21 cm強度マップからの大規模なハローの中性水素分布
| Title |
The_neutral_hydrogen_distribution_in_large-scale_haloes_from_21-cm_intensity_maps |
| Authors |
Denis_Tramonte_and_Yin-Zhe_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02387 |
Parkes電波望遠鏡で取得した21cmの強度マップのセットに2dFGRSカタログから選択した48,430個の銀河を積み重ね、$\simの全領域にわたる大規模なハローの中性水素（HI）放射状輝度温度プロファイルを検出します$1,300$\text{deg}^2$上空で、赤方偏移範囲$0.06\lesssimz\lesssim0.10$をカバーします。マップは、主成分分析で10と20の両方の前景モードを削除することによって取得されます。スタックをマップレベルで実行し、ハロー放出の循環対称バージョンからプロファイルを抽出します。プロファイルのピークで、10モードの有意性が$12.5\sigma$、20モードのマップが削除された場合は$13.5\sigma$でHIハロー放出を検出します。で提案されたHIハロー存在量の関数形式を使用して、観測されたハロー質量$M_{\rmv}$と、再構築されたプロファイルに対するHI濃度パラメーターの正規化$c_{0、\rmHI}$を合わせて合わせます文献。$\log_{10}{（M_{\rmv}/\text{M}_{\odot}）}=16.1^{+0.1}_{-0.2}$、$c_{0、\rmHI}=3.5^{+0.7}_{-1.0}$（10モード）および$\log_{10}{（M_{\rmv}/\text{M}_{\odot}）}=16.5^{+0.1}_{-0.2}$、$c_{0、\rmHI}=5.3^{+1.1}_{-1.7}$（20モードの削除されたマップの場合）。これらの推定値は、非常に巨大なハローの内側にある複数の銀河からの統合された寄与の検出を示しています。また、中央の13,979の衛星と34,361の衛星の2dF銀河のサブサンプルを個別に検討し、衛星銀河がHIに富んでいることを示唆するわずかな違いを取得します。この作品は、21cmマップから抽出されたプロファイルで直接HIハローコンテンツの理論モデルをテストすることの実現可能性を初めて示し、今後のHI強度マッピングデータを活用する将来の可能性を開きます。
NIKA2 SZラージプログラム内の中間質量の高$ z $銀河クラスターに対するNIKA2 / XMM-Newtonイメージングシナジーの活用
| Title |
Exploiting_NIKA2/XMM-Newton_imaging_synergy_for_intermediate_mass,_high-$z$_galaxy_clusters_within_the_NIKA2_SZ_Large_Program |
| Authors |
F._K\'eruzor\'e,_F._Mayet,_G.W._Pratt,_R._Adam,_P._Ade,_P._Andr\'e,_A._Andrianasolo,_M._Arnaud,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F.,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F.,_P._Mauskopf,_A._Monfardini,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02563 |
銀河団の正確な質量推定値を導き出し、銀河団に基づいた宇宙論的研究に影響を与える系統的な影響を理解するには、クラスター内媒体（ICM）の高赤方偏移から低質量までの高解像度マッピングが重要です。中間質量（$M_{500の高赤方偏移（$z=0.865$）銀河クラスター}\simeq3.5\times10^{14}\;\mathrm{M_\odot}$）は、進行中のNIKA2SZラージプログラムの一部として観察され、$0.5のオブジェクトの代表的なサンプルのフォローアップ\leqslantz\leqslant0.9$。質量と赤方偏移によって引き起こされる失神と小さな角度サイズに加えて、クラスターはSZ信号に大きな影響を与える点光源によって汚染されています。したがって、これはNIKA2クラスターサンプルの最も困難なソースの興味深いケーススタディです。このクラスターのNIKA2観測と結果のデータを示します。NIZ2150〜GHzマップでSZ信号と点光源の共同分析を実行して、ICM圧力プロファイルを再構築します。NIKA2を使用して、ICMの熱力学的特性の高品質な見積もりを取得します。クラスタのXMM-\textit{Newton}観測値を逆投影することによってのみ、NIKA2マップから抽出された圧力プロファイルをX線データから取得された圧力プロファイルと比較します。ICMの詳細情報を抽出するために、NIKA2圧力プロファイルとX線の分解密度を組み合わせます。その熱力学的特性の半径方向の分布は、クラスターに乱れたコアがあることを示しています。クラスターの静水圧質量は、SZおよびX線スケーリング関係からの推定と互換性があります。点源による汚染を注意深く処理した後、NIKA2SZ大規模プログラムは、最も弱いクラスターの1つでも、ICMの熱力学に関する質の高い情報を提供できると結論付けています。
再イオン化の時代のための前景に対するロバストな強度マッピング分析
| Title |
Robust_Intensity_Mapping_Analysis_against_Foregrounds_for_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Meng_Zhou_(Tsinghua),_Jianrong_Tan_(Tsinghua/UPenn),_and_Yi_Mao_(Tsinghua) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02765 |
再イオン化の時代からのHI21cmラインとCO2.61mmラインの強度マッピングは、高赤方偏移宇宙の強力で補完的なプローブとして浮上しています。ただし、マップとそれらの相互相関の両方が前景に支配されています。フォアグラウンドによって信号がバイアスされない、つまりフォアグラウンドによる緩和なしで測定できる新しい分析を提案します。HI-CO相互相関の非対称部分を作成します。これは、2つのフィールドの統計的変動が時間的に異なる進化をするために発生します。この新しい信号の符号により、モデルに依存せずに、ある時間間隔で裏返しの再イオン化が発生するかどうかを確認できます。
宇宙再イオン化の速度のモデルに依存しないインジケーター
| Title |
A_Model-independent_Indicator_for_the_Speed_of_Cosmic_Reionization |
| Authors |
Meng_Zhou_(Tsinghua),_Yi_Mao_(Tsinghua),_and_Jianrong_Tan_(Tsinghua/UPenn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02766 |
HI21cmラインとCO2.61mmラインの強度マップ間の2点相互相関の非対称部分は、宇宙再イオン化の新しいプローブとして浮上しています。この手紙では、HI-COクロスパワースペクトルの双極子の勾配が大規模で、モデルに依存しない方法で水素のグローバルニュートラルフラクションの変化率に線形であり、勾配が終わり近くで横ばいになるまで直線であることを示します再イオン化。したがって、HI-CO双極子は、再イオン化の速度、つまり「標準速度計」の喫煙銃プローブになる可能性があります。この新しい信号の観測により、中点から再イオン化の完了近くまでのグローバルな再イオン化の歴史が明らかになります。
高赤方偏移での宇宙の不透明度を調査する標準的なサイレンの可能性を探る
| Title |
Exploring_the_potentiality_of_standard_sirens_to_probe_cosmic_opacity_at_high_redshifts |
| Authors |
Xiangyun_Fu,_Jianfei_Yang,_Zhaoxia_Chen,_Lu_Zhou,_and_Jun_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03041 |
この作業では、ガウシアンプロセスを使用して、将来の重力波（GW）測定の可能性を調査し、不透明度のない光度距離（LD）とタイプの組み合わせからの不透明度依存の距離を比較することにより、高赤方偏移での宇宙の不透明度を調べますIa超新星（SNIa）とガンマ線バースト（GRB）。GWデータ、SNIaおよびGRBデータは、将来のアインシュタイン望遠鏡の測定値、実際のパンテオンコンパイル、およびL.アマティ{\itetal}によってコンパイルされたGRBの最新の観測からそれぞれシミュレーションされます。ノンパラメトリック手法は、GWデータから再構築されたLDとパンテオンおよびGRBデータから再構築されたLDを比較することにより、高赤方偏移での宇宙透過性の空間的均一性を調査するために提案されています。さらに、宇宙の不透明度は光学的深さのパラメーター化を使用してテストされ、その結果は宇宙の不透明度に対する制約が以前のものよりも厳しいことを示しています。これは、将来のGW測定が、高赤方偏移領域での宇宙の不透明度を調べるための重要なツールとして使用される可能性があることを示しています。
オープニング再イオン化：再イオン化の時代の定量的形態とその宇宙密度場への接続
| Title |
Opening_Reionization:_Quantitative_Morphology_of_the_Epoch_of_Reionization_and_Its_Connection_to_the_Cosmic_Density_Field |
| Authors |
Philipp_Busch,_Marius_B._Eide,_B._Ciardi_and_Koki_Kakiichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03093 |
数学的形態のオープニング変換に根差した、バイナリフィールドの多目的で空間的に解決された形態学的特徴付けを紹介します。その後、それを宇宙再イオン化のシミュレーションのしきい値イオン化フィールドに適用し、イオン化領域の形態を研究します。イオン化されたボリューム要素は、通常、半径$\sim8\、h^{-1}\mathrm{cMpc}$のイオン化された領域の再イオン化の中点（$z\約7.5$）にあり、バブルをたどります。オーバーラップ段階を超えてもサイズ分布。宇宙の25％がイオン化されたときに、完全にイオン化されたコンポーネントの浸透が設定され、結果の無限クラスターには、$\sim8\、h^{-1}\mathrm{cMpc}$を超えるすべてのイオン化領域が組み込まれることがわかります。また、物質に関してさまざまな半径のイオン化領域のクラスタリングを定量化し、小規模では、オーバーラップフェーズでのスーパーバブルの形成を検出します。大規模では、異なるサイズのイオン化領域と中性領域の中心のバイアス値を定量化し、再イオン化の高いポイントで最大のものが$b\約30$に到達できることだけでなく、その初期の小さなイオン化領域も示します物質と正の相関があり、中性領域が大きく、後期の小さなイオン化領域は、物質に関して大きく$b\lesssim-20$までバイアスされています。
原始パワースペクトルのピークから生じる原始ブラックホールの質量分布の形状を調べます。十分に狭いピークの場合、真の質量分布は、最も一般的に想定される質量分布の形である対数正規から大幅に逸脱することを示します。対数正規近似は、対数質量に負の歪度を生成する可能性のある類似の分布の数よりも優れています。これらの可能な修正の中で最良のものとしてスキュー対数正規を強調表示し、将来のLIGO-Virgo観測などの十分に正確なデータで対数正規の代わりに使用することをお勧めします。
銀河レンズ化位相差から非線形銀河バイアス制約を取得する
| Title |
Obtaining_non-linear_galaxy_bias_constraints_from_galaxy-lensing_phase_differences |
| Authors |
Marc_Manera_and_David_Bacon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03256 |
