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Wed 25 Aug 21 18:00:00 GMT -- Thu 26 Aug 21 18:00:00 GMT

弱いレンズ効果分析における射影バイアスの体系的研究

Title A_Systematic_Study_of_Projection_Biases_in_Weak_Lensing_Analysis
Authors P.R.V._Chintalapati,_G._Gutierrez_and_M.H.L.S._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2108.11518
公開されているコードとデータを使用して、ダークエネルギーサーベイ(DES)実験からのデータの最初の年の弱いレンズ効果分析における投影バイアスの体系的な研究を提示します。分析では、$\Lambda$CDMモデルと3つの2点相関関数を使用しました。これらのバイアスは、$h_0$、$\Omega_b$、$n_s$、$\Omega_\nu$などのパラメーターの予測またはマージナル化の結果であり、どちらも制約が不十分で、$などの対象パラメーターと相関していることを示しています。\Omega_m$、$\sigma_8$、および$S_8$。関連するパラメーター空間をカバーすることで、射影バイアスが、パラメーターの事前分布に関して、制約が不十分なパラメーターの真の値がどこにあるかの関数であることを示します。たとえば、$h$と$n_s$の真の値が前の範囲の上限に近く、$\Omega_b$と$\Omega_\nu$の真の値が近い場合、バイアスは1.5$\sigma$レベルを超える可能性があります。彼らの前の範囲の底に近いです。また、場合によっては、1D信頼区間が30%も過剰に指定される可能性があることも示しています。最後に、3年および6年分のDESデータの分析のためにこれらの予測バイアスを推定します。

ホルンデスキ宇宙論における重力波距離

Title Gravitational_Wave_Distances_in_Horndeski_Cosmology
Authors Eric_V._Linder
URL https://arxiv.org/abs/2108.11526
重力波の伝播は、修正された重力で実行中のプランク質量からの時空摩擦に遭遇し、光度距離を一般相対性理論から逸脱させます(または光源までの光度距離によって与えられます)。したがって、それは貴重な宇宙論的プローブになります。$G_5$の項を持ちながら、光速で伝播する理論を含む、ホルンデスキー重力の宇宙論的距離偏差の正確な式を示します。ガウス・ボンネ重力の結合については、特に単純な結果が得られます。これを使用して、実行可能な宇宙論が得られないことを示します。また、そのような結合を一般化し、重力波の宇宙論的距離の偏差と、赤方偏移空間の歪みによって測定された宇宙構造の成長との重要な関係を確認します。

LIGO-Virgoによって検出された重力波イベントで原始ブラックホールシナリオに立ち向かう

Title Confronting_the_primordial_black_hole_scenario_with_the_gravitational-wave_events_detected_by_LIGO-Virgo
Authors Zu-Cheng_Chen,_Chen_Yuan_and_Qing-Guo_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2108.11740
ビニングされた方法を採用して、GWTC-2から原始ブラックホール(PBH)の質量関数をモデルに依存せずに再構築し、そのようなPBH質量関数が曲率摂動の広い赤傾斜パワースペクトルによって説明できることを発見します。上部質量ギャップ$(m>65M_\odot)$の成分質量を持つGW190521は、PBHシナリオでは自然に解釈できますが、軽い質量範囲$の成分質量を持つイベント(GW190814、GW190425、GW200105、およびGW200115を含む)(m<3M_\odot)$は、対応するPBHの合併率がLIGO-Virgoによって与えられるものよりもはるかに小さいため、電磁的な対応物はありませんが、バイナリPBHによって説明される可能性はほとんどありません。さらに、バイナリPBHによって生成された重力波(GW)バックグラウンドと、PBHの形成に伴うスカラー誘導GWの両方が、地上ベースおよび宇宙搭載のGW検出器とパルサータイミングアレイによって検出される必要があると予測します。将来。

一次相転移における重力波生成に及ぼす密度変動の影響

Title Effect_of_density_fluctuations_on_gravitational_wave_production_in_first-order_phase_transitions
Authors Ryusuke_Jinno,_Thomas_Konstandin,_Henrique_Rubira,_Jorinde_van_de_Vis
URL https://arxiv.org/abs/2108.11947
初期の宇宙における一次相転移と重力波生成の過程に対する密度摂動の影響を研究します。私たちは主に、核形成された気泡の分布が局所的な温度の変動によってどのように影響を受けるかに関心があります。大規模な密度変動($H_*<k_*<\beta$)により、衝突時の有効気泡サイズが大きくなり、生成される重力波の振幅が大きくなることがわかります。この強化に必要な密度変動の振幅は${\calP}_\zeta(k_*)\gtrsim(\beta/H_*)^{-2}$であるため、1次からの重力波信号比較的大きな$\beta/H_*$の相転移は、中程度の振幅の変動に対しても、このメカニズムによって大幅に強化できます。

運動学による原始惑星系円盤の冷却の調査:分析的なGIウィグル

Title Investigating_protoplanetary_disc_cooling_through_kinematics:_analytical_GI_wiggle
Authors Cristiano_Longarini,_Giuseppe_Lodato,_Claudia_Toci,_Benedetta_Veronesi,_Cassandra_Hall,_Ruobing_Dong_and_Jason_Patrick_Terry
URL https://arxiv.org/abs/2108.11387
若い原始星の円盤は自己重力段階を経る可能性があります。このようなシステムは、準定常状態または非線形不安定状態のいずれかになり得るスパイラルパターンの存在を特徴としています。この渦巻波は、ガスのダイナミクスと運動学の両方に影響を及ぼし、ケプレリアンの回転からの逸脱をもたらします。最近、惑星形成環境の運動学的研究に多くの注目が集まっており、原始星円盤の高い空間およびスペクトル分解能の観測のおかげで、速度場の小さな摂動でも測定できるようになりました。この作業では、重力不安定性の運動学的特徴を調査します。速度場の摂動に注目して、渦巻き状の摂動に対する自己重力ディスクの線形応答の解析的研究を実行します。不安定なディスクは、GIスパイラル波の摂動により、ディスク範囲全体にわたってガス成分に明確な運動学的痕跡があり、ケプレリアン回転からの逸脱が生じることを示しています。これらのシグネチャの形状はいくつかのパラメータに依存しますが、冷却係数の影響を大きく受けます。これらの特徴を検出することで、原始惑星系円盤の冷却に制約を課すことができます。

TOI-1518b:大気中に鉄を含む不整合な超高温木星

Title TOI-1518b:_A_Misaligned_Ultra-hot_Jupiter_with_Iron_in_its_Atmosphere
Authors Samuel_H._C._Cabot,_Aaron_Bello-Arufe,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Ren\'e_Tronsgaard,_Ian_Wong,_George_Zhou,_Lars_A._Buchhave,_Debra_A._Fischer,_Keivan_G._Stassun,_Victoria_Antoci,_David_Baker,_Alexander_A._Belinski,_Bj\"orn_Benneke,_Luke_G._Bouma,_Jessie_L._Christiansen,_Karen_A._Collins,_Maria_V._Goliguzova,_Simone_Hagey,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Richard_C._Kidwell_Jr,_Didier_Laloum,_Bob_Massey,_Kim_K._McLeod,_David_W._Latham,_Edward_H._Morgan,_George_Ricker,_Boris_S._Safonov,_Joshua_E._Schlieder,_Sara_Seager,_Avi_Shporer,_Jeffrey_C._Smith,_Gregor_Srdoc,_Ivan_A._Strakhov,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Roland_Vanderspek,_Michael_Vezie,_Joshua_N._Winn
URL https://arxiv.org/abs/2108.11403
TOI-1518bの発見を紹介します-明るい星$V=8.95$を周回する超高温の木星。通過する惑星は、EXPRESからの高解像度の光透過スペクトルを使用して確認されます。$R_p=1.875\pm0.053\、R_{\rmJ}$で膨張し、軌道のずれ(${240.34^{+0.93}_{-0.98}}$度)など、いくつかの興味深い特性を示します。)およびほぼ放牧されているトランジット($b=0.9036^{+0.0061}_{-0.0053}$)。惑星は1。9日で高速回転するF0ホスト星($T_{\mathrm{eff}}\simeq7300$K)を周回し、強い照射を受けます。特に、TESSデータは、深さが$364\pm28$ppmの明確な二次日食と有意な位相曲線信号を示しており、そこから、およそ320ppmの相対的な昼夜の惑星フラックス差と5.2$\sigma$の検出が得られます。ホスト星の楕円体歪みの影響。超高温の木星大気中の原子種とイオン化種の最近の検出に促されて、大気相互相関分析を実施します。$K_p=157^{+68}_{-44}$kms$^{-1}$および$V_{\rmsys}=-16で中性鉄(${5.2\sigma}$)を検出します^{+2}_{-4}$kms$^{-1}$、透過中のFe検出を伴う高度に照射されたガス巨大惑星の小さなサンプルに別のオブジェクトを追加します。これまでのところ、検出は半径$\gtrsim1.78\、R_{\rmJ}$の特に膨張した巨大ガスを支持しています。これは観測の偏りが原因である可能性がありますが。TOI-1518bは、平衡温度が$T_{\rmeq}=2492\pm38$Kで、測定された昼間の輝度温度が$3237\pm59$K(幾何アルベドがゼロであると仮定)であるため、将来の発光分光法でプローブする有望な候補です。熱反転用。

惑星周波数のガラクトセントリック距離への大きな依存性はない

Title No_Large_Dependence_of_Planet_Frequency_on_Galactocentric_Distance
Authors Naoki_Koshimoto,_David_P._Bennett,_Daisuke_Suzuki,_Ian_A._Bond
URL https://arxiv.org/abs/2108.11450
重力マイクロレンズ法は、現在、銀河中心からの距離の関数として惑星の銀河分布を研究するのに役立つ唯一の技術です。レンズシステムの銀河系の位置は、質量と距離の関係を決定する3つの量のうち少なくとも2つが測定された場合にのみ一意に決定できます。ただし、質量と距離の関係が1つしか得られない場合でも、マイクロレンズイベントの大規模なサンプルを使用して、レンズの銀河分布を統計的に議論することができます。この研究では、与えられたアインシュタイン半径の交差時間$t_{\rmE}$について、レンズ源の固有運動の分布$\mu_{\rmrel}$から惑星系の銀河系の分布を抽出します。鈴木らによる統計サンプルの28の惑星イベントについて測定されました。(2016)。マイクロレンズ法は私たちの銀河の星によってランダムに引き起こされるため、観測分布は銀河モデルを使用して予測できます。惑星をホストする確率$P_{\rmhost}\proptoM_{\rmL}^mR_{\rmL}^r$を、ランダムに選択された星の銀河モデルに組み込みます。ここで、$M_{\rmL}$はレンズの質量($\sim$ホストの質量)であり、$R_{\rmL}$はガラクトセントリック距離です。$(m、r)$のさまざまな組み合わせで、特定の$t_{\rmE}$について、観測された分布をモデルで予測された$\mu_{\rmrel}$分布と比較することにより、推定値$r=$0<m<2$の$m$の前のもっともらしいユニフォームの下で0.2\pm0.4$。これは、惑星の周波数のガラクトセントリック距離への依存性が大きくないことを示しており、銀河バルジに惑星があることを示唆しています。

階層的惑星系における内部試験粒子の永年共鳴の構造

Title Structures_of_secular_resonances_for_inner_test_particles_in_hierarchical_planetary_systems
Authors Hanlun_Lei
URL https://arxiv.org/abs/2108.11532
この研究では、内部試験粒子の永年共鳴のダイナミクスを、非摂動的アプローチを採用することにより、八重極レベルの近似の下で調査します。実際には、主要な永年共鳴のウェブは、安定した周期軌道のファミリーを識別することによって生成され、関連する安定した秤動ゾーンは、断面のポアンカレ表面を分析することによって取得されます。係数$\epsilon$($\epsilon$は八重極項の寄与を測定します)の異なる値を取ることにより、動的構造に対する八重極次項の影響が評価されます。$\epsilon=0$(8次の寄与なし)の条件下では、動的モデルは完全に可積分であり、位相空間で発生する古在共鳴のみがあります。係数$\epsilon$がゼロと異なる場合、さまざまな永年共鳴が現れるため、位相空間の動的構造が複雑になります。数値結果はさらに、(a)秤動中心と安定した秤動ゾーンの分布が$\epsilon$の値が異なると質的に類似したままであり、(b)低離心率領域でのカオス運動により古在共鳴が消失することを示しています。低離心率領域で発生するカオス領域は、係数$\epsilon$とともに増加します。永年共鳴は、カオス、軌道整列、軌道反転などの多くの重要な動的現象の原因であるため、この作業で提示された結果は、離心率の高いオブジェクトや傾斜角の高いオブジェクトの永年ダイナミクスを理解するのに役立ちます。階層的な惑星系。

火星の大気中のネオンは、揮発性物質が豊富な原始マントルを示唆している

Title Mars'_atmospheric_neon_suggests_volatile-rich_primitive_mantle
Authors H._Kurokawa,_Y._N._Miura,_S._Sugita,_Y._Cho,_F._Leblanc,_N._Terada,_H._Nakagawa
URL https://arxiv.org/abs/2108.11537
火星の大気ネオン(Ne)はバイキングによって検出され、火星の隕石に閉じ込められたガスとしても発見されましたが、その存在量と同位体組成は十分に決定されていません。MAVENによる最近の測定から推定された大気散逸によるNe損失のタイムスケールは短いため(0.6--1$\times$10$^8$年)、火星の大気Neの存在量と同位体組成は、主に火山の脱ガス。したがって、それは内部の揮発性成分のプローブとして機能することができます。ここでは、暫定的に情報を与えられた大気中のNeの存在量が、最近の活発な火山活動と、今日の地球のマントルよりも5〜80倍以上Neが豊富なマントルを示唆していることを示します。推定されるマントルNeの存在量は、惑星形成段階での太陽風によって注入されたダストなどのNeに富む物質の効率的な太陽星雲ガスの捕捉または降着を必要とします。これらは両方とも、内部および火星の降着履歴。その場分析または火星サンプルリターンによる大気中のNeの存在量と同位体組成のより正確な決定は、Neの考えられる起源を区別するために重要です。

