ハッブル定数の測定：遠近法による張力
近くの銀河までの距離の測定は、ここ数十年で急速に改善されました。常に存在する課題は、特により長い距離が調査され、不確実性が大きくなるにつれて、体系的な影響を減らすことです。この論文では、赤色巨星の先端（TRGB）法の最近のいくつかのキャリブレーションを組み合わせます。これらのキャリブレーションは、1％レベルで内部的に一貫性があります。新しいGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）データは、十分に文書化されたGaia角度共分散バイアスの結果として、（より低い）5％レベルの精度で追加の整合性チェックを提供します。カーネギー超新星プロジェクトからのIa型超新星の遠方のサンプルに適用された更新されたTRGBキャリブレーションは、Ho=69.8$\pm$0.6（stat）$\pm$1.6（sys）km/s/のハッブル定数の値になります。MpcTRGBに基づくHoの値と、宇宙マイクロ波背景放射の測定から決定された値との間に統計的に有意な差は見られません。TRGBの結果は、SHoESとSpitzerに加えてHSTKeyProjectCepheidキャリブレーションを使用した場合でも、2$\sigma$以内で一貫しています。TRGBの結果だけでは、標準のラムダ-CDM宇宙論モデルを超える追加の新しい物理学は必要ありません。それらには、基礎となる物理学（Heフラッシュのコア）が単純であり、体系的な不確実性が小さい（絶滅、金属量、混雑など）という利点があります。最後に、TRGBとCepheidsの両方の長所と短所を確認し、将来のGaia、HST、およびJWSTの観測との現在の不一致に対処するための見通しについて説明します。この不一致を解決することは、ローカルで測定された値とCMBで推定された値の間のHoの主張された張力が物理的に動機付けられているかどうかを確認するために不可欠です。
| Title |
A_test_of_the_standard_dark_matter_density_evolution_law_using_galaxy_clusters_and_cosmic_chronometers |
| Authors |
Kamal_Bora,_R.F.L._Holanda,_Shantanu_Desai,_and_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15805 |
この手紙では、暗黒物質密度の進化に関する標準法則のテストを実装しています。この目的のために、フラットユニバースとFRWメトリックの有効性のみが想定されます。$\rho_c（z）\propto（1+z）^{3+\epsilon}$で与えられる、変形した暗黒物質密度の進化の法則が考慮され、$\epsilon$の制約は、銀河団のガス質量分率を使用して取得されます。、および宇宙クロノメーター測定。他の最近の分析と完全に一致して、2$\sigma$c.l。内で$\epsilon=0$であることがわかります。
CMBの偏光と暗黒エネルギーの時間依存性の可能性
ダークエネルギーは、現在加速している宇宙の膨張を説明するために導入されました。宇宙論の現在の標準モデルであるLambdaCDMモデルでは、暗黒エネルギーは時間に依存しない宇宙定数として記述されます。暗黒エネルギーの時間依存性の可能性は、例えばIa型超新星の赤みと大きさの関係を調べることによってそれをより深く理解するために調査されました。パンテオン超新星カタログの赤みと大きさの関係にパラメータを当てはめることにより、いくつかの現象論的モデルを使用して暗黒エネルギーの時間依存性に対する制約を調査し、適合度基準のみで時間依存性を排除できないことを確認します。。このような自明でない時間依存性は、再電離の期間に異なる膨張率を引き起こし、CMBの低l偏光パワースペクトルに影響を与えます。たとえば、LiteBIRDのような将来のプローブで効果を検出する可能性を調査します。低lEE偏光パワースペクトルは一般に増強されていることがわかりますが、宇宙分散による制限のために、EE偏光パワースペクトルを見る限り検出することは困難です。
遠い世界での朝と夕方の制約：新しい半分析的アプローチと透過分光法による展望
| Title |
Constraining_mornings_&_evenings_on_distant_worlds:_a_new_semi-analytical_approach_and_prospects_with_transmission_spectroscopy |
| Authors |
N\'estor_Espinoza_and_Kathryn_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15687 |
透過分光法（惑星のターミネーター領域の不透明源による波長による惑星半径の変化）は、これまで太陽系外惑星の大気の特性評価で最も成功したものの1つであり、組成と構造に関する重要な洞察を提供しています。これらの遠い世界の。ただし、この手法を使用するときに行われる一般的な仮定は、変動がターミネーター領域全体で同じであるということです。実際には、朝と夕方のターミネーターは、惑星の固有の3Dの性質により、異なる温度、圧力、したがって組成プロファイルを持っている可能性があり、その結果、惑星の両側に異なるスペクトルが生じます。これらを制約することは、これらの遠い世界の気象パターンだけでなく、これらの特徴が十分に理解されて初めて抽出できる可能性のある惑星形成の特徴を理解するための基本となる可能性があります。この物理的な画像に動機付けられて、この作業では、この効果を検出するための観測の見通しについて詳細な調査を行います。この情報をトランジットライトカーブから直接抽出できるオープンソースの半分析フレームワークを提示し、TESSなどの現在のミッションとJWSTなどの今後のミッションで効果を検出する可能性について詳細な調査を行います。私たちの結果は、これらのミッションがこの効果の検出に大きな期待を示していることを示しています。特に、JWSTを使用した透過分光法の研究では、各肢のスペクトルを提供できるため、以前は位相曲線を介してのみアクセスできた3D情報を伝達できます。
ATLASおよびZTF測光による超低速回転小惑星の発見
| Title |
Discovery_of_Super-Slow_Rotating_Asteroids_with_ATLAS_and_ZTF_photometry |
| Authors |
N._Erasmus,_D._Kramer,_A._McNeill,_D._E._Trilling,_P._Janse_van_Rensburg,_G._T._van_Belle,_J._L._Tonry,_L._Denneau,_A._Heinze,_and_H._J._Weiland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16066 |
ここでは、小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）と掃天観測施設（ZTF）の全天観測から抽出されたデータから、新しいクラスの超低速回転小惑星（P>1000時間）の発見を紹介します。ここで報告する39の自転周期のうち、32は、現在小惑星光度曲線データベースにある以前に報告された明確な自転周期よりも長い周期を持っています。このサンプルでは、7つのオブジェクトのローテーション期間が4000時間を超えており、ここで報告する最長の期間は4812時間（約200日）です。分類法、アルベド、または軌道特性と超低速回転状態との間に相関関係は見られません。これらの非常に遅い回転子を作成するための最も妥当なメカニズムは、それらの回転がYORPスピンダウンによって遅くなった場合です。超低速回転小惑星が一般的である可能性があり、直径2〜20kmのサイズ範囲のメインベルト小惑星集団の少なくとも0.4％が、1000時間を超える周期で回転します。
原始木星型惑星と周惑星円盤の降着衝撃からのH $ \ alpha $放出の流体力学的モデル
| Title |
Hydrodynamic_Model_of_H$\alpha$_Emission_from_Accretion_Shocks_of_Proto-Giant_Planet_and_Circumplanetary_Disk |
| Authors |
Shinsuke_Takasao,_Yuhiko_Aoyama_and_Masahiro_Ikoma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16113 |
最近の観測では、PDS70などの数Myrの年齢の若い恒星系からの過剰なH$\alpha$放出が検出されました。以前に開発した衝撃加熱流の1次元放射流体力学モデルは、惑星降着流が$>であることを示しています。$数十kms$^{-1}$はH$\alpha$放射を生成する可能性があります。しかし、周惑星円盤（CPD）と微視的な降着衝撃の間のスケールの大きなギャップのために、そのような衝撃から発生した放出の観測から原始巨大惑星の降着過程を理解することは挑戦です。スケールギャップの問題を克服するために、2次元の高空間分解能のグローバル流体力学シミュレーションと衝撃加熱流の1次元局所放射流体力学モデルを組み合わせます。原始惑星-CPDシステムのこのような組み合わせシミュレーションから、H$\alpha$放出は主に原始惑星表面の局所領域で生成されることがわかります。CPDを超える降着衝撃は、はるかに弱いH$\alpha$放出を生成します（光度が約1〜2桁小さくなります）。それにもかかわらず、CPDを超える降着ショックは、原始惑星への降着プロセスに大きな影響を与えます。降着は、10日間のタイムスケールで平均すると、準定常的な速度で発生しますが、その速度は、より短いタイムスケールで変動を示します。CPDショックを含むディスク表面降着層は大きく変動し、その結果、原始惑星の時変降着率とH$\alpha$光度が生じます。また、H$\alpha$線のスペクトル放射プロファイルをモデル化し、光度の大きな変動にもかかわらず、線プロファイルの時間変動が少ないことを確認します。高スペクトル分解能の分光観測とモニタリングは、降着過程の特性を明らかにするための鍵となります。
XMM-Newton光学モニターを使用したHD189733bの近UVトランジット
| Title |
The_near-UV_transit_of_HD_189733b_with_the_XMM-Newton_Optical_Monitor |
| Authors |
George_W._King,_L\'ia_Corrales,_Peter_J._Wheatley,_Panayotis_Lavvas,_Maria_E._Steinrueck,_Vincent_Bourrier,_David_Ehrenreich,_Alain_Lecavelier_des_Etangs,_Tom_Louden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16208 |
ホットジュピター惑星の20の主要な通過をカバーする、HD189733の近紫外線でのXMM-Newton光学モニター観測の分析を提示します。トランジットはUVW2フィルターとUVM2フィルターの両方で明確に検出され、データへの適合により、光学的に観察されたものと一致するトランジットの深さが明らかになります。測定された深さは、光学的に測定された半径（1.187R$_{\rmJ}$atそれぞれUVW2およびUVM2バンドパスで4950\r{A}）。また、観測の8年間のベースライン全体で通過深度に統計的に有意な変動は見られません。調査した波長でロッシュローブに向かって、またはロッシュローブを超えて拡張された広帯域吸収を除外しますが、惑星からの距離までの吸収が個々の近紫外線線に存在するかどうかを判断するには、より高いスペクトル分解能での観測が必要です。
$ z \ sim 6 $クエーサーのダスト減衰法則
| Title |
The_dust_attenuation_law_in_$z\sim_6$_quasars |
| Authors |
F._Di_Mascia,_S._Gallerani,_A._Ferrara,_A._Pallottini,_R._Maiolino,_S._Carniani,_V._D'Odorico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15625 |
