マルチフィールドインフレにおけるエントロピー変数の選択について
| Title |
On_the_choice_of_entropy_variables_in_multifield_inflation |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Veronica_Guidetti,_Francesco_Muia,_Francisco_G._Pedro,_Gian_Paolo_Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03391 |
一般的な湾曲したフィールド空間を持つマルチフィールドインフレーションモデルの等曲率摂動を説明するために文献で使用されているさまざまなエントロピー変数の有用性と理論的一貫性について説明します。観測上の制約と比較するために、インフレーション中の等曲率モードの変化を再加熱エポック後の変化に一致させるために使用する適切なエントロピー変数を明確にします。特に、相対エントロピー摂動またはインフレ軌道に関する接線および法線摂動の分解に関連する変数として一般的に使用される変数は、数値研究を実行するのに役立つ場合でも、間違った結果につながる可能性があることがわかります数桁、または光の動力学的に結合された観客場の場合には非物理的である明らかな不安定化効果まで。
高赤方偏移WHIMにおける熱不安定性と粉砕：収束基準と低金属量の強いHI吸収体への影響
| Title |
Thermal_Instabilities_and_Shattering_in_the_High-Redshift_WHIM:_Convergence_Criteria_and_Implications_for_Low-Metallicity_Strong_HI_Absorbers |
| Authors |
Nir_Mandelker,_Frank_C._van_den_Bosch,_Volker_Springel,_Freeke_van_de_Voort,_Joseph_N._Burchett,_Iryna_S._Butsky,_Daisuke_Nagai,_S._Peng_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03395 |
Mpcスケールの銀河間シートまたはz〜3-5の「パンケーキ」にズームインする新しい一連の宇宙論的シミュレーションを使用して、温熱銀河間媒体（WHIM）の熱特性とHI含有量の詳細な研究を実施します。）それらの赤方偏移で。シミュレーションは、銀河間媒体（IGM）のこのような大きなパッチの最高解像度シミュレーションの1つである〜（7.7x10^6-1.5x10^4）Msunから、ガスセル質量のほぼ3桁に及びます。日付。z〜5では、2つの小さなシートが衝突した後、メインのパンケーキの周りに強い降着衝撃が発生します。衝撃後の領域のガスは急速に冷却され、熱的不安定性と多相媒体の形成を引き起こします。WHIMの質量、形態、HIの分布のいずれも、最高の解像度で収束していないことがわかります。興味深いことに、収束の欠如は、フィラメント間で星形成銀河から遠く離れた、密度が低く、金属量が少ない、パンケーキ内媒体（IPM）の場合にさらに深刻になります。解像度が上がると、IPMは粉々になった構造を発達させ、〜kpcスケールの雲がほとんどのHIを含みます。最も低い解像度から最も高い解像度まで、z〜4でのIPMにおける金属量の少ない（Z<10^{-3}Zsun）ライマン制限システム（NHI>10^{17.2}/cm^2）の被覆率が増加します。（3-15）％から、同様の金属量を持つ減衰ライマンアルファ吸収体（NHI>10^{20}/cm^2）のそれは（0.2-0.6）％から3倍に増加し、収束の兆候はありません。多相の粉砕された構造を形成するために必要な条件は、T〜10^5Kでの冷却長lcool=cs*tcoolを解決することであることがわかります。このスケールが解決されない場合、ガスはこれらの温度で「蓄積」し、より低い温度への冷却は非常に非効率的になります。最先端の宇宙論的シミュレーションでは、低密度IGMの多相構造をまだ解決できず、広範囲にわたる影響が及ぶ可能性があると結論付けています。
ハローの質量と濃度に対する環境の因果関係
| Title |
The_causal_effect_of_environment_on_halo_mass_and_concentration |
| Authors |
Corentin_Cadiou,_Andrew_Pontzen,_Hiranya_V._Peiris,_Luisa_Lucie-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03407 |
暗黒物質のハローと銀河の形成と進化に対する環境の影響を理解することは、重大な未解決の問題です。大規模なシミュレートされた母集団で統計的相関を研究することで、これらの影響にいくらかの光が当てられますが、個々のオブジェクトに対する環境の因果関係を特定することは困難です。これに対処するために、複数の大規模環境で単一の暗黒物質ハローを再シミュレートするための新しい方法を提示します。初期条件では、ハローのラグランジアン領域をさまざまなガウス確率場に「スプライス」（つまり挿入）し、$\Lambda$CDMの統計的プロパティとの整合性を確保します。この手法を適用して、ハローの質量は主にラグランジュパッチ内の密度構造によって決定され、ハローの濃度は環境によってより強く影響を受けることを示します。スプライシングアプローチはまた、例えば、降着過程と銀河の消光に対する宇宙ウェブの影響を研究することを可能にします。
ハロークラスターの形状：弱いレンズ効果のアプリケーションの見通しを持つシミュレートされた銀河とICLからの洞察
| Title |
Halo_cluster_shapes:_Insights_from_simulated_galaxies_and_ICL_with_prospects_for_weak_lensing_applications |
| Authors |
Elizabeth_J._Gonzalez,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Carlos_J._Donzelli,_Mart\'in_Makler,_Diego_Garc\'ia_Lambas,_Gian_Luigi_Granato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03418 |
流体力学シミュレーションを使用して、さまざまな銀河団コンポーネントの形状と配置の詳細な研究を提示します。暗黒物質（DM）分布、銀河メンバー、クラスター内光（ICL）から形状パラメーターを計算します。識別された銀河メンバーの位置とICLを使用して、DMクラスターの形状をどの程度制約できるかを評価します。さらに、弱いレンズスタッキング技術を使用してクラスターの伸びを推定するときに導入される希釈係数について説明します。これは、総表面積分布と発光トレーサーの分布との間の不整合によって発生します。希釈度は、DMと最も明るい銀河団、銀河系のメンバー、およびICLの間の配置を考慮して計算されます。私たちの研究は、銀河のメンバーとICLの分布は、DMコンポーネントよりも球形ではないことを示していますが、どちらも後者の準主軸とよく一致しています。より集中したサブハロでホストされている銀河メンバーの分布は、DMの分布よりも長いことがわかります。さらに、これらの銀河は、低濃度のサブハロでホストされている銀河の分布と比較して、暗黒物質成分とよりよく整列しています。銀河系のメンバーの位置は、メンバーの数が少ないと考えられる場合でも、クラスターの表面密度の向きを推定するための適切なトレーサーとして使用できると結論付けています。私たちの結果は、観測研究における銀河団の形状の制約を解釈するための有用な情報を提供します。
| Title |
Strong_clustering_of_primordial_black_holes_from_Affleck-Dine_mechanism |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Kai_Murai,_Hiromasa_Nakatsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03580 |
原始ブラックホール（PBH）は、LIGOとVirgoのコラボレーションによって観察されたバイナリ合併イベントの起源の魅力的な候補です。形成時のPBHの空間分布は、合併率を推定するための重要な機能です。高密度のバリオン気泡が崩壊してPBHを形成する、Affleck-Dine（AD）バリオン数生成によって形成されたPBHのクラスター化を調査します。形成されたPBHは、ADフィールドの確率的ダイナミクスのために強いクラスタリングを示すことがわかりました。クラスタリングを含めて、PBHの合併率と等曲率摂動を評価します。これは、クラスタリングがない場合とは大幅に異なることを示しています。
| Title |
Characterising_Improvements_in_Photometric_Redshift_Probability_Density_Functions_with_Galaxy_Morphology |
| Authors |
John_Y._H._Soo,_Benjamin_Joachimi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03589 |
この作業では、銀河の形態が測光赤方偏移（photo-$z$）確率密度関数（PDF）に与える影響を調べました。入力パラメーターとして$ugriz$ブロードバンドに加えて、半径、軸比、表面輝度、S\'ersicインデックスなどの銀河の形態学的パラメーターを含めることにより、機械学習写真-$z$アルゴリズムANNz2を使用してトレーニングとテストを行いました。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡ストライプ-82（CS82）調査からの銀河について。連続ランク確率スコア（CRPS）、確率積分変換（PIT）、ベイズオッズパラメーター、さらにはPDFの幅と高さなどのメトリックが評価され、トレーニング中に異なる数の入力パラメーターが使用された場合の結果が比較されました。処理する。銀河の形態がトレーニングに追加された場合、CRPSとPDFの幅に改善が見られ、特にブロードバンドのマグニチュードの数が不足している場合に改善が大きくなります。
SKAによる科学
SKAで行われる科学についてのハイライトが提示されます。また、その前駆体（MeerKAT、ASKAP）とパスファインダー（LOFAR、NenuFAR）で今日すでに行われている最先端の科学に加えて、予想されるブレークスルーにアクセントを付けています。
拡張MOA太陽系外惑星マイクロレンズサンプルのための雪線を越えた新しい巨大惑星
| Title |
New_Giant_Planet_beyond_the_Snow_Line_for_an_Extended_MOA_Exoplanet_Microlens_Sample |
| Authors |
Cl\'ement_Ranc,_David_P._Bennett,_Richard_K._Barry,_Naoki_Koshimoto,_Jan_Skowron,_Yuki_Hirao,_Ian_A._Bond,_Takahiro_Sumi,_Lars_Bathe-Peters,_Fumio_Abe,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Greg_Olmschenk,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03400 |
惑星の信号が弱い場合、またはレンズソースの相対軌道がコースティクスから遠く離れている場合、マイクロレンズによって検出された惑星の特性を明らかにすることは困難です。ただし、惑星人口統計の統計分析には、発生率を正確に決定するためにそれらの惑星を含める必要があります。拡張MOA統計サンプルを構築するためのMOAの調査観測の$>10$年の遡及的分析のコンテキストでの体系的なモデリング作業の一環として、惑星マイクロレンズイベントMOA-2014-BLG-472の光度曲線を分析します。このイベントは、光度曲線の低倍率で発生する惑星の異常の結果として、レンズの物理的パラメータに弱い制約を提供します。ベイズ分析を使用して、洗練された銀河モデルと、すべての天の川の星が等しい惑星をホストする確率を持っているという仮定に基づいて、惑星の特性を推定します。$1.9^{+2.2}_{-1.2}\、\mathrm{M}_\mathrm{J}$の巨大惑星が$0.31^{+0.36}_{-0.19}\を周回しているレンズは、$0.75\pm0.24\、\mathrm{au}$の予測分離での\mathrm{M}_\odot$ホストは、観測と一致しており、銀河系の事前分布に基づいている可能性が最も高いです。レンズはおそらく銀河バルジにあり、地球から$7.2^{+0.6}_{-1.7}\mathrm{kpc}$にあります。測定された惑星対ホストの星の質量比の正確な測定は、マイクロレンズによって検出された冷たい惑星の人口統計の次の統計分析に含まれます。
一時的な降着イベント中の惑星の超短周期軌道への移動
超短周期（USP）惑星は、典型的なおうし座T星円盤の予想される打ち切り半径の内側にあります。その結果、それらの現在の軌道位置は、標準的なディスクの移行またはその場での形成を超えた説明を必要とします。惑星と円盤の相互作用の現代の理論は、惑星が円盤の内側の打ち切り半径の近くに移動すると、星と円盤の状態に応じて、タイプIのトルクが消えるか、方向を切り替えることを示しています。閉じ込められた。この研究では、内部ディスク内の磁気駆動のサブケプラーガス流がこれらの効果を自然に打ち消し、観測された軌道半径でUSP惑星を持つシステムを生成できることを示します。サブケプラーのガス流は小さな惑星に逆風を提供し、結果として生じるトルクは、共回転半径の近くで外向きのタイプIの移動の影響を克服することができます。適切なディスクと惑星のパラメータの場合、ケプラー以下のガスの流れによるトルクは、急速なタイムスケールでの内向きの移動につながります。ディスクの打ち切り半径を内側に移動させるFUOriの爆発の期間中、急速な向かい風の移動により、惑星がUSP軌道に配置される可能性があります。したがって、向かい風の移動とFUOriの爆発の組み合わせは、小さな惑星を$a=0.05-0.1$AUから$a=0.01-0.02$AUに移動するためのもっともらしいメカニズムを提供します。この効果は、既存の観測と一致して、低質量の惑星で増幅されます。
暗い原始小惑星が地球へのK / Pgスケールの影響の大部分を占める
| Title |
Dark_Primitive_Asteroids_Account_for_a_Large_Share_of_K/Pg-Scale_Impacts_on_the_Earth |
| Authors |
David_Nesvorny,_William_F._Bottke,_Simone_Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03458 |