惑星擾乱機能の新たな拡張と惑星との内部、共軌道および外部共鳴への応用

Title A_new_expansion_of_planetary_disturbing_function_and_applications_to_interior,_co-orbital_and_exterior_resonances_with_planets
Authors Hanlun_Lei
URL https://arxiv.org/abs/2108.11541
この研究では、惑星擾乱関数の新しい拡張が、任意の傾斜と半長軸比を持つマイナーボディの共振ダイナミクスを記述するために開発されました。実際には、妨害関数は最初のステップで円軌道の周りに拡張され、次に、2番目のステップで、結果として生じる円軌道間の相互作用が基準点の周りに拡張されます。いつものように、結果として生じる展開はフーリエ級数形式で表されます。ここで、力の振幅は半主軸、離心率、傾斜に依存し、調和引数は平均黄経、中心付近の経度、昇交点黄経の線形結合です。質量。結果として得られる新しい拡張は、任意の傾斜と半主軸比に対して有効です。平均運動共振構成の場合、外乱関数を簡単に平均化して、共振外乱関数の分析的拡張を生成できます。分析的展開に基づいて、平均運動共鳴のハミルトニアンモデルが定式化され、結果として得られる分析的展開が、木星の内部および共軌道共鳴と海王星の外部共鳴に適用されます。分析の拡張は、分析結果を関連する数値結果と比較することによって検証されます。

ダイナモと断熱不変量

Title Dynamo_and_the_Adiabatic_Invariant
Authors Alexander_M._Balk_(University_of_Utah,_Salt_Lake_City)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11548
この論文では、天体(惑星または星)の浅い流体層によって生成されるダイナモについて考察しています。このダイナモは、相互作用する磁気ロスビー波の追加の不変量に​​基づいています。電磁流体力学(MHD)は、強いトロイダル磁場の背景で線形化されます。追加の不変条件は、背景フィールドが維持されていることを示すために使用されます。

GaiaDR2エラーからの小惑星直径の確率的モデリング

Title Probabilistic_modeling_of_asteroid_diameters_from_Gaia_DR2_errors
Authors Rafael_S._de_Souza,_Alberto_Krone-Martins,_Valerio_Carruba,_Rita_de_Cassia_Domingos,_Emille_E._O._Ishida,_Safwan_Alijbaae,_Mariela_Huaman_Espinoza,_William_Barletta
URL https://arxiv.org/abs/2108.11814
ガイアデータリリース2は、数千の小惑星を含む、全天の約15億のソースに対して正確な位置天文学を提供します。この研究では、適度に大きな小惑星(直径$>$20km)がガイアの相対フラックスの不確実性および系統的な赤経誤差と高い相関関係があるという証拠を提供します。さらに、ロジスティックベイズ加法回帰ツリーモデルを使用して、これらの相関関係をキャプチャします。直接直径測定と形状再構築の対象となる可能性のある大きな小惑星の小さなリストをまとめます。

恒星変動と機器ノイズの存在下での通過曲線と位相曲線の分析におけるウェーブレットの力I.方法と検証

Title The_power_of_wavelets_in_analysis_of_transit_and_phase_curves_in_presence_of_stellar_variability_and_instrumental_noise_I._Method_and_validation
Authors Sz._Csizmadia,_A.M.S._Smith,_J._Cabrera,_P._Klagyivik,_A._Chaushev,_K._W._F._Lam
URL https://arxiv.org/abs/2108.11822
宇宙線の衝突、データの不連続性、データの漏洩、機器の経年劣化などの恒星の測光変動と機器の影響は、太陽系外惑星の特性評価を困難にし、通過、掩蔽、位相曲線のモデリングと検出可能性の精度と精度に影響を与えます。。この論文は、強い恒星変動と機器ノイズの存在下で、通過、掩蔽、および位相曲線モデリングを改善する試みをすることを目的としています。この目標を達成するために、ウェーブレット定式化を呼び出します。ソフトウェアパッケージTransitandLightCurveModeller(TLCM)の機能について説明します。視線速度と光度曲線の合同適合または光度曲線適合のみを実行できます。これは、光度曲線の通過、掩蔽、ビーム、楕円体、反射の効果をモデル化します(重力減光効果も含みます)。レッドノイズ、恒星の変動、および機器の効果は、ウェーブレットを介してモデル化されます。ウェーブレットフィットは、最終的なホワイトノイズレベルが測光データポイントの不確実性の平均に等しくなければならないことを規定することによって制約されます。これは、過剰適合を回避し、ノイズモデルを正規化するのに役立ちます。このアプローチは、ケプラーの短いケイデンスデータに合成光度曲線を注入し、それらをモデル化することによってテストされました。この方法は、特定の信号対雑音(S/N)比で十分に機能します。一般に、良好な結果を得るには10のS/N比が必要ですが、一部のパラメーターではより大きなS/Nが必要であり、他のパラメーターではより低いS/Nで取得できます。正確なパラメータ検索に必要な、調査対象のすべてのシステムパラメータの信号対雑音比に関して制限を設けています。ウェーブレットアプローチは、データの不連続性、宇宙線イベント、長期的な恒星の変動と機器の経年劣化、短期的な恒星の変動と脈動とフレアなどの影響を管理および除去することができます。(...)

アリエルと一緒に星と惑星の形成の間のリンクを探る

Title Exploring_the_link_between_star_and_planet_formation_with_Ariel
Authors Diego_Turrini,_Claudio_Codella,_Camilla_Danielski,_Davide_Fedele,_Sergio_Fonte,_Antonio_Garufi,_Mario_Giuseppe_Guarcello,_Ravit_Helled,_Masahiro_Ikoma,_Mihkel_Kama,_Tadahiro_Kimura,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Jesus_Maldonado,_Yamila_Miguel,_Sergio_Molinari,_Athanasia_Nikolaou,_Fabrizio_Oliva,_Olja_Panic,_Marco_Pignatari,_Linda_Podio,_Hans_Rickman,_Eugenio_Schisano,_Sho_Shibata,_Allona_Vazan,_Paulina_Wolkenberg
URL https://arxiv.org/abs/2108.11869
アリエル宇宙ミッションの目標は、さまざまな種類のホスト星の周りを通過する惑星の大規模で多様な集団を観察して、それらの大気組成に関する情報を収集することです。惑星のバルクと大気の組成は、惑星が形成された方法の痕跡を持っています。したがって、アリエルの観測は、私たちの銀河における惑星形成の理解を進めるための前例のない豊富なデータを提供します。しかし、多くの環境的および進化的要因が最終的な大気組成に影響を与える可能性があります。ここでは、星と惑星の形成プロセスのどの要因と効果がアリエルによって観測される大気組成を形作ることができるかについての簡潔な概要を提供し、アリエルの特性がこの非常に複雑な問題に対処するためにこのミッションをどのように最適にするかを強調します。

天体暦からの天体間の効果的な相互作用カーネルを発見するための機械学習

Title Machine_Learning_for_Discovering_Effective_Interaction_Kernels_between_Celestial_Bodies_from_Ephemerides
Authors Ming_Zhong,_Jason_Miller,_Mauro_Maggioni
URL https://arxiv.org/abs/2108.11894
天体運動の根底にあるメカニズムの正確で予測的なモデルを構築することは、理論物理学の基本的な発展に影響を与えました。候補理論は、観測を説明し、惑星、星、およびその他の天体の将来の位置を可能な限り忠実に予測しようとします。Luetal。で開発されたものを拡張して、データ駆動型学習アプローチを使用します。($2019$)およびZhongetal。で拡張されました。($2020$)、太陽系の天体の動きの安定した正確なモデルを導き出します。私たちのモデルは、集合的なダイナミクスフレームワークに基づいており、NASAジェット推進研究所の開発エフェメライドから学習されています。太陽系の主要な天体をペアワイズ相互作用エージェントとしてモデル化することにより、学習したモデルは、軌道の固有の幾何学的特性だけでなく、近点移動速度などのダイナミクスの高感度機能も保持する非常に正確なダイナミクスを生成します。私たちが学んだモデルは、特に火星、水星、月の近日点移動を再現するという観点から、観測データに統一された説明を提供することができます。さらに、私たちのモデルは、すべての場合においてニュートンの万有引力の法則を上回り、アインシュタインの一般相対性理論から導出されたアインシュタイン-インフェルト-ホフマン方程式と同様に機能し、月を上回ります。

Leavitt Law(C-MetaLL)調査におけるCepheidの金属量:I。47の古典的Cepheidと1つのBLHer変数のHARPS-N

@ TNG分光法

Title Cepheid_Metallicity_in_the_Leavitt_Law_(C-MetaLL)_survey:_I._HARPS-N@TNG_spectroscopy_of_47_Classical_Cepheid_and_1_BL_Her_variables
Authors V._Ripepi,_G._Catanzaro,_R._Molinaro,_M._Gatto,_G._De_Somma,_M._Marconi,_M._Romaniello,_S._Leccia,_I._Musella,_E._Trentin,_G._Clementini,_V._Testa,_F._Cusano,_J._Storm
URL https://arxiv.org/abs/2108.11391
古典的セファイド(DCEP)は、銀河系外の距離スケールの最も重要な主要な指標です。それらの周期-光度および周期-Wesenheit($PLZ$/$PWZ$)関係の金属量への依存性を確立することは、ハッブル定数(H$_0)の最終推定につながる二次距離インジケーターのキャリブレーションに深い影響を及ぼします。$)。HARPS-N@TNGを使用して47個のDCEPと1個のBLHer変数の高分解能分光法を収集し、正確な大気パラメーター、視線速度、および金属存在量を導き出しました。29種のスペクトル線を測定し、それらの化学的存在量を特徴づけて、以前の結果と非常によく一致していることを発見しました。プログラム星の天体暦を再決定し、$V、I、J、H、K_s$バンドでそれらの強度平均の大きさを測定しました。サンプルを文献データで補完し、GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)を使用して、さまざまなフィルターの組み合わせにおける銀河系DCEPの$PLZ$/$PWZ$関係を調査しました。金属量項のない解は、5$\sigma$レベル以上で除外されることがわかります。3つのパラメーターを持つ$PLK_s$、$PWJK_s$、$PWVK_s$、および$PWHVI$の関係の切片の金属量依存性の最良の推定値は、$-0.456\pm$0.099、$-0.465\pm$0.071、$-0.459です。それぞれ\pm$0.107と$-0.366\pm$0.089mag/dex。これらの値は、最近の文献よりも大幅に大きくなっています。現在のデータは、関連する関係の傾きも金属量に依存するかどうかを確立するためにまだ決定的ではありません。ガイア視差の標準ゼロ点オフセットに補正を適用すると、PLZ/PWZ関係の切片に対する金属量依存性のサイズを$\sim$22\%削減するのと同じ効果があります。

銀河系球状星団M80の中央運動学

Title Central_kinematics_of_the_Galactic_globular_cluster_M80
Authors Fabian_G\"ottgens,_Sebastian_Kamann,_Holger_Baumgardt,_Stefan_Dreizler,_Benjamin_Giesers,_Tim-Oliver_Husser,_Mark_den_Brok,_Romain_F\'etick,_Davor_Krajnovi\'c,_Peter_M._Weilbacher
URL https://arxiv.org/abs/2108.11393
面分光器MUSEで観測されたスペクトルを使用して、銀河系球状星団Messier80(M80、NGC6093)の中心運動学を明らかにします。最近委託されたMUSEの狭視野モードで得られた観測を使用して、以前は有用なスペクトルが存在しなかったクラスターの中央の7.5秒角×7.5秒角の932個の星を分析することができます。スペクトルから導出された個々の星の平均視線速度は、軸対称のジーンズモデルからの予測と比較され、速度分散、回転振幅、および質量光度比の半径方向のプロファイルが得られます。新しいデータにより、クラスターの中心にある中間質量ブラックホール(IMBH)を検索できます。私たちのジーンズモデルは、異なる動的クラスター中心の周りに2つの同様にありそうな解決策を見つけます。最初のソリューションは、文献で利用可能な測光推定値に近い中心を持ち、観測された運動学に適合するためにIMBHを必要としません。2番目のソリューションには、最初のソリューションから約2.4秒角オフセットされたクラスター中心の位置が含まれており、$4600^{+1700}_{-1400}$の太陽質量のIMBH質量が必要です。N体モデルは、このクラスター内の最大6000太陽質量の質量を持つこのクラスター内のIMBHの存在をサポートしますが、IMBHのないモデルは、観測された表面輝度プロファイルによりよく適合します。それらはさらに、クラスターがほぼすべての恒星質量ブラックホールを失ったことを示しています。さらに、クラスター平均に対して80〜90km/sの視線速度を持つ2つの潜在的な高速星の検出について説明します。

コンパクト星団でのブラックホールの融合と質量ギャップを超えた大規模なブラックホールの形成

Title Black_hole_mergers_in_compact_star_clusters_and_massive_black_hole_formation_beyond_the_mass-gap
Authors Francesco_Paolo_Rizzuto,_Thorsten_Naab,_Rainer_Spurzem,_Manuel_Arca-Sedda,_Mirek_Giersz,_Jeremiah_Paul_Ostriker,_Sambaran_Banerjee
URL https://arxiv.org/abs/2108.11457
Nbody6++GPUを使用して実行された、$1.1\times10^5$星、速度分散$\sim$10$\mathrm{km\、の若くてコンパクトな低金属量星団の直接N体シミュレーションを示します。s^{-1}}$、半質量半径$R_h=0.6$pc、および恒星風と対不安定型超新星(PISNe)の更新された進化モデルを含む$10\%$のバイナリ分数。進化の最初の数十メガ年以内に、各クラスターは、現在のLIGO/Virgo/Kagra重力波検出のために、一次および二次BH質量の全質量範囲をほぼカバーするいくつかのブラックホール(BH)合併イベントをホストします。重力反跳の重要性は統計的に推定されています。想定されるPISNeの質量ギャップの下限($45M_\odot$)を超える質量BHの、星の衝突を含む中間質量BH(IMBH)レジーム($>100M_\odot$)へのいくつかの可能な形成経路を示します。BHと、低質量コアを持つ恒星の合併残骸の直接崩壊。恒星進化の更新により、以前のモデルよりも質量の大きい恒星BHが早期に形成されます。結果として生じる巨大な星とのより高い衝突率は、巨大なBHの急速な形成をサポートします。星とBHの合併で高い付着効率を想定しているモデルについて、GW190521のようなイベントの第1世代の形成シナリオを示します。これは、星とBHの合併が支配的なPISN質量ギャップ内の2つのBHの合併です。このIMBH形成経路は重力反跳とは独立しているため、脱出速度が遅い高密度の恒星系で考えられます。シミュレートされた1つのクラスターは、ハッブル時間内にマージされると予想されるIMBHバイナリ(153$M_\odot$、173$M_\odot$)を形成します。

角運動量降着は、半解析的銀河形成モデルでどの程度モデル化されていますか?

