FRBを使用した水素再電離の時代の調査
| Title |
Exploring_the_epoch_of_hydrogen_reionization_using_FRBs |
| Authors |
Paz_Beniamini,_Pawan_Kumar,_Xiangcheng_Ma,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11643 |
高速電波バースト（FRB）を使用して水素再電離エポックを探索するための3つの異なる方法について説明し、高赤方偏移（z）でのFRBの存在についての議論を提供します。観測的に最も簡単な方法は、再電離中のバーストを含むアンサンブルのFRBの最大分散測定値（DM$_{\rmmax}$）を決定することです。DM$_{\rmmax}$は、CMBからトムソン散乱までの光学的厚さのように再電離に関する情報を提供します。DM$_{\rmmax}の場合、Planckからの制約よりも正確になる可能性があります。$は、500$\mbox{pccm}^{-3}$よりも高い精度で測定できます。別の方法は、$\sim10\％$の精度で6〜10のz間の約40FRBの赤方偏移を測定し、$\sim4\％$の精度で4つの異なるzビンの平均電子密度を取得することです。これらの2つの方法は、FRBの光度関数とその可能な赤方偏移の進化についての知識を必要としません。最後に、再電離エポック中のバーストを含むFRBのフルエンス限定調査を前提として、再電離履歴が単位DMあたりのFRBの数に反映されることを示します。FIREシミュレーションを使用して、再電離時代のFRBホスト銀河$\＆$CGMからのDMへの寄与が観測されたDMのごく一部であることを示します。この3番目の方法では、赤方偏移情報は必要ありませんが、FRBの光度関数の知識が必要です。
Eppur \ `e piatto？宇宙のクロノメーターは、空間の曲率と宇宙の一致を取ります
| Title |
Eppur_\`e_piatto?_The_cosmic_chronometer_take_on_spatial_curvature_and_cosmic_concordance |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi,_Abraham_Loeb,_Michele_Moresco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11645 |
Planckからの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光のデータが、曲率パラメーター$\Omega_K<0$の空間的に閉じた宇宙を支持するかどうかという問題は、最近の激しい議論の対象となっています。PlanckデータをBaryonAcousticOscillation（BAO）測定などの外部データセットと組み合わせて幾何学的縮退を破ろうとする試みはすべて、Planckとの大きな緊張を犠牲にして、空間的に平坦な宇宙を指し示し、結果として生じるデータセットの組み合わせに問題が生じます。この問題を解決するには、これらの緊張を招くことなく、幾何学的な縮退を解消できるデータセットを特定する必要があります。この研究では、宇宙クロノメーター（CC）、つまり巨大な初期型の受動的に進化する銀河の相対的な年齢からの膨張率$H（z）$の測定値が、私たちが求めているデータセットであると主張します。さらに、CCには、宇宙論モデルの仮定が事実上ないという追加の利点があります。Planck2018CMBの温度と偏光のデータを、CC測定の最新の編集と組み合わせて、幾何学的縮退を破り、$\Omega_K=-0.0054\pm0.0055$を見つけます。これは、空間的に平坦な宇宙と一致し、Planck+BAO制約と競合します。宇宙で最も古いオブジェクトに照らして結果を検討した後、最小のパラメーター空間拡張とCC体系に対してそれらの安定性を評価し、両方に対して安定していることを確認します。平坦でない宇宙内では、プランクとCCデータの間に実質的な緊張は見られず、結果として得られる組み合わせの信頼性が高まります。したがって、私たちの結果は、宇宙が実際に${\calO}（10^{-2}）$レベルまで空間的に平坦であると自信を持って主張することを可能にします。これは、進行中の空間曲率の議論を解決する可能性のある発見であり、すでに非常に成功しているインフレパラダイムへのさらなる支援。
等方性宇宙複屈折の検出と暗黒エネルギーを含むアクシオン様粒子に対するその意味
| Title |
Detection_of_isotropic_cosmic_birefringence_and_its_implications_for_axion-like_particles_including_dark_energy |
| Authors |
Tomohiro_Fujita,_Kai_Murai,_Hiromasa_Nakatsuka,_and_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11894 |
Planck2018偏光データを分析することにより、さまざまなポテンシャルを持つアクシオン様粒子（ALP）が最近報告された等方性複屈折の原因である可能性を調査します。二次ポテンシャルと余弦ポテンシャルについては、質量の下限、光子$g$への結合定数、ALPの存在量と状態方程式を取得して、観測された複屈折を生成します。特にALPが暗黒エネルギーの原因である場合、宇宙の複屈折を介して暗黒エネルギーの状態方程式の$-1$からのわずかな偏差を調べることができます。また、ハッブル張力の問題を軽減する初期暗黒エネルギー（EDE）として機能するALPについても説明します。他のパラメータはEDE要件によって制限されるため、ALP-光子結合を$10^{-19}\、{\rmGeV}^{-1}\lesssimg\lesssim10^{-16}\に絞り込みます。、{\rmGeV}^{-1}$は、減衰定数$f=M_\mathrm{pl}$です。したがって、ハッブル張力と等方性複屈折は、$g$が通常$f^{-1}$のオーダーであることを意味します。これは、自明ではない偶然です。
宇宙論的距離を測定し、エキゾチックな物理学を精査する際の標準的な定規として、銀河団のエッジの可能性を包括的に評価します。近い将来のDarkEnergySpectroscopicInstrument調査からのクラスターエッジを持つ5つの代替宇宙論モデルに直面して、クラスターエッジは$\Lambda$CDMを超えてモデルを制約するための有望なプローブとして役立つことができると結論付けます。特に、クラスターエッジからの暗黒エネルギーの状態方程式の制約精度は、パンテオンIa型超新星サンプルからの制約精度の約2倍です。他のプローブと組み合わせることで、クラスターエッジの拘束力をよりよく発揮できることがわかります。クラスターエッジを宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星、宇宙クロノメーター、および宇宙ベースのアインシュタイン望遠鏡からのシミュレートされた重力波イベントとそれぞれ組み合わせて、$\Lambda$CDMを制約し、宇宙マイクロ波のデータの組み合わせを見つけます。バックグラウンドエッジとクラスターエッジは、これら5つのペアデータセットの中でハッブル定数$H_0$に$0.5\％$の精度で、物質密度比$\Omega_m$に$1.6\％$の精度で最良の制約を与えます。重力波とクラスターエッジは、Ia型超新星とクラスターエッジとほぼ同じ拘束力を共有しています。また、クラスターエッジを利用可能な宇宙論データと組み合わせることにより、$\Lambda$CDMに最も厳しい制約を与えます。他のプローブの助けを借りて、銀河団のエッジは、宇宙論的スケールでより良いエキゾチックな物理学に関する新しい洞察を与えることができます。
インフレの不均一な初期条件：救いへの揺れ動くタイムリーな水路
| Title |
Inhomogeneous_initial_conditions_for_inflation:_A_wibbly-wobbly_timey-wimey_path_to_salvation |
| Authors |
Cristian_Joana,_Sebastien_Clesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12190 |
数値相対論の3+1形式を使用して、フィールド勾配または運動エネルギー密度のいずれかの形式で、不均一な初期条件に対するスタロビンスキーとヒッグスのインフレーションのロバスト性を調査します。サブハッブルおよびハッブルサイズの変動は、一般に、勾配エネルギーと運動エネルギーの間の振動段階の後にインフレーションを引き起こします。ハッブルサイズの不均一性はまた、原始ブラックホールの形成に終わり、その後インフレーションによって希釈される収縮領域を生成します。インフレ前の時代のダイナミクスとベクトルとテンソルの変動の生成を分析します。私たちの分析はさらに、フィールド、速度、または状態方程式において、あらゆるサイズの不均一性に対するインフレのロバスト性をサポートします。インフレ前のダイナミクスはフィールドポテンシャルにわずかに依存するだけであり、そのような振る舞いは普遍的であり、プランク後のCMB観測によって支持されるプラトータイプのあらゆるインフレポテンシャルに適用されると予想されます。
原始ブラックホールのための将来のCMB異方性プローブの展望
原始ブラックホール（PBH）からのホーキング放射として注入された粒子のカスケードは、銀河間媒体をイオン化および加熱することによって宇宙再結合履歴を変更する可能性があり、その結果、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性スペクトルが変化します。この論文では、4つの質量関数（単色、対数正規、）に従って$10^{15}\sim10^{17}$g質量ウィンドウに分布するPBHの存在量を制約するいくつかの将来のCMB実験の予想感度を研究します。べき法則とクリティカル崩壊モデル。私たちの結果は、CMB-S4やPICOなどの将来の実験で、現在の{\it{Planck}}境界を約2桁改善できることを示しています。$4\times10^{16}$グラムより重い質量の単色分布PBHを含む、現在のCMBデータで許可されているPBHパラメータ空間のすべての領域は、重要度の高い今後のミッションによって除外できます。
対数密度場の有効場の理論と摂動解析
| Title |
The_Effective_Field_Theory_and_Perturbative_Analysis_for_Log-Density_Fields |
| Authors |
Henrique_Rubira_and_Rodrigo_Voivodic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12280 |
物質の過密度フィールド$\delta$の対数変換は、バイスペクトルおよび高階n点関数からの情報をパワースペクトルにもたらします。摂動論（PT）を使用して、1つ、2つ、および3つのループで対数変換されたフィールド$A$のパワースペクトルを計算します。結果をシミュレーションデータと比較し、PTシリーズがすでに大規模に漸近的であり、$k$モードが分離されていないことを示します。これにより、$\delta$の摂動の上ではなく、$A$自体の運動方程式の上に直接構築される、対数変換されたフィールドの代替摂動系列を構築するようになります。この新しいアプローチは、より速く収束し、低い$z$で大規模なスケールをより適切に再現します。次に、対数変換されたフィールドパワースペクトルの大規模な動作が、少数の自由パラメーターによってキャプチャできることを示します。最後に、有効場の理論のフレームワーク内で期待される反項を追加し、理論モデルがIR再開手順とともに、$k\simeq0.38$Mpc$^{-までパーセント精度で測定されたスペクトルと一致することを示します。1}$h、$z=0$。これは、非線形変換が実際に密度フィールドを線形化し、原則として、より小さなスケールで含まれる情報にアクセスできることを示しています。
惑星半径バレーの橋渡し：サブネプチューンをスーパーアースに変えるための主要な推進力としての恒星クラスタリング
| Title |
Bridging_the_Planet_Radius_Valley:_Stellar_Clustering_as_a_Key_Driver_for_Turning_Sub-Neptunes_into_Super-Earths |
| Authors |
J._M._Diederik_Kruijssen_(1),_Steven_N._Longmore_(2),_M\'elanie_Chevance_(1)_((1)_Heidelberg,_(2)_LJMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11680 |
地球と海王星のサイズの間のサイズの太陽系外惑星（$R_{\rmp}=1{-}4〜{\rmR}_\oplus$）は、二峰性の動径分布を持っています。この「惑星半径の谷」は、コンパクトで岩の多いスーパーアース（$R_{\rmp}=1.0{-}1.8〜{\rmR}_\oplus$）をより大きなサブネプチューン（$R_{\rmp}=1.8{-}3.5〜{\rmR}_\oplus$）岩のコアの周りにガス状の水素-ヘリウムエンベロープをホストします。この半径の谷についてのさまざまな仮説が提唱されており、それらはすべて惑星系の内部の物理学に依存しています：ホスト星による光蒸発、冷却する惑星核によって引き起こされる長期的な質量損失、または2つの根本的に異なる惑星形成モード間の遷移ガスが原始惑星系円盤から失われるので。ここでは、惑星の動径分布が、\textit{Gaia}を使用して位置と速度の位相空間密度を測定することを特徴とする、周囲の恒星のクラスター化に強く依存しているという発見を報告します。惑星サンプルを「フィールド」と「過密度」サブサンプルに分割すると、フィールド内の惑星系は、半径の谷より下の惑星の統計的に有意な（$p=5.5\times10^{-3}$）不足を示すことがわかります。位相空間の過密度のシステムと比較して。これは、惑星系の大規模な恒星環境が惑星の半径分布を設定する重要な要因であることを意味します。半径の谷のモデルが私たちの発見に続いてどのように修正されるかについて議論し、惑星の形成と進化、星と星団の形成、銀河の進化をつなぐマルチスケール、マルチフィジックスのシナリオが必要であると結論付けます。