白亜紀-古第三紀（K/Pg）スケールの地球への影響の発生率と性質を理解するために、ここでは大規模な地球近傍小惑星（NEA）の動的モデルが開発されています。直径$D>5$km（$D>10$km）の16--32（2--4）の衝撃が1Gyrで地球に予想され、衝撃因子の約半分が暗い原始小惑星であることがわかります。（そのほとんどは、準主軸$a>2.5$auで始まります）。これらの結果は、地球上で3番目に大きな衝突構造（直径$\simeq180$km）であるチクシュルーブクレーターが炭素質コンドライトの衝突によって生成された理由を説明しています。彼らは、以前に発表された小さな（$D\lesssim1$km）NEAの結果と組み合わせると、メインベルトのサイズに依存したサンプリングを提案します。K/Pg大量絶滅$\simeq66$Myr前を引き起こしたインパクターは、2.5auを超えて発生した可能性が非常に高い（$\simeq60$\％確率）メインベルト小惑星であると結論付けます。
液体の水がない火星の南極層状堆積物の下の明るいレーダー反射の説明
| Title |
Explaining_Bright_Radar_Reflections_Below_The_Martian_South_Polar_Layered_Deposits_Without_Liquid_Water |
| Authors |
Daniel_E._Lalich,_Alexander_G._Hayes,_Valerio_Poggiali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03497 |
火星南極層状堆積物（SPLD）の下での異常に明るいレーダー反射の最近の発見は、液体の水が氷冠の下に存在するかもしれないという新しい推測を引き起こしました。マーズエクスプレスオービターに搭載された火星高度レーダーによる地下およびイオノスフィアサウンディング（MARSIS）によって取得されたデータで発見された反射は、湿った物質、または地球の氷床の下にあるものと同様の地下の池や湖からの反射として解釈されました。しかし、最近の研究では、液体の水を溶かしてSPLD以下に維持することの実現可能性に疑問が投げかけられています。ここでは、対立仮説を提示するために、レーダーシミュレーションをMARSIS観測と比較します。つまり、明るい反射は、液体の水が存在しない、複数の層の境界間の干渉の結果であるというものです。この新しい解釈は、現代の火星の既知の条件とより一致しています。
CARMENESはM矮星の周りの太陽系外惑星を検索します-71個の星のサブサンプルからの惑星発生率
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs_--_Planet_occurrence_rates_from_a_subsample_of_71_stars |
| Authors |
S._Sabotta_(1_and_2),_M._Schlecker_(3),_P._Chaturvedi_(1),_E._W._Guenther_(1),_I._Mu\~noz_Rodr\'iguez_(4),_J._C._Mu\~noz_S\'anchez_(5_and_6),_J._A._Caballero_(7),_Y._Shan_(8),_S._Reffert_(2),_I._Ribas_(5_and_6),_A._Reiners_(8),_A._P._Hatzes_(1),_P._J._Amado_(4),_H._Klahr_(3),_J._C._Morales_(5_and_6),_A._Quirrenbach_(2),_Th._Henning_(3),_S._Dreizler_(8),_E._Pall\'e_(9_and_10),_M._Perger_(5_and_6),_M._Azzaro_(11),_S._V._Jeffers_(12),_A._Kaminski_(2),_M._K\"urster_(3),_M._Lafarga_(5_and_6_and_13),_D._Montes_(14),_V._M._Passegger_(15_and_16),_M._Zechmeister_(8)_((1)_Th\"uringer_Landessternwarte_Tautenburg,_(2)_Landessternwarte,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_(5)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai_(ICE,_CSIC),_(6)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_(7)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_(8)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(10)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(11)_Max-Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_(12)_Centro_Astron\'omico_Hispano-Alem\'an_(CSIC-Junta_de_Andaluc\'ia),_Observatorio_Astron\'omico_de_Calar_Alto,_(13)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_(14)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica_and_IPARCOS-UCM_(Instituto_de_F\'isica_de_Part\'iculas_y_del_Cosmos_de_la_UCM),_Facultad_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(15)_Hamburger_Sternwarte,_(16)_Homer_L._Dodge_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Oklahoma) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03802 |
M矮星のCARMENES太陽系外惑星調査は、保証時間観測（GTO）プログラムの一環として、過去5年間に329個の近くのM矮星の18000個以上のスペクトルを取得しました。50回以上の観測があるGTOプログラムから71個の星で惑星の発生率を決定します。視線速度（RV）時系列での注入と検索の実験を使用して、検出確率を測定します。分析には、21の惑星系に27の惑星が含まれています。最大1000dの期間で、星ごとに0.06+0.04-0.03個の巨大惑星（100M_Earth<M_plsini<1000M_Earth）が見つかりますが、選択バイアスのため、この数は全体で最大5分の1になる可能性があります。329つ星のサンプル。ホットジュピター（公転周期が10日未満）の上限は、星あたり0.03惑星ですが、中間質量（10M_Earth<M_plsini<100M_Earth）の惑星の発生率は、星あたり0.18+0.07-0.05惑星です。。1M_Earth<M_plsini<10M_Earthの質量の小さい惑星は非常に豊富で、100日までの期間で星あたり1.32+0.33-0.31惑星の推定率があります。質量M_star<0.34M_solの遅いM矮星だけを考えると、10M_Earthよりも重い惑星はまれになります。代わりに、周期が10日より短い低質量の惑星はかなり過剰です。100日より短い公転周期の場合、私たちの結果は、ケプラー調査からの既知の恒星質量依存性を確認します。以前の結果とは対照的に、非常に低質量の星のサンプルの周りの惑星は、10日未満の短周期軌道でより高い発生率を持っています。私たちの結果は、惑星形成モデルでホスト星の質量を考慮する必要があることを示しています。
セレスとベスタへの影響：ソース領域、クレーター、断片化
セレスとベスタへの影響について調査を行います。インパクターのサイズ-頻度分布（SFD）を決定し、各ソース領域の寄与、およびこれらの衝突イベントで生成されたクレーターと放出されたフラグメントを特定して定量化することを目的としています。ACDC（AsteroidCollisionsandDynamicComputation）と呼ばれるMBのマルチパート衝突進化モデルを使用しました。これは、MBの衝突進化をシミュレートし、6つの領域（つまり、内側、中間、原始、外側、キュベレー、および高傾斜）に分割されます。ベルト）。さらに、動的な運動メカニズムとしてヤルコフスキー効果が含まれています。MBの6つの地域は、多かれ少なかれ、セレスとベスタに影響を与えます。外側のベルトはセレスの10km未満のインパクターの主な発生源であり、衝撃の半分以上を提供し、中央のベルトは2番目の発生源です。Vestaでは、内側、中間、外側のベルトの相対的なインパクターの寄与はほぼ均等です。ベスタで100kmを超えるクレーターを再現し、セレスで衝突クレーターとして特定された2つの大きなくぼみを特定できます。1つは900kmのVendimiaPlanitiaと呼ばれ、もう1つは570kmです。これらの影響の結果として、CeresとVestaはフラグメントをMBに排出します。両方の物体で年間1mを超える数十のフラグメントから、ベスタでは100mを超える数十のフラグメント、セレスでは4倍のフラグメント率が得られます。セレスとベスタの歴史の中で、10kmを超える何百もの遺体が放出されたはずであることがわかりました。
ダウンサイジングの改訂：環境に依存するIMFとSNIaの数を持つ楕円銀河の星形成タイムスケール
| Title |
Downsizing_revised:_Star_formation_timescales_for_elliptical_galaxies_with_an_environment-dependent_IMF_and_number_of_SNIa |
| Authors |
Zhiqiang_Yan,_Tereza_Jerabkova,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03388 |
巨大な楕円形（E）〜銀河の星の平均金属量と[Mg/Fe]値に関する以前の研究は、それらの星が非常に短い時間スケールで形成されたことを示唆しており、星の種族合成（SPS）研究からの推定や階層的-アセンブリ。以前に開発された化学進化コードGalIMFを適用します。これにより、不変の標準IMFである星形成タイムスケール（SFT）の代わりに、環境依存の恒星初期質量関数（IMF）を統合銀河初期質量関数（IGIMF）理論に適用できます。）のE銀河が再評価されます。このコードの独自性は、銀河全体のIMFとそれに関連する化学物質の濃縮が、銀河の物理的条件の変化に応じて進化することを可能にすることにあります。計算されたSFTは、より質量の大きい銀河で単位恒星質量あたりのIa型超新星（SNIa）の数が増えると、独立したSPSの結果と一致するようになります。これは、星形成率が高い銀河の自然な結果であり、より大規模な星団を生成し、星ごとにより多くのSNIa前駆体を生み出します。計算によると、恒星の質量が$\approx10^{9.5}M_\odot$の銀河は、平均SFTが$\approx2\、$Gyrと最も長いことがわかります。より質量の大きい銀河の大部分はより速く形成され（SFT$\、\約1\、$Gyr）、M〜矮星による支配と観測されたより大きな動的質量光度比につながりますが、質量の小さい銀河は傾向がありますポテンシャルが浅いためにガス供給が失われやすく、したがって平均SFTも同様に短くなります。この作業により、化学物質の濃縮とSPSモデリングの間で、初期型銀河のSFTの一貫性が初めて達成され、星形成環境が形成される単位恒星質量あたりのSNIaの総数にどのように影響するかについての理解が深まります。
質量分離のプロセスの空間的特性に特に注意を払いながら、衝突、回転、マルチマス恒星系の中央領域の形態と内部運動学の間の進化的結びつきを調査します。マルチマス、回転、および球形システムが、他の点では同一のイニシャルを持つシングルマス回転またはマルチマス非回転構成とは異なり、扁平な球状の塊状コアを急速に形成することを示す、理想化された純粋な$N$ボディシミュレーションの結果を報告しますこの進化は、質量スペクトルの存在と角運動量の間の相互作用の結果であることを示しています。この機能は長続きするようで、数回の緩和時間の間それ自体を保持します。システムが経験する平坦化の程度は、内部回転の初期の程度に正比例します。さらに、この形態学的効果は、大質量星の軌道傾斜角を低下させるため、軌道構造の観点から明確な特徴を持っています。この効果を支えるメカニズムを説明できる理想的な動的解釈を提供し、運動学的ヒステリシスから高密度恒星系の暗い残骸の空間分布まで、考えられる有用な影響を強調します。
GOGREEN調査：$ 1.0
| Title |
The_GOGREEN_Survey:_Evidence_of_an_excess_of_quiescent_disks_in_clusters_at_$1.0 |
| Authors |
Jeffrey_C.C._Chan,_Gillian_Wilson,_Michael_Balogh,_Gregory_Rudnick,_Remco_F._J._van_der_Burg,_Adam_Muzzin,_Kristi_A._Webb,_Andrea_Biviano,_Pierluigi_Cerulo,_M._C._Cooper,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Ben_Forrest,_Pascale_Jablonka,_Chris_Lidman,_Sean_L._McGee,_Julie_Nantais,_Lyndsay_Old,_Irene_Pintos-Castro,_Bianca_Poggianti$,_Andrew_M._M._Reeves,_Benedetta_Vulcani,_Howard_K.C._Yee,_and_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03403 |
GOGREENの調査から、1.0<z<1.4の11個の銀河団で832個の銀河の形状を測定した結果を示します。S\'ersicプロファイルフィッティングを使用して、近赤外ハッブル宇宙望遠鏡イメージングからのクラスター銀河の軸比（$q$）、つまり短軸と長軸の比を測定し、フィールドサンプルと比較します。銀河団内の星形成銀河と静止銀河の両方の中央値$q$は、フィールドと同様に、恒星の質量とともに増加することがわかります。クラスターと4つの質量ビンのフィールドとの間の軸比分布を比較すると、クラスター内の星形成銀河の分布は、フィールド内の分布と一致しています。逆に、2つの環境での静止銀河の分布は異なり、最も顕著に$10.1\leq\log（M/{\rmM}_{\odot}）<10.5$であり、クラスターはより平坦な分布を示し、低い$q$。扁球成分と三軸成分で分布をモデル化すると、クラスターとフィールドサンプルの違いは、クラスター内の平坦化された扁球静止銀河の過剰と一致していることがわかります。偏平な人口の寄与は、質量が大きいと低下し、その結果、質量が小さい場合よりも質量が大きい場合の$q$分布が狭くなります。単純な降着モデルを使用して、観測された$q$分布と急冷された割合が、2つの中間質量ビンの環境的に急冷された母集団に対して形態変化が発生しないシナリオと一致することを示します。我々の結果は、環境消光メカニズムが、フィールドでの支配的な消光メカニズムから生じるものとは異なる形態学的混合を有する集団を生成する可能性が高いことを示唆している。
