミュレートします。十分に高い分解能での伝導と放射による応答。シミュレーションは、恒星表面でのループ長と磁気充填率の範囲に対して実行されます。太陽コロナに適用すると、私たちのモデルは、ライマンエッジの下で観測された太陽XUVスペクトルを再現することがわかります。これは、他の太陽のような星のXUVスペクトルを予測するモデルの能力を検証します。符号なし磁束とX線光度の間のほぼ線形の関係も自己無撞着に再現されます。さまざまなループ長と充填率で実行されたシミュレーションから、次のスケーリング関係が見つかります。$\logL_{\rmEUV}=9.93+0.67\logL_{\rmX}$、$\log\Phi^{\rmEUV}_{\rmphoton}=20.40+0.66\logL_{\rmX}$、ここで$L_{\rmEUV}$と$L_{\rmX}$は、それぞれEUVとX線範囲のcgs単位の輝度、および$\Phi_{\rmフォトン}^{\rmEUV}$は、1秒間に放出されるEUVフォトンの総数です。この研究は、太陽と恒星コロナの加熱の洗練された画像を示し、X線観測から隠された恒星EUVの光度を推定するのに役立つ上記の観測可能な関係を提供します。
ニュートリノの交換が暗黒物質粒子間に長距離ポテンシャルを生成する暗黒物質現象学における標準模型ニュートリノの新しい役割を指摘します。結果として生じる暗黒物質の自己相互作用は、暗黒物質のキャリアを必要とせずに、小規模な構造形成に影響を与えるのに十分な強さである可能性があります。これは、暗黒物質がニュートリノポータルを介して可視セクターに結合するという理論の一般的な特徴です。これは、将来の$Z$、Higgs、および$\tau$の工場での改善された崩壊率測定と、精密宇宙論によって高度にテスト可能です。
SENSEI：スキッパーCCDを使用した単一電子イベントの特性評価
| Title |
SENSEI:_Characterization_of_Single-Electron_Events_Using_a_Skipper-CCD |
| Authors |
Liron_Barak,_Itay_M._Bloch,_Ana_Botti,_Mariano_Cababie,_Gustavo_Cancelo,_Luke_Chaplinsky,_Fernando_Chierchie,_Michael_Crisler,_Alex_Drlica-Wagner,_Rouven_Essig,_Juan_Estrada,_Erez_Etzion,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Daniel_Gift,_Sravan_Munagavalasa,_Aviv_Orly,_Dario_Rodrigues,_Aman_Singal,_Miguel_Sofo_Haro,_Leandro_Stefanazzi,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura,_Tomer_Volansky,_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08347 |
低放射線バックグラウンド環境で動作する科学グレードのスキッパー電荷結合デバイス（Skipper-CCD）を使用して、CCDの単一電子イベントの起源を特徴付ける半経験的モデルを開発します。以前は一緒にバンドルされ、「ダークカウント」として分類された単一電子イベントへの3つの独立した寄与を識別、分離、および定量化します：暗電流、増幅器光、およびスプリアス電荷。露出に依存する（5.89+-0.77）x10^-4e-/pix/dayの暗電流、および（1.52+-0.07）x10^-4e-/の前例のない低いスプリアス電荷の寄与を測定します。pix、これは露出に依存しません。さらに、増幅器から放出された光によって生成されるイベントを研究する手法を提供します。これにより、検出器の動作を最適化して、この影響を暗電流の寄与よりも低いレベルに最小限に抑えることができます。単一電子イベントの正確な特性評価により、暗黒物質またはコヒーレントニュートリノ散乱を検索する実験の感度を大幅に拡張できます。さらに、単一電子イベントの起源を正確に理解することは、スキッパーと従来のCCDの進行中の研究開発の取り組みをさらに進めるために重要です。