K2 IIIの超短周期惑星：近隣は、キャンペーン0〜8、10で12の新しいマルチプラネットシステムと26の新しく検証された惑星で一般的です
| Title |
Ultra_Short_Period_Planets_in_K2_III:_Neighbors_are_Common_with_12_New_Multi-Planet_Systems_and_26_Newly_Validated_Planets_in_Campaigns_0-8,_10 |
| Authors |
Elisabeth_R._Adams,_Brian_Jackson,_Samantha_Johnson,_David_R._Ciardi,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Mark_E._Everett,_Elise_Furlan,_Steve_B._Howell,_Prasanna_Jayanthi,_Phillip_J._MacQueen,_Rachel_A._Matson,_Ciera_Partyka-Worley,_Joshua_Schlieder,_Nicholas_J._Scott,_Sevio_M._Stanton,_and_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11698 |
EVEREST測光パイプラインを使用して、K2データの前半（キャンペーン0〜8および10）で74の候補超短周期惑星（公転周期P<1d）を特定しました。これらのうち、33人の候補者はこれまでに報告されていません。追加の通過惑星の体系的な検索により、現在の数の2倍であり、USPの3分の1（31％）を表す12の新しい多惑星系が見つかりました。コンパニオンの期間は1。4日から31日（中央値5。5日）です。候補USPとコンパニオンの半分（102のうち50）が統計的に検証または確認されており、13のUSPを含む22がこの作業で初めてです。ほとんどすべての候補とすべての検証済みの惑星は小さく（半径Rp<=3R_E）、半径の中央値はR_p=1.1R_Eです。検証および確認された候補の半径は0.4R_Eから2.4R_Eで、周期はP=0.18から0.96dです。候補（a）超ホットジュピター（R_p>10）および（b）短周期砂漠（3<=Rp<=10）惑星の欠如は、両方の集団がまれであることを示唆しています。これらの結果はまた、星に近接した惑星の惑星半径の下限に達していないという強力な証拠を提供し、測光技術のさらなる改善がさらに超短周期の惑星を生み出すことを示唆しています。既知の多惑星系のUSPの大部分は、USP軌道の潮汐崩壊と結合した外部惑星との動的相互作用を含む起源モデルをサポートしています。
WASP-76bのESPRESSO高解像度透過分光法
| Title |
ESPRESSO_high_resolution_transmission_spectroscopy_of_WASP-76b |
| Authors |
H._M._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio,_R._Allart,_F._Borsa,_N._Casasayas-Barris,_O._Demangeon,_D._Ehrenreich,_J._Lillo-Box,_C._Lovis,_E._Pall\'e,_S._G._Sousa,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_F._Pepe,_S._Cristiani,_V._Adibekyan,_C._Allende_Prieto,_Yann_Alibert,_S._C._C._Barros,_F._Bouchy,_V._Bourrier,_V._D'Odorico,_X._Dumusque,_J._P._Faria,_P._Figueira,_R._G\'enova_Santos,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_S._Hojjatpanah,_G._Lo_Curto,_B._Lavie,_C._J._A._P._Martins,_J._H._C._Martins,_A._Mehner,_G._Micela,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Poretti,_J._V._Seidel,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Udry,_M._Aliverti,_M._Affolter,_D._Alves,_M._Amate,_G._Avila,_T._Bandy,_W._Benz,_A._Bianco,_C._Broeg,_A._Cabral,_P._Conconi,_J._Coelho,_C._Cumani,_S._Deiries,_H._Dekker,_B._Delabre,_A._Fragoso,_M._Genoni,_L._Genolet,_et_al._(31_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12197 |
目的。高度に照射された超高温の木星サイズの惑星WASP-76bの2つの主要な通過のESPRESSO高解像度透過分光観測について報告します。惑星の大気特性を明らかにする可能性のある、関心のあるいくつかの重要な原子および分子の特徴の存在を調査します。メソッド。ESPRESSOの全波長範囲（3800-7880A）を同時に処理できる手順を使用して、Rが約140,000のWASP-76bの2つの透過スペクトルを抽出しました。高い信号対雑音比では、ESPRESSOスペクトルの連続体が、分光器の外側の干渉パターンによって引き起こされる可能性のある揺れを示していることを観察しました。惑星の特徴を検索するために、抽出された透過スペクトルを視覚的に分析し、さまざまな原子および分子種の理論スペクトルに対して観測値を相互相関させました。結果。次の原子的特徴が検出されます：LiI、NaI、MgI、CaII、MnI、KI、およびFeI。すべてが9.2シグマ（NaI）から2.8シグマ（MgI）の信頼水準で検出されます。次の化学種は検出されませんでした：TiI、CrI、NiI、TiO、VO、およびZrO。検出可能性には、それぞれ60、77、122、6、8、および8ppmの1シグマの上限を課します。結論。WASP-76bでのLiIの検出を初めて報告します。さらに、以前に文献で報告されたように、NaIとFeIの存在を発見しました。この作業で採用された手順は、相互相関法により、透過スペクトルで約0.1％、約10ppmのレベルまで特徴を検出できることを示しています。WASP-76bの大気中の中性および単一イオン化機能の存在について説明します。
銀河形成サブグリッドモデルと圧力平滑化粒子流体力学との結合から生じる矛盾
| Title |
Inconsistencies_arising_from_the_coupling_of_galaxy_formation_sub-grid_models_to_Pressure-Smoothed_Particle_Hydrodynamics |
| Authors |
Josh_Borrow_(Durham),_Matthieu_Schaller_(Leiden),_and_Richard_G._Bower_(Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11641 |
SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）は、天体物理学で一般的な流体方程式を解くためのラグランジュ法であり、その自然な適応性と安定性で高く評価されています。SPHで平滑化する変数の選択は競合のトピックであり、平滑化された密度スキームと比較して接触の不連続性でのエラーを減らすために平滑化された圧力（P-SPH）が導入されています。平滑化された圧力スキームは、孤立した流体力学テストで優れた結果を生み出します。ただし、より複雑な状況では、特に「サブグリッド」物理学と多くの最先端の天体物理学シミュレーションで使用される複数のタイムステッピングを組み合わせると、これらのスキームは大きな力の誤差を生成し、検出を簡単に回避できます。エネルギーの非保存として現れます。ここでは、2つのシナリオが評価されます。流体へのエネルギーの注入（恒星のフィードバックで一般的）と放射冷却です。前者のシナリオでは、力とエネルギーの保存エラーが（注入されたエネルギーと同じオーダーで）現れ、後者では、数タイムステップで急速に変化する大きな力のエラーが流体の不安定性（エネルギーと同じオーダー）につながります。冷却に負けました）。これらの問題を解決するための潜在的な方法は、一般的に計算コストの大幅な増加につながるソリューションで探求されます。密度ベースの定式化を使用するスキームでは、これらの不安定性が発生しないため、接触の不連続性でのエラーを減らすために、エネルギー拡散項と組み合わせる場合は、圧力ベースのソリューションよりも優先することをお勧めします。
落下する衛星に対する銀河円盤の垂直応答の測定
| Title |
Measuring_the_vertical_response_of_the_Galactic_disc_to_an_infalling_satellite |
| Authors |
Eloisa_Poggio,_Chervin_F._P._Laporte,_Kathryn_V._Johnston,_Elena_D'Onghia,_Ronald_Drimmel_and_Douglas_Grion_Filho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11642 |
いて座矮小銀河に似た衛星と相互作用する天の川のN体シミュレーションを使用して、衛星の繰り返しの衝撃に対する銀河円盤の垂直応答を定量的に分析します。銀河円盤の垂直方向の歪みを、最初の3つのフーリエ方位角項m=0、1、および2の合計として概算し、相互作用のさまざまな動的レジームでの進化を観察します。最初の相互作用の後、m=0の項は、リングのような垂直方向の歪みとして現れます。m=1の項（S字型ワープ）は、衛星の衝撃がより頻繁に発生する場合、または一般に相互作用に近い場合に順行しますが、最も静止している段階ではゆっくりと逆行します。m=2の項は通常、順行性であり、m=1の項と結合する相互作用に近いものです。最後に、実際のデータと同様に、銀河円盤の限られた体積内の星の瞬間的な位置と速度を使用して、ディスクの垂直応答を偏りのない方法で回復できること、および測定された垂直パターン速度には制約があることを発見しました。天の川と衛星の相互作用の文脈における力。
銀河の磁場の起源を解明する
| Title |
Unraveling_the_origin_of_magnetic_fields_in_galaxies |
| Authors |
Sergio_Martin-Alvarez,_Harley_Katz,_Debora_Sijacki,_Julien_Devriendt_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11648 |
それらの遍在性にもかかわらず、銀河および宇宙の磁場に関して多くの未解決の質問があります。具体的には、現在の観測上の制約は、銀河で観測された磁場が初期宇宙で生成されたものであるか、天体物理学的性質のものであるかを除外することはできません。これに動機付けられて、私たちは磁気トレーサーアルゴリズムを使用して、原始磁場の特徴が宇宙時間を通して銀河に存続するかどうかを調査します。天の川のような銀河を4つのシナリオでシミュレートします。原始磁場のみによって磁化され、SN注入磁場によってのみ磁化され、2つの原始+SN磁化の組み合わせの場合です。共動強度$B_0>10^{-12}$Gの原始磁場を考慮すると、それらは銀河の磁化の主要な源であり続けることがわかります。私たちの磁気トレーサーは、銀河の磁化源と組み合わせても、原始磁場が強い場合、シミュレートされた銀河の暖かい金属の少ない相で大規模な磁場を発生させることを示しています。この場合、銀河周辺および銀河間媒体を使用して、銀河で発生した磁場による汚染のリスクなしに$B_0$をプローブできます。さらに、磁場が原始的であるか天体物理的に供給されているかは、局所的なガスの金属量を研究することによって推測することができます。その結果、銀河内の磁場の将来の最先端の観測施設は、私たちの宇宙の天体物理学的および原始的な磁気成分を解明する可能性があると予測しています。
高速HIガス衝突による大質量星団の形成
若い大規模クラスター（YMC）は、紫外線、恒星風、超新星のために銀河の進化に不可欠な若い星の密集した集合体です。YMCの典型的な質量と半径はそれぞれM〜10^4M_sunとR〜1pcであり、多くの星が小さな領域にあることを示しています。YMC前駆体雲の形成は、恒星のフィードバックが雲を吹き飛ばす前に非常にコンパクトな大規模な雲を形成する必要があるため、難しい場合があります。最近の観測研究は、銀河と銀河の相互作用の典型的な速度である〜100kms^-1の速度での高速HIガス衝突の結果としてYMCが形成される可能性があることを示唆しています。この研究では、高速HIガス衝突が、自己重力、放射冷却/加熱、および化学の影響を含む3次元電磁流体力学シミュレーションを使用してYMC形成をトリガーするかどうかを調べます。M>10^4M_sunおよびL〜4pcの大規模な重力結合ガス塊が、高速HIガス衝突によって引き起こされた衝撃圧縮領域で形成され、大規模なガス塊がYMCに進化する可能性があることを示します。私たちの結果は、YMC前駆体が分子雲の全体的な重力崩壊によって形成され、YMCがマゼラン雲などの低金属環境でも形成できることを示しています。さらに、HI雲の高速衝突を考慮すると、M>10^5M_sunの非常に大規模なYMC前駆体雲を作成できます。これは、大マゼラン雲の非常に大規模な星団R136システムの起源を説明している可能性があります。
移動中のAGN：SMBHの反跳とツビッキー過渡施設との進行中の銀河の合体からの核外AGNの探索
| Title |