低質量Planck〜SZクラスターにおけるクラスター電波放射のuGMRT検出
| Title |
uGMRT_detection_of_cluster_radio_emission_in_low-mass_Planck~SZ_clusters |
| Authors |
Surajit_Paul*,_Prateek_Gupta,_Sameer_Salunkhe,_Shubham_Bhagat,_Satish_Sonkamble,_Manish_Hiray,_Pratik_Dabhade_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03408 |
低質量（$M_{\rm{500}}<5\times10^{14}{\rm{M_\odot}}$）銀河団は、既存の望遠鏡の感度が不十分なため、電波観測ではほとんど調査されていません。。ただし、アップグレードされたGMRT（uGMRT）と低周波数ARray（LoFAR）は、低周波数で前例のない感度を備えており、以前よりも質量の小さいクラスターを綿密に研究する道を開きました。PlanckSunyaev-Zel'dovichクラスターカタログから選択された、低質量銀河団からの拡散電波放射を体系的に検索する最初の大規模プログラムを開始しました。ここでは、サンプル内の12個のオブジェクトのうち4個からの拡散電波放射の検出を報告します。これは、LoFAR2メートル空調査（LoTSS-I）の検査から最終候補になり、その後にuGMRTバンド3の深部観測が続きます。クラスターPSZ2〜G089（Abell〜1904）とPSZ2〜G111（Abell〜1697）は遺物のような放射で検出されますが、PSZ2〜G106は中間の電波ハローを持っていることがわかり、PSZ2〜G080（Abell〜2018）はハローレリックシステムになります。PSZ2〜G089とPSZ2〜G080は、それぞれラジオレリックとハローレリックシステムで発見された最も質量の小さいクラスターの1つです。高い（$\sim30\％$）検出率、強力な電波放射（$P_{1.4\{\rmGHz}}\sim10^{23}〜{\rm{W〜Hz^{-1}}}$）これらの天体のほとんどに見られるものは、はるかに低質量のシステムに至るまで、より広い質量範囲にわたる銀河団の電波放射を研究する可能性を開きます。
GOGREEN調査：z> 1でのハロー質量への銀河特性の依存性と環境消光への影響
| Title |
The_GOGREEN_survey:_Dependence_of_galaxy_properties_on_halo_mass_at_z_>_1_and_implications_for_environmental_quenching |
| Authors |
Andrew_M._M._Reeves,_Michael_L._Balogh,_Remco_F._J._van_der_Burg,_Alexis_Finoguenov,_Egidijus_Kukstas,_Ian_G._McCarthy,_Kristi_Webb,_Adam_Muzzin,_Sean_McGee,_Gregory_Rudnick,_Andrea_Biviano,_Pierluigi_Cerulo,_Jeffrey_C._C._Chan,_M._C._Cooper,_Ricardo_Demarco,_Pascale_Jablonka,_Gabriella_De_Lucia,_Benedetta_Vulcani,_Gillian_Wilson,_Howard_K._C._Yee,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03425 |
測光赤方偏移と統計的バックグラウンド減算を使用して、$1<z<1.5$の銀河群質量（$4.5-8\times10^{13}〜\mathrm{M}_\odot$）ハローの恒星質量関数を測定します。グループは、X線イメージングとスパース分光法に基づいて、COSMOSとSXDFから選択されます。恒星の質量（$M_{\mathrm{stellar}}$）関数は、静止フレームの$UVJ$の色に基づいて、静止銀河と星形成銀河に対して別々に計算されます。これらから、$M_{\mathrm{stellar}}$の関数として、フィールドに対する静止率と静止率超過（QFE）を計算します。QFEは$M_{\mathrm{stellar}}$とともに増加します。これは、$1<z<1.5$のより大規模なクラスターと同様です。これは、$M_{\mathrm{stellar}}$の見かけの分離可能性および$z\sim0$での銀河静止画分の環境要因とは対照的です。次に、結果を$1<z<1.5$の高質量クラスターと低赤方偏移と比較します。固定された$M_{\mathrm{stellar}}$で、ハロー質量に対するQFEの強い依存性が見つかりました。すべての$M_{に対して$\mathrm{d}（\mathrm{QFE}）/\mathrm{d}\log（M_{\mathrm{halo}}）\sim0.24\pm0.04$の対数勾配によく適合します。\mathrm{stellar}}$と赤方偏移のビン。この依存性は、流体力学シミュレーションBAHAMASと非常に質的に一致していますが、QFEの$M_{\mathrm{stellar}}$への依存性と矛盾しています。2つのおもちゃモデルを使用して結果を解釈します。1つは主な前駆体への付着時に急速な（瞬間的な）クエンチングが始まるまでの時間遅延（「前処理なし」）、もう1つは最初に衛星になったときに始まる（「前処理」）"）。遅延時間はハロー質量に依存しているように見え、前処理なしで非常に強い依存性が必要になります。私たちの結果は、環境消光が$z>1$の低質量（$<10^{14}M_\odot$）ハローで始まるモデルをサポートしていると結論付けています。
CCDUBV測光およびGaiaEDR3データを使用したCzernik2およびNGC7654散開星団の研究
| Title |
A_study_of_the_Czernik_2_and_NGC_7654_open_clusters_using_CCD_UBV_photometric_and_Gaia_EDR3_data |
| Authors |
B._Akbulut,_S._Ak,_T.Yontan,_S._Bilir,_T._Ak,_T._Banks,_E._Kaan_Ulgen,_E._Paunzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03462 |
CCDUBV測光およびGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）測光および位置天文データを使用して、散開星団Czernik2およびNGC7654を分析しました。2つのクラスターの構造パラメーターが導き出されました。これには、Czernik2の物理サイズがr=5であり、NGC7654が8分であることが含まれます。ガイアEDR3でリリースされた固有運動成分に基づいて、星のメンバーシップ確率を計算しました。クラスターのメンバー星を特定するために、場所と主系列星への二元性の影響を考慮して、これらのメンバーシップ確率を使用しました。$P=0.5$を超えるメンバーシップ確率を使用して、Czernik2の28個のメンバースターとNGC7654の369個のメンバースターを識別しました。2色図を使用して色過剰と金属量を別々に推定し、均一に決定されたパラメーターを導き出しました。導出された$E（BV）$の色過剰は、Czernik2では0.46（0.02）等、NGC7654では0.57（0.04）等です。両方のクラスターで初めて金属量が得られ、Czernik2では-0.08（0.02）dex、-0.05（0.01）dexforNGC7654.赤みと金属量を一定量として維持し、色と大きさの図を使用してPARSECモデルを適合させ、2つのクラスターの推定距離係数と年齢を算出しました。Czernik2の距離係数は12.80（0.07）等、NGC7654の距離係数は13.20（0.16）等で、それぞれ1.2（0.2）Gyrと120（20）Myrの年齢と一致します。クラスターまでの距離は、ガイアEDR3三角視差を使用して計算され、文献と比較されました。この研究で得られた距離と文献の間には良い一致が見られました。両方のクラスターの現在の質量関数の傾きは、Salpeter（1955）の値に匹敵し、Czernik2ではX=-1.37（0.24）、NGC7654ではX=-1.39（0.19）です。
古典的セファイド星を使用して天の川円盤の向こう側を研究します。 II。第1および第4銀河象限の渦巻き構造
| Title |
Using_classical_Cepheids_to_study_the_far_side_of_the_Milky_Way_disk._II._The_spiral_structure_in_the_first_and_fourth_Galactic_quadrants |
| Authors |
J._H._Minniti,_M._Zoccali,_A._Rojas-Arriagada,_D._Minniti,_L._Sbordone,_R._Contreras_Ramos,_V._F._Braga,_M._Catelan,_S._Duffau,_W._Gieren,_M._Marconi,_A._A._R._Valcarce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03464 |
天の川のらせん状の腕の構造の理解を深めるために、古典的セファイド星（CC）を使用して、正確に決定された距離で銀河円盤の向こう側にある若いトレーサーの数を増やします。V\'iaL\'actea調査（VVV）のVISTA変数から近赤外測光を使用して発見され、視線速度と金属量に基づいて分類された30個のCCのサンプルを使用します。それらを、VVV測光が利用可能な文献からの別の20のCCと組み合わせます。VVV赤外線測光に基づいて均一に計算された距離を持つCCのコンパイルされたサンプルは、ディスクの十分に探索されていない反対側のスパイラル構造を追跡するための概念実証として採用されました。CCの使用にはいくつかの注意点がありますが、これらの変数は現在、正確な距離を持つ多数のサンプルを取得できる、向こう側のディスクで利用可能な唯一の若いトレーサーです。したがって、サンプルが大きいほど、天の川銀河ディスク全体の理解を大きく前進させることができます。CCが支持する予備的な証拠を提示します：2つの主腕（ペルセウス座とたて座-ケンタウルス座）が銀河中心の距離で4つの腕に分岐する渦巻腕モデル$R_\mathrm{GC}\gtrsim5-6\、\mathrm{kpc}$;銀河中心の後ろのたて座-ケンタウルス座の腕の延長。ペルセウス腕とノルマ接線方向の間の可能な接続。銀河の向こう側にあるCCの現在のサンプルは中央平面にあり、小さなガラクトセントリック距離（$R_\mathrm{GC}\lesssim12\、\mathrm{kpc}$）調査地域で。近赤外波長でのCCの発見と特性評価は、他の渦巻腕トレーサーに基づく研究を補完し、それらを銀河の向こう側に拡張するための有望なツールであるように思われます。
暗黒物質モデルの新たな挑戦
コールドダークマター（CDM）は、大きすぎて潰せない問題や矮小銀河のコアカスプ密度プロファイルなど、主に小規模で多くの課題に直面しています。このような問題は、バリオン物理学の分野で、または暗黒物質の性質を自己相互作用、自己消滅、または超軽量に変更することで解決策があると主張されました。ここでは、天の川の衛星のいくつかが密度が高すぎて、衛星であることに互換性のないCDMのハローの形成質量と赤方偏移を必要とすることを示すことによって、CDMの新しい課題を提示します。これらの密度が高すぎる衛星システムは暗黒物質によって支配されており、平均暗黒物質の宇宙表面密度を超える表面密度を示します$\sim\Omega_{dm}\rho_cc/H_0\approx200〜\rmM_{\odot}/pc^2$。この値は、$\約10^{-10}{\rmerg/cm^3}$の暗黒物質の圧力に対応します。この問題は、CDMが直面している他の問題とは異なり、バリオンセクターでは解決策がなく、暗黒物質の現在の代替案のいずれもそれを説明できません。この作品で提示された密度が高すぎる衛星問題は、これまで説明されたことのない暗黒物質の性質の新しい手がかりを提供します。
おとめ座銀河団の超小型矮小銀河集団への剥ぎ取られた核の寄与
| Title |
Contribution_of_stripped_nuclei_to_the_ultracompact_dwarf_galaxy_population_in_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Rebecca_J._Mayes,_Michael._J._Drinkwater,_Joel_Pfeffer,_Holger_Baumgardt,_Chengze_Liu,_Laura_Ferrarese,_Patrick_C\^ot\'e,_and_Eric_W._Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03555 |
流体力学的EAGLEシミュレーションを使用して、大規模な銀河団の潮汐的に剥ぎ取られた銀河核の数、質量、放射状分布を予測し、これらの結果をおとめ座銀河団の超小型矮星銀河（UCD）の観測と比較します。大規模な銀河団にある銀河の合体ツリーを過去にさかのぼって追跡し、合流で破壊された銀河から剥ぎ取られた核の数と質量を決定します。シミュレーションで剥ぎ取られた原子核の空間分布は、おとめ座銀河団の巨大な銀河を取り巻くUCDの空間分布と一致しています。さらに、剥ぎ取られた核の数は、個々の銀河の周りとおとめ座銀河団全体のM>$10^{7}〜M_{\odot}$UCDの数と一致しています。この質量範囲の質量分布も一貫しています。個々の銀河を取り巻く剥ぎ取られた原子核の数は、クラスターの総質量よりも、個々の銀河の恒星またはハローの質量とよりよく相関していることがわかります。ほとんどの高質量（M>$10^{7}〜M_{\odot}$UCDは核が剥ぎ取られている可能性が高い。低質量（M<$10^{7}〜M_{\odot）について信頼できる結論を出すことは困難であると結論付けます。}$UCDは、観測選択効果のためです。さらに、質量が$2〜\times〜10^{6}〜M_{\odot}$未満の数百個の剥ぎ取られた原子核が、質量が重なる巨大な銀河に存在するはずであると予測します。球形のクラスター集団。形成過程で約1〜3個の剥ぎ取られた核も巨大な銀河ごとに存在します。
スケールを超えたカタツムリ：過去と未来の天の川のプローブとしてのローカルおよびグローバルな位相混合構造
| Title |
Snails_Across_Scales:_Local_and_Global_Phase-Mixing_Structures_as_Probes_of_the_Past_and_Future_Milky_Way |
| Authors |
Suroor_S._Gandhi,_Kathryn_V._Johnston,_Jason_A._S._Hunt,_Adrian_M._Price-Whelan,_Chervin_F._P._Laporte,_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03562 |