コンパクトなオブジェクトのマージからの重力波の分析用に調整されたマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングアルゴリズムであるBilby-MCMCを紹介します。Bilby-MCMCは、並列テンパリングされたアンサンブルMetropolis-Hastingsサンプラーに、問題固有の機械学習プロポーザルを含むブロック更新プロポーザルライブラリへのアクセスを提供します。学習提案は、自己相関時間を短縮することにより、効率を10倍以上向上させることができることを示しています。さまざまな標準および問題固有のテストを使用して、Bilby-MCMCサンプラーが独立した事後サンプルを生成し、ベイズの証拠を推定する能力を検証します。広く使用されている王朝のネストされたサンプリングアルゴリズムと比較して、Bilby-MCMCは、独立した事後サンプルの生成効率が低く、証拠の推定の精度が低くなります。ただし、Bilby-MCMCサンプラーから抽出された事後サンプルはより堅牢であり、検証テストに合格することに失敗することはありません。一方、王朝のサンプラーは、サンプリングが困難なローゼンブロック尤度検定に失敗し、後部を制約しすぎます。CBCの問題の場合、これは、結果がサンプリングエラーに対してロバストであることを保証するためのクロスサンプラー比較の重要性を強調しています。最後に、Bilby-MCMCは、恥ずかしいほど非同期に並列化できるため、ハイスループットコンピューティング環境を使用して分析の実時間を短縮するのに非常に適しています。Bilby-MCMCは、高度な検出器時代の重力波信号の迅速で堅牢な分析に役立つツールである可能性があり、天体物理学全体での有用性が期待されます。
太陽系プラズマ中の負イオンに対する光脱離と試験粒子シミュレーションの制約
| Title |
Photodetachment_and_Test-Particle_Simulation_Constraints_on_Negative_Ions_in_Solar_System_Plasmas |
| Authors |
Ravindra_T._Desai,_Zeqi_Zhang,_Xinni_Wu,_Charles_Lue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08764 |
近年、太陽系全体の宇宙船によってマイナスイオンが大量に検出されています。ただし、これらの検出は、この目的のために設計されていない機器によって行われたため、これらの予期しない血漿成分の有病率に関しては重大な不確実性が残っています。この記事では、光脱離の現象を調べ、実験的および理論的に導出された断面積を使用して、太陽光子スペクトルにさらされる原子および分子の負イオンの範囲の光脱離率を計算します。これらの速度は、エウロパ、エンケラドス、タイタン、ディオーネ、レアから流出する負イオンに適用され、それらの軌道を追跡して、発生源の生成速度と、負イオンが周囲の宇宙環境に浸透できる範囲を制限します。例としてTritonを使用して、太陽系外のさらなる負イオン集団についても予測を行います。この研究は、地動説の距離が長くなると、マイナスイオンが安定した周囲プラズマ集団を形成し、太陽系外への将来のミッションでどのように利用できるかを示しています。
超軽量ボソン暗黒物質に対する天体物理学的探索と制約
暗黒物質が実際に存在し、宇宙全体に浸透しているという証拠から始めて、その特性のさまざまな限界を推定することができます。宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造から始めて、超軽量ボソン暗黒物質（UBDM）の質量と宇宙密度の限界を要約します。これらの境界は、銀河の形成と進化、およびブラックホールの超放射の現象を考慮することによって、より大きな質量に拡張されます。次に、ソリトン/アクシオン星やミニクラスターなど、さまざまなクラスのUBDMコンパクトオブジェクトの形成について説明します。次に、恒星冷却（UBDMの生成）と間接探索（UBDMの崩壊または変換）から、UBDMの標準模型粒子への結合に関する天体物理学的制約を検討します。全体を通して、各エリアでUBDMを検索する際の「ヒントと機会」についての短い議論があります。
アクシオン雲は、ブラックホール連星の初期の吸気段階での摂動潮汐相互作用に耐えることができます
| Title |
Axion_clouds_may_survive_the_perturbative_tidal_interaction_over_the_early_inspiral_phase_of_black_hole_binaries |
| Authors |
Takuya_Takahashi_and_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08836 |