私たちは、銀河バイアスを調査するための新しい統計である銀河レンズ化位相差の有用性と制約力を示します。統計は、弱いレンズ効果の収束フィールドと銀河のカウントフィールドの間の調和波モードの位相の差を取ることにあります。この推定量のパフォーマンスをテストするために、最大赤方偏移$z=1$までの銀河で構成された暗黒物質シミュレーションを使用します。位相差が2次バイアスの絶対値（$c_2=b_2/b_1$）に敏感であることを発見し、これが事実である理由を示します。$\sim$1500平方度の場合銀河の調査では、広範囲の$c_2$値について約$0.1$のエラーで$c_2$を回復しました。赤方偏移調査による現在の制約には、赤方偏移に応じて0.1〜0.6の誤差があります。したがって、この新しい統計は、パワースペクトルとバイスペクトルからの従来の推定量による制約パワーと相補的で競争力のある$c_2$の制約を提供すると予想されます。ダークエネルギー調査（DES）では、2次バイアスの主要な測定値を予測します。
CosmoBit：宇宙の観測値と可能性を計算するためのGAMBITモジュール
| Title |
CosmoBit:_A_GAMBIT_module_for_computing_cosmological_observables_and_likelihoods |
| Authors |
The_GAMBIT_Cosmology_Workgroup:_Janina_J._Renk,_Patrick_St\"ocker,_Sanjay_Bloor,_Selim_Hotinli,_Csaba_Bal\'azs,_Torsten_Bringmann,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Will_Handley,_Sebastian_Hoof,_Cullan_Howlett,_Felix_Kahlhoefer,_Pat_Scott,_Aaron_C._Vincent,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03286 |
$\sf{CosmoBit}$を紹介します。これは、共同のグローバルフィットで宇宙論と素粒子物理学の間の接続を探索するためのオープンソースの$\sf{GAMBIT}$ソフトウェアフレームワーク内のモジュールです。$\sf{CosmoBit}$は、インフレのモデル、相対論的自由度の有効数の変更、暗黒物質の消滅または崩壊によるエキゾチックなエネルギー注入など、$\Lambda$CDM以外のさまざまなシナリオを研究するための柔軟なフレームワークを提供します。ニュートリノの質量や中性子の寿命などの素粒子の性質の変化。$\sf{CosmoBit}$の多くのオブザーバブルと尤度は、$\sf{AlterBBN}$、$\sf{CLASS}$、$\sf{DarkAges}$、$\sf{MontePython}$、$へのインターフェイスを介して計算されます\sf{MultiModeCode}$、および$\sf{plc}$。これにより、大規模構造、タイプIa超新星、ビッグバン元素合成、および宇宙マイクロ波背景からの幅広い制約を適用することが可能になります。パラメータスキャンは、$\sf{GAMBIT}$フレームワーク内で利用可能なさまざまな統計的サンプリングアルゴリズムを使用して実行でき、結果は、粒子物理学と暗黒物質に焦点を当てた他の$\sf{GAMBIT}$モジュールからの計算と組み合わせることができます。広範な検証プロットと非標準の相対論的自由度とニュートリノ温度のシナリオへの最初のアプリケーションを含め、ニュートリノの質量の合計に対する対応する制約が標準シナリオよりもはるかに弱いことを示しています。
陸上および宇宙論的実験で最軽量のニュートリノの質量の限界を強化する
| Title |
Strengthening_the_bound_on_the_mass_of_the_lightest_neutrino_with_terrestrial_and_cosmological_experiments |
| Authors |
The_GAMBIT_Cosmology_Workgroup:_Patrick_St\"ocker,_Csaba_Bal\'azs,_Sanjay_Bloor,_Torsten_Bringmann,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Will_Handley,_Selim_Hotinli,_Cullan_Howlett,_Felix_Kahlhoefer,_Janina_J._Renk,_Pat_Scott,_Aaron_C._Vincent,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03287 |
最もロバストな最近の宇宙および地球のデータから、最も軽いニュートリノの質量の上限を決定します。初期の可能性のある有効相対論的自由度（$N_\mathrm{eff}$）を限界化し、通常の質量順序を仮定すると、最も軽いニュートリノの質量は95％の信頼度で0.037eV未満です。逆順の場合、境界は0.042eVです。これにより、他の最近の制限が60％近く改善され、最も軽いニュートリノの質量が最大の質量分割よりもやや大きくなるように制限されています。現実的な質量モデルの影響と、$N_\mathrm{eff}$のさまざまなソースを示します。
MOA-2007-BLG-400ケック適応光学イメージングによって明らかにされた銀河バルジK矮星を周回するスーパージュピター質量惑星
| Title |
MOA-2007-BLG-400_A_Super-Jupiter_Mass_Planet_Orbiting_a_Galactic_BulgeK-dwarf_Revealed_by_Keck_Adaptive_Optics_Imaging |
| Authors |
Aparna_Bhattacharya,_David_P._Bennett,_Jean_P._Beaulieu,_Ian_A._Bond,_Naoki_Koshimoto,_Jessica_R._Lu,_Joshua_W._Blackman,_Aikaterini_Vandorou,_Sean_K._Terry,_Virginie_Batista,_Jean_B._Marquette,_Andrew_A._Cole,_Akihiko_Fukui,_Calen_B._Henderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02329 |
ソースからレンズスターシステムを解決する惑星マイクロレンズイベントMOA-2007-BLG-400のケック/NIRC2補償光学イメージングを提示します。MOA-2007-BLG-400L惑星系は、$1.79\pm0.27M_{\rmJup}$惑星で構成され、$6.89\pm0.04M_{\odot}$K矮星のホスト星を$6.89の距離で周回していることがわかります\pm0.77\、Sunからの$kpc。したがって、この惑星系はおそらく銀河系のふくらみに存在しています。惑星-ホストスターの投影分離は、光曲線の縮退幅が狭いため、わずかに制約されています。2$\sigma$の予測分離範囲は0.6-$7.2\、$AUです。このホスト質量は、すべての星が観測された質量比の星をホストする可能性が等しいと仮定する標準のベイズ分析によって予測された質量範囲の上限にあります。これとイベントMOA-2013-BLG-220の同様の結果は、より大規模な星が、雪の境界線を超えて周回する$0.002<q<0.004$の範囲の質量比を持つ惑星をホストする可能性が高いことを示唆しています。これらの結果は、マイクロレンズによって発見された太陽系外惑星のホスト星質量測定の重要性も示しています。NASAのナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（以前のWFIRST）ミッションからのマイクロレンズ調査画像データは、膨大な数の惑星イベントに対して、このような質量測定を行います。このホストレンズは、マイクロレンズ質量測定分析で検出された最高のコントラストのレンズ光源です（レンズは光源よりも10$\times$暗い）。以前の推定よりも$\sim$$2.5\times$大きいより正確なエラーを生成する、Jackknifeメソッドに基づいて測光および天体測定の不確実性を計算する改善された方法を提示します。
旧星TOI-561の周りの異常に低密度の超短周期超地球と3つのミニネプチューン
| Title |
An_unusually_low_density_ultra-short_period_super-Earth_and_three_mini-Neptunes_around_the_old_star_TOI-561 |
| Authors |
G._Lacedelli,_L._Malavolta,_L._Borsato,_G._Piotto,_D._Nardiello,_A._Mortier,_M._Stalport,_A._Collier_Cameron,_E._Poretti,_L._A._Buchhave,_M._L\'opez-Morales,_V._Nascimbeni,_T._G._Wilson,_S._Udry,_D._W._Latham,_A._S._Bonomo,_M._Damasso,_X._Dumusque,_J._M._Jenkins,_C._Lovis,_K._Rice,_D._Sasselov,_J._N._Winn,_G._Andreuzzi,_R._Cosentino,_D._Charbonneau,_L._Di_Fabrizio,_A._F._Martinez_Fiorenzano,_A._Ghedina,_A._Harutyunyan,_F._Lienhard,_G._Micela,_E._Molinari,_I._Pagano,_F._Pepe,_D._F._Phillips,_M._Pinamonti,_G._Ricker,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_C._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02332 |
HARPS-N放射速度（RV）とTESS測光に基づいて、初期のKドワーフTOI-561を周回する惑星系の完全な特性を示します。TESSで3つの通過候補を特定した後、RV分析から2つの追加の外部惑星を発見しました。RVは外側のTESS通過候補を確認できないため、システムが動的に不安定になります。この候補に最初に関連付けられた2つのトランジットは、代わりにRVを使用して発見された2つの惑星の単一トランジットによるものであることを示します。TOI-561を周回する4つの惑星には、周期$P_{\rmb}=0.45$d、質量$M_{\rmb}=1.59\の超短周期（USP）超地球（TOI-561b）が含まれますpm0.36$M$_\oplus$および半径$R_{\rmb}=1.42\pm0.07$R$_\oplus$、および3つのミニネプチューン：TOI-561c、$P_{\rmc}=10.78$d、$M_{\rmc}=5.40\pm0.98$M$_\oplus$、$R_{\rmc}=2.88\pm0.09$R$_\oplus$;TOI-561d、$P_{\rmd}=25.6$d、$M_{\rmd}=11.9\pm1.3$M$_\oplus$、$R_{\rmd}=2.53\pm0.13$R$_\oplus$;およびTOI-561e、$P_{\rme}=77.2$d、$M_{\rme}=16.0\pm2.3$M$_\oplus$、$R_{\rme}=2.67\pm0.11$R$_\oplus$。$3.0\pm0.8$gcm$^{-3}$の密度を持つTOI-561bは、これまでに知られている最低密度のUSP惑星です。私たちのN体シミュレーションは、システムの安定性を確認し、惑星dとeの間の強力な反相関の長期通過時間変動信号を予測します。内側の超地球の異常な密度と外側の惑星間の力学的相互作用により、TOI-561は興味深い追跡対象となっています。
VLTI / MATISSEを使用した高温の外生ゾウダストの最初のLバンド検出
| Title |
First_L_band_detection_of_hot_exozodiacal_dust_with_VLTI/MATISSE |
| Authors |
Florian_Kirchschlager,_Steve_Ertel,_Sebastian_Wolf,_Alexis_Matter_and_Alexander_V._Krivov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02334 |