天の川の円盤全体に垂直方向の不均衡の兆候が観察されています。これらのシグニチャは、ローカルでは$z$-$v_z$スペースの混合されていないフェーズスパイラル（「snails-in-phase」）として現れ、グローバルでは非ゼロは$z$と$v_z$を意味し、$を横切る物理的なスパイラルとしてラップアラウンドします。x$-$y$平面（「snails-in-space」）。テスト粒子の天の川（MW）のようなディスクを摂動する衛星の例を通して、これらのローカルスパイラルとグローバルスパイラルの間の接続を調査します。私たちの結果は、あらゆる垂直摂動に広く適用されると予想しています。$z$-$v_z$非対称メトリックを使用して、テスト粒子シミュレーションで次のことを示します。（a）単一のイベントによって励起された方位角アクション$J_\phi$によって星がビニングされると、複数の局所的な位相スパイラル形態が現れる（私たちの場合、衛星ディスククロッシング）;（b）これらの別個のフェーズスパイラルは、別個のディスク位置にまでさかのぼります。（c）彼らは異なる時間に興奮している。したがって、ローカルフェーズスパイラルは、複数の視点からMWの摂動履歴のグローバルビューを提供します。いて座（Sgr）のような衛星が円盤を横切るためのおもちゃのモデルを使用して、$R\lesssim10$kpc内の円盤星の公転周期に匹敵するタイムスケールで完全な相互作用が行われることを示します。したがって、そのような摂動は、異なる時間にディスクの異なる領域でピークに達する広範な影響を及ぼします。これにより、進行中のMW-Sgrの相互作用を調べることができます。Sgrはまだディスクを通過していませんが（現在、$z_{Sgr}\approx-6$kpc、$v_{z、Sgr}\approx210$km/s）、影響のピークがすでに過ぎていることを示しています。。Sgrが過去150Myrをプルすると、振幅$\proptoM_{Sgr}$のグローバル$v_z$シグネチャが作成されます。これは、将来の分光調査で検出される可能性があります。
円盤銀河のMOND基準比角運動量
MONDは、総（バリオン）質量$\mathcal{M}$の銀河の基準比角運動量（SAM）を定義することが指摘されています：$j_M（\mathcal{M}）\equiv\mathcal{M}^{3/4}（G^3/a_0）^{1/4}\approx383（\mathcal{M}/10^{10}M_\odot）^{3/4}{\rmkpc〜km/s}$。それは円盤銀河のダイナミクスと進化において重要な役割を果たします：それはそれらの角運動量を含むガラス化された銀河のスケーリング関係の根底にあります。ディスクSAMは$j_D\approx[\langler\rangle/r_M（\mathcal{M}）]j_M（\mathcal{M}）=[\Sigma_M/\langle\Sigma\rangle]^{1/2}j_M（\mathcal{M}）$、$\langler\rangle$はディスクの平均半径、$\langle\Sigma\rangle=\mathcal{M}/2\pi\langler\rangle^2$銀河の平均面密度、$r_M=（\mathcal{M}G/a_0）^{1/2}$は銀河のMOND半径、$\Sigma_M=a_0/2\piG$は（ユニバーサル）MOND面密度です。したがって、たとえば、固定の$\langle\Sigma\rangle$の場合、$j_D\propto\mathcal{M}^{3/4}$の場合、固定の$\langler\rangle$の場合、$j_D\propto\mathcal{M}^{1/4}$。さらに、$j_M（\mathcal{M}）$は、原始銀河が孤立して進化した場合に、原始銀河が定着する銀河のタイプの参照予測子です。質量$\mathcal{M}$の原始銀河、およびSAM$j\ggj_M（\mathcal{M}）$は、平均加速度$\langlea\rangle/a_0\approxj_M/j\ll1$で低面密度のディスクに落ち着くはずです。$j\lesssimj_M（\mathcal{M}）$の原始銀河は、最終的に質量$\mathcal{M}_D\upperxj\mathcal{M}/j_M（\mathcal{M}）$の円盤になるはずです、SAM$j_D\approxj_M（\mathcal{M}）$を持ちます。これは、$\langlea\rangle\approxa_0$に相当します（つまり、「フリーマン制限」で）。また、残りの質量$\mathcal{M}_B\upperx\mathcal{M}-\mathcal{M}_D$を占める、低SAMバルジを発生させる必要があります。
MUSE全体の調査：$ 3.3
| Title |
The_MUSE-Wide_survey:_Three-dimensional_clustering_analysis_of_Lyman-$\alpha$_emitters_at_$3.3 |
| Authors |
Y._Herrero_Alonso,_M._Krumpe,_L._Wisotzki,_T._Miyaji,_T._Garel,_K._B._Schmidt,_C._Diener,_T._Urrutia,_J._Kerutt,_E._C._Herenz,_J._Schaye,_G._Pezzulli,_M._V._Maseda,_L._Boogaard,_J._Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03723 |
MUSE全体の調査で695個のLy$\alpha$放出銀河（LAE）の空間クラスタリングの分析を提示します。すべてのオブジェクトは、分光的に確認された$3.3<z<6$の範囲の赤方偏移を持っています。AdelbergerらのK推定量を採用しています。（2005）、私たちのサンプルに適合および最適化されています。また、標準の2点相関関数アプローチについても説明しますが、これは、私たちのようなペンシルビーム調査にはあまり適していません。両方のアプローチの結果は一貫しています。（i）べき乗則（PL）を使用してクラスタリング信号をモデル化し、（ii）HaloOccupationDistribution（HOD）モデルを採用することにより、クラスタリングプロパティをパラメーター化します。HODモデリングを適用して、銀河ペアの数の中央値赤方偏移$\langlez_{\で、$b_{\rm{HOD}}=2.80^{+0.38}_{-0.38}$の大規模バイアスを推測します。rmペア}\rangle\simeq3.82$、PL分析の結果は$b_{\rm{PL}}=3.03^{+1.51}_{-0.52}$（$r_0=3.60^{+3.10}_{-0.90}\;h^{-1}$Mpcおよび$\gamma=1.30^{+0.36}_{-0.45}$）。暗黙の典型的なダークマターハロー（DMH）の質量は、$\log（M_{\rm{DMH}}/[h^{-1}\rm{M}_\odot]）=11.34^{+0.23}_{です。-0.27}$。Ly$\alpha$の光度、UV絶対等級、Ly$\alpha$の等価幅、および赤方偏移を変数として考慮して、サンプルを互いに素なサブセットに二分することにより、クラスタリング信号がオブジェクトのプロパティに依存する可能性を調査します。私たちは、より光度の低いLy$\alpha$エミッターよりも、より大規模なDMHに存在するより明るいLy$\alpha$エミッターの示唆的な傾向を見つけました。また、銀河形成の半解析モデルに基づいた模擬LAEカタログと結果を比較し、観測されたサンプルよりも強いクラスタリング信号を見つけました。銀河保存モデルを採用することにより、MUSE全体の調査のLAEは通常、$\log（M_{\rm{DMH}}/[h^{-1}\rm{）のハローによってホストされる銀河に進化すると推定されます。M}_\odot]）\upperx13.5$赤方偏移ゼロで、現在の銀河群の祖先を観察していることを示唆しています。
恒星の流れからの銀河の質量制約における軌道位相駆動バイアス
| Title |
Orbital_phase-driven_biases_in_Galactic_mass_constraints_from_stellar_streams |
| Authors |
Stella_Reino,_Robyn_E._Sanderson,_Nondh_Panithanpaisal,_Elena_M._Rossi,_Konrad_Kuijken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03798 |
ハロー領域における銀河ポテンシャルの最も有望なトレーサーの1つは、恒星の小川です。ただし、個々のストリームの適合は、体系的なバイアスによって制限される可能性があります。これらの個々の流れの分類学を研究するために、アクション空間での流れ星のクラスター化を最大化することにより、分析重力ポテンシャルを備えたFIRE宇宙論的銀河形成シミュレーションからの天の川のような銀河に流れを適合させます。コヒーレントストリームの場合、位相情報がアクションクラスタリング手法で破棄されるという事実にもかかわらず、制約の品質は観測されたストリームスターの軌道位相に依存することを示します。中間相のストリームは最も正確な結果をもたらしますが、近地点ストリームは非常に偏っている可能性があります。この動作は、各ストリームのデータの位置と運動量の間に存在する相関の量に関連しています。近地点ストリームの弱い相関は電位間の効率的な区別を妨げ、中間ストリームの強い相関はそれを促進します。個々のストリームのバイアスに対抗するための救済策として、複数のストリームの同時フィッティングが一般的に規定されていますが、複数のペリセントリックストリームを組み合わせるだけではバイアスのない結果が得られないことがわかります。最後に、2成分のSt\"ackelモデルを採用しても、基本的に偏った質量推定が誘発されないことを示します。2つのマルチラップストリームの完全なデータセットを使用して、シミュレートされた銀河の真の回転曲線を$12\％$以内で回復しました。星のセットがカバーする半径の全範囲（10〜176kpc）で、5〜95パーセンタイルの距離範囲（23〜109kpc）の間で$6.5\％$以内。
球状星団における高速電波バーストの動的形成チャネル
| Title |
Dynamical_Formation_Channels_for_Fast_Radio_Bursts_in_Globular_Clusters |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Anthony_L._Piro,_Dongzi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03394 |
M81の球状星団にローカライズされた繰り返しの高速電波バースト（FRB）は、FRBモデルの理解に挑戦します。このレターでは、FRBに電力を供給する可能性のある古い球状星団内のオブジェクトの動的形成シナリオについて説明します。N体シミュレーションを使用して、若い中性子星が最大$\sim50\、\rm{Gpc}^{-3}\、\rm{yr}^{-1}の割合で球形クラスターに形成される可能性があることを示します。連星白色矮星の合併、白色矮星-中性子星の合併、連星中性子星の合併、および連星系における大規模な白色矮星の降着による崩壊の組み合わせによる$。2つのFRB放射メカニズムを検討します。最初に、磁気動力源（たとえば、電界強度$\gtrsim10^{14}\、$Gのマグネター）が無線放射効率$\gtrsim10^{-4で実行可能であることを示します。}$。これには、関連するスピンダウンタイムスケールよりも長く、経験的に制約された銀河マグネターの寿命よりも長い磁気活動寿命が必要になります。あるいは、これらの動的形成チャネルが、スピン周期が$\sim10\、$msで、磁場が$\sim10^{11}\、$G（スピンダウン寿命$\に対応）の若い回転動力中性子星を生成する場合gtrsim10^5\、$yr）、推定されたイベント率とエネルギーは、オーダーユニティデューティサイクルに対して合理的に再現できます。さらに、銀河団でよく観察されているものと同様のリサイクルミリ秒パルサーまたは低質量X線連星ももっともらしいチャネルである可能性がありますが、M81FRBと同様のバーストを生成するためのデューティサイクルが小さい場合に限ります。
コンパクト星の伴星を持つブラックホール連星の集団合成
ブラックホール（BH）バイナリを、ブラックホール-白色矮星（BH--WD）、ブラックホール-中性子星（BH--NS）、ブラックホールなどのコンパクト星（CS）コンパニオンとマージする体系的な研究を行います。-ブラックホール（BH--BH）システム。以前の研究では、物質移動の安定性と共通外層の進化が、孤立したバイナリの進化を通じて、マージするBH--CSバイナリの形成に大きな影響を与える可能性があることが示されています。詳細なバイナリ進化シミュレーションを使用して、非縮退ドナーを使用した物質移動BHバイナリでの共通外層相の発生に関する使いやすい基準を取得し、母集団合成計算に組み込みます。NSとBHの間の可能な質量ギャップがBH--CSバイナリ母集団のマージのプロパティに与える影響を調査するために、\textit{rapid}、\textit{delayed}、および\textit{stochastic}の処方を含むさまざまな超新星メカニズムを採用します。コンパクトな残骸の塊と出生のキックに対処します。私たちの計算によると、天の川には$\sim10^{5}-10^{6}$BH--CSバイナリがあり、そのうちの数十は将来の宇宙ベースの重力波検出器で観測できます。すべてのBH--CSシステムのローカル合併率密度は$\sim60-200\、\rmGpc^{-3}yr^{-1}$であると推定されます。\textit{rapid}超新星を介して形成された低質量BHはありませんが、\textit{delayed}と\textit{stochastic}の両方の処方は、$\sim100\％$/$\sim70\％$/$\を予測します。sim30\％$のマージBH--WD/BH--NS/BH--BHバイナリは、質量ギャップ内にBHコンポーネントを持っている可能性があります。
アストロサットで観察された2018年の爆発中のセフェウスX-4の研究
アストロサットが$2.04\times10^{37}$ergs$^{-1}$と$1.02\times10^{37}$で2回観測したCepheusX-4の2018年の爆発のタイミングとスペクトルの結果を示します。それぞれergs$^{-1}$。光度曲線は、SXT（0.5〜8.0keV）およびLAXPC（3〜60keV）のエネルギーバンドで強い脈動と相互に関連するX線強度の変動を示しました。パルサーのスピン周期とスピンダウン率は、2つの観測から$65.35080\pm0.00014$s、$（-2.10\pm0.8）\times10^{-12}$Hzs$^{-1}として決定されました。エポックMJD58301.61850および$65.35290\pm0.00017$sでの$、エポックMJD58307.40211の場合は$（-1.6\pm0.8）\times10^{-12}$Hzs$^{-1}$。AstroSatを使用したパルス形状の研究では、エネルギーと強度に依存する変動が示されました。パルサーは、プロペラに起因する$（-2.455\pm0.004）\times10^{-14}$Hzs$^{-1}$の平均速度で、30年以上にわたって全体的に連続的なスピンダウンを示しました-パルサーの亜音速領域での影響に加えて、その爆発活動中の変動。0.7〜55keVのエネルギーバンドのスペクトルは、吸収されたcompTTモデルと黒体のフェルミディラックカットオフ（FDカットオフ）モデルの吸収されたべき乗則の2つの連続体モデルによく適合しました。これらは、鉄放出ラインとサイクロトロン吸収ラインと組み合わされました。FDカットオフモデルのピーク吸収エネルギーが$30.48^{+0.33}_{-0.34}$keVおよび$30.68^{+0.45}_{-0.44}$keVの顕著なサイクロトロン共鳴散乱機能と$30.46^{+compTTモデルの0.32}_{-0.28}$keVと$30.30^{+0.36}_{-0.34}$keVが、2回のAstroSat観測中に検出されました。これらは、以前の結果と比較した場合、平均値$30.23\pm0.22$keVの長期安定性を示しました。パルサーは、サイクロトロン線のエネルギーと幅、およびそのスペクトル連続体のプラズマ光学的厚さにおいて、パルス位相と光度に依存する変動を示しました。