Title How_well_is_angular_momentum_accretion_modelled_in_semi-analytic_galaxy_formation_models?
Authors Jun_Hou,_Cedric_G._Lacey,_Carlos_S._Frenk
URL https://arxiv.org/abs/2108.11531
ハローでのガスの冷却と降着は、銀河に質量と角運動量をもたらします。この作業では、移動メッシュコードAREPOで実行された流体力学的シミュレーションとの比較を通じて、いくつかの異なる半解析的(SA)銀河形成モデル(GALFORM、L-GALAXIES、およびMORGANA)におけるこの重要なプロセスのモデリングの精度を調査します。。SAモデルとシミュレーションはどちらも、冷却と降着のプロセスに焦点を合わせるために、フィードバックや金属の濃縮なしで実行されました。ここで検討するすべてのSAモデルは、ガスが球形のハローから冷却されることを前提としています。ビリアル半径$r_{\rmvir}$からハローの中央領域$r\sim0.1r_{\rmvir}$に移動するときに、ガスが角運動量を保存するという仮定は次のとおりです。ガスは通常、このプロセス中に角運動量の$70-80\%$を保持するという、シミュレーションの結果とほぼ一致しています。また、シミュレーションと比較して、MORGANAモデルは冷却されたガスの平均比角運動量を過大評価する傾向があり、L-GALAXIESモデルも低赤方偏移の大規模ハローでこれを過大評価する傾向があるのに対し、2つの古いGALFORMモデルは角運動量を過小評価する傾向があります。一般に、Houらによって開発された新しいGALFORM冷却モデルの予測。シミュレーションに最もよく同意します。

宇宙網における銀河の性質とハロー形成時間との関係

Title Connections_between_galaxy_properties_and_halo_formation_time_in_the_cosmic_web
Authors Youcai_Zhang,_Xiaohu_Yang,_Hong_Guo
URL https://arxiv.org/abs/2108.11565
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)の銀河をELUCIDシミュレーションのサブハロにリンクすることにより、サブハロ形成時間と銀河特性の関係、および銀河特性の宇宙ウェブ環境への依存性を調査します。中央サブハロと衛星サブハロの形成時間は異なり、衛星サブハロは固定質量の中央サブハロよりも古いことがわかります。固定質量では、銀河の恒星とサブハロの質量比はサブハロ形成時間の良い代用であり、特に巨大な銀河の場合、サブハロ形成の赤方偏移とともに増加します。サブハロ形成時間は、宇宙のウェブ環境に依存します。中央のサブハロの場合、$\sim10^{12}\msun$の特徴的なサブハロの質量があり、それより下では、結び目のサブハロはフィラメント、シート、またはボイドの同じ質量のサブハロよりも古く、それを超えると反転します。ステラルーメンとサブハロの質量比の宇宙ウェブ環境依存性は、サブハロ形成時間のそれと類似しています。中央部の場合、$\sim10^{12}\msun$の特徴的なサブハロ質量があり、それより下では、星とサブハロの質量比は、フィラメント、シート、ボイドよりもノットの方が高く、それを超えると反転します。結び目の銀河は、$10^{12}\msun$未満では赤い色になりますが、$10^{12}\msun$を超えると、環境への依存はなくなります。衛星の割合は宇宙のウェブ環境に強く依存しており、特に低質量銀河の場合、ノットからフィラメント、シート、ボイドへと減少します。

散開星団の天体物理学的パラメーターと動的進化:NGC 2587、Col 268、Mel 72、Pismis 7

Title Astrophysical_Parameters_and_Dynamical_Evolution_of_Open_Clusters:_NGC_2587,_Col_268,_Mel_72,_Pismis_7
Authors Hikmet_\c{C}akmak,_Orhan_G\"une\c{s},_Y\"uksel_Karata\c{s},_Charles_Bonatto
URL https://arxiv.org/abs/2108.11617
散開星団(OC)NGC2587、コリンダー268(Col268)、メロッテ72(Mel72)、およびPismis7の天体物理学的および動的パラメーターを、ガイアDR2測光/位置天文データと新しい手法fitCMDから決定しました。fitCMDは、NGC2587の場合は(0.025、0.45)、列268の場合は(0.0025、0.5)、Mel72の場合は(0.011、1.25)、Pismis7の場合は(0.008、1.00)として(Z、Age(Gyr))を提供します。。GaiaDR2距離と比較して、fitCMDから取得された測光距離はやや近い距離を提供します。NGC2587とMel72の場合、両方の距離はよく一致しています。NGC2587を除いて、残りのOCの年齢は緩和時間よりも長く、動的に緩和されていることを示しています。NGC2587は動的な進化を遂げませんでした。MFスロープが比較的平坦なMel72とPismis7は、低質量の星のかなりの部分をフィールドに失ったように見えるという意味で、やや高度な動的進化の兆候を示しています。Pismis7のネガティブ/フラットMFは、その高質量の星がその低質量の星をわずかに上回っていることを示しています。その穏やかな動的進化を考えると、高質量の星は中央領域に向かって移動しますが、低質量の星は絶えずフィールドに失われています。列268は、原始的な起源を示唆する小さな寸法を示しています。Mel72とPismis7の外側の部分-大きなクラスター半径は時間とともに拡大しますが、Mel72のコアは動的緩和のために収縮します(図10e--f)。

ミンコフスキーテンソル解析によるマゼラン雲のスーパーバブルと超巨星殻の起源の追跡

Title Tracking_down_the_origin_of_superbubbles_and_supergiant_shells_in_the_Magellanic_Clouds_with_Minkowski_tensor_analysis
Authors Caroline_Collischon,_Manami_Sasaki,_Klaus_Mecke,_Sean_D._Points,_Michael_A._Klatt
URL https://arxiv.org/abs/2108.11641
ミンコフスキー汎関数(MF)とテンソル(MT)に基づく自動気泡認識ルーチンを開発して、輝線画像内の気泡のような星間構造を検出します。ミンコフスキー汎関数とMTは、体の形状をパラメータ化するための強力な数学ツールです。papaya2-libraryを使用して、特定のウィンドウサイズで構造の目的のMFまたはMTのマップを作成しました。マゼラン雲放射線調査(MCELS)のH$\alpha$、[SII]、および[OIII]画像でフィラメント領域を見つけるために、伸びに敏感な既約MT$\psi_2$のマップを使用しました。$\psi_2$の位相を使用して、各フィラメントに垂直な線を描画し、線密度マップを取得することができました。これにより、泡のような構造の中心を見つけ、さまざまなウィンドウサイズの構造を検出することができました。すべてのバンドで検出された気泡は、大質量星の分布と空間的に相関しており、大きな空間バイアスなしに星間気泡を実際に検出していることを示しています。大マゼラン雲(LMC)の59個の超新星残骸のうち18個と、20個のスーパーバブルのうち13個が、少なくとも1つの波長で検出されます。検出の欠如は、主に、検出を妨げる周囲の発光、小さすぎるサイズ、または輝線画像の(円形の)対応物の欠如が原因です。大規模な線密度マップでは、過去に星形成が高かった領域で最大値が見られます。多くの場合、超巨星シェル(SGS)の内部にあります。SGSLMC2では、シェルの西側に最大で、大きなガス雲の衝突が発生したと考えられています。小マゼラン雲(SMC)では、銀河のより複雑な投影構造によって気泡の検出が損なわれます。大規模なラインマップは、特に[SII]画像で、南北方向のSMCに大きなフィラメントを示しています。これらのフィラメントの起源は不明です。

銀河形成モデルに直面する確率的重力波背景のn-Hz振幅

Title The_n-Hz_amplitude_of_the_stochastic_gravitational_wave_background_confronting_galaxy_formation_models
Authors David_Izquierdo-Villalba,_Alberto_Sesana,_Silvia_Bonoli,_Monica_Colpi
URL https://arxiv.org/abs/2108.11671
刺激的な巨大ブラックホール連星(MBHB)の未解決の集団から生じる、ナノHzの確率的重力波バックグラウンド(GWB)の振幅を推定します。この目的のために、ミレニアム合併ツリーの上に適用されたL-Galaxies半分析モデルを使用します。大規模なブラックホール連星の動的進化には、力学的摩擦、恒星とガスのバイナリ硬化、および重力波フィードバックが含まれます。パルサータイミングアレイの実験で証明された周波数で、モデルは${\sim}\、3\、{で${\sim}1.2\、{\times}\、10^{-15}$の振幅を予測します。\times}\、10^{-8}\、\rmHz$は、現在の上限と一致しています。背景への寄与は、主に、チャープ質量が$\rm10^{8}\、M_{\odot}$を超える等しい質量のバイナリから生じます。次に、NANOGravデータで最近検出された一般的なレッドノイズを検討します。これは、実際にMBHBからの確率的GWBであるという仮説の下で機能します。ガス降着を介して大規模なブラックホールの成長を促進することにより、モデルが振幅$A\約2-3{\times}\、10^{-15}$の信号を生成できることを示します。ただし、クエーサーのボロメータ光度関数や局所的なブラックホールの質量関数などの主要な観測制約を一致させずに、このバックグラウンドレベルを予測することは困難です。これは、現在および今後の重力波観測が、初めて銀河とブラックホールの進化モデルにどのように立ち向かうことができるかを浮き彫りにします。

天の川の核星円盤の固有運動カタログ

Title A_proper_motion_catalogue_for_the_Milky_Way's_nuclear_stellar_disc
Authors B._Shahzamanian,_R._Schoedel,_F._Nogueras-Lara,_A._Martinez-Arranz,_M._C._Sormani,_A._T._Gallego-Calvente,_E._Gallego-Cano,_A._Alburai
URL https://arxiv.org/abs/2108.11847
HSTPaschen-alpha調査(2008年エポック)と組み合わせた高角度分解能GALACTICNUCLEUS調査(2015年エポック)に基づいて、天の川の中央〜36'x16'の大規模な固有運動研究の結果を提示します。私たちのカタログには、この地域の前例のない運動学的データセットである約80,000個の星が含まれています。データ分析と固有運動カタログの作成について説明します。結果を以前の作業およびデータの測定値と比較することにより、カタログを検証します。調査対象地域の運動学の予備分析を提供します。銀河円盤の前景の星は、それらの小さな赤みによって簡単に識別できます。以前の研究と私たちの期待と一致して、核恒星円盤の星は、特に銀河面に垂直な方向で、バルジ星よりも速度分散が小さいことがわかりました。核恒星円盤の回転は、銀河面に平行な固有運動ではっきりと見ることができます。核恒星円盤の手前の星は、向こう側の星よりも赤みが少ないです。固有運動により、銀河中心に溶解している若いクラスターに関連している可能性があり、他の手段では検出が困難な、共動する星のグループを検出できます。このような星のグループを見つけるために使用できる密度クラスタリングアルゴリズムに基づく手法を示します。

SDSS-IVAPOGEE-2N調査の最終的なターゲティング戦略

Title Final_Targeting_Strategy_for_the_SDSS-IV_APOGEE-2N_Survey
Authors Rachael_L._Beaton,_Ryan_J._Oelkers,_Christian_R._Hayes,_Kevin_R._Covey,_S._D._Chojnowski,_Nathan_De_Lee,_Jennifer_S._Sobeck,_Steven_R._Majewski,_Roger_Cohen,_Jose_Fernandez-Trincado,_Penelope_Longa-Pena,_Julia_E._O'Connell,_Felipe_A._Santana,_Guy_S._Stringfellow,_Gail_Zasowski,_Conny_Aerts,_Borja_Anguiano,_Chad_Bender,_Caleb_I._Canas,_Katia_Cunha,_John_Donor_Scott_W._Fleming,_Peter_M._Frinchaboy,_Diane_Feuillet,_Paul_Harding,_Sten_Hasselquist,_Jon_Holtzman,_Jennifer_A._Johnson,_Juna_A._Kollmeier,_Marina_Kounkel,_Suvrath_Mahadevan,_Adrian._M._Price-Whelan,_Alvaro_Rojas-Arriagada,_Carlos_Roman-Zuniga,_Edward_F._Schlafly,_Mathias_Schultheis,_Matthew_Shetrone,_Joshua_D._Simon,_Keivan_G._Stassun,_Amelia_M._Stutz,_Jamie_Tayar,_Johanna_Teske,_Andrew_Tkachenko,_Nick_Troup,_Franco_D._Albareti,_Dmitry_Bizyaev,_et_al._(15_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11907
APOGEE-2は、天の川銀河の化学力学的マッピングを作成することを目的とした、二重半球、近赤外線(NIR)の分光学的調査です。APOGEE-2のターゲティングは複雑で、時間とともに進化してきました。この論文では、Zasowskietal。で発表されたAPOGEE-2Nの初期ターゲティング戦略の更新と追加について説明します。(2017)。これらの変更には、2つの実装モードがあります。(i)メイン調査以外の新しい科学的手段の追求のために2015年と2017年に提案の呼びかけを通じてSDSS-IVPIに競争的に授与される「補助科学プログラム」、および(ii)効果的な1.5-ブライトタイムエクステンションとして知られる調査の年次拡張は、APOGEE-2Nプロジェクトの最初の数年間に発生した効率の向上によって可能になりました。23の異なる補助プログラムについて、科学的目的、ターゲットの選択、およびAPOGEE-2サンプル内でこれらのターゲットを識別する方法について説明します。BrightTimeExtensionにより、主要な調査戦略の変更、科学的発見に応じた新しいプログラムの組み込み、または調査設計の開始時に利用できなかった主要な新しいデータセットの活用、および既存のプログラムの拡張による科学的成功と到達範囲の拡大が可能になりました。。これらのプログラムの動機、実装、および評価について説明した後、APOGEE-1およびAPOGEE-2の調査操作のほぼ10年から学んだ教訓の要約も残します。コンパニオンペーパー、Santanaetal。(提出済み)、南半球でのAPOGEE-2操作に関連するターゲティング変更の補足プレゼンテーションを提供します。