AGN_on_the_move:_A_search_for_off-nuclear_AGN_from_recoiling_SMBHs_and_ongoing_galaxy_mergers_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Charlotte_Ward,_Suvi_Gezari,_Sara_Frederick,_Erica_Hammerstein,_Peter_Nugent,_Sjoert_van_Velzen,_Andrew_Drake,_Abigail_Garc\'ia_P\'erez,_Immaculate_Oyoo,_Eric_C._Bellm,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Stephen_Kaye,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Ben_Rusholme,_Maayane_T._Soumagnac,_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11656 |
重力波の反跳を介してホスト銀河のポテンシャル井戸から放出された超大質量ブラックホール（SMBH）は、合併前のSMBHバイナリの質量比とスピン整列に関する重要な情報を運びます。このような反跳するSMBHは、活動銀河核（AGN）の広い線領域として、妨害されたホスト銀河から最大10kpcオフセットされて検出される可能性があります。ZwickyTransientFacility（ZTF）で検出された5493光学可変AGNのサンプルで、このようなオフセットAGNを検索するために、\texttt{TheTractor}を使用したフォワードモデリングを使用した新しい方法論について説明します。ホスト銀河から空間的にオフセットされている可能性があり、SMBHを反跳させる候補である9つのAGNの発見を提示します。これらのオフセットAGNのうち5つは、覆い隠されていない降着円盤からの二重ピークの広いバルマー放射を示し、4つは相対論的ジェットを示す電波放射を示しています。空間的にオフセットされたAGNサンプルの二重ピークエミッターの割合は、ZTFAGN全体で観察された16\％の二重ピークエミッターの割合よりも大幅に大きくなっています。可変AGNのサンプルでは、分光的に確認された新しいデュアルAGNを含む、52個の合体銀河も特定しました。最後に、以前に発見された可変オブジェクトであり、SMBH候補をリコイルするSDSS1133の劇的な再明るくをZTFで検出しました。フレアは、強力なP-Cygni線の特徴の再出現を伴い、それが爆発する高光度青色変光星である可能性が高いことを示しています。
FOREVER22：プロトクラスター領域での銀河形成
| Title |
FOREVER22:_galaxy_formation_in_protocluster_regions |
| Authors |
Hidenobu_Yajima,_Makito_Abe,_Sadegh_Khochfar,_Kentaro_Nagamine,_Akio_K._Inoue,_Tadayuki_Kodama,_Shohei_Arata,_Claudio_Dalla-Vecchia,_Hajime_Fukushima,_Takuya_Hashimoto,_Nobunari_Kashikawa,_Mariko_Kubo,_Yuexing_Li,_Yuichi_Matsuda,_Ken_Mawatari,_Masami_Ouchi,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11663 |
プロトクラスター（PC）領域の新しい宇宙論的流体力学シミュレーションキャンペーン、FOREVER22：SSA22によって動機付けられた極度に過密な領域での銀河の形成と進化の結果を提示します。シミュレーションは、$（714.2〜\rmMpc）^{3}$の親ボリュームで3つの異なるズーム設定を使用して、広範囲の宇宙論的スケールをカバーします：PCR（プロトクラスター領域;$V=（28.6〜{\rmMpc}）^{3}$およびSPH粒子質量、$m_{\rm{SPH}}=4.1\times10^{6}〜\rmM_{\odot}）$、BCG（最も明るいプロトクラスター銀河;$V\sim（3〜{\rmMpc}）^{3}$および$m_{\rmSPH}=5.0\times10^{5}〜\rmM_{\odot}$）、およびFirst（$V\sim（0.4〜{\rmMpc}）^{3}$および$m_{\rmSPH}=7.9\times10^{3}〜\rmM_{\odot}$）が実行され、フォーカスが可能になります銀河形成のさまざまな側面について。PCRの実行では、それぞれが$M_{\rmBH}\ge10^{9}〜\rmM_{\odot}$の1〜4個のSMBHを搭載した10台のPCを追跡します。PCコアの1つは、それぞれ${\rmSFR}\gtrsim100〜\rmM_{\odot}〜yr^{-1}$の7つのスターバースト銀河が空間的に近接して配置されていることを示しています。観測では$1.1〜\rmmm$でフラックス$\gtrsim1〜$mJyのサブミリ銀河として。BCGの実行は、BCGをホストするハローの合計SFRがAGNフィードバックの影響を受けることを示していますが、$z\lesssim6$で$1000〜\rmM_{\odot}〜yr^{-1}$を超えています。最初の実行では、人口（Pop）IIIの星をホストするミニハロを解決し、PC領域では、支配的な星の種族が$z\gtrsim20$でPopIIIからPopIIに変化し、最初の銀河が${\で変化することを示します。rmSFR}\gtrsim18〜\rmM_{\odot}〜yr^{-1}$format$z\sim10$。これらは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での将来の観測の主要なターゲットになる可能性があります。私たちのシミュレーションは、観測されたPCでのグローバルな星形成活動をうまく再現し、PCが宇宙の再電離を開始できることを示唆しています。
MUSEとALMAを使用したULIRGの物理学：PUMAプロジェクトI.調査の特性と最初のMUSEデータの結果
| Title |
Physics_of_ULIRGs_with_MUSE_and_ALMA:_The_PUMA_project_I._Properties_of_the_survey_and_first_MUSE_data_results |
| Authors |
M._Perna,_S._Arribas,_M._Pereira_Santaella,_L._Colina,_E._Bellocchi,_C._Catalan-Torrecilla,_S._Cazzoli,_A._Crespo_Gomez,_R._Maiolino,_J._Piqueras_Lopez,_B._Rodriguez_del_Pino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11676 |
高光度赤外線銀河（ULIRG）は、極端なスターバースト（SB）とAGN活動を特徴としているため、流出現象を研究するための理想的な実験室です。最近、MUSEとALMAを使用したULIRGの物理（PUMA）というプロジェクトを開始しました。これは、面分光器MUSEと干渉計ALMAで観測された25個の近く（z<0.165）のULIRGの調査です。このサンプルには、主要な合併の合体前と合体後の段階でAGNとSBの両方の核活動を伴うシステムが含まれています。プロジェクトの主な目標は、銀河の特性の関数としての多相流出の有病率を研究し、流出の駆動メカニズムを制約し（たとえば、SB風とAGN風を区別する）、ホストへのフィードバック効果を特定することです。銀河。この最初の論文では、サンプルの選択、MUSEの観測の詳細を示し、最初のデータ製品を導き出します。MUSEデータを分析して、これまでに観測された21個のULIRGのそれぞれの動的状態を、MUSE狭帯域光観察から推測された星の運動学と形態学的特性を考慮して研究しました。また、近赤外（HST）およびmm（ALMA）データを使用して、ULIRG核の位置を特定し、それらの光学スペクトルを調べて、BPT診断、およびイオン化ガスと中性ガスの両方での流出を介してイオン化状態を推測しました。形態学的および恒星の運動学的分類が一貫していることを示します。合体後のシステムは順序付けられた動きに関連付けられる可能性が高く、相互作用する（連星）システムは順序付けられていないストリーミングモーションによって支配されます。また、ほぼすべての核スペクトルで、幅が広く非対称の[OIII]およびNaIDプロファイルが見られ、線幅は300〜2000km/sの範囲であり、おそらくAGNおよびSB駆動の風に関連しています。この結果は、大規模な合併の合体前および合体後の段階で流出が遍在することを示した以前の調査結果を裏付けています。
標準光源としての炭素星：II。距離指標としての中央値Jの大きさ
| Title |
Carbon_stars_as_standard_candles:_II._The_median_J_magnitude_as_a_distance_indicator |
| Authors |
Javiera_Parada,_Jeremy_Heyl,_Harvey_Richer,_Paul_Ripoche,_Laurie_Rousseau-Nepton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11681 |
標準光源として炭素に富む漸近巨星分枝星（CS）を使用し、基本的なキャリブレータとして大小のマゼラン雲（LMCおよびSMC）を使用する新しい距離決定方法を紹介します。CSのサンプルは、（$（J-K_{s}）_0$、$J_0$）の色と大きさの図から選択します。これは、このフィルターの組み合わせでは、CSが明るく、識別しやすいためです。分布が非対称になるように修正されたローレンツ分布を使用して、CS$J$バンドの光度関数を適合させます。最適な分布のパラメーターを使用して、特定の銀河のCS光度関数がLMCまたはSMCの光度関数に類似しているかどうかを判断します。この類似性に基づいて、LMCまたはSMCのいずれかをキャリブレーターとして使用し、CSサンプルの中央値$J$の大きさ（$\overline{J}$）を使用して特定の銀河までの距離を推定します。この新しい方法を2つの局部銀河群NGC6822とIC1613に適用します。NGC6822は「LMCのような」CS光度関数を持ち、IC1613はより「SMCのような」ことがわかります。ペーパーIにあるLMCとSMCの中央絶対$J$の大きさの値を使用すると、NGC6822と$\mu_{の距離係数$\mu_{0}=23.54\pm0.03$（stat）がわかります。IC1613の場合は0}=24.34\pm0.05$（統計）。
軸対称のSt \ "ackelポテンシャルにおける恒星の流れのギャップの時間発展
| Title |
Time_evolution_of_gaps_in_stellar_streams_in_axisymmetric_St\"ackel_potentials |
| Authors |
Helmer_H._Koppelman_and_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11684 |
サブハロが冷たい恒星の流れと相互作用すると、それ以外の点ではほぼ滑らかな星の分布が乱され、これがギャップの作成につながります。このようなギャップの特性は、相互作用のパラメーターに依存します。したがって、それらの特性評価は、摂動体の質量スペクトルの決定につながる可能性があり、天の川を周回する暗いサブハロの存在を明らかにする可能性があります。私たちの目標は、現実的な天の川の可能性を周回する小川に埋め込まれたギャップの形成と進化の完全な分析モデルを構築することです。この目的のために、球形ポテンシャルのHelmi＆Koppelman（2016）のモデルを拡張し、軸対称St\"ackelポテンシャルで進化するストリームのギャップの特性を予測します。作用角とその単純な動作を利用して、サブハロとの相互作用によってわずかに摂動された最初の近くの軌道の発散N体実験によって裏付けられた私たちのモデルは、ギャップのサイズが時間とともに直線的に成長することを予測します。成長率の軌道への依存性の分析式を取得します。流れの特性、サブハロの特性（質量、スケール半径）、および遭遇の形状（相対速度、衝撃パラメータ）。ギャップの中心の密度は、パワーの法則として時間とともに減少することがわかります。ストリームの密度と同じように、これにより、同じ軌道上の元のストリームと摂動されたストリームの間の密度コントラストが、遭遇パラメータのみに依存する一定値に漸近的に到達します。一定の年齢では、小さいギャップは主にサブハロの質量に敏感ですが、相対速度の低いサブハロフライバイによって形成されたギャップ、またはストリームとサブハロが平行に移動する場合、遭遇パラメータに対して縮退します。
LAMOSTDR6からのM31星団の年代と金属量の推定
| Title |
Estimating_of_ages_and_metallicities_of_M31_star_clusters_from_LAMOST_DR6 |
| Authors |
Shoucheng_Wang,_Bingqiu_Chen,_Jun_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11853 |
環境。M31クラスターの金属量と年代の決定は、M31自体の形成と進化の研究の基本です。大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）は、M31でクラスターと候補の体系的な分光キャンペーンを実施しました。目的。LAMOSTによって観測された346個のM31クラスターのカタログを作成します。LAMOSTスペクトルとマルチバンド測光の情報を組み合わせることにより、これらのクラスターの金属量と年齢を推定するための新しいアルゴリズムを開発します。メソッド。文献から選択された経験的トレーニングデータセットに基づいて、ランダムフォレスト分類子を使用して、若いクラスターと古いクラスターを区別します。若いクラスターの年齢は、マルチバンド測光測定のスペクトルエネルギー分布（SED）適合から導き出されます。それらの金属量は、LAMOSTスペクトルから抽出された観測されたスペクトル主成分を若い金属に富む単一星の種族（SSP）モデルからのものとフィッティングすることによって推定されます。古いクラスターについては、SSPモデルから構築されたトレーニングデータセットに基づいて、スペクトル主成分/マルチバンドカラーとクラスターのパラメーターの間に非パラメーターランダムフォレストモデルを構築しました。次に、古いクラスターの年齢と金属量は、LAMOSTスペクトルから抽出された観測スペクトル主成分と、測光測定から得られたランダムフォレストモデルを使用したマルチバンドカラーをフィッティングすることによって推定されます。結果。カタログには、53個の若いクラスターと293個の古いクラスターのパラメーターが導き出されています。結果として得られるパラメータは、文献のパラメータとよく一致しています。約30のカタログ化されたクラスターの年齢と約40のソースの金属量が初めて導出されます。