UV /光学的に選択された潮汐破壊現象における後期X線フレアの起源について
UV/光学的に選択された潮汐破壊現象（TDE）における、光学的光度とX線光度のピーク間の時間遅延を説明するモデルを提案します。次の図は、サブエディントン降着である限り、循環およびディスク降着プロセスの結果として、いくつかのTDEで観測された\dtを説明しています。円形化の開始時に、フォールバックデブリは相対論的歳差運動によって引き起こされる自己交差衝撃によって熱化され、ピーク発光を提供します。循環プロセス中、質量フォールバック率は時間とともに減少し、超大質量ブラックホール（SMBH）の周りにリングを形成します。形成タイムスケールは、最も緊密に結合した破片の循環タイムスケールに対応します。これは、主に浸透係数、循環効率、およびブラックホールの質量に応じて、1年未満から数十年です。その後、リングは粘性拡散時間にわたって粘性的に進化します。粘性のあるタイムスケールの一部でSMBHに降着することがわかります。これは、特定の典型的なパラメータで2ドル年であり、遅い時間にX線を放出します。結果の\dt\は、循環タイムスケールと降着タイムスケールの合計によって与えられ、浸透係数が通常数年から$\sim10$年に増加するにつれて大幅に減少します。X線の光度は、ディスク面の法線と視線の間の視角が$0^\circ$から$90^\circ$に増加するにつれて大幅に減少するため、遅い時間のX線の光度は低くなる可能性があります。エッジオンビューで説明されています。また、\dt\が循環タイムスケールによって支配されるスーパーエディントン降着シナリオについても説明します。
ブラックホール過渡現象におけるX線スペクトル遷移と相関する光学的変動ASASSN-18ey = MAXI J1820 + 070
| Title |
Optical_Variability_Correlated_with_X-ray_Spectral_Transition_in_the_Black-Hole_Transient_ASASSN-18ey_=_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Keito_Niijima,_Mariko_Kimura,_Yasuyuki_Wakamatsu,_Taichi_Kato,_Daisaku_Nogami,_Keisuke_Isogai,_Naoto_Kojiguchi,_Ryuhei_Ohnishi,_Megumi_Shidatsu,_Geoffrey_Stone,_Franz-Josef_Hambsch,_Tam\'as_Tordai,_Michael_Richmond,_Tonny_Vanmunster,_Gordon_Myers,_Stephen_M._Brincat,_Pavol_A._Dubovsky,_Tomas_Medulka,_Igor_Kudzej,_Stefan_Parimucha,_Colin_Littlefield,_Berto_Monard,_Joseph_Ulowetz,_Elena_P._Pavlenko,_Oksana_I._Antonyuk,_Aleksei_A._Sosnovskij,_Aleksei_V._Baklanov,_Kirill_A._Antoniuk,_Nikolai_V._Pit,_Sergei_P._Belan,_Julia_V._Babina,_Aleksandr_S._Sklyanov,_Anna_M._Zaostrozhnykh,_Andrew_V._Simon,_Lewis_M._Cook,_Ian_Miller,_Hiroshi_Itoh,_Domenico_Licchelli,_Shawn_Dvorak,_Richard_Sabo,_Yenal_\"Ogmen,_Donn_R._Starkey,_Peter_Nelson,_Enrique_de_Miguel,_Charles_Galdies,_Kenneth_Menzies,_Seiichiro_Kiyota,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03681 |
ブラックホールがどのように降着するか、そしてこのプロセスがどのように規制されるかは、天体物理学における基本的ですが未解決の問題です。一時的なブラックホール連星では、降着円盤に蓄積された大量の質量が、熱粘性の不安定性のために突然中央のブラックホールに排出されます。この現象はバーストと呼ばれ、さまざまな波長で観察できます（Franketal。、2002）。爆発の間、ブラックホールの近くの降着構造は、幾何学的に厚い高温降着流から幾何学的に薄いディスクへの劇的な遷移を示し、遷移はX線波長で観察されます（Remillard、McClintock、2006;Doneetal。、2007）。しかし、そのX線遷移がどのように発生するかは、未解決の主要な問題のままです（Dunnetal。、2008）。ここでは、ASASSN-18ey（MAXIJ1820$+$070）の2018年の爆発中の広範な光学測光を報告します。これは、3.06kpcの距離にあるブラックホール連星（Tuckeretal。、2018;Torresetal。、2019）で、ブラックホールと1太陽質量未満のドナー星。白色矮星バイナリのサブクラスでよく観察されるスーパーハンプに類似した光学的大振幅周期変動を発見しました（Katoetal。、2009）。さらに、光学的変化の段階遷移の開始は、X線遷移の5日前に観察されました。これは、白色矮星のバイナリに関する知識に基づいて、次のように自然に説明されます。離心率がディスクの内側に伝播すると、外側のディスクの降着率が増加し、ブラックホールに大量の降着が生じます。さらに、過渡的なブラックホール連星で初めて光学的周期的変動を使用することにより、連星の質量比の動的推定を提供します。この論文は、アマチュア観測者でも実行できる体系的な光学時系列観測によってブラックホールの質量を正確に測定するための新しいウィンドウを開きます。
8。5年のフェルミ/ GBMデータを使用したSGRJ1935 +2154のX線バーストの周期性検索
| Title |
Periodicity_Search_on_X-ray_Bursts_of_SGR_J1935+2154_Using_8.5-year_Fermi/GBM_Data |
| Authors |
Jin-Hang_Zou,_Bin-Bin_Zhang,_Guo-Qiang_Zhang,_Yu-Han_Yang,_Fa-Yin_Wang,_Lang_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03800 |
2013年1月から2021年7月までのFermiガンマ線バーストモニターの連続データを使用して、SGRJ1935+2154のX線バーストの体系的な検索を実行しました。合計253個の個別のバーストで構成される7つの主要なバーストフェーズは次のとおりです。識別されました。さらに、Lomb-Scargleスペクトルと、独自に開発した新しいモデル（「単純周期モデル」と呼ばれる）を使用して、サンプルの周期特性を分析します。2つの方法では、これらのバーストが約58.6％のデューティサイクルで約237日の期間を示すという点で、同じ結果が得られます。私たちの分析に基づいて、X線バーストの2つの今後のアクティブウィンドウをさらに予測します。2021年7月7日の時点で、最初のパーディションの開始日は、SGRJ1935+2154の進行中のX線活動によって確認されています。
AthenaX-IFUの検出および読み出しチェーン用のテストプラットフォーム
| Title |
A_test_platform_for_the_detection_and_readout_chain_for_the_Athena_X-IFU |
| Authors |
Gabriele_Betancourt-Martinez,_Fran\c{c}ois_Pajot,_Sophie_Beaumont,_Gilles_Roudil,_Joseph_Adams,_Hiroki_Akamatsu,_Simon_Bandler,_Bernard_Bertrand,_Marcel_Bruijn,_Florent_Castellani,_Edoardo_Cucchetti,_William_Doriese,_Michel_Dupieux,_Herv\'e_Geoffray,_Luciano_Gottardi,_Brian_Jackson,_Jan_van_der_Kuur,_Mikko_Kiviranta,_Antoine_Miniussi,_Phillipe_Peille,_Kevin_Ravensberg,_Laurent_Ravera,_Carl_Reintsema,_Kazuhiro_Sakai,_Stephen_Smith,_Nicholas_Wakeham,_Henk_van_Weers,_Doreen_Wernicke,_Michael_Witthoeft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03412 |
AthenaX-IFU検出チェーンのテストプラットフォームを紹介します。これは、将来のフライトエレクトロニクスと現在利用可能なサブシステムのプロトタイプを使用して、X-IFUの代表的なエンドツーエンドの検出および読み出しチェーンの最初のデモンストレーションとして機能します。。市販の2ステージADRクライオスタットに収容されたこのテストベンチには、ADRの50mKコールドステージに配置された焦点面アレイと、キロピクセルアレイの遷移エッジセンサーマイクロカロリメーター分光計および関連するコールド読み出し電子機器が含まれています。X-IFUのプロトタイプの室温電子機器は読み出しを提供し、X-IFUミッションベースラインをより代表するようになるために時間とともに進化します。テストベンチは、サブシステムの設計とインターフェース、特にウォーム読み出し電子機器に関する重要なフィードバックを提供し、ウォーム読み出し電子機器の継続的なテストと開発、およびX線校正ソースの検証のための社内検出システムを提供します。このホワイトペーパーでは、テストベンチのサブシステムと設計、クライオスタットの特性評価、およびプロジェクトの現在のステータスについて説明します。
| Title |
Radio_astronomy_and_Space_science_in_Azores:_enhancing_the_Atlantic_VLBI_infrastructure_cluster |
| Authors |
Domingos_Barbosa,_Bruno_Coelho,_Sonia_Ant\'on,_Miguel_Bergano,_Tjarda_Boekholt,_Alexandre_C.M._Correia,_Dalmiro_Maia,_Jo\~ao_Pandeirada,_Val\'erio_Ribeiro,_Jason_Adams,_Jo\~ao_Paulo_Barraca,_Diogo_Gomes,_Bruno_Morgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03437 |
アゾレス諸島の電波天文学と宇宙インフラストラクチャは、北大西洋の真ん中にある独特の地理的位置の恩恵を受けて、空の範囲を大幅に改善できるため、科学的および産業的に大きな関心を持っています。この事実は明らかに次の点で非常に高い付加価値を持っています：i）新興の世界的な小型衛星艦隊のための宇宙追跡および通信ネットワークの確立ii）超長基線を使用してアフリカ、ヨーロッパ、アメリカ大陸の電波天文学インフラストラクチャネットワークを接続することは非常に貴重ですベースライン干渉計（VLBI）技術、iii）スペースデブリや地球近傍天体（NEO）を監視するための優れた可能性を可能にします。サンミゲル島には、高度なVLBIネットワークに統合でき、追加の深宇宙ネットワーク地上サポートが可能な32メートルのSATCOMアンテナがあります。このペーパーでは、S。Miguel32メートルSATCOMアンテナを電波天文学と宇宙探査のための世界クラスのインフラストラクチャにアップグレードすることで提供される宇宙科学の機会について説明します。これにより、深宇宙ネットワークモードが有効になり、データ制作、ローカルデジタルインフラストラクチャへの投資の促進、最先端の情報技術のテスト。その大西洋の位置はまた、角度分解能の改善を可能にし、アメリカの緊急VLBIステーションをヨーロッパおよびアフリカのVLBIアレイに接続する東西および南北方向の多くのベースラインを提供するため、特にソースまたは十分に研究されたフィールドの近くでより優れたアレイイメージング機能に貢献しますESO施設、ALMA、SKA、およびその前身が今後数十年で運用および監視する天の赤道以下。
CHIME / FRBによって検出された高速電波バーストの偏波パイプライン
| Title |
A_Polarization_Pipeline_for_Fast_Radio_Bursts_Detected_by_CHIME/FRB |
| Authors |
Ryan_Mckinven,_Daniele_Michilli,_Kiyoshi_W._Masui,_Davor_Cubranic,_B._M._Gaensler,_Cherry_Ng,_Mohit_Bhardwaj,_Calvin_Leung,_Patrick_J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Dongzi_Li,_Juan_Mena-Parra,_Mubdi_Rahman,_Ingrid_Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03491 |
高速電波バースト（FRB）の偏光観測は、ソースの放射メカニズムとその環境の磁気イオン特性を直接調査することにより、これらの不思議なソースをよりよく理解するための強力なリソースです。カナダの水素強度マッピング実験（CHIME/FRB）のFRB調査で動作するトリガーベースバンド記録システムによってキャプチャされたFRBの偏光信号を分析するためのパイプラインを提示します。シミュレートされたFRBイベントと実際のFRBイベントの組み合わせを使用して、パイプラインの主な機能を要約し、偏波信号に影響を与える主要な系統分類を強調します。ファラデー回転測定（RM）を決定するためのパラメトリック（QUフィッティング）法とノンパラメトリック（回転測定合成）法を比較し、後者の方法がCHIME/FRB観測の既知の機器効果からの系統的誤差の影響を受けやすいことを発見します。これらのエラーには、$\rm{RM\sim0\;rad\、m^{-2}}$、およびシステムの電子機器のパス長の違いによって導入されたRM記号のあいまいさ。以前に\citet[FRB20191219F;][]{Leung2021}によって報告された明るいバーストにパイプラインを適用し、$\rm{+6.074\pm0.006\pm0.050\;の$\mathrm{RM}$を検出します。rad\、m^{-2}}$は、有意な直線偏光の割合（$\gtrsim0.87$）を持ち、無視できない円偏光成分の強力な証拠があります。最後に、位相コヒーレント逆回転アルゴリズムを使用して、電界位相情報を保持するデータのチャネル内脱分極を補正し、それを未公開のFRB、FRB20200917Aに適用して、$\を測定するRM検索方法を紹介します。mathrm{RM}$of$\rm{-1294.47\pm0.10\pm0.05\;rad\、m^{-2}}$（これまでに観測されたFRBソースからの2番目に大きい明確なRM検出）。
