| Title |
Dark_Matter_Density_Profiles_in_Dwarf_Galaxies:_Linking_Jeans_Modeling_Systematics_and_Observation |
| Authors |
Laura_J._Chang_and_Lina_Necib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00613 |
矮小銀河における暗黒物質の分布は、私たちの銀河形成の理解や暗黒物質の素粒子物理特性に重要な影響を与える可能性があります。ただし、データを制限し、複雑なダイナミクスを正確にモデル化することが難しいため、矮小銀河の暗黒物質の内容を正確に特徴付けることは困難です。この論文では、球状のジーンズモデリングを、球状の等方性の矮小銀河のシミュレートされた恒星運動学データに適用して、天の川矮星銀河の推測された暗黒物質分布の精度を向上できる将来の観測方向を特定することを目的としています。暗黒物質の推論が、観測された星の位置と数、および見通し線速度測定誤差によってどのように影響を受けるかを探ります。模擬観察を使用して、1万個未満の星のデータセットで暗黒物質分布の内部コア/カスプを制約することの難しさを示します。また、予想される暗黒物質消滅信号強度を確実に推定するために、追加の測定が必要であることも示しています。堅牢な間接検出制約を導出するために、観測されている追加の星から最も恩恵を受けるシステムとして、おおぐま座II、おおぐま座、ドラコを特定します。
分析的共分散行列を使用したBOSSからの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_BOSS_with_analytic_covariance_matrices |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Mikhail_M._Ivanov,_Roman_Scoccimarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00622 |
分析共分散行列を使用して、バリオン振動分光法調査（BOSS）からの銀河パワースペクトル多重極の完全形状分析を実行します。2,000銀河の模擬カタログからのサンプル共分散に基づくものとよく一致するパラメーター推定値を取得し、分析アプローチを検証し、計算コストを大幅に削減します。また、分析的共分散のいくつかの追加の利点についても説明します。第1に、分析はサンプリングノイズの影響を受けないため、制約にバイアスがかかり、通常はパラメーターエラーバーを膨らませる必要があります。第2に、モックカタログを使用する場合とは異なり、ごくわずかな計算コストで実行できる最適なパワースペクトルに一致するように分析共分散を再計算するときに、宇宙論的制約の収束を調べることができます。これらの影響は、宇宙論的制約の体系的な誤差バジェットを削減します。これは、分析的アプローチがDESIやユークリッドなどの今後の高精度銀河赤方偏移調査のための重要なツールになる可能性があることを示唆しています。最後に、パワースペクトル共分散行列のさまざまな成分の影響を調査し、通常の三重スペクトルとスーパーサンプルの共分散を含む非ガウス部分が（$\lesssim10\％$）にわずかな影響を与えることを示します宇宙論的パラメーターのエラーバー。また、フィッシャーの予測で一般的に使用される分析的共分散の改善を提案します。
ボイドのネットワークにおける関係のスケーリング：局所宇宙ダイナミクスへの影響と空間のメトリックの推定
宇宙における物質の大規模な分布は、大きな空のボイドを囲むクラスター、フィラメント、壁のネットワークを形成します。ボイドは、ボイド/セルが動的に異なる領域を定義するセルラーシステムとして説明できます。さまざまな物理的および生物学的プロセスから生じる細胞系は、それらの幾何学、トポロジーおよびダイナミクスに関連するスケーリング則に従うことが観察されています。これらのスケーリングの法則は、知られている最大の細胞系である宇宙論ボイドについて研究されたことはありません。宇宙論的N体シミュレーションを使用して、ボイドのネットワークのスケーリング関係の研究を提示し、他の既知のセルラーシステムに対して30桁以上のスケールでそれらの有効性を拡張します。スケーリング関係により、ジオメトリとトポロジーからボイドの動的状態を間接的に測定できます。私たちの結果を使用して、LeoSpurで観測された「局所的な速度異常」を、宇宙の裏庭の空洞が崩壊した結果として解釈します。さらに、ボイドの形状と接続性は、空間の曲率に直接依存します。ここでは、空間のメトリックの独立した新しい尺度としてスケーリング関係を提案し、将来の銀河調査におけるそれらの使用について説明します。
観測された暗黒物質（DM）存在量は、インフレーション中にエネルギー的に支配的なスカラー場の量子ゆらぎを増幅することによって生成できることが示されています。この論文では、初期の宇宙の膨張率の変化に対するこの「観客の暗黒物質」シナリオのロバスト性を研究します。標準的な放射が支配的な（RD）シナリオと比較すると、2つの側面が変化します。DMエネルギー密度は時間の関数として異なる形で変化し、DM等曲率摂動スペクトルはRDケースの結果とは異なります。これらは、モデルパラメータの値にかなりの変更を課すことができ、フィールドがすべてのDMを構成すると同時に、すべての観測制約を満たします。非標準の展開を伴うシナリオで、自由および自己対話型DMの両方を調査し、標準の宇宙論の歴史を持つケースへの変更を定量化します。また、原始DMアイソカーブと非ガウス性によるシナリオのテスト容易性についても説明します。
変更された重力パラメータとデータセットを分離すると、プランクとレンズの新しい二分法が明らかになる
| Title |
Singling_out_modified_gravity_parameters_and_datasets_reveals_a_new_dichotomy_between_Planck_and_lensing |
| Authors |
Cristhian_Garcia-Quintero,_Mustapha_Ishak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01189 |
摂動したアインシュタイン方程式の現象論的パラメーター化は、宇宙論的スケールで一般相対性理論（GR）をテストするための重要なルートになりました。これは多くの場合、物質の成長、光の伝播、重力滑り、または重力結合の実行に関連する修正された重力（MG）パラメーターのペアを制約することによって行われます。ここでは、一度に1つのMGパラメータの制約を調査し、もう1つのMGパラメータをそのGR値で固定します。これにより、データからのより強力な制約力の恩恵を受けながら、さまざまなモデルを分析できます。また、GRと緊張している特定のデータセットについても調べます。2MGパラメーターアプローチよりもGRの方が緊張が強いケースを見つけます。たとえば、（$\mu=1$、$\eta$）および（$\mu$、$\eta=1$）を含むモデルは3.86-$\sigma$（またはインデックスの不整合、IOI=7.45）を示します）および3.77-$\sigma$（IOI=7.11）は、Planck18+SNe+BAOデータを使用する場合のGR値からの逸脱ですが、（$\mu$、$\eta$）は3.42-$\sigma$（IOI=5.85）。MGパラメーター$\Sigma$がGRの単位値に固定されているモデルでは、GRにテンションはありません。ベイジアンモデル選択分析を使用すると、PlanckCMBレンズとDESデータを除くすべてのデータセットの組み合わせを使用する場合、一部のMGモデルが$\Lambda$CDMよりも適度に優先されることがわかります。つまり、Planck18は、RSD、SNe、またはBAOの任意の組み合わせを追加した場合にのみ増加するGRで穏やかな緊張を示します。ただし、PlanckCMBレンズまたはDESデータを追加すると、これらの張力がそれぞれ減少または削除されます。これは、MGパラメーター$\Sigma$を制約する際のレンズの機能に起因する可能性があります。データセットの2つの全体的なグループは、系統的効果、制約力の欠如、またはモデリングが原因である可能性がある、GRで一貫性テストを実行するときに二分法があることがわかります。これらの調査結果は、進行中および将来の調査からのより正確なデータを使用してさらに調査することを保証します。
大規模構造の有効場理論における1ループバイスペクトルの正確なキャリブレーション
| Title |
Precise_Calibration_of_the_One-Loop_Bispectrum_in_the_Effective_Field_Theory_of_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Theodore_Steele_and_Tobias_Baldauf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01200 |
バイスペクトルは、大規模構造（LSS）クラスタリングにおける主要な非ガウス統計であり、基礎となるフィールドの相互作用をエンコードします。したがって、原始的な非ガウス性と高次の銀河の偏りの重要な診断です。この論文では、一連の$N$体シミュレーションに対するLSSの効果的な場の理論における物質のバイスペクトルの対比の詳細なテストとキャリブレーションを提示します。宇宙分散誤差範囲の大幅な削減を可能にする実現ベースの摂動理論を採用することで、以前の研究を超えています。これにより、2ループ補正が適切になる前の大規模な低エネルギー定数の測定が可能になります（$z=0$で約$k<0.09h\mathrm{Mpc}^{-1}$）。また、以前の研究を超えて、バイスペクトルプロパゲーターの用語、つまり線形および2次フィールドの相関子を使用して、2つの新しいカウンタータームを分離して定量化し、パワースペクトルカウンタータームとの整合性を確立します。完全に非線形のバイスペクトル、$B_{\mathrm{nnn}}$、および項$B_{\mathrm{n}11}$と$B_{\mathrm{n}21}$を調査することにより、関連するバイスペクトルの寄与のUV制限によって示唆される形状から逸脱する新しいカウンタータームの証拠を見つけます。また、ツリーレベルのバイスペクトルの時間依存性に一般的に使用されているアインシュタインドシッター近似は、1ループのバイスペクトルの正確な研究には不十分であり、$\Lambda$CDM成長因子を使用して意味のある1ループの対数制約を取得します。最後に、$N$ボディシミュレーションの時間積分の不正確さから生じる成長因子の小さな偏差の証拠も見つかります。
ExoMolOPデータベース：高温の太陽系外惑星の大気中の対象分子の断面積とkテーブル
| Title |
The_ExoMolOP_Database:_Cross-sections_and_k-tables_for_Molecules_of_Interest_in_High-Temperature_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Katy_L._Chubb,_Marco_Rocchetto,_Sergei_N._Yurchenko,_Michiel_Min,_Ingo_Waldmann,_Joanna_K._Barstow,_Paul_Molli\`ere,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Mark_W._Phillips,_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00687 |
ExoMol、HITEMP、およびMoLLISTデータベースからの最新のラインリストデータに基づいて、80種以上の天体物理学に関心のある分子の不透明度の公開データベース、ExoMolOPがコンパイルされました。これらのデータは一般に、高温の太陽系外惑星や冷たい恒星/準星の大気の特性評価に適しており、HITRANデータベースからのみいくつかの分子が室温で含まれているさまざまな圧力と温度で計算されています。データは、4つの異なる太陽系外惑星の大気取得コードに対して異なる方法でフォーマットされます。ARCiS、TauREx、NEMESIS、およびpetitRADTRANSであり、両方の断面（R〜=〜$\frac{\lambda}{\Delta\lambda}$〜=〜15,000）とkテーブル（R〜=〜$の両方）を含む\frac{\lambda}{\Delta\lambda}$〜=〜1000）0.3〜-〜50$\mu$m波長領域の場合。不透明度ファイルをダウンロードして、これらのコードに直接使用できます。NISTデータベースのデータと共鳴線の最新の線形を使用して、アルカリ金属NaとKの原子データも含まれています。拡大パラメータは、利用可能な場合は文献から、または拡大データが利用できない場合は類似の分子特性を持つ既知の分子のパラメータから取得されています。データはwww.exomol.comから入手できます。
小惑星4ベスタのボルダー集団：サイズ頻度分布と生存時間
| Title |
The_boulder_population_of_asteroid_4_Vesta:_Size-frequency_distribution_and_survival_time |
| Authors |
Stefan_E._Schr\"oder,_Uri_Carsenty,_Ernst_Hauber,_Franziska_Schulzeck,_Carol_A._Raymond,_Christopher_T._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00957 |
ドーンのフレーミングカメラは、宇宙船が最低軌道（LAMO）にあるときにベスタの表面にある岩を観察しました。ピクセルあたり20mのスケールを持つLAMO画像の岩を識別、測定、マッピングしました。サンプルは、4ピクセル（80m）のボルダーサイズまでほぼ完成していると推定します。最大の岩は、マルシアクレーターの床にある400mサイズのブロックです。比較的少ないアルベドの広い領域に存在する比較的少数の岩は、ここでは岩が形成されにくいか、寿命が短いため、ベネニア盆地の炭素に富む噴出物であると推測されています。クレーター周辺の岩の密度を既知の年齢と比較すると、最大岩寿命は約300Maです。ボルダーサイズ頻度分布（SFD）は一般にべき乗則に従うと想定されています。最尤法を使用してベスタSFDにべき乗則を適合させますが、それらはうまく適合しません。他の小さな太陽系天体の岩石のべき乗則指数の分析は、導出された指数が主に岩石のサイズ範囲の関数であることを示唆しています。ワイブル分布はこの動作を模倣し、ベスタボールダーSFDによく適合します。ワイブル分布は、岩石の粉砕実験でよく見られ、岩石内部を伝播する亀裂のフラクタル性に起因する可能性があります。一般的に、小さな物体の表面上の粒子（玉石を含む）のSFDは、べき乗則ではなくワイブル分布に従うことを提案します。
大規模な初期型銀河における恒星の初期質量関数変動：重水素存在量の潜在的な役割
| Title |
Stellar_initial_mass_function_variation_in_massive_early-type_galaxies:_the_potential_role_of_the_deuterium_abundance |
| Authors |
Timothy_A._Davis_and_Freeke_van_de_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00616 |
観測された恒星の初期質量関数（IMF）は変化するようであり、金属が豊富な初期型銀河の中心で下部が重くなっています。IMFの変動を引き起こす可能性のある物理的プロセスはまだ不明です。この論文では、形成する星の誕生雲における重水素の存在量がIMFの設定に重要である可能性があることを示します。低質量プロトスターへのディスク降着のモデルを使用して、重水素に乏しいガスから形成されるものは、原始的な（高重水素フラクション）材料から形成されるものよりも大幅に低いゼロ時代の主シーケンス質量を持つことが期待されることを示します。この重水素存在量の影響は、単純なモデルでは恒星の質量に依存しているため、結果として得られるIMFは、重く見えるようになります（観察結果でわかるように）。恒星の質量損失は完全に重水素を含まず、宇宙の時間全体で星の形成を促進する上で重要です。EAGLEシミュレーションを使用して、恒星の質量損失によって誘発された重水素の変動が、IMFの変動が観測されたのと同じ領域で最も強くなることを示します。私たちの分析は、重水素の存在量が観測されたIMF変動の根本原因であることを証明することはできませんが、この可能性を研究する将来の理論的および観測的試みの準備を整えます。
クリア：Paschen-$ \ beta $星形成率と低赤方偏移銀河のダスト減衰
| Title |
CLEAR:_Paschen-$\beta$_Star_Formation_Rates_and_Dust_Attenuation_of_Low_Redshift_Galaxies |
| Authors |
Nikko_J._Cleri,_Jonathan_R._Trump,_Bren_E._Backhaus,_Ivelina_Momcheva,_Casey_Papovich,_Raymond_Simons,_Benjamin_Weiner,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Steven_L._Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji,_Intae_Jung,_Jasleen_Matharu,_Megan_R._Sturm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00617 |