FUGINによる銀河系超新星残骸周辺のCO線シェルと空洞のアトラス
| Title |
Atlas_of_CO-Line_Shells_and_Cavities_around_Galactic_Supernova_Remnants_with_FUGIN |
| Authors |
Yoshiaki_Sofue,_Mikito_Kohno,_and_Tomofumi_Umemoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11916 |
分子の殻と空洞の形態学的な検索は、FUGIN（FUGIN（野辺山45m望遠鏡を使用したFORESTUnbiasedGalacticImaging調査）高角度（$20''$）および速度（1.3kms$^{-1}$）の解像度でのCOラインデータ。結果は、SNRと星間物質との相互作用を調査するための補足データとして、COから決定されたそれらの運動学的距離のリストとともに20cmの視線連続マップに重ねられたCOラインマップのアトラスの形で提示されます。-ラインの視線速度。（すべての図を含む完全なアトラスは、このURLで入手できます：https：//nro-fugin.github.io/2020-apjs-CO-Shell-Atlas-SNR-FUGIN-IX.pdf）
銀河ポテンシャルにおける恒星流のSeparatrix発散
| Title |
Separatrix_Divergence_of_Stellar_Streams_in_Galactic_Potentials |
| Authors |
Tomer_D._Yavetz,_Kathryn_V._Johnston,_Sarah_Pearson,_Adrian_M._Price-Whelan,_Martin_D._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11919 |
平坦化された軸対称銀河ポテンシャルは、通約可能な周波数で軌道を取り巻くマイナーな軌道ファミリーをホストすることが知られています。これらの軌道ファミリーに属する軌道の振る舞いは、通約不可能な周波数を持つ典型的な軌道の振る舞いとは根本的に異なります。平坦化された軸対称ポテンシャルにおける軌道ファミリー（分離）間の境界近くの軌道上の恒星の流れの進化を調査します。セパラトリックスがこれらのストリームを2つの異なる軌道ファミリーに属する2つの星のグループに分割し、その結果、これらのストリームが潜在的な他の場所で進化するストリームよりも急速に拡散することを示します。ハミルトニアン摂動理論を利用して、この効果のタイムスケールと、ストリームがセパラトリックスの近くで進化して影響を受ける可能性の両方を推定します。三軸ポテンシャルを用いたシミュレーションでストリームファニングの2つの以前のレポートを分析し、それらの少なくとも1つはseparatrix発散によって引き起こされていると結論付けます。これらの結果は、恒星の流れの形態を使用して銀河ポテンシャルの軌道ファミリーをマッピングする方法の基礎を築きます。これらの予測を天の川の現在知られている小川の分布と比較することは、私たちの銀河のポテンシャルの形と暗黒物質の分布を制約する新しい方法を提示します。
コンパクトなバイナリブラックホールの進化について
質量非対称性（移動）集団座標の関数としてのジブラックホールの位置エネルギーの考察に基づいて、バイナリシステムにおけるブラックホール間の物質移動の可能性が調査されます。計算結果の感度は、バイナリシステムの総質量の値に対して研究されます。2つのブラックホールの合併の条件は、重力波放出の文脈で分析されます。
| Title |
BAYES-LOSVD:_a_bayesian_framework_for_non-parametric_extraction_of_the_line-of-sight_velocity_distribution_of_galaxies |
| Authors |
J._Falcon-Barroso_(IAC),_M._Martig_(LJMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12023 |
銀河内の視線速度分布（LOSVD）のノンパラメトリック抽出の新しい実装であるBAYES-LOSVDを紹介します。ベイジアン推論を使用して、堅牢なLOSVDと関連する不確実性を取得します。私たちの方法は、主成分分析に依存して、抽出に必要なテンプレートのベースの次元を減らし、コードのパフォーマンスを向上させます。さらに、出力ソリューションを正規化するためのいくつかのオプションを実装します。模擬スペクトルで実施された私たちのテストは、最も広く使用されているパラメトリック手法（ガウス-エルミート展開など）の制限を克服し、広範囲のLOSVD形状をモデル化するアプローチの能力を確認します。MUSEおよびSAURON面分光器（IFU）データを使用して、既知の固有のLOSVD形状（NGC4371、IC0719、およびNGC4550）を持つ実際の銀河のLOSVD抽出の例を示します。私たちの実装は、他の一般的なIFU調査（ATLAS3D、CALIFA、MaNGA、SAMIなど）からのデータも処理できます。コードの詳細と関連ドキュメントは、専用のリポジトリでコミュニティに無料で提供されています。
NUVと光学分光法による中央銀河団の若い星の種族の勾配
| Title |
Young_stellar_population_gradients_in_central_cluster_galaxies_from_NUV_and_optical_spectroscopy |
| Authors |
N\'uria_Salvador-Rusi\~nol,_Michael._A._Beasley,_Alexandre_Vazdekis,_Francesco_La_Barbera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12042 |
中央銀河団は、宇宙で最大かつ最も巨大な銀河です。それらは非常に古い星の種族をホストしていますが、いくつかの研究は、進行中の星形成を示すいくつかのBCGに青いコアの存在を発見しました。異なるガラクトセントリック距離で高い中心速度分散（$\sigma$>300km/s）を持つ6つの近くの巨大な中心銀河のVLT/X-Shooterスタックスペクトルを分析します。近紫外線および光吸収線指数を、古い星の成分と若い星の成分によってモデル化された複合星の種族の予測に適合させることにより、若い星の種族を4kpcまで定量化します。これらの銀河は中央地域で底部の重いIMFをホストしていることがわかっているため、IMFに敏感な指標も使用します。1Gyr未満の星の質量分率が、ガラクトセントリック距離とともに減少し、0.8kpc内の0.70％から2kpcを超えるとゼロになる、負の若い星の種族の勾配を導き出します。また、S/Nの最も高い中央領域にある個々の銀河の若い星の質量分率を測定します。すべての銀河には、1パーセント未満の若い成分があります。私たちの結果は、巨大な中央銀河団の星形成が銀河コア（<2kpc）で起こっていることを明確に示唆しています。銀河コアは、重力ポテンシャル井戸が深く、より多くのガスを保持することができます。これらの若い星を形成するために必要なガスの可能な供給源の中で、私たちの結果は、観測された若い星の種族を生み出すのに十分な、恒星進化によるその場起源と一致しています。
セイファート2AGNの化学的存在量IV。光イオン化+衝撃によって計算された複合モデル
| Title |
Chemical_abundances_of_Seyfert_2_AGNs_IV._Composite_models_calculated_by_photoionization_+_shocks |
| Authors |
O._L._Dors,_M._Contini,_R._A._Riffel,_E._Perez-Montero,_A._C._Krabbe,_M._V._Cardaci,_G._F._Hagele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12103 |
セイファート2核の狭線域（NLR）から放出される輝線を再現するために、SUMAコードに基づいて光イオン化と衝撃イオン化の詳細な複合モデルを構築します。この作業の目的は、衝撃パラメータ、ガス温度およびイオン化構造に対する衝撃の影響に従って図のAGN位置を調査し、衝撃の存在にほとんど影響されない輝線比に基づいて半経験的存在量キャリブレーションを導出することです。モデルは、観測データがスローンデジタルスカイサーベイDR7から選択された244ローカル（z<0.4）セイファート2の光学（3000<A<7000）輝線強度を再現するために使用されました。私たちのモデルは、セイファート2核の衝撃は、50〜300km/sの範囲の速度を持ち、純粋な光イオン化モデルを使用して導出されたものよりも狭い金属量範囲（0.6<（Z/Z）<1.6）を意味することを示唆しています。私たちの結果は、AGNの衝撃速度は、統合されたスペクトルに基づいた標準的な光学線比図を使用して推定できないことを示しています。私たちのモデルは、主に衝撃波が支配的な物体において、純粋な光イオン化モデルから得られたものとは異なる温度構造と、NLR雲全体のO+/OおよびO2+/Oの部分的な存在量を予測します。これは、衝撃の影響を最小限に抑えるために、同様の中間イオン化ポテンシャルを持つイオンによって放出される輝線の組み合わせが優れた金属量指標になる可能性があることを示唆しています。最後に、N/O存在比とN2O2=log（[NII]6584/[OII]3727）およびN2=log（[NII]6584/H{\alpha}）インデックスの間の2つのキャリブレーションを導き出します。純粋な光イオン化モデルから得られたものと一致します。
キラルライフの起源
生命の現象は、4つの仮説によって定義されるその起源の枠組みの中で議論されています。1.仮説は、次のように述べています。私たちが知っているように、生命は（HCNO）に基づいており、バルク（Na-Mg-PS-Cl-K-Ca）と微量元素（Cr-Mn-Fe-Co-Ni）の数に依存しています。-Cu-Zn-Se-Mo-IW、および場合によってはLi-BF-Si-V-As）。それは、生物と宇宙の元素構成比が一致したときに始まりました。2.仮説は次のとおりです。生命は、塵の粒子の重要な役割を持つ星間分子雲から始まりました。3.仮説は、1。と次のように述べています。宇宙の老化のため、生命は一度だけ発生しました。塵を形成する惑星系と星はすでに過剰のL型アミノ酸とD型糖を含んでいたので、どの惑星でも出現する生命はキラルでなければなりませんでした。その結果、4。仮説が形成されました：キラリティーは生命の出現の必須条件です。これらの仮説を支持する議論は、多くの天体物理学的観測と物理法則に基づいて提唱されています。
SDSSにおける二重核銀河の検出
銀河の相互作用と合併が私たちの宇宙の構造の階層的成長に決定的な役割を果たすことは今や十分に確立されています。銀河の合体は、楕円銀河やより大きな円盤銀河の形成につながるだけでなく、星形成や核活動を通じて銀河の進化を促進する可能性があります。合併の間に、個々の銀河の核は近づき、最終的に二重核銀河を形成します。合併は一般的ですが、二重核銀河（DNG）の検出はまれであり、かなり偶然です。それらの特性は、超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリ、二重活動銀河核（DAGN）の形成、および関連するフィードバック効果を理解するのに役立つため、それらの検出は非常に重要です。したがって、二重核銀河を発見するためのデータの自動/体系的な調査が必要です。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）をターゲットカタログとして使用して、銀河の特定の画像にDNGの特徴があるかどうかを検出する新しいアルゴリズム「ゴシック」（Graph-bOosTed反復山登り法）を導入しました（ASCLエントリ2707）。SDSSのStripe82領域からの100,000個の銀河のランダムサンプルでアルゴリズムをテストし、入力カタログを慎重に選択して最大検出率4.2％を取得しました。
氷粒マントル上でのC $ ^ + $とHCNおよびHNCとの反応からのグリコロニトリル（HOCH $ _2 $ CN）の形成
量子化学クラスターの計算によると、C$^+$と氷の粒マントルの表面に埋め込まれたHCNまたはHNCとの反応は、リボ核化合物の重要な前駆体と考えられている最近検出された分子、グリコロニトリルの形成を説明できる。最小の運動エネルギーで氷のマントルに堆積した陽イオンの反応は、理論的には、原始星系と星間物質の重要な有機化合物へのこれまで知られていなかった経路をもたらすことがわかっています。最大24H$_2$Oを含む密度汎関数理論クラスター計算では、C$^+$は氷に埋め込まれたHCNと一貫して反応し、副産物としてH$_3$O+とともにバリアのない中性HOCHNCラジカルを生成します。その後、HOCHNCがHと反応すると、HOCH$_2$CN（イソシアノメタノール）、HOCH$_2$CN（グリコロニトリル）、およびHOCHNCHの3つの化学種が形成されます。氷上でのC$^+$+HNC反応の場合、HOCHCNおよびH$_2$OCCNラジカルが中間体として形成され、最初のラジカルはH添加によるグリコロニトリルの別の直接前駆体です。反応経路の特性評価に加えて、HCNおよびHNC開始クラスターとHOCHNC氷結合中間体の振動および電子スペクトルの予測が提供されます。
FRB121102の環境
FRB121102の分散（DM）および回転（RM）の測定値の変動は、分散プラズマ内の磁場$\sim$3〜17mGを示しています。電子密度は$\sim10^4\、$cm$^{-3}$の場合があります。観測された時間スケール$\sim1$年は、プラズマ雲のサイズを制約します。DMの増加は、超新星残骸の拡大を伴う単純なモデルを除外し、非ゼロのRMは球対称性を除外します。DMとRMの変化は、視線に出入りするプラズマの動き、または電子密度の変化に起因する可能性があります。FRB121102の非常に大きなRMは、他のFRBとは質的に異なる環境を意味し、場合によっては形成プロセスとソースも意味します。付録では、「コペルニクスの原理」の文脈でFRB121102の時代について説明しています。
