私たちの宇宙の構造形成は、ユークリッド衛星、ヴェラルービン天文台、およびスクエアキロメートルアレイによってほぼ全天にわたって間もなく観測される非ガウス確率場を作成します。未解決の問題は、そのような非ガウスフィールドを最もよく分析する方法です。それらを作成した物理法則を推測します。この問題は、このようなフィールドのパラメトリックな非ガウスサンプリング分布がわかっている場合に解決できます。これは、この分布が推論中の尤度として機能する可能性があるためです。したがって、非ガウス確率場のサンプリング分布を作成します。私たちのアプローチは強い非ガウス性を処理できますが、エッジワース拡張などの摂動アプローチは処理できません。宇宙論的構造形成を模倣するために、我々はフィールドを（i）統計的に等方性、（ii）統計的に均質、（iii）遠距離で統計的に独立するように強制します。モンテカルロマルコフ連鎖法を介してこのようなフィールドを生成し、強い非ガウス性でさえ人間の目には必ずしも見えないことを発見しました。また、すべてのピクセルの同時分布が著しく非ガウス分布である場合でも、ピクセルペアのサンプリングされた周辺分布はほぼ一般的なガウスのような外観を持っていることがわかります。この見かけのガウス性は、確率場の高次元性の結果です。単純なテストではガウスに近いように見えるランダムなフィールドに大量の非ガウス情報が隠されている可能性があり、それを抽出しようとしないのは近視眼的であると結論付けます。
GAMA調査からの分光銀河群のすばるHSC弱レンズ効果質量観測可能なスケーリング関係
| Title |
The_Subaru_HSC_weak_lensing_mass-observable_scaling_relations_of_spectroscopic_galaxy_groups_from_the_GAMA_survey |
| Authors |
Divya_Rana,_Surhud_More,_Hironao_Miyatake,_Takahiro_Nishimichi,_Masahiro_Takada,_Aaron_S._G._Robotham,_Andrew_M._Hopkins,_Benne_W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05641 |
すばるハイパーシュプライムカムサーベイ（HSC）の1年目のデータリリースからの銀河形状カタログを利用して、弱い重力レンズ効果を使用して宇宙の銀河群の暗黒物質含有量を研究します。レンズサンプルとして、HSC調査と重なる約100平方度の空の銀河質量と集合銀河調査から分光的に選択された銀河群を使用します。分析は、少なくとも5人のグループメンバーがいる1587グループに限定します。これらの銀河群をそれぞれ銀河群の光度とグループメンバーの速度分散の6つのビンに分割し、弱い重力レンズ効果によって刻印された背景のHSC銀河のコヒーレントな接線方向の楕円率パターンを測定します。これらの2つの異なる選択について、信号対雑音比がそれぞれ55と51の弱いレンズ効果信号を測定します。ベイジアンハローモデルフレームワークを使用して、2つの異なる観測可能なプロパティにビニングされた銀河群のハロー質量分布を推測し、平均ハロー質量と2つのグループの観測可能なプロパティの間のべき乗則スケーリング関係の制約を取得します。$\langleM\rangle=（0.81\pm0.04）\times10^{14}h^{-1}M_\odot$を使用して、ハロー質量とグループの光度の間のスケーリング関係の振幅に5％の制約を取得します。$L_{\rmgrp}=10^{11.5}h^{-2}L_\odot$、および$\alpha=1.01\pm0.07$のべき乗則インデックスの場合。また、$\langleM\rangle=（0.93\pm0.05）\times10^{14}h^{-1}M_\を使用して、ハロー質量と速度分散の間のスケーリング関係の振幅に関する5％の制約を取得します。$\sigma=500{\、\rmkms}^{-1}$のodot$とべき乗則インデックス$\alpha=1.52\pm0.10$ですが、これらのスケーリング関係は、適用される正確なカットに敏感です。グループメンバーの数。文献からの同様のスケーリング関係との比較は、私たちの結果が一貫していることを示していますが、エラーが大幅に減少しています。
$ 1.7
| Title |
Measurement_of_redshift_space_two-_and_three-point_correlation_of_Ly$\alpha$_absorbers_at_$1.7 |
| Authors |
Soumak_Maitra,_Raghunathan_Srianand,_Prakash_Gaikwad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05651 |
赤方偏移空間の2点（$\xi$）、3点（$\zeta$）、およびLy$\alpha$吸収体（つまり、HI列密度$N_を持つフォークトプロファイルコンポーネント）の縮小3点（Q）相関を示します。{HI}>10^{13.5}$cm$^{-2}$）292クエーサーの高解像度スペクトルを使用して、$1.7<z<3.5$にまたがる3つの赤方偏移ビンにわたって。3つの赤方偏移ビンすべてで最大8$h^{-1}$cMpcの正の$\xi$を検出します。$\zeta$の最も強力な検出は、振幅$1.81\pm0.59$（$\sim3.1\sigma$）の$1-2h^{-1}$cMpcの$z=1.7-2.3$赤方偏移ビンで見られます。レベル）。対応するQは$0.68\pm0.23$であることがわかります。測定された$\xi$と$\zeta$の値は、$N_{HI}$で増加傾向を示していますが、Qは$N_{HI}$から比較的独立しています。$\xi$と$\zeta$は、調査した赤方偏移の範囲で$z$とともに強力に進化することがわかりました。流体力学的シミュレーションを使用すると、実空間で見られる$\xi$、特に$\zeta$は、赤方偏移空間の固有速度によって強く増幅される可能性があることがわかります。シミュレーションはまた、フィードバック、熱および圧力平滑化効果が小規模、すなわち$<0.5h^{-1}$cMpcでのLy$\alpha$吸収体のクラスター化に影響を与える一方で、HI光イオン化率（$\Gamma_{HI}$）は、すべてのスケールで相関振幅に強く影響します。$\xi$と$\zeta$で示される強い赤方偏移の進化は、主に$N_{HI}$とバリオンの過密度（$\Delta$）の間の関係の赤方偏移の進化に起因していることがわかります。利用可能な最適な$\Gamma_{HI}（z）$測定値を使用するシミュレーションでは、$z\sim2$での観測で一貫したクラスタリング信号が生成されますが、より高い赤方偏移でのクラスタリングは過小予測されます。考えられる解決策の1つは、既存の測定値と比較して、より高い赤方偏移で$\Gamma_{HI}$の値を高くすることです。あるいは、この不一致は、シミュレーションでは捕捉されなかった、HeII再電離中に広がる非平衡および不均一な条件に関連している可能性があります。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：ハイパースプライムカムスバル戦略プログラム調査からの弱いレンズ効果による質量較正を伴う銀河団および銀河団のX線観測量と質量および赤方偏移の関係
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_X-ray_Observable-to-Mass-and-Redshift_Relations_of_Galaxy_Clusters_and_Groups_with_Weak-Lensing_Mass_Calibration_from_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program_Survey |
| Authors |
I-Non_Chiu,_Vittorio_Ghirardini,_Ang_Liu,_Sebastian_Grandis,_Esra_Bulbul,_Y._Emre_Bahar,_Johan_Comparat,_Sebastian_Bocquet,_Nicolas_Clerc,_Matthias_Klein,_Teng_Liu,_Xiangchong_Li,_Hironao_Miyatake,_Joseph_Mohr,_Masamune_Oguri,_Nobuhiro_Okabe,_Florian_Pacaud,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Thomas_H._Reiprich,_Tim_Schrabback,_Keiichi_Umetsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05652 |
$eROSITA$FinalEquatorialDepthSurvey（eFEDS）で選択された銀河団とグループの、最初の弱いレンズ効果の質量キャリブレーションとX線スケーリングの関係を$\upperx140$deg$^2$の面積の連続したフットプリントで示します。、HyperSuprime-Cam（HSC）スバル戦略プログラム調査からの3年間（S19A）の弱いレンズ効果データを使用します。この作業では、赤方偏移$0.01\lesssimz\lesssim1.3$で中央値$0.35$の$434$の光学的に確認された銀河団（およびグループ）のサンプルが研究され、そのうち$313$システムはHSC調査によって均一にカバーされています。観測可能な弱いレンズ効果のせん断の抽出を可能にします。ベイジアン人口モデリングでは、観測されたカウントレート$\eta$と個々のクラスターのせん断プロファイル$g$を、カウントレートから質量へのカウントを通じて同時にモデル化することにより、弱レンズ質量キャリブレーションのブラインド分析を実行します。redshift（$\eta$-$M_{500}$-$z$）および弱いレンズ効果のmass-to-mass-and-redshift（$M_{\mathrm{WL}}$-$M_{500}$-$z$）の関係、それぞれ、シミュレーションベースのキャリブレーションを使用してこれらの観測可能なもののバイアスを考慮します。その結果、カウントレートで推定され、レンズでキャリブレーションされたクラスター質量は、スケーリング関係の共同モデリングから取得されます。これは、アンサンブルの質量が$10^{13}h^{-1}M_{\odot}の範囲に及ぶためです。\lesssimM_{500}\lesssim10^{15}h^{-1}M_{\odot}$、eFEDSの中央値は$\upperx10^{14}h^{-1}M_{\odot}$サンプル。質量キャリブレーションを使用して、残りのフレームのソフトバンドとボロメータの光度（$L_{\mathrm{X}}$および$L_{\）を含む、X線の観測可能な質量と赤方偏移の関係をさらにモデル化します。mathrm{b}}$）、放出加重温度\Tx、銀河団ガスの質量$M_{\mathrm{g}}$、および質量プロキシ$Y_{\mathrm{X}}$、$T_{\mathrm{X}}$と$M_{\mathrm{g}}$の積です。（要約）
真空気泡衝突：微物理から重力波まで
2つの真空気泡の衝突の重力波放出スペクトルに及ぼす気泡壁の厚さと速度の影響を包括的に研究します。対称性を利用して次元を削減し、大きな動的範囲を数値的にシミュレートします。重力波スペクトルの高周波勾配は、気泡壁の厚さに依存することが示され、多気泡衝突の最近の完全な3+1次元格子シミュレーションと一致して、厚い壁の気泡に対して急勾配になります。この依存性は、相対論的な気泡壁の衝突の場合でも存在します。重力波スペクトルで観測された違いの根底にある可能性のある動的現象を調査する機会として、次元の削減を使用します。これらの現象には、薄壁の気泡で最も発生する「トラッピング」や、厚肉の気泡で発生する気泡壁の背後での振動が含まれます。
ツインユニバース間の宇宙ウェブ-ハロー接続
シミュレーションと観測データの両方が、暗黒物質ハローのスピンと形状がそれらの近くの大規模環境と相関していることを示しています。異なるスケールでの構造形成は強く結合しているため、ハローの形成を大規模な環境と解きほぐすのは難しいため、ハローのスピン/形状と大規模な構造との相関の原動力はどれであるかを推測することは困難です。。この論文では、N体シミュレーションを使用して、小規模では同じ初期条件を共有し、大規模では異なるツインユニバースを生成します。これは、初期条件で指定されたスケールよりも小さいkモードの位相のランダムシードを変更することによって実現されます。このようにして、ハローと大規模構造の形成を解きほぐし、ハローのスピンと形状が大規模な環境変化にどのように対応しているかを調べることができます。ツインシミュレーションで一致するハローペアを、互いに最大数の同一粒子を共有するものとして識別します。これらの一致したハローペアを使用して、ハロースピンのクロスマッチとそれらの大規模構造との相関を研究します。双子のシミュレーション間で大規模な環境が変化すると（固有ベクトル）、各シミュレーションで見られる普遍的な相関関係を維持するために、ハロースピンはそれに応じて回転する必要があります。我々の結果は、大規模構造がハロー特性とそれらの環境との間の相関を推進する主な要因であることを示唆している。
光度距離観測からの宇宙の大規模構造の深層学習再構築
| Title |
Deep_learning_reconstruction_of_the_large_scale_structure_of_he_Universe_from_luminosity_distance_observations |
| Authors |
Cristhian_Garc\'ia,_Camilo_Santa,_Antonio_Enea_Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05771 |
超新星Ia（SN）は、私たちが観測できる最も明るい天体の1つであり、他の観測が利用できない赤方偏移で、宇宙の大規模構造に独自のウィンドウを提供できます。SNeによって放出された光子は、実際には光源と観測者の間の密度場の影響を受けます。観測された光度距離から、反転問題（IP）を解決できます。つまり、これらの効果を生み出した密度場を再構築できます。これまでのところ、IPは、たとえば球対称など、問題のジオメトリに関するいくつかの制限を想定してのみ解決されました。このアプローチは、入力として滑らかな関数を必要とする微分方程式の複雑なシステムを解くことに基づいていましたが、観測データは滑らかではありません。その離散的な性質のため。これらの制限を克服するために、対称性を想定せず、データ平滑化手順を必要とせずに観測データに直接適用できる反転法を初めて開発しました。この方法は、シミュレートされたデータでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用に基づいており、非常に正確な結果を示します。トレーニングデータセットは、最初にランダムな密度と速度のプロファイルを生成し、次にそれらが光度距離に与える影響を計算することによって取得されます。次に、CNNは、光度距離から密度フィールドを再構築するようにトレーニングされます。CNNは、データの3次元性を説明するために、U-Netの修正バージョンであり、密度と速度のフィールドを高レベルの精度で再構築できます。ニューラルネットワークを使用して将来のSNeカタログからの観測データを分析することで、他の観測がほとんど利用できない赤方偏移で、宇宙の大規模構造を前例のないレベルの精度で再構築することができます。
{\ it Giles et alChandra}クラスターサンプルの半径方向加速関係のテスト
| Title |
A_test_of_Radial_Acceleration_Relation_for_the_{\it_Giles_et_al_Chandra}_cluster_sample |