SDSS-IVAPOGEE-2S調査の最終的なターゲティング戦略

Title Final_Targeting_Strategy_for_the_SDSS-IV_APOGEE-2S_Survey
Authors Felipe_A._Santana_(1),_Rachael_L._Beaton_(2_and_3),_Kevin_R._Covey_(4),_Julia_E._O'Connell_(5),_Pen\'elope_Longa-Pe\~na_(6),_Roger_Cohen_(7),_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado_(8),_Christian_R._Hayes_(9),_Gail_Zasowski_(10),_Jennifer_S._Sobeck_(9),_Steven_R._Majewski_(11),_S._D._Chojnowski_(12_and_13),_Nathan_De_Lee_(14_and_15),_Ryan_J._Oelkers_(15),_Guy_S._Stringfellow_(16),_Andr\'es_Almeida_(17),_Borja_Anguiano_(11_and_18),_John_Donor_(19),_Peter_M._Frinchaboy_(19),_Sten_Hasselquist_(10_and_20),_Jennifer_A._Johnson_(21),_Juna_A._Kollmeier_(3),_David_L._Nidever_(13),_Adrian._M._Price-Whelan_(22),_Alvaro_Rojas-Arriagada_(23_and_24),_Mathias_Schultheis_(25),_Matthew_Shetrone_(26),_Joshua_D._Simon_(3),_Conny_Aerts_(27),_Jura_Borissova_(28_and_24),_Maria_R.Drout_(3_and_29),_Doug_Geisler_(5,_17_and_30),_et_al._(14_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11908
APOGEEは、天の川の高解像度(Rsim22,000)、近赤外線、マルチエポック、分光学的調査です。APOGEEプロジェクトの第2世代であるAPOGEE-2には、APOGEE-2Sと呼ばれる南半球への調査の拡張が含まれています。この拡張により、APOGEEは天の川のすべての主要な領域の完全なパノラママッピングを実行できるようになりました。特に、Hバンドで動作することにより、APOGEEは、南半球から最もアクセスしやすい天の川のほこりに隠れた内部領域を独自に調査することができます。このホワイトペーパーでは、APOGEE-2Sのターゲティング戦略を紹介します。特に、以前に公開された元の計画に対する変更を文書化することに注意を払います。これらの変更の動機は、意図された科学的目的を達成する上でのそれらの有効性の評価と同様に説明されています。これがAPOGEEターゲティングを詳述する最後の論文であることを見越して、APOGEE-2Sプロジェクトの終わりまでに完了したそのようなすべての情報の説明を提示します。これには、天の川の主要な星の種族と地域の探査に特化したいくつかの主要な調査プログラム、およびチリ国立時間配分委員会(CNTAC)とカーネギー科学研究所(CIS)。この作品は、関連記事、R。Beatonetal。と一緒に発表されました。(提出済み;AAS29028)、北半球でAPOGEE-2に採用された最終的なターゲット選択戦略を提示します。

干し草の山に隠されている:天の川の膨らみに向かって低光度の球状星団

Title Hidden_in_the_Haystack:_Low-luminosity_globular_clusters_towards_the_Milky_Way_bulge
Authors F._Gran,_M._Zoccali,_I._Saviane,_E._Valenti,_A._Rojas-Arriagada,_R._Contreras_Ramos,_J._Hartke,_J._A._Carballo-Bello,_C._Navarrete,_M._Rejkuba,_J._Olivares_Carvajal
URL https://arxiv.org/abs/2108.11922
最近の広範囲にわたる調査により、私たちは前例のない詳細で天の川を研究することができました。塵やガスの背後に隠されているその内部領域は、近赤外測光および分光データセットの到着により部分的に明らかにされました。最近の発見の中には、特に銀河バルジに向かって欠落していることが知られている、低質量の球状星団の集団があります。この作業では、バルジ領域に向かって配置された5つの新しい低光度球状星団が提示されます。それらは、ガイアEDR3カタログから座標、色、固有運動の多次元空間でグループを検索することによって発見され、後でより深いVVV調査近赤外測光で確認されました。クラスターは、明確に定義された赤色巨星の枝を示し、場合によっては、固有運動空間で動的にコヒーレントな構造を形成するメンバーを持つ水平の枝を示します。それらのうちの4つは、ESOVLTのMUSE機器による分光学的フォローアップによって確認されました。測光パラメータが導出され、利用可能な場合は、金属量、視線速度、および軌道が決定されました。新しいクラスターGran1、2、4はハロー球状星団であり、Gran3と5はそれぞれディスクとバルジのような特性を示します。予備軌道は、グラン1と3がセコイアまたはいわゆる「高エネルギー」グループに、グラン2がヘルミストリームに、グラン5がガイア-エンセラダスに関連している可能性があることを示しています。この研究は、分光学的フォローアップと色の大きさの図と組み合わせたガイアの固有運動が、内側の銀河に向かうクラスター候補の性質を確認するために必要であることを示しています。高い恒星の混雑と異なる絶滅は、他の低光度クラスターを隠す可能性があります。

パルサータイミング残差の地球項はパルサー間で位相がずれています

Title The_Earth_term_in_pulsar_timing_residuals_is_out_of_phase_among_the_pulsars
Authors Hyo_Sun_Park_(1_and_2)_and_Andrea_Lommen_(2)_((1)_Bryn_Mawr_College,_(2)_Haverford_College)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11405
重力波に対するパルサータイミング応答のいわゆる「地球項」がパルサーのセット間で同相であるかどうかについての誤解を解決することを目指しています。地球の用語がパルサー間で「コヒーレント」または「コヒーレントに構築されている」という記述から誤解が生じている可能性があることに注意してください。これらのステートメントで著者が「コヒーレント」とは何を意味するのかを明確にし、「コヒーレント」は地球の用語がパルサー間で同相であることを示していないことを指摘します。連続重力波によって誘発されたパルサータイミング残差を使用して、重力波源がエッジオンである場合、つまり源の軌道傾斜角がである場合を除いて、地球項が異なるパルサー間で整列しないことを示します。$\iota=\pi/2$または$3\pi/2$のいずれか。パルサーのセットから地球の項をプロットすることにより、パルサータイミングソフトウェアlibstempoを使用して同じ概念を示します。

2つの近くのIa型超新星の環境に対する星周中程度の制約:SN2017cbvとSN2020nlb

Title Circumstellar_Medium_Constraints_on_the_Environment_of_Two_Nearby_Type_Ia_Supernovae:_SN_2017cbv_and_SN_2020nlb
Authors D._J._Sand,_S._K._Sarbadhicary,_C._Pellegrino,_K._Misra,_R._Dastidar,_P._J._Brown,_K._Itagaki,_S._Valenti,_J._J._Swift,_J._E._Andrews,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_L._Chomiuk,_Y._Dong,_L._Galbany,_M._L._Graham,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_E._Y._Hsiao,_D._Janzen,_M._J._Lundquist,_C._McCully,_D._Reichart,_N._Smith,_L._Wang,_S._Wyatt
URL https://arxiv.org/abs/2108.11407
近くにある2つのIa型超新星SN2017cbvとSN2020nlbのチャンドラ深部X線観測を示します。これらは、光度$L_X$$\lesssim$5.3$\times$10$^{37}$までX線放射がないことを示しています。$\lesssim$5.4$\times$10$^{37}$ergs$^{-1}$(0.3--10keV)、それぞれ爆発後$\sim$16-18日。これらの制限により、前駆体システムの爆発前の質量損失率を$\dot{M}$$<$7.2$\times$10$^{-9}$および$<$9.7$\times$10$に制限します。^{-9}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$それぞれ(風速$v_w$=100kms$^{-1}$および半径$R$$\upperx$10$^{16}$cm)、X線放射が超新星衝撃によって上方散乱された光子からの逆コンプトン放射から発生すると仮定します。超新星環境が一定密度の媒体である場合、それぞれn$_{CSM}$$<$36および$<$65cm$^{-3}$の数密度制限が見つかります。これらのX線制限は、すべてのもっともらしい共生前駆体システム、および外側のラグランジュ点での質量損失や降着風など、単一の縮退シナリオに関連するパラメータ空間の広い範囲を除外します。また、SN2020nlbの遅い時間の光学分光法を提示し、掃引された水素に強い制限を設定します($L_{H\alpha}$$<$2.7$\times$10$^{37}$ergss$^{-1}$)およびヘリウム($L_{He、\lambda6678}$$<$2.7$\times$10$^{37}$ergss$^{-1}$)、$M_{Hに対応する非縮退コンパニオンから}$$\lesssim$0.7--2$\times$10$^{-3}$M$_{\odot}$および$M_{He}$$\lesssim$4$\times$10$^{-3}$M$_{\odot}$。爆発後14。6日でのSN2020nlbの無線観測でも検出されず、最も妥当な共生前駆体システムが除外されています。X線の限界が深い通常のIa型超新星のサンプルを2倍にしましたが、これらの爆発の全範囲の光度とサブタイプをサンプリングし、それらの周連星環境に統計的制約を設定するには、さらに多くの観測が必要です。

長いガンマ線バーストシミュレーションからの光球プロンプト放出-II。分光偏光測定

Title Photospheric_Prompt_Emission_From_Long_Gamma_Ray_Burst_Simulations_--_II._Spectropolarimetry
Authors Tyler_Parsotan_and_Davide_Lazzati
URL https://arxiv.org/abs/2108.11412
ガンマ線バースト(GRB)は何十年にもわたって検出されてきましたが、これらのイベントからのエネルギーフラッシュまたは迅速な放出を生成する放射線メカニズムに関する知識の欠如により、高エネルギー天体物理学のプローブとしてのGRBの完全な使用が妨げられています。プロセス。即発放出を説明しようとする複数のモデルがありますが、各モデルは、ガンマ線およびX線エネルギーバンドで観測されたGRB特性を説明するように調整できます。迅速な発光モデルの比較を目的として十分に検討されていないエネルギー範囲の1つは、特に偏光に関して、光学帯域のエネルギー範囲です。ここでは、改良されたMCRaTコードを使用して、2つの相対論的流体力学的ロングGRBシミュレーションのセットから予想される光球光学およびガンマ線偏光シグネチャ(それぞれ$\Pi_\mathrm{opt}$および$\Pi_\gamma$)を計算します。、一定および可変のジェットをエミュレートします。時間分解$\Pi_\mathrm{opt}$は大きくなる可能性があり($\sim75\%$)、時間積分された$\Pi_\mathrm{opt}$は、光子が発生するGRBジェット。$\Pi_\gamma$は、$\Pi_\mathrm{opt}$と同様の進化をたどりますが、偏光度は小さくなります。また、$\Pi_\mathrm{opt}$と$\Pi_\gamma$が各エネルギー範囲の観測値とよく一致することも示しています。さらに、Yonetoku関係内の位置に基づいて、GRBの予想される分極を予測します。私たちの分析と予測に改善を加えることができますが、それらは、GRBジェットのグローバル放射伝達シミュレーションが現在および将来の観測に関して提供できる洞察を示しています。

eROSITAキャリブレーションおよびパフォーマンス検証フェーズ:マゼラン雲の高質量X線連星

Title eROSITA_calibration_and_performance_verification_phase:_High-mass_X-ray_binaries_in_the_Magellanic_Clouds
Authors F._Haberl,_C._Maitra,_S._Carpano,_X.Dai,_V._Doroshenko,_K._Dennerl,_M.J._Freyberg,_M._Sasaki,_A._Udalski,_K.A._Postnov,_N.I._Shakura
URL https://arxiv.org/abs/2108.11517
性能検証段階で、Spektrum-Roentgen-Gamma(SRG)宇宙船に搭載された軟X線装置eROSITAは、マゼラン雲の広い領域を観測しました。ここには、約40の既知の高質量X線連星(候補を含むHMXB)があります。位置した。eROSITAデータで新しいHMXBを探し、HMXB候補の脈動を検索し、アーカイブX線および光学データを使用して完全なサンプルの長期的な動作を調査しました。十分に明るい光源については、eROSITAデータの詳細なスペクトルおよび時間分析が実行されました。さまざまなエネルギーバンドでのeROSITA画像のソース検出分析により、残りのソースのカウント率と上限が提供されました。大マゼラン雲での新しいBe/X線連星の発見を報告します。一時的なSRGEtJ052829.5-690345は、0.2〜8.0keVの光度〜10^35erg/sで検出され、このクラスのHMXBに典型的な硬X線スペクトルを示します。V〜15.7等の対応物のOGLEIバンド光度曲線は、最大0.75等の大きな変動を示しており、これは約511日でほぼ周期的に発生します。小マゼラン雲のeROSITA観測は、16個のBe/X線連星パルサーをカバーしました。そのうちの5個は、現在のパルス周期を正確に決定するのに十分な明るさ​​でした。eROSITAデータから測定されたSXP726とSXP1323のパルス周期は、それぞれ〜800秒と〜1006秒であり、それらの発見周期から遠く離れています。アーカイブXMM-Newton観測を含めて、15年以上以来の周期進化においてほぼ線形の傾向を示す2つの長周期パルサーの自転周期履歴を更新します。SXP726の対応する平均スピンダウン速度は4.3s/yrですが、SXP1323は-23.2s/yrの速度でスピンアップを示します。準球形降着の枠組みの中で2つのパルサーのスピン進化について議論します。