コア崩壊超新星の電波光度-立ち上がり時間関数
| Title |
The_Radio_Luminosity-Risetime_Function_of_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Michael_F._Bietenholz,_N._Bartel,_M._Argo,_R._Dua,_S._Ryder,_A._Soderberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11737 |
文献と私たち自身のアーカイブデータから、2〜10GHzの電波束密度測定値の大規模なセットと294の異なる超新星（SNe）の上限を集めます。SNeの31％のみが検出されました。2パラメータモデルを使用して、ピーク付近のSN光度曲線を特徴付けます。ここで、$t_{\rmpk}$はピークに到達する時間であり、$L_{\rmpk}$はそのピークでのスペクトル光度です。$D<100$MpcのサンプルのすべてのSNeで、$t_{\rmpk}=10^{1.7\pm0.9}$dであり、$L_{\rmpk}=10^{であることがわかります。25.5\pm1.6}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$であるため、通常、SNeの50％は$L_{\rmpk}<10^{25.5}$になります。ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$。これらの$L_{\rmpk}$値は、検出されたSNeのみの値の約30分の1です。タイプIb/cとII（IInを除く）の平均値は$L_{\rmpk}$と似ていますが、前者の方が範囲が広いのに対し、タイプIInSNeの平均値は$L_{\rmpk}で約10倍です。=10^{26.5\pm1.1}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$。$t_{\rmpk}$に関しては、タイプIb/cの$t_{\rmpk}$は$10^{1.1\pm0.5}$dのみですが、タイプIIの$t_{\rmpk}=10^{1.6\pm1.0}$およびタイプIIn最長のタイムスケールで$t_{\rmpk}=10^{3.1\pm0.7}$d。また、前駆体の質量損失率の分布$\dotM$を推定し、log$_{10}（\dotM/$Msol）yr$^{-1}$の平均と標準偏差が$であることを確認します。タイプI〜b/cSNeの場合は-5.4\pm1.2$（$v_{\rmwind}=1000$kms$^{-1}$と仮定）、および$-6.9\pm1.4$（$と仮定）v_{\rmwind}=10$kms$^{-1}$（タイプIInを除くタイプIISNeの場合）。
r過程核の放射性崩壊におけるアストロマー
急速中性子捕獲プロセス（rプロセス）元素合成のコンテキストで、天体物理学的に関連する核異性体（アストロマー）の影響を研究します。中性子に富む原子核の長寿命異性体と対応する基底状態の間の熱媒介遷移率を計算します。ベータ崩壊の親種から異性体と基底状態の娘種のそれぞれに向かう物質の割合を表す、温度依存のベータ崩壊供給係数を計算します。測定された地上半減期が100マイクロ秒を超える核励起状態を別個の種として含めることにより、元素合成をシミュレートします。核種表全体にさまざまな異性体が存在することがわかり、影響力が最も高いと思われる異性体を特定します。rプロセス環境で放射性加熱を変更する異性体生成の能力についてコメントします。
AMS-02、ACE、Voyager-1によって一次および二次核Li、Be、B、C、およびOの正確に測定されたスペクトルに基づいて、宇宙線の伝搬を調査するための機械学習方法を提案します。2つの畳み込みニューラルネットワークマシンをトレーニングします。1つは宇宙線のエネルギースペクトルから伝搬とソースパラメータを推測する方法を学習し、もう1つは前者と似ていますが、人工的な変動を追加したデータから柔軟に学習できます。GALPROPによって生成されたモックデータと合わせて、両方のマシンが伝播プロセスを適切に反転し、伝播とソースのパラメータを適切に推測できることがわかりました。このアプローチは、ユーザーが新しい実験データで信頼区間を更新したい場合、伝播パラメーターを導出する際に、従来のマルコフ連鎖モンテカルロフィッティング法よりもはるかに効率的です。
超大質量および超高速パルサーとしてのGW190814の二次コンポーネントの$ R $モード安定性
| Title |
$R$-mode_Stability_of_GW190814's_Secondary_Component_as_a_Supermassive_and_Superfast_Pulsar |
| Authors |
Xia_Zhou,_Ang_Li,_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11934 |
現在知られている中性子星の最大質量とブラックホールの最小質量の間の質量ギャップにおけるGW190814の二次成分$m_2$の質量$（2.50-2.67）\、\text{M}_{\odot}$の性質現在、熱い議論が行われています。文献で提案されている多くの可能性の中で、$m_2$は超高速パルサーとして提案されましたが、チャンドラセカール-フリードマン-シュッツメカニズムを介した暴走重力放射に対するrモードの安定性はまだ不明です。Fortin{\itetal。}（2016）によって以前に構築された33の統一状態方程式（EOS）のサンプルの中で、現在知られているすべての天体物理学および原子核物理学の制約を満たすものを使用して、地殻からコアまでの同じ核相互作用を一貫して使用します。$m_2$が$2.50\、\text{M}_{\odot}$を超える質量を回転的に維持するために必要な最小周波数を、それを超えるとrモードの不安定性が発生する臨界周波数と比較します。地殻が完全に剛性または弾性であると仮定して、2つの極端な減衰モデルを使用します。研究されたモデル内でrモードの剛体地殻減衰が支配的であることを示すものとして19個の観測された低質量X線連星の安定性を使用すると、$m_2$はより高い周波数で回転している間rモードで安定していることがわかります温度が約$3.9\times10^7K$未満である限り、870.2Hz（1169.6Hzのケプラー周波数の0.744倍）よりも大きく、GW190814の二次成分が超大規模で超高速のパルサーであるという提案をさらに支持します。
矮小銀河の暗黒物質の無線検索のための普遍的なプロファイル
矮小楕円銀河における暗黒物質の消滅または崩壊からの拡散電波放射の現象学を調べます。関連するシンクロトロン信号を計算するための新しい戦略を（宇宙線物理学の文脈で）紹介します。特に、ガンマ線を促すのと同様に、暗黒物質の消滅/減衰からの拡散無線信号を、ハローとスペクトル関数の乗算として表すことができるさまざまなレジームを特定します。これらの関数は、いくつかのベンチマークケースで初めてここで計算されます。さらに、放射率がユニバーサル関数〜sin（kr）/rで十分に近似できるパラメーター領域を見つけます。ここで、rはガラクト中心距離です。私たちの理論的な設定は、鏡像法戦略を採用する代わりに、関連するグリーン関数のフーリエモード展開を考慮するという点で以前の研究とは異なります。この戦略により、非常に低い計算コストで、一般的な暗黒物質モデルに対して正確な結果を得ることができます。特に、O（10-100）フーリエモードは、問題の最小スケールを精査するために、計算に簡単に組み込むことができます。また、（1）実装が簡単で、（2）暗黒物質からのシンクロトロン信号の記述に大きな縮退がない、矮小銀河の電波観測を使用して暗黒物質を検索する新しい戦略を提案します。最後に、このコンテキストで広く使用されているグリーン関数式の誤りを修正します。元の式が体系的に不正確になり、場合によっては発散する結果、拡散の特徴的な時間スケールがエネルギー損失の時間スケールよりも小さくなることを示します。
連星パルサーのタイミングデータから導き出されたミラーマターの天体物理学的境界
ミラーマター（MDM）は、ダークマター（DM）の粒子理論のエレガントなフレームワークと見なされてきました。普通の物質の鏡であるダークセクターが存在すると思われます。一部のMDMモデルでは、重力相互作用に加えて、粒子相互作用ミラーと通常の物質が許可されます。中性子からミラー中性子への遷移の可能性は、最近、理論的および実験的観点の両方から議論されています。この論文は、連星パルサーのタイミングデータを用いて、中性子星の内部で中性子をミラー中性子に変換する可能性について厳しい上限を取得した以前の研究に基づいています。このような遷移は、中性子星の質量損失を意味し、中性子星連星系の公転周期の大幅な変化につながります。したがって、そのようなバイナリの周期変化の観測限界は、上記の遷移率、したがって中性子-ミラー-中性子混合パラメータ$\epsilon'$に強い制限を課します。私たちの限界は、$n-n'$混合による中性子崩壊異常を説明するために必要な値よりもはるかに強力です。
RATAN-600を使用した4.7GHzおよび8.2GHzでの高赤方偏移ブレーザーPSOJ047.4478 +27.2992のフラックス密度測定
| Title |
Flux_density_measurements_of_the_high_redshift_blazar_PSO_J047.4478+27.2992_at_4.7_and_8.2_GHz_with_RATAN-600 |
| Authors |
T._Mufakharov_(1,2),_A._Mikhailov_(3),_Yu._Sotnikova_(3),_M._Mingaliev_(1,3),_V._Stolyarov_(1,3,4),_A._Erkenov_(3),_N._Nizhelskij_(3),_and_P._Tsybulev_(3)_((1)_Kazan_Federal_University,_Russia,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_China,_(3)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_Russia,_(4)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_University_of_Cambridge,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12072 |
$z=6.1$でブレーザーとして発表されたソースPSOJ047.4478$+$27.2992のRATAN-600電波望遠鏡による4.7GHzと8.2GHzでの最初の検出を報告します。平均磁束密度は、4.7GHzと8.2GHzでそれぞれ$12\pm3$mJyと$8\pm4$mJyであり、上限は11.2GHzで3mJyと推定されます。4か月の時間スケールで得られた4.7GHzの光度曲線は、光源の適度な変動を示しています（分数変動$F_{var}=0.28\pm0.02$）。新しいRATAN-600測定は、以前の文献データをより高い周波数に拡張し、$\alpha_{0.147-8.2}$=$-0.51\pm0.1$の単一のべき乗則無線スペクトルを示します。4.7GHzでの単色電波光度$P_{\nu}\sim2\times10^{27}$WHz$^{-1}$は、$z\geq3$での高赤方偏移クエーサーの値と一致しています。
| Title |
Multi-messenger_astronomy_with_INTEGRAL |
| Authors |
C._Ferrigno,_V._Savchenko,_A._Coleiro,_F._Panessa,_A._Bazzano,_E._Bozzo,_J._Chenevez,_A._Domingo,_M._Doyle,_A._Goldwurm,_D._Goetz,_E._Jourdain,_A._von_Kienlin,_E._Kuulkers,_S._Mereghetti,_A._Martin-Carrillo,_L._Natalucci,_F._Onori,_J._Rodi,_J._Pierre_Roques,_C._Sanchez-Fernandez,_and_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12124 |
国際ガンマ線天体物理学研究所（INTEGRAL）の科学目標を定義した時点では、マルチメッセンジャー天文学のこのような急速で壮観な発展は予測できず、新しい衝動的な現象がさまざまなチャネルを通じてアクセスできるようになりました。ニュートリノ望遠鏡は、2013年以来、未知の宇宙源から来るエネルギッシュなニュートリノイベントを定期的に検出しています。重力波検出器は、2015年に2つのブラックホールの合体を検出し、2017年に2つの中性子星の合体を検出して、空に新しいウィンドウを開きました。全電磁範囲の信号によって。最後に、2007年以降、電波望遠鏡は、高速電波バースト（FRB）として知られる非常に強力で短い電波バーストを検出しました。その起源は、ほとんどの場合銀河系外ですが、謎めいたものです。INTEGRALミッションの非常に堅牢で用途の広い設計により、研究者は、尖った機器だけでなく、主要な機器のアクティブな宇宙線シールドを使用して収集されたデータを活用して、予測できない現象と同時にガンマ線のインパルスを検出できます。大部分が地球によって遮られていない全天の範囲、広い有効領域、安定した背景、および高いデューティサイクル（85％）により、INTEGRALは、マルチメッセンジャー天文学に大きく貢献する特権的な立場に置かれました。このレビューでは、INTEGRALがブラックホールバイナリマージからのガンマ線放出の上限をどのように提供し、バイナリ中性子星合体と同時に短いガンマ線バーストを検出し、のスペクトルエネルギー分布を定義するのに貢献したかについて説明します。ニュートリノイベントに関連するブレーザー、宇宙論的FRBからの衝撃的で安定したガンマ線放出の上限を設定し、高速電波バースト放出に関連するマグネターフレアを検出しました。
GALEX-PTF実験：II。衝撃冷却モデリングによる超新星前駆体半径とエネルギー学
| Title |
The_GALEX-PTF_experiment:_II._supernova_progenitor_radius_and_energetics_via_shock-cooling_modeling |
| Authors |