| Authors |
S._Pradyumna,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05845 |
チャンドラX線望遠鏡によって画像化された10個の動的に緩和されたクールコア銀河団のサンプルに対してラジアル加速度関係（RAR）のテストを実行します。これは、Gilesetal。で研究されました。このサンプルでは、最適なRARが0.09dexに等しい非常にタイトな残留散乱を示していることがわかります。$1.59\times10^{-9}m/s^2$の加速スケールが得られます。これは、銀河で得られる加速スケールよりも約1桁高くなっています。さらに、最適なRARパラメーターは、以前に分析されたクラスターサンプルの一部から推定されたパラメーターとは異なります。これは、RARから検出された加速スケールが、基本的なユニバーサルスケールではなく、緊急の性質のものである可能性があることを示しています。
尤度サンプリングを使用してLISAモックデータでサウンドシェルを見つける
| Title |
Finding_sound_shells_in_LISA_mock_data_using_likelihood_sampling |
| Authors |
Felix_Giese,_Thomas_Konstandin,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06275 |
LISAが宇宙論的な一次相転移に由来する重力波スペクトルの特徴をどの程度観察できるかを研究します。二重べき乗則の形式のスペクトルに焦点を当てます。これらのスペクトルは、流体力学シミュレーションや、サウンドシェルモデルなどの解析モデルによって予測されます。2つの破壊周波数の比率は、壁の速度に関連している可能性がある一方で、相転移の多くの特性に対して全体的な振幅と周波数範囲が縮退していることが多いため、興味深い観察可能であると主張します。私たちの分析では、簡略化されたシミュレーションとサウンドシェルモデルによって予測されたパワースペクトルから取得したモックデータを使用し、$\chi^2$最小化と尤度サンプリングを使用して検出の見通しを分析します。電弱相転移から2つの破壊周波数を観測する可能性は、強い相転移のスペクトルをより小さな周波数にシフトすることによって妨げられることを指摘します。最後に、シミュレーションと比較したサウンドシェルモデルからの信号間のいくつかの違いにも焦点を当てます。
ホットジュピターの3Dシミュレーションにおける雲モデリングに対する混合処理の影響
| Title |
The_Impact_of_Mixing_Treatments_on_Cloud_Modelling_in_3D_Simulations_of_Hot_Jupiters |
| Authors |
D._A._Christie,_N._J._Mayne,_S._Lines,_V._Parmentier,_J._Manners,_I._Boutle,_B._Drummond,_T._Mikal-Evans,_D._K._Sing,_and_K._Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05732 |
結合された放射活性雲モデル（{\scEddySed}）を含むHD209458bの3D流体力学シミュレーションの結果を示します。以前の作品で使用されたデフォルトの対流処理を、地球規模の循環に基づいたより物理的に関連性のある混合処理（$K_{zz}$）に置き換えることにより、混合の役割を調査します。沈降係数$f_\mathrm{sed}$による沈降効率の不確実性は、雲の厚さの形成と、局所的なガス温度に対する放射フィードバックにおいて、より大きな役割を果たしていることがわかります。ホットスポットシフトと昼から夜への温度勾配-混合処理の切り替えよりも。新しい混合処理を使用して、圧力スケールの高さの一部であるクラウドスケールを使用したシミュレーションにより、観測された透過スペクトル、発光スペクトル、およびSpitzer4.5$\mathrm{\mum}$位相曲線との一致が改善されることを示します。私たちのモデルはまだ光学およびUV透過スペクトルを再現することができません。また、雲を含めると、東肢と西肢の間の光学系の通過非対称性が増加することがわかりますが、差は小さいままです（$\lesssim1\％$）。
| Title |
Further_Evidence_for_Tidal_Spin-Up_of_Hot_Jupiter_Host_Stars |
| Authors |
Roberto_A._Tejada_Arevalo,_Joshua_N._Winn,_Kassandra_R._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05759 |
主系列の太陽のような星の周りのほとんどのホットジュピターでは、潮汐トルクが角運動量を惑星の軌道から星の自転に伝達すると予想されます。このプロセスのタイムスケールは計算が難しく、ホットジュピターの軌道進化の歴史に不確実性をもたらします。惑星の検出とホスト星の特性評価における最近の進歩を利用することにより、潮汐スピンアップの証拠を提示します。太陽のような星とホットジュピター、および分光学的に類似した星の予測される回転速度と回転周期を、（i）より広い軌道の巨大惑星、および（ii）より質量の小さい惑星と比較しました。ホットジュピターのホストは、どちらのコントロールサンプルでも星よりも速く回転する傾向があります。以前の研究を補強する結果は、ホットジュピターが主系列星にいる間にそれらのホスト星のスピンを変えること、そしてホットジュピターホストの年齢がジャイロクロノロジーを使用して確実に決定できないことを意味します。
提案されているケイ酸塩-硫酸プロセス：その場での資源利用のための鉱物処理（ISRU）
| Title |
The_Proposed_Silicate-Sulfuric_Acid_Process:_Mineral_Processing_for_In_Situ_Resource_Utilization_(ISRU) |
| Authors |
Seamus_Anderson,_Eleanor_Sansom,_Patrick_Shober,_Benjamin_Hartig,_Hadrien_Devillepoix,_Martin_Towner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05872 |
地球外環境で見つかった揮発性元素や化合物は、多くの場合、その場での資源利用（ISRU）研究の対象になります。水と水酸化物は推進剤と人間の消費に使用できるため、これらの研究の焦点は最も一般的ですが、代わりに、硫黄の利用の可能性と、硫黄を月、火星、小惑星で建築材料を製造するためにどのように利用できるかに焦点を当てています。天然硫化鉱物から硫黄を抽出し、その場で硫酸を製造し、生成された酸を使用して天然ケイ酸塩鉱物を溶解するための物理的および化学的経路について説明します。このプロセスの最終製品は、ケイ酸塩-硫酸プロセス（SSAP）と呼ばれ、鉄金属、シリカ、酸素、金属酸化物が含まれます。これらはすべて、持続可能な宇宙ベースの経済の範囲で重要です。提案された方法論では、水、酸素、二酸化炭素の初期投資が必要ですが、これらの揮発性物質はすべて回収され、プロセスを繰り返すために再利用されることを示しています。月の高地、月の海、火星、および一連の小惑星タイプで制定された場合、このプロセスからの生成物の収量を計算します。
彗星の大気中のFeIとNiI。木星ファミリー彗星とオールト雲彗星のNiI / FeI存在比と化学的性質の関係
| Title |
FeI_and_NiI_in_cometary_atmospheres._Connections_between_the_NiI/FeI_abundance_ratio_and_chemical_characteristics_of_Jupiter-family_and_Oort-cloud_comets |
| Authors |
Damien_Hutsem\'ekers,_Jean_Manfroid,_Emmanuel_Jehin,_Cyrielle_Opitom,_Youssef_Moulane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05932 |
最近、FeIとNiIの輝線が、0.68〜3.25auの太陽周回軌道で観測された17個の太陽系彗星のスペクトルと星間彗星2I/Borisovで発見されました。核表面の黒体平衡温度が低すぎて、金属を含む難治性のダスト粒子を気化させることができず、彗星大気中の鉄原子とニッケル原子の存在が不可解な観察になっています。さらに、測定されたNiI/FeI存在比は、平均して太陽光球の値より1桁大きい。2018年の出現における木星ファミリー彗星（JFC）46P/WirtanenのFeIとNiIの生成率と存在比の新しい測定値と、オールトの雲彗星（OCC）C/1996B2（百武彗星）のアーカイブデータから報告します。彗星は、それぞれ0.09auと0.11auの地心距離にありました。輝線の表面輝度は、原子核までの投影距離に反比例することがわかり、FeIおよびNiI原子が原子核の表面から放出されるか、寿命の短い親に由来することが確認されました。20個の彗星の完全なサンプルを考慮すると、NiI/FeIの存在比の範囲は、OCCよりもJFCの方が大幅に大きいことがわかります。また、NiI/FeIとC$_2$/CN、C$_2$H$_6$/H$_2$O、およびNH/CNの間の有意な相関関係も明らかにします。炭素鎖とNHが枯渇した彗星は、最も高いNiI/FeI比を示します。このような関係の存在は、彗星におけるNiI/FeI存在比の多様性が、その後のコマ内プロセスではなく、彗星形成に関連している可能性があることを示唆しています。
地球近傍天体（NEO）によって引き起こされる衝突の脅威は、米国航空宇宙局（NASA）および欧州宇宙機関（ESA）の空の調査によってますます確認されています。起こりうる将来の影響イベントのモデリング、分析、および予測を実行するためのツールを開発するための努力が進行中です。この研究の目的は、地球に害を及ぼすのに十分な大きさのインパクターの大気圏突入、地上衝突、および衝突後のダイナミクスを説明する、大規模地球衝突イベントのモデルを設計することです。密度が$1000〜8000kgm^{-3}$の範囲にある多数のオブジェクトが関与するLargeEarthImpact（LEI）イベントの結果を示します。Pythonコードを使用して微分方程式を解き、衝突シミュレーションアルゴリズムに組み込まれた分析モデルで計算を実行し、オブジェクトの速度と直径の観点から関連する物理入力を提供します。密度の高いインパクターは、大気に衝突している間、運動量の減少速度が遅いことがわかります。大気の破壊に対してより大きな抵抗を示すより密度の高いインパクターは、クレーターの形成、熱放射の生成、地震の影響、噴出物の変位、およびエアブラストの影響に関して、よりエネルギッシュな地表衝撃イベントをもたらします。質量の大きい物体に衝突すると、質量の小さい物体と比較してより大きな運動エネルギーが維持されるため、地球への衝突の脅威が大きくなると結論付けます。
OSSOSは、コールドクラシックカイパーベルトのサイズ分布に指数関数的なカットオフを見つけました
| Title |
OSSOS_finds_an_Exponential_Cutoff_in_the_Size_Distribution_of_the_Cold_Classical_Kuiper_belt |
| Authors |
JJ_Kavelaars,_Jean-Marc_Petit,_Brett_Gladman,_Michele_T._Bannister,_Mike_Alexandersen,_Ying-Tung_Chen,_Stephen_D._J._Gwyn,_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06120 |
「冷たい」主な古典的なカイパーベルトは、軌道傾斜角が低く、軌道の準主軸が42.4〜47.7〜auの小さな太陽系小天体で構成されています。さまざまな議論は、これらのオブジェクトが\textit{insitu}を形成し、元の集団がそれらの形成以来最小限の衝突修正を経験したことを示唆しています。OuterSolarSystemOriginsSurvey（OSSOS）アンサンブルのサンプルと特性評価を使用し、より深い調査からの小さな冷たい古典的なオブジェクトの数の制約と組み合わせて、小惑星センターのカタログからの証拠によってサポートされ、の絶対的な大きさ$H_r$分布を決定します。$H_r\simeq5$から12までの冷たい古典的なベルト（およそ400kmから20kmの直径）。寒冷個体群のサイズ分布は、大きなサイズで指数関数的なカットオフを示すと結論付けます。大きなサイズでの指数関数的なカットオフは、ペアワイズ粒子降着の自然な結果ではありませんが、指数関数的に先細りのべき乗則サイズ分布は、ストリーミング不安定性を介した微惑星形成の数値シミュレーションの特徴です。指数関数的なカットオフの観測は、寒冷地に大きな物体（$D\gtrsim400$〜km）が存在しないという以前の観測の推論と一致しています。太陽系外縁天体領域の研究は、将来のストリーミング不安定性研究が太陽の原始惑星系円盤の微惑星形成の初期条件を決定することを可能にするパラメータを提供しています。
| Title |
Mapping_the_zonal_winds_of_Jupiter\apos_s_stratospheric_equatorial_oscillation |
| Authors |
B._Benmahi,_T._Cavali\'e,_T._K._Greathouse,_V._Hue,_R._Giles,_S._Guerlet,_A._Spiga,_and_R.Cosentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06122 |
1950年代以降、準周期的な振動が陸域の赤道成層圏で研究されてきました。木星赤道振動（JEO）や土星半年振動（SSAO）のような、太陽系の他の惑星はそのような振動を示します（または示すと予想されます）。木星の成層圏では、赤道を中心とした相対的な温度構造の赤道振動は、4。4年の準周期によって特徴付けられます。木星の赤道帯の成層圏の風の場は、直接観測されたことがありません。この論文では、木星の赤道成層圏の絶対風速をマッピングして、垂直方向と水平方向の風と温度のせん断を定量化することを目的としています。地衡風平衡を仮定して、Gemini/TEXESで実行された0.1〜30mbarのほぼ同時の成層圏温度測定と、ALMA観測から1mbarで導出された直接帯状風測定を使用して熱風バランスを適用します。これらはすべて2017年3月14〜22日に実行されました。したがって、JEOが発生する木星の成層圏の帯状風速場を自己無撞着に計算することができます。木星の赤道周辺の緯度と気圧の関数としての帯状風速の成層圏マップを初めて取得します。風は、東向きと西向きの連続したジェットで垂直に層状になっています。赤道で4mbarの西向きのジェットが200m/sであり、典型的な縦方向の変動は約50m/sです。風の計算を上部対流圏に拡張することにより、雲追跡技術を使用して観測された風に質的に近い風の構造を見つけます。成層圏でのほぼ同時の温度と風の測定は、JEO（および他の惑星の赤道振動）とその時間発展の将来の調査のための強力なツールです。
小惑星表面の熱物理学的調査II：粒子サイズに影響を与える要因
| Title |
Thermophysical_Investigation_of_Asteroid_Surfaces_II:_Factors_Influencing_Grain_Size |
| Authors |
Eric_M._MacLennan_and_Joshua_P._Emery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06255 |