乱流駆動による宇宙線スペクトル急峻化の時間依存処理

Title Time-dependent_treatment_of_cosmic-ray_spectral_steepening_due_to_turbulence_driving
Authors Martin_Pohl
URL https://arxiv.org/abs/2108.11688
非相対論的衝撃波での宇宙線の加速は、宇宙線が衝撃波の上流を駆動する乱流による散乱に依存しています。宇宙線から非共鳴ベルモードへのエネルギー伝達率と、それが意味するスペクトルの軟化について調べます。超新星残骸衝撃波での乱流駆動に利用できる有限時間を考慮すると、定常状態を考慮した場合よりもスペクトルへの影響が小さくなります。一般に、ボーム率を係数$\eta$で拡散スケーリングする場合、スペクトルインデックスの変化は最大で$\eta$を熱サブショックのAlfv\'enicマッハ数で割ったものになります。$M_\mathrm{A}\lesssim50$の場合、この制限をはるかに下回っています。非常に速い衝撃と非常に効率的な宇宙線加速の場合にのみ、スペクトル指数の変化は$0.1$に達する可能性があります。標準のSNRパラメータの場合、それはごくわずかです。独立した確認は、電子のシンクロトロンエネルギー損失を考慮することによって導き出されます。強い非熱マルチkeV放出が生成される場合、エネルギー損失、したがってスペクトルの急峻化は、TeVバンドガンマ線放出を生成するハドロン宇宙線では非常に小さくなります。

FR0電波銀河の新しいガンマ線放出集団

Title A_New_Gamma-ray_Emitting_Population_of_FR0_Radio_Galaxies
Authors Vaidehi_S._Paliya
URL https://arxiv.org/abs/2108.11701
Fanaroff-Rileyタイプ0(FR0)電波銀河の謎めいたクラスは、近くの銀河にあるかすかな、しかし多数のコンパクトな電波源と、標準的なFanaroff-Riley分類スキームとの間の欠落したリンクとして浮上しています。この手紙は、10年以上のフェルミ大面積望遠鏡の観測を使用して、1GeVを超える3つのFR0銀河の最初のガンマ線同定を報告しています。スタッキング技術を使用して、ガンマ線の未解決のFR0線源から、5シグマ以上の累積ガンマ線放出も検出されました。これは、FR0集団が全体としてガンマ線エミッターであることを示唆しています。ガンマ線で検出された線源の多周波特性は他のFR0と同様であり、したがって、高エネルギー放射線が不整合なジェットから発生していることを示しています。それらの豊富さを考えると、FR0電波銀河は、IceCubeで検出されたニュートリノのもっともらしい候補として提案されており、この手紙に示されている結果は、それらのガンマ線生成メカニズムと宇宙ニュートリノの起源に重大な制約を与える可能性があります。

パルサー極冠におけるQEDカスケードからのコヒーレント放出

Title Coherent_emission_from_QED_cascades_in_pulsar_polar_caps
Authors F\'abio_Cruz,_Thomas_Grismayer,_Alexander_Y._Chen,_Anatoly_Spitkovsky,_Luis_O._Silva
URL https://arxiv.org/abs/2108.11702
パルサー磁気圏は、ペアカスケードで生成された電子-陽電子プラズマで満たされていると考えられています。これらのカスケードの駆動メカニズムは、ガンマ線光子の放出と、量子電磁力学(QED)プロセスを介したペアへの変換です。この作業では、第一原理からの関連するQEDプロセスを含む、現実的な磁場ジオメトリを備えたパルサー極冠のペアカスケードの2Dパーティクルインセルシミュレーションを紹介します。我々の結果は、極キャップ全体の磁場曲率の変化により、対生成バーストが局所磁場に対して自己無撞着に傾斜を生じ、パルサー電波放射と一致する特性を持つコヒーレント電磁モードの生成に有利であることを示しています。この放射が磁気軸に沿って極冠の端の近くでピークに達することを示し、したがって、パルサー電波放射のコアおよび円錐成分の説明を提供する可能性があります。

あまり標準的ではないサイレンとしての回転する中性子星からの重力波

Title Gravitational_waves_from_spinning_neutron_stars_as_not-quite-standard_sirens
Authors M._Sieniawska_and_D._I._Jones
URL https://arxiv.org/abs/2108.11710
よく知られているように、合体するバイナリの重力波検出は標準的なサイレンであり、重力波手段のみで線源距離の測定を可能にします。この論文では、スピンダウンが純粋に重力波放出によって駆動される個々の回転する中性子星からの連続的な重力波放出について、これに類似したものを探求します。この場合、距離測定は常に他の1つのパラメーターで縮退していることを示します。これは、星の慣性モーメントと見なすことができます。このような縮退測定を行うことができる精度を定量化します。また、距離または慣性モーメントのいずれかが制約され、この縮退を解消し、残りのパラメーターの測定を可能にするシナリオへのこれの実際の適用についても説明します。私たちの結果は、そのような重力波の放出によってスピンダウンする中性子星の最終的な検出に続いて役立つでしょう。

プロトタイプ重力波光学過渡観測器(GOTO)を使用したFermiGRB光学カウンターパートの検索

Title Searching_For_Fermi_GRB_Optical_Counterparts_With_The_Prototype_Gravitational-Wave_Optical_Transient_Observer_(GOTO)
Authors Y._-L._Mong,_K._Ackley,_D._K._Galloway,_M._Dyer,_R._Cutter,_M._J._I._Brown,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_D._Steeghs,_V._Dhillon,_P._OBrien,_G._Ramsay,_K._Noysena,_R._Kotak,_R._Breton,_L._Nuttall,_E._Palle,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Awiphan,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkila,_P._Irawati,_M._Kennedy,_T._Killestein,_A._Levan,_S._Littlefair,_L._Makrygianni,_T._Marsh,_D._Mata-Sanchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_J._Mullaney,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._Stanway,_R._Starling,_P._Strom,_S._Tooke,_K._Wiersema
URL https://arxiv.org/abs/2108.11802
\emph{Fermi}ガンマ線バーストモニター(GBM)による1日あたりの$\sim1$ガンマ線バースト(GRB)の一般的な検出率は、GRB物理学の理解を深める貴重な機会を提供します。ただし、\emph{Fermi}のローカリゼーションの不確実性が大きいため、通常、多波長の対応物を迅速に特定できません。ラパルマでの重力波光過渡観測器(GOTO)プロトタイプによる93個の\emph{Fermi}GRBのフォローアップを報告します。詳細な分析のために(好ましい観測条件に基づいて)53のイベントを選択し、光学的対応物を検索する戦略を示しました。自動化されたステップと手動のステップの両方で構成されるフィルタリングプロセスを最初に60\、085の候補に適用し、15のイベントから生じる29を除くすべてを拒否します。サンプルのGOTOで$\upperx3$GRBの残光が検出可能であると予想されるため、ほとんどの候補がGRBに関連している可能性は低いです。これらの候補について複数の観測がなかったため、トランジェントとGRBの関連を自信を持って確認することはできません。私たちの結果は、GOTOが$\approx40$平方度の広い視野と$\approx20$等の深さのおかげで、GRB光学対応物を効果的に検索できることを示しています。また、\emph{Fermi}GRBの将来のフォローアッププログラムの全体的なパフォーマンスを向上させるためのいくつかの方法についても詳しく説明します。

孤立した中性子星の磁場の長期GRHMDシミュレーション

Title Long-term_GRHMD_simulation_of_magnetic_field_in_isolated_neutron_stars
Authors Ankan_Sur,_William_Cook,_David_Radice,_Brynmor_Haskell,_Sebastiano_Bernuzzi
URL https://arxiv.org/abs/2108.11858
強い磁場は、中性子星の放出を促進する上で重要な役割を果たします。それにもかかわらず、フィールドの内部構成の完全な理解はとらえどころのないままです。この作業では、Athena++を使用して、500ミリ秒(5アルヴェーン交差時間)および最大分解能0.231kmの中性子星における磁場発生の一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを紹介します。1つは純粋なポロイダル磁場を使用し、もう1つは主要なトロイダル成分を使用する、2つの異なる初期条件を調査し、ポロイダルおよびトロイダル磁場エネルギー、さまざまな不安定性駆動振動モードの成長時間、および乱流を調べます。純粋にポロイダルなセットアップがトロイダル磁場を生成し、それが後で指数関数的に減衰して総磁気エネルギーの1%に達し、平衡に達する証拠がないことがわかります。一方、最初はより強力なトロイダルフィールドの設定では、トロイダルエネルギーの最大20%が失われ、シミュレーションが終了するまでこの状態が維持されます。また、以前のMHDシミュレーションから導き出された、乱流が準平衡状態で重要な役割を果たすという仮説を検証します。しかし、私たちのより高い解像度のセットアップでのスペクトルの分析は、ほとんどの場合、私たちが小さなスケールで乱気流を観測しているのではなく、星の内部のノイズの多い速度場を観測していることを明らかにしています。また、磁気エネルギーの大部分は熱として放散され、星の内部エネルギーを増加させますが、ごく一部は電磁放射として放射されます。

トリプルスター共通外層の進化によるスピン軌道相互作用の不整合

Title Spin-orbit_misalignment_from_triple-star_common_envelope_evolution
Authors Noam_Soker_(Technion,_Israel)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11876
私は、巨大なエンベロープ内でスパイラルインし、トリプルスターシステムの軌道角運動量に垂直な角運動量成分でエンベロープをスピンアップするジェットを発射するタイトなバイナリシステムのトリプルスター共通外層進化(CEE)を研究しています。これは、タイトなバイナリシステムの軌道面とトリプルスターシステムの軌道面が互いに傾斜しているため、ジェットがトリプルスターの軌道角運動量に沿っていない場合に発生します。タイトな連星の合併はまた、エンベロープの回転方向を傾けます。巨星が赤色超巨星(RSG)の星で、後で崩壊してブラックホール(BH)を形成する場合、BHの最終スピンは軌道角運動量とずれています。したがって、中性子星(NS)またはBHタイトバイナリのCEEは、互いに、またはRSGのエンベロープ内に1つの主系列星(MSS)があり、ジェットが共通外層ジェット超新星(CEJSN)イベントに電力を供給する場合、次のように終わる可能性があります。NS/BH-スピン軌道相互作用のあるNS/BHクローズバイナリシステム。このようなバイナリは、後で結合して重力波源になる可能性があります。NS/BH-NS/BH連星系のスピン軌道相互作用の不整合につながる可能性のある5つのトリプルスターシナリオをリストします。そのうちの2つは、2つのスピンが互いに平行であると予測しています。漸近巨星分枝星内の2つのMSSのタイトなバイナリシステムの場合、結果は、乱雑な惑星状星雲の形成を伴う質量損失への追加の非球形成分です。

M87の放射GRMHDシミュレーション:漏斗の特性とギャップ加速の見通し

Title Radiation_GRMHD_simulations_of_M87:_funnel_properties_and_prospects_for_gap_acceleration
Authors Philippe_Z._Yao,_Jason_Dexter,_Alexander_Y._Chen,_Benjamin_R._Ryan,_George_N._Wong
URL https://arxiv.org/abs/2108.11893
パブリックコードebhlightを使用して、M87の超大質量ブラックホールへの降着の3D放射一般相対論的電磁流体力学(GRMHD)シミュレーションを実行します。シミュレーションは、降着流によって生成される放射場の周波数依存のモンテカルロ記述を自己無撞着に進化させます。ブラックホールに蓄積された磁束の2つの限界(SANEとMAD)を調査します。それぞれ、乱流と磁気リコネクションのモデルによって動機付けられる電子加熱のいくつかのサブグリッド処方に結合されます。放射場の収束研究を提示し、その特性を研究します。地平線に近い光子エネルギー密度は、観測された光度からの単純な等方性推定によって予測されるよりも1桁高いことがわかります。半径方向に依存する光子運動量分布は異方性であり、赤道面近くの点光源のセットによってモデル化できます。シミュレーションから放射と磁場の特性を引き出し、ギャップ加速の分析モデルにフィードして、ギャップが形成できると仮定して、磁化されたジェットファンネルからの非常に高いエネルギー(VHE)のガンマ線光度を推定します。MADモデルの場合は$\rm\sim10^{41}\、erg\、s^{-1}$、$\rm\sim2\times10^{40}\、erg\、s^の光度が見つかります。{-1}$SANEモデルの場合。これはM87のVHEフレアの測定値に相当します。私たちの計算で見られる時間依存性は、フレアの振る舞いを説明するには不十分です。私たちの結果は、ブラックホール画像に見られる地平線に近い特性の理論モデルとM87のVHE活動との橋渡しに向けた一歩を提供します。

極端なBLラックの硬ガンマ線スペクトルの起源としての2ゾーンモデル

Title Two-zone_model_as_origin_of_hard_gamma-rays_spectrum_in_extreme_BL_Lacs
Authors E._Aguilar-Ruiz_and_N._Fraija
URL https://arxiv.org/abs/2108.11906
いわゆる極端なブレーザーの放出は、粒子加速モデルに挑戦します。そのスペクトルの硬度$<2$は、高エネルギー帯域で標準の1ゾーンSSCモデルを使用する極端なパラメーターを必要とします。一部の著者は、これらの極端な値を緩和するために、2ゾーンモデルまたはハドロン/レプトハドロンモデルの両方を使用しています。この作業では、2つの成分の寄与が$\gamma$線帯のハードスペクトルを形成する、広帯域放射を説明するために、外部放射場を備えたレプトハドロニック2ゾーンモデルを提示します。1つ目は、コアの近くにある内部ブロブ内の加速された陽子がペアプラズマからのX線光子と相互作用するフォトピオンプロセスによって生成されます。このメカニズムは、TeVのエネルギー範囲の$\gamma$線を処理します。2番目の寄与は、標準のSSCおよびEICモデルを介したサブTeVエネルギーのX線および$\gamma$線のソースに対応する外部ブロブによって生成されます。プロトタイプのエクストリームブレーザー1ES0229+200を使用してモデルを例示し、そのスペクトルエネルギー分布の適切な説明を取得します。