私たちは初めて、Lバンドで高温の外生塵の放出を観測しました。超大型望遠鏡干渉計で新しい機器MATISSEを使用して、$\kappa$Tucの周りの3.37〜3.85$\mu$mの波長で3$\sigma$〜6$\sigma$の有意な高温のダストを検出しました。ダストからスターへのフラックス比5〜7％。新しいLバンドデータのみに基づいて、および以前に公開されたHバンドデータと組み合わせて、スペクトルエネルギー分布をモデル化しました。すべての場合において、$\kappa$Tucの観測に最も適合するアモルファスカーボンの0.58$\mu$m粒子が見つかりましたが、ナノメートルまたはマイクロメートルの粒子と他の炭素またはケイ酸塩も観測をよく再現しています。Hバンドデータは時間的変動性を明らかにしたので、Lバンドデータは異なるエポックで取得されたので、それらを異なる方法で組み合わせます。アプローチに応じて、0.1から0.29auの範囲の恒星距離の狭いダストリング、したがって温度が940から1430Kの範囲で最適なフィットが得られます。1$\sigma$内のダストの位置と温度は、0.032-1.18auおよび600-2000Kに制限されます。
自然対育成：惑星の軌道特性と恒星の年齢の間の明らかな相関関係を評価するためのベイズの枠組み
| Title |
Nature_vs._nurture:_a_Bayesian_framework_for_assessing_apparent_correlations_between_planetary_orbital_properties_and_stellar_ages |
| Authors |
Emily_D._Safsten,_Rebekah_I._Dawson,_Angie_Wolfgang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02357 |
多くの太陽系外惑星の軌道特性は、軌道共鳴に固定された惑星や、楕円形またはホスト星のスピン軸から非常に傾いた軌道上の惑星など、私たち自身の太陽系で見られるものとはかなり異なります。システムアーキテクチャの多種多様性が主に形成条件の違いによるものか（自然）、経時的な進化によるものか（育児）については、議論の余地があります。惑星の年齢を含む惑星の特性と恒星の特性の間の傾向を特定することは、これらの競合する理論を区別するのに役立ち、惑星がどのように形成され進化するかについての洞察を提供します。ただし、惑星の特性と恒星の年齢との間に観測された傾向が、システムの年齢（時間の経過に伴う進化が重要な要素であることを示している）、または年齢が関連している可能性のあるその他のパラメーターによって引き起こされているかどうかを判断するのは難しい場合があります恒星の質量または恒星の温度として。状況は、選択バイアスの可能性、少数の統計、恒星の年齢の不確実性、および観測された年齢の範囲よりも通常短い軌道進化のタイムスケールによってさらに複雑になります。ここでは、このような観測された相関関係の堅牢性を評価し、実際に進化過程が原因であるか、異なる形成シナリオを反映する可能性が高いか、または単なる偶然であるかを判断するためのベイズ統計フレームワークを開発します。このフレームワークを恒星の年齢と2：1の軌道共鳴、スピン軌道のミスアライメント、および高温の木星の軌道偏心の間の報告された傾向に適用します。最後のケースでのみ、養育仮説に対する強い支持を見つけます。
火星のテンペテラの東にある逆転した水路帯と氾濫原粘土：火星の初期の持続的な河川活動への影響
| Title |
Inverted_Channel_Belts_and_Floodplain_Clays_to_the_East_of_Tempe_Terra,_Mars:_Implications_for_Persistent_Fluvial_Activity_on_Early_Mars |
| Authors |
Zhenghao_Liu,_Yang_Liu,_Lu_Pan,_Jiannan_Zhao,_Edwin_S._Kite,_Yuchun_Wu,_and_Yongliao_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02699 |
火星の初期の気候は、未解決の主要な問題の1つです。初期の火星が暖かくて湿っていたのか、それとも寒くて凍っていたのかは不明です。しなやかな尾根などの火星の形態学的特徴は、この問題に対処するための重要な制約を提供する可能性があります。ここでは、火星のテンペテラの東にある曲がりくねった尾根をいくつか調査し、それらが火星の初期に持続的な河川活動を記録した可能性があることを確認します。私たちの分析は、これらの尾根が、重要な地質学的時間にわたって蛇行河川から形成された水路帯と堤防堆積物の隆起を表す可能性があることを示しています。尾根の側面に沿って分布する層状のスメクタイト含有鉱物は、砕屑性または自生の氾濫原粘土である可能性があります。層序関係の私たちの解釈は、層状のスメクタイト含有材料がチャネルベルト堆積物の間にあり、氾濫原の解釈を支持していることを示しています。私たちの結果は、火星のノアキア時代の間に、永続的な温暖化イベントが地質学的に有意な期間（>1500年）持続したことを示唆しています。
惑星形成と天文化学を結びつける：暖かい巨大惑星と木星アナログのC / OとN / O
| Title |
Connecting_planet_formation_and_astrochemistry:_C/O_and_N/O_of_warm_giant_planets_and_Jupiter-analogs |
| Authors |
Alex_J._Cridland,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Matthew_Alessi,_Ralph_E._Pudritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02907 |
（要約）惑星の大気の化学組成は、惑星がその材料をいつどこに降着するかに関する情報を格納すると長い間考えられてきました。この化学組成を理論的に予測することは、観測研究を、惑星形成を支配する基礎となる物理学にリンクさせる上で重要なステップです。前回の研究での高温木星の研究のフォローアップとして、前回の研究で使用したのと同じ惑星形成集団合成モデルから抽出された暖かい木星の母集団（0.5-4AUの間の準主軸）を提示します。この人口に含まれる原始惑星系円盤の天体化学進化を計算して、ディスクガス、氷、および耐火物源の炭素対酸素（C/O）および窒素対酸素（N/O）比の進化を予測します。その増加は、巨大惑星の大気中のC/OとN/Oに大きな影響を与えます。以前に見つけた主なシーケンス（付着した固体の質量と大気のC/Oの間）が、提示された人工の暖かい木星の集団によって主に再現されていることを確認します。そしてその結果、出生円盤が太陽またはより低い金属性を持っているとき、人口の大部分は経験的に導き出された質量-金属性関係に沿って落ちます。高い金属性（[Fe/H]$>$0.1）の円盤から形成される惑星は、化学的性質のばらつきが大きくなり、質量と金属の関係で見られる散乱の一部を説明できます。予測されたC/OとN/Oの比率を組み合わせると、木星は私たちの人工惑星の集団の中に収まらないことがわかります。この結果は、木星の大気の化学組成の最近の分析と一致しており、太陽から数十AU以上離れた場所にある重元素の大部分のほとんどが降着したことを示唆しています。
TESS-ケック調査II：銀河系の厚い円盤星TOI-561を通過する3つのサブネプチューンの塊
| Title |
The_TESS-Keck_Survey_II:_Masses_of_Three_Sub-Neptunes_Transiting_the_Galactic_Thick-Disk_Star_TOI-561 |
| Authors |
Lauren_M._Weiss,_Fei_Dai,_Daniel_Huber,_John_Brewer,_Karen_A._Collins,_David_R._Ciardi,_Elisabeth_C._Matthews,_Carl_Ziegler,_Steve_B._Howell,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Zachary_R._Claytor,_Keivan_G._Stassun,_Ashley_Chontos,_Steven_Giacalone,_Paul_A._Dalba,_Teo_Mocnik,_Michelle_L._Hill,_Corey_Beard,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Lee_J._Rosenthal,_Aida_Behmard,_Judah_van_Zandt,_Jack_Lubin,_Molly_R._Kosiarek,_Michael_B._Lund,_Jessie_L._Christiansen,_Rachel_A._Matson,_Charles_A._Beichman,_Joshua_E._Schlieder,_Erica_J._Gonzales,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Kevin_I._Collins,_Phil_Evans,_Akihiko_Fukui,_Eric_L._N._Jensen,_Felipe_Murgas,_Norio_Narita,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Richard_P._Schwarz,_Thiam-Guan_Tan,_Jon_Jenkins,_George_Ricker,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03071 |
NASATESSミッションの測光と地上での追跡調査に基づく、超短周期惑星（USP）を含む多惑星システムであるTOI-561の発見について報告します。この明るい（$V=10.2$）星は、3つの小さな通過惑星をホストしています：TOI-561b（TOI-561.02、P=0.44日、$R_b=1.45\pm0.11\、R_\oplus$）、c（TOI-561.01、P=10.8日、$R_c=2.90\pm0.13\、R_\oplus$）、およびd（TOI-561.03、P=16.4日、$R_d=2.32\pm0.16\、R_\oplus$）。星は化学的に（[Fe/H]=-0.41、[$\alpha$/Fe]=+0.23）、運動学的に銀河の厚い円盤の集団と一致しており、TOI-561を最も古い（$10\pm3\、$Gyr）とほとんどの金属に乏しい惑星系はまだ発見されています。ハイコントラストイメージング、地上ベースの測光フォローアップ、Keck/HIRESからの放射速度で候補の惑星の性質を確認します。惑星bの質量と密度は3.2$\pm$0.8$\、M_\oplus$および5.6$\pm$2.0gccで、岩の多い組成と一致しています。地球のような鉄とケイ酸塩の比率は除外されませんが、その平均密度よりも低い密度は鉄の少ない組成と一致しています。惑星cは6.5$\pm$2.4$\、M_\oplus$と1.45$\pm$0.55gcc、惑星dは2.4$\pm$2.0$\、M_\oplus$と1.1+/-0.9gccで、どちらも低質量の揮発性エンベロープで覆われた内部の岩の多いコアと一致しています。TOI-561bは、放射速度で確認された銀河の厚い円盤型の星の周りの最初の岩だらけの世界であり、熱放射の研究に最適な岩だらけの惑星の1つです。
トランジションディスク内の惑星の移行ジャンプ
| Title |
Migration_jumps_of_planets_in_transition_disks |
| Authors |
Thomas_Rometsch,_Peter_J._Rodenkirch,_Wilhelm_Kley,_Cornelis_P._Dullemond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03090 |