小惑星の表面は、レゴリスの発達と進化をもたらす機械的な風化プロセスにさらされます。実行可能で支配的な風化プロセスとして、2つの提案されたメカニズム（衝撃衝撃と熱疲労）が提案されています。以前は、温度、直径、および自転周期への依存性を決定するために、数百の小惑星（主にメインベルト内）の熱慣性をまとめて推定しました。この作業では、熱伝導率モデルを使用して、この大きな熱慣性データセットから小惑星レゴリスの粒径を推定します。以前の作業に続いて、粒子サイズデータセットへの多変量線形モデルの適合を実行し、直径と回転周期への依存性を定量化します。最適なモデルの適合は、小惑星の粒子サイズが10km未満の小惑星のオブジェクトサイズに反比例し、このサイズのカットオフを超える関係を示さないことを示しています。自転周期と粒径は、自転周期が約5時間より大きい場合は正の関係を示し、この自転周期を下回る場合は逆の関係を示します。衝撃風化と熱疲労の両方が重要なレゴリス進化メカニズムであると結論付けます。さらに、スペクトルグループ間で事後t検定を実行して、小惑星セット間の組成の違いを特定します。特に、疑わしい金属に富む、M型およびE型小惑星は予想よりも大きい粒子サイズを持ち、P型は他のグループよりも明らかに小さい粒子を持っています
クエーサーホスト銀河の特性は、それらの超大質量（SMBH、$10^{8-10}$M$_{\odot}$）ブラックホールの成長とフィードバックによって決定される可能性があります。詳細なサブグリッド混相流ガスを含む$z\simeq6$の巨大な（ハロ質量$\約10^{12}$M$_{\odot}$）銀河の一連の宇宙論的シミュレーションとのそのような関係を調査します。と降着モデル。初期質量$10^5$M$_{\odot}$のBHシードは、主にガス降着によって成長し、観測された$M_{\rmBH}--M_{\star}$の$z=6$設定によってSMBHになります。ブーストファクターを必要としない関係。クエーサーフィードバックはSMBHの成長を決定的に制御しますが、$z=6$でのホスト銀河の特性への影響はごくわずかです。私たちのモデルでは、クエーサーの活動は、星形成を抑制（ガス加熱による）または強化（ISM過圧による）することができます。しかし、星形成の歴史は、クエーサーのエネルギー蓄積によって妨げられない環境からの冷たいガスの降着によって、少なくとも$z>6$で大部分が支配されているため、そのような変調の影響を受けないことがわかります。クエーサー駆動の流出は速度$>1000〜\rmkm〜s^{-1}$を達成できますが、実際にホスト銀河から逃げることができるのは、流出するガスの質量の$\約4$％だけです。これらの発見は、利用可能なデータによって緩く制約されているだけですが、初期の銀河におけるクエーサーフィードバックの兆候を探す観測キャンペーンを導くことができます。
AGNの選択方法は、ホスト銀河の特性の分布に大きな影響を及ぼします
| Title |
AGN_Selection_Methods_Have_Profound_Impacts_on_the_Distributions_of_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
Zhiyuan_Ji,_Mauro_Giavalisco,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_Kocevski,_Emanuele_Daddi,_Ivan_Delvecchio,_Cassandra_Hatcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05640 |
X線とIRで選択されたAGNの比較研究を$z\upperx2$で提示し、星形成（SF）の分布とホスト銀河の形態学的特性に対するAGN選択効果の重要性を強調します。X線AGNホストのSFの中央値は非AGN星形成銀河（SFG）に似ていますが、X線AGNの発生率q$_{\rm{AGN}}$は銀河間で高いことがわかります。半光半径（$\Sigma_e$）と中央の1kpc（$\Sigma_{\rm{1kpc}}$）の両方で、SFが抑制され、恒星の質量面密度が大きくなっているため、IRAGNホストは異なります。それらはそれほど大きくなく、SFが高く、通常のSFGと同様の色の分布$\Sigma_e$および$\Sigma_{\rm{1kpc}}$を共有しています。$\Sigma_e$と$\Sigma_{\rm{1kpc}}$が恒星の質量（M$_*$）と強く相関していることを考えると、$\frac{M_{\rm{1kpc}}}{M_*}を導入します。M$_*$に依存しない、銀河のコンパクトさを定量化するための、中央の1kpc内の分数質量。両方のAGN集団は、通常のSFGと同様の$\frac{M_{\rm{1kpc}}}{M_*}$分布を持っています。q$_{\rm{AGN}}$は$\Sigma_e$と$\Sigma_{\rm{1kpc}}$の両方で増加しますが、$\frac{M_{\rm{1kpc}では一定のままであることを示します。}}{M_*}$は、$\Sigma$でq$_{\rm{AGN}}$が増加する傾向がM$_*$によって駆動されていることを示しています。私たちの発見はAGN消光のシナリオと矛盾していませんが、遷移銀河によってホストされているAGNの発生率はAGNの選択に決定的に依存しているため、直接それを暗示しているわけでもありません。選択に関係なく、SFとAGNのボロメータ光度の間に明確な相関関係が観察されないという追加の証拠は、AGNが$z\upperx2$の巨大銀河の消光の直接の原因であるという概念に疑問を投げかけています。
サジタリウスアームの高ピッチ角構造
| Title |
A_high_pitch_angle_structure_in_the_Sagittarius_Arm |
| Authors |
M._A._Kuhn_(1),_R._A._Benjamin_(2),_C._Zucker_(3),_A._Krone-Martins_(4,5),_R._S._de_Souza_(6),_A._Castro-Ginard_(7),_E._E._O._Ishida_(8,9),_M._S._Povich_(10),_L._A._Hillenbrand_(1),_((1)_Caltech,_(2)_University_of_Wisconsin-Whitewater,_(3)_Harvard-Smithsonian_CfA,_(4)_UC_Irvine,_(5)_Universidade_de_Lisboa,_(6)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(7)_Universitat_de_Barcelona,_(8)_Universit\'e_Clermont_Auvergne,_(9)_CNRS,_(10)_Cal_Poly_Pomona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05643 |
コンテキスト：渦巻銀河では、星形成は、腕、拍車、羽、枝など、渦巻パターンの特徴を追跡する傾向があります。しかし、私たち自身の天の川では、ディスク内からの視点のために、個々の星形成領域をそれらのより大きな銀河環境に接続することは困難でした。天の川のほぼすべての最新モデルの特徴の1つは、太陽の内側に位置し、ピッチ角が約12度の射手りゅう座アームです。目的：スピッツァー/IRAC候補YSO（SPICY）カタログの若い恒星状天体（YSO）を使用して、射手りゅう座腕のセグメント内の星形成領域の3D位置と速度をマッピングし、それらの分布を腕のモデルと比較します。方法：これらのオブジェクトの距離と速度は、ガイアEDR3の位置天文学と分子線の調査から導き出されます。YSOの空間的にクラスター化されたグループの視差と固有運動を推測し、空間的に関連付けられた分子雲の速度からそれらの視線速度を推定します。結果：銀河経度範囲1〜4.0〜18.5度で、ピッチ角が$\psi=56$度、アスペクト比が高い、長さが約1kpcの狭い線形構造に配置された25個の星形成領域を特定します。〜7：1。この構造には、M8、M16、M17、M20などの大規模な星形成領域が含まれています。構造内の動きは非常にコヒーレントであり、銀河の回転方向の速度は$240\pm3$km/s（平均よりわずかに高い）で、銀河中心に向かってわずかにドリフトし（-4.3km/s）、負のZになります。方向（-2.9km/s）。構造物が受ける回転せん断は4.6km/s/kpcです。結論：観測された56度のピッチ角は、射手りゅう座の腕のセグメントで著しく高いです。この機能の考えられる解釈について、低ピッチ角の射手りゅう腕内の下部構造、拍車、または孤立した構造として説明します。
炭素に富む星の周りのダスト生成：金属量の役割
| Title |
Dust_Production_around_Carbon-Rich_Stars:_The_Role_of_Metallicity |
| Authors |
Ambra_Nanni,_Sergio_Cristallo,_Jacco_Th._van_Loon,_Martin_A.T._Groenewegen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05645 |
背景：宇宙のほとんどの星は、熱的に脈動する漸近巨星分枝（TP-AGB）フェーズ中にエンベロープを失い、銀河の星間物質を重い元素で濃縮し、部分的に凝縮して、それらの拡張で形成されたダスト粒子になり、進化を終了します。星周エンベロープ。これらの星の中で、炭素に富むTP-AGB星（C星）は、銀河の化学的濃縮に特に関係があります。ここでは、ダスト形成過程における金属量の役割を理論的な観点から調査しました。方法：私たちは、衝撃の時間平均効果を含む、塵の成長と塵によって引き起こされる風の最新の説明を、FRUITYの恒星進化論の軌跡と組み合わせました。予測を、銀河、マゼラン雲（LMCおよびSMC）、および太陽と太陽の1/10の間の金属量を特徴とする銀河ハローでのC星の観測と比較しました。結果：私たちのモデルは、IRSスピッツァースペクトルから導き出されたCスター周辺のガスとダストの含有量の変動を説明しました。さまざまな金属量でのCスターの風速は、私たちの説明によってよく再現されました。広範囲の質量損失率で、太陽の1/10までの金属量での風速を予測しました。
n-捕獲とアルファ-元素の存在比は、古い星の種族に散在しています。恒星ハローの宇宙論的シミュレーション
| Title |
The_n-capture_and_alpha-elements_abundance_ratios_scatter_in_old_stellar_populations._Cosmological_simulations_of_the_stellar_halo |
| Authors |
Cecilia_Scannapieco_(1),_Gabriele_Cescutti_(2),_Cristina_Chiappini_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05653 |
銀河形成の宇宙論的、流体力学的シミュレーションを使用して、古くて金属量の少ない星の存在比と$\alpha$-および中性子捕獲元素の散乱の起源を調査します。このために、II型超新星の化学生成物の生成と分布のための新しい処理を実装します。これは、化学収率に対する大質量星の回転の影響と、このタイプの超新星。天の川銀河の恒星ハローに焦点を当て、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Sr/Fe]、[Eu/Fe]、[Ba/Fe]。私たちのモデルは、宇宙論的シミュレーションで初めて、$\alpha$要素の存在量の低い散乱と、ハロー星の中性子捕獲要素に関連する高い散乱を同時に説明することができます。天の川の観察によって。また、[Sr/Ba]比で観測された散乱を再現します。これは、高速回転する星の処理と、化学収率の金属量、質量、回転速度への依存性に起因します。私たちのシミュレーションは、異なる質量の星に関連する異なる放出時間が適切に記述されている場合、追加の混合メカニズムやアルファおよび中性子捕獲要素の別個の処理を呼び出す必要なしに、そのような散乱パターンが自然に現れることを示しています。このタイプのシミュレーションは、過去の降着の残骸と、ガイアと分光データによって明らかにされた銀河の原始的な原位置の個体群を特徴づけて特定するのに役立ちます。
MOND重力の力学的摩擦による超拡散銀河の球状星団システムの進化
| Title |
Evolution_of_globular-cluster_systems_of_ultra-diffuse_galaxies_due_to_dynamical_friction_in_MOND_gravity |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Hongsheng_Zhao,_Benoit_Famaey,_Oliver_M\"uller,_Pavel_Kroupa,_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05667 |
（要約）力学的摩擦は、ニュートン重力と修正ニュートン力学（MOND）を区別するために使用できます。これは、これらのフレームワークでは動作が異なるためです。ただし、この概念は、MONDではまだあまり検討されていません。以前のシミュレーションでは、暗黒物質を伴うニュートン重力よりも、MONDの主要な合併中の力学的摩擦が弱いことが示されていました。分析的な議論は、マイナーな合併については反対のことを示唆しています。この作業では、孤立した超拡散銀河（UDG）内を移動する球状星団（GC）の高解像度$N$-bodyシミュレーションによってMONDの解析的予測を検証します。S\'anchez-Salcedoによって提案された動的摩擦について、Chandrasekhar式のMONDアナログを単一のGCでテストします。また、MONDによって、孤立したUDGのGCシステムが核星団に沈むことなく生き残ることができるかどうかについても調査します。シミュレーションは、アダプティブメッシュリファインメントコードPhantomofRamsesを使用して実行されます。質量分解能は$20\、M_\odot$で、空間分解能は$50\、$pcです。GCは点質量としてモデル化されます。単一のGCを含むシミュレーションでは、GCのアポセンターが約0.5の有効半径を超えている限り、S\'anchez-Salcedoの式がうまく機能し、有効なクーロン対数が軌道の真円度とともに増加することがわかります。GCが中央のキロパーセクに達すると、おそらくコアのストールメカニズムが原因で、その沈下は事実上停止します。複数のGCを使ったシミュレーションでは、それらの多くは中心に向かって沈みますが、コアのストール効果により、それらが核星団を形成するのを妨げているようです。GCシステムは、銀河の星よりも遅い速度分散で終わります。シミュレーションをスケーリングすることにより、これらのUDGが外部フィールドに支配されていない限り、これらの結果をほとんどのUDGパラメーターに拡張します。
セイファート1銀河NGC985のウォームアブソーバーのマルチエポック特性
| Title |
Multi-epoch_properties_of_the_warm_absorber_in_the_Seyfert_1_galaxy_NGC_985 |
| Authors |
J._Ebrero_(1),_V._Domcek_(2,_3,_4),_G._A._Kriss_(5)_and_J._S._Kaastra_(6,_7)_((1)_Telespazio_UK_for_ESA_European_Space_Agency,_(2)_API_Amsterdam,_(3)_GRAPPA,_(4)_Masaryk_University,_(5)_STScI,_(6)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(7)_Leiden_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05676 |