共極干渉法の不変量:アーベルゲージ理論

Title Invariants_in_Co-polar_Interferometry:_an_Abelian_Gauge_Theory
Authors Nithyanandan_Thyagarajan,_Rajaram_Nityananda,_Joseph_Samuel
URL https://arxiv.org/abs/2108.11399
$N$要素干渉計は、配列要素のペア間の相関を測定します。配列要素間の閉ループに関連するクロージャー不変量は、これらの測定で発生する乗法的でローカルな要素ベースの破損の影響を受けません。これまで、独立した不変量の完全なセットを分析的に決定する方法は不明でした。共極相関における局所的な要素ベースの破損は、ゲージグループ$\textrm{GL}(1、\mathbb{C})$に属するゲージ変換と見なされます。その場合、閉鎖量は自然にゲージ不変になります。アーベル$\textrm{GL}(1、\mathbb{C})$ゲージ理論を使用して、独立したクロージャー不変量の完全なセットを、$(N-1)(N-2)/2$基本および独立した三角ループ。天文干渉計でよく知られている$(N-1)(N-2)/2$クロージャーフェーズと$N(N-3)/2$クロージャー振幅(合計$N^2-3N+1$実不変量)、これまで別々の治療が必要だったものを統一するこの形式主義から自然に現れます。私たちの形式は自動相関を必要としませんが、2つの短い間隔の要素間の相互相関からの可能性を含め、確実に測定されれば簡単にそれらを含めることができます。ここで紹介するゲージ理論のフレームワークは、コンパニオンペーパーで紹介されている完全な偏光干渉法の$\textrm{GL}(2、\mathbb{C}$)にまで拡張されており、以前の研究を一般化して明確にしています。私たちの発見は、M87、ケンタウルス座〜A、および天の川の中心にあるブラックホールのイベント範囲に非常に近い特徴を決定するための最先端の共極および完全偏光の超長基線干渉法測定に関連する可能性があります。

KM3NeTの高度に圧縮されたヒット情報に基づくPMTゲインのキャリブレーションとモニタリング

Title PMT_gain_calibration_and_monitoring_based_on_highly_compressed_hit_information_in_KM3NeT
Authors Bouke_Jung,_Maarten_de_Jong,_Paolo_Fermani_(on_behalf_of_the_KM3NeT_collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11467
地中海の海底に現在建設中の光電子増倍管(PMT)の大規模な3Dアレイで構成される立方キロメートルのニュートリノ望遠鏡は、その科学的目標に答えるために正確な校正手順に依存しています。これらの手順は、高度に圧縮されたPMTヒット情報に基づくKM3NeTで使用されるゲインキャリブレーション方法を示しています。特に、PMTゲインは、各PMTの測定された単一光電子のしきい値を超える時間分布に基づいて、公称値の2%以内に調整できることが示されています。

星震学のためのTESSデータ:光度曲線分類学の修正

Title TESS_Data_for_Asteroseismology:_Light_Curve_Systematics_Correction
Authors Mikkel_N._Lund,_Rasmus_Handberg,_Derek_L._Buzasi,_Lindsey_Carboneau,_Oliver_J._Hall,_Filipe_Pereira,_Daniel_Huber,_Daniel_Hey,_Timothy_Van_Reeth_and_T'DA_collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2108.11780
トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からのデータは、2年間の名目上の任務中に、約27日間の観測セクターごとに120秒、特に1800秒のリズムで100万次の光度曲線を生成しました。これらのデータは、恒星の変動と太陽系外惑星の研究のための宝の山を構成します。ただし、このような研究でデータを十分に活用するには、分析の前に体系的なノイズ源を適切に除去する必要があります。TESSDataforAsteroseismology(T'DA)グループは、TESS星震学科学コンソーシアムに分析可能なデータを提供することを任務としています。振幅。ここでは、地震コミュニティ全体にサービスを提供するための変動のさまざまなレジームをカバーする、TESSからの生の測光光度曲線の同時トレンドの2つの現在の実装を紹介します。期待に応え、さまざまな固有の変動タイプに適用できる、一般的に使用されるノイズ統計の観点からパフォーマンスを見つけます。さらに、データの全セクターからの光度曲線の補正は数日以内に十分に完了することができます。つまり、定常状態で実行すると、ルーチンは次のセクターからのデータが到着する前に1つのセクターを処理できます。当社のパイプラインはオープンソースであり、処理されたすべてのデータはTASOCとMASTで利用できるようになります。

散開星団Ruprecht147の食変光星。IV:アクティブトリプルシステムEPIC 219511354

Title Eclipsing_binaries_in_the_open_cluster_Ruprecht_147._IV:_The_active_triple_system_EPIC_219511354
Authors Guillermo_Torres_(1),_Andrew_Vanderburg_(2,3),_Jason_L._Curtis_(4),_Adam_L._Kraus_(5),_and_Eric_Gaidos_(6)_((1)_CfA_(2)_Kavli_Institute,_(3)_Univ._of_Wisconsin-Madison,_(4)_American_Museum_of_Natural_History,_(5)_Univ._of_Texas_at_Austin,_(6)_Univ._of_Hawai'i_at_Manoa)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11384
散開星団Ruprecht147で、Kepler/からの測光観測に基づいて以前に特定された、1。62日、K型、分離、アクティブ、ほぼ円形、二重線食変光星EPIC219511354の追跡分光観測を報告します。K2ミッション。これは、このクラスターで分析された4番目の日食システムです。光度曲線と視線速度を組み合わせて分析すると、一次(星Aa)と二次(Ab)のM(Aa)=0.912+/-0.013MSunとM(Ab)=0.822+/-0.010MSunの正確な質量が得られます。R(Aa)=0.920+/-0.016RSunおよびR(Ab)=0.851+/-0.016RSunの半径、およびそれぞれ5035+/-150および4690+/-130Kの有効温度とともに。クラスターの既知の年齢と金属量に関する恒星進化の現在のモデルとの比較は、よく見られるように、両方の半径が理論的に予測されたものよりも大きく(10〜14%)、両方の温度が低い($\sim$6%)ことを示していますM矮星で。これはおそらく、システム内の重要な恒星活動によって引き起こされます。ここでは、6%のピークツーピークの日食外変動、塗りつぶされたH$\alpha$線、およびX線源としての検出によって示されます。。また、EPIC219511354は、奇行的な220日の軌道にある低質量の三項系を持つ階層的な三項系であることがわかります。

Messier15球状星団におけるRRLyraeおよびPopulationIIケフェイド変光星の光学的および近赤外脈動特性

Title Optical_and_near-infrared_pulsation_properties_of_RR_Lyrae_and_Population_II_Cepheid_variables_in_the_Messier_15_globular_cluster
Authors Anupam_Bhardwaj,_Marina_Rejkuba,_G._C._Sloan,_Marcella_Marconi,_and_Soung-Chul_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2108.11388
Messier15(NGC7078)は、変光星の豊富な集団をホストする、古くて金属の少ないコア崩壊後の球状星団です。129RRLyrae、4PopulationIICepheids(3BLHerculis、1WVirginis)、および1つの異常なCepheid変数候補の新しい光学($gi$)および近赤外線(NIR、$JK_s$)マルチエポック観測を報告します。M15は、3.6mのカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡でMegaCamおよびWIRCam機器を使用して取得されました。マルチバンドデータは、変光星の周期と分類を改善し、光学テンプレートとNIRテンプレートを備えた光度曲線から正確な平均光度と脈動振幅を決定するために使用されます。$K_s$バンド、$m_{K_s}=-2.333〜(0.054)\logP+13.948〜(0.015)$で最もよく制約されている、こと座RR型変光星の光学的およびNIR周期-光度関係を導き出します。たったの$0.037$等。RRLyraeの周期-光度-金属量関係の理論的および経験的キャリブレーションを使用して、M15までの真の距離係数を導き出します:$15.196〜\pm〜0.026$〜(統計)〜$\pm〜0.039$〜(系統的)等。こと座RR型変光星とケフェイド変光星に基づく正確な距離係数は相互に一貫しており、{\itGaia}視差やその他の独立した方法に基づく文献の最近の距離測定と一致しています。

白色矮星における鉄の沈降と鉄の内核による冷却遅延

Title Cooling_Delays_from_Iron_Sedimentation_and_Iron_Inner_Cores_in_White_Dwarfs
Authors M._E._Caplan,_I._F._Freeman,_C._J._Horowitz,_A._Cumming,_E._P._Bellinger
URL https://arxiv.org/abs/2108.11389
白色矮星の内核は鉄でできていますか?$^{56}$Feのような中性子に富む原子核は、正味の重力とコアに向かう堆積物を経験します。新しい状態図と分子動力学シミュレーションを使用して、$^{56}$Feは、バックグラウンドに比べて電荷が大きいため、メゾスコピックなFeに富む微結晶に分離する必要があることを示します。太陽の存在量では、これらの微結晶は急速に沈殿し、星震学で検出できる可能性のある100km程度の内核と$10^{-3}M_\odot$を形成します。関連する冷却遅延は、低質量白色矮星では最大Gyrになる可能性がありますが、質量白色矮星ではわずか$\sim$0.1Gyrであるため、このメカニズムはQブランチに寄与する可能性がありますが、加熱はそれを完全に説明するには不十分です。

見つかった:LAMOST J024048.51 +195226.9で急速に回転する白色矮星

Title Found:_a_rapidly_spinning_white_dwarf_in_LAMOST_J024048.51+195226.9
Authors Ingrid_Pelisoli,_T._R._Marsh,_V._S._Dhillon,_E._Breedt,_A._J._Brown,_M._J._Dyer,_M._J._Green,_P._Kerry,_S._P._Littlefair,_S._G._Parsons,_D._I._Sahman,_J._F._Wild
URL https://arxiv.org/abs/2108.11396
10.4mGranTelescopioCanarias(GTC)で高速5バンドCCDカメラHiPERCAMを使用して撮影した、大変動変数LAMOSTJ024048.51+195226.9の光学測光を紹介します。白色矮星の自転周期に起因する脈動を検出し、24.9328(38)sの自転周期を見つけます。パルス振幅はgバンドで0.2%のオーダーであり、以前の検索の検出限界を下回っています。この検出により、LAMOSTJ024048.51+195226.9は、その古くから知られている前身であるAEAquariiの双子である2番目の白色矮星磁気プロペラシステムとしてのみ確立されます。24.93秒で、LAMOSTJ024048.51+195226.9の白色矮星は、激変星の中で最も短い既知のスピン周期を持っています。白色矮星は、非常に短い期間を維持するために、少なくとも0.7MSunの質量を持っている必要があります。観測された最も弱いuバンドの大きさは、白色矮星の温度の上限を約25000Kに設定します。5つのHiPERCAMフィルターで測定された脈動振幅は、白色矮星の可視領域の約2%をカバーする約30000Kの降着スポットと一致していますが、はるかに高温で小さなスポットを除外することはできません。

掃天観測施設調査で発見されたACV変数のケーススタディ

Title A_case_study_of_ACV_variables_discovered_in_the_Zwicky_Transient_Facility_survey
Authors N._Faltov\'a,_K._Kallov\'a,_M._Pri\v{s}egen,_P._Stan\v{e}k,_J._Sup\'ikov\'a,_C._Xia,_K._Bernhard,_S._H\"ummerich,_E._Paunzen
URL https://arxiv.org/abs/2108.11411
磁気化学特異星(mCP)は、原子拡散、磁場、恒星の自転の相互作用の調査を可能にする複雑な大気を示します。化学元素の不均一な表面分布と回転軸と磁気軸の不整列は、いくつかの観測量の変動をもたらします。測光的に変化するmCP星は、alpha2CanumVenaticorum(ACV)変数と呼ばれます。本研究は、新しいACV変数の検出と研究に対する調査の適合性を調査することを目的として、掃天観測(ZTF)調査からの既知の変数のケーススタディを提示します。ACV変数の既知の特性に基づく適切な選択基準を使用して、候補ACV星が周期変光星のZTFカタログから選択されました。最も有望な候補を選択するために、すべての光度曲線が詳細に検査されました。可能な場合は、LAMOSTの低解像度スペクトルを使用して、MKシステム上の星を分類し、mCP星としてのステータスを確認しました。86の新しい有望なACVスター候補を特定しました。これらの星のうち15個は、利用可能なLAMOSTスペクトルを持っており、すべての場合において、それらが古典的なmCP星であることを確認しており、これは私たちのアプローチの実行可能性を強調しています。サンプルの星は、明確な光度曲線の形状を特徴とする4つのサブグループに分類できます。特に、さまざまな測光通過帯域での逆位相変動は、それらの識別に容易に使用できるACV星のサブセットの固有の特性です。3つの異なる通過帯域(g、r、およびi)でのデータの可用性は、ZTF調査の主な利点です。他の測光調査と光度曲線の分析の経験に基づいて、ZTFはACV変数の検索と分析に適していると結論付けましたが、ACV変数は利用可能なZTF変数では考慮されていません。星表。

若い中間ポーラーの発見

Title Discovery_of_a_young_pre-intermediate_polar
Authors David_J._Wilson,_Odette_Toloza,_John_D._Landstreet,_Boris_T._Gaensicke,_Jeremy_J._Drake,_J._J._Hermes,_Detlev_Koester
URL https://arxiv.org/abs/2108.11414
分離されたポスト共通外層バイナリ(PCEB)CCCetの白色矮星成分の磁場の発見を提示します。単一の白色矮星と激変星の磁気の発生率が高いのとは対照的に、分離したPCEBの磁気白色矮星は非常にまれです。CCCetの紫外線ハッブル宇宙望遠鏡(HST)スペクトルとアーカイブ光学スペクトルの両方でZeeman分割吸収線が見つかります。線にモデルを適合させると、約600〜700kGの平均磁場強度が返されます。2つの別々のHST観測と線の高いvsiniの間の最適な磁場強度の違いは、白色矮星が約0.5時間の周期で回転しており、磁場がスピン軸に対して軸対称ではないことを示しています。磁場の強さと自転周期は、激変星の中間ポーラークラスで観察されたものと一致しており、CCCetが7〜17Gyrで中間ポーラーに進化することを予測する恒星進化モデルを計算します。確認された磁気白色矮星を含む少数の既知のPCEBの中で、CCCetは最も高温(したがって最年少)であり、電界強度が最も弱く、最近提案された結晶化/スピンアップシナリオでは形成できませんでした。磁場測定に加えて、HSTデータに適合したモデルスペクトルを介してCCCet白色矮星の大気パラメータを更新し、TESS測光から洗練された公転周期と天体暦を提供します。