遷移円盤は、星に近い円盤材料の欠乏を特徴とする特殊なクラスの原始惑星系円盤を形成します。サブグループでは、これらの円盤の内側の穴が数十auまで伸びる可能性がありますが、観測されている中心の星にはまだ質量降着があります。このタイプの広い遷移円盤は、埋め込まれた惑星のシステムと円盤の相互作用によって生成されるという命題を分析します。局所等温状態方程式を使用するか、放射効果も考慮して、フラットディスクの2D流体力学シミュレーションを実行しました。2〜3個の木星の惑星がディスクに埋め込まれ、ディスクと惑星の相互作用による動的進化が10万年以上続いた。シミュレーションは、星や惑星への大量の降着を説明します。システムPDS70に適合したパラメーターを持つモデルを含めました。モデルの機能の可観測性を評価するために、合成ALMA観測を実行しました。より大規模な内部惑星を持つシステムの場合、両方の惑星が外側に移動するフェーズがあり、Masset-Snellgroveメカニズムを介して2：1の平均運動共振に関与します。十分に大きな円盤では、外側の円盤に渦が形成されると、外惑星が急速に外向きに移動し、その距離が数千年以内に数十au増加します。その後、外側の惑星は内側に戻り、再び内側の惑星と共鳴します。この新しい複合現象を「移行ジャンプ」と呼びます。外側への移動と移動のジャンプは、星への高い質量降着率を伴います。合成画像は、動的な振る舞いのタイプに応じて多数の下部構造を明らかにします。私たちの結果は、2つの埋め込まれた惑星の外向きの移行が、広い遷移円盤で観測された高い恒星質量降着率の説明の主要な候補であることを示唆しています。
天の川核クラスターにおける回転する金属に乏しい恒星集団の起源について
| Title |
On_the_origin_of_a_rotating_metal-poor_stellar_population_in_the_Milky_Way_Nuclear_Cluster |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Alessia_Gualandris,_Tuan_Do,_Anja_Feldmeier-Krause,_Nadine_Neumayer,_Denis_Erkal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02328 |
サブソーラー金属性と支配的な人口と比較して高い回転を示す天の川核クラスター（NC）の内側のパーセクで最近検出された星の人口の起源を探る。最先端の$N$-bodyシミュレーションを使用して、大規模な恒星系が銀河系と銀河系外の両方にある銀河の中心に落下する様子をモデル化します。新しく発見された集団は、銀河中心から数kpc離れて形成された大規模な星団の残骸であるか（銀河シナリオ）、元々10-100kpcに位置していた矮小銀河（銀河外シナリオ）から降着することができることを示しています。3-5Gyr前に銀河中心に達した。私たちのモデルと、天の川衛星および球状星団の特徴的なガラクトセントリック距離および金属性分布との比較は、銀河系のシナリオを支持しています。エンケラドスソーセージ、セコイア、射手座、カニスの主要構造に関連するクラスターとの比較により、観測された金属の少ない下部構造の前駆細胞が、付着するのではなく、その場で形成されたことが示唆されます。
球状星団M15およびM30における恒星質量関数の動径変動：非標準のIMFの手掛かり？
| Title |
Radial_variation_of_the_stellar_mass_functions_in_the_globular_clusters_M15_and_M30:_clues_of_a_non-standard_IMF? |
| Authors |
Mario_Cadelano,_Emanuele_Dalessandro,_Jeremy_J._Webb,_Enrico_Vesperini,_Daniele_Lattanzio,_Giacomo_Beccari,_Matias_Gomez_and_Lorenzo_Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02333 |
高解像度ハッブル宇宙望遠鏡と広視野ESO-VLT観測の組み合わせを利用して、2つの密集した大規模コアとポストコアにおけるグローバル質量関数（alphaG）とその半径方向変動（alpha（r））の勾配を調査します-球状星団M15とM30を折りたたみます。利用可能なデータセットはクラスターのメインシーケンスを0.2Msunまでサンプリングし、測光の完全性により、中央領域から潮汐半径までの0.40Msunと0.75Msunの間の質量関数の研究が可能になります。両方のクラスターが、クラスター中心距離の関数としてalpha（r）に非常に類似した変動を示すことがわかります。どちらも中央領域でalpha（r）の非常に急な変化を示し、その後、郊外でほぼ一定の値になります。そのような振る舞いは、質量分離と質量損失プロセスによって駆動されるシステムの長期的な動的進化の結果として解釈できます。これらの結果を直接のN体シミュレーションのセットと比較し、動的な年齢（t/trh）で観測されたalpha（r）およびalphaGの観測値を、観測されたプロパティから導出された値よりも大幅に再現できることのみを確認します。両方のクラスター。このような不一致の原因となる可能性のある物理的メカニズムを調査し、両方のクラスターが非標準（フラット/ボトムライター）の初期質量関数で生まれる可能性があると主張します。
化学動力学モデリングによる天の川核星団の形成の解明
| Title |
Revealing_the_Formation_of_the_Milky_Way_Nuclear_Star_Cluster_via_Chemo-Dynamical_Modeling |
| Authors |
Tuan_Do_(1),_Gregory_David_Martinez_(1),_Wolfgang_Kerzendorf_(2_and_3),_Anja_Feldmeier-Krause_(4),_Manuel_Arca_Sedda_(5),_Nadine_Neumayer_(6),_and_Alessia_Gualandris_(7)_((1)_UCLA,_(2)_MSU,_(3)_Engineering_MSU,_(4)_University_of_Chicago,_(5)_University_of_Heidelberg,_(6)_MPIA,_(7)_University_of_Surrey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02335 |
天の川核星団（MWNSC）は、銀河核の起源と進化、および核星団と超大質量ブラックホールとの相互作用を理解するためのテンプレートとして使用されています。これは、超大質量ブラックホールを備えた唯一の核星団であり、個々の星を解いてそれらの運動学と金属存在量を測定し、その形成履歴を再構築することができます。ここでは、超大型望遠鏡のKMOSスペクトログラフからの金属性と動径速度データを使用して、MWNSCの内部1個の最初の化学力学モデルの結果を示します。この領域には、運動学的および化学的に異なる2つのコンポーネントの証拠があります。星の大部分は、銀河面に垂直な回転軸を持つ、以前から知られているスーパーソーラー金属成分に属しています。ただし、星の約7\％を含み、ずれている可能性のある回転軸を持つ主要コンポーネントよりも高速で回転しているように見える、新しい運動学的に異なるサブソーラー金属性コンポーネントを特定します。この2番目の要素は、MWNSCと合流する、落下する星団または矮小銀河の残骸の証拠である可能性があります。これらの測定結果は、化学的存在量と運動学の組み合わせが、MWNSCの起源と進化を直接研究するための有望な方法であることを示しています。
近くの渦巻銀河内のISMの混合スケールの測定
| Title |
Measuring_the_mixing_scale_of_the_ISM_within_nearby_spiral_galaxies |
| Authors |
Kathryn_Kreckel,_I-Ting_Ho,_Guillermo_A._Blanc,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_Erik_Rosolowsky,_Frank_Bigiel,_Mederic_Boquien,_Melanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Jenny_J._Kim,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Janice_C._Lee,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Rebecca_McElroy,_Sharon_E._Meidt,_Ismael_Pessa,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Karin_Sandstrom,_Francesco_Santoro,_Fabian_Scheuermann,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Dyas_Utomo,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02342 |
金属の空間分布は、化学物質の濃縮と混合のプロセスを反映し、制約するために使用できます。PHANGS-MUSE光積分場分光法を使用して、8つの近くの円盤銀河のサンプルの7,138のHII領域にわたって気相酸素存在量（金属）を測定します。論文I（Kreckeletal。2019）では、各銀河の金属性の線形放射状勾配を測定して報告し、方位角存在量の変化を定性的に検索しました。ここでは、金属分布の均一性を定量化し、HII領域の金属性が相関している混合スケールを測定するために、放射状勾配を差し引いた後の存在量の2次元変動Delta（O/H）を調べます。すべての銀河でDelta（O/H）の低い（0.03--0.05dex）散布を観測し、小さい（<600pc）空間スケールでは有意に低い（0.02--0.03dex）散布を観測します。これは、測定の不確実性と一致しており、2次元の金属分布が600pc未満のスケールで高度に相関していることを意味します。観測された均一性に関連するスケール長を定量化するために、ディスク内の金属の2点相関関数を計算します。この混合スケールは、星形成率よりも（冷ガスとイオン化ガスの両方の）局所ガス速度分散とよりよく相関していることが観察されています。線形放射状勾配に比べて存在量が強化されたHII領域のみを選択すると、小規模では均一性の増加は観察されません。これは、観測された均質性が、最近の進行中の星形成による汚染ではなく、大規模な混合導入物質によって引き起こされていることを示唆しています。
ガイアDR2における垂直呼吸運動の年齢分析：スパイラル運転の証拠
ガイアDR2は、天の川での呼吸運動を明らかにしました。銀河の中央平面の両側にある星が、そこに向かって、またはそこから離れて一貫して移動しています。これらの呼吸運動の発生メカニズムは、らせん状の密度波であると考えられています。ここでは、この仮説をテストします。星の形成を伴う自己矛盾のない高解像度シミュレーションを使用し、著名なスパイラルをホストします。まず、スパイラルによって励起される呼吸モードのシグネチャを調べます。モデルでは、スパイラル構造によって励起された呼吸モードは、中央平面からの距離とともに振幅が増加し、それらの内部原因を示しています。同じ動作がGaiaデータにも存在します。次に、一定の高さで、年齢とともに呼吸運動の振幅が減少することを示します。ガイアデータが同じ傾向を示すことを示し、観測された呼吸モードがスパイラル密度波によって駆動される場合を強化します。
近くにあるセイファート2銀河の空間的に解像されたBPTマッピング
| Title |
Spatially_resolved_BPT_mapping_of_nearby_Seyfert_2_galaxies |
| Authors |
Jingzhe_Ma,_W._Peter_Maksym,_G._Fabbiano,_Martin_Elvis,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Margarita_Karovska,_Junfeng_Wang,_Andrea_Travascio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02368 |
HST狭帯域フィルターイメージングを使用して、近くの7つのセイファート2銀河の拡張細線領域（ENLR）の空間的に解決されたBPTマッピングを提示します。[OIII]$\lambda$5007、H$\alpha$、[SII]$\lambda$$\lambda$6717、6731、H$の$\leq$0.1"解像度の輝線画像を使用してBPT図を作成します\beta$。BPT分類に従ってこれらの診断線をマッピングすることにより、ENLRをセイファート、ライナー、星形成領域に分解します。核と電離錐は、主に光イオン化と解釈できるセイファート型放出が支配的です活動銀河核（AGN）によって。セイファート核と電離円錐は、ライナーコクーンに移行し、ライナーに囲まれ、厚みが$\sim$250pcまで広がります。セイファート2銀河のリネアコクーンの遍在性は、核周囲領域は必ずしもセイファート型ではなく、ライナー活動がセイファート2銀河で重要な役割を果たします。空間的に解決された診断が、さまざまな領域の励起メカニズムとAGNホスト銀河相互作用を理解する上で重要であることを示します。