ハッブル宇宙望遠鏡（$\textit{HST}$）G141グリズムのPa$\beta$（1282〜nm）観測を使用して、32低赤方偏移（$z<0.287のサンプルの星形成とダスト減衰特性を研究します$）CLEAR調査の銀河。サンプルの銀河の多くは、（減衰補正された）UV連続体またはH$\alpha$放出から測定された星形成率（SFR）から予想されるよりもPa$\beta$放出が大幅に高いため、Pa$\beta$は、UV連続体やBalmerライン放出に対して光学的に厚いガス内に隠されている星の形成を明らかにしています。恒星の質量が小さい銀河ほど、減衰が補正されたUVSFRに対するPa$\beta$の比率のばらつきが大きくなる傾向があります。Pa$\beta$の検出限界を考慮すると、この観測は低質量銀河でのバースト性の高い星形成履歴と一致しています。また、Pa$\beta$/H$\alpha$とH$\alpha$/H$\beta$によって測定された星雲ダストの減衰の間に大量の散乱が見られます。これは、バルマーの減少が銀河全体の減衰を過小評価していることを意味します広範囲の恒星の質量、形態、観測されたバルマーの減少。Pa$\beta$/H$\alpha$からの星雲の減衰を、スペクトルエネルギー分布から推測された星の減衰と比較すると、銀河は平均の星と星雲の比0.44と一致していますが、それを超える過剰な散乱が大量にあります観測の不確実性。まとめると、これらの結果は、Pa$\beta$が銀河の星形成率の貴重なトレーサーであることを示しており、多くの場合、UVおよび光学トレーサーでは見逃されている星形成を明らかにしています。
延世進化集団合成（YEPS）モデル。 III。正常およびヘリウムで強化された単純な恒星個体群の表面の明るさの変動。
| Title |
Yonsei_Evolutionary_Population_Synthesis_(YEPS)_Model._III._Surface_Brightness_Fluctuation_of_Normal_and_Helium-enhanced_Simple_Stellar_Populations |
| Authors |
Chul_Chung,_Suk-Jin_Yoon,_Hyejeon_Cho,_Sang-Yoon_Lee,_Young-Wook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00625 |
通常およびHeに富む単純な恒星の個体群（SSP）の表面輝度変動（SBF）の進化的人口合成モデルを提示します。通常のHe集団のSBFモデルは他の既存のモデルと一致しますが、Heが豊富な集団は、通常のHe集団よりも高温の水平分岐星と明るい赤い塊の星を含み、SSPのSBFに大幅な変化を伴います。私たちは、SBFの大きさが、特定の色の$I$および近IRバンドであっても、少なくとも$\sim$0.3〜magでHeに富む集団の影響を受けることを示します。ただし、観測とモデルの両方に不確実性があるため、銀河系球状星団と初期型銀河のSBFでは、He濃縮モデルを検証できません。${\rmMg}_2$や${\rmH}\beta$などの独立した金属性および年齢インジケーターと組み合わせると、UVおよび光学SBFは、未解決の恒星系における潜在的なHeリッチな集団を容易に検出できることを提案します。$\gtrsim20$\、Mpcまでの距離。YonseiEvolutionaryPopulationSynthesis（YEPS）モデルからのSSPの分光測光およびSBFデータの完全なセットは、http：//cosmic.yonsei.ac.kr/YEPS.htmからダウンロードできます。
天の川とその衛星の月面調査
| Title |
MOONS_Surveys_of_the_Milky_Way_and_its_Satellites |
| Authors |
O.A._Gonzalez,_A._Mucciarelli,_L._Origlia,_M._Schultheis,_E._Caffau,_P._Di_Matteo,_S._Randich,_A._Recio-Blanco,_M._Zoccali,_P._Bonifacio,_E._Dalessandro,_R.P._Schiavon,_E._Pancino,_W._Taylor,_E._Valenti,_A._Rojas-Arriagada,_G._Sacco,_K._Biazzo,_M._Bellazzini,_M.-R.L._Cioni,_G._Clementini,_R._Contreras_Ramos,_P._de_Laverny,_C._Evans,_M._Haywood,_V._Hill,_R._Ibata,_S._Lucatello,_L._Magrini,_N._Martin,_B._Nisini,_N._Sanna,_M._Cirasuolo,_R._Maiolino,_J._Afonso,_S._Lilly,_H._Flores,_E._Oliva,_S._Paltani,_L._Vanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00635 |
天の川や他のローカルグループの銀河の解明された恒星の個体群の研究は、数十億年のタイムスケールにわたるそれらの化学力学的および星形成の歴史の化石の記録を提供することができます。天の川とその衛星の銀河のコンポーネントと恒星系では、個々の星を解像することができます。したがって、それらは、円盤と矮小/不規則銀河の形成と進化の背後にあるプロセスの詳細を調査するユニークな実験室を表しています。VLTのMOONSは、効率的な赤外線マルチオブジェクトスペクトログラフと、大口径の8mクラス望遠鏡のユニークな組み合わせを表しており、天の川とその衛星の密集した中央領域の冷たい星の個体群をサンプリングして、正確な放射状の放射を実現します生涯にわたる数百万の星の速度、金属性、およびその他の化学的存在量（Cirasuoloetal。、この問題を参照）。MOONSは、光学および近赤外（0.6〜1.8ミクロン）の25分の微小視野で最大1000個のターゲットを同時に観測します。Hバンドの高解像度（R〜19700）設定は、アルファ、ライト、鉄のピーク、中性子捕獲元素などの恒星の存在量を正確に決定するために設計されています。
銀河クラスターの多温度領域を解くための新しい機械学習アプローチ
| Title |
A_Novel_Machine_Learning_Approach_to_Disentangle_Multi-Temperature_Regions_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Carter_L._Rhea,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Ralph_Kraft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00643 |
銀河団の中心部を取り巻く熱い銀河団内媒体（ICM）は、さまざまな放出成分で構成される複雑な媒体です。Perseus、Coma、Virgoクラスターなどの近くの銀河クラスターに関する以前の研究では、ICMのX線放射を分光的にフィッティングする場合、複数の熱コンポーネントの必要性が実証されていますが、現在、基礎となるコンポーネントの数を計算する体系的な方法論はありません存在します。次に、コンポーネント数を過小評価または過大評価すると、エミッションパラメータの推定に系統的エラーが発生する可能性があります。このホワイトペーパーでは、機械学習手法のアマルガムを使用してコンポーネントの数を決定するための新しいアプローチを紹介します。さまざまな基礎となる熱コンポーネントを含む合成スペクトルは、\textit{Chandra}X線天文台から入手できる確立されたツールを使用して作成されました。トレーニングセットの次元は、最初は主成分分析を使用して削減され、次に、ランダムフォレスト分類子を使用して基礎となるコンポーネントの数に基づいて分類されました。私たちの訓練され、テストされたアルゴリズムは、その後、ペルセウス星団の\textit{Chandra}X線観測に適用されました。私たちの結果は、機械学習手法が、熱モデル（MEKAL対APEC）に関係なく、銀河団のスペクトル内の基になる熱コンポーネントの数を効率的かつ確実に推定できることを示しています。％および使用された信号対雑音比。また、Perseusクラスターのコアには、基礎となるさまざまな熱コンポーネントが混在していることも確認しています。この方法論は\textit{Chandra}X線観測にトレーニングおよび適用されましたが、他の現在（XMM-Newton、eROSITAなど）および今後の（Athena、Lynx、XRISMなど）X線望遠鏡に容易に移植できることを強調します。コードは\url{https://github.com/XtraAstronomy/Pumpkin}で公開されています。
MOONRISE：メインのMOONS GTO銀河外調査
| Title |
MOONRISE:_The_Main_MOONS_GTO_Extragalactic_Survey |
| Authors |
R._Maiolino,_M._Cirasuolo,_J._Afonso,_F.E._Bauer,_R._Bowler,_O._Cucciati,_E._Daddi,_G._De_Lucia,_C._Evans,_H._Flores,_A._Gargiulo,_B._Garilli,_P._Jablonka,_M._Jarvis,_J.-P._Kneib,_S._Lilly,_T._Looser,_M._Magliocchetti,_Z._Man,_F._Mannucci,_S._Maurogordato,_R.J._McLure,_P._Norberg,_P._Oesch,_E._Oliva,_S._Paltani,_C._Pappalardo,_Y._Peng,_L._Pentericci,_L._Pozzetti,_A._Renzini,_M._Rodrigues,_F._Royer,_S._Serjeant,_L._Vanzi,_V._Wild,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00644 |
MOONS装置は、大規模な多重化、高感度、広い同時スペクトルカバレッジ（光学バンドから近赤外バンドまで）、広いパトロールエリア、および高いファイバー密度の卓越した組み合わせを備えています。これらの特性は、宇宙の星形成率がピークに達したときに、初めて、CosmicNoon（z〜1-2.5）の周りのSDSSのような調査を可能にする前例のない可能性を提供します。MOONSが提供する高品質のスペクトルは、局所銀河の広範な調査で観察されたのと同じ星状および星状の診断をサンプリングし、銀河のさまざまな物理的特性の進化の正確で一貫した説明を提供し、したがって銀河のさまざまなシナリオの確固たるテストを提供します形成と変換。最も重要なことは、高赤方偏移で数十万の銀河を分光学的に特定することにより、MOONS調査は原始銀河が住んでいた環境を特定することができ、そのような環境が銀河の進化にどのように影響したかを明らかにします。この記事では、科学的な目標と観測戦略の概要を提供することにより、メインの保証時間観測（GTO）MOONS銀河外調査MOONRISEに特に焦点を当てます。
歪んで進化する暗黒物質ハローのモデル
| Title |
Models_of_Distorted_and_Evolving_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
J.L._Sanders_(1,2),_E.J._Lilley_(1),_E._Vasiliev_(1,3),_N.W._Evans_(1),_D._Erkal_(4)_((1)_IoA,_Cambridge,_(2)_UCL,_(3)_LPI,_Moscow,_(4)_Surrey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00645 |
宇宙関数のズームインシミュレーションから抽出された、天の川のような暗黒物質ハローの進化を再現する基底関数展開の能力を調査します。スナップショットごとに、ハローの密度は、スナップショット間の進化を再現するために使用される補間を使用して、基底関数の展開に削減されます。ハロー密度の角度変化は球面調和関数によって記述され、放射状変化は切り捨てられたハローを処理するように適合された生物正規基底関数またはスプラインによって記述されます。高忠実度の軌道再構成は、同様の計算コストでいずれかの方法を使用して達成できます。再構築された軌道の誤差が、展開順序とスナップショット間隔によってどのように変化するかを定量化します。多くの可能な生物学的正規展開にもかかわらず、中程度の数の用語（$\gtrsim15$放射状および$\gtrsim6$角度）で従来のHernquist-Ostriker展開を打ち負かすことは困難です。開発した機械の2つのアプリケーションとして、（i）天の川衛星の軌道、および（ii）天の川および他の近隣の銀河で観測された衛星の平面に対するポテンシャルの時間依存性の影響を評価します。過去5年間の時間発展により、天の川衛星の軌道パラメーターに$\sim15$パーセントの不確実性が生じました。これは、観測誤差や現在の天の川のポテンシャルの不確実性によって引き起こされるものに匹敵します。平均して、衛星の平面は、進化する時間に依存しないポテンシャルにおいて同様の速度で成長します。プレーンが進化するハローの主軸または短軸と整列した場合、プレーンの厚さが大きくなったり小さくなったりすることがあります。
銀河の全分子ガスの追跡：[CII]とCOダークガス
| Title |
Tracing_the_total_molecular_gas_in_galaxies:_[CII]_and_the_CO-dark_gas |
| Authors |
S._C._Madden,_D._Cormier,_S._Hony,_V._Lebouteiller,_N._Abel,_M._Galametz,_I._De_Looze,_M._Chevance,_F._L._Polles,_M.-Y._Lee,_F._Galliano,_A._Lambert-Huyghe,_D._Hu,_and_L._Ramambason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00649 |
CO（1-0）遷移は銀河の全分子水素を推定するためによく使用されますが、星の形成が行われているにもかかわらず、低金属銀河で検出することは困難です。対照的に、[CII]158ミクロンのラインは比較的明るく、CO（1-0）によって追跡されないH2の潜在的に重要なリザーバーを強調していますが、C+-発光領域にあります。銀河の総H2質量（MH2）を定量化する方法を探索し、どのパラメーターがCOダークガス貯留層を制御するかを学習します。[OI]、[CI]、CO（1-0）、[CII]、総赤外光度、総MH2などの観測量の観点から、密度、放射場、および金属性の曇りグリッドを提示し、以下に基づくレシピを提供します。観測から総MH2質量推定値を導出するこれらのモデル。モデルはハーシェルドワーフ銀河調査に適用され、観測されたCO（1-0）ラインから決定されたH2と比較される各銀河の合計MH2が抽出されます。CO（1-0）によって追跡されたH2は無視できるが、[CII]158ミクロンの線はH2全体を追跡できます。全H2質量の70％から100％は、矮小銀河ではCO（1-0）によって追跡されませんが、[CII]158ミクロンの線によって十分追跡されます。COダークガスの質量分率は、観測されたL[CII]/LCO（1-0）比と相関します。[CII]明度の合計H2への変換係数と、COから合計MH2への新しい変換係数を、金属性の関数として示します。COと[CII]の観測を考慮して、銀河内のH2の総質量を定量化するためのレシピが提供されています。このCO濃いH2ガスの説明として、星を形成する矮小銀河がシュミットとケニカットの関係にあることがわかります。CO放出領域の少量のH2と比較して、全H2の[CII]メジャーを導入すると、星を形成するリザーバーがより大きくなるため、それらの星形成効率はかなり正常です。
グループとクラスターの衛星銀河におけるガスストリッピングと星形成消光の開始間の遅延の均一な測定
| Title |
A_homogeneous_measurement_of_the_delay_between_the_onsets_of_gas_stripping_and_star_formation_quenching_in_satellite_galaxies_of_groups_and_clusters |
| Authors |
Kyle_A._Oman,_Yannick_M._Bah\'e,_Julia_Healy,_Kelley_M._Hess,_Michael_J._Hudson_and_Marc_A._W._Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00667 |