（要約）NGC985は、2015年にXMM-Newtonによって2回観測され、ソースが2013年に発生した軟X線不明瞭化イベントから発生していることを明らかにしました。2003年の観測でも、部分的な不明瞭化の兆候が見られました。2003年、2013年、2015年にRGSによって取得されたNGC985の高分解能X線スペクトルを分析して、連続体に重ね合わされた電離吸収体の特性を明らかにし、電離フラックスの変化に対する応答を調べました。NGC985のグレーティングスペクトルには、最大4つのウォームアブソーバー（WA）コンポーネントが存在し、さらに、約22.3で流出する穏やかなイオン化（logxiが0.2〜0.5の範囲）（logN（H）が約22.3）であることがわかりました。6000km/s吸収体は、21から約22.5の範囲のlogN（H）と、1.6から2.9の範囲のイオン化パラメーターを持っています。最もイオン化された成分も最速で、5100km/sで移動しますが、他の成分は約600km/sと350km/sの2つの運動学的領域で流出します。これらの成分は、電離連続体の変化に応じて、さまざまな時間スケールで変動を示しました。これらの変化が光イオン化によるものであると仮定すると、ガスの密度、したがってその距離の上限と下限が得られ、最も近い2つの成分がpcスケールの距離にあり、残りは数十pcまで伸びることがわかります。中央のソースから。最も速く、最もイオン化されたWA成分は、ホスト銀河のISMに注入された運動光度の大部分を占めます。これはNGC985のボロメータ光度の0.8％のオーダーです。モデルによると、この量の運動光度は単位時間あたりのエネルギーは、宇宙のフィードバックを説明するのに十分でしょう。
巨大な星のゆがんだ降着円盤の物理的状態。 G023.01 $-$ 00.41の349GHzALMA観測
| Title |
Physical_conditions_in_the_warped_accretion_disk_of_a_massive_star._349_GHz_ALMA_observations_of_G023.01$-$00.41 |
| Authors |
A._Sanna,_A._Giannetti,_M._Bonfand,_L._Moscadelli,_R._Kuiper,_J._Brand,_R._Cesaroni,_A._Caratti_o_Garatti,_T._Pillai_and_K.M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05683 |
若い巨大な星は、その近くで凝縮する大量のガスと塵を暖め、さまざまな分子種からの線の森を刺激します。それらの線の明るさは、ガスの物理的状態を局所的に診断するツールであり、巨大な星が形成される環境に制約を設定するために使用します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを349GHz付近の周波数、角度分解能$0.1''$で使用して、若い大質量の降着円盤から発生するシアン化メチル（CH$_3$CN）の放出を観測しました。星。ディスクミッドプレーンを12の異なるビームでサンプリングし、ガス（およびダスト）の物理的状態の独立した測定値を取得します。降着円盤はミッドプレーンの上に伸びており、空の平面に投影された両腕のスパイラル形態を示しています。これを10個の追加ビームでサンプリングします。これらの明らかなスパイラルの特徴に沿って、ガスは約$\rm1kms^{の速度勾配を受けます。-1}$2000auあたり。ガス温度（T）は、半径R$^{-0.43}$のべき乗則に従って、ディスクの両側に沿って対称的に上昇し、3000auでの約98Kから250auでの289Kになります。CH$_3$CN列密度（N）は、$\rm9.2\times10^{15}cm^{-2}$から$\rm8.7\times10^{17}cm^{-2}$に増加します。同じ半径、半径R$^{-1.8}$のべき法則に従います。ほぼ真横から観測された円形のガス状円盤の枠組みでは、星から250auの距離で$\rm4.8\times10^9cm^{-3}$を超えるH$_2$の体積密度を推測します。。Kratteretal。による方法論に従って、断片化に対するディスクの安定性を研究します。（2010）、急速な降着の下で適切であり、ディスクがその全体の範囲に沿ってわずかに断片化する傾向があることを示しています。
新たに発見された超微弱矮小銀河CentaurusIのこと座RR型変光星
| Title |
RR_Lyrae_stars_in_the_newly_discovered_ultra-faint_dwarf_galaxy_Centaurus_I |
| Authors |
C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_W._Cerny,_A._K._Vivas,_A._Drlica-Wagner,_A._B._Pace,_J._D._Simon,_R._R._Mu\~noz,_A._R._Walker,_S._Allam,_D._L._Tucker,_M._Adam\'ow,_J._L._Carlin,_Y._Choi,_P._S._Ferguson,_A._P._Ji,_N._Kuropatkin,_T._S._Li,_D._Mart\'inez-Delgado,_S._Mau,_B._Mutlu-Pakdil,_D._L._Nidever,_A._H._Riley,_J._D._Sakowska,_D._J._Sand,_G._S._Stringfellow_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05688 |
超微弱矮星（UFD）銀河CentaurusI（CenI）と2つの天の川（MW）$\delta$Scuti/SXPhoenicisで3つのRRLyrae（RRL）星（2つのRRcと1つのRRab）が検出されたことを報告します。マルチエポック$giz$DECam観測に基づく星。2つのRRc星は、CenIの半光半径（r$_h$）の2倍以内にあり、RRab星（CenI-V3）は$\sim6$r$_h$にあります。これを宇宙に密集させた3つの離れたRRL星の存在は、銀河ハローにおけるRRLの滑らかな分布と比較して4.7$\sigma$過剰を表しています。新しく検出されたRRL星を使用して、CenIまでの距離係数$\mu_0=20.35\pm0.05$mag（D$_{\odot}=118\pm3$kpc）を取得します。ベイリー図のRRL星の位置により、他のUFD銀河と一致して、CenIをOosterhoffIIシステムとして分類することができます。最後に、UFD銀河と古典的な矮小銀河におけるRRc+RRd（RRcd）星（$f_{cd}$）の相対速度を調べます。MW矮小銀河の完全なサンプルは、平均$f_{cd}=0.28$を与えます。CenIなどのいくつかのUFD銀河は、より高いRRcd比を示しますが、すべてのUFD銀河のRRL集団を組み合わせると、RRcd比は、古典的な矮星で得られたものと同様になります（$f_{cd}$$\sim$0.3）。したがって、UFD銀河と古典的な矮小銀河のRRcd星の割合が異なるという証拠はありません。
周期的なメーザーソースの大規模なプロトクラスターG188.95 + 0.89
| Title |
Massive_Protocluster_of_a_Periodic_Maser_Source_G188.95+0.89 |
| Authors |
M._M._Mutie,_J._O._Chibueze,_K._El_Bouchefry,_G._C._MacLeod,_J._Morgan_and_P._Baki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05743 |
G188.95+0.89に関連付けられている6.7GHzCH$_3$OHメーザーの継続的な監視の結果を報告します。これらの観測では、5つの特徴が周期的に変化しており、少なくとも2つは速度ドリフトの証拠を示しています。これらの速度ドリフトの原因は明らかではありません。スペクトルは1991年の検出以来大幅に変化しています。11.45kms$^1$の特徴は2003年から指数関数的に減少しています。補完的なALMA1.3mmの連続体と線の観測結果も示されています。G188.95+0.89で8つの連続体コア（MM1-MM8）が検出されました。検出されたコアの質量を導き出しました。G188.95+0.89MM2は、ALMAバンド7の観測で、2つの連続コア（0.1秒角で区切られている）に分解されました。また、MM2に関連するCH$_3$OH（4$_{（2,2）}$-3$_{（1,2）}）$熱放射はダブルピークです。MM2に複数の（少なくともバイナリの）若い恒星状天体が存在することを提案します。SiO放出は、MM2でバウショック形態を示しますが、MM2の東と西での$^{12}$COの強い放出は、東西の双極流出の存在を示唆しています。
どの分子雲構造が結合していますか？
| Title |
Which_Molecular_Cloud_Structures_Are_Bound? |
| Authors |
Neal_J._Evans_II,_Mark_Heyer._Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_Quang_Nguyen-Luong._Manuel_Merello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05750 |
CO$J=1-0$から$^{13}$CO$J=1-0$までのトレーサーによって定義された分子雲構造の調査をNH$_3$データとともに分析します。ビリアルパラメータの平均値と結合構造の質量の割合は、構造の識別に使用される方法によって異なります。一般に、ウイルスパラメータは減少し、結合構造の質量の割合は、トレーサーの有効密度、構造の表面密度と質量、および銀河の中心からの距離とともに増加します。CO$J=1-0$で定義される銀河の構造の最も完全な調査では、結合構造にある質量の割合は0.19です。CO$J=2-1$に基づく他の銀河のカタログの場合、分数は0.35です。これらの結果は、遅い星形成の根本的な問題の実質的な軽減を提供します。束縛されていることがわかった雲だけを数え、それらが平均雲密度で自由落下時間に崩壊すると仮定すると、銀河の完全な調査におけるすべての雲の合計は、1個あたり46太陽質量の予測星形成率をもたらします。年、すべての雲が束縛されている場合よりも6.5倍少ない。
観測とシミュレーションにおけるコアの物理的特性の空間分解能への強い依存性
| Title |
Strong_dependence_of_the_physical_properties_of_cores_on_spatial_resolution_in_observations_and_simulations |
| Authors |
Fabien_Louvet,_Patrick_Hennebelle,_Alexander_Men'shchikov,_Pierre_Didelon,_Evangelia_Ntormousi,_Pierre_Didelon,_Fr\'ed\'erique_Motte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05813 |
星形成研究の過去10年間、多くの研究は、特定の角度分解能機能を備えたさまざまな望遠鏡を使用して、さまざまな距離にある低質量および高質量の星形成領域を対象としてきました。角度分解能効果の体系的な調査を提示します。特に、ソースの導出された質量と、結果として得られるソース質量関数（SMF）の形状に注意が払われます。Herschel（NGC6334とAquila）で観測された2つの星形成領域と、3つの（マグネト）流体力学シミュレーションで、0.6から0.02pcまでの角度分解能の影響をテストしました。getfを使用して各解像度でソースを検出および測定し、ソースの導出された質量とサイズを分析しました。ソースの数が0.6から0.05pcに収束していないことがわかります。同様の係数で角度分解能が増加すると、約2増加します。0.05pc未満では、角度分解能が2増加しても、ソースの数は約1.3増加します。これは、収束に近いが、まだ収束していないことを示しています。測定された光源のサイズと質量は角度分解能に直線的に依存し、分解能に依存しない値への収束の兆候は見られません。対応するSMFピークも角度分解能でシフトしますが、SMFの高質量テールの傾きはほとんど不変のままです。背景とは物理的に異なる星前のコアがクラスター形成分子雲に存在する場合、それらの質量はこれまでに文献で報告されているよりも低くなければならないと結論付けます。星形成の研究に対するさまざまな意味について議論します。星形成プロセスに関与する質量貯留層を決定する問題。ソースサイズを推測するためのガウスビームデコンボリューションの適用不可能性。そして、コアから星への質量変換の効率を決定することは不可能です。
| Title |
Supermassive_Black_Holes_from_Bose-Einstein_Condensed_Dark_Matter_--_or_Black_and_Dark_Separation_by_Angular_Momentum |
| Authors |
Masahiro_Morikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05848 |
質量$10^{6\sim9}M_{\odot}$の多くの超大質量ブラックホール（SMBH）が、高赤方偏移（$z\upperx7$）宇宙でも各銀河の中心に観測されています。SMBHの初期形成と共通の存在を説明するために、ボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）オブジェクトから構成されるコヒーレント暗黒物質（DM）の重力崩壊によるSMBH形成シナリオを以前に提案しました。このシナリオで難しい問題は、BECの崩壊を妨げる不可避の角運動量です。この困難を克服するために、この論文では、BEC-DMが潮汐トルクメカニズムによって適切な角運動量を獲得する非常に初期の宇宙について考察します。密度の変化と角運動量の獲得のバランスにより、SMBHの質量、およびBHと周囲のダークハロー（DH）の質量比が決まります。この比率は、$M_{BH}/M_{DH}\upperx10^{-3\sim-5}（M_{tot}/10^{12}\mathrm{M}_{\odot}）^であることがわかります。{-1/2}$は、最初のDMクラウドの単純な密度プロファイルを想定しています。この推定値は、データのばらつきが大きいものの、$z\approx0$および$z\approx6$での観測値と一致していることがわかります。したがって、角運動量は黒と暗の分離を決定します、\textsl{すなわち。}SMBHとDH、元のDMクラウド。
矮小楕円体銀河と高解像度宇宙論的$ N $体シミュレーションによる自己相互作用暗黒物質の制約
| Title |
Constraining_Self-Interacting_Dark_Matter_with_Dwarf_Spheroidal_Galaxies_and_High-resolution_Cosmological_$N$-body_Simulations |
| Authors |
Toshihiro_Ebisu,_Tomoaki_Ishiyama,_Kohei_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05967 |