重力波検出器におけるマルチチャネル時系列データセットの情報理論的相関測定のパラメータの最適化
| Title |
Optimizing_Parameters_of_Information-Theoretic_Correlation_Measurement_for_Multi-Channel_Time-Series_Datasets_in_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Piljong_Jung,_Sang_Hoon_Oh,_Young-Min_Kim,_Edwin_J._Son,_and_John_J._Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03516 |
重力波検出器などの広範な実験および観測設備を使用した現代科学のデータ分析は、新しい科学的発見の検索に不可欠です。したがって、これまで、さまざまな技術および数学的原理が設計および開発されてきた。情報理論に基づく最近提案された近似相関法は、科学と工学で広く採用されています。最大情報係数（MIC）法は、アルゴリズムを改善する段階にありますが、非線形効果を含む重力波検出器の複数のノイズ源の相関関係を特定するのに特に役立ちます。この研究では、MICパラメータを決定するためのさまざまな見通しを調査して、マルチチャネル時系列データの処理の信頼性を向上させ、高い計算コストを削減し、重力波データのノイズ相関を識別するための最適化されたパラメータセットを決定する新しい方法を提案します。
重力波は、光速で伝わる時空の構造の波紋です。LIGOによる重力波の検出は、天文学の分野における大きな進歩です。ディープラーニングは、ヘルスケア、金融、教育を含む多くの業界に革命をもたらしました。従来の整合フィルタリング方法の欠点を克服するために、重力波を検出するためのディープラーニング手法も検討されてきました。ただし、いくつかの研究では、ニューラルネットワークのトレーニングフェーズは非常に時間がかかり、大容量のメモリを備えたハードウェアデバイスがタスクに必要です。重力波を検出するためのニューラルネットワークのトレーニングに必要な膨大な量のハードウェアリソースと時間を削減するために、SpecGravを作成しました。2D畳み込みニューラルネットワークとノイズに埋め込まれた重力波のスペクトログラムを使用して、連星ブラックホール合体と連星中性子星合体からの重力波を検出します。ニューラルネットワークのトレーニングフェーズは、2GBGPUで約19分でした。
Nedeljkovi \ 'c望遠鏡のBVRI測光キャリブレーション
ランドルトのカタログにある標準星を使用して、セルビアの天文観測所Vidojevicaに取り付けられたFLIPL230CCDカメラを搭載した60cmNedeljkovi\'{c}望遠鏡の測光キャリブレーションを行いました。2019年8月の3泊の間に、ジョンソンの$BVRI$フィルターを使用して、標準星の31個のフィールドを画像化しました。絶滅と色補正の両方を測定しました。キャリブレーションされたマグニチュードをランドルトのカタログの標準星のマグニチュードに関連付けると、$BVRI$マグニチュードで2\％-5\％の精度を達成しました。
ミラの多波長特性
| Title |
Multiwavelength_properties_of_Miras |
| Authors |
Patryk_Iwanek,_Szymon_Koz{\l}owski,_Mariusz_Gromadzki,_Igor_Soszy\'nski,_Marcin_Wrona,_Jan_Skowron,_Milena_Ratajczak,_Andrzej_Udalski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Krzysztof_Ulaczyk,_Rados{\l}aw_Poleski,_Przemys{\l}aw_Mr\'oz,_Dorota_M._Skowron,_and_Krzysztof_Rybicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03397 |
大マゼラン雲（LMC）のミラの変動性を、0.5$〜$24ミクロンの範囲の14バンドの光度曲線を同時に分析することによって包括的に研究します。光学重力レンズ実験（OGLE）によって収集された20年以上にわたる高ケイデンスの$I$バンドの光度曲線をモデル化し、残りの光学/近赤外線/中赤外線バンドで収集された光度曲線に適合させて導出します。波長の関数としての変動振幅比と位相遅れの両方。変動性の振幅比は、酸素に富む（Oに富む）ミラと炭素に富む（Cに富む）ミラの両方で波長の増加とともに減少し、変動性の位相遅れは波長の増加とともにわずかに増加することを示します。かなりの数のミラ、主にCが豊富なミラでは、スペクトルエネルギー分布（SED）は、中赤外線データと一致させるために、低温成分（ダスト）の存在を必要とします。140ミラのゴールデンサンプルのSED適合に基づいて、OGLE、VISTA近赤外線$YJK_\mathrm{s}$サーベイを含む既存および将来の空のサーベイについて、42バンドの合成周期-輝度関係（PLR）を計算しました。MagellanicCloudsSystem（VMC）、LegacySurveyofSpaceandTime（LSST）、Gaia、Spitzer、Wide-fieldInfraredSurveyExplorer（WISE）、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）、TheNancyGraceRomanSpaceTelescope（以前はWFIRST）、およびハッブル宇宙望遠鏡（HST）。合成PLRの傾きは、0.1$-$40ミクロンの範囲でOリッチとCリッチの両方のミラの波長の増加とともに減少することを示しています。最後に、ミラの位置と動きを色の大きさ（CMD）と色-色（CCD）の図に示します。
混合モードと星震学的表面効果：I。分析的処理
| Title |
Mixed_Modes_and_Asteroseismic_Surface_Effects:_I._Analytic_Treatment |
| Authors |
J._M._Joel_Ong_(1),_Sarbani_Basu_(1),_and_Ian_W._Roxburgh_(2)_((1)_Yale_University,_(2)_Queen_Mary_University_of_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03405 |
恒星モデルから計算されたノーマルモードの振動周波数は、表面近くの層のモデリングエラーのために、同じ内部構造を持つ星から測定されたものとは異なります。これらの周波数差は、星震学の「表面項」と呼ばれます。観測されており、近い将来観測されると予想される太陽のような発振器の大部分は、混合モードを示す進化した星です。これらの進化した星の場合、これらのモード周波数からの恒星の特性の推測は、この表面項がどのように補正されるかに依存することが示されています。表面項の既存のパラメータ化は、摂動理論ではモード混合を一次にしか説明していないため、進化した星には適切ではない可能性があることを示します。さらに、表面項の既存のノンパラメトリック処理は、モード混合を考慮していません。ある特定のクラスのノンパラメトリック手法について、一次構造とより一般的なアプローチの両方を導き出します。解析的考察と恒星モデルでの数値注入回復テストの使用の両方から、一次近似の限界を説明します。表面項の1次補正は、表面項のサイズが、混合pモードとgモード間の結合強度、およびローカルgモード間隔の両方よりもはるかに小さい場合にのみ厳密に適用できます。私たちのより一般的な行列の構築は、摂動論が信頼できない進化した星に適用されるかもしれません。
褐色矮星と恒星の境界を埋める：水素燃焼質量限界近くの通過する仲間を持つ5つの星
| Title |
Populating_the_brown_dwarf_and_stellar_boundary:_Five_stars_with_transiting_companions_near_the_hydrogen-burning_mass_limit |
| Authors |
Nolan_Grieves,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Monika_Lendl,_Theron_Carmichael,_Ismael_Mireles,_Avi_Shporer,_Kim_K._McLeod,_Karen_A._Collins,_Rafael_Brahm,_Keivan_G._Stassun,_Sam_Gill,_Luke_G._Bouma,_Tristan_Guillot,_Marion_Cointepas,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Sarah_L._Casewell,_Jon_M._Jenkins,_Thomas_Henning,_Louise_D._Nielsen,_Angelica_Psaridi,_St\'ephane_Udry,_Damien_S\'egransan,_Jason_D._Eastman,_George_Zhou,_Lyu_Abe,_Abelkrim_Agabi,_David_Charbonneau,_Kevin_I._Collins,_Knicole_D._Colon,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Phil_Evans,_Robert_F._Goeke,_Rhodes_Hart,_Jonathan_M._Irwin,_Eric_L._N._Jensen,_Andr\'es_Jord\'an,_John_F._Kielkopf,_David_W._Latham,_Wenceslas_Marie-Sainte,_Djamel_M\'ekarnia,_Peter_Nelson,_Samuel_N._Quinn,_Don_J._Radford,_David_R._Rodriguez,_Pamela_Rowden,_Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03480 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によってTESS対象（TOI）として最初に識別された主系列星の周りの近接軌道で、水素燃焼質量限界近くの5つのトランジットコンパニオンの発見を報告します：TOI-148、TOI-587、TOI-681、TOI-746、およびTOI-1213。TESSと地上測光、およびCORALIE、CHIRON、TRES、およびFEROS分光器からの視線速度を使用して、コンパニオンの公転周期は4。8〜27。2日、質量は77〜98$\mathrm{M_{Jup}}$、および半径0.81〜1.66$\mathrm{R_{Jup}}$。これらのターゲットは、褐色矮星と低質量星を分離する水素コア核融合の不確実な下限（$\sim$73-96$\mathrm{M_{Jup}}$）に近い質量を持っています。TOI-587（0.2$\pm$0.1Gyr）とTOI-681（0.17$\pm$0.03Gyr）の若い年齢を制限し、同様の質量の他の通過する仲間と比較して、半径が比較的大きいことを発見しました。逆に、TOI-148とTOI-746の年齢を推定したところ、コンパニオン半径が比較的小さいことがわかりました。有効温度が9800$\pm$200KのTOI-587は、通過する褐色矮星または非常に低質量の星をホストする最もホットな既知の主系列星です。TOI-148とTOI-746のスピン軌道相互作用、およびTOI-148の潮汐循環の証拠が見つかりました。これらのコンパニオンは、褐色矮星と非常に低質量の星の集団に追加され、これらの希少な天体の形成モデル、褐色矮星の砂漠の起源、褐色矮星と水素燃焼主系列星の区別をテストするのに理想的な十分に測定されたパラメーターを備えています。
元素合成部位への手がかりとしての非常に金属量の少ない星のr過程元素の相関
| Title |
Correlations_of_r-Process_Elements_in_Very_Metal-Poor_Stars_as_Clues_to_their_Nucleosynthesis_Sites |
| Authors |
Khalil_Farouqi,_Friedrich-Karl_Thielemann,_Stephan_Rosswog_and_Karl-Ludwig_Kratz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03486 |
さまざまな元素合成研究により、非常に金属量の少ない（VMP）ハロー星のr過程元素の起源が異なる可能性があることが指摘されています。統計（相関、クラスター分析、元素存在量のランクテスト）からおなじみの概念を使用して、因果関係のある元素存在量パターンを探し、それらを天体物理学的イベントにリンクしようとします。これらのイベントのいくつかは、鉄と一緒にrプロセス要素を生成しますが、他のイベントは、鉄の重要な寄与を持っていません。私たちの銀河の初期段階では、少なくとも3つのrプロセス元素合成サイトがアクティブでした。最初の2つは、鉄と大部分の軽量rプロセス要素を生成および排出します。それらを2つの異なるタイプのコア崩壊イベントに割り当てます。これは通常のコア崩壊超新星（CCSNe）とは異なり、軽いトランスFe元素のみを生成します。3番目のカテゴリは、強力なrプロセスを特徴とし、Feの有意な同時生成なしに、重い主要なrプロセス要素の大部分を占めます。CCSNeに接続されているようには見えません。実際、関連するrプロセスに富む星で見つかったFeは、以前に発生したCCSNeに由来する必要があります。アクチニドブーストスターの存在は、強力なrプロセスサイト間のさらなる分割を示しています。これらの2つの強力なrプロセスサイトを、高速ブラックホール形成のない中性子星合体と、噴出物がブラックホール降着円盤の流出によって支配されるイベントに割り当てます。最も金属量の少ない星からの兆候は、初期の銀河でブラックホールを形成している巨大な単一の星（崩壊星）とのつながりを示唆しています。
太陽光球磁場値の非対称分布
| Title |
Asymmetric_Distribution_of_the_Solar_Photospheric_Magnetic_Field_Values |
| Authors |
Jing-Chen_Xu,_Ke-Jun_Li_and_Peng-Xin_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03548 |