N体シミュレーションからの軌道情報と星形成消光の分析モデル、および銀河の位置、赤方偏移、色のSDSS観測を組み合わせて、衛星銀河の星形成に対するグループ/クラスター環境の微分効果を推測します。ガスストリッピングの同様のモデルを使用して同様の演習を繰り返し、同じ入力カタログにALFALFA調査からのHIフラックスを補足します。統計モデルは、アジサイ宇宙流体力学シミュレーションスイートによって動機付けられ、テストされています。私たちのモデルは、衛星母集団内の銀河が剥奪され消滅する典型的な時間を回復します：大規模な（$M_{\rmvir}\sim10^{14.5}\、{\rmM}_\odot$）クラスターでの剥脱が通常発生します最初のペリセントリックパッセージまたはその直前、および低質量（$\sim10^{12.5}\、{\rmM}_\odot$）グループでは最大$\sim4\、{\rmGyr}$後。クエンチングは後で発生します：バルマー輝線は通常、クラスター（グループ）の最初の周辺から数百${\rmMyrに続いて$\sim4\、{\rmGyr}$（$6.5\、{\rmGyr}$）にフェードします。}$後、$（gr）$の色で赤くなります。これらの「遅延タイムスケール」は、調査された衛星恒星の質量範囲全体にわたって非常に一定です（$\sim10^{9.5}$-$10^{11}\、{\rmM}_\odot$）;この機能は、「グループの前処理」の扱いと密接に関連しています。私たちの測定値は、他のいくつかの研究で提唱されている「遅延してから迅速な」消光シナリオと質的に一致していますが、遅延時間が大幅に長くなっています。この明らかな不一致の原因を特定することは困難です。ただし、均質分析と入力カタログを独自に使用することにより、ホストと衛星の質量の広い間隔での消光につながる一連のイベントに対する新しい洞察が得られます。
レンズの強い銀河におけるHDとダスト放出からのガスと星の形成
| Title |
Gas_and_Star_Formation_from_HD_and_Dust_Emission_in_a_Strongly_Lensed_Galaxy |
| Authors |
Gareth_C._Jones,_Roberto_Maiolino,_Paola_Caselli,_Stefano_Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00674 |
高赤方偏移銀河の分子ガス含有量は、非常に求められている特性です。ただし、H$_2$はほとんどの環境で直接観測できないため、その質量は他の輝線（CO、[CI]、[CII]など）またはガス対ダスト比によって調べられます。これらの方法はそれぞれ、いくつかの仮定に依存しており、並行して使用するのが最適です。この作業では、ALMAで強力にレンズ化された$z=5.656$銀河SPT0346-52での重水素水素（HD）放出を観察することにより、追加の分子ガストレーサーを高赤方偏移研究に拡張します。HD（1-0）放出は検出されませんが、ガス質量に$\rmM_{H_2}<6.4\times10^{11}M_{\odot}$の上限を設定できます。これは、$\rmL'_{CO}$変換係数$\rm\alpha_{CO}<5.8$M$_{\odot}$（Kkms$^{-1の制限を見つけるために使用されます}$pc$^2$）$^{-1}$。さらに、これまでにこの光源の最も完全なスペクトルエネルギー分布（SED）を構築し、ネストされたサンプリングコードMultiNestを使用して単一温度の修正黒体に適合させ、最適なダスト質量$\rmM_{dustを生成します}=10^{8.92\pm0.02}$M$_{\odot}$、ダスト温度$78.6\pm0.5$K、ダスト放射率スペクトルインデックス$\beta=1.81\pm0.03$、星形成率$\rmSFR=3800\pm100$M$_{\odot}$年$^{-1}$。連続体フラックス密度を使用してソースの総ガス質量を推定すると、サブソーラー金属性を仮定して、$\rmM_{H_2}<2.4\times10^{11}$M$_{\odot}$が見つかります。これは、$\rm\alpha_{CO}<2.2$のCO変換係数を意味します。これは、MWのような銀河とスターバーストの標準値の間です。これらの特性は、SPT0346-52が非常に星のように爆発し、ガスに富む銀河であることを確認します。
11.2ミクロンのPAHバンドの消滅とULIRGの低いL_11.2 / L_IR
| Title |
Extinction_in_the_11.2_micron_PAH_band_and_the_low_L_11.2/L_IR_in_ULIRGs |
| Authors |
Antonio_Hernan-Caballero,_Henrik_W._W._Spoon,_Almudena_Alonso-Herrero,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Georgios_E._Magdis,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Miguel_Pereira-Santaella,_Santiago_Arribas,_Isabella_Cortzen,_Alvaro_Labiano,_Javier_Piqueras,_Dimitra_Rigopoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00676 |
銀河スペクトルにおける11.2ミクロンのPAHバンドの固有の（消滅補正）光度を回復する方法を提示します。星形成銀河の105高S/Nスピッツァー/IRSスペクトルを使用して、12.7ミクロンと11.2ミクロンのPAHバンドの同等の幅比は、光学定数に依存せず、約5％の小さな分散がほぼ一定であることを示します。固有磁束比R_int=（f_12.7/f_11.2）_int=0.377+/-0.020。逆に、観測されたフラックス比、R_obs=（f_12.7/f_11.2）_obsはケイ酸塩強度（S_sil）と強く相関し、R_obsの違いが光学的深さの変化を反映していることを確認します。R_obsとS_silの関係は、銀河中心の消滅法の予測を再現しますが、他の法には同意しません。R_obsからの11.2ミクロンのPAHに影響する全消光を較正します。これを215銀河の別のサンプルに適用し、全赤外光度（L_IR）を正確に測定して、L_11.2/L_IRに対する消光の影響を調べます。L_IRに独立してL_11.2/L_IRとR_obsの間の相関は、絶滅の増加が、高L_IRでの平均L_11.2/L_IRの既知の減少を説明していることを示唆しています。消光補正されたL_11.2は、L_IR/L_sun=10^9--10^13の範囲でL_IRに比例します。これらの結果は、L_11.2を銀河における星形成の強力なトレーサーとして統合します。
局所気泡内の温ガスと温ガスの境界を求めて
| Title |
In_Search_of_an_Interface_between_Warm_and_Hot_Gas_within_the_Local_Bubble |
| Authors |
Edward_B._Jenkins_(Princeton_University_Observatory,_Princeton,_NJ)_and_C\'ecile_Gry_(Aix_Marseille_Univ.,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00677 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙望遠鏡画像分光器（STIS）によって記録された3つの星、HD32309、41Ari、および$\eta$〜TelのUVスペクトルを調べました。これらは、ローカルホットバブルの境界内に位置しています。局所的な暖かい（$T\sim7000$K）中性媒質とより遠い熱い（$T\sim10^6）中間の界面の存在を明らかにできるSiIV、CIV、およびNVの吸収機能の検索$K）星間培地。いずれの場合も、そのようなイオンを検出できませんでした。私たちの最も意味のある上限は、HD32309へのlogN（CIV）<11.86の場合です。これは、伝導性/蒸発性界面または乱流混合層のいずれかを貫通する見通し線の期待値を下回っています。他の雲による局所的な雲の遮蔽によって引き起こされる導電層の抑制のいずれかに関してこれらの否定的な結果の理由について推測を提供します。これは、中間温度でのガスからの個別の吸収特性を感知することをより困難にする可能性があります。、またはローカル雲の表面のほとんどの場所での接線磁場の存在によって。
GAIA DR2データに基づくvdB 130クラスター恒星コンテンツの改訂。 Cyg OB1スーパーシェルへの星間絶滅
| Title |
A_revision_of_the_vdB_130_cluster_stellar_content_based_on_GAIA_DR2_Data._Interstellar_extinction_toward_the_Cyg_OB1_supershell |
| Authors |
T._G._Sitnik,_A._S._Rastorguev,_A._A._Tatarnikova,_A._M._Tatarnikov,_O._V._Egorov,_A._A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00686 |
2つの星形成領域を調べます。CygOB1関連付けを囲む拡大するスーパーシェルの壁にある彗星状分子雲の頭と尾に見られる若い埋め込みオープンクラスターvdB130とプロトクラスター近傍。GAIADR2カタログは、UCAC4カタログを使用して以前にメンバーが選択されたvdB130クラスターの恒星組成を検証するために使用されます。vdB130メンバーの新しいサンプルには、適切な動き（1マスyr$^{-1}$以内）と三角関数の視差（0.50から0.70質量の範囲）を持つ68個の星が含まれています。相対視差エラーは、オブジェクトまでの距離とともに増加し、その大きさに依存することが示されています。1.5〜2kpcの距離では、明るい星と暗い星ではそれぞれ3〜7％と20〜30％です。クラスターは〜10Myrよりも古いものではありません。ロシアの望遠鏡で行われた新しい分光観測と測光観測は、GAIADR2と組み合わされて、プロトクラスター領域の光学コンポーネントを検索します-新しいスターバースト。プロトクラスターの近くにある20個の星の分析では、適切な運動または視差のいずれの集中も明らかになりませんでした。分光学的、測光的、および三角法の推定によると、これらの星までの距離は0.4〜2.5kpcの範囲であり、法則に従って、色の過剰は距離D（kpc）とともに増加することが示されています。$E（BV）\simeq0.6\timesD$マグ。
Cosmicflows-4：〜10000タリーフィッシャー距離のカタログ
| Title |
Cosmicflows-4:_The_Catalog_of_~10000_Tully-Fisher_Distances |
| Authors |
Ehsan_Kourkchi,_R._Brent_Tully,_Sarah_Eftekharzadeh,_Jordan_Llop,_Helene_M._Courtois,_Daniel_Guinet,_Alexandra_Dupuy,_James_D._Neill,_Mark_Seibert,_Michael_Andrews,_Juana_Chuang,_Arash_Danesh,_Randy_Gonzalez,_Alexandria_Holthaus,_Amber_Mokelke,_Devin_Schoen_and_Chase_Urasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00733 |
渦巻銀河の光度と回転速度の関係を使用して、15,000km/s以内にある9792個の渦巻銀河の距離を示します。サンプルは、アレシボ望遠鏡によるALFALFAHI調査の過程で検出された銀河から抽出されたものですが、それだけではありません。HIの線幅と光度の関係は、SDSSのu、g、r、i、zバンド、およびWISEW1およびW2バンドで調整されます。二次パラメータ、特にカラーインデックスを活用することにより、異なる波長帯で測定された距離間の不一致に、これまでにない詳細を提供します。運動学、測光、傾斜のパラメータを削減したカタログを提供しています。機械学習アルゴリズムは、赤外線測光を欠くスパイラルのダスト減衰を予測するランダムフォレストテクニックに基づいて記述されます。ハッブル定数の値はH0=75.1+-0.2（統計）で決定され、潜在的な体系は最大+-3km/s/Mpcです。
重力レンズ付きガンマ線ブラザーJVAS B0218 + 357のミリ波VLBI検出とイメージング
| Title |
Millimeter-VLBI_Detection_and_Imaging_of_the_Gravitationally_Lensed_Gamma-Ray_Blazar_JVAS_B0218+357 |
| Authors |
Kazuhiro_Hada,_Kotaro_Niinuma,_Julian_Sitarek,_Cristiana_Spingola,_Ayumi_Hirano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00780 |
22、43、および86GHzでKVNおよびVERAアレイ（KaVA）を使用して、重力レンズブレーザーJVASB0218+357を観察しました。線源は最近、GeV/TeVエネルギーバンドまでのアクティブなガンマ線源として識別され、重力レンズ効果を介して相対論的ジェットを研究するためのユニークなターゲットを提供します。ここでは、86GHzまでのレンズ画像の最初の堅牢なVLBI検出とイメージングについて報告します。検出された個々のレンズ画像（AおよびB）のマススケール/パーセクスケールの形態は、以前に22および15GHzで見られたものと一致しており、ジェット方向が低周波数と同じであるコアジェットの形態を示しています。レンズ化された画像の無線スペクトルエネルギー分布は、より高い周波数で急になり、最も内側のジェット領域がシンクロトロン放射に対して光学的に薄くなることを示しています。我々の調査結果は、介在するレンズ銀河による吸収効果がミリメートル波長で無視できるようになることを確認します。これらの結果は、高周波VLBI観測がレンズ付き銀河核ジェットの固有の特性をよりよく回復するための強力なツールであることを示しており、低エネルギー放出と高エネルギー放出の間の相互作用を研究できます。
極限シンチレータの星間シンチレーション：PKS B1144-379
| Title |
Interstellar_Scintillation_of_an_Extreme_Scintillator:_PKS_B1144-379 |
| Authors |
N.M.M._Said,_S.P._Ellingsen,_H.E._Bignall,_S._Shabala,_J.N._McCallum,_C._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00812 |
タスマニア大学セドューナ大学の電波望遠鏡を使用して、6.7GHzでのBLLacオブジェクトPKSB1144-379の電波束密度の急速な変動を調査しました。この極端なシンチレータのハイケイデンスモニタリングは、2003年から2011年までの約9年間にわたって行われました。強度時系列から作成された構造関数を使用して、変動の特徴的なタイムスケールを決定しました。特徴的なタイムスケールは、毎年特定の期間中に増加することが一貫して観測されており、星間散乱スクリーンによるシンチレーションに期待される年間サイクルを示しています。各年の最適な年次サイクルモデルは、シンチレーションパターンに異方性構造があり、その散乱スクリーンの上限が〜0.84kpcの距離にあることを示唆しています。一部の年次サイクルフィットの異方性が高いことは、固有のソース構造の変化が変動のタイムスケールに影響している可能性があることを示唆しています。コアがコンパクトであることを他の証拠が示唆している特定の年の変動タイムスケールにのみ、顕著な年次サイクルが存在することがわかりました。私たちの測定から、コアの角度サイズが5.65-15.90$\mu$as（0.05-0.13pc）の間で変動することを計算しました。コアコンポーネントは、2005年と2008年に観測された全フラックス密度の2つのフレアの間、最もコンパクトであることがわかりました。PKSB1144-379のラジオフラックス密度の長期変動は、固有の発生源の変化、およびそれらが変動性タイムスケールで年間サイクルを測定する私たちの能力に影響を与えること。
SCUBA2 High Redshift Bright Quasar Survey：遠赤外線の特性と弱いラインの機能
| Title |
SCUBA2_High_Redshift_Bright_Quasar_Survey:_Far-infrared_Properties_and_Weak-line_Features |
| Authors |
Qiong_Li,_Ran_Wang,_Xiaohui_Fan,_Xue-Bing_Wu,_Linhua_Jiang,_Eduardo_Banados,_Bram_Venemans,_Yali_Shao,_Jianan_Li,_Yunhao_Zhang,_Chengpeng_Zhang,_Jeff_Wagg,_Roberto_Decarli,_Chiara_Mazzucchelli,_Alain_Omont,_and_Frank_Bertoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00877 |