クエーサーホスト銀河の宇宙論的ズームイン流体力学シミュレーションと多周波放射伝達計算を組み合わせることにより、$z\sim6$クエーサーの減衰則を調査します。粒子サイズ分布、ダスト質量、化学組成の点で異なるいくつかのダストモデルを検討し、結果として得られる合成スペクトルエネルギー分布（SED）を明るい初期のクエーサーからのデータと比較します。小さな粒子（$a<0.1〜\mu$m、総ダスト質量の$\約60\％$に対応）がダスト媒体から選択的に除去される粒子サイズ分布のダストモデルのみが、良好なものを提供することを示します。データに適合します。クエーサー環境で小さな粒子が効率的に破壊されたり、初期のダスト生成によって優先的に大きな粒子が生成されたりすると、除去が発生する可能性があります。これらのモデルの減衰曲線はほぼ平坦であり、最近のデータと一致しています。それらは、有効なダスト対金属比$f_d\simeq0.38$に対応します。つまり、天の川の値に近い値です。
天の川の渦巻腕を横切るトレーサー分離（年齢勾配）からの低密度波渦巻パターン速度
| Title |
A_low_density-wave_spiral_pattern_speed,_from_the_tracer_separations_(age_gradient)_across_a_spiral_arm_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Jacques_P_Vallee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15761 |
典型的な光学HII領域（スパイラルアームダストレーンから）を分離し、HII進化時間モデルを使用して、密度波の角度パターン速度OMEGA-pが12〜17km/s/kpcに近いことを確認します。相対速度、および独立して、典型的なラジオメーザー（スパイラルアームダストレーンから）とメーザーモデルとの間の分離によって。
PyGEDMを使用した銀河電子密度モデルの比較
銀河系の電子密度分布モデルは、イオン化された星間物質が電波パルサーや高速電波バーストからの衝撃信号に与える影響を推定するための重要なツールです。2つの一般的な銀河電子密度モデルはYMW16（Yaoetal。、2017）とNE2001（Cordes＆Lazio、2002）です。ここでは、これらのモデルの統合アプリケーションプログラミングインターフェイス（API）と銀河ハローのYT20（Yamasaki＆Totani、2020）モデルを提供するソフトウェアパッケージPyGEDMを紹介します。PyGEDMを使用して、YMW16とNE2001の銀河分散測定（DM）の全天図を計算し、2つの間の大規模な違いを比較します。一般に、YMW16は銀河系のアンチセンターに向かってより高いDM値を予測します。YMW16は低銀河緯度でより高いDMを予測しますが、NE2001は他のほとんどの方向でより高いDMを予測します。独立した距離測定を備えたパルサーを使用して、モデルが最も矛盾する視線を特定します。YMW16は平均してNE2001よりもパフォーマンスが優れていますが、どちらのモデルも有意な外れ値を示しています。パルサー距離を決定するための将来のキャンペーンでは、モデルが大きな不一致を示すターゲットに焦点を当てることをお勧めします。これにより、将来のモデルはこれらの測定値を使用して、視線に沿った距離をより正確に推定できます。また、FRBなどの銀河系外のソースに対する銀河系DMの寄与を過大評価しないように、銀河ハローを将来のGEDMのコンポーネントとして検討することをお勧めします。
分光天文測定IIを使用して、クエーサーのブロードライン領域として$ \ lesssim 100 \、\ mu
$の運動学を空間的に解決します。 $ z = 2.3 $での光度クエーサーでの最初の暫定的検出
| Title |
Spatially_Resolving_the_Kinematics_of_the_$\lesssim_100\,\mu$as_Quasar_Broad-line_Region_Using_Spectroastrometry_II._The_First_Tentative_Detection_in_a_Luminous_Quasar_at_$z=2.3$ |
| Authors |
Felix_Bosco,_Joseph_F._Hennawi,_Jonathan_Stern,_J\"org-Uwe_Pott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15900 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を直接測定することは、それらの成長を理解し、それらのホスト銀河との共生関係を制約するための鍵となります。ただし、アクティブなクエーサーのブラックホールの質量を直接測定するために使用されている現在の方法は、$z\gtrsim0.2$を超えると困難または不可能になります。分光天体測定（SA）は、波長の関数としてオブジェクトのスペクトルの空間重心を測定し、高い信号対雑音比の観測に対してPSFよりもはるかに優れた角度分解能を提供します。$\sim100\mu\mathrm{as}$H$\alpha$の広い輝線領域（BLR）を解決することを目的として、$z=2.279$で発光クエーサーSDSSJ212329.47--005052.9を観測し、現在BLRのサイズと運動学的構造に対する最初のSA制約。新しいパイプラインを使用してSA信号と信頼できる不確実性を抽出し、$\simeq100\mu\mathrm{as}$、つまり$K$バンドのAO補正PSFよりも$>2000\times$小さいセントロイド精度を達成しました。、BLRからのSA信号の暫定的な$3.2\sigma$検出を生成します。コヒーレントな動きとランダムな動きが混在する傾斜した回転ディスクから生じるBLR放出をモデル化して、$r_\mathrm{BLR}=454^{+565}_{-162}\、\mu\mathrm{as}$を制約します。（$3.71^{+4.65}_{-1.28}\、\mathrm{pc}$）、ブラックホールの質量$M_\mathrm{BH}\、\sin^2\に$95\％$の信頼上限を提供します、i\leq1.8\times10^9\、\mathrm{M}_\odot$。私たちの結果は、より低い$z$クエーサーで測定された$r_\mathrm{BLR}-L$の関係と一致しますが、そのダイナミックレンジを光度で1桁拡大します。細い線の領域から潜在的に強いSA信号は検出されませんでしたが、なぜそれが存在しないのかを詳細に説明します。すでに既存の機器を使用して、SAはここで達成されるよりも$\sim6\times$小さい不確実性（$\sim15\、\mu\mathrm{as}$）を提供でき、高$でのSMBH質量の$\sim10\％$測定を可能にします。z$クエーサー。
APOGEEの[C / N]存在量から見た年齢-金属量関係の2つのシーケンス
年齢と金属量の関係は、ディスクの形成と進化を研究するための基本です。観測によると、この関係には大きなばらつきがあり、観測誤差だけでは説明できません。したがって、その散乱は、ディスク内のさまざまな化学進化の歴史をたどる星が混ざり合う放射状の移動の影響に起因します。しかし、ニッセンらの最近の研究。2020年は、太陽型星の高精度の観測データを使用して、2つの比較的緊密な年齢と金属量の関係を発見しました。古い星と金属が豊富な星の1つのシーケンスは、おそらく内側の円盤の化学物質の濃縮履歴をたどり、若い星と金属が少ない星の別のシーケンスは、外側の円盤の化学物質の濃縮履歴をたどります。年齢測定の不確実性が増すと、これらのシーケンスが混ざり合い、他の研究で観察された1つの関係のばらつきを説明します。この作業は、APOGEEによって観測されたレッドクランプ巨星の独立したサンプルを分析することにより、これらの結果をフォローアップします。赤色巨星の年齢はかなり不確実であるため、[C/N]比は年齢の代用と見なされます。このより大きなデータセットは、さまざまな銀河の半径でこれらの関係を調査するために使用され、これらの別個のシーケンスが太陽の近隣にのみ存在することを発見します。APOGEEデータセットはさらに、これらの個体群の性質に光を当てるために、さまざまな存在量と運動面を探索するために使用されます。
プロトクラスターの流出パラメーターのALMA研究：乱流を維持するための流出フィードバック
| Title |
An_ALMA_study_of_outflow_parameters_of_protoclusters:_outflow_feedback_to_maintain_the_turbulence |
| Authors |
T._Baug,_Ke_Wang,_Tie_Liu,_Yue-Fang_Wu,_Di_Li,_Qizhou_Zhang,_Mengyao_Tang,_Paul_F._Goldsmith,_Hong-Li_Liu,_Anandmayee_Tej,_Leonardo_Bronfman,_L._Viktor_Toth,_Kee-Tae_Kim,_Shang-Huo_Li,_Chang_Won_Lee,_Ken'ichi_Tatematsu_and_Tomoya_Hirota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16211 |
星形成における流出の役割を理解することを目的として、超小型HII領域に関連する11個の巨大なプロトクラスターにおける流出の物理的パラメーターの統計的研究を実施しました。これらのプロトクラスターでは、ALMACO（3-2）、HCN（4-3）、およびHCO+（4-3）のライン観測を使用して、合計106個の流出ローブが識別されます。流出ローブの位置角はこれら3つのトレーサーで違いはありませんが、HCNとHCO+は、COと比較して、識別された流出のより低い終端速度を検出する傾向があります。ターゲットの流出の大部分は若く、典型的な動的時間スケールは10です。^2-10^4年であり、ほとんどの場合、各ターゲットで少なくとも1つの高質量流出とともに低質量流出で構成されます。流出速度と動的時間スケールとの反相関は、流出速度が時間とともに減少する可能性があることを示しています。また、関連するコアの質量に伴う動的時間スケールの上昇傾向は、大規模コアが低質量コアよりも長い降着履歴を持っている可能性があることを示唆しています。これらのプロトクラスターのさまざまなエネルギーの推定は、ここで研究された流出が観測された乱流の生成を説明できないことを示していますが、流出からのエネルギー注入率は推定された散逸率と同様であるため、現在のエポックで乱流を維持できます。
150MHzでの長時間スケールの無線トランジェントの制限
| Title |
Limits_on_long-timescale_radio_transients_at_150_MHz |
| Authors |
Iris_de_Ruiter,_Guillaume_Leseigneur,_Antonia_Rowlinson,_Ralph_A.M.J._Wijers,_Alexander_Drabent,_Huib_T._Intema,_Timothy_W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15654 |
150MHzで2〜9年のタイムスケールでの一時的な電波源の検索を提示します。この検索は、TIFRGMRTスカイサーベイ（TGSSADR1）の最初の代替データリリースとLOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSSDR2）の2番目のデータリリースを比較することによって実行されます。重なり合う調査エリアは、空の5570$\rm{deg}^2$、つまり半球全体の14％をカバーしています。ソースのペアマッチ、調査の完全性限界を満たすためのフラックス密度カットオフ、および新しく開発されたコンパクト性基準を含むソースカタログを比較する方法を紹介します。この方法は、LoTSSカタログに対応するものがないTGSSソースカタログ内の一時的な候補と、TGSSに対応するものがないLoTSS内の一時的な候補の両方を識別するために使用されます。イメージングのアーティファクトと不確実性、およびフラックス密度スケールの変動により、一時的な検索が複雑になることがわかりました。明るい光源の周りのイメージングアーティファクトと調査間の不整合なフラックススケールを考慮しながら、2つの異なる調査を比較することによってトランジェントを検索する私たちの方法は、将来のラジオトランジェント検索に普遍的に適用できます。過渡発生源は特定されませんでしたが、コンパクトな発生源の場合、150MHzでの過渡面密度の上限を$<5.4\cdot10^{-4}\\text{deg}^{-2}$に設定できます。100mJyを超える積分磁束密度を備えています。ここでは、トランジェントを、一方の調査のカタログに表示され、もう一方の調査に対応するものがない、フラックスが100mJyを超えるコンパクトなソースとして定義します。