太陽の活動とダイナモを解釈するには、太陽の磁場の特性を理解することが不可欠です。本研究では、宇宙での高解像度マグネトグラムから構築された総観チャートを使用して、太陽光球磁場値の非対称分布を調査しました。ローレンツ関数は、ガウス関数よりもシノプティックチャートの磁場値の分布をはるかによく表していることが示されています。これは、強い磁場から弱い磁場への段階的な減衰プロセスを反映しているはずです。非対称値はいくつかの状況下で計算され、結果は一般に、太陽のB$_0$角度と太陽周期の変動にそれぞれ関連する2つの周期性を示しています。非対称値の特徴の原因は、小規模な磁場、太陽軸の傾き、磁束の出現と進化、および極磁場であると主張します。さらに、非対称値の反転を使用して、太陽周期23および24の極磁場反転時間を決定しました。具体的には、サイクル24では、両方の半球の極性極性が同時に逆転したと主張します-2014年3月。サイクル23に関しては、S半球の反転時間は2001年3月ですが、N半球の決定はデータの欠落によって妨げられています。
白色矮星（WD）が結晶化し始めると形成される最初の固体は、アクチニドが大幅に濃縮されると予想されます。以前[PRL126、1311010]、これらの固体が核分裂連鎖反応をサポートし、炭素燃焼に点火し、{\it分離}WDを含む新しいIa型超新星（SNIa）メカニズムを提供する可能性があることを発見しました。ここでは、この核分裂メカニズムをより詳細に調査し、連鎖反応後の最終的な温度と密度を計算し、いくつかの未解決の物理学の質問について説明します。
歴史的な新星/超新星とその候補に関するS.ホフマンとN.ヴォーグの出版物に対する批判的なコメント
| Title |
Critical_comments_on_publications_by_S._Hoffmann_and_N._Vogt_on_historical_novae/supernovae_and_their_candidates |
| Authors |
R._Neuh\"auser_and_D.L._Neuh\"auser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03667 |
S.HoffmannとN.Vogtによる歴史的な新星と超新星（SNe）に関する最近の記事と、「新星である可能性がかなり高い」「最も有望な24のイベント」のリストについて批判的に議論します（Hoffmannetal.2020）。。以前に提案された過去のnova/SNレコードの彼らの主張された位置精度は、不均一なデータセットに基づいていますが（Vogtetal。2019）、Hoffmannetal。のnova検索に使用されます。（2020）。以前はnova/SN候補の「点座標」のみが公開されていたという彼らの主張は偽造されています。予想される新星検出率の推定値は、計算の誤りのために10倍ずれています。彼らは、ピーク時に4〜7等までの対応物を受け入れます。これは、肉眼での発見の典型的な限界についてのコンセンサスに反しています。彼らが以前に提案した歴史的な新星の識別について議論するとき、彼らは皆疑っていますが、彼らは新しい事実を提示していません（Hoffmann2019）。新星の「24の最も有望なイベント」のカタログ（Hoffmannetal。2020）は、重要な最近の文献（たとえば、Pankenieretal。2008およびStephensonandGreen2009）を無視し、主張された方法に従わないなどです。候補者リストの候補者は、彗星と見なされていました。他の多くの人にとって、一晩以上の期間および/または正確な位置が欠落しているか、および/またはソースが誤って扱われていました。2つのハイライト、製造されたSNAD667/668とAD891での推定される再発新星は、Neuhaeuseretal。ですでに詳細に拒否されています。（2021）;どちらの場合も、すべての証拠は彗星を支持していると語っています。信頼できるケースは1つしか残っておらず、歴史的に報告されている1つの（可能性のある）位置に近く、新星の殻がすでに見つかっています（AD1437、Sharaetal.2017）。フォローアップ観察は推奨できません。
どの分子が何を追跡するか：原始星源の化学的診断
| Title |
Which_molecule_traces_what:_chemical_diagnostics_of_protostellar_sources |
| Authors |
{\L}ukasz_Tychoniec,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Martijn_L._van_Gelder,_Beno\^it_Tabone,_Yuan_Chen,_Daniel_Harsono,_Charles_L._H._Hull,_Michiel_R._Hogerheijde,_Nadia_M._Murillo,_John_J._Tobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03696 |
クラス0/I原始星の物理的および化学的条件は、原始星の降着プロセスとその惑星形成への影響を解き放つための基本です。目的は、サブ秒スケール（100〜400au）でさまざまな分子によってトレースされる物理コンポーネントを特定することです。バンド6（1mm）、バンド5（1.8mm）、バンド3（3mm）のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）データセットのスイートを、16個の原始星ソースに対して0.5〜3インチの空間解像度で使用します。エンベロープはC$^{18}$O、DCO$^+$およびN$_2$D$^+$によって十分に追跡され、COの凍結がエンベロープスケールで化学を支配します。分子の流出は古典的に見られます。SiOやSOのような衝撃トレーサーだけでなく、衝撃で放出されたCH$_3$OHやHNCOなどのアイスマントル生成物も観測されます。分子ジェットは、SiOやSOだけでなく、H$_2$COでも時折顕著です。空洞の壁には、C$_2$HcC$_3$H$_2$やCNなどのUV照射のトレーサーが表示されます。高温の内部エンベロープは、複雑な有機分子（COM）からの放射を示すだけでなく、小さなものからのコンパクトな放射も示します。H$_2$S、SO、OCS、H$^{13}$CNなどの分子は、氷の昇華と高温化学に関連している可能性が高いです。サブアーク秒のミリメートル波観測により、これらを特定できます（simple）原始星系の物理的構成要素のそれぞれを最もよく追跡する分子。COMは、高温の内部エンベロープ（高励起ライン）と流出（低励起ライン）の両方に、同等の量で見られます。COMは、同じ原始星源の炭化水素と共存できますが、異なる成分を追跡します。近い将来、JWST-MIRIによる中赤外観測は、同じソースのALMAに匹敵する前例のない感度と解像度で、最も高温のガスと氷のマントル含有量に関する補足情報を提供します。
明るい冷たい星の新しい赤外線スペクトル指数：初期のK型からM型まで
| Title |
New_infrared_spectral_indices_of_luminous_cold_stars:_from_early_K_to_M-types |
| Authors |
Maria_Messineo_(University_of_Science_and_Technology_of_China),_Donald_F._Figer_(Rochester_Institute_of_Technology),_Rolf-Peter_Kudritzki_(University_of_Hawaii),_Qingfeng_Zhu_(University_of_Science_and_Technology_of_China),_Karl_M._Menten_(Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie),_Valentin_D._Ivanov_(European_Southern_Observatory),_C.-H._Rosie_Chen_(Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03707 |
銀河系後期型巨星と赤色超巨星（RSG）の赤外線スペクトル指数（1.0-2.3um）を示します。IRTF望遠鏡のSpeXで分解能R=2000で得られた既存のスペクトルと新しいスペクトルを使用しました。2.29um（[CO、2.29]>45AA）の大きなCO等価幅（EW）は、スペクトル型M0より後のRSGの典型的な特徴ですが、K型RSGと巨人の[CO]は類似しています。[CO、2.29]対[MgI、1.71]の図では、MgI線が温度の上昇と重力の低下に伴って弱くなるため、すべてのスペクトルタイプのRSGを赤色巨星と区別できます。温度ではなく光度によって変化するいくつかの線が見つかります：SiI（1.59um）、Sr（1.033um）、Fe+Cr+Si+CN（1.16um）、Fe+Ti（1.185um）、Fe+Ti（1.196um）、Ti+Ca（1.28um）、およびMn（1.29um）。CN増強の優れたマーカーは、1.087umのFe+Si+CNラインと1.093umのCNラインです。これらの線を使用して、SpeXの解像度で、RSGと巨人を分離することが可能です。汚染物質のOリッチミラおよびSタイプAGBは、水蒸気の特徴、TiOバンドヘッド、および/またはZrO吸収による強力な分子の特徴によって認識されます。私たちが観察した42の候補RSGのうち、1つを除くすべてが後期型であることがわかりました。21個のEWはRSGのEWと一致し、16個はOリッチMiraAGBのEWと一致し、1個はSタイプAGBのEWと一致しています。これらの赤外線の結果は、天の川の非常に隠された最も内側の領域で、RSGの低解像度での検索の新しい未踏の可能性を開きます。
ZZCeti星の深い星震学的プロービングからの白色矮星内部の化学的成層の体系的な地図作成に向けて
| Title |
Toward_a_systematic_cartography_of_the_chemical_stratification_inside_white_dwarfs_from_deep_asteroseismic_probing_of_ZZ_Ceti_stars |
| Authors |
S._Charpinet,_N._Giammichele,_P._Brassard,_G._Fontaine,_P._Bergeron,_W._Zong,_V._Van_Grootel,_A._S._Baran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03797 |
DAタイプの白色矮星は、すべての白色矮星の80％を占め、それらのほとんどについて、低質量から中質量の星の典型的な進化の最終的な結果を表しています。それらの内部の化学的成層は、ヘリウム（コアとシェル）の燃焼段階、つまり水平分枝からAGBおよびAGB後の段階で発生した、通過した、しばしば不確実な恒星進化プロセスによって強く示されます。脈動白色矮星、特に「クールな」DAタイプのZZCeti変数は、星震学の可能性を十分に活用することにより、これらの星を掘り下げる絶好の機会を提供します。その目的に特化した最新のツールを使用して、白色矮星の主成分の成層の完全な地図作成を推測できることを示します。これにより、特に上記のプロセスによって生成されるC/Oコア構造に強い制約が生じます。。これにより、白色矮星の内部特性の体系的な調査への道が開かれます。
太陽フレアIIIの熱トリガー：斜めの層の断片化の影響
Ledentsov（Sol。Phys。296、74、2021a）に記載されている熱的不安定性の結果として、現在の層が斜めに断片化したと考えます。電流を横切る断片化がモデルの自然な特徴であることが示されています。冠状プラズマの現実的なプレフレアパラメータの場合、フラグメンテーションの傾きは数度を超えません。結果として、斜めの断片化は一般にシミュレーション結果に強い影響を与えませんが、極端な変化は桁違いに達する可能性があります。したがって、斜めの断片化は、太陽フレアの基本的なエネルギー放出の場所の空間周期の推定値を、以前に得られた1〜10mmではなく0.1〜1mmに減少させる可能性があります。
機械学習による太陽プロトンイベントの予測：運用予測および「すべて明確な」展望との比較
| Title |
Prediction_of_Solar_Proton_Events_with_Machine_Learning:_Comparison_with_Operational_Forecasts_and_"All-Clear"_Perspectives |
| Authors |
Viacheslav_Sadykov,_Alexander_Kosovichev,_Irina_Kitiashvili,_Vincent_Oria,_Gelu_M_Nita,_Egor_Illarionov,_Patrick_O'Keefe,_Yucheng_Jiang,_Sheldon_Fereira,_Aatiya_Ali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03911 |
太陽エネルギー粒子イベント（SEP）は、太陽活動の最も危険な一時的現象の1つです。危険な放射線として、SEPは宇宙空間の宇宙飛行士の健康に影響を及ぼし、現在および将来の宇宙探査に悪影響を与える可能性があります。この論文では、太陽活動領域（AR）の磁場の特性、先行する軟X線と陽子フラックス、および太陽電波バーストの統計に基づいて、太陽陽子イベント（SPE）の毎日の予測の問題を検討します。機械学習（ML）アルゴリズムは、太陽全体の入力用に設計されたカスタムアーキテクチャの人工ニューラルネットワークを使用します。MLモデルの予測は、SPEのSWPCNOAA運用予測と比較されます。私たちの予備的な結果は、1）ARベースの予測では、西端と太陽の向こう側のARを考慮する必要があることを示しています。2）先行する陽子フラックスの特性は、予測のための最も価値のある入力を表します。3）ARの毎日の中央値特性、およびタイプII、III、およびIVの電波バーストのカウントは、パフォーマンスを低下させることなく予測から除外できます。4）MLベースの予測は、SPEイベントの欠落が非常に望ましくない状況では、SWPCNOAA予測よりも優れています。導入されたアプローチは、機械学習手法を採用することにより、堅牢な「すべて明確な」SPE予測を開発する可能性を示しています。
対流と回転が磁気ブレーキの処方を後押し：超低質量白色矮星の形成への応用
| Title |
Convection_and_rotation_boosted_prescription_of_magnetic_braking:_application_to_the_formation_of_extremely_low-mass_white_dwarfs |
| Authors |
L._T._T._Soethe_and_S._O._Kepler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03952 |
極低質量白色矮星（ELMWD）は、低質量ドナー星がその仲間によって剥ぎ取られ、ヘリウムコア白色矮星を残すバイナリ進化の結果です。対流および回転ブースト磁気ブレーキ処理を考慮して、バイナリシステムでのELMWDの形成を調査します。私たちの進化シーケンスは、低質量X線連星（LMXB）システムと互換性のある初期質量1.0および1.2Msun（ドナー）と1.4（アクリーター）のMESAコードを使用して計算されました。広範囲の初期公転周期（1〜25日）から0.15〜0.27Msunの範囲のELMモデルを取得します。初期期間が最終期間と等しい分岐期間は、20日から25日の範囲です。LMXBに加えて、超小型X線連星（UCXB）と広軌道連星ミリ秒パルサーも形成できることを示します。得られた質量と公転周期の関係は、白色矮星の仲間からパルサーまでの観測データと互換性があります。