$5.6<z<6.9$の54の高い赤方偏移のクエーサーのサブミリメーター連続体調査（「SCUBA2HighrEdshiftbRightquasaRsurveY」、以下SHERRY）を提示し、（0.2$-$$5）の範囲のクエーサーボロメトリック光度\times10^{14}\、L_{\odot}$、JamesClerkMaxwell望遠鏡のSubmillimetreCommon-UserBolometerArray-2（SCUBA2）を使用。約30％（16/54）のソースが1.2$\rmmJy\、beam^{-1}$（$S\rm_{\nu、850の標準的な850$\mu$mrms感度で検出されます\、\mum}=4$-5mJy、$>3.5\sigma$で）。新しいSHERRY検出は、遠赤外線（FIR）の光度が$\rm3.5\times10^{12}$から$\rm1.4\times10^{13}$$L_{\odot}$であることを示し、極端な星形成率を示唆していますクエーサーのホスト銀河の90〜1060$M_{\odot}$yr$^{-1}$。$z=$2$-$5サンプルと比較して、FIR発光クエーサー（$L_{\rmFIR}>10^{13}\、L_{\odot}$）は、$z\sim6$ではよりまれです。これらのオブジェクトの光学/近赤外（NIR）スペクトルは、光源の11％（6/54）に弱いLy$\alpha$、輝線の特徴があり、中央の活動銀河核の異なるサブフェーズに関連している可能性があることを示しています。（AGN）。私たちのSCUBA2調査は、サブミリ波検出のクエーサーが非検出のクエーサーに比べて紫外線（UV）輝線が弱い傾向があるという文献で報告されている傾向を確認しています。弱いUVクエーサー線の放出と大規模な星形成による明るいダストの連続放出の間の関係は、AGN銀河の進化の初期段階を示唆している可能性があります。弱い線の特徴や明るいFIR放射などの異常な特性があります。
H $ \ alpha $およびスタックされた$ GALEX $ UVイメージングで見られる銀河のバーの星形成の分布
| Title |
The_distribution_of_star_formation_in_galactic_bars_as_seen_with_H$\alpha$_and_stacked_$GALEX$_UV_imaging |
| Authors |
Sim\'on_D\'iaz-Garc\'ia,_Facundo_D._Moyano,_S\'ebastien_Comer\'on,_Johan_H._Knapen,_Heikki_Salo,_Alexandre_Y._K._Bouquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00962 |
S$^4$G調査から、近くの円盤銀河の棒（傾斜$<65^{\circ}$）内の星形成（SF）の空間分布を調査します。772の縞模様の銀河には、アーカイブの$GALEX$遠紫外および近紫外イメージングを使用しています。また、433の銀河の連続体を差し引いたH$\alpha$画像の集まりを組み立てます。そのうち70は、補助測光とMUSE/CALIFAIFUデータキューブから自分で生成したものです。私たちは2つのアプローチを採用しています。i）数百の銀河のUV画像を追加して作成したバー/ディスクスタックの分析。およびii）銀河のイオン化領域の形態を3つの主要なSFクラスに視覚的に分類したもの：A）核周囲のSFのみ、B）バーの端にあるがバーに沿っていないC、およびバーに沿ったSF。レンチキュラー銀河は通常、SFクラスAに属します。これはおそらく、バーによって誘発されるSF消光に関連しています。初期および中間タイプのスパイラルのSFクラスBピークの分布：これは、ガスの流れ、衝撃、および大きな棒の振幅を持つ中心に集中した銀河における強化されたシアの相互作用から生じる可能性が最も高いです。後期型銀河は主にSFクラスCに割り当てられます。これは低せん断の結果であると私たちは主張します。スパイラルのバースタックでは、シミュレーションで確認されているように、UV放射は星のバーをトレースし、リーディングサイドを支配します。初期のタイプの場合、中心部のUV放射は、強く遮断された銀河で、その弱い遮断された銀河と比較して$\sim$0.5マグマ明るくなります。これは、強いガスがディスクガスを掃引し、中心の星形バーストを引き起こす効率に関連しています。また、内側の環状銀河におけるSFの分布は、棒状銀河と非棒状銀河でほぼ同じであり、棒の中央部分のUV/H$\alpha$欠損を含みます。これは、共鳴リングの影響を示唆していますトラップガス。バー内のSFの明確な分布は、さまざまな形態タイプの銀河で報告されています（要約）。
銀河円板における放射状作用の拡散
環境。銀河円盤星の恒星の移動は、太陽近傍で観測された恒星の金属性の分散を説明するために呼び出されました。ねらい。私たちは、棒の影響下にある孤立した銀河円盤における恒星の移動の基礎となる動的メカニズムを特定しようとしています。私たちのアプローチは、動的な量の拡散を分析することです。メソッド。孤立した円盤銀河の理想化されたN$-$bodyシミュレーションで、ラジアルアクション$J_\mathrm{R}$のチリコフの拡散率（および派生タイムスケール）を調査することにより、以前の作業を拡張します。私たちは、断熱進化の体制において、棒の形成のかなり後に円板領域の進化に研究を限定します。結果。$J_\mathrm{R}$拡散タイムスケール$T_\mathrm{D}（J_\mathrm{R}）$は、銀河の質量の約半分で3Gyr未満です。恒星の棒の外側の角運動量拡散タイムスケール$T_\mathrm{D}（L_\mathrm{z}）$よりも常にずっと短いです。ディスクでは、$\langleT_\mathrm{D}（J_\mathrm{R}）\rangle\sim1$Gyr。ディスク内の共鳴と波に特徴的なすべての非軸対称の形態学的構造は、$T_\mathrm{D}（J_\mathrm{R}）<3$Gyrおよび$T_\mathrm{D}（L_\mathrm{z}）>10$Gyr。短い$T_\mathrm{D}（J_\mathrm{R}）$は、波列による断続的なILR散乱の影響下での最初の円軌道（$J_\mathrm{R}=0$）の漸進的な脱環状化によって説明できますディスク内を伝播し、OLRをはるかに超えています。これは、太陽近傍観測に匹敵する、7GyrのOLRバーを超えたディスクの穏やかな経年的加熱につながります。永続的なモードと断続的なモードが混在する複雑なマルチウェーブ構造により、複数の共振オーバーラップが可能になります。
100個の活動している小惑星銀河におけるH $ _2 $ Oメーザーの検索
ディスクメーザーを発見することを目的として、ローカルグループ外の矮小銀河における22GHzH$_2$Oメーザー放出の最初の専用調査の結果を提示します。ディスクメーザーの研究は、ブラックホールの質量の正確で正確な測定値を生み出し、矮小銀河におけるそのような測定は、BH銀河の共進化の低質量の終わりを理解するための鍵となります。GreenBankTelescopeを使用して、近くの100個（$z\lesssim0.055$）の矮小銀河（$M_*\lesssim10^{9.5}〜M_{\odot}$）を調査しました。ブラックホール。$\sim$12mJy（5$\sigma$）までの新しいメーザーは検出されませんでした。サンプルの特性を、巨大銀河における$\sim$1,850の既知の検出と非検出の特性と比較しました。以前の研究と一致して、メーザーはセイファートと非常に不明瞭な[OIII]-明るいAGNによって優先的にホストされることがわかりました。私たちのサンプルはセイファートの数が少なく、曖昧さが少なく、[OIII]かすかなものです。全体的なメーザー検出率は巨大銀河では$\sim$3％ですが、サンプルの光学特性で重み付けされた予測率は$\sim$0.6-1.7％であり、$\simを検出しない確率に相当します。20〜50％。また、以前に調査された銀河では、恒星の質量が増加すると検出率がわずかに増加することもわかりました。ただし、アクティブな矮小銀河と同じAGNプロパティの大規模な対応銀河のメーザー率の間に本質的な違いがあるかどうかを見極めるには、さらに観察が必要です。
WISSH QSOsプロジェクトIX。宇宙の正午における冷たいガス含有量と明るいQSOの環境
| Title |
The_WISSH_QSOs_project_IX._Cold_gas_content_and_environment_of_luminous_QSOs_at_Cosmic_noon |
| Authors |
M._Bischetti,_C._Feruglio,_E._Piconcelli,_F._Duras,_M._P\`erez-Torres,_R._Herrero,_G._Venturi,_S._Carniani,_G._Bruni,_I._Gavignaud,_V._Testa,_A._Bongiorno,_M._Brusa,_C._Circosta,_G._Cresci,_V._D'Odorico,_R._Maiolino,_A._Marconi,_M._Mingozzi,_C._Pappalardo,_M._Perna,_E._Traianou,_A._Travascio,_G._Vietri,_L._Zappacosta,_and_F._Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01112 |
星形成のピークエポックとブラックホール降着時のQSO光度関数の最も明るい端にある光源（z〜2-4、つまり宇宙の正午）は、巨大銀河の摂食とフィードバックのサイクルを研究するための特権的なサイトです。ホスト銀河と環境を特徴付けることにより、最も明るいQSOの冷ガス特性の最初の体系的な研究を実行します。ALIR、NOEMA、JVLAのFIR連続体、CO、[CII]輝線の観測を、z〜のWISSHサンプルからの8つのQSO（$L_{\rmBol}>3\times10^{47}$erg/s）で分析します2.4-4.7。100％の輝線の検出率と80％の連続した放出の検出率を報告し、COの放出がこれまでに観測された最も急なCOのはしごと一致することを確認します。サブmmデータは、6〜130kpcの予測距離で、WISSHQSOの約80％の（1つ以上の）明るいコンパニオン銀河が広く存在していることを示しています。キネマティクスが乱れた回転ディスクに関連する分子ガス貯留層（1.7-10kpc）のさまざまなサイズを観察します。WISSHQSOは通常、FIRに一致したz〜0-3主系列銀河よりもCO明度が低く、星形成効率が高いことを示しています。これは、観測されたSFR〜170-1100$M_\odot$/yrを前提として、分子ガスが50マイア未満の星ほとんどのターゲットは、局所的な関係よりも2桁小さい、極端な動的からブラックホールへの質量比$M_{\rmdyn}/M_{\rmBH}\sim3-10$を示しています。WISSHホスト内の分子ガスの割合は、同様の$M_*$を持つ星形成銀河よりも、約10〜100倍低くなります。WISSHQSOは、中央のSMBHとホスト銀河の両方の激しい成長段階を経ています。彼らは、巨大な銀河が集まり高密度の場所を特定し、最終的なホスト銀河の塊の形成に主要な役割を果たします。観測された低分子ガスフラクションと短い枯渇タイムスケールは、AGNフィードバックによるものである可能性が高く、すべてのターゲットでAGN駆動の高速イオン化流出が追跡されます。
光学およびUVバンドにおける$ \ gamma $線を放射する狭線セイファート1銀河の短い時間スケールの変動性
| Title |
Short_time-scale_variability_of_$\gamma$-ray-emitting_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_in_optical_and_UV_bands |
| Authors |
Filippo_D'Ammando_(INAF_-_IRA_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00630 |
2019年4月までに利用可能な{\emNeilGehrelsSwiftObservatory}衛星に搭載された紫外線および光学望遠鏡（UVOT）によって行われたすべての光学および紫外線（UV）観測の単一露光の最初の系統的分析を6つの$\gammaで報告します。$線を放射する狭線セイファート1銀河（NLSy1）。1H0323+342、SBS0846+513、PMNJ0948+0022、およびPKS2004-447の1H0323+342、PKS2004-447では、合計34のイベントについて、時間変動で急速な変動が大幅に検出されています。特に、PKS2004-447の光学式、および1H0323+342とPMNJ0948+0022のUVでの短い時間スケール（3-6ks）での有意な変動の最初の検出を報告します。1H0323+342、SBS0846+513、PMNJ0948+0022、およびPKS2004-447（ドップラー係数デルタ=10と想定）で観測された最短変動時間スケールは、9.7$から$までの放出領域のサイズに下限を与えます\times$10$^{14}$（SBS0846+513の場合）と1.6$\times$10$^{15}$cm（1H0323+342の場合）は、これらのイベント中の光学放射とUV放射がジェット内のコンパクトな領域で生成されます。これらの観測は、ブレーザーと同様に、これらの線源における相対論的にビーム化されたシンクロトロン放射についての明白な証拠を提供します。2009年6月23日にPMNJ0948+0022で顕著な変動が観察され、$\sim$1.1から0.4等への増加がv\w2フィルターから$\sim$1.6時間で増加し、同等の時間で初期レベルで減少しました。これと他のイベントで低周波数で観測されたフラックスフラックスのより高い変化は、シンクロトロン放射が、より高い周波数での降着円盤からの熱放射により汚染されていることを示唆しています。
降着X線パルサーの分極。 I.新しいモデル
高エネルギー天文学で新しいウィンドウが開かれています：X線偏光測定。多くのミッションが現在開発中であり、早くも2021年に打ち上げられる予定ですが、X線パルサーの降着によるX線偏光の観測が間もなく利用可能になります。偏光は放出領域の形状に特に敏感であるため、現在の分光学的およびタイミング観測に一致し、予測を行うことができる健全な理論モデルがある場合、次の偏光計はこれらのオブジェクトの放出メカニズムに新しい光を当てます放出の偏光パラメータ。ここでは、降着柱のシナリオで降着X線パルサーの偏光放射の新しいモデルを紹介します。降着領域の巨視的な構造とダイナミクス、および相対論的観測を含む観測者に向かう放射線の伝播が初めて考慮されます。ビーム、重力レンズ、量子電気力学。この論文では、モデルのすべての詳細を提示しますが、関連論文では、モデルを適用して明るいX線パルサーHerculesX-1の偏光パラメーターを予測します。
降着型X線パルサーの偏光放射に新しいモデルを採用して、発光X線パルサーHerculesX-1からの放射を説明します。以前の研究とは対照的に、私たちのモデルは、スペクトル形成とは無関係に分極パラメーターを予測し、降着柱の構造とダイナミクス、および一般相対論と量子電気力学による伝搬への追加の影響を考慮します。私たちのモデルは、観測されたパルス率とメインピークのパルス形状、および位相のあるサイクロトロンラインの変調を記述できることがわかります。1つの降着柱または磁極に2つの柱があると仮定して、パルス形状とサイクロトロン変調の位相の現在の観測を表すことができる2つのジオメトリを選択します。どちらのモデルも$1-10$keVの範囲で60〜80\％の高い偏光率を予測します。これは位相とエネルギーに依存し、強度と同じ位相でピークになります。偏光率と偏光角の位相およびエネルギー依存性は、異なる形状間の識別に役立ちます。
ジェットの物理学とバイナリパラメータを理解するための強力なツールとしてのジェットの食とX線バイナリのディスク
| Title |
Eclipses_of_jets_and_discs_of_X-ray_binaries_as_a_powerful_tool_for_understanding_jet_physics_and_binary_parameters |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone_(Texas_Tech_University),_Jakob_van_den_Eijnden,_Thomas_D._Russell,_Nathalie_Degenaar_(University_of_Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00639 |
ドナースターによる日食からのX線バイナリジェットのスペクトルエネルギー分布と光度曲線に対する予想される影響を計算します。ジェットは、すべての傾斜角度で日食となり、日食が発生するジェットに沿った高さだけが軌道パラメータによって設定されます。通常、日食は、周期的な変調により、波長が数分の1の範囲でジェット放出を5〜10％減少させます。傾斜角が大きく、質量比が比較的均一で、ジェット速度が適度な理想的なシステムでは、日食はより深くなる可能性があります。Eclipseを使用してバイナリシステムのパラメーターを測定する方法と、ジェットの底面の高さを説明します。また、将来の施設を必要とする可能性が高いデータセットを使用して、コンパクトな円錐形のフラットスペクトルジェットの標準レシピからの偏差を確立し、その入力と出力の継続時間を決定することにより、ジェット物理モデルのより詳細なテストを行う方法についても説明します日食とジェットの横方向のサイズの測定。さまざまなクラスのシステムに対する期待値の代表的な計算を提供し、この効果を無線帯域で示すための最も有望なターゲットは、より長い期間の「アトール」クラスの中性子星X線バイナリーであり、光学および赤外線帯域では、最良の候補は、最も最先端のブラックホールX線バイナリである可能性があります。また、内部ジェットを遮る外部降着円盤の影響についても説明します。
| Title |
SM_antideuteron_background_to_indirect_dark_matter_signals_in_galactic_cosmic_rays |