小規模磁気ループによるBH活性化のGRMHDシミュレーション：縞模様のジェットとアクティブなコロナの形成
| Title |
GRMHD_simulations_of_BH_activation_by_small_scale_magnetic_loops:_Formation_of_striped_jets_and_active_coronae |
| Authors |
Anna_Chashkina,_Omer_Bromberg,_Amir_Levinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15738 |
小規模磁場の移流によるカーブラックホール（BH）の活性化を研究することを目的とした一連の数値実験を実施しました。このような構成は、準縞模様のブランドフォード-ナエックジェットの形成を引き起こす可能性があります。また、BH地平線の近くに形成された電流シートでの散逸とプラズモイドの生成が促進される可能性があります。これは、多くの降着BHシステム（街灯柱モデル）で見られる硬X線放射に電力を供給するメカニズムを構成する可能性があります。私たちの分析は、$\sim10r_g$以上のサイズの交互の極性を持つループが半径$\で維持できる（散発的に形成されるか、外部から移流される）場合、大きなパワーを持つ準縞模様のジェットの形成が可能である可能性があることを示唆しています。lesssim10^2r_g$。この結論は、一般相対論的な力のないシミュレーションの最近の結果と一致しています。また、降着ダイナミクスがMAD状態で周期的な振る舞いを示し、磁気圏が半径$\gtrsim10r_g$まで無力になる間に、高降着相と急冷降着相が交互に現れることもわかりました。そのような振る舞いは、観測された光度と内側の円盤の画像（BHシャドウ画像）の顕著な変化につながるはずであることを提案します。最後に、BHの付加ループ間の遷移により、ジェットが非アクティブになる断続的な期間中に、ジェット境界に電流シートと高エネルギープラズモイドが形成されることに加えて、赤道海流シートがピーク時に形成されることがわかります。ジェット活動。
| Title |
Hierarchical_Inference_of_Binary_Neutron_Star_Mass_Distribution_and_Equation_of_State_with_Gravitational_Waves |
| Authors |
Jacob_Golomb_and_Colm_Talbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15745 |
二元中性子星合体の重力波観測は、中性子星の構造と高密度核物質の状態方程式に関する貴重な情報を提供します。観測された中性子星の集団を分析するために多くの方法が提案されており、以前の研究は、状態方程式を正確に制約するために、天体物理学的分布と状態方程式を一緒にフィッティングする必要性を示しました。この作業では、ガウス混合モデル密度推定を使用して、バイナリ中性子星の質量の分布と核の状態方程式を同時に推測する新しいフレームワークを紹介します。これにより、以前に使用されていた方法のいくつかの制限が緩和されます。私たちの方法を使用して、私たちの結合質量分布の期待される精度と数十の観測による状態方程式の推論のために以前の予測を再現します。また、状態方程式を誤ってモデル化すると、中性子星の質量分布の推論にバイアスがかかる可能性があることも示しています。私たちは中性子星の質量と物質の影響に焦点を当てていますが、私たちの方法は母集団の推論の問題に広く適用できます。
O3中性子星-ブラックホール候補には、検出可能なキロノバカウンターパートは期待されていません
| Title |
No_Detectable_Kilonova_Counterpart_is_expected_for_O3_Neutron_Star--Black_Hole_Candidates |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Shichao_Wu,_Yuan-Pei_Yang,_Bing_Zhang,_Yun-Wei_Yu,_He_Gao,_Zhoujian_Cao,_Liang-Duan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15781 |
LIGO/Virgoコラボレーションの3回目の観測実行中に検出された、GW190426_152155、GW190814、GW200105_162426、GW200115_042309などの潜在的な中性子星-ブラックホール（NSBH）マージ重力波（GW）イベントの潮汐破壊確率と検出可能性を分析します。これらのイベントに関連するキロノバ放出の。GW190814とGW200105_162426の事後分布は、これらが急落イベントである必要があることを示しているため、これらのイベントからキロノバ信号は期待されません。GW170817の制約によって許容される最も堅いNS状態方程式を考慮に入れると、GW190426_152155とGW200115_042309が潮汐破壊を引き起こす可能性はそれぞれ$\sim24\％$と$\sim3\％$です。ただし、予測されたキロノバの明るさは、現在のフォローアップ検索キャンペーンでは検出できないほど微弱です。これは、これらのGWイベントのトリガー後の電磁（EM）対応物の検出の欠如を説明しています。最良の制約された人口合成シミュレーションの結果に基づいて、主要なBHのほとんどが低スピンである可能性があるため、中断されたイベントが宇宙論的NSBH合併の$\lesssim20\％$のみを占めることがわかります。これらの混乱したイベントに関連するキロノバは、明るさが低く距離が長いため、将来GWがトリガーされた後でもLSSTで発見するのは困難です。将来のGWトリガーマルチメッセンジャー観測では、潜在的な短期間のガンマ線バーストと残光は、NSBHGWイベントのEM対応物である可能性が高くなります。
nova V809Cepの衝撃と粉塵の形成
| Title |
Shocks_and_dust_formation_in_nova_V809_Cep |
| Authors |
Aliya-Nur_Babul,_Jennifer_L._Sokoloski,_Laura_Chomiuk,_Justin_D._Linford,_Jennifer_H.S._Weston,_Elias_Aydi,_Kirill_V._Sokolovsky,_Adam_M.Kawash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15782 |
多くの古典的な新星が検出可能なGeV$\gamma$線放出を生成するという発見は、新星の噴火における衝撃の役割の問題を提起しました。ここでは、Jansky超大型アレイを使用したnovaV809Cep（NovaCep2013）の電波観測を使用して、噴火の約6週間から始まる1か月以上、強い衝撃で粒子が加速したことを示す非熱放射を生成したことを示しています。-ほこりの生成と同時に。大まかに言えば、噴火の6か月以上後の遅い時間の電波放射は、自由に膨張する$10^{-4}M_\odot$、$10^4$〜Kの噴出物からの熱放射と一致しています。。ただし、4.6GHzと7.4GHzでは、光度曲線は、光学系（$t_0$）の噴火が発見されてから76日後に最初の初期ピークを示します。76日目の4.6GHzでの輝度温度は、$10^5K$を超えていました。これは、熱放射で予想される温度を1桁上回っています。輝度温度は、噴出物内の内部衝撃によるシンクロトロン放射の結果であると私たちは主張します。電波スペクトルの進化は、低周波の前に高周波でピークに達したシンクロトロン放射と一致しており、衝撃からのシンクロトロンは、衝撃の前で光学的に厚いイオン化物質による自由な吸収を受けていたことを示唆しています。ダストの形成は37日目頃に始まり、噴出物の内部衝撃がダストの形成前に確立され、ダストの核形成を引き起こしたことを示唆している。
潜在的なニュートリノ関連を伴う潮汐破壊現象における減速された非相対論的拡大
| Title |
Decelerated_non-relativistic_expansion_in_a_tidal_disruption_event_with_a_potential_neutrino_association |
| Authors |
Prashanth_Mohan,_Tao_An,_Yingkang_Zhang,_Jun_Yang,_Xiaolong_Yang,_Ailing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15799 |
潮汐破壊現象（TDE）には、休眠中の超大質量ブラックホールの近くでの星の潮汐破砕が含まれます。近くの（$\約$230メガパーセク）電波が静かな（電波の光度が$4\times10^{38}$ergs$^{-1}$）AT2019dsgは、ニュートリノイベントに関連する可能性のある最初のTDEです。AT2019dsgの非熱放射の起源は未だ決定的ではありません。可能性には、相対論的ジェットまたは準相対論的流出が含まれます。それらを区別することで、ニュートリノ生成メカニズムに取り組むことができます。高解像度の超長基線干渉法モニタリングは、独自に拘束するフラックス密度とイジェクタの固有運動を提供します。比較的密度の高い環境での非相対論的（$\approx$0.1$c$の流出速度）減速膨張は、電波放射を生成することがわかります。ニュートリノの生成は、流出による陽子の加速に関係している可能性があります。したがって、本研究は、非熱放射とニュートリノ生成のジェット関連の起源を除外するのに役立ち、非ジェットシナリオを制約します。
| Title |
Probing_the_progenitors_of_spinning_binary_black-hole_mergers_with_long_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Tassos_Fragos,_Emmanouil_Zapartas,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Pablo_Marchant,_Luke_Z._Kelley,_Michael_Zevin,_Jeff_J._Andrews,_Scott_Coughlin,_Aaron_Dotter,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Juan_G._Serra-Perez,_Ying_Qin,_Kyle_A._Rocha,_Jaime_Rom\'an-Garza,_Nam_H._Tran_and_Zepei_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15841 |
長いガンマ線バーストは、巨大で急速に回転する星のコア崩壊に関連しています。しかし、恒星内部での効率的な角運動量輸送は、主にゆっくりと回転する恒星の核につながります。ここでは、バイナリ恒星進化論と集団合成計算について報告し、近接バイナリでの潮汐相互作用が、観測されたスピンのサブポピュレーションを説明し、バイナリブラックホールをマージするだけでなく、ブラックホールの形成、経験的なものと一致する率。GWTC-2で報告された連星ブラックホールの$\approx$10％には、それらの形成に関連する長いガンマ線バーストがあり、GW190517とGW190719の確率はそれぞれ$\approx$85％と$\upperx$60％でした。、それらの中にあります。
発光性でゆっくりと減衰するタイプIbSN 2012auの測光、偏光、および分光学的研究