非平衡太陽圏プラズマにおける超熱粒子によって強化された輸送係数

Title Transport_coefficients_enhanced_by_suprathermal_particles_in_nonequilibrium_heliospheric_plasmas
Authors Edin_Husidic,_Marian_Lazar,_Horst_Fichtner,_Klaus_Scherer,_Stefaan_Poedts
URL https://arxiv.org/abs/2108.11614
ヘリオスフィアプラズマでは、エネルギーと粒子の輸送は、さまざまな力、電磁場、密度または温度の勾配によって引き起こされるさまざまなフラックス(熱流束など)によって支配されます。外側のコロナと太陽風の比較的低いヘリオセントリック距離(つまり、<1AU)では、粒子間衝突は、エネルギー、運動量、および物質の輸送において重要な役割を果たします。これは、輸送係数によって古典的な輸送理論で説明されています。、フラックスをそれらのソースに関連付けます。本論文は、その場観察と一致して、それらの粒子速度分布の暗黙の現実的な特徴付けに基づいて、そのような非平衡プラズマにおける主な輸送係数の評価を改善することを目的としている。特に興味深いのは、超熱集団の存在と、これらの輸送係数に対するそれらの影響です。ボルツマン輸送方程式とエネルギーおよび粒子フラックスの巨視的法則を使用して、電気伝導率、熱電係数、熱伝導率、拡散、および移動度係数を導き出しました。これらは、カッパ分布によって経験的によく説明されている電子によって条件付けられており、ほぼマクスウェルコアとべき乗則のテールが超熱集団によって強化されています。ここでは、超熱集団の寄与を概説および定量化する機能を備えた独自のカッパアプローチを採用しました。例外なく、輸送係数は、これらの集団が宇宙プラズマシステムのダイナミクスに寄与する追加の運動エネルギーのために、超熱電子の存在下で体系的かつ著しく増強されることが見出されています。現在の結果はまた、超熱集団の適切なカッパモデリングがいかに重要であるかを示しています。これは、これらの集団の影響を過小評価する他の修正された解釈とは対照的です。

ダークユニバースは見えない

Title The_Dark_Universe_is_not_invisible
Authors K._Zioutas,_V._Anastassopoulos,_A._Argiriou,_G._Cantatore,_S.A._Cetin,_A._Gardikiotis,_D.H.H._Hoffmann,_S._Hofmann,_M._Karuza,_A._Kryemadhi,_M._Maroudas,_E.L._Matteson,_K._Ozbozduman,_T._Papaevangelou,_M._Perryman,_Y.K._Semertzidis,_I._Tsagris,_M._Tsagri,_G._Tsiledakis,_D._Utz_and_E.L._Valachovic
URL https://arxiv.org/abs/2108.11647
暗黒物質(DM)は、長距離の重力観測に由来し、通常の物質と相互作用しない、または発光しないものと見なされます。しかし、はるかに小さな規模でも、前述のDM画像と矛盾するDMから、太陽活動と動的な地球大気の予期しない観測が多数発生する可能性があります。なぜなら、太陽またはその惑星によるストリーミングDMの重力(自己)集束効果は、他の方法では不可解な11年の太陽周期、太陽コロナの不思議な加熱、大気の過渡現象などの解釈として適合します。観測によって駆動され、外部からの影響見落とされたストリーミングの目に見えない物質によって、他の方法では予期しない惑星の関係を示す調査された神秘的な行動を調整します。これは、太陽系本体によるストリーミングDMの重力集束の特徴です。次に、DMストリームの集束は、太陽系外惑星システムでも発生する可能性があり、太陽系外惑星の軌道位相の関数として関連する恒星の活動を検索することによって調査を実行することを初めて示唆します。

中程度の縮退と強い縮退の間の遷移における電子伝導不透明度:不確実性と恒星モデルへの影響

Title Electron_conduction_opacities_at_the_transition_between_moderate_and_strong_degeneracy:_Uncertainties_and_impact_on_stellar_models
Authors Santi_Cassisi_(INAF-OAAb,_Italy),_Alexander_Y._Potekhin_(Ioffe_Institute,_Russia),_Maurizio_Salaris_(ARI,_Liverpool_John_Moores_Univ.,_UK),_Adriano_Pietrinferni_(INAF-OAAb,_Italy)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11653
電子伝導不透明度は、低質量および中間質量の恒星モデルを計算するための主要な物理入力の1つであり、重要な問題は、中程度および強い縮退の計算をどのように橋渡しするかです。中程度の縮退と強い縮退の境界での密度-温度レジームは、実際、赤色巨星分枝星のヘリウムコアと白色矮星の水素/ヘリウムエンベロープをモデル化するために重要です。中程度の縮退に対する電子の熱伝導率と不透明度の最近公開された新しい改善された計算に促されて、これらの新しい計算を強力な縮退の体制で確立された結果と橋渡しするために、さまざまな物理的に動機付けられた処方を研究します。これらの異なる処方は、Heフラッシュでの予測Heコア質量にかなりの影響を与えることがわかります(非縮退Heコアへの移行から遠く離れた初期総質量に対して最大0.01$M_{\odot}$、および遷移周辺の質量の場合は最大$\sim0.04M_{\odot}$)、赤色巨星の先端(最大$\sim$0.1〜mag)、およびゼロエイジの水平分枝の光度(最大0.03〜dexの場合)遷移から遠く離れた質量、遷移の周囲で最大$\sim$0.2〜dex)、白色矮星の冷却時間(高光度で最大40-45\%、低光度で最大$\sim$25\%)。赤色巨星の枝の先端とゼロ年齢の水平分枝の絶対等級に関する現在の経験的制約は、導電性不透明度のこれらの代替オプションのいずれもまだ確実に除外することを許可していません。古い星の種族でゆっくりと冷却するかすかなWDの観測に対するテストを実行して、中程度および強い縮退の伝導性不透明度の計算を橋渡しする方法に、より厳しい制約を設定できるかどうかを確認する必要があります。

Gaia-ESO調査:散開星団のレッドクランプ星におけるリチウムの存在量

Title The_Gaia-ESO_survey:_Lithium_abundances_in_open_cluster_Red_Clump_stars
Authors L._Magrini,_R._Smiljanic,_E._Franciosini,_L._Pasquini,_S._Randich,_G._Casali,_C._Viscasillas_Vazquez,_A._Bragaglia,_L._Spina,_K._Biazzo,_G._Tautvaivsiene,_T._Masseron,_M._Van_der_Swaelmen,_E._Pancino,_F._Jimenez-Esteban,_G._Guiglion,_S._Martell,_T._Bensby,_V._D'Orazi,_M._Baratella,_A._Korn,_P.Jofre,_G._Gilmore,_C._Worley,_A._Hourihane,_A._Gonneau,_G._G._Sacco,_L._Morbidelli
URL https://arxiv.org/abs/2108.11677
最近、質量が2$M_{\odot}$未満のすべての巨星が、赤色巨星の枝(RGB)の先端と赤色巨星(RC)の間の表面リチウム濃縮のエピソードに苦しんでいることが示唆されました。散開星団のメンバーであるRCとRGBの星のサンプルで上記の結果が確認できるかどうかをテストします。1.5〜4.9Gyrの年齢(1.1〜1.7$M_{\odot}$のターンオフ質量)の6つの散開星団におけるLiの存在量について説明します。これらの観測は、回転によって引き起こされる混合、熱塩不安定性、最初のHeフラッシュによって引き起こされる混合、およびニュートリノ磁気モーメントによるエネルギー損失を含むさまざまなモデルの予測と比較されます。6つのクラスターで、Liの存在量が上位のRGB星と同等かそれ以上の約35\%のRC星が見つかります。これは、新鮮なLi生産の兆候である可能性があります。光度バンプに関連する余分な混合エピソードのために、RC星は体系的に低い表面Li存在量を持つことが期待されていました。ただし、Liの生成の可能性が遍在していることを確認することはできません。約65\%のRC巨人の場合、非常に低いLi存在量を隠している可能性のある存在量の上限しか決定できません。私たちの結果は、RC中に、星をLiリッチとして分類しないレベルでLiが生成される可能性があることを示しています。それらの炭素同位体比の決定は、RC巨人が余分な混合とそれに続くLi濃縮に苦しんでいることを確認するのに役立ちます。RC星のLiの存在量は、Heフラッシュの近くに追加のミキシングエピソードがあるモデルによって定性的に説明できます。

OB星の中風域と外風域における質量損失の上限と凝集

Title Upper_Mass-Loss_Limits_and_Clumping_in_the_Intermediate_and_Outer_Wind_Regions_of_OB_stars
Authors M._M._Rubio-D\'iez,_J._O._Sundqvist,_F._Najarro,_A._Traficante,_J._Puls,_L._Calzoletti,_D._Figer
URL https://arxiv.org/abs/2108.11734
中風域と外風域(r>〜2R*)のOB星の半径方向の凝集成層を調べて、質量損失率の上限を導き出し、現在の質量損失の実装と比較します。アーカイブの多波長データとともに、25個のOB星(13個のB超巨星を含む)のサンプルに対する新しい遠赤外線連続体観測は、中間風域の凝集特性を独自に制約します。恒星風fclmin(r)と、それに対応する最大質量損失率Mdotmaxを介して、凝集係数の最小半径方向成層を導き出し、凝集係数を最も外側の風領域(clfar=1)に正規化します。r>〜2R*の凝集度は、サンプルのほぼ全体で半径が大きくなるにつれて減少するか、一定に保たれます。外側の領域と比較して、中間領域の光度クラスとスペクトルタイプに依存します。O超巨星(OSG)は、B超巨星(BSG)よりも2倍大きい凝集係数を示します。OB超巨星の約1/3の最大凝集は、風の基盤の近くで発生し(r<〜2R*)、その後単調に減少します。これは、最下部の凝集が最大に向かって増加する、より頻繁なケースとは対照的であり、理論モデルによって対処する必要があります。さらに、BSGの推定Mdotmaxは、理論値よりも少なくとも1桁低くなっていますが、OSGの場合、結果と予測は誤差の範囲内で一致しています。流体力学的モデルからclfar=4-9の値を仮定すると、恒星進化モデルに含まれる質量損失率が、OSGの場合は2〜3倍、BSGの場合は6〜200倍減少します。これは、これらの風の実際の凝集特性とは無関係に、BSGの進化モデルに適用される質量損失率の大幅な削減、およびBSGの質量損失率と恒星進化への影響の徹底的な再調査を意味します。

GaiaDR2の若い星の種族における光度関数の微細構造

Title Fine_structure_in_the_luminosity_function_in_young_stellar_populations_with_Gaia_DR2
Authors Difeng_Guo,_Alex_de_Koter,_Lex_Kaper,_Anthony_G.A._Brown,_and_Jos_H.J._de_Bruijne
URL https://arxiv.org/abs/2108.11787
先駆的な研究により、若い星団の光度関数(LF)の微細構造には、星の種族の進化段階(年齢)と構成に関する情報が含まれていることが示されました。注目すべき特徴には、前主系列星を主系列星に変える水素燃焼の開始の結果であるHピークが含まれます。この機能はLFのかすかな端に向かって移動し、人口が増えるにつれて最終的には消えます。もう1つの検出可能な特徴は、ウィーレンディップです。これは、太陽環境の星について1974年に最初に特定されたLFのM_V〜7等でのディップです。後の研究でも、星団のLFでこの特徴が確認されました。ウィーレンの落ち込みは、特定の範囲の低質量星におけるH-不透明度の重要性の高まりによって引き起こされます。若い星の種族の理解を深めることを目的として、ガイアDR2とPARSECの恒星進化モデルからのデータを使用して、光度関数の詳細な構造を研究しました。太陽近傍(<20pc)と比較的近く(<400pc)のさまざまな若い散開星団(<50Myr)の散開星団とOBの関連性の星の位置天文特性を分析し、光度関数の特徴をPARSECモデル。ウィーレンの落ち込みは、太陽の近くを含むすべての集団のLFで、M_G〜7等で確認されています。Hピークは、太陽近傍のフィールドスターのLFに存在します。これは、人口が100Myr未満のかなりの数の星と混合していることを示している可能性があります。Hピークは、若い散開星団とOB協会のLFに見られ、その場所は年齢によって異なります。GaiaDR2での観測により、Hピークが5Myrから47Myrに進化したことが確認されました。若い星の種族の光度関数の微細構造は、それらの年齢を推定するために使用できます。

改訂された円錐モデルとその非放射状の隆起噴火への応用

Title A_revised_cone_model_and_its_application_to_non-radial_prominence_eruptions
Authors Q._M._Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2108.11831
従来のコーンモデルは、ハローコロナ質量放出(CME)の幾何学的および運動学的特性の研究で大きな成功を収めています。この論文では、非放射状の隆起噴火の結果としてのCMEの特性を調査するために、改訂された円錐モデルが提案されています。円錐の頂点は、太陽の中心ではなく、噴火の発生源領域にあります。円錐軸は、傾斜角$\theta_1$と角度$\phi_1$だけローカル垂直からずれています。円錐の長さと角度の幅は、それぞれ$r$と$\omega$です。このモデルは、2011年8月11日と2012年12月7日に西肢から発生した2つのCMEに正常に適用されます。コーンの投影を、ソーラーダイナミクス天文台(SDO)と前方の太陽地球関係観測所(STEREO)に搭載された極紫外線イメージャ(EUVI)、CMEの特性が導き出されます。これには、距離、角度幅、傾斜角、空の平面からの偏差などが含まれます。宇宙での真の速度。この改訂されたコーンモデルは、CMEの進化全体を調査するための新しい補完的なアプローチを提供します。

ADS 9346には低質量のコンパニオンがありますか?