| Authors |
Diego_Mauricio_Gomez_Coral_and_Arturo_Menchaca-Rocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00747 |
広範囲のエネルギーにわたって公開された実験データを再現するように調整された合体アフターバーナーを備えたEPOS-LHCを使用して推定された反重陽子生成断面積は、既存の陽子、ヘリウムフラックスと比較して検証された銀河の伝播コードGALPROPへの入力としてここで使用されましたホウ素対炭素比のデータとして。太陽変調を含む、結果として得られる地球に近い反重陽子フラックスは、以前の推定値と比較されます。反重陽子フラックスの2つの増分の全体的な因子が予測され、その原因も説明されています。ただし、この重陽子バックグラウンドの標準モデルソースは、AMS-02と予想されるGAPS、感度、およびいくつかの暗黒物質モデルによって予測されるフラックスよりもかなり下にあります。
アイ波長の等価原理を多波長偏光天体物理学ソースで制約する
| Title |
Constraining_Einstein's_Equivalence_Principle_With_Multi-Wavelength_Polarized_astrophysical_Sources |
| Authors |
Shuang-Xi_Yi,_Yuan-Chuan_Zou,_Jun-Jie_Wei_and_Qi-Qi_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00754 |
天体物理学的オブジェクトからの円偏光が異なる光子間の観測された時間遅延は、アインシュタイン等価原理（EEP）をテストする新しい興味深い方法を提供します。このホワイトペーパーでは、Shapiro時間遅延とファラデー回転効果の両方を考慮することで、EEPを制約します。私たちは、EEP精度のテストに適した天文学的な光源を引き続き検索し、3つの異なる無線帯域（20、8.6、および4.8GHz）で多波長偏波角を持つ60個の銀河系外の電波源と、私たちのミルキー内で最も明るい29個の星を取得します5つの光学バンド（$UBVRI$）のマルチカラー線形偏光データを持つウェイギャラクシー。Metropolis-HastingsMarkovChainを適用して、適合パラメーターをシミュレーションします。最終結果は、パラメーター化されたポストニュートンパラメーター$\gamma$の不一致（$\Delta\gamma_{p}$）の値が$10^{-26}-10^{-23の範囲内に制限されていることを示しています}$は60個の電波源に対応し、29個の光偏波星は$10^{-23}-10^{-20}$の範囲です。ガンマ線帯域での単一偏光測定に基づく以前のEEPテストと比較して、我々の結果は、光学および無線帯域で一般に多波長偏光観測を備えた数十近くの天体物理学ソースが利用できるという非常に優れた優位性を持っています。これにより、これらのソースがEEPでより堅牢な境界を提供できるようになります。提示された方法は簡単ですが、偏波回転に影響を与える他のより複雑な天体物理学的影響はほとんど考慮されないため、EEPに対する結果の制約は上限として解釈されるべきです。
高速無線バーストの磁気イオン環境について
ファラデー回転の測定値と分散の測定値の組み合わせを使用して、電波源の磁気イオン環境を推測できます。ホスト銀河の視線$\langleB_{\parallel}\rangle$に沿った推定平均磁場強度を導出し、それらを銀河パルサーおよびマグネターのそれらと比較することにより、FRBの磁気イオン環境を調査します。RM測定のFRBの場合、平均$\langleB_{\parallel}\rangle$は$1.77^{+9.01}_{-1.48}\、\rm\muG$および$1.74^{+14.82}であることがわかります_{-1.55}\、\rm\muG$は2つの異なる方法を使用しますが、わずかに大きくなりますが、銀河パルサーの分布と矛盾しません。$1.00^{+1.51}_{-0.60}\、\rm\muG$。$\langleB_{\parallel}\rangle$を推定した銀河のマグネターは6つだけです。銀河中心に近接しているため異常に高い値を持つPSRJ1745--2900を除くと、他の3つのソースの平均値は$1.70\、\rm\muG$であり、$\langleB_と統計的に一致しています。銀河パルサーとFRBの両方の{\parallel}\rangle$分布。年代または表面磁場強度の関数としてのマグネター$\langleB_{\parallel}\rangle$の進化の明らかな傾向はありません。銀河中心に近い銀河パルサーとマグネターは、他のパルサー/マグネターよりも$\langleB_{\parallel}\rangle$の値が比較的大きくなっています。マグネターモデルと超大質量ブラックホールを呼び出すモデルのコンテキスト内のFRB121102の磁気イオン環境、および一般的なFRBの起源に対するこれらの結果の影響について説明します。
宇宙線のエネルギースペクトルと組成を測定し、高エネルギーでのハドロン相互作用の特性を決定するための自己矛盾のないアプローチ
| Title |
Self-consistent_approach_for_measuring_the_energy_spectra_and_composition_of_cosmic_rays_and_determining_the_properties_of_hadronic_interactions_at_high_energy |
| Authors |
Andrea_Addazi,_Andy_Buckley,_Jose_Bellido,_Zhen_Cao,_Ruben_Concei\c{c}\~ao,_Lorenzo_Cazon,_Armando_di_Matteo,_Bruce_Dawson,_Kasumasa_Kawata,_Paolo_Lipari,_Analiza_Mariazzi,_Marco_Muzio,_Shoichi_Ogio,_Sergey_Ostapchenko,_M\'ario_Pimenta,_Tanguy_Pierog,_Andres_Romero-Wolf,_Felix_Riehn,_David_Schmidt,_Eva_Santos,_Frank_Schroeder,_Karen_Caballero-Mora,_Pat_Scott,_Takashi_Sako,_Carlos_Todero_Peixoto,_Ralf_Ulrich,_Darko_Veberic,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00851 |
エネルギースペースレイと大気の相互作用によって生成されるエアシャワーは、人造粒子加速器を超えたエネルギーで粒子物理学を研究するための優れた代替手段です。そのためには、まず一次宇宙線の質量組成（とそのエネルギー）を特定する必要があります。既存の高エネルギー相互作用モデルのいずれも、エネルギーおよび天頂角位相空間全体にわたってすべてのエアシャワー観測をコヒーレントに再現できませんでした。これは、宇宙線質量組成のすべての可能な組み合わせを試したにもかかわらずです。この提案は、高エネルギー粒子の相互作用を研究し、宇宙線のエネルギースペクトルと質量組成を特定するための自己矛盾のない戦略の概要を示しています。この戦略には、さまざまな粒子加速器と宇宙物理学実験の参加が含まれます。これは、高エネルギー相互作用モデルを調査するために、宇宙線エネルギー範囲全体とシャワー観測量のより大きな位相空間をカバーするために重要です。
AO 0235 + 164の変動現象に関する包括的な研究
ブレザーの変動メカニズムは、長年の未解決の問題です。偏光観測により、モデルを制約するための詳細な情報を得ることができます。この作業では、AO0235+164の長期多波長データを収集し、ローカル相互相関関数（LCCF）を使用してそれらの間の相関分析を行います。$\gamma$-rayと光学{\itV}バンドの光度曲線の両方が、3$\sigma$の有意水準を超えたところでラジオ光度曲線と相関していることがわかりました。$\gamma$線の放出領域と光はエラー内で一致し、15GHzのコア領域の上流の{$6.6_{-1.7}^{+0.6}$}pcにあります。ライン領域（BLR）。カラーインデックスは、低フラックス状態で明るい（RWB）トレンドの場合は赤くなりますが、高フラックス状態で明るい（BWB）トレンドの場合は青くなります。一方、$\gamma$-rayスペクトルインデックスは、明るい（SWB）傾向のとき、常によりソフトに表示されます。このような複雑な変動傾向は、2つの一定の成分を持つジェット成分の増加によって説明できると提案します。{光学}PDフレアと{光学}フラックスフレアは同期していません。1つの磁束ピークが2つのPDピークに挟まれているようです。これらのピークは$qu$平面で逆回転の軌跡を持っています。ヘリカルジェットモデルは、これらの偏光の特性を微調整されたパラメーターで概略的に表示できます。視野角の変化は、これらすべての変化を導く主要な変数であることが示唆されていますが、ジェットモデルやハドロンモデルの衝撃のような他の可能性は完全に排除されていません。
数百GVでのAMS-02核スペクトルの硬化の起源
多くの実験で数百GVの宇宙線（CR）核スペクトルのスペクトル硬化が確認されており、3つの異なる発生源が提案されています。この研究では、AMS-02核スペクトルのそれぞれに適合するために、ブレイクパワー法則が採用されています。フィッティングの結果は、異なる核種間の複雑な関係を示しています。これは、一次線源の注入と伝播のシナリオでは自然には再現できませんでした。ただし、自然で単純な仮定では、さまざまな種類のソースを重ね合わせると、フィッティングの結果をうまく説明できます。将来の単一の実験からのCR核スペクトルは、クロスチェックを実行し、さまざまな種類の線源の特性を明らかにする機会を私たちに提供します。
GW190814：アップダウンクォークスターの状況証拠
現象論的にクォークの閉じ込めと漸近的自由、ならびに高いバリオン密度でのカイラル対称性の回復とクォークの閉じ込めを考慮する閉じ込めクォーク物質モデル内では、アップダウンクォーク物質（$ud$QM）が核物質と奇妙なクォーク物質（SQM）、$ud$QMの静的クォーク星の最大質量は$2.77M_{\odot}$であり、重力波信号GW170817と質量半径からの星の潮汐変形性に対する制約の両方と一致しています。NICERによって同時に測定されたPSRJ0030+045の。対照的に、SQMを使用する従来の奇妙なクォークスターの最大静的質量はわずか2.05M_{\odot}$であり、その半径はNICERの制約から大きく外れています。したがって、我々の結果は、最近報告されたGW190814の質量が$2.59^{+0.08}_{-0.09}M_\odot$の二次成分がアップダウンクォークスターである可能性があることを示唆する状況証拠を提供します。
SNの開始から本格的なSNRまでの3Dモデリング：物質の混合における初期の噴出物異方性の役割
| Title |
3D_modeling_from_the_onset_of_the_SN_to_the_full-fledged_SNR:_Role_of_an_initial_ejecta_anisotropy_on_matter_mixing |
| Authors |
Antonio_Tutone,_Salvatore_Orlando,_Marco_Miceli,_Sabina_Ustamujic,_Masaomi_Ono,_Shigehiro_Nagataki,_Gilles_Ferrand,_Emanuele_Greco,_Giovanni_Peres,_Donald_C._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01157 |
この研究の目的は、噴出物における爆発後の異方性が後の残骸の構造と化学的性質にどのように影響するかを調査することにより、CCSNeと残骸のギャップを埋めることです。SNイベントの直後から始まり、星周媒質（恒星前駆体の風からなる）でのシステムの進化に続いて、3次元の磁気流体力学シミュレーションを5000年間実行し、SNRの物理シナリオを取得しました。ここでは、19.8M_sunの始祖の赤い超巨星のケースに分析を集中させました。また、SNの爆発後の大規模異方性が、進化の最初の5000年の間に、噴出物分布と残骸中の重元素の物質混合にどのように影響するかを調査しました。大規模な異方性のない球対称のSN爆発の場合、残骸は、SNイベントの直後に、イジェクタの元のタマネギのような層状化の記憶をほぼ保持します。それにもかかわらず、リバースショックがイジェクタに当たると、要素の分布は、リバースショックとの相互作用による最外のイジェクタレイヤの速度低下のため、同種の膨張から逸脱します。SNの後に開発された大規模な異方性の場合、エジェクタの化学層別化は強く変更でき、元のタマネギのような層状化は維持されないことがわかりました。異方性は、例えばOシェルの外にあるFe/Siに富む噴出物につながる噴出物層の空間反転を引き起こし、残りの輪郭を突き出るかもしれないFe/Siに富む噴流のような特徴の形成を決定するかもしれません。物質混合のレベルとジェットのような機能の特性は、異方性の初期の物理的特性（密度と速度）と幾何学的な（サイズと位置）初期特性に敏感です。
150 Msunバイナリブラックホール合併GW190521の特性と天体物理学的意味
| Title |
Properties_and_astrophysical_implications_of_the_150_Msun_binary_black_hole_merger_GW190521 |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_A._Aich,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_S._Akcay,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_P._Bacon,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_J._Baird,_F._Baldaccini,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1194_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01190 |
重力波信号GW190521は、異常に高い成分質量、$85^{+21}_、{14}\、M_{\odot}$および$66^{+17}を伴う赤方偏移0.8のバイナリブラックホールマージソースと一致しています。_{-18}\、M_{\odot}$、以前に報告されたイベントと比較して、スピン誘起軌道歳差の穏やかな証拠を示しています。主なものは、（脈動）対不安定性超新星理論によって予測された質量ギャップにあり、およそ$65-120\、M_{\odot}$です。GW190521のブラックホールの少なくとも1つがその範囲内にある確率は99.0％です。合併の最終的な質量$（142^{+28}_{-16}\、M_{\odot}）$は、中間質量のブラックホールとして分類します。準円形のバイナリーブラックホール合体の仮定の下で、GW190521のソースバイナリーと、コンポーネントの質量やスピンベクトルを含む、マージ後の残骸の物理特性を詳しく説明します。3つの異なる波形モデル、および一般相対性理論の数値解との直接比較により、これらの特性の一貫した推定値が得られます。合体の統合リングダウン段階を対象とした強磁場一般相対性理論のテストは、観測された信号と理論的予測との一貫性を示しています。類似システムの合併率は$0.13^{+0.30}_{-0.11}\、{\rmGpc}^{-3}\、\rm{yr}^{-1}$と推定されます。恒星の崩壊、およびさまざまなチャネルを介したペア不安定性質量ギャップにおけるブラックホールの可能な形成のためのGW190521の天体物理学的意味について議論します：（複数の）恒星合体、または星団の低質量ブラックホールの階層的統合またはアクティブな銀河核。GW190521が低質量のブラックホールバイナリマージャーのレンズ効果の強い信号である可能性は低いと考えられます。また、高度に偏心したブラックホールバイナリや原始的なブラックホールバイナリなど、GW190521のよりエキゾチックなソースについても説明します。
高速無線バーストソースからの非常に帯域制限された繰り返し
| Title |
Extremely_band-limited_repetition_from_a_fast_radio_burst_source |
| Authors |
Pravir_Kumar,_Ryan_M._Shannon,_Chris_Flynn,_Stefan_Os{\l}owski,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Wael_Farah,_Jane_F._Kaczmarek,_Matthew_Kerr,_Chris_Phillips,_Danny_C._Price,_Hao_Qiu,_Nithyanandan_Thyagarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01214 |