Noam_Ganot,_Eran_O._Ofek,_Avishay_Gal-Yam,_Maayane_T._Soumagnac,_Jonathan_Morag,_Eli_Waxman,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Mansi_M._Kasliwal,_and_James_Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12261 |
爆発する大質量星の半径と表面組成、および単位質量あたりの爆発エネルギーは、コア崩壊超新星（CCSNe）の初期紫外線（UV）観測を使用して測定できます。SNeからの初期UV放射の\GALEXとPalomarTransientFactory（PTF）の同時検索の結果を示します。最初の地上ベースの$R$バンド検出の前に$NUV$測定値を取得した5つのCCSNeを分析します。可変の時間的妥当性ウィンドウを持つモデルの新しい最尤フィッティングツールであるSOPRANOSを紹介し、それを使用して\citet{SapirWaxman2017}衝撃冷却モデルをデータにフィッティングします。$R_*\approx600-1100R_\odot$の範囲の前駆体半径と$v_{s*}\approx2700-6000\、\rmkm\の範囲の衝撃速度パラメーターを持つ4つのタイプIISNeを報告します。s^{-1}$（$E/M\approx2-8\times10^{50}\、\rmerg/M_\odot$）および$R_*\approx210R_\odot$と$v_を持つ1つのタイプIIbSN{s*}\upperx11000\rm\、km\、s^{-1}$（$E/M\approx1.8\times10^{51}\、\rmerg/M_\odot$）。したがって、私たちのパイロットGALEX/PTFプロジェクトは、広視野UVエクスプローラー\textit{ULTRASAT}ミッションなど、$NUV$バンドでの専用の体系的なSN調査が、SN前駆体とSNの特性を研究するための説得力のある方法であることを示唆しています。エネルギー学。
クラスBケーブル駆動SQUIDアンプ
冷却バジェットが制限されているアプリケーション、特に宇宙観測所での超伝導検出器アレイの読み出しには、電力効率が改善されたSQUID増幅器構成をお勧めします。推奨される2つのSQUID構成は、入力の半サイクルの間、一方のSQUIDをゼロ電圧状態に保ち、もう一方のSQUIDが電圧を生成します。他の半サイクルでは、SQUIDの役割が逆になります。この回路は、クラスBで動作するトランジスタベースのアンプの静電デュアルです。T=4.2Kでの原理実証のデモンストレーションが提示されます。
Siの量子効率と回折画像アーチファクト：5 $-$ 10 $ \ mu $ mでのIBC中赤外検出器アレイとして：JWST / MIRI検出器への影響
| Title |
The_quantum_efficiency_and_diffractive_image_artifacts_of_Si:As_IBC_mid-IR_detector_arrays_at_5_$-$_10_$\mu$m:_Implications_for_the_JWST/MIRI_detectors |
| Authors |
Andras_Gaspar_and_George_H._Rieke_and_Pierre_Guillard_and_Daniel_Dicken_and_Stacey_Alberts_and_Jane_Morrison_and_Michael_E._Ressler_and_Ioannis_Argyriou_and_Alistair_Glasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11908 |
ヒ素をドープした裏面照射型ブロック不純物バンド（BIBIB）シリコン検出器は、30年以上にわたって近赤外および中赤外天文学を進歩させてきました。それらは、特に10$\mu$mより長い波長で高い量子効率（QE）を持ち、広いスペクトル範囲を持っています。それらの耐放射線性は、宇宙ベースの機器の資産でもあります。Si：AsBIBIBアレイの3つの例は、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）のMid-InfraRedInstrument（MIRI）で使用され、5〜28$\mu$mを観測しています。この論文では、5〜10$\mu$mのMIRIデバイスの高い量子効率（最大$\sim$60\％）につながるパラメータを分析します。また、5.7および7.8$\mu$mSpitzer/IRAC画像で最初に気づき、それ以降、MIRI検出器。アーティファクトは、読み出し検出器回路へのピクセルを定義する金属接点からの内部反射回折の結果です。より短い波長でのアレイの低い吸収は、広角に回折された光子が検出器と基板を複数回横切ることを可能にします。これは、1$\mu$m付近で動作する従来のCCDなど、吸収が不十分な他の裏面照射型ソリッドステート検出器での同様の動作に関連しています。アーティファクトの特性と、さまざまな光子経路の確率の量子電磁力学（QED）モデルを使用して、検出器アーキテクチャへの依存性を調査します。アーティファクトの特性に関する知識は、MIRILRSおよびMRS分光モードでの観察にとって特に重要です。
太陽観測のためのSOLARNETメタデータの推奨事項
太陽観測のメタデータ記述は、これまで宇宙ベースの観測に対してのみ標準化されてきましたが、標準は、ほとんどの場合、一度に1つの宇宙ミッション内にあり、異なるミッション標準間で大きな違いがある場合があります。地上での太陽観測のコンテキストでは、データは通常、一般的な研究コミュニティが自由に利用できるようになっていないため、メタデータ記述の標準がさらに不足しています。この状況では、検索に使用できる最も基本的なメタデータ以外のものを使用して複数の機器のアーカイブ/仮想天文台を構築することが困難になるだけでなく、機器に依存しないデータ分析用の汎用ソフトウェアを作成することも困難になります。このドキュメントでは、地上ベースと宇宙ベースの両方の太陽観測所間のコラボレーションとデータ共有を促進することを目的としたSOLARNETEUプロジェクトの下で開発されたメタデータの推奨事項について説明します。推奨事項の後には、SOLARNETプロジェクトで開発されたデータパイプラインが続きます。ソーラーオービターSPICEパイプラインとSSTCHROMIS/CRISP共通パイプライン。これらの推奨事項は、既存の多様なデータセットでさえも関連する可能性のある共通の参照として機能し、太陽の仮想観測所に取り込み、汎用ソフトウェアで分析することを目的としています。
双曲線軌道を含む高速エラーセーフMOID計算
最小軌道交差距離（MOID）を計算する以前のアルゴリズムを拡張して、双曲線軌道、および楕円と双曲線の混合組み合わせを含めます。MOIDは、距離関数のすべての停留点を見つけることによって計算されます。これは、16次の代数多項式のすべての根を見つけることと同じです。更新されたアルゴリズムには数値エラーも含まれ、ベンチマークはその数値の信頼性と高いコンピューティングパフォーマンスを確認しました。
HD 63021：近いバイナリでの彩層活動と物質移動
| Title |
HD_63021:_Chromospheric_Activity_and_Mass_Transfer_in_a_Close_Binary |
| Authors |
D._G._Whelan_(1),_S._D._Chojnowski_(2_and_3),_J._Labadie-Bartz_(4),_J._Daglen_(5),_K._Hudson_(6),_G._M._Casey_(1_and_7),_G._S._Stringfellow_(8),_K._V._Lester_(9),_J._Barry_(10),_J._Heinerikson_(10),_D._Pankratz_(10),_M._Schreffler_(10),_R._Maderak_(10),_N._Lotspeich_(11),_M._Vitale-Sullivan_(11),_and_M._Woodard_(11)_((1)_Austin_College,_Sherman,_TX,_(2)_Montana_State_University,_(3)_New_Mexico_State_University,_(4)_Universidade_de_Sao_Paulo,_(5)_Daglen_Observatory,_(6)_Grey_Tree_Observatory,_(7)_Columbia_University,_(8)_University_of_Colorado_at_Boulder,_(9)_NASA_Ames_Research_Center,_(10)_Benedictine_College,_(11)_The_College_of_Idaho) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11733 |
複数の調査からのX線検出によって促されて、A型星HD63021を調査し、それが主星に関連する非常に変動する放射を伴う二重線分光連星であることを発見しました。私たちのマルチエポック分光観測の分析は、その大部分が小口径望遠鏡で行われたことを示しており、わずか2.9$日の非常に短い公転周期と、$0.23$の質量比M$_2$/M$_1$を示しています。A1Vスターは、回転速度が$\sim34$km/sの低速回転子です。その質量が$2.3$M$_{\odot}$であると仮定すると、現在のセカンダリは$\sim0.5$M$_{\odot}$の進化した星であり、ロッシュローブをほぼ満たします。この二次星は$\sim44$km/sで比較的速く回転し、色球的に活動しているという証拠があります。TESSからの測光光度曲線の分析は、2つの強い周期を明らかにします。1つはシステムの軌道周期で、もう1つは軌道周期の半分です。これらの発見は、HD63021が、二次星から一次星への物質移動を受けている近接連星であることを示唆しています-日食がないことを除いて、すべての方法でアルゴル日食連星システムのようです。安定していないが、はめあいやバーストで実行されているように見えるシステムの物質移動について説明し、軌道パラメータの研究、ロッシュローブの形状、およびその現存するX線放射からシステムの基本的な物理的特性を推測します。
二重縮退バイナリSDSSJ082239.54 $ + $ 304857.19を食する40.5分の周期のマルチバンド光度曲線分析
| Title |
Multi-band_light_curve_analysis_of_the_40.5-minute_period_eclipsing_double-degenerate_binary_SDSS_J082239.54$+$304857.19 |
| Authors |
Alekzander_Kosakowski,_Mukremin_Kilic,_Warren_R._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11748 |
アパッチポイント天文台BG40ブロードバンドとジェミニ$r$バンドおよび$i$バンドの同時高速追跡測光観測と、分離された二重縮退バイナリSDSSJ082239.54$+$304857.19を食い止める40.5分の周期の分析を紹介します。。私たちのAPOデータは318日間にわたっており、13の主要な日食が含まれており、そこからシステムの公転周期を正確に測定し、中食の測定時間を改善します。各フィルターの光度曲線を個別に適合させ、このシステムに半径$R_A=0.031\pm0.006〜{\rmR_\odot}$および$R_B=0.013\pm0の低質量DA白色矮星が含まれていることを示します。005〜{\rmR_\odot}$コンパニオン（$i=87.7\pm0.2^\circ$の傾斜）。最適な食光度曲線モデルを使用して、二次星の温度を$T_{\rmeff}=5200\pm100〜{\rmK}$として推定します。最後に、重力波の放出によって引き起こされる日食中期の予想時間に対する有意なオフセットを1年間のベースラインで記録していませんが、重力波による軌道減衰の3ドルの有意な測定値が2023年に可能であり、その時点で日食は予想よりも約$8$秒早く発生します。
HD 139614の正確な星震学の年代と金属量：上部ケンタウルスループスの原始惑星状星を持つ前主系列星
| Title |
A_precise_asteroseismic_age_and_metallicity_for_HD_139614:_a_pre-main-sequence_star_with_a_protoplanetary_disc_in_Upper-Centaurus_Lupus |
| Authors |
Simon_J._Murphy,_Meridith_Joyce,_Timothy_R._Bedding,_Timothy_R._White,_Mihkel_Kama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11821 |
HD139614は、アッパーケンタウルス-ループスサブグループのSco-CenOBアソシエーションで、$\sim$14Myr-old、おそらく前主系列星であることが知られており、わずかに歪んだ星周円盤に1つまたはより多くの惑星。星の化学的存在量パターンは、揮発性元素を除いて金属が不足しています。これは、星を$\lambda$Booクラスに分類し、最近、ガスが豊富で塵が少ない物質を降着させたことを示唆しています。TESS光度曲線と\'echelleダイアグラムを使用して、$\delta$Sct脈動の中から7つの双極子と4つの放射状脈動モードを識別します。MESA恒星進化論とGYRE恒星振動プログラムによる精密モデリングは、それが前主系列星にあることを確認します。星震学のグリッドベースのモデリングでは、年齢が$10.75\pm0.77$Myr、質量が$1.52\pm0.02$M$_{\odot}$、世界の金属存在比が$Z=0.0100\pm0.0010であることが示唆されています。$。これは、$\lambda$Boo星のバルク金属量の最初の星震学的決定を表しています。正確な年齢と金属量は、上部ケンタウルス-ループスの年齢推定のベンチマークを提供し、中間質量星の周りの円盤の保持と惑星形成を理解するためのベンチマークを提供します。
投影効果として説明されるアクティブ領域の非中和電流
| Title |
Non-Neutralized_Electric_Current_of_Active_Regions_Explained_as_a_Projection_Effect |