高解像度の宇宙論的$N$-bodyシミュレーションを使用して、コールドダークマターモデルと自己相互作用ダークマターモデルの両方のダークマターサブハロの密度構造を研究します。古典的な矮小楕円体と超微弱な矮小楕円体のスケールで、各サブハロの中心から150pcでのサブハロの中心密度を定量化します。それらを観測値と比較することにより、$\sigma/m<3\\rm{cm^{2}g^{-1}}$の自己相互作用散乱断面積が優先されることがわかります。ホストの潮汐と自己相互作用の組み合わせにより、周辺中心が小さいサブハロの中心密度は、寒冷モデルと自己相互作用モデルの間に顕著な違いを示し、周辺中心が小さい矮星衛星が自然をさらに制約する理想的な場所であることを示しています将来の大規模な分光学的調査による暗黒物質の分析。
27個の重力レンズクエーサーの広い輝線のマイクロレンズ。ブロードライン領域の構造と運動学
| Title |
Microlensing_of_the_broad_emission_lines_in_27_gravitationally_lensed_quasars._Broad_line_region_structure_and_kinematics |
| Authors |
C._Fian,_E._Mediavilla,_V._Motta,_J._Jim\'enez-Vicente,_J._A._Mu\~noz,_D._Chelouche,_A._Hanslmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06227 |
最大5つの異なる観測エポックを持つ27個の重力レンズクエーサーのサンプルのブロードライン領域（BLR）の構造と運動学を研究することを目指しています。このサンプルは、文献からの約100のスペクトルと、11のシステムの22の未公開スペクトルで構成されています。広い輝線（BEL）ウィングの大きさの違いを測定し、マイクロレンズ倍率の分布を統計的にモデル化して、CIV、CIII]、およびMgII発光領域のサイズの最尤推定値を決定します。レンズ付きクエーサーのBELは、それらが発生する領域のサイズが異なるため、拡大が異なると予想されます。スペクトル（CIV、CIII]、およびMgIIで最も一般的なBELに注目すると、低電離線MgIIはマイクロレンズの影響をわずかしか受けないことがわかります。対照的に、高イオン化線CIVは、場合によっては強いマイクロレンズを示し、その発光領域がよりコンパクトであることを示しています。したがって、BELプロファイルは、対応する発光領域の形状と運動学に応じて異なる方法で変形されます。システムの50％以上でCIVの青または赤の翼（または振幅が異なる両方の翼）でマイクロレンズを検出し、QSO0957+561、SDSSJ1004+4112、SDSSの翼で顕著な非対称性を見つけますJ1206+4332、およびSDSSJ1339+1310。この観察結果は、BLRが一般に球対称ではなく、BLR内の2つの領域の存在をサポートしていることを示しています。1つはマイクロレンズに反応せず、もう1つはマイクロレンズによって拡大された場合にのみ表示されます。
支配的な非凝縮成分を伴うボソン暗黒物質ハロー
質量が約数十または数百eVの暗黒物質ボソンによって形成された銀河ハローを考えます。粒子の大部分は非凝縮状態にあり、トーマスフェルミアプローチで記述されています。導出された方程式は、ハロー密度プロファイルを見つけるために数値的に解かれます。非凝縮状態は、コンパクトな重力境界のボーズ・アインシュタイン凝縮を除いて、ハロー全体でサポートされます。これらのコンパクトオブジェクトのサイズは、ボーズスターとも呼ばれ、粒子間の相互作用に依存しますが、その上限は約100天文単位にすぎません。ボーズの星は凝縮したボソンを集め、ハロー内の密度の高いカスプ回避と、小さなハローの過剰生成を防ぐ自然なメカニズムを提供します。ボーズ星のクラスターもハロー密度プロファイルに寄与する可能性があります。モデルは、その予測を銀河の回転曲線の観測と対峙させることによって分析されます。22個の低表面輝度銀河を使用し、粒子の質量が約50eVを超える範囲にあり、最適なフィットが質量$m=86$eVに対応する場合、モデルが観測データと一致することを取得します。この質量は、QCD相転移の直後に分離する遺物暗黒物質ボソンに適しています。
何回の爆発が必要ですか？ -鉄の存在量の広がりから球状星団の超新星を定量化する
| Title |
How_many_explosions_does_one_need?_--_Quantifying_supernovae_in_globular_clusters_from_iron_abundance_spreads |
| Authors |
Henriette_Wirth,_Tereza_Jerabkova,_Zhiqiang_Yan,_Pavel_Kroupa,_Jaroslav_Haas_and_Ladislav_\v{S}ubr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06240 |
多くの球状星団（GC）は、軽元素の含有量によって区別できる複数の集団をホストすることが知られています。あまり一般的ではないのは、コア崩壊超新星（SNe）による濃縮の証拠と見なされる鉄の存在量の広がりを示すGCです。その金属量と鉄の存在量の広がりからGCで発生する必要があるSNeの数を推定するための簡単な分析方法を提示します。次に、この結果を使用して、GCを構築するために星形成（SF）がどのくらい続いたかを推定します。私たちの方法を最新の測定に適用し、これらの測定の正確さを仮定すると、鉄の存在量の広がりがあるほとんどのGCで複数のSNe（最大$10^5$）が必要であることがわかります。ここで研究したGCの濃縮に貢献したSNeイベントの数は、通常、正規の初期質量関数（IMF）で予想されるSNeの数よりも10分の1です。これは、SNeの最初の10％が爆発した後に、形成中のGCからのガス放出が発生したことを示しています。GCの場合、通常、SFはわずか数Myrの後に終了すると計算されます（場合によっては、最大$\約30〜\rmMyr$まで拡張されます）。また、この方法の可能な改善、特にGCの個々の星の鉄存在量測定の誤差に対する感度についても説明します。ここで紹介する方法では、流体力学的シミュレーションを必要とせずに、GC内の鉄の存在量の広がりを説明するために必要なSNeの数をすばやく見積もることができます。
中間ポーラーの軟X線スペクトルにおける複雑なイオン化吸収体の役割
磁気激変星（mCV）では、X線放射は、白色矮星表面近くの衝撃後領域にある衝撃加熱された多温度プラズマから発生します。これらのX線は、ショック前の領域での吸収体の複雑な分布によって変更されます。これらのmCVの軟X線スペクトルに光イオン化された線と暖かい吸収体の特徴が存在することは、これらの吸収体がイオン化されていることを示唆しています。イオン化複合吸収体モデルzxipabを開発しました。これは、衝撃前の流れにおけるイオン化吸収体のべき乗則分布で表されます。イオン化吸収体モデルzxipabを冷却流モデルと反射コンポーネントとともに使用して、2つのIP（NYLupとV1223Sgr）の広帯域Chandra/HETGおよびNuSTARスペクトルをモデル化します。このモデルは、衝突励起されたプラズマから生じる中程度のZ元素からの輝線のようなHとHeの多くをよく説明していることがわかります。ただし、モデルは、中程度のZ元素からのHeのようなトリプレットの一部を説明できず、光イオン化の起源を示しています。チャンドラ/HETGスペクトルの残差に見られるソフト過剰をモデル化するための黒体成分の説得力のある証拠は見つかりません。これは、チャンドラ/HETGデータおよび/を使用したこれらのソースの星間吸収の推定における不確実性が原因である可能性があります。または、冷却流モデルで考慮されていない一部の光イオン化輝線で見られる過剰なフラックス。これら2つのIPのプレショック領域の形状に関して、このモデルの意味を説明します。
FRB121102バーストの高密度サンプルの包括的な分析
| Title |
Comprehensive_analysis_of_a_dense_sample_of_FRB_121102_bursts |
| Authors |
Kshitij_Aggarwal,_Devansh_Agarwal,_Evan_F._Lewis,_Reshma_Anna-Thomas,_Jacob_Cardinal_Tremblay,_Sarah_Burke-Spolaor,_Maura_A._McLaughlin,_Duncan_R._Lorimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05658 |
最初に繰り返される高速電波バーストFRB121102からのバーストの密に繰り返されるサンプルの分析を提示します。アレシボ望遠鏡を使用して、中心周波数1.4GHzで3時間のデータで合計133のバーストを検出し、堅牢なモデリングを開発しますサンプル内のすべてのバーストのスペクトル時間特性を制約するための戦略。ほとんどのバーストプロファイルは散乱テールを示し、バーストスペクトルは中央値幅230MHzのガウス分布によって適切にモデル化されています。FRB121102の以前の研究と一致して、1300MHz未満で放射が不足していることがわかります。また、バーストのより大きなサンプルを使用すると、待機時間の対数正規分布のピークが207秒から75秒に減少することがわかります。私たちの観察では、バーストレート分布にポアソン分布とワイブル分布のどちらも支持していません。複数の手法を使用してバーストの周期性を検索しましたが、有意な周期は検出されませんでした。累積バーストエネルギー分布は、$-0.4\pm0.1$と$-1.8\pm0.2$の低いエネルギー勾配と高いエネルギー勾配、$（2.3\pm0）でのブレークで、べき乗則の形状が壊れています。2）\times10^{37}$エルグ。バーストフィッティングルーチンは、Pythonパッケージ\textsc{burstfit}として提供されます。他のすべての分析スクリプトと結果は公開されています。
NICER、NuSTAR、Swiftによる2020年8月から10月の$ \ gamma $線フレアブレーザーBLLacertaeの追跡観測
| Title |
NICER,_NuSTAR_and_Swift_follow-up_observations_of_the_$\gamma$-ray_flaring_blazar_BL_Lacertae_in_2020_August--October |
| Authors |
Filippo_D'Ammando_(INAF-IRA_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05660 |
とかげ座BL星からの強い$\gamma$線フレア活動の期間中に、Swift、NICER、およびNuSTARの追跡観測を組織しました。ソースは2020年8月11日から10月16日までSwift-XRTによって監視されており、変動振幅は65で、フラックスは1.0$\times$10$^{-11}$から65.3$\times$10$の間で変動します。^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$。2020年10月6日、Swift-XRTは、過去の最大X線フラックスの間に線源を観測しました。XRTによって、より明るくなるとより柔らかな振る舞いが観察されました。これは、明るい状態でXRTがカバーするスペクトルのX線部分でのシンクロトロン放射の重要性が増していることを示唆しています。軟X線の急速な変動は、Swift-XRTとNICERの両方の観測で観察されており、最小変動時間スケールはそれぞれ60秒と240秒であり、非常にコンパクトな放射領域（2.4$\times$10$^{13}$cmおよび9.5$\times$10$^{13}$cm）。硬X線では、$\sim$5.5ksの最小変動時間スケールがNuSTARによって観察されています。2020年10月11日から12日までのとかげ座BL星の最初のNICERとNuSTARの同時観測を報告します。NICERとNuSTARの結合スペクトルは、$\sim$2.7keVでのエネルギーブレークの下（2.10）と上（1.60）の光子指数の有意差を伴うべき乗則の破れによく適合しており、2つの異なる発光の存在を示しています広帯域X線スペクトルの成分（すなわち、シンクロトロンと逆コンプトン）。とかげ座BL星に向かう水素カラムの総密度を自由に変化させて、値N$_{H、tot}$=（2.58$\pm$0.09）$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$が見積もられました。
詳細なモデリングによる連星ブラックホールの形成：安定した物質移動はより低い合併率につながる
| Title |
Binary_Black_Hole_Formation_with_Detailed_Modeling:_Stable_Mass_Transfer_Leads_to_Lower_Merger_Rates |
| Authors |
Monica_Gallegos-Garcia,_Christopher_P_L_Berry,_Pablo_Marchant,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05702 |
コンパクトオブジェクトバイナリの進化を調査するために、高速バイナリポピュレーション合成コードがよく使用されます。それらは通常、バイナリの運命を予測するために重要な、進化のインタラクティブなフェーズ（たとえば、熱タイムスケールでの物質移動、動的不安定性の決定、共通外層）の単一星の進化トラックとパラメータ化されたモデルの分析的適合に依存しています。これらのプロセスは、MESAなどの恒星の構造や進化のコードでより注意深く実装できます。このような改善の影響を評価するために、高速バイナリ母集団合成コードCOSMICを使用したモデルで予測されたバイナリブラックホールの併合を、物質移動と共通外層処理によるMESAシミュレーションで実行されたモデルと比較します。結果は、形成経路、軌道周期、連星ブラックホールの併合の質量比、そしてその結果としての併合率の点で大幅に異なることがわかります。共通外層の進化はCOSMICの主要な形成チャネルですが、MESAモデルでは安定した物質移動が支配的です。ブラックホールドナーの質量、物質移動および共通外層の物理学に応じて、サブソーラー金属性では、COSMICは2〜35倍のブラックホール連星の併合数を過剰に生成し、それらのかなりの部分が詳細なMESAモデルを使用したときに形成されるブラックホール連星よりもマグニチュードが短い。したがって、孤立した連星の急速な集団合成からのいくつかの連星ブラックホールの併合率の予測は、約5〜500の要因によって過大評価される可能性があることがわかります。重力波観測の解釈には、これらの相互作用する二元相の詳細な処理の使用が必要であると結論付けます。
磁化プラズマにおけるリヒトマイヤー・メシュコフ不安定性のアルヴェーン数
リヒトマイヤー・メシュコフ不安定性（RMI）の電磁流体力学的進化は、2次元MHDシミュレーションによって調査されます。RMIは強い磁場によって抑制されますが、シード磁場が弱い場合、RMIは周囲の磁場を何桁も増幅します。抑制および増幅プロセスは、Alfv\'en数$R_A$の振幅とともに継続的に評価できることがわかりました。これは、RMIの線形成長速度とAlfv\'en速度の比として定義されます。インターフェイス。Alfv\'en数が1未満の場合、流体に作用するローレンツ力がRMIの不安定な動きを大幅に緩和し、インターフェースはこの制限内で安定して振動します。一方、$R_A\gtrsim1$の場合、RMIの増加により、表面変調が増加します。磁場の最大強度は、最大$R_A$の係数で強化されます。この重要な機能は普遍的であり、入射衝撃の初期マッハ数、アトウッド数、波形振幅、さらには初期磁場の方向にも依存しません。
LISAとSKAの時代における高度に相対論的な連星パルサーによる重力の厳格なテスト