メインシーケンススキャッターは実際：星形成と恒星質量への銀河クラスタリングの同時依存
$z\sim0.03$における$\sim40,000$SDSS銀河の恒星質量完全サンプルのクラスタリングの新しい測定値を、恒星質量と特定の星形成率（sSFR）の結合関数として提示します。私たちの結果は、Coiletal。（2017）$z\sim0.7$で検索：銀河のクラスタリングは、固定sSFRでの恒星質量よりも固定恒星質量でのsSFRの方が強い関数です。また、sSFRが高いスター形成メインシーケンス（SFMS）より上の銀河は、sSFRが低いSFMSより下の銀河よりも、特定の恒星質量でクラスター化されていないことがわかります。同様の傾向が静止銀河にも見られます。これにより、メインシーケンスの散乱、および静止シーケンス内の散乱が、大規模な宇宙密度フィールドに物理的に接続されていることが確認されます。Behrooziらの経験的銀河進化モデルに基づいて、${0<z<1.2}$のさまざまな銀河サンプルと模擬銀河カタログを比較して、結果の銀河バイアスとsSFR、および相対バイアスとsSFRの比率を比較します。（2019）。このモデルは、中間赤方偏移でPRIMUSおよびDEEP2クラスタリングデータによく適合しますが、SDSSとの一致はそれほど強くありません。モデル内の$z\sim0$での銀河SFRとハロー降着率の相関を高めると、SDSSデータとの一致が大幅に改善されることを示しています。模擬カタログは、中央の銀河が特定の恒星の質量でのsSFRへのクラスタリングの依存に実質的に寄与し、信号がsSFRとの衛星銀河の割合の違いの単なる影響ではないことを示唆しています。私たちの結果は銀河の進化モデルを非常に制約し、恒星とハローの質量関係（SHMR）がsSFRに依存することを示しています。
銀河地震学：射手座ドワーフ衝突後の進化する「フェーズスパイラル」
ESAガイアの天文学調査から浮かび上がった最も重要な発見の1つは、太陽近傍全体の$z-V_z$平面で検出された「フェーズスパイラル」パターンです。銀河の円筒座標（$R、\phi、z$）では、個々の星は速度（$V_R、V_\phi、V_z$）と振動周波数（$\Omega_R、\Omega_\phi、\Omega_z$）=（$\kappa、\Omega、\nu$）。$z-V_z$位相平面の各点が$\langleV_R\rangle$または$\langleV_\phi\rangle$のいずれかで表され、ボリューム全体で平均化され、外乱が垂直振動を面内遊星運動でロックしました。ディスククロス衛星（$2\times10^{10}$M$_\odot$）の解析モデルを使用して$\langleV_Rの位相スパイラルとその結合動作を説明するBinney＆Schoenrich（2018）を再訪します\rangle$および$\langleV_\phi\rangle$。AGAMAコードとRAMSESコードを使用して、分析計算に当てはまる高解像度のN体モデルを探索します。インパルスは、異なる速度でラップする2つの異なる双対称（m=2）モード（密度波と曲げ波）の重ね合わせをトリガーすることがわかります。高速密度波の星は$\phi_D（R、T）=（\Omega_D（R）+\Omega_o）T$に従って時間$T$で終了します。$\phi_D$はスパイラルパターンを表し、$\Omega_D=\Omega（R）-\kappa（R）/2$。パターン速度$\Omega_o$は小さいですが、ゼロではないため、これは動的密度波であることを示しています。遅い曲げ波は$\Omega_B\approx\Omega_D/2$に従って包み込み、波状の波を生成します。これは現在、銀河でよく確立されている現象です。密度波のバンチング効果は、曲げ波を上下に回転するときに「フェーズスパイラル」をトリガーします（「ローラーコースター」モデル）。位相スパイラルは、衝撃後にゆっくりと380Myrで現れ、共生的に$\langleV_R\rangle$と$\langleV_\phi\rangle$...
| Title |
Are_the_Milky_Way_and_Andromeda_unusual?_A_comparison_with_Milky_Way_and_Andromeda_Analogs |
| Authors |
Nicholas_Fraser_Boardman,_Gail_Zasowski,_Jeffrey_Newman,_Brett_Andrews,_Catherine_Fielder,_Matthew_Bershady,_Jonathan_Brinkmann,_Niv_Drory,_Dhanesh_Krishnarao,_Richard_Lane,_Ted_Mackereth,_Karen_Masters,_Guy_Stringfellow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02576 |
私たちの天の川は、天の川の円盤内の私たちの特権的な位置のおかげで、銀河の進化モデルに独自のテストケースを提供します。また、この視点は、外部の視点から天の川を観察することができないため、天の川と外部銀河の比較を複雑にします。天の川のアナログ銀河は、他の方法では欠けている外部の視点を提供することによって、この格差を埋める機会を私たちに提供します。ただし、「アナログ」の定義が高すぎると、銀河はほとんどまたはまったく生成されないため、どの選択基準が最も意味のあるアナログサンプルを生成するかを理解することが重要です。これに対処するために、異なる基準を使用して選択された天の川アナログの補完的なサンプルの特性を比較します。天の川は、ほとんどの場合、星形成率とバルジとトータルの比率の観点から、その類似体の1$\sigma$以内であることがわかりますが、天の川とその類似体の間には、ディスクの観点から、より大きなオフセットがあります。スケール長;これは、最も正確なアナログを選択する場合は、スケールの長さを他の基準に加えてアナログ選択に含める必要があることを示唆しています。また、隣接するアンドロメダ銀河にも手法を適用しています。アンドロメダよりもはるかに高い星形成率を表示するために、強い形態学的特徴に基づいて選択された類似体を見つけます。また、アンドロメダの膨らみの範囲を過大に予測するために、アンドロメダの星形成率で選択された類似体も見つけます。これは、最も厳しいアンドロメダ類似体を選択する場合、構造と星形成率の両方を考慮する必要があることを示唆しています。
いくつかのLi Jiang-Taoの論文における高温ガス特性の計算に関するエラッタ
これは、2008年から2016年の間に発行された7つの論文の正誤表と、Jiang-TaoLi（JTL）を筆頭著者として組み合わせたものです。すべての問題は、熱プラズマコードを使用したX線スペクトル分析から高温ガスの物理パラメータを計算するために使用されるJTLによって書かれた元のスクリプトの2つの誤りが原因です。この間違いにより、電子数密度や高温ガスの質量などのいくつかのパラメーターが$\sqrt{10}\約3.162$だけ過大評価され、熱圧力が$\倍に過大評価されます。約2.725ドル。JTLは、これらの間違いによって引き起こされた不便をコミュニティに謝罪します。これらの間違いによって影響を受けた7つの論文すべてのテキスト、数値、図、および表の更新を提示します。JTLが主導する他の論文や共同執筆論文は影響を受けません。
H2分子による巨大な雲の中での超大質量星形成
原始銀河形成の最近の三次元宇宙シミュレーションは、H$_2$-冷却が動的加熱によって圧倒されている暖かいガス雲に超大質量星（SMS）が形成される可能性があることを示唆しています。（2019）、しかし彼らは中央のプロトスターの次の成長に達する前に止まった。ここでは、この雲の原始星コアへの降着が、SMSを生成するために、放射線フィードバックに直面して十分に速いかどうかを調べます。Wiseetal。の雲の特性を直接採用した非平衡化学反応を伴う高温の崩壊する雲の1次元放射流体力学的シミュレーションを実行します。（2019）初期状態として。恒星のライマンヴェルナー（LW）放射がガスフローの内部領域でH$_2$を解離させ、ガス温度と熱圧を上昇させ、降着を一時的に停止することがわかります。ただし、この負のフィードバックは、より大きなスケールでの自己重力と内向きのラム圧力がガスを内向きに押すと停止します。中心のプロトスターは高密度のためにHII領域を作成できず、$\gtrsim10^5\、{\rmM_\odot}$の質量まで成長します。私たちの結果は、SMSの形成が成功し、動的に加熱されたハローに大量の（$\sim10^5\、{\rmM_\odot}$）残余ブラックホールが存在することを示していますが、2次元または3次元で確認する必要がありますシミュレーション。
MeerKATによるバイモーダルマージクラスターA2384での無線遺物の発見
| Title |
MeerKAT's_discovery_of_a_radio_relic_in_the_bimodal_merging_cluster_A2384 |
| Authors |
V._Parekh,_K._Thorat,_R._Kale,_B._Hugo,_N._Oozeer,_S._Makhathini,_D._Kleiner,_S._V._White,_G._I._G._J\'ozsa,_O._Smirnov,_K._van_der_Heyden,_S._Perkins,_L._Andati,_A._Ramaila,_and_M._Ramatsoku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02724 |
MeerKAT電波望遠鏡を使用して、銀河団A2384の端にある1つの電波遺物の発見を紹介します。A2384は、A2384（N）（北クラスター）とA2384の間に密集したX線フィラメント（長さ$\sim$700kpc）を表示する、近く（$z$=0.092）の低質量の複雑な二峰性銀河クラスターです。（S）（南部クラスター）。ラジオ遺物の起源は不可解です。A2384のMeerKAT観測を使用して、無線遺物の物理サイズは824$\times$264kpc$^{2}$であり、急なスペクトルソースであると推定します。遺物の無線電力は$P_{1.4\mathrm{GHz}}$$\sim$（3.87$\pm$0.40）$\times$10$^{23}$WHz$^{-1}$。この電波遺物は、低質量のA2384（S）クラスターが巨大なA2384（N）クラスターを通過する際の衝撃波伝播の結果である可能性があり、高温のX線フィラメントのように見える跡を作成します。以前のGMRT325MHzの観測では、A2384の熱X線フィラメントと相互作用する奇妙なFRI電波銀河を検出しましたが、拡張された電波遺物は検出されませんでした。FRI銀河の南葉と混同されていました。この新たに検出された無線遺物は、他の遺物クラスターに見られるように、細長く、合併軸に垂直です。遺物に加えて、高温のX線フィラメントに候補となる無線棟があることに気づきました。RadioRidgeSourceの物理的なサイズは$\sim$182$\times$129kpc$^{2}$です。X線フィラメントの拡散電波源の検出はまれな現象であり、A2384（N）とA2384（S）の2つの結合クラスターの間に見つかる新しいクラスの電波源である可能性があります。
コンパクトなスティープスペクトルおよびピークスペクトルラジオソース
コンパクトスティープスペクトル（CSS）およびピークスペクトル（PS）ラジオソースは、コンパクトで強力なラジオソースです。マルチ周波数の観測特性と現在の理論は、O'Dea（1998）の以前のレビュー以降の進展に重点を置いてレビューされています。PSおよびCSSソースの性質には3つの主要な仮説があります。（1）PSソースは非常に若い電波銀河である可能性があり、大きな電波銀河へと向かう途中でCSS電波源に進化します。（2）PSおよびCSSソースは、環境内の高密度ガスとの相互作用によって閉じ込められる（および無線出力が強化される）ため、コンパクトになる可能性があります。（3）あるいは、PSソースは一時的または断続的なソースである可能性があります。これらの仮説のそれぞれは、個々のオブジェクトに適用できます。各集団の相対数は、電波銀河のパラダイムに大きな影響を与えます。長期間のベースラインでの適切なモーションスタディは、ダース以上のソースのホットスポット速度を決定し、これらが若いオブジェクトであることを確認するのに役立ちました。多周波数偏波観測により、多くのCSS/PSソースが高密度の星間物質に埋め込まれ、活発に相互作用していることが実証されています。電波源と整列した輝線ガス、およびブルーシフトしたHI吸収線と[OIII]輝線の検出は、AGNフィードバックがこれらのオブジェクトに存在することを示します-おそらく電波源によって駆動されます。CSS/PSのソースは、広範な時間スケールでの一時的なAGNの証拠とともに議論されています。レビューは、未解決の質問と将来の展望についての議論で終わります。