| Title |
Photometric,_polarimetric,_and_spectroscopic_studies_of_the_luminous,_slow-decaying_Type_Ib_SN_2012au |
| Authors |
S._B._Pandey,_Amit_Kumar,_Brajesh_Kumar,_G._C._Anupama,_S._Srivastav,_D._K._Sahu,_J._Vinko,_A._Aryan,_A._Pastorello,_S._Benetti,_L._Tomasella,_Avinash_Singh,_A._S._Moskvitin,_V._V._Sokolov,_R._Gupta,_K._Misra,_P._Ochner_and_S._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15856 |
この論文では、先祖の性質やその他の特性を制約するためのSN2012auの光学イメージング偏光測定結果とともに、光学的、近赤外線（NIR）測光および分光学的研究を紹介します。適切に調整されたマルチバンド光学測光データ（$B$バンドの最大値から$-$0.2から+413d）を使用して、ボロメータ光度曲線を計算し、$\を使用して半$-$分析光度曲線モデリングを実行しました。texttt{MINIM}$コード。スピンダウンミリ秒のマグネター駆動モデルは、SN2012auの観測された測光進化を合理的に説明します。初期の画像偏光追跡観測（$-$2〜+31d）と他の同様のケースとの比較は、噴出物の非球面性の兆候を示しています。SN2012auの良好なスペクトルカバレッジ（$-$5から+391d）により、SNイジェクタの層の進化を詳細に追跡できます。SN2012auは、他のSNe〜Ibと比較してより高い線速度を示します。SN2012auの後期星雲位相スペクトルは、SN2012auの可能な前駆体としてのウォルフ・ライエ星を示しており、酸素、Heコア、および主系列質量は$\sim$1.62$\pm$0.15M$_\odot$、それぞれ$\sim$4$-$8M$_\odot$、および$\sim$17$-$25M$_\odot$。NIRスペクトルの$K$バンド領域では、最大+319dの一酸化炭素（CO）機能の最初の倍音が明らかに存在しません。全体的な分析によると、SN2012auは、比較的高いイジェクタ質量（$\sim$4.7$-$8.3M$_\odot$）と運動エネルギー（$\sim$[4.8$-$5.4]$\times$10$^{51}$erg）。$\texttt{MESA}$を使用した詳細なモデリングと、$\texttt{STELLA}$および$\texttt{SNEC}$の爆発によって得られた結果も、SN2012auの可能な電源としてマグネターのスピンダウンを強力にサポートします。質量は約20M$_\odot$で、金属量はZ=0.04です。
極端な傾きを持つパルサーの磁気圏二分法
Lyneetal（2017）のコメントを拡張すると、断続的なパルサーは、対数周期対周期微分図のストライプの近くに集まる傾向があり、極域のキャップ電位の狭い範囲と事実を表しています（すでに彼らの図〜7、しかしそこには明確に述べられていない）高分数のヌルパルサーもこのストライプと追加のストライプ内に存在する傾向があることから、2つのストライプが2極と1極の「死の線」とさらに一致することが観察されます。それぞれほぼ直交および整列した回転子に関連付けられたパルス間。これらの極端な傾向は対生成の欠陥に悩まされることが知られているので、いくつかの古い静止（パルサー風や電波放射なし）の「エレクトロスフィア」ソリューションを再活性化することによって、間欠性と高フラクションヌルを説明することを提案します。具体的には、極性電位が、整列および直交回転子に対応する2つのしきい値バンド（つまり、2つのストライプ）を下回ると、それぞれの磁気圏は、アクティブな対生成持続型から電気圏に移行します。料金は星から持ち上げられるだけです。いずれかのケースの安定した体制の外側のギャップにある境界ケースは、高率のヌルとして現れます。直交して回転する中性子星内の磁場のホール進化は、さらに、経年的なレジーム変化を引き起こし、断続的なパルサーをもたらす可能性があります。
フレア物体からの銀河間磁場に対するマルチメッセンジャーの制約
宇宙の磁場の起源は未解決の問題です。おそらく初期に生成されたシード磁場は、元の形に近い今日まで生き残った可能性があり、原始宇宙に未開発の窓を提供します。ブレーザーTXS0506+056からの高エネルギーニュートリノの最近の観測は、広範囲の波長の電磁対応物と関連して、この物体と通過した媒体の固有の特性を調べるために使用できます。ここでは、銀河間磁場（IGMF）が、観測から再構築されたこのオブジェクトの固有のスペクトル特性に影響を与える可能性があることを示します。特に、IGMFが強い場合、TXS0506+056の再構成された最大ガンマ線エネルギーが大幅に高くなる可能性があることを指摘します。最後に、このフレアを使用して、IGMFの磁場強度とコヒーレンス長の両方を制約します。
| Title |
Merger_of_a_Neutron_Star_with_a_Black_Hole:_one-family_vs._two-families_scenario |
| Authors |
Francesco_Di_Clemente_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara),_Alessandro_Drago_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara),_Giuseppe_Pagliara_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16151 |
ブラックホールと中性子星の合体後、キロノバ信号が一般的に予想されます。信号の強さは中性子星の状態方程式に関係しており、中性子星の剛性とともに増加します。NICERによって得られた最近の結果は、状態方程式がかなり硬いことを示唆しており、したがって、少なくともブラックホールの質量が$\sim10M_\odot$を超えない場合、予想されるキロノバ信号は強いです。最新の観測を満足する中性子星物質の状態方程式を考慮し、コンパクト星のファミリーが1つだけ存在すると仮定して得られた予測を、2つのファミリーのシナリオで予測された結果と比較します。後者では、ソフトハドロン状態方程式は非常にコンパクトな恒星オブジェクトを生成しますが、かなり硬いクォーク物質の状態方程式は巨大なストレンジクォーク星を生成し、NICERの結果を満たします。2つの家族のシナリオで予想されるキロノバ信号は非常に弱いです。シミュレーションによると、放出される質量の量はごくわずかであり、ハドロン星とブラックホールの合併は生成するため、奇妙なクォーク星とブラックホールの合併はキロノバ信号を生成しません。ハドロン状態の方程式は非常に柔らかいため、1家族シナリオよりもはるかに弱い信号です。この予測は、新世代の検出器で簡単にテストできます。
中性子星X線連星におけるキロヘルツ準周期的振動：光度の増加に伴うラグスペクトルの平坦化
| Title |
Kilohertz_quasi-periodic_oscillations_in_neutron-star_X-ray_binaries:_Flattening_of_the_lag_spectrum_with_increasing_luminosity |
| Authors |
Valentina_Peirano,_Mariano_M\'endez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16222 |
中性子星低質量X線連星（LMXB）のグループのキロヘルツ準周期振動（kHzQPO）のエネルギー依存タイムラグとrms分数振幅を研究します。より低いkHzQPOの場合、タイムラグスペクトルに対する最適な線形モデルの傾きと2〜25keVのエネルギー帯域にわたって積分された合計rms振幅の両方が、光源の光度とともに指数関数的に減少することがわかります。上位kHzQPOの場合、タイムラグスペクトルの傾きはゼロと一致しますが、合計rms振幅は光源の光度とともに指数関数的に減少します。タイムラグスペクトルの傾きと低いkHzQPOの合計rms振幅の両方が、〜1の傾きと線形相関していることを示します。最後に、kHzQPOの放射特性の原因となる可能性のあるメカニズムについて説明します。変動は、中性子星に近い降着円盤の最も内側の領域に結合されたコンプトン化雲またはコロナに起因します。
オリオン分子雲における[CII]放出の大規模マルチビーム速度分解マッピングのための観測および較正戦略
| Title |
Observation_and_calibration_strategies_for_large-scale_multi-beam_velocity-resolved_mapping_of_the_[CII]_emission_in_the_Orion_molecular_cloud |
| Authors |
R._Higgins,_S._Kabanovic,_C._Pabst,_D._Teyssier,_J._R._Goicoechea,_O._Berne,_E._Chambers,_M._Wolfire,_S._T._Suri,_C._Buchbender,_Y._Okada,_M._Mertens,_A._Parikka,_R._Aladro,_H._Richter,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_A.G.G.M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15620 |
環境。[CII]158ミクロンの遠赤外線微細構造線は、星形成星間物質（ISM）の主要な冷却線の1つです。したがって、[CII]放出は発生し、したがって、さまざまなISMプロセスを追跡するために使用できます。星形成領域における[CII]の速度分解大規模マッピングは、これらの領域の運動学と刺激的な放射源との相互作用の独自の視点を提供します。目的。速度分解[CII]観測の大規模マッピングの科学的応用を探求します。[CII]の観測により、ISMに対する恒星のフィードバックの影響を調査します。空中観測所に搭載されたヘテロダインアレイ受信機を使用した観測、校正、データ削減の詳細を紹介します。結果。0.3km/sのスペクトル分解能を持つ平方度[CII]マップが表示されます。このデータの科学的可能性は、機械的および放射的な恒星フィードバック、[CII]、[CII]不透明効果、[CII]および炭素再結合線、および[CII]大分子雲との相互作用を使用したフィラメントトレースの説明で要約されます。データ品質とキャリブレーションについて詳細に説明し、避けられない機器の欠陥（ベースラインの安定性など）の影響を軽減してデータ品質を向上させるための新しい手法を紹介します。Herschel/HeterodyneInstrumentfortheFar-Infrared（HIFI）分光計で撮影されたより小さな[CII]マップとの比較が示されています。
Catwoman：非対称光度曲線用のトランジットモデリングPythonパッケージ
太陽系外惑星が星の前を通過するとき、惑星が恒星の表面を覆い隠す円形の領域としてモデル化されているため、これまでは時間的に対称であると想定されていた恒星の光度曲線に通過サインを刻印します。ただし、通過する惑星の異なるターミネーター領域の異なる温度/圧力および/または化学組成のために、このシグネチャは非対称である可能性があります。catwomanは、arXiv：1507.08285で開発された統合アルゴリズムを使用して、これらの非対称通過光度曲線をモデル化し、放射状に対称な恒星の肢の暗くなる法則の光度曲線を計算し、惑星が異なる半径の2つの半円としてモデル化できるようにするPythonパッケージです。キャットウーマンが構築するバットマンライブラリに実装されています。
平面リンケージに基づく赤道プラットフォーム
新しい赤道プラットフォームについて説明します。本発明は、赤道プラットフォームにいくらか望まれるコンパクトさを欠いているが、それは、高精度、大きなペイロード重量、および安価な構造の見込みを保持している。
SoFiA2--WALLABY調査用の自動化された並列HIソース検索パイプライン