| Title |
Stringent_Tests_of_Gravity_with_Highly_Relativistic_Binary_Pulsars_in_the_Era_of_LISA_and_SKA |
| Authors |
Xueli_Miao,_Heng_Xu,_Lijing_Shao,_Chang_Liu,_Bo-Qiang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05812 |
現在、19個の二重中性子星（DNS）システムが無線タイミングで検出され、2個のマージDNSシステムがキロヘルツ重力波で検出されています。選択効果のために、それらのどれも数十分の範囲の軌道周期$P_b$を持っていません。この論文では、キュトクらによって提案されたマルチメッセンジャー戦略について考察します。（2019）、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）とスクエアキロメートルアレイ（SKA）を共同で使用して、銀河パルサー-中性子星（PSR-NS）システムを$P_b\sim$10-100分で検出および研究します。この戦略によってPSR-NSシステムを検出すると想定しています。標準のパルサータイミングソフトウェアを使用して、これらの連星パルサーからのパルス信号の到着時間をシミュレートします。公転周期が$P_b\in（8,120）\、$minである短軌道周期PSR-NSシステムのタイミングパラメータの精度を取得します。軌道減衰のシミュレートされた不確実性$\dot{P}_{b}$を使用して、さまざまな代替重力理論の将来のテストを予測します。相対論的なPSR-NSシステムが、強磁場領域における比重理論のパラメーターに対する制約を大幅に改善することを定量的に示します。また、$P_b=8\、$minのPSR-NSシステムでLense-Thirring効果によって引き起こされる軌道ペリアストロン前進を調査し、Lense-Thirring効果が高精度で検出可能であることを示します。
星間磁場の垂直衝撃からの宇宙線の脱出
| Title |
Escape_of_cosmic_rays_from_perpendicular_shocks_in_the_interstellar_magnetic_field |
| Authors |
Shoma_F._Kamijima,_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05820 |
星間物質（ISM）における球形衝撃波の垂直衝撃波領域からの脱出過程を調査します。超新星残骸（SNR）の垂直衝撃における拡散衝撃加速は、上流の磁場増幅なしに宇宙線（CR）をPeVスケールに加速することが期待されています。垂直衝撃領域からの脱出によって制限されるCRの最大エネルギーを推定します。試験粒子シミュレーションを実行することにより、理論的推定を確認し、垂直衝撃における脱出制限最大エネルギーが、典型的なタイプIaSNRで数10TeVであることを示します。したがって、ISMのSNRがCRをPeVスケールに加速するためには、上流の磁場増幅が必要です。数10TeVの特徴的なエネルギースケールは、最近の直接CR観測によって報告された、10TeV付近のスペクトルブレークの原因である可能性があります。さらに、自由膨張段階では、超光速衝撃領域のサイズよりも大きい、衝撃面全体の約20％の領域で急速な垂直衝撃加速が作用することを示します。また、垂直衝撃からのCR電子の脱出についても説明します。
SRG / ART-XC全天X線調査：最初の1年間に検出された線源のカタログ
| Title |
SRG/ART-XC_all-sky_X-ray_survey:_catalog_of_sources_detected_during_the_first_year |
| Authors |
M._Pavlinsky,_S._Sazonov,_R._Burenin,_E._Filippova,_R._Krivonos,_V._Arefiev,_M._Buntov,_C.-T._Chen,_S._Ehlert,_I._Lapshov,_V._Levin,_A._Lutovinov,_A._Lyapin,_I._Mereminskiy,_S._Molkov,_B.D._Ramsey,_A._Semena,_N._Semena,_A._Shtykovsky,_R._Sunyaev,_A._Tkachenko,_D.A._Swartz,_A._Vikhlinin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05879 |
進行中の全天調査中に、SRG天文台に搭載された4〜12keVのエネルギーバンドでミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡によって検出されたソースの最初のカタログを提示します。カタログは、空の最初の2つの6か月スキャン（2019年12月-2020年12月）の組み合わせマップで検出された867のソースで構成されています-ART-XC空調査1および2、またはARTSS12。点源に対して達成される感度は、黄道面の近くで約5x10-12erg/s/cm2の間で変化し、黄道極の近くで10-12erg/s/cm2（4-12keV）よりも優れています。15秒角。カタログにある既知または疑わしい起源の750のソースのうち、56％は銀河系外（主に活動銀河核（AGN）と銀河団）であり、残りは銀河系（主に激変星（CV）と低質量および高質量X線）です。-光線バイナリ）。116の線源について、ART-XCは初めてX線を検出しました。これらの大部分（〜80）は（採用された検出しきい値に対して）偽物であると予想されますが、新たに発見された天体物理学的オブジェクトがかなりの数存在する可能性があります。私たちは、以前は特定されていなかった新しいX線源の光学的追跡観測プログラムを開始しました。これにより、すでにいくつかのAGNおよびCVが特定されています。SRG全天観測は合計4年間継続する予定であり、4〜12keV帯域でのART-XC調査は、同様の（中X線）エネルギー帯域で実施された以前の調査を大幅に上回ることが期待できます。角度分解能、感度、および空の範囲の組み合わせの観点から。
若いラジオラウドガンマ線パルサー光度曲線フィッティング
これらの星からのパルス電波とガンマ線の放出を同時に観測することは、それらの磁気圏内の形状と放射メカニズムを制約し、複数の光子生成サイトを特定するのに役立ちます。この論文では、若いラジオラウドガンマ線パルサーの時間調整されたガンマ線光度曲線を適合させます。極冠の上の高高度から電波光子が発生し、ガンマ線が光シリンダーの外側、縞模様の風の流れのシート内から発生する、双極子の力のない磁気圏を想定しています。磁気軸の傾斜角と中性子星の回転軸に対する視線の傾きに応じて、電波とガンマ線のパルスプロファイルの完全なアトラスを計算します。$\rchi^2$フィッティング技術を適用することにより、磁気圏の形状を正確に特定することができます。収差およびリターデーション効果を含む、回転ベクトルモデルに従った無線偏波測定から、さらなる制約が得られます。モデルと時間調整されたシングルまたはダブルピークのガンマ線パルサー観測との間に良好な一致が見られました。小さなエラーバー内の回転軸に対する伏角と観測者の視線を推定します。ラジオラウドまたはラジオクワイエットのガンマ線パルサー、またはラジオパルサーのみの区別は、関連する放出領域の形状に完全に関連している可能性があります。縞模様の風と組み合わされた高高度極冠モデルは、若い電波パルサーの豊富なガンマ線パルスプロファイルを再現できる最小限のアプローチを表しています。自己無撞着な力のないシミュレーションに基づいて、個々の粒子のダイナミクスとエネルギーの詳細な知識に頼ることなく、放出特性の完全な幾何学的画像を提供します。
熱核超新星、コア崩壊超新星、コンパクトな連星合体、および微小潮汐破壊現象などのいくつかの壊滅的な恒星爆発は、活動銀河核（AGN）の降着円盤に埋め込まれていると考えられています。高エネルギーニュートリノは、爆発噴出物の衝撃がディスクから発生した直後に、衝撃で加速された宇宙線とAGNディスク材料との間の$pp$相互作用によって効率的に生成できることを示しています。AGN恒星爆発は、ニュートリノと電磁（EM）マルチメッセンジャー天文学の共同観測の理想的なターゲットです。ニュートリノバーストの将来のEM追跡観測は、まだ発見されていないAGN恒星爆発を探すのに役立ちます。AGNの恒星爆発は、潜在的に重要な天体物理学的ニュートリノ源である可能性があることを示唆しています。観測された拡散ニュートリノ背景へのAGN恒星爆発の寄与は、AGNディスク内のこれらのイベントの不確実な局所イベント率密度に依存します。既知の理論的局所イベント率密度を持つAGNディスクでの連星白色矮星合体と中性子星合体を検討することにより、これらのイベントが観測された拡散ニュートリノバックグラウンドの$\lesssim10\％$に寄与する可能性があることを示します。
電波波長での古典的な新星
| Title |
Classical_Novae_at_Radio_Wavelengths |
| Authors |
Laura_Chomiuk,_Justin_D._Linford,_Elias_Aydi,_Keith_W._Bannister,_Miriam_I._Krauss,_Amy_J._Mioduszewski,_Koji_Mukai,_Thomas_J._Nelson,_Michael_P._Rupen,_Stuart_D._Ryder,_Jennifer_L._Sokoloski,_Kirill_V._Sokolovsky,_Jay_Strader,_Miroslav_D._Filipovic,_Tom_Finzell,_Adam_Kawash,_Erik_C._Kool,_Brian_D._Metzger,_Miriam_M._Nyamai,_Valerio_A.R.M._Ribeiro,_Nirupam_Roy,_Ryan_Urquhart_and_Jennifer_Weston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06251 |
私たちは、36の古典的な新星の電波観測（1〜40GHz）を提示します。これは、文献、望遠鏡のアーカイブ、および独自のプログラムから編集された50年以上のデータを表しています。私たちのターゲットは、光学パラメータに著しい多様性を示し（たとえば、光学フェージングタイムスケールにまたがる、t_2=1〜263日）、電波光度曲線にも同様の多様性が見られます。輝度温度分析を使用して、新星からの放射光は熱放射とシンクロトロン放射の混合物であり、非熱放射が以前に観察されたことがわかります。新星の少なくとも9（25％）でのシンクロトロン放射の指標として、高輝度温度放射（T_B>5x10^4K）を識別します。V5589SgrとV392Perに代表される、穏やかに進化したコンパニオンを持つシンクロトロンが優勢な新星のクラスを見つけます。これは、矮星のコンパニオンを持つ古典的な新星と巨大なコンパニオンを持つ共生星の間の架け橋のようです。私たちのサンプルの新星のうちの4つは2つの異なる電波最大値を持っています（最初はシンクロトロンによって支配され、後者は熱放射によって支配されます）、そして4つの場合、初期のシンクロトロンピークは時間的に光度曲線の劇的な落ち込みと一致し、粒子加速とダスト形成の共通サイト。光度曲線を表として公開し、多波長の研究やモデリングの取り組みにおいて、より幅広いコミュニティがこれらのデータを使用することを奨励しています。
弱い重力レンズ効果に対する点像分布関数のより高いモーメント誤差の影響
| Title |
Impact_of_Point_Spread_Function_Higher_Moments_Error_on_Weak_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Tianqing_Zhang,_Rachel_Mandelbaum,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05644 |
弱い重力レンズ効果は、宇宙論にとって最も強力なツールの1つですが、微妙な構造的偏りの定量化には課題があります。点像分布関数（PSF）は、PSFモデルが銀河の光プロファイルと畳み込まれている真のPSFと一致しない場合に、弱いレンズ効果のせん断推論にバイアスを引き起こす可能性があります。PSFのサイズと形状のエラー（つまり、2次モーメントのエラー）の影響は十分に研究されていますが、PSFモデルのより高いモーメントのエラーに関連する弱いレンズ効果の体系はさらに調査する必要があります。私たちの研究の目標は、LSST弱レンズ効果分析に対する潜在的な影響を推定することです。画像シミュレーションを使用して、せん断の乗法バイアスをPSFモデルのより高いモーメントの誤差に関連付けることにより、PSFの2次モーメントを超えます。HyperSuprime-Cam（HSC）調査のデータにおける、PSFモデルのより高い瞬間の現在のエラーレベルは、$\sim0.05$パーセントのせん断バイアスを引き起こす可能性があり、この影響は進行中の調査にとって重要ではありませんが、LSSTなどの今後の調査の精度。
| Title |
Localizing_FRBs_through_VLBI_with_the_Algonquin_Radio_Observatory_10-m_Telescope |
| Authors |
Tomas_Cassanelli,_Calvin_Leung,_Mubdi_Rahman,_Keith_Vanderlinde,_Juan_Mena-Parra,_Savannah_Cary,_Kiyoshi_W._Masui,_Jing_Luo,_Hsiu-Hsien_Lin,_Akanksha_Bij,_Ajay_Gill,_Daniel_Baker,_Kevin_Bandura,_Sabrina_Berger,_Patrick_J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Shami_Chatterjee,_Davor_Cubranic,_Matt_Dobbs,_Emmanuel_Fonseca,_Deborah_C._Good,_Jane_F._Kaczmarek,_Victoria_K._Kaspi,_Thomas_L._Landecker,_Adam_E._Lanman,_Dongzi_Z._Li,_James_W._MacKee,_Bradley_W._Meyers,_Daniele_Michilli,_Arun_Naidu,_Cherry_Ng,_Chitrang_Patel,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_P._Pen,_Ziggy_Pleunis,_Brendan_Quine,_Andre_Renard,_Pranav_Sanghavi,_Kendrick_M._Smith,_Ingrid_Stairs_and_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05659 |
CHIME/FRB実験では、その感度と広い視野により、何千もの高速電波バースト（FRB）が検出されました。ただし、角度分解能が低いため、イベントをホスト銀河にローカライズできません。CHIME/FRBからのFRB検出によってトリガーされる超長基線干渉法（VLBI）は、繰り返されないイベントのローカリゼーションの課題を解決します。カナダのオンタリオ州にあるアルゴンキンラジオ天文台で改装された10mの電波皿を使用して、理論上の精度が30ミリ秒未満のVLBI実験用のテストベッドを開発しました。10mシステムの概要を説明し、その改修、データ取得、および電離層からの局在化と分散遅延に使用される幾何学的遅延を同時に推定するフリンジフィッティングの手順について説明します。かにパルサーからの単一パルスを使用して、システムとローカリゼーション手順を検証し、サイト間のクロック安定性を分析します。これは、FRBイベントを位相参照するために重要です。現在のシステムのパフォーマンスでは、50ミリ秒のローカリゼーションが可能であることがわかります。さらに、信号が不十分であるか、広帯域が制限されて幾何学的遅延と電離層遅延の両方を同時に測定できないソースの場合、2つのサイト間の電離層寄与の差を1e-8pc/ccの精度で測定して、400〜800MHz帯域での検出。最後に、CHIMEとアルゴンキン10m望遠鏡で同時に観測された、この非常に長いベースラインで相互相関した最初のFRBの検出を示します。このプロジェクトは、次のCHIME/FRBアウトリガープロジェクトのテストベッドとして機能します。