クエーサーSDSS J134444.33 + 315007.6におけるMg IIおよびAl IIIの幅広い吸収線の速度シフト
| Title |
Velocity_shift_of_Mg_II_and_Al_III_broad_absorption_lines_in_quasar_SDSS_J134444.33+315007.6 |
| Authors |
Wei-Jian_Lu_and_Ying-Ru_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02753 |
私たちは初めて、クエーサーSDSSJ134444.33+315007.6（以下J1344+3150）におけるMgIIおよびAlIIIの幅広い吸収線（BAL）の同期速度シフトを報告します。マルチエポック観測で、134個のMgIIBALクエーサーのサンプルからこのクエーサーを見つけました。このクエーサーには3つの低イオン化BALシステムが含まれており、最速の$\sim$$-17、000\、\rmkm\、s^{-1}$は$\sim$$-1101の運動学的シフトを示します\、\rmkm\、s^{-1}$と$\sim$$-1170\、\rmkm\、s^{-1}$は、それぞれ休憩中のMgIIイオンとAlIIIイオン-約3.21年のフレーム時間。一方、このクエーサーは、その連続体の明らかな弱体化、複数の輝線（MgII、CIIIおよびAlIII）の協調強化、3つのAlIII吸収谷の協調強化など、他のさまざまな変動特性も示しています。これらの変動特性は、J1344+3150のBAL流出がバックグラウンド放射エネルギーの影響を受けていることを説得力をもって示しています。したがって、クエーサーJ1344+3150のシステムAに表示される速度シフトは、中央のソースからの放射圧による流出の実際の見通し内加速度を示していると推測します。
観測とシミュレーションで銀河の合併を比較する一貫した枠組みに向けて
| Title |
Towards_a_consistent_framework_of_comparing_galaxy_mergers_in_observations_and_simulations |
| Authors |
L._Wang,_W._J._Pearson,_V._Rodriguez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02974 |
ねらい。私たちは、これまでにないほど広範囲の恒星質量（10^9から10^12の太陽質量）にわたって、低赤方偏移での銀河の主要な合併率の質量依存性に関する観測とシミュレーションの一貫した比較を行うことを目指しています。メソッド。最初に、次世代のIllustrisシミュレーション（IllustrisTNG）から選択された主要な合併と非合併の理想的な合成画像のフォワードモデリングを実行して、主要な観察効果を含めます。次に、シミュレーションからの銀河サンプルの現実的な模擬観測を使用して、深い畳み込みニューラルネットワーク（CNN）をトレーニングします。続いて、訓練されたCNNをGalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査から選択された銀河の実際のKilo-DegreeSurvey（KiDS）画像に適用します。観測とシミュレーションで一貫して検出された主要な合併サンプルに基づいて、0.15付近のzでの主要な質量分率の恒星の質量への依存性を決定し、2つを比較します。結果。GAMA/KiDS観測で検出された主要な合併率は、質量範囲が10^9<M_sun<M_star<10^11.5M_sunで、恒星の質量が増加するにつれて、かなり穏やかな減少傾向を示しています。GAMA/KiDS観測と10^9.5M_sun<M_star<10^10.5M_sunでのIllustrisTNGシミュレーションにおける主要な合併率の質量依存性には、よく一致しています。ただし、観測とシミュレーションでは、M_star>10^10.5M_sunでいくつかの違いが見られます。これは、シミュレーションでの低付加状態での超大質量ブラックホールフィードバックが原因で、この質量スケールでクエンチされたフラクションが急激に遷移するためと考えられます。不一致は、シミュレーションの量が比較的少ないこと、および/またはシミュレーションと観測で恒星の質量が測定される方法の違いが原因である可能性もあります。
超音速収束流の消散によるマスカフィラメント内の高密度ガス形成
| Title |
Dense_gas_formation_in_the_Musca_filament_due_to_the_dissipation_of_a_supersonic_converging_flow |
| Authors |
L._Bonne,_N._Schneider,_S._Bontemps,_S._D._Clarke,_A._Gusdorf,_A._Lehmann,_M._Steinke,_T._Csengeri,_S._Kabanovic,_R._Simon,_C._Buchbender,_R._Guesten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03083 |
ハーシェル宇宙望遠鏡での観測により、ほとんどの星形成ガスは星間フィラメントで構成されていることが確認されています。$^{12}$CO（4-3）、$^{12}$CO（3-2）、およびさまざまなCO（2-1）同位体をカバーする観測を実行することにより、これらの高密度構造の形成を理解することを目指していますムスカフィラメントのライン、APEX望遠鏡を使用。観測されたCO強度とライン比は、PDR（光解離領域）放出では説明できません。これは、158$\mu$mでの[CII]ラインの非検出によって強く制約されている、周囲の遠紫外フィールドが低いためです。SOFIAのupGREATレシーバーで観測された63$\mu$mの[OI]ラインと、APEXで検出された弱い[CI]609$\mu$mライン。観測は、衝撃励起がMuscaフィラメントの最高カラム密度領域に近い温かく高密度のガスを発生させるシナリオと一致していることを提案します。衝撃モデルを使用して、CO観測はJタイプの低速衝撃による励起と一致することができることがわかります。観測されたCOスペクトルと動的フィラメント形成シミュレーションの合成観測との定性的な比較は、収束する流れから冷たく高密度のフィラメントを形成するフィラメント降着ショックの特徴とよく一致していることを示しています。Muscaフィラメントは、このようにして、高密度の衝撃後ガス分子であることがわかります。ISMで収束する流れの超音速運動エネルギーを散逸させるフィラメント降着ショックは、このようにして、冷たく高密度のフィラメント構造の進化において重要な役割を果たす可能性があります。
地上ベースの調査とHST調査の組み合わせによる過去120億年にわたる銀河の恒星質量関数の進化
| Title |
The_evolution_of_the_galaxy_stellar_mass_function_over_the_last_twelve_billion_years_from_a_combination_of_ground-based_and_HST_surveys |
| Authors |
D._J._McLeod,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_F._Cullen,_A._C._Carnall,_K._Duncan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03176 |
地上とハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像調査の組み合わせから導出された、赤方偏移間隔$0.25\leqz\leq3.75$での銀河恒星質量関数（GSMF）の新しい決定を提示します。3deg$^{2}$の範囲にわたって選択され、恒星の質量で$\geq4$dexに渡って選択された近赤外選択の銀河サンプルに基づいて、エディングトンを慎重に考慮して、GSMFにシングルおよびダブルSchechter関数の両方を適合させます観測されたパラメータ値と固有のパラメータ値の両方を導出するためのバイアス。二重Schechter関数はすべての赤方偏移でGSMFに適していることがわかりますが、単一Schechter関数と二重Schechter関数の近似は統計的に$z=3.25$で区別できません。$M^{\star}$に大きな進化の証拠はなく、固有の値は$\log_{10}（M^{\star}/M_{\odot}）=10.55\pm{0.1}と一致します完全な赤方偏移範囲にわたる$。全体的に、私たちのGSMFの決定は最近のシミュレーション結果とよく一致していますが、最高の恒星の質量でも違いが持続しています。サンプルをUVJ平面上の場所に従って分割すると、星形成GSMFは、赤方偏移の全範囲にわたって単一のSchechter関数で適切に記述でき、$z\simeq2.5$以降大幅に進化していないことがわかります。対照的に、パッシブGSMFの正規化形式と機能形式の両方は、赤方偏移とともに劇的に進化し、$z\leq1.5$で単一のSchechter関数から二重のSchechter関数に切り替わります。結果として、パッシブ銀河は$z\leq0.75$で統合された恒星質量密度を支配しますが、$\lesssim10$パーセントだけ$z\simeq3$で寄与することがわかります。最後に、$0\leqz\leq4$の範囲内の任意の赤方偏移で、観測されたものと内因性の両方のGSMFの正確な推定を提供する簡単なパラメーター化を提供します。
星間ニトリルアニオン：TMC-1におけるC3N-およびC5N-の検出
| Title |
Interstellar_nitrile_anions:_Detection_of_C3N-_and_C5N-_in_TMC-1 |
| Authors |
J._Cernicharo,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_M._Agundez,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_C._Cabezas,_C._Bermudez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03240 |
Yebes40m望遠鏡を使用して、トーラス領域のコールドダークコアTMC-1に向けたC3N-およびC5N-の最初の検出について報告します。観測されたC3N/C3N-およびC5N/C5N-の存在比は、それぞれ140および2です。これは、炭素に富む恒星IRC+10216の星周エンベロープにあるものと似ています。ニュートラルの形成メカニズムは星間（イオン中性反応）と星間雲（光解離とラジカル中性反応）で異なりますが、C3N/C3N-およびC5N/C5N-存在比の類似性は、共通の化学経路を強く示唆しています星間および星間雲におけるこれらの陰イオンの形成のため。放射電子付着の役割、N原子と炭素鎖アニオンCn-間の反応、およびCnN-を形成するための可能なルートとしてのHC3NおよびHC5NとのH-反応の役割について説明します。TMC-1でのC5N-の検出は、金属含有種または振動励起状態の可能性を排除するため、IRC+10216にあるラインをこのアニオンに割り当てることを強力にサポートします。回転パラメータの新しいセットは、C5N-および中性ラジカルC5NのTMC-1およびIRC+10216で観測された周波数から導き出されました。
特有のCaリッチSN 2019ehk：低質量のストリップされた前駆体からのタイプIIbコア崩壊超新星の証拠
| Title |
The_peculiar_Ca-rich_SN_2019ehk:_Evidence_for_a_Type_IIb_core-collapse_supernova_from_a_low_mass_stripped_progenitor |
| Authors |
Kishalay_De_and_U._Christoffer_Fremling_and_Avishay_Gal-Yam_and_Mansi_M._Kasliwal_and_S._R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02347 |