重力波観測は、アクシオンなどの超軽量ボゾン場を探査する可能性があります。アクシオンは、超放射の不安定性によって回転するブラックホール（BH）の周りに雲を形成し、バイナリBHからの重力波形に影響を与えるはずです。一方、連星系のBHに関連する雲を考えると、潮汐の相互作用により、場合によっては、吸気段階で雲が枯渇します。四重極の潮汐摂動のみが機能していると仮定して、等質量バイナリの広いパラメータ範囲で雲の枯渇を数値的に徹底的に研究しました。$l=1$モードが最も速く成長するモードであり、バイナリ軌道が非相対論的パラメータ領域で逆回転している場合にのみ、潮汐効果による雲の消失を回避できることがわかりました。
AdvancedLIGOの最初の2回の観測実行におけるコンパクトなバイナリ合体の階層的検索
| Title |
Hierarchical_search_for_compact_binary_coalescences_in_the_Advanced_LIGO's_first_two_observing_runs |
| Authors |
Kanchan_Soni,_Bhooshan_Uday_Gadre,_Sanjit_Mitra,_Sanjeev_Dhurandhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08925 |
多くのコンパクトなバイナリ合体（CBC）の検出は、現在および将来の地上ベースの重力波（GW）検出器の主要な目標の1つです。これを達成するには、検出器の感度を上げることが重要ですが、効率的なデータ分析戦略が重要な役割を果たすことができます。与えられた計算能力があれば、効率的なデータ分析手法により、パラメーター空間のサイズと次元を拡張して、さまざまなGWソースを検索できます。モデル化された信号に依存して信号検出に適切な信号対雑音比を生成する整合フィルタリングベースの分析では、パラメータースペースが制限されすぎると、それらを見逃す可能性があります。具体的には、CBC検索は現在、歳差運動しないバイナリのみに制限されており、コンポーネントのスピンは軌道角運動量に対して整列または反整列されています。したがって、CBCの階層検索は非常に動機付けられています。この検索の最初の段階は、粗いサンプリングされたデータを粗いテンプレートバンクと整合フィルタリングして、候補イベントを探すことによって実行されます。次に、これらの候補は、イベントのパラメータ空間の近くをより詳細に検索するためにフォローアップされます。このような検索を実行すると、計算コストを大幅に節約できます。ここでは、LIGO監視実行の完全な分析を実行するために、PyCBCベースの本番パイプラインとして階層検索の最初の成功した実装を報告します。これにより、AdvancedLIGOの1回目と2回目の観測実行データを分析します。LIGO-Virgoコラボレーションによって公開された最初のGWカタログGWTC-1でPyCBC（フラット）検索によって検出されたすべてのイベントを、スケーリングされた背景を使用してほぼ同じ有意性で回復します。分析では、フラット検索と比較して、計算が20倍高速化されています。標準的なインジェクションスタディを使用して、階層検索の感度がエラーバー内のフラット検索に匹敵するままであることを示します。
El limite de Chandrasekhar para principiantes /初心者のためのチャンドラセカール限界
1931年に発行され、1935年に拡張された短い記事で、インドの天体物理学者スブラマニアンチャンドラセカールは、現在チャンドラセカール限界として知られているものを紹介した重要な天文学上の発見を共有しました。この限界は、白色矮星が到達できる最大質量を確立します。これは、低質量の星が核燃料を使い果たしたときに生成される恒星の残骸です。現在の作品には2つの目的があります。1つ目は、チャンドラセカール限界のヒューリスティックな導出を提示することです。2つ目は、チャンドラセカールの発見の起源と、主題の概念的側面を明らかにすることです。この展示会では、高校の代数と、古典物理学および量子論のいくつかの一般的な概念のみを使用しています。
時空代数から導出された速度の2乗に比例する力
時空代数の基礎となる幾何学により、角運動量Mの相対論的一般化を質量電流mwで縮小することにより、力を導き出すことができます。ここで、wは適切な4元ベクトル速度です。この力を宇宙物体に適用することにより、反発する逆距離二乗の法則が見つかります。これは、その構造の速度分散の二乗に比例します。この発見が最近の提案に関連しているのではないかと推測されます。そのような力は宇宙定数を必要とせずに膨張宇宙を加速するかもしれません。