PolyOculus用の高効率フォトニックランタンカプラーのデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_high-efficiency_photonic_lantern_couplers_for_PolyOculus |
| Authors |
Christina_D._Moraitis,_Juan_Carlos_Alvarado-Zacarias,_Rodrigo_Amezcua-Correa,_Sarik_Jeram,_Stephen_S._Eikenberry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05721 |
PolyOculusテクノロジーは、光ファイバーを使用して、複数の半自律型、小型、安価な市販の望遠鏡のモジュールをリンクすることにより、大面積に相当する望遠鏡を製造します。重要なことに、このスケーラブルな設計の建設費は、同等の従来の大面積望遠鏡の10分の1以下です。私たちは、PolyOculus光ファイバーリンケージ用の新しいフォトニックランタンアプローチを開発しました。これは、はるかに高い結合効率など、これまで考えられていた自由空間光リンケージに比べて大きな利点をもたらす可能性があります。PolyOculus用に開発されたフォトニックランタンプロトタイプの最初の実験室テストを実施し、約91％のブロードバンド効率を実証し、このテクノロジーの卓越したパフォーマンスを確認しました。
Starlink'Visorsat '宇宙船の空の明るさモデル
スターリンク宇宙船のバイザーサットの明るさのモデルは、エンジニアリング設計に関する公開情報と、2020年後半の個々のバイザーサットの131の観測の分析に基づいて提示されます。このモデルが、空。これは、AASのリサーチノート（2020）で公開された分析の更新および拡張バージョンです。このバージョンでは、2021年6月に行われた観測を検討するために、より明るいバイザーの光度を示すセクションが追加されました。
若いM矮星TIC234284556周辺の遠心ブレイクアウトの証拠
| Title |
Evidence_for_Centrifugal_Breakout_around_the_Young_M_Dwarf_TIC_234284556 |
| Authors |
Elsa_K._Palumbo,_Benjamin_T._Montet,_Adina_D._Feinstein,_Luke_G._Bouma,_Joel_D._Hartman,_Lynne_A._Hillenbrand,_Michael_A._Gully-Santiago,_and_Kirsten_A._Banks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05649 |
磁気圏雲は、$\sigma$OriEやRIK-210などの若い磁気的に活動的な星の段階的な光度曲線における深さ変化するディップの説明として提案されています。しかし、磁気圏雲を最初に予測した恒星理論は、経験的証拠が限られている遠心ブレイクアウトとして知られる関連する質量損失メカニズムも予測していました。この論文では、45MyrM3.5スターTIC234284556に関するTESS、LCO、ASAS-SN、およびVeloceからのデータを提示し、それが遠心ブレイクアウトの直接検出の候補であることを提案します。この仮説を評価する際に、以前は安定していた（$\sim$1か月のタイムスケール）トランジットのようなイベントの突然の（$\sim$1日のタイムスケール）消失を調べます。また、信号の消失に先行する異常な増光イベントの存在を解釈し、磁気活動の代用として回転振幅と光フレアリングを分析し、潜在的なブレイクアウトイベントの直前に存在するガスとダストの質量を推定します。私たちのスペクトルおよび測光データが磁気圏雲と遠心ブレイクアウトモデルをサポートし、代替シナリオを嫌うことを示した後、コロナ質量放出（CME）または共回転物質の恒星風起源の可能性について議論し、可能性として再電離メカニズムを紹介します日食パラメータのより緩やかな変動の説明。最後に、TIC234284556を以前に特定された「フラックスディップ」星と比較した後、TIC234284556は若い磁気的に活動的な星のクラス全体の典型的な代表である可能性があると主張します。
V1674 Her（Nova Her 2021）の詳細な光度曲線の進化
超高速（$t_2\sim1.2$d）新星V1674Herの最大光（$V\sim6.3$）への上昇とその後の下降の始まりの間の、高ケイデンス測光を報告します。EvryscopeとMountLagunaObservatoryAll-SkyCameraからのこれらの観測は、少なくとも3時間続いた$g\sim14$（$\sim$8magピーク下）での最大光度曲線のプラトーを明らかにしています。同様の特徴（いわゆる最大前停止）が最大光に近いいくつかの新星で観察されていますが、私たちの知る限り、ピークより$\sim$8等下の光度曲線でプラトーが検出されることは前例がありません。
| Title |
TESS_asteroseismology_of_the_Kepler_red_giants |
| Authors |
Dennis_Stello,_Nicholas_Saunders,_Sam_Grunblatt,_Marc_Hon,_Claudia_Reyes,_Daniel_Huber,_Timothy_R._Bedding,_Yvonne_Elsworth,_Rafael_A._Garc\'ia,_Saskia_Hekker,_Thomas_Kallinger,_Savita_Mathur,_Benoit_Mosser,_Marc_H._Pinsonneault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05831 |
最近開始されたTESSミッションは、初めて、全天で推論星震学を実行する可能性を与えてくれます。TESSは、完全にセクター14で、一部はセクター15でケプラー視野を観測しました。ここでは、ケプラー視野でTESSによって観測された赤色巨星の振動を検出しようとしています。完全な4年間のケプラーの結果をグラウンドトゥルースとして使用して、TESSデータを使用して地震信号をどれだけうまく検出できるかを特徴づけることを目指しています。私たちのデータは1つおよび2つの観測セクターに基づいているため、私たちの結果は、TESSデータの大部分に期待できることを表しています。$\sim$3000の星で、別の$\sim$1000の境界線（低S/N）のケースで明確な振動を検出します。これらはすべて、最大音響パワーの周波数numaxの測定値を生成します。比較すると、単純な計算では、$\sim$4500の星が検出可能な振動を示すと予測されます。明確な検出のうち、570個の星の倍音放射モードdnu間の周波数分離を確実に測定します。これは、全体のdnu収率が20％であることを意味し、1セクターの収率が14％、2セクターの収率が26％に分割されます。。これらの歩留まりは、典型的な（1-2セクター）TESSデータが重大な検出バイアスをもたらすことを意味します。したがって、星の数を増やすには、恒星の特性を推定するための地震入力としてnumaxのみを使用する必要があるかもしれません。良い面としては、地震測定にほとんどまたはまったくバイアスがなく、ケプラーの「真実」に対する典型的なばらつきは、numaxで約5〜6％、dnuで2〜3％です。これらの値は、グリッドベースのアプローチにおける視差、テフ、およびFe/Hの典型的な不確実性と相まって、推定される恒星半径で3％、質量で6％、年齢で20％の内部不確実性を提供します。最後に、TESSのピクセルが比較的大きいにもかかわらず、赤色巨星の地震学は、Tmag<12.5の星の混合によって大きな影響を受けるとは予想されていません。
コロナホールによって反射された衝撃波の電波証拠
| Title |
Radio_evidence_for_a_shock_wave_reflected_by_a_coronal_hole |
| Authors |
S._Mancuso,_A._Bemporad,_F._Frassati,_D._Barghini,_S._Giordano,_D._Telloni,_and_C._Taricco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05931 |
コロナホールの境界でのコロナ衝撃波の反射の電波範囲における最初の明白な観測証拠を報告します。このイベントは、太陽の北西端に位置する活動領域の上で発生し、噴火の隆起と、衝撃に急勾配の極紫外線（EUV）波が特徴でした。太陽力学観測所（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）機器と、太陽地球関係観測所（STEREO-A）に搭載された極紫外線イメージャ（EUVI）機器によって取得されたEUV観測は、内側のコロナのEUVフロント。内側のコロナを伝播する衝撃波の際立った特徴であるメートル法のタイプII電波放射は、地上の電波分光計によって同時に記録されました。電波ダイナミックスペクトルは、タイプIIIのようなヘリンボーン放出とともに、タイプIIの放出レーンの異常な反転を示し、衝撃で加速された電子ビームを示しています。2つの宇宙ベースのEUV機器とナンケイラジオヘリオグラフ（NRH）からの画像データの組み合わせ分析は、逆ドリフト型放射が、コロナホール境界で反射され、介在する低Alfvとの衝撃波面の交差点で生成されたことを示しています。オープンフィールド構成を特徴とする高速領域。また、反射衝撃によって生成された衝撃加速電子ビームの内部コロナにおける時空間進化の優れたデータ駆動型再構成を提供します。
共生候補の分光分析と測光分析-I。古典的な共生星の10個の候補
| Title |
Spectroscopic_and_photometric_analysis_of_symbiotic_candidates_--_I._Ten_candidates_on_classical_symbiotic_stars |
| Authors |
J._Merc,_R._G\'alis,_M._Wolf,_P._Velez,_C._Buil,_F._Sims,_T._Bohlsen,_M._Vra\v{s}\v{t}\'ak,_C._Boussin,_H._Boussier,_P._Cazzato,_I._Diarrasouba,_F._Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05953 |
共生星は、物質移動に関連する顕著な爆発や、恒星風、ジェット、日食、またはコンポーネントの固有の変動性など、さまざまな現象を示す相互作用連星のグループに属しています。近年、数十の新しい共生星と候補が発見されました。しかし、まだ十分に研究されていない多くのオブジェクトがあります。文献で疑われるいくつかの共生候補は、分光学的に研究されたことがありません。この寄稿では、共生候補者に焦点を当てた進行中のキャンペーンの最初の結果を紹介します。シリーズの最初の論文では、測光挙動、色、または存在量パターンに基づいて疑われる10個の古典的な共生星候補の性質を研究します。研究対象の共生性を確認または拒否するために、新しいスペクトルを取得し、それらを詳細に分析し、オブジェクトの利用可能な多周波測光および分光観測を行いました。Hen3-860とV2204Ophは、過去100年間に燃えている共生星と爆発の典型的なスペクトルの特徴を示す本物の共生システムです。最初のオブジェクトは、食の共生星の珍しいグループに属しています。V1988Sgrは、本物の燃える共生星として分類することはできませんが、降着のみの共生システムのシナリオを除外することはできません。ヘン4-204は、既知の共生星であるBDCamと類似しているため、善意の共生星である可能性があります。他の6つの共生候補（V562Lyr、IRAS19050+0001、EC19249-7343、V1017Cyg、PNK1-6、V379Peg）は、単一の矮星または巨星、あるいは非共生連星のいずれかです。
Iバンド光度曲線からのRRLyrae星の金属量推定
| Title |
Metallicity_estimation_of_RR_Lyrae_stars_from_their_I-band_light_curves |
| Authors |
Istv\'an_D\'ek\'any,_Eva_K._Grebel,_Grzegorz_Pojma\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05983 |
こと座RR型変光星の金属量予測の問題を、カズンズI波長帯の近赤外光度曲線から再検討しました。私たちの研究は、$\sim$[にまたがる80個の基本モード（RRab）と24個の第1倍音（RRc）星の高品質時系列測光と最先端の高解像度分光存在量測定に基づいています。$-2.7$、$+0.18$]dexおよび$\sim$[$-3$、$-0.5$]dexの範囲。機械学習手法を使用して、さまざまな光度曲線表現と回帰モデルを調査し、目的に最適な形式を特定しました。[Fe/H]鉄の存在量と光度曲線パラメーターの間の正確な新しい経験的関係は、平均絶対予測誤差がそれぞれ0.16および0.18dexのRRab星とRRc星の両方のベイズ回帰を使用して取得されました。以前の$I$バンド[Fe/H]の推定値には、金属量の少ない領域で最大$\sim0.4$dexの体系的な正のバイアスがあることがわかりました。私たちの新しい予測モデルは、こと座RR型変光星の大きな集団に展開され、天の川とその周辺のさまざまな古い星の種族の測光金属量分布関数（MDF）を取得しました。古いバルジコンポーネントのMDFのモードは約$-1.4$dexであり、最新の分光学的結果と著しく一致していることがわかります。さらに、大小のマゼラン雲といて座矮小銀河について、それぞれ$-1.83$、$-2.13$、$-1.77$dexのMDFモードを導出します。
Beバイナリシステムにおけるスパイラル密度の強化
| Title |
Spiral_Density_Enhancements_in_Be_Binary_Systems |
| Authors |
Isabelle_H._Cyr,_Carol_E._Jones,_Alex_C._Carciofi,_Camryn_Steckel,_Christopher_Tycner,_Atsuo_T._Okazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06230 |
SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）コードを使用して、Beスターディスクに対するバイナリコンパニオンの影響を、ディスクの粘度とミスアライメント角度の範囲、つまり軌道面とプライマリのスピン軸の間の角度について調べます。バイナリコンパニオンとの潮汐相互作用によるディスク内の密度構造が調査されます。以前の研究を拡張して、バイナリコンパニオンによる密度増強の形状と密度構造を分析し、これらの軌道増強による観測された干渉特性の変化も予測します。ミスアラインメントの角度と粘度の値が大きいほど、中心の星から半径方向の距離が離れるにつれて密度がゆっくりと低下する、よりきつく巻かれた渦巻腕が得られることがわかります。軌道相がスパイラル密度増強の構造にほとんど影響を与えないことを示します。これらのスパイラル機能は、H$\alpha$およびKバンド放射の干渉計で検出できることを示しています。また、渦巻銀河の特徴が、これらの特徴と観測者の向きに応じて、干渉法によって決定される軸比に影響を与えることも示しています。たとえば、シミュレーションでは、ディスク密度の向上の場所に応じて、同一平面上のバイナリディスクシステムの軸比が20％変化する可能性があることが示されています。