| Title |
SoFiA_2_--_An_automated,_parallel_HI_source_finding_pipeline_for_the_WALLABY_survey |
| Authors |
T._Westmeier,_S._Kitaeff,_D._Pallot,_P._Serra,_J._M._van_der_Hulst,_R._J._Jurek,_A._Elagali,_B.-Q._For,_D._Kleiner,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_J._R._Mould,_T._N._Reynolds,_J._Rhee,_L._Staveley-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15789 |
オーストラリアのSKAパスファインダー（ASKAP）を使用したWALLABY銀河系外HI調査用の完全に自動化された3Dソース検索パイプラインであるSoFiA2を紹介します。SoFiA2は、元のSoFiAパイプラインの一部をCプログラミング言語で再実装したものであり、最もタイムクリティカルなアルゴリズムのマルチスレッド化にOpenMPを利用します。さらに、SoFiA-Xと呼ばれる並列フレームワークを開発しました。これにより、大きなデータキューブの処理を複数のコンピューティングノードに分割できます。これらの取り組みの結果、SoFiA2は大幅に高速化され、以前のバージョンと比較してメモリフットプリントが大幅に削減されたため、エポックあたり数百ギガバイトのイメージングデータという大量のWALLABYデータをリアルタイムで処理できます。ソースコードは、オープンソースライセンスの下でコミュニティ全体に公開されています。本物のASKAPデータに注入された模擬銀河を使用したパフォーマンステストは、重大な画像アーティファクトがない場合、SoFiA2が約5〜6の統合信号対雑音比を超えるほぼ100％の完全性と信頼性を達成できることを示唆しています。また、SoFiA2は一般に、銀河の位置、積分フラックス、およびw20線幅を高精度で回復することも示しています。ピーク磁束密度やw50線幅などの他のパラメータは、測定に対するノイズの影響により、より強くバイアスされます。さらに、統合された信号対雑音比が約10未満の非常に弱い銀河は、複数のコンポーネントに分割される可能性があるため、断片化されたソースを識別し、それらがに基づく科学的分析の整合性に影響を与えないようにする戦略が必要です。SoFiA2出力。
ディープラーニングを使用して銀河の全光度に対するバルジの比率を予測する
| Title |
Predicting_bulge_to_total_luminosity_ratio_of_galaxies_using_deep_learning |
| Authors |
Harsh_Grover,_Omkar_Bait,_Yogesh_Wadadekar,_Preetish_K._Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16054 |
マルチバンドJPEG画像のみを使用して、近くの銀河のrバンドバルジ対全光比（B/T）を予測するディープラーニングモデルを提示します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）ベースの回帰モデルは、バルジコンポーネントとディスクコンポーネントへの信頼性の高い分解を備えた銀河の大規模なサンプルでトレーニングされています。B/Tを推定するための既存のアプローチでは、銀河の光プロファイルモデリングを使用して最適なものを見つけます。この方法は計算コストが高く、銀河の大規模なサンプルでは法外に高価であり、かなりの量の人間の介入を必要とします。機械学習モデルには、これらの欠点を克服する可能性があります。私たちのCNNモデルでは、20000個の銀河のテストセットの場合、予測されたB/T値の85.7％の絶対誤差（AE）が0.1未満です。テスト中に、明るい隣人がいない、より明るい銀河（rバンドの見かけの等級<17）のみを考慮した場合、87.5％へのさらなる改善が見られます。私たちのモデルは、1分以内に20000個のテスト銀河のB/Tを推定します。これは、1分あたり約2〜3の見積もりを管理する従来のフィッティングパイプラインからの推論時間の大幅な改善です。したがって、提案された機械学習アプローチは、特にLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）や銀河の非常に大きなサンプルを生成するユークリッド空の調査。
| Title |
A_new_photometric_and_dynamical_study_of_the_eclipsing_binary_star_HW_Virginis |
| Authors |
S._B._Brown-Sevilla,_V._Nascimbeni,_L._Borsato,_L._Tartaglia,_D._Nardiello,_V._Granata,_M._Libralato,_M._Damasso,_G._Piotto,_D._Pollacco,_R._G._West,_L._S._Colombo,_A._Cunial,_G._Piazza,_F._Scaggiante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15632 |
「HWVir」種の日食連星（つまり、準矮星-B/O一次星とM矮星二次星で構成される）の数が増えており、日食時間変動（ETV）とも呼ばれる公転周期の変動を示しています。それらの物理的起源はまだ確実にはわかっていません。周連星惑星の仲間の存在による動的摂動から生じると主張されているETVもありますが、他の著者は、アップルゲート効果または他の未知の恒星メカニズムがそれらの原因である可能性があると示唆しています。この作品では、これらのシステムの中で最も物議を醸しているものの1つであるプロトタイプHW乙女座の28の未発表の高精度光度曲線を提示します。1983年から2012年の間に得られた履歴データとともに、新しい食のタイミングを均一に分析しました。これは、以前に主張された惑星モデルが、動的に不安定であることに加えて、新しい測光データに適合しないことを示しています。利用可能なすべてのデータに適合する新しいモデルを見つけるために、グローバル検索遺伝的アルゴリズムに基づく新しいアプローチを開発し、最終的に、観測されたタイミングに非常によく適合するが、動的に不安定な2つの新しいソリューションファミリを見つけました。10^5年のタイムスケール。これは、ETVを明らかに説明しているが物理的に意味のない正式なソリューションの存在、およびETVの安定性を注意深くテストする必要性についての注意喚起として機能します。一方、私たちのデータは、既知の恒星メカニズムでは説明できないHWVir上のETVの存在を確認しており、さらなる観測とモデリングの取り組みを推進しています。
赤色超巨星AZCygの表面特徴の長期的進化
| Title |
Long_Term_Evolution_of_Surface_Features_on_the_Red_Supergiant_AZ_Cyg |
| Authors |
Ryan_P._Norris,_Fabien_R._Baron,_John_D._Monnier,_Claudia_Paladini,_Matthew_D._Anderson,_Arturo_O._Martinez,_Gail_H._Schaefer,_Xiao_Che,_Andrea_Chiavassa,_Michael_S._Connelley,_Christopher_D._Farrington,_Douglas_R._Gies,_L\'aszl\'o_L._Kiss,_John_B._Lester,_Miguel_Montarg\`es,_Hilding_R._Neilson,_Olli_Majoinen,_Ettore_Pedretti,_Stephen_T._Ridgway,_Rachael_M._Roettenbacher,_Nicholas_J._Scott,_Judit_Sturmann,_Laszlo_Sturmann,_Nathalie_Thureau,_Norman_Vargas,_and_Theo_A.ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15636 |
高角度分解能天文学（CHARA）アレイのための6つの望遠鏡センターでミシガン赤外線コンバイナー（MIRC）で作られた赤色超巨星（RSG）AZCygのHバンド干渉観測を提示します。観測は5年間（2011〜2016年）にわたって行われ、RSGの表面の特徴の短期的および長期的な進化についての洞察を提供します。NASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）でSpeXを使用して取得したAZCygのスペクトルと、球形のMARCS、球形のPHOENIX、およびSAtlasモデルの大気から計算された合成スペクトルを使用して、$T_{\text{eff}}$が$3972Kの間であることを導き出します。使用する恒星モデルに応じて、$と$4000K$と$\log〜g$は$-0.50$から$0.00$の間です。二乗視程とガイア視差への適合を使用して、その平均半径$R=911^{+57}_{-50}〜R_{\odot}$を測定します。モデルに依存しないイメージングコードSQUEEZEおよびOITOOLS.jlを使用した恒星表面の再構成は、1年未満のタイムスケールで変化するように見える小さな明るい特徴と、1年以上持続する大きな特徴を備えた複雑な表面を示しています。これらの画像の1Dパワースペクトルは、より大きく、長寿命のフィーチャの特徴的なサイズが$0.52-0.69〜R_{\star}$であることを示しています。これは、恒星表面の3DRHDモデルから導出された$0.51-0.53〜R_{\star}$の値に近いものです。この星の干渉イメージングは3DRHDモデルの予測と一致しているが、RSGの対流の予測をより厳密にテストするには、短期間のイメージングが必要であると結論付けます。
マゼランからのTESS対象物の回転周期-EvryscopeとTESSからのマルチバンド測光によるTESS調査
| Title |
Rotation_periods_of_TESS_Objects_of_Interest_from_the_Magellan-TESS_Survey_with_multiband_photometry_from_Evryscope_and_TESS |
| Authors |
Ward_S._Howard,_Johanna_Teske,_Hank_Corbett,_Nicholas_M._Law,_Sharon_Xuesong_Wang,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Nathan_W._Galliher,_Ramses_Gonzalez,_Alan_Vasquez_Soto,_Amy_L._Glazier,_Joshua_Haislip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15638 |
表面活動による恒星のRVジッタは、岩石惑星のRV半振幅と質量にバイアスをかける可能性があります。ジッタの振幅は、回転周期の不確実性から推定でき、質量をより正確に取得できます。マゼラン-TESS調査の一環として、3つ未満のR_Earth惑星をホストしている35のTESSオブジェクトオブインタレスト（TOI）のうち17の候補自転周期を見つけました。これは、太陽系外惑星の質量と光蒸発全体の半径に関する史上初の統計的に堅牢な研究です。ギャップ。7つの期間は3+シグマ検出であり、2つは1.5+シグマであり、8つはもっともらしい変動性を示していますが、期間は未確認のままです。他の18のTOIは非検出です。候補ローテーターには、確認された惑星L168-9b、HD21749システム、LTT1445Ab、TOI1062b、およびL98-59システムのホスト星が含まれます。CantoMartinsetal。の1000TOIローテーションカタログには、13人の候補者が対応していません。（2020）。TESSとEvryscopeの全天小型望遠鏡の光度曲線を組み合わせて、G3-M3の矮星の周期を見つけます。場合によっては、TESSだけの場合よりも周期が長くなります。安全な期間は1.4から26dの範囲で、Evryscopeで測定された測光振幅は2.1mmaging'と小さいです。また、モンテカルロサンプリングとコード太陽系外惑星からのガウス過程恒星活動モデルを6つのTOIのTESS光度曲線に適用して、Evryscopeの周期を確認します。