Title Does_ADS_9346_have_a_low-mass_companion?
Authors O.V._Kiyaeva_(1),_M.Yu._Khovritchev_(1),_A.M._Kulikova_(1),_N.V._Narizhnaya_(1),_T.A._Vasilyeva_(1),_A.A._Apetyan_(1)._((1)_Central_Astronomical_Observatory,_Russian_Academy_of_Sciences,_St._Petersburg,_Russia)
URL https://arxiv.org/abs/2108.11841
1979-2019年にプルコヴォ天文台の26インチ屈折望遠鏡で得られたバイナリシステムADS〜9346のA、B成分の相対運動の写真とCCD観測に基づいて、A-に関連する目に見えない仲間を発見します。星。天体暦を位置および分光観測と比較することで、光中心の予備軌道を計算することができました($P=15$年)。コンパニオンの最小質量は約$0.13〜M_\odot$です。目に見えない低質量のコンパニオンの存在は、IRASデータに基づくIR過剰によって暗示されます。これを確認するために、ペリアストロン付近の視線速度の追加の観測を実行する必要があります。

赤色巨星のコアにおける電子縮退の地震サイン:赤色巨星の近くの仲間間の物質移動のヒント

Title Seismic_signature_of_electron_degeneracy_in_the_core_of_red_giants:_hints_for_mass_transfer_between_close_red-giant_companions
Authors S._Deheuvels,_J._Ballot,_C._Gehan,_B._Mosser
URL https://arxiv.org/abs/2108.11848
宇宙ミッションCoRoTとケプラーによる赤色巨星の混合モードの検出は、それらの深い内部構造を明らかにしました。これらのモードにより、圧力モードのパターン(漸近周波数分離$\Delta\nu$の測定による)と重力モードのパターン(漸近周期間隔$\Delta\Pi_1$の決定による)を特徴付けることができます。赤色巨星分枝(RGB)星は、$\Delta\nu$-$\Delta\Pi_1$平面で明確に定義されたシーケンスで再グループ化することが示されています。私たちの最初の目標は、このシーケンスの特徴を理論的に説明し、赤色巨星の内部を調べるためにどのように使用できるかを理解することです。MESAで計算された赤色巨星モデルのグリッドを使用して、コアで電子縮退が強くなるたびに赤色巨星が$\Delta\nu$-$\Delta\Pi_1$シーケンスに参加することを示します。これは、これらの星の中心密度を推定するために使用でき、進化の主系列部分でのコアのオーバーシュートの量を測定するために使用できる可能性があると主張します。また、恒星進化モデルとは対照的に、RGBシーケンスの下にある赤色巨星の不可解なサブサンプルを調査します。これらの星の漸近周期間隔の測定値を確認した後、それらが主に中間質量赤色巨星であることを示します。これらの星は非縮退コアを持っているはずであり、RGBシーケンスのかなり上に位置すると予想されるため、これは二重に独特です。これらの星が赤色巨星分枝段階での2つの低質量($M\lesssim2\、M_\odot$)の近接コンパニオン間の相互作用に起因する場合、これらの特性が十分に説明されていることを示します。物質移動が始まる前に二次成分がすでに縮退したコアを発達させている場合、それは縮退したコアを持つ中間質量の巨人になります。次に、観測結果と一致して、二次星は縮退したシーケンスの下に配置されます。

宇宙コライダーでスカラーが欠落している

Title Missing_Scalars_at_the_Cosmological_Collider
Authors Qianshu_Lu,_Matthew_Reece,_Zhong-Zhi_Xianyu
URL https://arxiv.org/abs/2108.11385
軽いスカラー場は通常、膨張中に空間的に変化する背景を発達させます。非常に多くの場合、それらは密度摂動に直接影響を与えませんが、原始摂動に自明でない信号を残す他のフィールドと相互作用します。この意味で、それらは宇宙論的衝突型加速器で「欠落したスカラー」になります。欠落したスカラーがスクイーズされたバイスペクトルの通常の振動特性を歪める特別な例に焦点を当てて、これらの欠落したスカラーの潜在的に観測可能な信号を研究します。歪みは、deSitterバックグラウンドによって誘発された熱質量を一定の固有質量から区別する有用な信号でもあります。

ハッブル張力を解決するための暗い原子の現実的なモデルに向けて

Title Towards_a_Realistic_Model_of_Dark_Atoms_to_Resolve_the_Hubble_Tension
Authors Nikita_Blinov,_Gordan_Krnjaic,_Shirley_Weishi_Li
URL https://arxiv.org/abs/2108.11386
最近、初期宇宙の原子暗黒物質のサブドミナント隠されたセクターが、ほとんどの精密な宇宙論的観測量との良好な一致を維持しながら、ハッブル張力を解決できることが示されました。ただし、このようなソリューションには、エネルギー密度比が私たちのセクターと同じであり、再結合も赤方偏移$z\upperx1100$で行われる隠れセクターが必要です。これにより、明らかに微調整が行われます。微調整せずにこれらの一致を動的に強制する、このシナリオの現実的なモデルを紹介します。私たちのセットアップでは、隠れたセクターには標準モデル(SM)フィールドの同一のコピーが含まれていますが、ヒッグス真空期待値(VEV)が小さく、温度が低くなっています。両方のセクターのバリオンの非対称性と再熱温度は、Affleck-Dineスカラー場の崩壊から生じます。その分岐比により、各セクターの再熱温度が対応するヒッグスVEVに比例することが自動的に保証されます。同じ設定により、各セクターの水素結合エネルギーが対応するVEVに比例することも当然保証されるため、結合エネルギーと温度の比率は2つのセクターでほぼ等しくなります。さらに、私たちのシナリオは、SM/隠された温度比と原子暗黒物質の存在量との相関関係を予測し、ハッブル張力を解決するこれらの量の値を自動的に生成します。

偏光干渉法の不変量:非アーベルゲージ理論

Title Invariants_in_Polarimetric_Interferometry:_a_non-Abelian_Gauge_Theory
Authors Joseph_Samuel,_Rajaram_Nityananda,_Nithyanandan_Thyagarajan
URL https://arxiv.org/abs/2108.11400
イベントホライズンテレスコープのコラボレーションによる超長基線干渉法を使用したM87ブラックホールに近い磁場の発見は、アンテナベースの破損の影響を受けない「閉鎖トレース」の新しい概念を利用しました。偏光干渉法のこの有望なツールに対して、根本的に新しいアプローチを採用しています。個々のアンテナでの偏波信号の測定値の破損は、一般的な$2\times2$複素行列で表され、グループ$\textrm{GL}(2、\mathbb{C})$に属するゲージ変換で識別されます。そのため、クロージャートレースはゲージ不変の量として表示されるようになりました。この形式を偏光干渉法に適用し、任意の数の干渉計要素に一般化します。私たちのアプローチは、次の点で既存の研究を超えています:(1)大きな系統的偏りの影響を受けやすい自動相関を必要としないため、信頼性がありません(2)基本的な構成要素として相関の三角形の組み合わせを使用します(格子ゲージ理論の「基本プラケット」)、および(3)ローレンツ群とその特性を使用して、完全で独立した不変量のセットを透過的に識別します。このセットには、干渉計測定で利用可能な破損の影響を受けないすべての情報が含まれているため、将来の干渉計研究で重要となる堅牢な制約が提供されます。

曲率の​​プローブとしてのニュートリノ

Title Neutrinos_as_a_probe_of_curvature
Authors Jafar_Khodagholizadeh
URL https://arxiv.org/abs/2108.11423
ニュートリノは、異方性応力テンソルとして、インフレーションから$\Lambda$が支配的な時代までのテンソルモードの摂動に減衰効果をもたらします。最初に、負に湾曲したド・ジッター時空における放射および物質優勢相の間に地平線に入る波長の二乗振幅減少を研究します。次に、他の空間時空$K=0$および$K=1$と比較すると、クローズドケースとオープンケースの最大の違いは、物質が支配的な時代に見られます。したがって、ニュートリノは時空の性質を決定するための別の候補として追加することができます。

一般的なカスナーのような測定基準における電磁波の伝播

Title Electromagnetic_wave_propagation_in_general_Kasner-like_metrics
Authors Brett_Bochner
URL https://arxiv.org/abs/2108.11642
湾曲した時空マクスウェル方程式は、異方的に拡大するカスナー計量に適用されます。ベクトルアイデンティティのアプリケーションを使用して、電磁界成分の2$^\textrm{nd}$次の微分波動方程式を導出します。この明示的な導出により、2$^\textrm{nd}$次の波動方程式は(前述のように)さまざまな成分に対して分離されていませんが、電場成分と磁場成分の間に重力によって誘発された結合が生成されていることがわかります。膨張の異方性によって直接。いくつかの以前の研究からの波動方程式にそのような結合項がないことは、異方性宇宙論における電磁エネルギーの進化の一般的に不完全な理解を示している可能性があります。フィールドコンポーネントを分離するには、4$^\textrm{th}$次の波動方程式を導出する必要があります。これは、一般化された膨張/収縮率インデックスを持つKasnerのようなメトリックに対して取得されます。軸対称カスナーの場合、$(p_{1}、p_{2}、p_{3})=(1,0,0)$の場合、正確な場の解(一般的な伝搬波数ベクトルの場合)が得られますが、その半分はそうではないようです。以前の研究で以前に発見されたことがある。他の軸対称カスナーの場合、$\{p_{1}、p_{2}、p_{3}\}=\{(-1/3)、(2/3)、(2/3)\}$、数値的手法を使用して、初期の幾何光学近似の明示的な違反を示し、$v\rightarrow0$を$t\rightarrow0$として、初期の特異点に向かって抑制される波の物理的位相速度を示します。

マルチフィールド模倣重力

Title Multi-field_Mimetic_Gravity
Authors Seyed_Ali_Hosseini_Mansoori,_Alireza_Talebian,_Zahra_Molaee,_and_Hassan_Firouzjahi
URL https://arxiv.org/abs/2108.11666
この論文では、模倣重力を、湾曲したフィールド空間多様体を備えたマルチフィールドセットアップに拡張します。マルチフィールド模倣シナリオは、補助メトリックと物理メトリックの間の等角変換の特異な制限によって実現されます。バックグラウンドレベルで模倣エネルギー密度が暗黒物質の役割を模倣することが示されているセットアップの宇宙論的意味を探します。摂動レベルでは、スカラー場の摂動は、背景の場の空間軌道に関して接線成分と法線成分に分解されます。背景軌道に垂直なエントロピーモードが1の速度で伝播する間、背景軌道に接する断熱摂動は凍結されます。エントロピー摂動が正常であるかどうかは、フィールド空間メトリックのシグニチャに直接依存します。湾曲したフィールド空間多様体を使用してシステムの完全な非線形ハミルトニアン解析を実行し、物理的な自由度を計算して、システムにオストログラードスキー型のゴーストがないことを確認します。

二元中性子星合体における量子化された電気伝導率

Title Quantized_electrical_conductivity_in_binary_neutron_star_mergers
Authors Sreemoyee_Sarkar_and_Souvik_Priyam_Adhya
URL https://arxiv.org/abs/2108.11878
二元中性子星合体の文脈で、磁化された電子イオンプラズマの縦方向の電気伝導率の性質を調べます。強い磁場、高密度、温度の存在下では、古典的な記述の崩壊により、電子の量子振動挙動が現れます。顕著な熱力学的効果については、電気伝導率について、電子のゼロ番目のランダウレベルの母集団を考慮します。磁場の存在下でボルツマン方程式を解き、導電率の散逸成分を取得します。導電率は、磁気的に変更されたスクリーニングを使用して、媒体内の動的散乱中心を考慮して定式化されます。数値推定は、電気伝導率に対する磁気的に変更されたスクリーニング質量の影響が少ないことを示しています。一方、周波数依存のスクリーニングにより電気伝導率が低下し、オーミック減衰時間スケールが減少して、低密度領域での合併プロセスの特徴的なタイムスケールのオーダーになることがわかります。これは、上記のドメインでの合併シミュレーションに対する散逸プロセスの関連性を示しています。

実行中のスペクトルデータからのスローロールスカラーテンソルガウスボネ単一場インフレーションの再構築

Title Reconstructing_slow-roll_Scalar-Tensor_Gauss-Bonnet_single_field_inflation_from_running_spectral_data
Authors A._Belhaj,_H._Es-Sobbahi,_M._Oualaid,_E._Torrente-Lujan
URL https://arxiv.org/abs/2108.11881
スカラー依存の非最小運動結合とガウス・ボネ項を特徴とするスカラーテンソルモデルの幅広いファミリーにおける宇宙のインフレーションを調べます。低速ロール近似を使用して、スカラーテンソルモデルを特徴付けるパラメーターの観点から、スペクトルインデックス、スカラー対テンソル比、それらの実行、および実行の実行として、オブザーバブルの理論的期待値を詳細に計算します。スカラーおよびテンソル摂動と高次実行パラメーターに関連する整合性方程式の階層が提示され、この作業で対象となる種類のモデルのスローロール近似で調べられます。Fromこれらのパラメータ間の制約の詳細な式を見つけます。特定のモデルについては、そのような量を分析し、最新のPlanck観測データと接触します。

衝撃波による界面不安定性による磁場の増幅に関するレーザー天体物理学実験

Title Laser_astrophysics_experiment_on_the_amplification_of_magnetic_fields_by_shock-induced_interfacial_instabilities
Authors Takayoshi_Sano,_Shohei_Tamatani,_Kazuki_Matsuo,_King_Fai_Farley_Law,_Taichi_Morita,_Shunsuke_Egashira,_Masato_Ota,_Rajesh_Kumar,_Hiroshi_Shimogawara,_Yukiko_Hara,_Seungho_Lee,_Shohei_Sakata,_Gabriel_Rigon,_Thibault_Michel,_Paul_Mabey,_Bruno_Albertazzi,_Michel_Koenig,_Alexis_Casner,_Keisuke_Shigemori,_Shinsuke_Fujioka,_Masakatsu_Murakami,_Youichi_Sakawa
URL https://arxiv.org/abs/2108.11919
レーザー実験は、観測と理論的モデリングを補完する天文学研究のための新しいツールとして確立されつつあります。超新星爆発の衝撃波面で、局所的な強い磁場が観測されています。この観測の物理的メカニズムの実験的確認と同定は、星間物質の進化を理解する上で非常に重要です。しかし、実験室で流体力学的不安定性と周囲磁場との間の相互作用を処理することは困難でした。ここでは、磁化されたリヒトマイヤー・メシュコフ不安定性(RMI)を調べるための実験プラットフォームを開発しました。測定された成長速度は線形理論と一致しており、磁場増幅はRMI成長と相関していた。私たちの実験は、天体物理学の条件で衝撃によって誘発された界面の不安定性に関連する磁場の乱流増幅を初めて検証しました。磁化プラズマの基本的なプロセスの実験的解明は、核融合プラズマや惑星科学などのさまざまな状況で一般的に不可欠です。