近くの銀河M100における特異な「Caリッチ」SN2019ehkの性質は不明のままです。その起源は、剥ぎ取られたコア崩壊超新星か熱核ヘリウム爆発事象のどちらかとして議論されてきました。ここでは、ピーク光から$\約280$日でKeckI望遠鏡を使用して取得された過渡現象の非常に遅い時間の測光を示します。測光を使用して、同時期の星雲位相スペクトルの正確なフラックスキャリブレーションを実行し、[OI]明度$（0.23-0.78）\times10^{38}$ergs$^{-1}$および[CaII]を測定します$（3.4-9.1）\times10^{38}$ergs$^{-1}$の光度は、見通し線に沿った不確実な絶滅の範囲にわたって。これらの測定値を使用して、$\約0.005-0.05$M$_\odot$の合成酸素質量の下限を導き出します。酸素質量はコア崩壊超新星の前駆質量の敏感なトレーサーであり、私たちの推定は$1.45〜1.5$M$_\odot$の非常に低い質量のCOコアの爆発と一致し、$\のHeコア質量に対応します。約1.8〜2.0$M$_\odot$。過渡の高品質ピーク光光学スペクトルを提示し、初期（「フラッシュ」）と光圏の位相スペクトルの両方で水素の特徴を強調表示します。これは、水素の$\gtrsim0.02$M$_\odot$の存在を示唆しています爆発時の前駆細胞。星雲相における大きな[CaII]/[OI]比（$\約10-15$）とHの存在は、SN2019ehkがストリップされた低質量（$\約9-9.5$M$_\odot$）前駆細胞、CaリッチなSNIIbiPTF15eqvに類似。これらの結果は、古い環境での熱核のCaに富むギャップ過渡とは異なり、星形成環境での剥がれた低質量前駆細胞からの「Caに富んだ」コア崩壊超新星の有望なクラスの証拠を提供します。
| Title |
Decomposing_the_Internal_Faraday_Rotation_of_Black_Hole_Accretion_Flows |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Ben_S._Prather,_George_N._Wong,_Ramesh_Narayan,_Charles_Gammie,_and_Michael_Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02369 |
ファラデー回転は、EventHorizonTelescope（EHT）ターゲットM87*とSgrA*を含む、いくつかの低光度活動銀河核のミリメートル波長で見られました。観測された回転測定（RM）は、視線に沿って積分された物質の密度、磁場、および温度をプローブします。降着円盤の状態がどのようにRMに反映されるかを理解するために、M87*に適した一連の一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを使用して、偏光放射伝達計算を実行します。イベントの地平線スケールで空間分解されたミリ波画像では、RMが桁違いに変化し、さらにはサインが反転することもあります。この空間構造の観測結果には、有意な時間変動、符号反転、および偏光面の非$\lambda^2$の進化が含まれます。一部のモデルでは、内部回転測定により、EHTで観察される比較的狭い部分帯域幅全体でさえ、帯域幅の大幅な脱分極が発生する可能性があることがわかります。RMに基づいてこれらのモデルの直線偏光放射を分解し、中間平面の前の放射は、中間平面の背後またはフォトンリング内からの放射よりも数桁少ないファラデー回転を示すことができることを発見しました。空間的に解決されていない（つまり、画像が統合された）RMは、降着率の予測因子としては不十分であり、時間の変動と傾斜の影響から生じるかなりのばらつきがあることを確認します。モデルを繰り返し観測することで、時間変動と偏光面の非$\lambda^2$進化の度合いを特徴付けることができます。
AstroSatおよびNuSTARを使用したブラックホールX線バイナリMAXI J1820 + 070のスペクトル研究
| Title |
A_spectral_study_of_the_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070_with_AstroSat_and_NuSTAR |
| Authors |
Sudip_Chakraborty_(Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India),_Nilam_Navale_(University_of_Mumbai,_India),_Ajay_Ratheesh_(University_of_Rome_Tor_Vergata,_Italy),_Sudip_Bhattacharyya_(Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02465 |
MAXIJ1820+070は、新たに発見された一時的なブラックホールX線バイナリで、いくつかのスペクトルおよび時間的特徴を示しました。この作業では、2018年3月にMAXIJ1820+070のハードステートで観測された、AstroSat搭載の3つすべてのX線装置からの広帯域X線スペクトルと、NuSTARからの同時X線スペクトルを分析します。マルチカラーディスクモデル、相対論的なぼやけた反射モデルrelxilllpCp、およびxillverCpの形での遠方の反射の組み合わせにより、AstroSatおよびNuSTARスペクトルの合理的で一貫した適合を実現します。最適なモデルは、低温ディスク（$kT_{\rmin}\sim0.3$keV）、鉄過剰（$A_{\rmFe}\sim4-5$ソーラー）、短いランプポストコロナを示唆しています高さ（$h\lesssim8R_{\rmg}$）、および高いコロナ温度（$kT_{\rme}\sim115-150$keV）。2番目のComptonizationコンポーネントを追加すると、2番目のComptonizationコンポーネントの$kT_{\rme}$が$\sim14-18$keVになり、適合性が大幅に向上します。同じようなソース状態の2つの異なる衛星を使用した独立した観測からの結果は、不均一なコロナを示しています。さらに、AstroSatのより広いエネルギー範囲を利用して、ブラックホールの質量は$6.7-13.9\M_{\odot}$と推定され、文献で報告されている独立した測定値と一致しています。
AGNの時間的性質のための相対論的軌道モデル
| Title |
A_relativistic_orbit_model_for_temporal_properties_of_AGN |
| Authors |
Prerna_Rana_(1)_and_A._Mangalam_(1)_(Indian_Institute_of_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03061 |
狭い線のセイファート1（NLSy1）銀河で見られるX線準周期振動（QPO）、$\gamma$線、およびブレイザーで見られる光学バンドQPOの統合モデルを提示します。これらのQPOの起源は、これらのAGNのコロナまたはジェット内のプラズマの動きに起因します。X線QPOの場合、NLSy11H0707-945に見られる2つの同時QPOに一般相対論的歳差運動モデルを適用し、放出領域の半径などの軌道パラメーターを推測し、円軌道のパラメーター$a$をスピンします。、球軌道ソリューションの場合、カーターの定数$Q$、$a$、および半径を取得します。X線QPOが1つしか見られない他のケースでは、NLSy1銀河REJ1034+396、2XMMJ123103.2+110648、MS2254.9-3712、Mrk766、およびMCG-06-30-15の軌道パラメーターをローカライズします。灯台モデルを適用することにより、相対論的MHDフレームワークで、ジェットベースの$\gamma$-rayおよび光学QPOの運動学的起源が可能であることがわかります。円形または球形の軌道のみで構成されるプラズマの軌道エネルギーに指数法則分布を備えた組み込みのハミルトニアン定式化に基づいて、結果のフーリエパワースペクトル密度（PSD）にISCOのエネルギーに対応するブレークがあることを示します。さらに、PSDの勾配とエネルギー分布の勾配の間の接続式を導出します。全体として、これらの相対論的軌道モデルの予備的で有望な結果が、内部コロナとジェットのさまざまなスケールで観測されたQPO周波数とPSDに一致することを考えると、コロナのエネルギースペクトルの伝達関数を含む詳細なモデルを構築する動機になります。プラズマフローとその分極特性の相対論的MHDジェットモデル。
AGNのINTEGRALビュー
| Title |
INTEGRAL_view_of_AGN |
| Authors |
Angela_Malizia,_Sergey_Sazonov,_Loredana_Bassani,_Elena_Pian,_Volker_Beckmann,_Manuela_Molina,_Ilya_Mereminskiy,_Guillaume_Belanger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03232 |
AGNは宇宙で最もエネルギッシュな現象の1つであり、過去20年間、INTEGRALの研究への貢献は大きな影響を与えました。INTEGRAL銀河系外の天空調査のおかげで、検出されたすべてのクラスの軟X線（2-10keVバンド）のAGNは、より高いエネルギーでも観測されました。これまでに約450のAGNがカタログ化されており、それらの目立つ部分は、初めて高エネルギーで観測された物体か、新しく発見されたAGNのいずれかです。高エネルギー領域（20-200keV）は、AGNのスペクトル研究にとって重要なウィンドウを表し、また、AGN集団研究に最も適しています。周波数。長年にわたって、INTEGRALデータは、高エネルギーでのAGNスペクトルを特徴付け、それらの吸収特性を調査し、AGN統合スキームをテストし、母集団研究を実行することを可能にしました。このレビューでは、主要な結果が報告され、AGNの各クラスについて、AGN科学へのINTEGRALの貢献が強調されています。最後に、新しい視点が提供され、INTEGRALの科学を他の波長の科学と、特にまだ十分に調査されていないGeV/TeVレジームに結び付けます。
INTEGRALおよび将来の方向性を伴う高質量X線バイナリの理解における進歩
| Title |
Advances_in_Understanding_High-Mass_X-ray_Binaries_with_INTEGRAL_and_Future_Directions |
| Authors |
Peter_Kretschmar,_Felix_F\"urst,_Lara_Sidoli,_Enrico_Bozzo,_Julia_Alfonso-Garz\'on,_Arash_Bodaghee,_Sylvain_Chaty,_Masha_Chernyakova,_Carlo_Ferrigno,_Antonios_Manousakis,_Ignacio_Negueruela,_Konstantin_Postnov,_Adamantia_Paizis,_Pablo_Reig,_Jos\'e_Joaqu\'in_Rodes-Roca,_Sergey_Tsygankov,_Antony_J._Bird,_Matthias_Bissinger_n\'e_K\"uhnel,_Pere_Blay,_Isabel_Caballero,_Malcolm_J._Coe,_Albert_Domingo,_Victor_Doroshenko,_Lorenzo_Ducci,_Maurizio_Falanga,_Sergei_A._Grebenev,_Victoria_Grinberg,_Paul_Hemphill,_Ingo_Kreykenbohm,_Sonja_Kreykenbohm_n\'e_Fritz,_Jian_Li,_Alexander_A._Lutovinov,_Silvia_Mart\'inez-N\'u\~nez,_J._Miguel_Mas-Hesse,_Nicola_Masetti,_Vanessa_A._McBride,_Andrii_Neronov,_Katja_Pottschmidt,_J\'er\^ome_Rodriguez,_Patrizia_Romano,_Richard_E._Rothschild,_Andrea_Santangelo,_Vito_Sguera,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03244 |