高速無線バースト（FRB）の人口は、観測上、繰り返されることが確認されたソースと繰り返されないソースに分けられます。繰り返しのソースからのバーストは、繰り返しのないバーストとは異なる特性を持っているという暫定的な証拠があります。繰り返し発生源の発生率を決定し、繰り返し放出の性質を特徴付けるために、私たちは、64mParkes電波望遠鏡を備えたオーストラリア正方形平方キロメートル配列パスファインダー（ASKAP）で検出されたバーストからの繰り返しの敏感な検索を、最近委託された超広帯域低（UWL）レシーバーシステム、帯域幅は0.7$-$4.0GHzです。FRB20190711Aのソースからのリピートバーストの検出を報告します。検出されたバーストの幅は1msで、帯域幅はわずか65MHzです。3.3GHzUWL帯域の残りの部分での放射の証拠は見つかりません。ASKAPおよびUWLバーストの放出帯域幅は、伝播効果と一致する$\nu^{-4}$スケーリングを示しますが、スペクトル占有率は回折シンチレーションと一致しません。この検出は、FRB20190711Aソースからの広帯域放出を予測するモデルを除外し、放出メカニズムに厳しい制約を課します。スペクトル占有率が低いことは、FRBの検出におけるサブバンド検索法の重要性を際立たせています。
MOONS：VLTの新しいマルチオブジェクトスペクトログラフ
MOONSは、ESOの超大型望遠鏡（VLT）向けに現在建設中の新しい多物体光学および近赤外分光器です。この注目すべき装置は、初めて、8m望遠鏡の収集能力、1000ファイバーと個別のロボットポジショナー、および0.64〜1.8ミクロンの波長範囲にわたる低解像度と高解像度の同時スペクトルカバレッジを組み合わせたものです。この施設は、銀河系、銀河系外、宇宙論の幅広い研究に対応できる、世界をリードする強力な機器を天文学コミュニティに提供します。現在、建設は本格的に進んでおり、この概要記事では、科学目標の一部とMOONS機器の技術的説明を紹介しています。MOONS調査の詳細については、このメッセンジャー問題の他の専用記事に記載されています。
火星での過去と現在の生命を探すための化学的ガイダンス
NASAは"Aha！"を生成する目的で、火星へのミッションを設計する必要があります。生命の分子的起源を熟考している科学者に衝撃を与える発見。これらのミッションは、地球上で前生物的にRNAを生成する可能性のある特権的な化学と、一般的にダーウィン分子の構造を制約する普遍的な化学原理を理解して設計する必要があります。
EURONEAR VIMP DECamデータマイニングプロジェクトによって排除された数十の仮想インパクター軌道
| Title |
Dozens_of_virtual_impactor_orbits_eliminated_by_the_EURONEAR_VIMP_DECam_data_mining_project |
| Authors |
O._Vaduvescu,_L._Curelaru,_M._Popescu,_B._Danila,_and_D._Ciobanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00807 |
大規模なエテンデュ施設で観測された画像アーカイブの大規模なデータマイニングは、あまり知られていない仮想インパクター小惑星（VI）の軌道を改善する絶好の機会です。現在、1000を超えるVIが知られています。それらのほとんどは観測されたアークが非常に短く、発見後すぐに非常に失神したため、多くは失われたと考えられています。既存の画像アーカイブをデータマイニングすることにより、VIの軌道を改善し、そのステータスを排除することを目指しています。EuropeanNearEarthAsteroidsResearch（EURONEAR）プロジェクト内で、Mega-Precovery（VIMP）ソフトウェアを使用してVirtualImpactor検索を開発しました。非常に効果的な（高速かつ正確な）アルゴリズムを備えており、後続のガイド付き人間による検索のために候補ペアの出現を予測します。単純な幾何モデルを考慮して、VIMPアルゴリズムは、任意のVIの位置の不確実性と任意の画像アーカイブの境界の空の投影の間の空間と時間のあらゆる可能な交差を検索します。VIMPを適用して、2012年9月12日から2019年7月11日の間に観測された451914のブランコ/DECam画像のデータをマイニングし、1286の候補画像に該当する可能性のある212個のVIを特定しました。候補画像を注意深く検索した後、183個のDECam画像から54個のVIを回復して測定しました。両方のリストから約4000の衝突軌道が削除され、少なくとも1つのリストから27のVIが削除され、両方のリストから14のオブジェクトが削除されました。最も弱い検出はおよそV〜24.0でしたが、大多数は21<V<23の間にあります。最小軌道交差距離は、67％の検出では一定のままで、8つのオブジェクトで増加し、10つのオブジェクトで減少します。ほとんどの除去されたVIは、5日未満の短い初期アークを持ちました。2018DBのローテーション期間に関して、予想外の測光的発見がいくつか浮上しています。これは、より長い追跡VIの綿密な検査と、追跡に沿ったそれらのフラックスの測定に基づいています。
CubeSat軟X線偏光計PolarLightの軌道上運用と性能
| Title |
In-orbit_Operation_and_Performance_of_the_CubeSat_Soft_X-ray_Polarimeter_PolarLight |
| Authors |
Hong_Li,_Xiangyun_Long,_Hua_Feng,_Qiong_Wu,_Jiahui_Huang,_Weichun_Jiang,_Massimo_Minuti,_Dongxin_Yang,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00933 |
PolarLightは、CubeSatに搭載されたコンパクトな軟X線偏光計で、2018年10月29日に低地球軌道に打ち上げられました。2019年3月、PolarLightは完全に稼働し、それ以来、カニ星雲、ScoXで定期的に観測されています-1、背景領域が実施されています。ここでは、軌道上でのPolarLightの操作、キャリブレーション、およびパフォーマンスを報告します。これらに基づいて、宇宙天文学のために低コストの共有CubeSatを実行する方法と、技術実証、科学観測、学生のトレーニングのためにCubeSatが現代の宇宙天文学でどのように役割を果たすことができるかについて説明します。
節約的な点広がり関数モデルを使用した大気および機器の欠陥の同時推定最先端の世界規模の適応光学支援機器を使用したオンスカイ検証
| Title |
Joint_estimation_of_atmospheric_and_instrumental_defects_using_a_parsimonious_point_spread_function_model.On-sky_validation_using_state_of_the_art_worldwide_adaptive-optics_assisted_instruments |
| Authors |
Olivier_Beltramo-Martin,_Romain_F\'etick,_Benoit_Neichel_and_Thierry_Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00994 |
光学的点像分布関数（PSF）のモデル化は、その複雑な形状と空間的変動のために、適応光学（AO）を利用した観測では特に困難です。私たちは、（i）画像化されたPSFの大規模なサンプルとの比較から、最近の分析モデルの精度を徹底的に実証し、（ii）モデルが最適である条件を評価し、（iii）このフレームワークの強度を解き放ち、大気パラメータ、AO性能、静的収差の同時推定。7つのAOシステムから取得した4812個の空のPSFを収集し、同じフィッティングアルゴリズムを使用して、さまざまなAOPSFでモデルをテストし、モデル出力からAOパフォーマンスを診断しました。最後に、このフレームワークが、SPHERE装置でのいわゆる低風の影響と、KeckII望遠鏡でのピストンのコフェージングエラーの特性をどのようにして可能にするかを強調します。4812PSFを超えると、モデルはストレール比（SR）と半値全幅（FWHM）の両方でエラーの4％に達します。特に、モデルパラメーターの1つであるFriedパラメーターの推定は、既知の観測統計と一致し、MUSE装置（$\lambda^{6/5}$）とフィールド（変動なし）標準偏差0.4cmのGSAOI画像から。最後に、LWEによって導入されたディファレンシャルピストン、チップ、およびチルトモードの組み合わせを、ZELDA測定と比較して取得できることを示します。また、KeckII望遠鏡からのセグメントピストンエラー、特に既に明らかにされている階段モードを取得できます。以前の研究から。このモデルは、4％エラーのレベルですべてのタイプのAOPSFに一致し、AO診断、後処理、および波面センシングの目的に使用できます。
極めて正確な放射速度に向けて：II。多変量ガウス過程を使用して恒星活動をモデル化するためのツール
| Title |
Towards_Extremely_Precise_Radial_Velocities:_II._A_Tool_For_Using_Multivariate_Gaussian_Processes_to_Model_Stellar_Activity |
| Authors |
Christian_Gilbertson,_Eric_B._Ford,_David_E._Jones,_David_C._Stenning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01085 |
放射速度法は、太陽系外惑星の発見と特性評価のための最も成功した手法の1つです。最新の分光器は、理想的なターゲットスターに対して〜0.2〜0.5m/sの測定精度を約束します。ただし、恒星スペクトルの固有の変動性は、これらのレベルで真の惑星信号を模倣して不明瞭にする可能性があります。Rajpauletal。（2015）およびJonesetal。（2017）は、物理的動機付けの多変量ガウス過程（GP）を適用して、見かけのドップラーシフトと恒星活動の複数の指標を時間の関数として共同でモデル化し、惑星の信号をさまざまな形態の恒星変動から分離することを提案しました。これらの方法は有望ですが、必要な計算を実行することは、計算集約的で代数的に面倒です。この作業では、単変量GPとその導関数の線形結合を使用して多変量時系列をモデル化するための柔軟で計算効率の高いソフトウェアパッケージGPLinearOdeMaker.jlを示します。このパッケージにより、ユーザーはさまざまな多変量GPモデルとさまざまな共分散カーネル関数を簡単かつ効率的に適用できます。Jonesらを適用してGPLinearOdeMaker.jlを示します。（2017）多くの進化するスタースポットの影響を受けるシミュレートされたアクティブな太陽スペクトル時系列から導出された見かけのドップラーシフトとアクティビティインジケーターの測定値に適合するモデル。GPLinearOdeMaker.jlを使用して、GPカーネルのさまざまな選択の効果を簡単に調査できることを示します。ローカルカーネルは、広く使用されている準周期的カーネルと比較して、ドップラー惑星検索の感度と精度を大幅に向上できることがわかりました。
地球からの偏波宇宙マイクロ波背景の観測：LSPE / STRIP装置のスキャン戦略と偏光計テスト
| Title |
Observing_the_polarized_cosmic_microwave_background_from_the_Earth:_scanning_strategy_and_polarimeters_test_for_the_LSPE/STRIP_instrument |
| Authors |
Federico_Incardona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01100 |
CMB偏光パターンの大きな角度スケールでBモード偏光異方性を検出することは、インフレーションパラダイムを支持する重要な証拠を与え、非常に早い段階の物理学に光を当てるので、現代の観測宇宙論における主要な課題の1つです。宇宙。私たちの銀河の放射プロセスによって生じた拡散偏光前景からの非常に弱いCMB信号のもつれを解くには、多周波観測が必要です。「大規模偏波エクスプローラー」（LSPE）は、テンソルモードとスカラーモードの振幅間の比率を制限し、天の川の偏波放出を研究することを目的とした実験です。LSPEは2つの機器で構成されています。SWIPE（140、210、240GHzで動作する成層圏バルーンで、2021年の極夜に北半球で2週間飛行します）と、STRIP（地上望遠鏡で撮影を開始）43GHzと95GHzで空を観測しているテネリフェ島の「ObservatoriodelTeide」からの2021年初頭のデータ。私の論文では、2017年9月から2018年7月まで「Universit\`adegliStudidiMilanoBicocca」で行われたSTRIP検出器のユニットレベルテストキャンペーンの結果を示し、開発したコードとSTRIPスキャン戦略を研究するために行ったシミュレーション。ユニットレベルテストでは、中心周波数、帯域幅、ノイズ温度、ホワイトノイズレベル、スロープ、およびニー周波数の点で最高のパフォーマンスを持つ55を選択するために、68偏光計で800以上のテストが実行されました。STRIPスキャンストラテジーは、一定の仰角で方位軸を中心に望遠鏡を回転させ、SWIPEカバレッジをオーバーラップさせて、1スカイピクセルあたり1.6{\mu}K（平均）の感度を維持しながら1{\deg}にすることに基づいています。個々の線源は、校正と研究の両方の目的で定期的に観察されます。
| Title |
Applications_of_Machine_Learning_Algorithms_In_Processing_Terahertz_Spectroscopic_Data |
| Authors |
Young_Min_Seo,_Paul_F._Goldsmith,_Volker_Tolls,_Russell_Shipman,_Craig_Kulesa,_William_Peters,_Christopher_Walker,_Gary_Melnick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01203 |
データ削減ソフトウェアと、成層圏テラヘルツ天文台2（STO2）のレベル1およびレベル2製品の分布を示します。気球搭載テラヘルツ望遠鏡であるSTO2は、星形成領域と銀河面を調査し、約300,000のスペクトルを生成しました。データは、通常、単一皿の電波望遠鏡によって生成されるスペクトルとほぼ同じです。ただし、データの一部には、急速に変化するフリンジ/ベースライン機能とドリフトノイズが含まれており、従来のデータ削減ソフトウェアを使用して適切に補正することはできませんでした。STO2ミッションの科学データ全体を処理するために、適切なオフソーススペクトルを見つける新しい方法を採用して、大振幅のフリンジと非対称最小二乗（ALS）、独立成分分析（ICA）、密度などの新しいアルゴリズムを削減しましたベースのアプリケーションとノイズのあるクラスタリング（DBSCAN）。STO2データ削減ソフトウェアは、フリンジの振幅を数百から10Kに効率的に削減し、振幅のベースラインを数Kまで下げました。レベル1製品は通常、[CII]スペクトルで数Kのノイズを持ち、〜1[NII]スペクトルのK。再グリッド化アルゴリズムを使用して、星形成領域のスペクトルマップと、ベッセルガウスカーネルを採用したアルゴリズムを使用した銀河面調査を行いました。レベル1および2の製品は、STO2データサーバーとDataVerseを通じて天文学コミュニティで利用できます。このソフトウェアは、Githubを通じて一般にも公開されています。詳細なアドレスは、データ配布に関するペーパーのセクション4に記載されています。
OAUNIで2016年と2017年のキャンペーンの測定結果を見る
| Title |
Seeing_measurements_at_OAUNI_on_2016_and_2017_campaigns |
| Authors |
A._Pereyra_(1,2),_J._Tello_(2)_and_M._Zevallos_(2)_((1)_Geophysical_Institute_of_Peru,_Astronomy_Area,_Peru,_(2)_Faculty_of_Science,_National_University_of_Enginnering,_Peru) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01223 |
VおよびRブロードバンドフィルターを使用して2016年および2017年のキャンペーンで収集されたOAUNIサイトでの測定結果を示します。表示を定量化するために、超新星プログラムの観測ウィンドウ中に、測光シーケンスの恒星プロファイルからの全幅の半分の最大値を使用しました。典型的な中央値1.8秒は2016年に、最悪の値は2.0秒の2017年に見られました。最後の値は、おそらく2017年の極端な気候現象に関連する異常な状態の影響を受けました。毎月の第1四分位分析は、1.5秒間のレベルで最良の視界条件を達成できることを示しています。一般的に、私たちの結果は、OAUNIサイトの妥当な空の質を示しています。
Gaia-ESO調査：リチウムエイジの関係と散開星団および関連の校正。 I.クラスタの年齢範囲と最初のメンバー選択
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Calibrating_the_lithium-age_relation_with_open_clusters_and_associations._I._Cluster_age_range_and_initial_membership_selections |