干渉観測からHD97658の直接決定された特性
| Title |
Directly_Determined_Properties_of_HD_97658_from_Interferometric_Observations |
| Authors |
Tyler_G._Ellis,_Tabetha_Boyajian,_Kaspar_von_Braun,_Roxanne_Ligi,_Denis_Mourard,_Diana_Dragomir,_Gail_H._Schaefer,_and_Christopher_D._Farrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06254 |
通過するスーパーアースホストHD97658のCHARAアレイを使用して干渉観測を行い、その周縁減光の角直径を$\theta_{\text{LD}}=0.314\pm0.004$masと測定しました。視直徑とガイアEDR3視差値とゼロ点補正（$\pi=46.412\pm0.022$mas、$d=21.546\pm0.011$pc）の組み合わせにより、物理半径$R_\starが得られます。=0.728\pm0.008$$R_\odot$。また、星のボロメータフラックスを$F_\text{bol}=2.42\pm0.05\times10^{-8}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$と測定しました。これは、角度サイズとともに、有効温度$T_{\text{eff}}=5212\pm43$Kの測定を可能にします。直接決定された物理的な恒星の特性は、分光法から得られた以前の推定値とよく一致しています。恒星進化モデルとHD97658bの通過の特性を組み合わせて測定を使用し、HD97658の質量と年齢を決定し、惑星の特性を制約しました。私たちの結果と地球上のTESS光度曲線（TOI-1821）の分析は、このシステムの以前の研究をより厳密な不確実性で裏付けています。
解析的で漸近的に平坦なヘアリー（超コンパクト）ブラックホール解とそれらの安定性解析
| Title |
Analytic_and_asymptotically_flat_hairy_(ultra-compact)_black-hole_solutions_and_their_stability_analysis |
| Authors |
Athanasios_Bakopoulos_and_Theodoros_Nakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05656 |
この研究では、スカラー場がクーロン形式であると仮定しながら、その運動項とポテンシャル項が重力に最小限に結合されたスカラー場を含むスカラーテンソル理論を検討します。この理論の文脈では、二次型の自明ではないスカラーヘアを使用して、分析的で漸近的に平坦で規則的な（超コンパクトな）ブラックホール解を取得します。最初に、静的で球対称のブラックホール解の特性を調べ、時空の因果領域で、解をサポートするために必要な応力エネルギーテンソルが強いエネルギー条件を満たすことを発見します。次に、低速回転近似を使用して、静的解をゆっくり回転する解に一般化し、その角速度$\omega（r）$を明示的に決定します。また、超小型ソリューションの角速度は、対応する同じ大きさの低速回転シュワルツシルトブラックホールの角速度と比較して常に大きいことがわかります。さらに、Schr\"{o}ndigerのような方程式と有効ポテンシャルを決定することにより、導出された解の軸方向の摂動を調査します。理論の自由パラメーターのパラメーター空間に領域があることを示します。具体的には、最もコンパクトで安定したブラックホールの解は、シュヴァルツシルトの解の0.551分の1であり、回転が遅いシュヴァルツシルトのブラックホールの2.491倍の速さであると計算されます。最後に、導出された漸近的に平坦な解の漸近的（A）dS解への一般化を詳細に説明することなく提示します。
暗黒物質粒子の消滅または崩壊に関する実験室の制限
| Title |
Laboratory_limits_on_the_annihilation_or_decay_of_dark_matter_particles |
| Authors |
Teresa_Marrod\'an_Undagoitia,_Werner_Rodejohann,_Tim_Wolf,_Carlos_E._Yaguna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05685 |
暗黒物質の間接的な検出に対する制約は、通常、天体物理学の天体（銀河中心、矮小銀河、M31など）の観測から得られます。ここでは、代わりに、検出器内で発生する暗黒物質粒子の消滅または崩壊を探すことを提案します。暗黒物質または大規模なニュートリノ実験では{直接}強調します。XENON1TとBorexinoからのデータが、keVから数MeVの範囲の質量を持つ暗黒物質粒子の消滅と崩壊率に限界を設定していることを示します。関連するすべての最終状態が考慮されます：$\gamma\gamma$と$e^-e^+$への消滅、および$\gamma\gamma$、$\gamma\nu$と$e^-e^+$への崩壊。XENONnT、DARWIN、JUNO、THEIAで予想される感度も計算されます。現在の天体物理学的限界よりも弱いものの、得られた実験室の限界（および予測）は、$J$因子および未知の背景に関連する通常の天体物理学的不確実性がなく、したがって暗黒物質特性の補完的なプローブを提供する可能性があります。現在および将来の（宇宙）素粒子物理学検出器を使用して、数MeVを超えるさまざまな崩壊および暗黒物質の質量に類似の制限を設定することもできることを指摘します。
相対論的画像の干渉パターンからブラックホール計量を解読する
ブラックホールの近くにある光源から放出された光子は、観測者に向かって逃げる前に、ブラックホールの周りに数回巻かれる可能性があります。球対称のブラックホールの場合、任意のソースに対して2つの無限の画像シーケンスが作成され、大きさが減少するにつれて影の境界に漸近的に近づきます。これらのシーケンスは、ブラックホールメトリックのプロパティをデコードするために使用できる複雑な可視度関数の特徴的な階段構造に反映されます。強いたわみ限界における重力レンズの形式を想起し、単一のコンパクトなソースの場合のブラックホールパラメータの関数として、可視性のステップの高さ、幅、および周期性の分析式を導き出します。付着流全体による拡散放出に関して、この理想的なフレームワークは、メトリックに関する明確な洞察とモデルに依存しない情報を提供します。次に、これらの基本式を使用して、より複雑なソースの可視性を構築し、代替メトリックによって引き起こされた変化を追跡し、最終的に一般相対性理論をテストできます。簡単な例として、Reissner-Nordstr\"omおよびJanis-Newman-Winicourメトリックの可視性を含めます。
LTBダストシェルモデルの非特異量子重力ダイナミクス：量子化処方の役割
| Title |
Non-singular_quantum_gravitational_dynamics_of_an_LTB_dust_shell_model:_the_role_of_quantization_prescriptions |
| Authors |
Kristina_Giesel,_Bao-Fei_Li,_Parampreet_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05797 |
ループ量子重力によって動機付けられたさまざまな量子化戦略を使用して、均一なダスト密度でルメートル・トルーマン・ボンディ時空の最も外側のダストシェルのループ量子化のいくつかの結果を研究します。以前の研究では、標準的なループ量子宇宙論の手順に従って、ホロノミーとトライアドを使用してこのモデルを量子化するループを扱ってきました。この作業では、この量子化を、ホロノミーとゲージ共変フラックスが使用される量子化と比較します。両方の量子化スキームは中心の特異点を解決しますが、トラップされた表面が形成される異なる質量ギャップにつながります。外部の一般化されたVaidya時空に一致するこのトラップされた表面は、ダストシェルの密度がプランク領域にあるときに消えます。ホロノミーとゲージ共変フラックスに基づく量子化は、一般に、外部の観測者から見たホワイトホールに関連する有効質量がブラックホール。質量のこの効果的な違いは、2つの量子化におけるバウンス前後のレジームの古典極限の違いに起因します。この特徴的な機能は、重力崩壊が常にブラックホール-ホワイトホール双子につながるホロノミーとトライアドを使用した量子化とは対照的に、ゲージ共変フラックス修正の存在下でブラックホール-ホワイトホール双子の形成を除外します。別の顕著な違いは、ホロノミーとゲージ共変フラックスに基づく量子化の場合、非特異崩壊中にホワイトホールなしでブラックホールのみが形成される状況が存在する可能性があることです。
非局所重力における力学的摩擦
アインシュタインの重力理論の古典的な非局所的一般化である非局所重力（NLG）のニュートンレジームにおける力学的摩擦を研究します。NLGの非局所的な側面は、暗黒物質をシミュレートします。結果として生じる有効な暗黒物質の属性が説明され、銀河のダイナミクスについて、1kpcのオーダーの特徴的な長さスケールを持つ非局所重力の主な物理的予測が提示されます。NLGの枠組みの中で、力学的摩擦に関するチャンドラセカールの公式の類似物を導き出します。棒渦巻銀河で力学的摩擦を受ける中央の棒の見かけの回転に対する結果の天体物理学的意味について簡単に説明します。
$ k $-ガウス-ボネインフレ
新しい$k$-Gauss-Bonnetモデルを提案します。このモデルでは、スカラー場のポテンシャルがない場合に、スカラー場の運動項をガウス-ボネ位相不変量に非最小結合することができます。結果として、このモデルは、スカラー場がファントムである場合、等方性のべき乗則の膨張を認めることが示されています。さらに、動的システム法に基づく安定性解析を実行して、このインフレーションソリューションが実際に安定していて魅力的であることを示します。さらに興味深いことに、テンソル摂動の勾配不安定性は、このモデルでは消えることが示されています。
| Title |
Wormholes_without_exotic_matter:_quasinormal_modes,_echoes_and_shadows |
| Authors |
M._S._Churilova,_R._A._Konoplya,_Z._Stuchlik,_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.05977 |
アインシュタイン-マクスウェル-ディラック理論と2番目のランドール-サンドラムブレーン世界モデルの2つの異なる理論で、エキゾチック物質を個別に追加することなく、通過可能な漸近的に平坦で対称的なワームホールを表す解析解が得られました。さらに、最近、アインシュタイン-マクスウェル-ディラック理論で、滑らかな正規化可能な非対称ワームホール解が数値的に得られました。時間領域積分法を使用して、エコーによって特徴付けられる近臨界のライスナー・ノルドストロームブラックホールを模倣するレジームに重点を置いて、これらすべてのワームホールの準通常のリンギングを研究します。さらに、によって投影される影の半径を計算します。これらのワームホール。
宇宙定数問題における場に依存しない項のくりこみ
| Title |
Renormalization_of_Field-Independent_Term_in_the_Cosmological_Constant_Problem |
| Authors |
I._G._Marian,_U._D._Jentschura,_N._Defenu,_A._Trombettoni,_I._Nandori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06069 |
宇宙論的問題へのくりこみ群（RG）の適用は、有効ポテンシャルにおける場に依存しない項の解釈においてしばしば困難に直面します。この項はフィールド変動に関して一定ですが、一般にRGスケールkに依存します。RGの実行は、識別$k\sim1/t$に従って宇宙の時間的進化に関連付けることができるため、フィールドに依存しない定数、つまりアインシュタイン方程式の$\Lambda$項を実行として扱うことができます（スケール依存）パラメータ。そのスケール依存性は非摂動的RGで説明できますが、重大な欠点があります。つまり、$k^4$と$k^2$の項が、RGフローの高エネルギー（UV）限界に現れ、その結果、発散が横行します。動作。ここでは、この非物理的なUVスケーリングを処理するための減算法を提案し、宇宙定数問題の信頼できるソリューションを構築するためのフレームワークを提供します。
微視的および巨視的衝突による中性子星物質の拘束
| Title |
Constraining_Neutron-Star_Matter_with_Microscopic_and_Macroscopic_Collisions |
| Authors |
S._Huth,_P._T._H._Pang,_I._Tews,_T._Dietrich,_A._Le_F\`evre,_W._Trautmann,_K._Agarwal,_M._Bulla,_M._W._Coughlin,_C._Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06229 |
超新星爆発や中性子星衝突などの高エネルギーの天体物理学的現象を解釈するには、核上密度の物質をしっかりと理解する必要があります。しかし、中性子星のコアで探索された高密度物質に関する私たちの知識は限られたままです。幸いなことに、高密度物質は天体物理学的観測だけでなく、陸域の重イオン衝突実験でも精査されています。この作業では、ベイズ推定を使用して、中性子星の天体物理学的マルチメッセンジャー観測からのデータと、相対論的エネルギーでの金原子核の重イオン衝突からのデータを、微視的核理論計算と組み合わせて、高密度物質の理解を向上させます。重イオン衝突データを含めることは、最近のNICERの観測と一致して、以前の分析と比較して高密度物質の圧力が増加し、中性子星の半径がより大きな値にシフトしていることを示していることがわかります。私たちの調査結果は、重イオン衝突実験からの制約がマルチメッセンジャー観測との顕著な一貫性を示し、中間密度での核物質に関する補足情報を提供することを示しています。この研究は、核理論、核実験、および天体物理学的観測を組み合わせて、共同分析がどのように中性子星で精査された密度範囲にわたって中性子に富む核上物質の特性に光を当てることができるかを示します。
レプトン数を持つサブGeVニュートリノポータルボソンは、原始中性子星（新しく生まれた中性子星）の内部で凝縮する可能性があることがわかりました。これらのボソンは大量に生成され、ニュートリノへのまだ制約されていない結合強度の範囲でボーズ・アインシュタイン凝縮を形成します。コンデンセートは、通常の高密度バリオン物質で遭遇するものとは劇的に異なる輸送特性を持つレプトン数の超流動体です。この段階がどのように原始中性子星の進化を変えることができるかについて議論し、ニュートリノ信号と元素合成への影響についてコメントします。