共鳴モード結合による赤色巨星の振動の減衰
| Title |
Damping_of_Oscillations_in_Red_Giants_by_Resonant_Mode_Coupling |
| Authors |
Nevin_N._Weinberg,_Phil_Arras,_Debaditya_Pramanik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15673 |
赤色巨星の星震学研究は、一般に、振動モードが背景の星への線形摂動として扱われることができると仮定しています。しかし、ケプラーミッションによる観測は、星が赤色巨星分枝を上昇するにつれて、振動の振幅が劇的に増加することを示しています。したがって、非線形効果の重要性を評価する必要があります。以前の研究では、赤色巨星の混合モードは、広範囲の恒星の質量と進化の状態にわたって、非線形の3波相互作用に対して不安定であることがわかりました。ここでは、非線形結合モードの大規模ネットワークのモードダイナミクスを表す振幅方程式を解きます。ネットワークは、共振する2次モード（娘、孫娘など）に結合された確率的に駆動される親モードで構成されます。非線形相互作用は、線形理論と比較して、重力が支配的な混合モードのエネルギーを$\gtrsim80\％$下げることができることがわかります。ただし、これらは、圧力が支配的な混合モードのエネルギーにわずかな影響しか及ぼしません。ダイポールモードの可視性$V^2$、つまりラジアルモードに対するダイポールモードの合計振幅で表すと、$V^2$は線形値に対して$50-80\％$抑制できることがわかります。最大パワーの周波数が$\nu_{\rmmax}\lesssim100\、\mu\textrm{Hz}$である高度に進化した赤色巨星の場合。ただし、$150\lesssim\nu_{\rmmax}\lesssim200\、\mu\textrm{Hz}$のあまり進化していない赤色巨星の場合、$V^2$は$10-20\％$だけ抑制されます。共振モード結合は、$\nu_{\rmmax}\lesssim100\、\mu\textrm{Hz}$での振動に潜在的に検出可能な影響を与える可能性があると結論付けていますが、双極子モードを示す赤色巨星の集団を説明することはできません。高い$\nu_{\rmmax}$で異常に小さい振幅を持ちます。
水素欠乏白色矮星の星震学的地図作成
| Title |
Asteroseismic_cartography_of_hydrogen-deficient_white_dwarfs |
| Authors |
N._Giammichele,_S._Charpinet,_G._Fontaine,_P._Brassard,_P._Bergeron,_N._Reindl,_A._S._Baran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15701 |
$Kepler$-2フィールドからの水素欠乏白色矮星PG0112+104の星震学的分析の結果を提示します。物理的に健全な静的モデルに基づくフォワード法を使用した地震探査手順には、観測の精度に近いこの星の周期を再現するための新しいコアパラメータ化が含まれています。この新しいフィットは、現在の最先端の標準を桁違いに上回っています。内部構造を正確に確立し、コアの内部C/O層化を解明します。これにより、核燃焼、対流、混合など、時間の経過とともにこの成層を形成する恒星物理学の主要なプロセスをより適切に制約するという興味深い展望が開かれます。
準垂直磁気圏シースにおけるジェットの原因
| Title |
Causes_of_jets_in_the_quasi-perpendicular_magnetosheath |
| Authors |
Primo\v{z}_Kajdi\v{c},_Savvas_Raptis,_X\'ochitl_Blanco-Cano,_Tomas_Karlsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15747 |
マグネトヒースジェットは現在、マグネトシース物理学の分野で重要なトピックです。ジェットの97〜\％は、準平行衝撃で波打つ衝撃によって生成されると考えられています。最近、マグネトシースジェットの大規模な統計的研究が行われていますが、波打つことで準垂直衝撃波の下流に見られるジェットも生成されるかどうかは明らかではありません。磁気圏シースジェットに特徴的な特徴、すなわち衝撃波打ちによって生成されなかった密度および/または動圧の増加を伴う準垂直磁気圏シースの4種類のイベントを分析します。1）準平行バウに接続された磁束管-衝撃、2）電流シートの再接続なし、3）排気の再接続、4）ミラーモード波。フラックスチューブは、上流の移動する前震の下流の同等物です。磁気圏シースジェットは磁気圏境界面に影響を与える可能性があるため、それらが形成される条件を知ることで、磁気圏でのそれらの特徴を理解できる可能性があります。
矮新星SSはくちょう座における2021年の異常事象の性質とその多波長遷移について
| Title |
On_the_nature_of_the_anomalous_event_in_2021_in_the_dwarf_nova_SS_Cygni_and_its_multi-wavelength_transition |
| Authors |
Mariko_Kimura,_Shinya_Yamada,_Nozomi_Nakaniwa,_Yoshihiro_Makita,_Hitoshi_Negoro,_Megumi_Shidatsu,_Taichi_Kato,_Teruaki_Enoto,_Keisuke_Isogai,_Tatehiro_Mihara,_Hidehiko_Akazawa,_Keith_C._Gendreau,_Franz-Josef_Hambsch,_Pavol_A._Dubovsky,_Igor_Kudzej,_Kiyoshi_Kasai,_Tam\'as_Tordai,_Elena_Pavlenko,_Aleksei_A._Sosnovskij,_Julia_V._Babina,_Oksana_I._Antonyuk,_Hiroshi_Itoh,_Hiroyuki_Maehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15756 |
SSCygは、爆発のみを示す矮新星のグループのプロトタイプとして長い間認識されてきました。しかし、この天体は2021年に非常に異常なイベントに入り、最初は停止しているように見えました。つまり、Zカム型矮新星で観測されたほぼ一定の光度状態です。この予期せぬ出来事は、激変星の停止の性質を再考する絶好の機会を私たちに与えてくれます。多くの光学望遠鏡とX線望遠鏡NICERとNuSTARを通して、この異常なイベントとその前身である静止中の光学フラックスとX線フラックスの漸進的かつ同時の増加を観察しました。異常事象の前の静止中に軌道こぶの増幅は見られませんでした。これは、物質移動係数が平均して大幅に変動しなかったことを示唆しています。推定されたX線束は、ディスクと二次星のX線照射による静止中の光束の増加を説明するのに十分ではありませんでした。静止ディスクの粘度が異常イベントの前に強化され、ディスクの質量降着率が増加し、光フラックスだけでなくX線フラックスも上昇したと考えるのは自然なことです。粘度の上昇がSSCygの停止のような現象を引き起こしたことを示唆します。これは、一連の小さな爆発と考えられています。ディスクの内側の部分は常に爆発状態にとどまり、この現象の間、ディスクの外側の部分だけが熱粘性の不安定性に対して不安定になります。これは、観察された光学的な色の変化と一致しています。このシナリオは、X線を放出する内部付着流が通常よりも熱くなり、垂直方向に膨張し、静止状態の開始後に密度が高くなり、冷却されたことを意味するX線スペクトル分析と一致しています。
降着バーストの証拠：埋め込まれた原始星IRAS16316-1540の粘性加熱された内部ディスク
| Title |
Evidence_of_Accretion_Burst:_The_Viscously_Heated_Inner_Disk_of_the_Embedded_Protostar_IRAS_16316-1540 |
| Authors |
Sung-Yong_Yoon,_Jeong-Eun_Lee,_Seokho_Lee,_Gregory_J._Herczeg,_Sunkyung_Park,_Gregory_N._Mace,_Jae-Joon_Lee_and_Daniel_T._Jaffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15804 |
若い恒星状天体の爆発は、質量降着率が突然増加したときに発生します。しかし、そのような爆発は、それらの厚いエンベロープと爆発の希少性のために、深く埋め込まれた原始星を検出することは困難です。近赤外分光法は、ディスクの起源を示す特徴的な吸収特性によって進行中の爆発候補を特定するための便利なツールです。ただし、高分解能分光法がないと、爆発候補のスペクトルは、同様のスペクトル特性を持っているため、後期型の星と混同される可能性があります。原始星IRAS16316-1540の場合、近赤外スペクトルの線等価幅はM-矮星光球と一致しています。しかし、私たちの高解像度IGRINSスペクトルは、星ではなくディスクから予想されるように、吸収線が箱型および/または二重ピークのプロファイルを持っていることを明らかにしています。連続体の放出源は、粘性の降着によって加熱された、高温で光学的に厚いディスクである可能性があります。41$\pm$5kms$^{-1}$の予測されるディスク回転速度は、$\sim0.1$AUに対応します。結果に基づいて、継続的な爆発の候補としてIRAS16316-1540を提案します。ディスクの粘性加熱は通常、進行中のバーストの証拠として解釈されます。これは、低解像度の近赤外スペクトルから以前に推定されたものよりも一般的である可能性があります。
磁気雲軸に沿った組成の不均一性
| Title |
The_Inhomogeneity_of_Composition_along_the_Magnetic_Cloud_Axis |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Qiang_Hu,_Xin_Cheng,_Jie_Zhang,_Leping_Li,_Ake_Zhao,_Bing_Wang,_Ruisheng_Zheng,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15834 |
CMEは、惑星間空間で磁気雲と呼ばれる磁束ロープの噴火に起因することが一般的に認められています。組成（イオン電荷状態と元素存在量を含む）は、太陽大気でのCME噴火の前および/または最中に決定され、1AU以上への磁気雲の伝播中に変化しません。磁気雲軸に垂直な断面内では組成が均一ではないことが知られており、断面内のイオン電荷状態の分布は、凍結によるフラックスロープの形成と噴火プロセスを調査するための重要な手がかりを提供します-事実上。フラックスロープは本質的に3次元の磁気構造であり、ほとんどの磁気雲は1つの宇宙船によってのみ検出されるため、組成がフラックスロープの軸に沿って均一であるかどうかは不明です。この論文では、1998年3月4日から6日に1AU付近でACEによって観測され、3月24日から28日に5.4AU付近でユリシーズによって観測された磁気雲を順次報告します。これらの時点では、両方の宇宙船は黄道面の周りに配置されており、それらの間の緯度と縦の間隔は、それぞれ$\sim$2.2$^{\circ}$と$\sim$5.5$^{\circ}$でした。両方の宇宙船がその軸に沿った異なる場所で雲の中心とほぼ交差したので、それはフラックスロープ組成の軸方向の不均一性を調査する絶好の機会を私たちに提供します。私たちの研究は、イオン電荷状態の平均値が炭素の軸に沿って有意差を示し、その差は比較的わずかですが、酸素と鉄の電荷状態、および鉄とヘリウムの元素存在量については依然として明らかであることを示しています。手段に加えて、両方の宇宙船によって測定された雲内の組成プロファイルもいくつかの不一致を示しています。組成の不均一性は雲の軸に沿って存在すると結論付けます。