| Authors |
M.L._Guti\'errez_Albarr\'an,_D._Montes,_M._G\'omez_Garrido,_H.M._Tabernero,_J.I._G\'onzalez_Hern\'andez,_E._Marfil,_A._Frasca,_A._C._Lanzafame,_A._Klutsch,_E._Franciosini,_S._Randich,_R._Smiljanic,_A._J._Korn,_G._Gilmore,_E.J._Alfaro,_M._Baratella,_A._Bayo,_T._Bensby,_R._Bonito,_G._Carraro,_E._Delgado_Mena,_S._Feltzing,_A._Gonneau,_U._Heiter,_A._Hourihane,_F._Jim\'enez_Esteban,_P._Jofre,_T._Masseron,_L._Monaco,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_V._Roccatagliata,_S._Sousa,_M._Van_der_Swaelmen,_C.C._Worley,_and_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00610 |
開クラスターの以前の研究では、リチウムの枯渇は年齢に強く依存しているだけでなく、まだ理解されていない他のパラメーターとの複雑なパターンも示していることが示されています。プリシーケンスおよびメインシーケンスの後期型の星の場合、これらのパラメーターには、金属性、混合メカニズム、対流構造、回転、および磁気活動が含まれます。私たちは、20の散開星団の領域で、Gaia-ESO調査（GES）で観測された多数の星について、若い星団や連合から中年および古い散開星団までの年齢に及ぶ、徹底したメンバーシップ分析を実行します。GES分光観測から得られたパラメーターに基づいて、RV分布を導出し、EW（Li）対Teff平面の運動学的選択の位置を調べてリチウムメンバーを取得することにより、サンプル内の各クラスターの候補メンバーのリストを取得しました。重力インジケーターを使用してフィールド汚染物質を廃棄し、[Fe/H]金属度を調査して、候補のメンバーシップをさらに確認しました。また、GaiaDR1およびDR2リリースからの最近のデータを使用した研究を利用して、メンバーの選択を評価しました。UVESとGIRAFFEを使用してGES（iDR4）で観測された20個のクラスターのサンプルのメンバー候補を特定し、これらのメンバーの特性を特徴付けるだけでなく、両方のリチウムに富むフィールド汚染星を特定できる比較研究を実施しました巨人と非巨人の外れ値。この作業は、リチウムと年齢の関係と、他のGESパラメータへの依存性のキャリブレーションに向けた最初のステップです。このプロジェクトでは、この関係を使用してGESフィールドスターの年齢を推測し、若い協会や異なる年齢の恒星の運動学的グループへの潜在的なメンバーシップを特定することを目指しています。
速い太陽風への極プルームの寄与
| Title |
Contribution_of_polar_plumes_to_fast_solar_wind |
| Authors |
L._Zangrilli_and_S._M._Giordano_(Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF)_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00627 |
環境。太陽極プルームのいくつかの物理的特性は、さまざまな発表された研究によって確認されていますが、そのような研究はまれであり、時には意見の相違があります。ねらい。本研究の目的は、プルームの観測に特化したSOHO/UVCSデータのセットを分析し、自己矛盾のない分析を通じて中間太陽コロナ内のプルームの物理的特性の画像を取得することです。メソッド。私たちは、ミッションのごく初期の段階である1996年4月にSOHO/UVCSによって取得されたデータにドップラー調光技術を適用しました。これから、流出速度と電子密度を導き出しました。UVCSの視野でプルームとプルーム間の領域をよりよく識別するために、コンテキストデータとしてSOHO/LASCO画像を使用しました。結果。私たちが得た結果は、4つのプルームのうち3つのケースでは、中間プルームと同等の流出速度で膨張し、1つのケースでは低速で膨張することを示しています。太陽極から来る風に対するプルームの寄与は約20％であり、プルームが異なると、おそらくその進化の段階に応じて、異なる寄与をもたらすと推定されます。結論。プルームは静的構造ではなく、太陽極から来る風に大きく寄与していると結論付けています。
Herbig-HaroはBBWo 192E（GM 1-23）星雲の周りを流れます
| Title |
Herbig-Haro_flows_around_BBWo_192E_(GM_1-23)_nebula |
| Authors |
T.Yu._Magakian,_T.A._Movsessian,_H.R._Andreasyan,_J.Bally_and_A.S._Rastorguev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00642 |
私たちは、BBWo192E（GM1-23）として知られているVela分子リッジ雲Cの暗い雲SL4に位置する小さな彗星形の反射星雲と、星雲に埋め込まれた若い赤外線クラスターを調べました。最近の星形成。Halphaおよび[SII]ラインとSDSSi'でBBWo192Eの画像を取得し、CerroTololoInteramericanObservatoryのブランコ望遠鏡で新しいHerbig-Haro（HH）フローを発見しました。クラスターの追加のメンバー星の検索には、2MASSおよびWISE調査が使用されました。また、GAIADR2を使用して、クラスターメンバーの適切な動きと視差を調べました。いくつかの異なる流出を追跡する少なくとも9つのHHオブジェクトを含む5つの新しいグループが明らかになりました。これまでに報告されていない反射星雲と多くの推定流出源が赤外線領域で見つかりました。適切な動作により、視界内の8つのメンバー星を選択することができました。それらの視差は、このクラスターの平均距離800+/-100pcに対応します。最も明るい星団メンバーのボロメータ光度は1010L（太陽）（IRAS08513-4201、星団の中心にある強い光源）で、他の5つの星では2〜6L（太陽）です。YSOの赤外線クラスターの周りに光学HHフローが存在することは、この雲の星形成がより大規模なHAeBe星の周りで進行中であることを示唆しています。その形態やその他の特徴により、この星形成領域はCPM19付近の星形成ゾーンに似ています。
太陽のような星における活動領域のネスティングによる明るさ変動の増幅
| Title |
Amplification_of_brightness_variability_by_active-region_nesting_in_solar-like_stars |
| Authors |
Emre_I\c{s}{\i}k,_Alexander_I._Shapiro,_Sami_K._Solanki,_Natalie_A._Krivova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00692 |
ケプラーの観測により、太陽に近い基本パラメータと回転周期を持つ数百の星が、太陽よりもはるかに強く、規則的な明るさの変動を持っていることが明らかになりました。ここでは、これらの星の特異な振る舞いの1つの考えられる理由を特定します。活動の太陽の巣に触発されて、私たちはそのような星の活動領域（AR）出現の不均一性の程度が太陽よりも高いと仮定します。私たちの仮説をテストするために、太陽のARプロパティと差分回転を使用して、さまざまなレートとネストパターンでスポットと斑点からなるARを星の表面に注入することにより、恒星の光度曲線をモデル化します。入れ子の度合いの増加と組み合わされた太陽の値からの出現頻度の適度な増加が、太陽の回転周期に近い太陽のような星の変動の観測された振幅の全範囲を説明できることを示します。さらに、ARが$180^\circ$で区切られた2つの経度の近くに出現する傾向があるアクティブな経度の形で入れ子にすると、非常に規則的で、ほぼ正弦波のような変動パターンが生じます。太陽のような星の。
最初の$ \ delta $ Sct--roApハイブリッドパルセーターと化学的に特異なA / F星におけるpおよびgモードの安定性
| Title |
On_the_first_$\delta$_Sct--roAp_hybrid_pulsator_and_the_stability_of_p_and_g_modes_in_chemically_peculiar_A/F_stars |
| Authors |
Simon_J._Murphy,_Hideyuki_Saio,_Masahide_Takada-Hidai,_Donald_W._Kurtz,_Hiromoto_Shibahashi,_Masao_Takata_and_Daniel_R._Hey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00730 |
化学的に特異なAタイプ（Ap）の星の強い磁場は、通常、低倍音の圧力モード（pモード）を抑制しますが、高倍音のpモードを駆動できます。KIC11296437は両方を示す最初の星です。スバルスペクトルを取得して分析したところ、KIC11296437には他の磁気Ap星と同様の存在量があり、平均磁場弾性率は2.8\pm0.5$kGと推定されています。同じスペクトルが二重線の分光バイナリを除外し、他の手法を使用して広いパラメーター空間で2値性を除外するため、2つの脈動タイプが1つの$\delta$Sct--roApハイブリッドパルセーターで発生します。ヘリウムが枯渇した恒星モデルを構築し、ヘリウムのセトリングがAp星の低倍音pモードの抑制における磁気減衰の2番目であることを示します。選択したpおよびgモードの磁気減衰効果を計算し、基本モードと同様の周波数を持つモードが極磁場強度$\lesssim4$kGで駆動され、他の低倍音pモードが極磁場強度で駆動されることを確認します$\sim$1.5kGに。$\gamma$Dorの星で一般的に観察される高次のgモードは、1〜4kGよりも強い極フィールドによって大きく減衰され、より高い半径方向の次数では減衰が強くなることがわかります。したがって、磁性のAp星は$\gamma$Dor星として観測されていないという観測結果を説明します。ヘリウム枯渇モデルを使用して、金属で裏打ちされたA（Am）星の$\delta$Sct不安定ストリップを計算し、ロッセランドからの駆動が$\sim$$5\times10^4$Kでの不透明度バンプの平均を引き起こしたことがわかります束縛のない不透明度の不連続なHイオン化エッジによって、Amスターの$\delta$Sct脈動の観測が説明されます。
ソーラーオービターのミッション-科学の概要
| Title |
The_Solar_Orbiter_mission_--_Science_overview |
| Authors |
D._M\"uller,_O.C._St._Cyr,_I._Zouganelis,_H.R._Gilbert,_R._Marsden,_T._Nieves-Chinchilla,_E._Antonucci,_F._Auch\`ere,_D._Berghmans,_T._Horbury,_R.A._Howard,_S._Krucker,_M._Maksimovic,_C.J._Owen,_P._Rochus,_J._Rodriguez-Pacheco,_M._Romoli,_S.K._Solanki,_R._Bruno,_M.Carlsson,_A._Fludra,_L._Harra,_D.M._Hassler,_S._Livi,_P._Louarn,_H._Peter,_U._Sch\"uhle,_L._Teriaca,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R.F._Wimmer-Schweingruber,_E._Marsch,_M._Velli,_A._De_Groof,_A._Walsh,_D._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00861 |
ESAのCosmicVision2015-2025プログラムの最初のミッションであり、ESAとNASAの間の国際協力のミッションであるSolarOrbiterは、黄道面の近くから太陽と太陽圏を探査します。それはケープカナベラルから2020年2月10日04:03UTCに開始され、太陽が太陽圏をどのように作成および制御するか、および太陽活動が時間とともに変化する理由に関する太陽および太陽圏物理学の主要な問題に取り組むことを目的としています。これらに答えるために、ミッションでは、太陽と太陽コロナを観測するための6つのリモートセンシング機器と、太陽風、エネルギー粒子、および電磁場を測定するための4つの現場計測器を運びます。このホワイトペーパーでは、ミッションの科学的な目的と、搭載された機器の共同観測によってこれらがどのように扱われるかについて説明します。このペーパーでは、まずミッションレベルの科学目標を要約し、次に宇宙船とペイロードの概要を示します。各機器の観測値と性能値、および軌道設計を報告します。これに続いて、科学操作の概念の要約が続きます。論文は科学目的のより詳細な説明で締めくくります。ソーラーオービターは、太陽圏のその場測定と太陽の高解像度リモートセンシング観測を組み合わせて、太陽物理学と太陽圏物理学の基本的な問題に対処します。ソーラーオービターペイロードの性能は、ミッションの科学目標から導き出された要件を満たしています。その科学的リターンは、他の宇宙ミッションや地上の観測所との協調観測によってさらに強化されます。
カルメネスがM個の小人の周りの太陽系外惑星を探す：近くのクールな星のルビジウムの豊富さ
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Rubidium_abundances_in_nearby_cool_stars |
| Authors |
C.Abia,_H.M.Tabernero,_S.A._Korotin,_D._Montes,_E._Marfil,_J._A._Caballero,_O._Straniero,_N._Prantzos,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_V._J._S.Bejar,_M._Cortes-Contreras,_S._Dreizler,_Th._Henning,_S.V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_A._Lopez-Gallifa,_J.C._Morales,_E._Nagel,_V._M._Passegger,_S._Pedraz,_C._Rodriguez_Lopez,_A._Schweitzer,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00876 |
この研究では、中性子捕獲元素Rb、Sr、Zrの存在量が、近隣のM個の矮星のサンプルから初めて導き出されました。金属性の範囲-0.5<[Fe/H]<+0.3の星に焦点を当てます。以前の分析ではRbの存在量について十分に調査されていなかった間隔です。これを行うには、CARMENESで観測された57Mの矮星の高解像度、高信号対雑音比、光学スペクトル、および近赤外スペクトルを使用します。ほとんどのMドワーフの結果として得られる[Sr/Fe]および[Zr/Fe]比は、ほぼ太陽値でほぼ一定であり、同じ金属性のGKドワーフに見られる比と同じです。ただし、Rbの場合、平均して2倍の系統的不足（[Rb/Fe]<0.0）が見られます。さらに、他の重元素（Sr、Zr）ではなく、Rbの傾向は、[Rb/Fe]>0.0が太陽より高い金属性で達成されるように、金属性の増加とともに増加する傾向が見られます。これらは驚くべき結果であり、他の重元素では見られず、sプロセスとrプロセスの定式化の中で理解するのは困難であり、どちらも銀河のRbの存在量の原因となっています。非LTE効果、恒星活動、または太陽系の異常なRb存在量の観点から、Rbに関するこれらの発見の信頼性について説明しますが、説明は見つかりません。次に、観測された[Rb/Fe]対[Fe/H]のトレンド全体を、重元素の最新の化学進化モデルからの理論的予測の枠内で解釈しますが、単純な解釈も見つかりません。特に、スーパーソーラーメタラリティでの[Rb/Fe]比の可能な二次的な動作は、SrとZrを過剰に生成せずに、sプロセスを通じてAGBスターで現在予測されているよりもはるかに大きなRbの生成を必要とします。
金属に富むフィールドRR Lyraeスターの選択された元素の存在量の特殊性
| Title |
Peculiarities_of_Abundances_of_Selected_Elements_in_Metal-Rich_Field_RR_Lyrae_Stars |
| Authors |
M._L._Gozha,_V._A._Marsakov,_V._V._Koval' |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00906 |