| Authors |
Xudong_Sun,_Mark_C._M._Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11873 |
活性領域（AR）は、単一の磁気極性で観測された正味電流を持っていることがよくあります。このような「中和されていない」電流は、ねじれたフラックスチューブが光球と斜めに交差するときの幾何学的投影効果から生じる可能性があることを示しています。この目的のために、さまざまな高さでセミトーラスフラックスチューブの水平スライスをサンプリングすることにより、新しいARの表面マップをエミュレートします。チューブには正味のトロイダル電流はありませんが、そのポロイダル電流は、垂直方向に沿って投影されると、表面の重要な非中和成分になります。現実的な設定のようにチューブが部分的にしか出てこない場合、中和されていない電流は、1）せん断された極性反転線の近くで二重リボンとして発生し、（2）ねじれと正の相関があり、3）磁束の前に最大に達します。投影効果は、特にフラックス出現の初期段階で、光球電流分布にとって重要である可能性があります。
閉じ込められた太陽フレアにおける噴火構造の運動学的進化
| Title |
The_Kinematic_Evolution_of_Erupting_Structures_in_Confined_Solar_Flares |
| Authors |
Z._W._Huang,_X._Cheng,_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11929 |
この手紙では、閉じ込められたフレアに関連する上昇する高温の塊の運動学的特性を研究します。ソーラーダイナミクスオブザーバトリーに搭載された大気イメージングアセンブリによって提供される高ケイデンスの極紫外線画像を利用すると、ここで選択した26のイベントでは、ホットブロブが最初に衝動的に外側に加速されますが、その後すぐに静止状態になります。それらの速度の変化は、速度のピークが軟X線のピークに数分先行することを除いて、関連するフレアの静止運用環境衛星の軟X線フラックスの時間的変化と基本的に同期しています。さらに、噴出するブロブの加速段階の持続時間は、フレア上昇段階の持続時間と適度に相関しています。26のケースのうちの9つでは、噴出するブロブは、関連するフレアの開始の数分前にさえ現れます。私たちの結果は、閉じ込められたフレアの一部が磁束ロープの噴火も伴うことを示しています。磁束ロープは、フレアが始まる前に形成されて加熱されることがあります。これらの閉じ込められたフレアの開始と発達は噴火のものと同様であり、主な違いは、後者よりも前者の方が強いバックグラウンドフィールドの制約にある可能性があることを示唆します。
M31およびM33の赤色超巨星I.完全なサンプル
| Title |
Red_Supergiants_in_M31_and_M33_I._The_Complete_Sample |
| Authors |
Yi_Ren_(1),_Biwei_Jiang_(1),_Ming_Yang_(2),_Tianding_Wang_(1),_Mingjie_Jian_(3),_Tongtian_Ren_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(2)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_&_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_(3)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12051 |
この論文の目的は、M31とM33の赤色超巨星（RSG）の完全なサンプルを確立することです。2つの銀河のメンバーの星は、UKIRT/WFCAMによって取得されたアーカイブ測光データを使用して、$J-H/H-K$ダイアグラムの明らかなブランチから前景の矮星を削除した後、近赤外線（NIR）点光源から選択されます。巨人からの矮星のNIR色によるこの分離は、光学/赤外線の色-色図（$r-z/z-H$および$B-V/V-R$）、および視差と固有運動のガイア測定によって確認されます。次に、RSGは、光度が高く有効温度が低いため、メンバーの$J-K/K$図の目立つ場所で識別されます。結果として得られるサンプルには、M31とM33にそれぞれ5,498と3,055のRSGがあります。どちらの場合も、RSGの下限$K$の大きさは、UKIRT測光の完全な大きさよりも明るいためです。コントロールフィールドの分析により、RSGサンプルの汚染率は1\％未満であることがわかりました。副産物は、酸素に富む漸近巨星分枝星（AGB）、炭素に富むAGB、熱的に脈動するAGB、および極端なAGBの完全なサンプルです。さらに、tip-RGBは、M31およびM33までの距離係数への影響とともに決定されます。
太陽の活動領域と一時的な領域の回転速度-I。形態とピーク磁束への依存
| Title |
The_rotation_rate_of_solar_active_and_ephemeral_regions_--_I._Dependence_on_morphology_and_peak_magnetic_flux |
| Authors |
Alexander_S._Kutsenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12060 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリーに搭載された日震学および磁気イメージャーによって取得された磁場マップを使用して、2010年から2016年の間に観測された864のアクティブ領域と322のエフェメラル領域の回転速度を測定しました。もの。したがって、一時的な領域は平均して最も速い回転速度を示します。さらに、アクティブ領域を3つのクラスに分類しました。クラスAは、ヘイルの極性の法則、ジョイの法則に従い、次の極性と比較してよりコヒーレントな先行極性を示す磁気双極子で構成されていました。2番目のクラスBには、前述の経験則の少なくとも1つに違反する活動領域が含まれていました。3番目のクラスUは、単極のアクティブ領域で構成されていました。クラスAとBのアクティブ領域の回転速度の間に有意差は見つかりませんでした。対照的に、ユニポーラアクティブ領域は平均して低い回転速度と回転速度差の狭い分布を示しました。回転速度が対流層内の磁気構造の固定深さを示すと仮定すると、クラスAおよびBの活性領域は対流層全体に固定され、単極活性領域は対流層の近くにある薄層内に根付いていると仮定しました。対流層の底部または浅い地表近くの深さ。
出現の初期段階での活動領域のフレア生産性を調査する可能性について
長年の問題は、アクティブ領域（AR）が早期に出現する段階にあるときの将来のフレア生産性を予測することです。この研究の目的は、ARの出現段階で得られた光球磁場の2つのパラメーターを調べ、それらを十分に開発されたARのフレア生産性と比較することです。パラメータは次のとおりです。（i）出現段階での磁力スペクトルのインデックス（スペクトルの傾き）、および（ii）磁束の出現率。243個の出現ARの分析により、磁力指数は、出現が数日間進行する間、1日以内に静かな太陽の領域に典型的な値から成熟したARに典型的な値に増加することが示されました。多くの場合、増加後、パワーインデックスの値はある平均値の周りで波打つようになり、変動は出現開始時のパワーインデックスの成長よりも数分の1になります。34個のフレア生成ARのサブセットでは、出現段階のパワースペクトルインデックスと、ディスク上のARの存在の全間隔から導出されたフレアインデックスとの間に相関関係は見つかりませんでした。同時に、フラックス出現率はフレア指数とよく相関します（ピアソンの相関係数は0.74です）。高いフラックス出現率は、ARが将来強いフレアを生成するための必要条件であると結論付け、したがって、フラックス出現率は、ARの将来のフレア生産性を調査するために使用できます。
ラッキー分光法、ラッキーイメージングと同等の技術：II。ウィリアムハーシェル望遠鏡を使用した19個の近接した大規模バイナリの空間分解中解像度青紫色分光法
| Title |
Lucky_spectroscopy,_an_equivalent_technique_to_Lucky_Imaging:_II._Spatially-resolved_intermediate-resolution_blue-violet_spectroscopy_of_19_close_massive_binaries_using_the_William_Herschel_Telescope |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz_(1),_R._H._Barb\'a_(2),_C._Fari\~na_(3,4),_A._Sota_(5),_M._Pantaleoni_Gonz\'alez_(1,6),_G._Holgado_(1),_I._Negueruela_(7),_and_S._Sim\'on-D\'iaz_(3,8)_((1)_CAB,_(2)_ULS,_(3)_IAC,_(4)_ING,_(5)_IAA,_(6)_UCM,_(7)_UA,_and_(8)_ULL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12250 |
環境。多くの巨大な星には近くに仲間がいて、その存在が分光法によるそれらの特徴づけを妨げています。目的。スペクトル型を導出するために、近接した大規模な視覚バイナリの空間分解分光法を引き続き取得したいと考えています。方法。ラッキースペクトロスコピーを使用して、良好な視界条件下で19の近接視覚バイナリの多くの短いロングスリット分光露光を取得しました。特性が最も優れているものを選択し、マルチプロファイルフィッティングを使用してスペクトルを抽出し、その結果を組み合わせて空間的に分離されたスペクトルを導き出しました。結果は、ラッキーイメージング、通常の中解像度一次分光法、およびエシェル高解像度分光法からのデータと組み合わせて分析されます。結果。幸運な分光法の新しいアプリケーションにより、[a]2つのO型星（FNCMaBと6CasB）を、より明るいBA超巨星の仲間と初めて空間的に解きほぐすことができました。[b]近くにあるより大規模なコンパニオンを持つ2つのB型星（アルファScoBとHD164492B）が高速回転星であると判断します。[c]極端な光度差、より短い分離、およびB=11までのより暗い一次光度の場合に技術を拡張します。[d]A超巨星（6CasA）、WR星（WR157）、M超巨星（アルファScoA）のように多様な仲間と星のスペクトルを空間的に解きほぐします。[e]これまで知られていなかった2つの明るいO型星（HD51756BおよびBD+60544）や珍しいOCカテゴリの新しいメンバー（HD8768A）など、いくつかのターゲットの予期しないアイデンティティを発見します。[f]4つの視覚的バイナリのコンポーネントのどれが二重線分光バイナリであるかを識別および分類し、別の7つのシステムでは、高スペクトル分解能分光法を使用して分光的バイナリの兆候を検出します。また、テクニックの限界の決定を提示します。[要約]
GaiaDR2の色の大きさと推定される変動性の測定基準から激変星の可変ドナーシーケンスを通知する
| Title |
Informing_the_Cataclysmic_Variable_Donor_Sequence_from_Gaia_DR2_Color-Magnitude_and_Inferred_Variability_Metrics |
| Authors |
Ellianna_S._Abrahams,_Joshua_S._Bloom,_Nami_Mowlavi,_Paula_Szkody,_Hans-Walter_Rix,_Jean-Paul_Ventura,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12253 |
公転周期が周期ギャップ（$P_{orb}$<2時間）を下回る短周期激変星（spCV）は、CVの進化モデルへの洞察を提供し、重力波（GW）の強力なエミッターとして機能します。新しいspCV候補を特定するために、既知のCVのカタログを、Gaiaの2番目のデータリリース（DR2）で堅牢な視差を持つソースとクロスマッチさせます。DR2で明らかにされた、色-絶対等級図（CMD）の位置とこれらのCVの$P_{orb}$の間の、明らかに単調な関係を明らかにして適合させます。この関係を補足するために、spCVの特徴である測光変動が大きい光源を特定する方法を開発します。利用可能なすべてのガイア光度曲線を使用して、機械学習回帰モデルを構築し、DR2に存在する時間平均共変量のみに基づいて既知のspCVのCMD軌跡内のソースの変動メトリックを予測します。このアプローチを使用して、3,253の候補spCVを特定しますが、そのうち$\sim$95％は以前は不明でした。これらの候補のアーカイブSDSSスペクトルを調べると、$>$82％がspCVである可能性が高いことがわかります。これは、アクティブなシステムに偏る以前の光度曲線検索よりも著しく高い回復率です。リック天文台で9つの新しいシステムの光学スペクトルを取得し、すべてのオブジェクトがCVシステムであることを確認します。アーカイブのガイアとパロマートランジエントファクトリーの光度曲線を使用して、7つのシステムの$P_{orb}$を測定しますが、そのうち3つには以前の$P_{orb}$の測定値がありません。CMD-$P_{orb}$関係を使用して、次のLISAミッションに対するこれらのシステムの検出可能性を推測し、6つのソースがコヒーレントLISA検証バイナリであり、4年間のミッションで推定SNRが5を超える可能性があることを確認します。このホワイトペーパーでは、時間平均ガイアカタログが、時変オブジェクトの系統的な発見と特性評価における強力なツールであり、ZTF、TESS、VeraRubinLSSTなどのミッションを補完するものであることを示しています。