J1407（V1400 Cen）システムでのトランジットコンパニオンの検索
| Title |
A_search_for_transiting_companions_in_the_J1407_(V1400_Cen)_system |
| Authors |
S._Barmentloo,_C._Dik,_M.A._Kenworthy,_E.E._Mamajek,_F.-J._Hambsch,_D.E._Reichart,_J.E._Rodriguez,_D.M._van_Dam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15902 |
2007年、若い星1SWASPJ140747.93-394542.6（V1400Cen）は、56日間にわたって複雑な一連の深い日食を経験しました。これは、目に見えない亜恒星の仲間のヒル球の大部分を埋める環系の通過に起因していました。その後の測光モニタリングでは、この候補の環系から他の深い通過は見つかりませんでしたが、より多くの亜恒星の伴星があり、それらが潜在的な環系と同一平面上にある場合、それらも星を通過する可能性があります。この若い星はアクティブであり、光度曲線は、星の黒点が視界の内外で回転しているため、3。2日の主な自転周期で振幅が5％変調していることを示しています。J1407光度曲線の回転変調をモデル化して削除し、J1407の周りを周回する亜恒星コンパニオンの追加のトランジットシグネチャを検索します。19年間のベースラインにまたがる、いくつかの天文台からのJ1407の測光を組み合わせます。変動性を周期的な信号としてモデル化することにより、回転変調を取り除きます。周期的な信号の周期性は、星の活動サイクルのために数年にわたって時間とともにゆっくりと変化します。トランジット最小二乗（TLS）分析は、クリーンアップされた光度曲線内の周期的なトランジット信号を検索します。J1407の活動サイクルを5。4年と特定します。トランジット最小二乗検索では、5日で1.2％の振幅から、20日で1.9％まで、光度曲線にもっともらしい周期的な日食は見つかりません。この感度は、光度曲線に人工的なトランジットを注入し、トランジットの深さと軌道周期の関数として回復率を決定することによって確認されます。J1407は、急速に回転する太陽質量星と一致する活動サイクルを持つ若い活動星として確認されています。回転変調を削除すると、TLS分析では、半径が約1木星よりも大きい通過コンパニオンが除外されます。
ホイスラ波の源としての太陽風膨張の役割について：超熱電子の散乱と内部太陽圏における熱流束調節
| Title |
On_the_role_of_solar_wind_expansion_as_a_source_of_whistler_waves:_scattering_of_suprathermal_electrons_and_heat_flux_regulation_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
A._Micera,_A._N._Zhukov,_R._A._L\'opez,_E._Boella,_A._Tenerani,_M._Velli,_G._Lapenta,_M._E._Innocenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15975 |
ホイスラ波の生成における太陽風膨張の役割は、EB-iPic3Dコードを使用して調査されます。このコードは、完全に動的な半暗黙的アプローチ内で太陽風膨張を自己無撞着にモデル化します。シミュレーションは、パーカーソーラープローブが0.166auで最初の近日点を観測した後、高密度のコアと反太陽方向のストラールで構成される電子速度分布関数で初期化されます。この分布関数は、最初は運動の不安定性に関して安定しています。膨張は太陽風をウィスラー熱流束の不安定性が引き起こされる連続した体制に追いやる。これらの不安定性は、惑星間磁場に対して主に斜めの伝播を最初に特徴とする太陽方向のホイッスラー波を生成します。励起された波は、共鳴散乱プロセスを介して電子と相互作用します。その結果、ストラールピッチ角の分布が広がり、そのドリフト速度が低下します。ストラール電子は磁場に垂直な方向に散乱し、電子ハローが形成されます。後の段階で、共鳴電子ファイアホースの不安定性が引き起こされ、太陽風が拡大するにつれて電子温度の異方性にさらに影響を与えます。波動粒子相互作用プロセスは、太陽風の熱流束の大幅な減少を伴います。シミュレートされたホイスラ波は、波の周波数、振幅、および伝播角度の点で観測結果と定性的に一致しています。私たちの仕事は、太陽風における斜めおよび平行なホイスラ波の観測についての説明を提案します。異なる地動説の距離での運動過程を説明しようとするとき、太陽風の膨張を考慮に入れる必要があると結論します。
最も質量の小さいタイプII球状星団の分光法と測光：NGC1261とNGC6934
| Title |
Spectroscopy_and_photometry_of_the_least-massive_Type-II_globular_clusters:_NGC1261_AND_NGC6934 |
| Authors |
A._F._Marino,_A._P._Milone,_A._Renzini,_D._Yong,_M._Asplund,_G._S._Da_Costa,_H._Jerjen,_G._Cordoni,_M._Carlos,_E._Dondoglio,_E._P._Lagioia,_S._Jang,_M._Tailo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15978 |
最近の研究により、タイプIとタイプIIと呼ばれる2つのクラスの球状星団（GC）が明らかになりました。タイプIIGCは、異なる金属量の星で構成される青と赤赤の巨星分枝によって特徴付けられ、多くの場合、低速中性子捕獲元素（s元素）の明確な存在量と組み合わされます。ここでは、このクラスの2つの最も質量の小さいクラスター、NGC1261とNGC6934を追加することにより、タイプIIGCの化学的タグ付けを継続します。分光法と測光の両方に基づいて、NGC1261の赤い星が[Fe/H]で約0.1デックスだけわずかに増強されていることを発見し、NGC6934の赤い星が鉄で約0.2デックスだけ増強されていることを確認します。NGC1261もNGC6934も、s要素の内部変動を示していません。これは、sプロセス濃縮の発生に対するGC質量しきい値を示唆しています。タイプIIGCの赤い星に閉じ込められた追加のFeと、現在のクラスターの質量との間に有意な相関関係があることがわかりました。それにもかかわらず、ほとんどのタイプIIGCは、SNeIIによって生成されたFeのごく一部を保持し、2％未満でした。NGC6273、M54、オメガ星団は注目すべき例外です。付録では、いて座矮小銀河の核にあるGCであるM54で、s元素の代表として想定されるランタンの化学的存在量を初めて推測します。ほとんどのタイプIIGCの大きな[La/Fe]の広がりとは対照的に、赤シーケンスの星は[La/Fe]で0.10\pm0.06dexだけわずかに強調されています。タイプIIGCの鉄およびS元素の濃縮には、さまざまなプロセスが関与していることをお勧めします。
銀河系B [e]超巨星MWC137の星周環境の解明。II。星の運動学と恒星の変動
| Title |
Resolving_the_circumstellar_environment_of_the_Galactic_B[e]_supergiant_star_MWC_137._II._Nebular_kinematics_and_stellar_variability |
| Authors |
Michaela_Kraus,_Tiina_Liimets,_Alexei_Moiseev,_Julieta_P._Sanchez_Arias,_Dieter_H._Nickeler,_Lydia_S._Cidale,_David_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15981 |
銀河系B[e]の超巨星MWC137は、大規模な超巨星に囲まれています。星雲の物理的条件と運動学に光を当てるために、北欧光学望遠鏡でALFOSCを使用して取得したロングスリットスペクトルの光学禁制線[NII]6548,6583と[SII]6716,6731を分析します。視線速度は複雑な振る舞いを示しますが、一般に、北の星雲の特徴は主に近づいていますが、南の星雲の特徴はほとんど後退しています。電子密度は星雲全体で強い変動を示し、値は約ゼロから約800cm$^{-3}$まで広がります。より高い密度はMWC〜137の近くで、強い放射の領域で見られますが、視線速度が高い領域では密度が大幅に減少します。また、特殊天体物理観測所の6m望遠鏡に取り付けられた走査型ファブリ・ペロー干渉計を使用して、2つの[SII]線の星雲全体を観測します。これらのデータは、PA=225-245およびMWC137から80"の距離にある新しい弓形の特徴を明らかにしています。新しいH$\alpha$画像は、LaSillaのデンマークの1.54m望遠鏡で撮影されました。拡張や変更はありません。星雲の形態は18。1年以内に現れます。MWC137の太陽質量は37（+9/-5）で、年齢は$4.7\pm0.8$Myrです。さらに、TESS衛星で収集された時系列測光で、恒星の脈動を示唆している可能性があります。その他、低周波の変動も見られます。これらの信号が初期型星の内部重力波によるものなのか、風や星周囲の物質の変動によるものなのか現在、区別することはできません。
9つのフィールドRRlyrタイプの星のサンプルにおけるNLTECNOの存在量
| Title |
NLTE_CNO_abundances_in_a_sample_of_nine_field_RR_lyr_type_stars |
| Authors |
Sergei_M._Andrievsky,_Sergey_A._Korotin,_Valery_V._Kovtyukh,_Sergey_V._Khrapaty_and_Yuri_Rudyak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16109 |
初めて、9つのこと座RR型変光星のスペクトルの炭素線と窒素線の直接NLTE分析が実行されました。これらの元素の存在量を酸素と一緒に測定し、金属量が不足しているプログラム星では窒素含有量が増加することを示しました。これは、赤色巨星分枝の前の段階で発生し、不完全なCNOサイクルで処理された物質を星の表面にもたらした最初の浚渫の兆候であると結論付けます。この効果は、熱塩（余分な）混合によって大幅に強化されます。これは、金属量の少ないこと座RR型変光星に対してより効果的です。これは、金属量が約-0.2から-2に減少するにつれて、星のサンプルのC/N比が徐々に減少することを示すプロットにはっきりと見られます。酸素の存在量は、種族IIの星に見られるのと同じように金属量に依存します。
噴火フラックスロープ上の磁気リコネクションによって誘発されたプラズマ上昇流
| Title |
Plasma_Upflows_Induced_by_Magnetic_Reconnection_Above_an_Eruptive_Flux_Rope |
| Authors |
Deborah_Baker,_Teodora_Mihailescu,_Pascal_Demoulin,_Lucie_M._Green,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_Gherardo_Valori,_David_H._Brooks,_David_M._Long,_Miho_Janvier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16137 |