回転する星の共存するGSFとせん断不安定性のモデリング
回転せん断によって引き起こされる乱流混合に対して広く使用されているザーンのモデルは、最近、非回転せん断流で検証されました（いくつかの注意点があります）。しかし、これが本来の目的であったとしても、彼のモデルが回転の存在下で有効であり続けるかどうかは明らかではありません。さらに、Goldreich-Schubert-Fricke（GSF）の不安定性など、回転する流体に新たな不安定性が生じます。複数の不安定性が興奮する可能性がある場合にどの不安定性が支配的であり、それらが互いにどのように影響するかは、この論文が答える未解決の質問でした。そのために、星の赤道に位置する回転する三重周期デカルト領域における拡散層状せん断流の直接数値シミュレーションを使用します。GSF不安定性またはせん断不安定性のいずれかがシステムの制御において他方を引き継ぐ傾向があることがわかり、恒星進化モデルは、どちらが支配的であるかを決定する基準とともに、個々の不安定性ごとに混合処方を必要とするだけであることが示唆されます。ただし、拡散せん断不安定性は未臨界であり、シードする有限振幅の乱流「プライマー」がある場合にのみ発生するため、特定の入力パラメーターに対してどの不安定性が「勝つ」かを予測することは必ずしも容易ではないこともわかりました。それ。興味深いことに、GSFの不安定性がこのプライマーの役割を果たす場合があり、それによって亜臨界せん断不安定性を励起する経路が提供されることがわかりました。これはまた、観察可能な緩和振動を駆動する可能性があります。回転差による恒星放射層の赤道領域での混合の新しいモデルを提案することによって結論を下します。
ウォルフ・ライエ惑星状星雲の形態運動学的性質
惑星状星雲（PNe）の大部分は軸対称の形態を示しており、その原因はよく理解されていません。この作業では、Wolf-Rayet（[WR]）と弱い輝線星（$wels$）を取り巻く14個の銀河PNeの、空間的に分解された運動学的観測を示します。ANU2.3m望遠鏡の広視野分光器。速度分解チャネルマップと位置-速度図は、アーカイブハッブル宇宙望遠鏡（$HST$）と地上の画像とともに、プログラムSHAPEを使用して12個のオブジェクトの3次元形態運動モデルを構築するために使用されます。私たちの結果は、これらの12PNeが、開いたまたは閉じた外端を持つ楕円形の形態を持っていることを示しています。キネマティックマップは、NGC6578およびNGC6629の内部シェルの楕円対称形態の空の方向、およびコンパクトな（$\leq6$arcsec）PNePe1-1、M3-15、M1-25、Hen2-142も示しています。、およびNGC6567は、形態学的詳細を含む高解像度の$HST$画像と一致しています。Hb4の点対称の結び目は、周囲の媒体との衝撃衝突が原因である可能性がある、星雲の中心からの距離に伴う減速を示します。Pe1-1の速度分散マップは、Hb4と同様の点対称ノットを示しています。コリメートされた流出は、位置にも表示されます。M3-30、M1-32、M3-15、およびK2-16の速度図は、モデルの厚いトロイダルシェルから上向きに伸びる薄い扁長楕円体によって再構築されています。
陸域（太陽系外惑星）のプロファイルに対するメートル法-アフィン重力の影響
均一な冷たい球の質量半径の関係は、地球型惑星で一般的に見られる6つの固体材料について得られます。（太陽系外惑星）のプロファイルにおける追加の縮退について、Palatini$f（\mathcalR）$重力の枠組みでの発見から結論付けられたそれらの特性とともに説明します。さらに、重力の新しいテストが提案されました。ここに示す結果により、地震や地震から取得した地震データを使用して、重力のモデルをテストし、制約することができます。
自己力法による中/極質量比インスピレーションからのブランス-ディッケ理論への制約
| Title |
Constraint_on_Brans-Dicke_theory_from_Intermediate/Extreme_Mass_Ratio_Inspirals_with_self-force_method |
| Authors |
Tong_Jiang,_Ning_Dai,_Yungui_Gong,_Dicong_Liang,_Chao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02700 |
中/極質量比インスパイア（IMRI/EMRI）システムは、強い場で重力の性質をテストするための優れたツールを提供します。自己力を構築し、自己力法を使用して、ブランス・ディッケ理論の準楕円軌道上のIMRIS/EMRIの正確な波形テンプレートを生成します。ブランス・ディッケ理論における余分なモノポールおよび双極子放出は軌道減衰を加速するため、重力波の観測はブランス・ディッケ理論により強い制約を課す可能性があります。LISAを使用してIMRI/EMRIから放出される重力波を2年間観測すると、ブランス-ディッケ結合パラメーター$\omega_0>10^5$に対して最も厳しい制約を得ることができます。
ナチュラルスカラロンインフレ
疑似南部ゴールドストーンボソン（アクシオンのような粒子など）は、自然に平坦なポテンシャル（自然なインフレーション）を特徴とするため、理論的には動機付けの良いインフラトンです。これは、ゴールドストーンの定理がそのポテンシャルをかなりの量子訂正から保護しているためです。ただし、このような修正は、一般にアクションで$R^2$項を生成します。これは、$R^2$項と、準フラットポテンシャルを持つスカラー場であるスカラー場との等価性のために、別のインフラトン候補につながります（スタロビンスキーインフレーション）。ここでは、スカラーロンと疑似南部ゴールドストーンボソンの両方がアクティブである新しいマルチフィールドシナリオを調査します（自然スカラロンインフレーション）。一般化のために、非最小結合も含まれています。これは、微視的理論から明らかになることが示されています。2つのインフラトンの質量が同等である場合でも、強力なインフレーションアトラクタが存在することが示されています。さらに、スカラロンの存在は、純粋な自然のインフレーションで起こることとは異なり、パラメータ空間の広い領域ですべての観測境界を満たすことを可能にします。
非対称の暗黒物質は明るくないかもしれません
非対称の暗黒物質は、典型的な弱く相互作用する巨大な粒子と比較して明るいとよく言われます。ここでは、ニュートリノポータルと$\mathcal{O}（60\text{GeV}）$非対称暗黒物質を使用した単純なスキームを指摘します。これは、標準的なバリオン数生成シナリオに「追加」される可能性があります。暗いセクターには、標準模型ゲージグループのコピーと、（少なくとも）1つの物質ファミリー、ヒッグス、および右巻きニュートリノが含まれています。バリオン数生成後、一部のレプトン非対称性はニュートリノポータルを介してダークセクターに伝達され、そこで暗いスファレロンがそれを暗いバリオン非対称性に変換します。暗いハドロンは非対称の暗黒物質を形成し、ベクトルポータルのために直接検出される可能性があります。驚くべきことに、かなりの電気双極子モーメントがあれば、暗い反中性子でさえ直接検出される可能性があります。暗黒光子は、暗黒物質の直接検出検索に対して補完的なパラメータ空間をプローブする現在および将来の実験で目に見えて減衰します。エキゾチックなヒッグスの崩壊は、将来の$e^+e^-$ヒッグスの工場で優れたシグナルです。
一般的な超小型オブジェクトの周りの赤道の時系列の円軌道
| Title |
Equatorial_timelike_circular_orbits_around_generic_ultracompact_objects |
| Authors |
Jorge_F._M._Delgado,_Carlos_A._R._Herdeiro,_Eugen_Radu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03404 |
赤道面を固定する$\mathbb{Z}_2$南北対称性を持つ、静止した、軸対称の、漸近的に平坦な、超コンパクトな[$ie$を含むライトリング（LR）]オブジェクトの場合、構造が確立されます。赤道LR付近の時間のような円軌道（TCO）は、どちらの回転方向でも、LRの安定性にのみ依存します。したがって、不安定なLRは、不安定なTCO（TCOなし）の領域をその上（下）に放射状に区切ります。安定したLRは、安定したTCO（TCOなし）の領域をその下（上）に放射状に区切ります。当然の結果は、地平線のない超コンパクトオブジェクトとブラックホールの両方について説明されています。これらの結果を、さまざまなエキゾチックな星の例とカー以外のブラックホールで説明します。これらの例では、TCOの断熱シーケンスに該当する材料粒子による重力エネルギーの放射への変換に関連する効率も計算します。研究されたほとんどのオブジェクトについて、カーブラックホールの最大効率よりも大きい効率、つまり$42\％$よりも大きい効率を得ることが可能です。
| Title |
Axion-like_particles_from_primordial_black_holes_shining_through_the_Universe |
| Authors |
Francesco_Schiavone_(Bari_Univ.),_Daniele_Montanino_(Lecce_Univ._&_INFN_Lecce),_Alessandro_Mirizzi_(Bari_Univ._&_INFN_Bari),_Francesco_Capozzi_(Virginia_Tech.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03420 |
質量$M\lesssim10^{9}\、\textrm{gの原始ブラックホール（PBH）の大集団の形成により、非常に初期の宇宙が物質支配の一時的な時代を経験した宇宙論的シナリオを検討します。}$、ビッグバン元素合成の前に蒸発します。この文脈では、ホーキング放射は、アクシオン様粒子（ALP）の宇宙背景放射を生成するための非熱的メカニズムです。これらのALPが光子とのみ結合する最小のシナリオを想定しています。超軽量ALP（$m_a\lesssim10^{-9}\、\textrm{eV}$）の場合、宇宙磁場がALP-光子変換を引き起こす可能性がありますが、質量$m_a\gtrsim10\、\textrm{eV}$光子対の自発的ALP崩壊が効果的であろう。これらのメカニズムが宇宙X線背景放射、銀河団のX線光度の過剰、および宇宙の再電離のプロセスに与える影響を調査します。
3回目のAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの実行での短い重力波バーストの全天検索
| Title |
All-sky_search_for_short_gravitational-wave_bursts_in_the_third_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1570_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03701 |
この論文は、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行からのデータにおける一般的な短期間の重力波過渡現象の検索結果を示しています。24〜4096Hzの周波数帯域でミリ秒から数秒の持続時間を持つトランジェントが検索の対象となり、入力信号の方向、偏波、または形態に関する仮定は行われません。他のターゲット分析によって識別されたコンパクトな連星合体からの重力波が検出されますが、他の重力波バーストの統計的に有意な証拠は見つかりません。さまざまな信号に対する感度が表示されます。これらには、信号の特性周波数の関数としてのソースレート密度の更新された上限が含まれます。これは、以前の上限よりも約1桁優れています。この検索は、10〜kpcの距離から$\sim$70Hz、50\％の重力波で$\sim$10$^{-10}M_{\odot}c^2$を放射するソースに敏感です。1世紀に1回の誤警報率での検出効率。2つのもっともらしい天体物理学的源に対するこの探索の感度が推定されます：パルサーグリッチによって励起される可能性のある中性子星fモード、および選択されたコア崩壊超新星モデル。
暗黒物質の熱的残存粒子とクォーコニウム輸送のためのNLOの非アーベル電場相関器
| Title |
Non-Abelian_Electric_Field_Correlator_at_NLO_for_Dark_Matter_Relic_Abundance_and_Quarkonium_Transport |
| Authors |
Tobias_Binder,_Kyohei_Mukaida,_Bruno_Scheihing-Hitschfeld_and_Xiaojun_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.03945 |
SU（$N_c$）プラズマ内の非アーベル電場相関器の完全な次の次数計算を実行します。これは、重い粒子の束縛状態の形成と解離に関連するプラズマの特性をエンコードします。計算は熱場理論のリアルタイム形式で実行され、真空と有限温度の両方の寄与が含まれます。$R_\xi$ゲージで作業することにより、結果がゲージに依存せず、赤外線および同一線上で安全であることを明示的に示します。電界相関器の繰り込みに関する以前の結果も確認されています。次の次数の計算は、重い粒子ペアの双極子一重項随伴遷移に直接適用できます。たとえば、溶融温度をはるかに下回るクォークグルーオンプラズマ内での重いクォーコニウムの解離と（再）生成、および初期宇宙での重い暗黒物質のペア（または荷電した共消滅パートナー）を説明するために使用できます。
回転を伴う強制線形せん断流：回転するクエット-ポアズイユ流、その安定性と天体物理学的意味
| Title |
Forced_linear_shear_flows_with_rotation:_rotating_Couette-Poiseuille_flow,_its_stability_and_astrophysical_implications |
| Authors |
Subham_Ghosh_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04012 |
ケプラー降着円盤の非常に小さな領域のバックグラウンドフローでもある線形せん断流または平面クエット流れに対する強制の影響を調べます。検討中のシステムに適した強制力と境界条件に応じて、背景平面せん断流、したがって降着円盤速度プロファイルが、平面ポアズイユ流またはクエット-ポアズイユ流である放物線流に変化することを示します。参照フレーム。回転が存在する場合、平面ポアズイユの流れは、純粋な垂直および3次元の摂動の下で、より小さなレイノルズ数で不安定になります。したがって、回転は平面クエット流れを安定させますが、同じことが平面ポアズイユ流れをより速く不安定にし、局所降着円盤を強制します。さまざまな要因によっては、余分な力が存在するために局所的な線形せん断流がせん断ボックス内でポアズイユ流になると、ケプレリアン回転でも流れが不安定になり、乱流が発生します。これは、流体力学的降着円盤および実験室平面クエット流れにおける乱流への未臨界遷移の長年の問題を解決するのに役立ちます。