ケプラー宇宙望遠鏡によって提供された準連続サンプリングとともに前例のない測光精度は、RRライレ星の研究を改革し活気づけた新しい予測できない現象を明らかにしました。周期倍分岐の発見と低振幅モードの豊富さは、脈動挙動の複雑さを啓発し、非線形および非放射状の研究へと私たちを導きました。これらの新たに発見された現象の理論的説明を検索して提供することは、RRライレ星の最も古い謎であるブラツコ効果との関係を理解するだけでなく、中心的な質問になりました。名目ミッションとK2ミッションの両方からのケプラー宇宙望遠鏡のデータに基づいて、またはそれに触発されて、最も影響の大きいRRLyraeの結果を要約しようとしています。最も興味深い3つのトピック、周期倍分岐、低振幅モード、およびブラツコ効果に加えて、結果に重要な役割を果たしたケプラー測光の課題についても説明します。こと座RR型変光星の光の変化はまだ完全には理解されていないため、ケプラーによって明らかにされたこれらの驚くべき変数の秘密は、ケプラー後の時代に触発された理論的、地上ベース、および宇宙ベースの研究を維持します。
宇宙のボイドと誘発された双曲線性
大規模な物質分布の特徴としての宇宙ボイド（宇宙の低密度領域）は、その双曲線特性で知られています。後者は、密度が低いために光子ビームがずれていることを意味し、負の曲率を模倣しています。ここで、双曲線性は、負の曲率または低密度によってだけでなく、光子ビームの異方性にも依存することを示します。
ブラックホールの超放射は、光の弱く結合した隠れたセクター粒子の強力なプローブです。アクシオンなどの多くの候補粒子は、一般に、超放射不安定性の進展に影響を与える可能性のある自己相互作用を持っています。おもちゃモデルの文脈でarXiv：1604.06422で指摘されているように、スピン0超放射に関する既存の文献の多くは、最も重要な自己相互作用によって引き起こされるプロセスを考慮していません。これらのプロセスは、準束縛レベルと無限大への粒子放出の間のエネルギー交換につながります。大きな自己結合の場合、超放射成長は、減少したレベルの占有数の準平衡構成で飽和します。この論文では、自己相互作用を伴うスピン0超放射の豊富なダイナミクスと、結果として生じる観測シグネチャの詳細な分析を実行します。関心のあるほとんどのモデルの進化を支配する四次自己相互作用に焦点を当てています。2つ以上のバインドされたレベルの同時母集団を含む、ゼロ以外の自己相互作用によって導入されたパラメーター空間の複数の異なるレジームを調査します。大規模な結合では、準平衡飽和の基本像を確認し、「ボセノバ」崩壊がほとんどの天体物理学的パラメーター空間で発生しないという証拠を提供します。重力超放射と比較して、重力波の「消滅」信号とブラックホールのスピンダウンは相互作用の増加に伴ってパラメトリックに抑制され、新しい重力波の「遷移」信号は中程度の相互作用で発生する可能性があります。スカラー波放出の新しい現象は、大きな結合ではあまり抑制されません。粒子に標準模型の相互作用がある場合、ブラックホール超放射からのコヒーレントな単色軸波信号が提案されたアクシオン暗黒物質実験で検出できる可能性があります。
暗黒物質の生成を2メトリックのフレームワークに一般化します。これにより、標準モデル（SM）に結合する物理メトリックが、重力ダイナミクスを支配するメトリックに等角および/または非公式に関連付けられます。この設定は、ケーラー弾性体からテンソルポータルモデルまで、および創発重力から超重力モデルまで、多くの紫外線（UV）構造に自然に存在することを示します。この設定では、初期の宇宙における暗黒物質の生成を研究します。熱浴からの散乱とインフレータの放射減衰の両方に起因します。インフレーション終了時の非瞬間的な再加熱効果も考慮に入れます。このコンテキストでは、コンフォーマル/を媒介するスカラー場の生成から暗黒物質が発生します。SMとの不定形相互作用、つまり、スカラーとSMの間の相互作用の抑制スケールを、深紫外線でのプランクスケールとほぼ同じ高さにすることができる微弱相互作用物質粒子（FIMP）シナリオの実現。
インフレーション後の再加熱中の標準模型ヒッグスの効果による原始的な非ガウス性
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_from_the_Effects_of_the_Standard_Model_Higgs_during_Reheating_after_Inflation |
| Authors |
Aliki_Litsa,_Katherine_Freese,_Evangelos_I._Sfakianakis,_Patrick_Stengel,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11649 |
非常に高いエネルギーでのヒッグスポテンシャルを研究する新しい方法を提案します。SMヒッグス粒子は、初期宇宙のインフレーション中の軽い観客場として、さまざまな原因（ハッブル）パッチ間で変化する量子ゆらぎから大きな場の値を取得できます。インフレーションの終了後のヒッグスのそのような空間依存性は、インフラトンがヒッグス化されたSM粒子に崩壊するとき、空間依存性のSM粒子の質量、したがって再加熱の可変効率につながります。不均一な再加熱は、（観察可能な）温度異方性をもたらします。さらに、結果として得られる温度異方性スペクトルは、重要な非ガウス成分を取得します。これは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の${\itPlanck}$観測によって制約され、次世代の実験で検出できる可能性があります。したがって、原則として、CMBでの非ガウス性の観測検索を使用して、非常に高い（インフレーション）エネルギーでのヒッグス粒子のダイナミクスを制約できます。
| Title |
Deconfinement_Phase_Transition_under_Chemical_Equilibrium |
| Authors |
Veronica_Dexheimer,_Krishna_Aryal,_Madison_Wolf,_Constantinos_Constantinou,_Ricardo_L._S._Farias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11686 |
この研究では、レプトンとの化学平衡の仮定がクォーク物質への非閉じ込め相転移にどのように影響するかを調査します。これは、天体物理学のシナリオで見られる条件に対応する、ゼロ以外の正味のストレンジネスを可能にするキラル平均場モデル（CMF）のフレームワーク内で行われます。温度、バリオンの化学ポテンシャル、電荷またはアイソスピンの割合または化学ポテンシャルのいずれかを使用して3次元QCD状態図を作成し、化学平衡の特殊なケース（内部を確立した場合など）で非閉じ込め領域が線に崩壊する様子を示します。冷たい触媒による中性子星。
オシロンの寿命に対する重力の影響
魅力的な自己相互作用を持つ多くのスカラー場の理論は、オシロンと呼ばれる非常に長寿命で、空間的に局所化された時間周期的な場の構成をサポートします。それらの寿命の詳細な研究は、宇宙論におけるそれらの応用を理解するために重要です。この論文では、密度の高いオシロンの崩壊速度と寿命に対する重力の影響を研究します。ここで、自己相互作用は、重力相互作用と比較して、多かれ少なかれ同等に重要です。例として、インフレーションの$\alpha$-attractorTモデルとアクシオンモノドロミーモデルを検討します。このモデルでは、最小値からの特徴的なフィールド距離$F$を超える大きなフィールド値で、ポテンシャルが2次よりもフラットになります。フィールド振幅が$\mathcal{O}（F）$のオシロンの場合、および$F\ll0.1M_\mathrm{pl}$の場合、それらの進化は重力を無視した場合とほぼ同じであることがわかります。ただし、$F\sim0.1M_\mathrm{pl}$の場合、重力相互作用を含めると寿命がわずかに短くなります。
簡単な磁気リコネクションの例
実際に関心のある実験室および自然プラズマでは、理想的な進化によって設定された時間スケールで磁力線を区別できる最小の空間スケール$\Delta_d$は、力線間の磁気リコネクションのスケール$a$とは大きく異なります。太陽コロナでは、プラズマ抵抗率は$a/\Delta_d\sim10^{12}$を与えます。これは、磁気レイノルズ数$R_m$です。異なる時間スケールのパラドックスの標準的な解決策は、再接続フィールド$B_{rec}$に関連付けられた電流密度$j$が理想的な進化によって集中されるため、$j\simB_{rec}/\mu_0\Delta_d$、係数$R_m$による増幅。2番目の解決策は、さまざまな時点で計算したときに、任意に選択した2つの磁力線$\Delta_{max}/\Delta_{min}$間の最大間隔と最小間隔の比率を大きくする理想的な進化です。$\Delta_{max}/\Delta_{min}\simR_m$の場合、再接続は避けられません。太陽コロナの単純なモデルを使用して示されているように、時間の自然な増加率は、電流密度に対して線形ですが、$\Delta_{max}/\Delta_{min}$に対して指数関数的です。再接続は時間スケールで発生し、電流密度は理想的な進化時間と現在の密度$B_{rec}/\mu_0a$から$\ln（（a/\Delta_d）$のみ増加します。両方の解像度で異なる時間スケールのパラドックス。十分な領域が再接続されると、磁場は力のバランスを失い、Alfv\'en通過時間で理想的に進化します。この理想的な進化は、通常、$\Delta_{max}/\Delta_が存在する領域を拡大します。{min}$が大きい。
重力波データを解釈するための一般化された歳差運動パラメータ$ \ chi _ {\ rm p} $
| Title |
A_generalized_precession_parameter_$\chi_{\rm_p}$_to_interpret_gravitational-wave_data |
| Authors |
Davide_Gerosa,_Matthew_Mould,_Daria_Gangardt,_Patricia_Schmidt,_Geraint_Pratten,_Lucy_M._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11948 |
もともと波形近似用に設計された実効歳差運動パラメーター$\chi_{\rmp}$は、ブラックホール連星合体の重力波観測におけるスピン歳差運動効果を特徴づけるために最も一般的に使用される量です。$\chi_{\rmp}$の現在の定義は、歳差運動のタイムスケールで発生するすべてではありませんが、いくつかの変動を保持していることを指摘します。この不整合を修正し、これらの振動を完全に考慮するか、完全に平均化する、より一般的な定義を提案します。一般化されたパラメーター$\chi_{\rmp}\in[0,2]$は、2つの歳差運動するスピンを持つバイナリーによってのみ入力できる排他的領域$\chi_{\rmp}>1$を示します。現在のLIGO/Virgoイベントに処方を適用すると、$\chi_{\rmp}$の事後分布は、より大きな値でより長いテールを示す傾向があることがわかります。これは一般的な機能のようであり、（i）現在の$\chi_{\rmp}$測定誤差が過小評価されている可能性があるだけでなく、（ii）現在のデータのスピン歳差運動の証拠が以前に推測されたものよりも強い可能性があることを意味します。これまでに発表された重力波イベントの中で、最も顕著な振る舞いを示しているのはGW190521です。
実験室でのガス巨人のような帯状ジェット
この論文は、DFDGalleryofFluidMotionで発表された作品に対して、2019AmericanPhysicalSocietyDivisionofFluidDynamics（DFD）MiltonvanDykeAwardのポスター受賞者に関連しています。元のポスターは、GalleryofFluidMotion（https://doi.org/10.1103/APS.DFD.2019.GFM.P0015）からオンラインで入手できます。
FSR抑制の可能性の観点からの暗黒物質粒子の電子陽電子へのループ崩壊の考察
| Title |
Consideration_of_a_loop_decay_of_dark_matter_particle_into_electron-positron_from_point_of_view_of_possible_FSR_suppression |
| Authors |
K.M._Belotsky,_A.Kh._Kamaletdinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12283 |
宇宙陽電子異常はまだ説明されていません。暗黒物質（DM）の崩壊または消滅を伴う説明は、それを行うための主な試みの1つです。しかし、それらは、宇宙のガンマバックグラウンドと矛盾する誘導ガンマ線の過剰生成としての欠点に苦しんでいます。このようなプロセスの最終状態放射（FSR）は、標準状態（デフォルト）では基本的な寄与があると想定されています。私たちのグループは、さまざまな方法でこの問題を回避する可能性を詳しく説明しています。ここでは、DM粒子崩壊を説明するラグランジアンの詳細によるFSRの抑制の可能性に関連するそれらの1つを続けます。2つの新しいスピノールをループし、スカラーが考慮されます。FSR抑制の効果は存在することがわかっていますが、検討したケースでは非常に低いレベルです。
振動するスカラー場からの粒子生成とボルツマン方程式の一貫性
| Title |
Particle_Production_from_Oscillating_Scalar_Field_and_Consistency_of_Boltzmann_Equation |
| Authors |
Takeo_Moroi_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12285 |
ボルツマン方程式は、さまざまな粒子の分布関数（占有数とも呼ばれます）の進化を研究する際に、粒子宇宙論で重要な役割を果たします。スカラー凝縮$\phi$がスカラー粒子のペア（$\chi$と呼ばれる）に崩壊する場合、占有数が$\の場合、システムはボルツマン方程式で十分に記述されない可能性があることを指摘します。いわゆる狭い共鳴領域でもchi$は大きくなります。誘導放出またはパラメトリック共鳴として知られる、最終状態の粒子の大きな占有数による可能な増強を含む粒子生成を研究します。場の量子論（QFT）に基づいて、$\chi$の分布関数の進化を直接支配する一連の方程式を導き出します。QFT計算の結果とボルツマン方程式の結果を比較すると、場合によっては不一致が見つかります。特に、膨張宇宙では、QFTに基づく$\chi$の占有数は、ボルツマン方程式の占有数とは何桁も異なる場合があります。また、QFTに基づく進化方程式とボルツマン方程式の間の可能な関係についても説明します。