ひのでの極紫外線イメージング分光計（EIS）の主な発見の1つは、アクティブ領域のエッジでの上昇流の存在です。活動領域はコロナの大規模な磁場に磁気的に接続されているため、これらの上昇流はコロナの全体的な質量サイクルに寄与する可能性があります。ここでは、AR10977（噴火フレアSOL2007-12-07T04）のフラックスロープの噴火中に観測された、速度が70km/sを超える非常に強い上昇流の駆動メカニズムを調べます。これは青い翼の非対称性として知られています。：50）。磁場モデリングと組み合わせたHinode/EIS分光観測を使用して、アクティブ領域の磁気トポロジーと強い上昇流の間の可能なリンクを調査します。大規模フィールドのポテンシャルフィールドソースサーフェス（PFSS）の外挿は、フラックスロープの上にセパレータが配置された四重極構成を示しています。フラックスロープ噴火の前と最中にセパレーターに沿って誘導された再結合によって形成された力線は、上向流領域で最も強い青い翼の非対称性に空間的にリンクされています。流れは、アクティブ領域の高密度でホットなアーケードループが、その上にある拡張された希薄なループと再接続するときに作成される圧力勾配によって駆動されます。セパレーターの再接続は、より一般的な準セパラトリックス（QSL）の再接続の特定の形式であるという事実を考慮して、最も強い上昇流を駆動するメカニズムは、実際には、約2の持続的な上昇流を駆動するメカニズムと同じであると結論付けます。すべてのアクティブな領域で10〜20km/sが観測されました。
最も大規模な白色矮星の冷却モデル
$1.3\、M_\odot$を超える質量に焦点を当てた、超大規模な白色矮星モデルのセットを紹介します。そのようなオブジェクトの形成と構成に関する不確実性を考慮して、単一の星と二重白色矮星の合併形成チャネルの両方を含む進化的計算によって導かれる、パラメータ化されたモデルシーケンスを構築します。中心密度が$10^9\、\rmg\、cm^{-3}$を超える物体の冷却は、形成後の最初の$\約100$Myrでのウルカ過程によるニュートリノ冷却によって支配されることを示します。。私たちのモデルは、最近発見された超巨大白色矮星ZTFJ190132.9+145808.7が、このウルカが支配的な冷却体制を経験した可能性が高いことを示しています。また、高密度は、拡散が結晶化する前にこれらのオブジェクトのコア組成を大幅に変更する可能性が低いことを意味することも示しています。
Aシェル星PhiLeoの再考：その光球と星周のスペクトル
| Title |
The_A-shell_star_Phi_Leo_revisited:_its_photospheric_and_circumstellar_spectra |
| Authors |
C._Eiroa,_B._Montesinos,_I._Rebollido,_Th._Henning,_R._Launhardt,_J._Maldonado,_G._Meeus,_A._Mora,_P._Rivi\`ere-Marichalar_and_E._Villaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16229 |
CaiiK線でA型ガス殻星$\phi$Leoに向かって観測された、赤と青にシフトしたさまざまな吸収特性は、以前の研究で、固体の彗星のような物体が原因である可能性が高いと示唆されています。星周（CS）環境。私たちの目的は、このオブジェクトの観測研究を、Aタイプの光球の他の特徴的なスペクトル線とそれらのCSシェルで発生する線に拡張することです。2015年12月から2019年1月まで、さまざまな望遠鏡で収集された500以上の高解像度光学スペクトルを取得しました。いくつかの光球線、特にCai4226\AA〜とMgii4481\AA、および星周殻を分析しました。ラインCaiiH\＆K、CaiiIRトリプレット、Feii、Tiii、およびバルマーラインH$\alpha$およびH$\beta$。私たちの観測研究は、$\phi$Leoが可変の$\delta$Scuti星であり、そのスペクトルが、光球の線プロファイルに重ねられた顕著なダンプとバンプを示し、それらの強度とシャープネスが変化し、青からより赤方偏移した放射状に伝播することを明らかにしています速度と数時間の持続、おそらく非放射状の脈動によって生成されます。同時に、すべてのシェルラインは、CS機能のコアを中心とした$\sim$3km/sでの放射と、放射の両側での2つの可変吸収最小値を示します。CaiiH\＆K、Feii、およびTiiiのラインで観察された変動は、数分から数日までの任意の時間スケールで発生し、実行を観察しますが、異なるライン間で明確な相関関係や認識可能な時間パターンはありません。H$\alpha$の場合、CSの寄与も1回の観測実行で変動します。$\phi$Leoは、可変の（ほぼ）エッジオンCSディスクに囲まれた、急速に回転する$\delta$Scuti星であり、$\delta$Scuti脈動によって再供給される可能性があることをお勧めします。
古典的および量子的$ f（R）$宇宙論：ビッグリップ、ビッグリップ、ビッグリップの小さな兄弟
| Title |
Classical_and_quantum_$f(R)$_cosmology:_The_big_rip,_the_little_rip_and_the_little_sibling_of_the_big_rip |
| Authors |
Teodor_Borislavov_Vasilev,_Mariam_Bouhmadi-L\'opez_and_Prado_Mart\'in-Moruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12050 |
ビッグリップ、ビッグリップ、ビッグリップの小さな兄弟は、私たちの宇宙の将来の進化を説明できるいくつかのファントム暗黒エネルギーモデルによって予測された宇宙の終末です。宇宙がこれらの将来の宇宙イベントのいずれかに向かって進化するとき、すべての有界構造、そして最終的には時空自体が引き裂かれます。それにもかかわらず、量子重力効果はこれらの古典的に予測された特異点を滑らかにするか、あるいは回避するかもしれないと一般に信じられています。このレビューでは、重力のメートル法$f（R）$理論のスキームで、これらの裂け目のようなイベントの古典的および量子的発生について説明します。量子解析は、$f（R）$量子ジオメトロダイナミクスのフレームワークで実行されます。これに関連して、これらの特異な運命を回避するためのDeWitt基準の達成を分析します。
コンパクトなソースにおけるニュートリノのペアワイズ変換によって引き起こされる対称性の破れ
| Title |
Symmetry_breaking_induced_by_pairwise_conversion_of_neutrinos_in_compact_sources |
| Authors |
Shashank_Shalgar_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15622 |
非線形フレーバー進化の驚くべき結果は、高密度の天体物理学的環境で伝播するニュートリノガスの初期対称性の自発的対称性の破れです。ニュートリノの極角および方位角の角度分布を考慮に入れて、3つのフレーバーフレームワーク内のフレーバー変換物理学を調査します。高速フレーバー混合のコンテキストでの自発的対称性の破れの最初の例が示されています。興味深いことに、自発的対称性の破れが存在する場合、一般的に考えられているように、高速フレーバー混合は電子レプトン数の交差の近くで常に発生するとは限らず、大きなフレーバー混合はすべてのニュートリノモードに影響を与える可能性があります。このような発見は、非方位角対称システムに特有のものであり、フレーバー進化の線形レジームからは予測できません。それらは、コンパクトな天体物理学の物体の物理学に大きな影響を与える可能性があります。
| Title |
Covariant_formulation_of_non-equilibrium_thermodynamics_in_General_Relativity |
| Authors |
Llorenc_Espinosa-Portales_and_Juan_Garcia-Bellido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16012 |
一般相対性理論における非平衡熱力学の一般共変定式化を構築します。エントロピー密度の勾配から生じる共変エントロピー力、およびこれらの力に関してエネルギー運動量テンソルの対応する非保存を見つけます。また、非平衡現象の文脈で一般相対性理論のハミルトニアン定式化を提供し、測地線の合同のためのレイチャウデューリ方程式を記述します。強いエネルギー条件を満たす流体は、正の十分に大きなエントロピー力の寄与のために崩壊を回避できることがわかります。次に、流体力学的物質のバルクエントロピーの勾配から生じる力、およびブラックホールの地平線のような作用における境界項のエントロピーを研究します。最後に、非平衡熱力学の共変定式化を膨張宇宙に適用し、熱力学の第二法則を満たすエントロピック力に対応する追加の項を使用して、修正されたフリードマン方程式を取得します。
第一原理からの宇宙の加速
一般相対論的エントロピー加速理論は、宇宙定数を導入する必要なしに、第一原理から現在の宇宙加速を説明するかもしれません。均質で等方性のフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）メトリックのコンテキストでの非平衡現象の共変定式化に続いて、エントロピーの成長が私たちの宇宙の原因となる地平線に関連付けられていることがわかります（永遠のインフレーション）は、$\Lambda$CDMのCMBから予想されるものと比較してわずかに大きい現在の膨張率を除いて、$\Lambda$CDMの加速と本質的に区別できない加速を引き起こし、おそらくいわゆる解決します。$H_0$テンション。この新しい相対論的エントロピー力を導入するのは物質の因果的地平線の成長であるため、宇宙の物質内容は変更されず、一致の問題は解決されます。宇宙定数は不要になり、将来の超曲面はド・ジッターではなくミンコフスキーになります。
中性子星のブラックホール準振動モードの励起の余波で放出される重力放射の検出は、星内部の物質の特性への前例のないアクセスを提供する可能性があり、微視的で核相互作用のダイナミクスに新しい光を当てますレベル。この文脈で非常に重要なのは、高密度領域で重要な役割を果たすことが知られている3核子相互作用のモデリングに対する感度です。基本モードの周波数と減衰時間の計算結果を報告します。これは、アクマル、パンダリパンデ、レイヴンホールの状態方程式をベースラインとして使用し、アイソスカラー反発項の強度をアーバナIXポテンシャル内で変化させて実行しました。マルチメッセンジャー天体物理学的観測と一致する範囲。私たちの分析の結果は、反発する3核子相互作用が状態方程式の剛性に強く影響し、それがソースの質量とはほとんど関係なく、重力放射周波数のパターンを決定することを示しています。観察の意味についても説明します。
さそり座X-1からの重力波の相互相関検索のためのテンプレート格子
| Title |
Template_Lattices_for_a_Cross-Correlation_Search_for_Gravitational_Waves_from_Scorpius_X-1 |
| Authors |
Katelyn_J._Wagner,_John_T._Whelan,_Jared_K._Wofford,_Karl_Wette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.16142 |
低質量X線連星さそり座X-1からの連続重力波の探索におけるテンプレートの配置への格子被覆問題の適用について説明します。与えられた最大の不一致でパラメータ空間をカバーするためのテンプレートの効率的な配置は、球体カバー問題のアプリケーションであり、LatticeTilingソフトウェアライブラリで実装が利用可能です。ScoX-1の場合、軌道周期と軌道位相の間の以前の不確実性と不一致メトリックの両方での潜在的な相関は、格子の効率的な構築に複雑さをもたらします。これらの相関源の両方を同時に最小化し、前の小さな公転周期の不確実性を利用できるようにするせん断座標変換を定義します。結果として得られるラティスは、以前の単純な方法で構築された対応するパラメーター空間グリッドよりも約3倍少ないテンプレートを持ち、同じ計算コストと最大の不一致でより感度の高い検索を可能にします。