銀河系フィールドRRLyrae型変数の大気中の元素存在量の分光測定の拡張カタログのデータを使用して、金属に富むRRLyraes（$\rm{[Fe/H]}>-1.0$）がいくつかの元素の異常な存在量。特に、金属に富むRRLyrae型変数のスカンジウム、チタン、イットリウムの相対的存在量は、エラーを超えて類似した金属性のフィールドスターの対応する存在量よりも低くなっています。上記の元素の存在量の決定の誤りについて議論し、ユウロピウム、ジルコニウム、およびランタンの存在量の決定は、金属に富むRRLyraeタイプの変数では利用できないという事実を指摘します。また、金属に富むRRLyrae型変数の化学組成の観測された特性のさまざまな考えられる原因を分析します。
Tタウリ星の磁気トルク：降着システムと非降着システム
古典的なTタウリ星（CTT）は、周囲の円盤と磁気的に相互作用します。この作業では、異なる降着（降着ファンネル）と噴出（恒星風と磁気圏噴出）の流れの成分から生じるCTTの恒星表面に作用するトルクを計算します。さらに、2つの異なるシステム（孤立した星と降着する星）での恒星風による磁気ブレーキを比較します。2.5D電磁流体力学、時間依存、軸対称シミュレーションが採用されています。どちらのシステムでも、恒星風は熱で駆動されます。星円盤相互作用（SDI）シミュレーションでは、降着円盤はケプラー、粘性、抵抗性です。2つのシリーズのシミュレーションが、各システムに1つずつ示されています。古典的なTタウリシステムでは、磁気圏放出の存在によって恒星風の膨張が制限され、その結果、砂時計形の流出が生じます。さらに、降着柱の形成は、恒星風によって利用される開いた磁束の量を変更します。これらの効果は恒星風特性に強い影響を及ぼし、恒星風ブレーキが星円盤相互作用システムでは孤立したシステムよりも効率的であることを示しています。また、恒星表面にトルクを直接適用するSDIシステムの各フローコンポーネントに対して、幅広い磁場強度にわたってトルクスケーリングを導き出します。実行されたすべてのSDIシミュレーションで、恒星風は質量降着率の2％未満を抽出し、円盤は同回転半径の66％まで切り捨てられます。すべてのシミュレーションは正味のスピンアップトルクを示しています。恒星とスピンの平衡を達成するには、より大規模な恒星風か、回転半径の近くで打ち切られた円盤が必要です。これにより、磁気圏放出によるトルク効率が向上します。
46個の球状星団とそれらの複数の集団における赤い巨大な枝に沿った質量損失
| Title |
Mass_loss_along_the_red_giant_branch_in_46_Globular_Clusters_and_their_multiple_populations |
| Authors |
M._Tailo,_A._P._Milone,_E._P._Lagioia,_F._D'Antona,_A._F._Marino,_E._Vesperini,_V._Caloi,_P._Ventura,_E._Dondoglio,_G._Cordoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01080 |
水平分岐（HB）上の銀河球状星団（GC）の星の位置は、主に「最初のパラメーター」であるGC金属性に依存するはずですが、実際には、赤い巨大分岐（RGB）の質量損失間の複雑な相互作用の結果です。、ヘリウム含有量が異なる複数の恒星集団の共存、および類似の金属性と年代（ペアM3--M13のような）のGCのHB形態に劇的な違いを生み出す「第2パラメーター」の存在。この作業では、ハッブル宇宙望遠鏡財務省調査のデータセット全体と恒星進化モデルを組み合わせて、46個のGCのHBを分析します。GCの大規模なサンプルで初めて、人口合成モデルを生成します。最初と2番目の世代のヘリウム存在量は、RGBスターに基づく独立した測定を使用して制約されます。主な結果は次のとおりです。1）第1世代の星の質量損失は、クラスターの金属性と密接に相関しています。2）HB上のヘリウム濃縮星の位置は、第1世代よりも高いRGB質量損失を採用することによってのみ再現されます。質量損失の違いは、ヘリウムの増強とクラスターの質量と相関しています。3）以前に著者によって開発された「プリメインシーケンスディスクの早期損失」のモデルは、そのような質量損失の増加を説明し、ヘリウムでより強化された集団が形成する傾向があると予測する複数集団形成モデルの所見と一致しています。より高い恒星の密度と濃度。4）ヘリウム強化と質量損失の両方が2番目のパラメーターに寄与します。
ストリング理論における色自然インフレについて
色自然インフレ（CNI）で発生した重力波は、テンソル変動のカイラルスペクトルを生じさせ、真空変動と比較してかなり増強されます。CNIのフィールドコンテンツが純粋に見物人（SCNI）として機能する場合、インフレセクターは現在のデータと一致する可能性があり、SCNIを将来の観察から非常に魅力的なものにします。多重磁化D7ブレーン上のgaugino凝縮に関連する観客セクターを使用して、タイプIIB大容量ストリングのコンパクト化におけるK\"ahlerインフレーションの枠組みで、ストリング理論にSCNIを埋め込む見通しを調査します。まず、一般化された場の理論を紹介します超重力およびストリング理論で一般的に発生する形式のゲージフィールドに結合した自明でないマルチフィールドインフレを記述するフレームワーク。次に、これらの結果を使用して、バックグラウンドの進化と宇宙論的摂動のダイナミクスの両方を数値的および分析的に研究します。成功したインフレ重力波スペクトルの大幅な強化と増幅テンソル変動からの制御可能な逆反応を伴うバックグラウンドの進化は、私たちのシナリオに存在する3つのパラメーターの適切な値を考慮することによって達成できます：磁束、凝縮ゲージグループの程度、ラッピング数D7ブレーンの。一方、これらの量に必要な値は、弦理論内での実現に課題をもたらす可能性があります。また、これらの課題とモデルについて、弱い重力予想の観点から説明します。
星の粒子暗黒物質の捕獲のいくつかの重要な側面と考えられる観察可能な影響を確認します。捕獲された非対称暗黒物質からの熱の輸送に焦点を当て、既存の計算手法と、この分野を前進させ続けるために克服しなければならない課題について概説します。
重力と宇宙論の次のステップ：基本理論またはデータ駆動モデル？
ボトムアップ（つまり、データ駆動型、アドホック）とトップダウン（つまり、重力相互作用の基本理論から導き出された）宇宙論モデルの違い、それぞれの状態、予測力、実行可能性についてコメントします。インフレ、暗黒エネルギー、重力波の理論モデルに関する現在および将来の研究が、$f（R）$、HorndeskiまたはDHOST理論などのボトムアップモデル、または量子重力の宇宙論モデルに集中すべきかどうかについての議論を煽ります。
DEAP-3600実験における首アルファ事象識別へのブースト決定木アプローチ
| Title |
Boosted_decision_trees_approach_to_neck_alpha_events_discrimination_in_DEAP-3600_experiment |
| Authors |
Alexey_Grobov,_Aidar_Ilyasov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00895 |
機械学習（ML）は高エネルギー物理学に広く適用されており、粒子の分類とデータ分析において物理コミュニティを支援しています。ここでは、DEAP-3600暗黒物質探索実験（カナダ、SNOLAB）の背景と信号イベントを分類する問題を解決するための機械学習のアプリケーションについて説明します。エキストラツリーとeXtraGradientBoosting（XGBoost）メソッドの改良により、MLのBoostedDecisionTrees（BDT）アルゴリズムを適用します。
上面再接続
再結合が上部電離層/高緯度磁気圏遷移におけるオーロラ時間スケールでのプラズマ過程を支配する主要なメカニズムであると提案されています。それは、分離した下向きの電流シートを通過しますが、2つの狭い平行な狭い間隔の間にある下向きの電流領域で発生します。沿磁力線電流は、隣接する領域で上向きの電流を閉じる上向きの冷たい上部電離層電子によって運ばれます。このローカルプロセスは、主に周囲のフィールドに影響を与えませんが、異常な拡散率を生成します。
大気トモグラフィー用の反復ソルバーのリアルタイム実装
| Title |
Real-time_implementation_of_an_iterative_solver_for_atmospheric_tomography |
| Authors |
Bernadett_Stadler,_Roberto_Biasi,_Mauro_Manetti,_Ronny_Ramlau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00946 |
地球に接続された新世代の超大型望遠鏡（ELT）の画質は、大気の乱気流に大きく影響されます。これらの光学歪みを補正するために、補償光学（AO）と呼ばれる技術が使用されます。多くのAOシステムでは、大気トモグラフィーと呼ばれる、大気中の屈折率変動の再構成が必要です。この問題を解決する標準的な方法は、行列ベクトル乗算です。つまり、システムオペレーターの（正則化された）一般化された逆を直接適用します。ただし、ここ数年で望遠鏡のサイズが大幅に増加し、計算効率が問題となっています。有望な代替手段は、ウェーブレットに基づく有限要素ウェーブレットハイブリッドアルゴリズム（FEWHA）などの反復法です。基になる演算子の効率的な行列なしの表現により、浮動小数点演算の数とメモリ使用量が大幅に減少します。このペーパーでは、CPUとGPUでこの反復法を実装するために、並列プログラミングモデルなどのパフォーマンス最適化手法に焦点を当てます。ELTサイズのテスト構成用に最適化された並列バージョンのFEWHAの計算パフォーマンスを評価します。
GW190521：合計質量が$ 150〜M _ {\ odot} $のバイナリブラックホール合併
| Title |
GW190521:_A_Binary_Black_Hole_Merger_with_a_Total_Mass_of_$150_~_M_{\odot}$ |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_A._Aich,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_S._Akcay,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_P._Bacon,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_J._Baird,_F._Baldaccini,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1193_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01075 |
2019年5月21日03:02:29にUTCAdvancedLIGOとAdvancedVirgoは、3つの検出器ネットワークの信号対雑音比が14.7で、推定誤警報率が発生する短時間の重力波信号GW190521を観測しました一般的な過渡現象に敏感な検索を使用して4900年に1回。GW190521が準円バイナリインスパイラルからのものである場合、検出された信号は、質量85ドルの2つのブラックホールの結合と一致します^{+21}_{-14}M_{\odot}$と$66^{+17}_{-18}M_{\odot}$（90％信頼できる間隔）。一次ブラックホールの質量は、（脈動）ペア不安定超新星プロセスによって生成されたギャップ内にあり、$65M_{\odot}$を下回る確率は0.32％しかないと推測します。残骸の質量は$142^{+28}_{-16}M_{\odot}$と計算され、中間質量ブラックホール（IMBH）と見なすことができます。光源の光度距離は$5.3^{+2.4}_{-2.6}$Gpcであり、$0.82^{+0.28}_{-0.34}$の赤方偏移に相当します。GW190521と同様の推定合併率は$0.13^{+0.30}_{-0.11}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\、\mathrm{yr}^{-1}$です。
短期間のSスターS4711、S62、S4714、およびSgr A $ ^ \ ast $のスピンによるレンズサード効果
| Title |
The_short-period_S-stars_S4711,_S62,_S4714_and_the_Lense-Thirring_effect_due_to_the_spin_of_Sgr_A$^\ast$ |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01158 |
最近、いくつかのSスター（S4711、S62、S4714）がSgrA$^\ast$の超大質量ブラックホール（SMBH）を短い軌道周期（$7.6\、\mathrm{yr}\leqP_\mathrm{b}で周回している\leq12\、\mathrm{yr}$）が発見されました。これらは、SMBHの角運動量$\boldsymbol{J}_\bullet$によって引き起こされた昇交点$\mathit{\Omega}$の経度の一般相対論的Lense-Thirring（LT）歳差運動を測定するために使用できることが示唆されました。実際、提案された数値の見積もりは、$\boldsymbol{J}_\bullet$が見通し線に完全に位置合わせされている特定の場合にのみ当てはまりますが、そうではないようです。さらに、傾斜$I$とペリニグリコン$\omega$の引数も、空間内の$\boldsymbol{J}_\bullet$の任意の向きに対してLT歳差運動を行います。$\dotI^\mathrm{LT}、\、\dot{\mathit{\Omega}}^\mathrm{LT}、\、\omega^\mathrm{LT}$の分析式を明示的に示しますSMBHのスピン極角$i^\bullet、\、\varepsilon^\bullet$のそれぞれの値の範囲を1秒あたりのアーク秒（$^{\prime\prime}\、\mathrm{yr}^{-1}$）。各星について、$i^\bullet_\mathrm{max}、\、\varepsilon^\bullet_\mathrm{max}$と$i^\bullet_\mathrm{min}、\、\varepsilon^\の対応する値bullet_\mathrm{min}$も、LT歳差運動をキャンセルする$i_0^\bullet、\、\varepsilon_0^\bullet$とともに決定されます。LTペリニグリコンの歳差運動$\dot\omega^\mathrm{LT}$は、星の軌道パラメータの現在の誤差とSgrA$^\ast$自体の質量によるシュヴァルツシルトの系統的不確実性に圧倒されます。【要約】
アモルファス固体水の赤外線共鳴振動誘起再構築
| Title |
Infrared_resonant_vibrationally_induced_restructuring_of_amorphous_solid_water |
| Authors |
J.A._Noble,_H.M._Cuppen,_S._Coussan,_B._Redlich_and_S._Ioppolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01183 |
アモルファス固体水（ASW）は星間媒質に豊富に存在し、星間ダスト粒子上にマントルを形成し、彗星の氷の前駆体です。宇宙では、ASWは星間表面化学の基質として機能し、複雑な分子をもたらし、プロトン移動反応で重要な役割を果たすと考えられています。ASWは広く研究されており、一般的にはさまざまな手法で十分に特徴付けられていますが、これらの材料でのイオン、電子、光子の照射などのエネルギーによって引き起こされる構造変化はあまり理解されていません。特定の赤外線（IR）振動モードの選択的ポンピングは、水素結合ネットワークの再構築における振動の役割を理解するのに役立ちます。ここでは、オランダのナイメーヘンにあるラドブッド大学のFELIX研究所で、FELIX-2ビームラインの強力なほぼ単色の中赤外自由電子レーザー（FEL）放射によって引き起こされるASWの水素結合変化に関する最初の実験結果を示します。。変化は、反射吸収赤外分光法によって監視されます。共鳴照射すると、ASWのIR吸収帯プロファイルの変化が、結晶のような寄与の増加とアモルファスの減少の寄与と一致して観察されます。この現象は、FEL照射の数分以内に飽和し、照射された氷の94〜\％以上を修正します。効果は水素結合のドナーとアクセプターの観点からさらに分析され、実験は分子動力学シミュレーションで補完されて、分子レベルで効果を抑制します。
GW190521の標準モデルの説明を超えて
| Title |
Beyond_the_Standard_Model_Explanations_of_GW190521 |
| Authors |
Jeremy_Sakstein,_Djuna_Croon,_Samuel_D._McDermott,_Maria_C._Straight,_Eric_J._Baxter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01213 |
LIGO/Virgoコラボレーションは最近、標準的な恒星構造理論では説明できない成分の質量を伴う、重いバイナリブラックホールの合併の検出を発表しました。この手紙では、新しい軽い粒子の損失、修正された重力、大きな余分な次元、ニュートリノの小さな磁気モーメントなど、新しい物理学のモデルに基づいたいくつかの説明を提案します。これらはそれぞれ、ペアの不安定性の物理に異なる影響を与え、ブラックホールの質量ギャップ内にブラックホールを形成する新しいメカニズムにつながります。