高質量のX線連星は、天の川や近隣の銀河で最も明るいX線源の1つです。X線天文学の黎明以来、それらの高度に変動する放出と複雑な現象学のおかげで、高エネルギーの天体物理学コミュニティの関心を集めてきました。さらに近年、彼らは、赤外線から非常に高いエネルギーに至るまで、より多くのエネルギー帯における物理的プロセスの理解に挑戦してきました。このレビューでは、電磁スペクトル全体にわたって実質的に高質量X線バイナリからの放出を支配する物理プロセスの広く簡潔な要約を提供します。これには、恒星風とコンパクトオブジェクトの高い重力場および磁場との相互作用、極端な磁気および重力条件下での物質の挙動、および連星系の存在による大規模な星の進化過程の摂動が含まれます。高質量X線バイナリクラスの最も興味深いオブジェクトの多くの発見におけるINTEGRALミッションの役割と、過去20年間にわたるこれらの線源への関心の復活への貢献を強調します。INTEGRALの発見が、既知の高質量X線バイナリの数を大幅に増加させるだけでなく、母集団全体の理解を深めるだけでなく、多波長アプローチを刺激する新たな調査ウィンドウを開いたことを示します今日では、ほとんどの天体物理学研究分野で一般的です。X線から非常に高エネルギーの領域まで計画されている将来の施設の概要を提供することにより、レビューを締めくくります。18年以上のINTEGRAL科学的観察の結果、未解決のままになっている多くの質問に対する答えを見つけるのに役立つと期待されます。
ポリホルム：インタラクティブなPhysarum Polycephalum Visualizationによる宇宙論データセットの構造分析
| Title |
Polyphorm:_Structural_Analysis_of_Cosmological_Datasets_via_Interactive_Physarum_Polycephalum_Visualization |
| Authors |
Oskar_Elek,_Joseph_N._Burchett,_J._Xavier_Prochaska,_Angus_G._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02441 |
このペーパーでは、宇宙のデータセットを調査するための新しいアプローチを提供するインタラクティブな視覚化およびモデルフィッティングツールであるPolyphormを紹介します。栄養素を効率的に探索する単細胞粘菌であるPhysarumpolycephalumの行動に触発された高速計算シミュレーション手法により、天体物理学者はスローンデジタルスカイサーベイにアーカイブされた銀河マップなどの疎なデータセットから外挿して、これらを使用できますハッブル宇宙望遠鏡によってキャプチャされた分光観測など、他のさまざまなデータの分析を通知するための外挿。研究者は、モデルパラメータを調整することでシミュレーションをインタラクティブに更新し、結果の視覚的出力を調査してデータに関する仮説を立てることができます。Polyphormのシミュレーションモデルとその相互作用および視覚化のモダリティの詳細を説明し、私たちのアプローチの有効性を示す3つの科学的なユースケースを通じてPolyphormを評価します。
生命の元素および分子のシグネチャの検出：レーザーベースの質量分析技術
| Title |
Detecting_the_elemental_and_molecular_signatures_of_life:_Laser-based_mass_spectrometry_technologies |
| Authors |
Niels_F.W._Ligterink,_Andreas_Riedo,_Marek_Tulej,_Rustam_Lukmanov,_Valentine_Grimaudo,_Coenraad_de_Koning,_Peter_Wurz,_Christelle_Briois,_Nathalie_Carrasco,_Ricardo_Arevalo_Jr.,_and_William_B._Brinckerhoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02521 |
地球外生命体の特定は、宇宙研究における最も刺激的で挑戦的な取り組みの1つです。絶滅したまたは現存する生命の存在は、生体成分、同位体、分子から推測できますが、正確で高感度な機器が必要です。このホワイトペーパーでは、レーザーベースの質量分析計が原子、同位体、および分子のバイオシグネチャーのinsitu同定に有望な機器であることを示しています。宇宙探査用に開発されたレーザーアブレーション/イオン化質量分析（LIMS）およびレーザー脱離/イオン化質量分析（LD-MS）機器の概要を示します。それらの使用法は、火星シナリオとヨーロッパシナリオのコンテキストで説明されています。レーザーベースの質量分析計は、生命の検出に多くの有益な特性を備えた多用途で技術的に成熟した機器であることを示しています。将来の惑星着陸および探査機のミッションでは、科学的ペイロードでレーザーベースの質量分析計を利用するように奨励されるべきです。
時間反転テンプレートバンクを使用したGstLALインスパイラルパイプラインのバックグラウンド推定手法の改善
| Title |
Improving_the_background_estimation_technique_in_the_GstLAL_inspiral_pipeline_with_the_time-reversed_template_bank |
| Authors |
Chiwai_Chan,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Chad_Hanna,_Shasvath_Kapadia,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Siddharth_R._Mohite,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Atsushi_Nishizawa,_Hiroaki_Ohta,_Alexander_Pace,_Surabhi_Sachdev,_Minori_Shikauchi,_Leo_Singer,_Leo_Tsukada,_Daichi_Tsuna,_Takuya_Tsutsui,_and_Koh_Ueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03025 |
背景推定は、重力波イベントの統計的有意性を決定するために重要です。現在、バックグラウンドモデルは、ひずみデータを潜在的な信号から分離する推定手法を使用して、ひずみデータから数値的に構築されています。ただし、重力波信号の観測が頻繁になると、そのような断熱の効果は低下します。汚染は、信号がバックグラウンドモデルに漏れると発生します。この作業では、モデル化されたGW波形を時間反転することにより、バイナリ中性子星合体からの重力波（GW）を検索するための改善された背景推定手法を示します。新しい方法では、20秒に1回の信号レートで信号の汚染を確実に回避し、信号が存在する場合でもクリーンなバックグラウンドモデルを維持できることがわかりました。
大規模な分光学的調査で関心のあるオブジェクトを発見するためのアクティブな深層学習法
| Title |
Active_deep_learning_method_for_the_discovery_of_objects_of_interest_in_large_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Petr_\v{S}koda_(1_and_2),_Ond\v{r}ej_Podsztavek_(2)_and_Pavel_Tvrd\'ik_(2)_((1)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences,_(2)_Faculty_of_Information_Technology_of_the_Czech_Technical_University_in_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03219 |
LAMOST望遠鏡の現在のアーカイブには、おそらく人間の目では決して見られなかった何百万ものパイプライン処理されたスペクトルが含まれています。ただし、興味深い物理的特性を持つ珍しいオブジェクトのほとんどは、特徴的なスペクトル特性を視覚的に分析することによってのみ識別できます。インタラクティブな視覚化と最新の機械学習技術の適切な組み合わせにより、そのようなオブジェクトを発見する新しい方法が開かれます。深い畳み込みネットワークでサポートされているアクティブ学習分類を適用して、数百万のスペクトルアーカイブ内の複雑な輝線形状を自動的に識別します。VGGNet、AlexNet、ZFNetにインスパイアされた12層のカスタム設計の深い畳み込みニューラルネットワークによって駆動されるプールベースの不確実性サンプリングアクティブラーニングを使用しましたが、1次元の特徴ベクトルに適合しています。ラベルのないプールセットは、LAMOSTDR2調査からの410万のスペクトルで表されます。ネットワークの初期トレーニングは、Ond\v{r}ejov天文台の2mPerek望遠鏡によってH$\alpha$の周りの領域で得られた約13000スペクトルのラベル付きセットで実行されました。初期型の星。Ond\v{r}ejov中間解像度とLAMOST低解像度分光器の違いは、ガウスぼかしによって補正されました。数回繰り返した後、ネットワークは、6.5％未満のエラーで輝線星を正常に識別できました。結果を視覚化するために仮想天文台の技術を使用して、SIMBADにリストされている549個のオブジェクトの664個のスペクトルと以前の論文で特定された2291個のオブジェクトの2644個のスペクトルに加えて、輝線オブジェクトの948個の新しい候補の1013個のスペクトルを発見しました温侯率いる中国のグループ。異常なスペクトルプロパティを持つ最も興味深いオブジェクトについて詳しく説明します。
マーチソンワイドフィールドアレイを使用したVela地域のSETI調査：探索空間でのマグニチュード展開の次数
| Title |
A_SETI_Survey_of_the_Vela_Region_using_the_Murchison_Widefield_Array:_Orders_of_Magnitude_Expansion_in_Search_Space |
| Authors |
Chenoa_D._Tremblay_and_Steven_J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03267 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）を使用して地球外知能（SETI）を以前の低頻度で検索した結果、銀河中心とオリオン分子雲（銀河アンチセンター）に向けて、ヴェラに向けた新しい大規模調査を報告します。これまでにMWAで取得された最低下限の領域。17時間にわたって98〜128MHzの周波数範囲でMWAを使用すると、VelaSupernovaRemnantを中心とする$\sim$400deg$^2$フィールドが10kHzの周波数分解能で観測されました。このフィールド内には、6つの既知の太陽系外惑星があります。これらの太陽系外惑星の位置で、インテリジェントな文明からの無線送信と一致する狭帯域信号を検索しました。5シグマ検出しきい値の未知の信号は見つかりませんでした。合計すると、この作業と以前の2つの調査全体で、低周波数で75の既知の太陽系外惑星を調べました。既知の太陽系外惑星に加えて、Gaiaからの既知の距離（10kHzの伝送帯域幅を想定）のVelaフィールド内の1000万を超える恒星線源に対する実効等方性放射電力（EIRP）の上限の計算を分析に含めました。
PSFベースのアプローチによるTESS高品質データの星団クラスター（PATHOS）-III。それらの変数、ディッパー、および候補太陽系外惑星を介して若い協会の特性を探る
| Title |
A_PSF-based_Approach_to_TESS_High_quality_data_Of_Stellar_clusters_(PATHOS)_--_III._Exploring_the_properties_of_young_associations_through_their_variables,_dippers,_and_candidate_exoplanets |
| Authors |
D._Nardiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02330 |
星形成領域の若い連合は星のシステムであり、星の初期の生命の特徴とその周りで何が起きているのかを理解するためのメカニズムです。特に、若い星の周りのディスクと太陽系外惑星の分析により、それらの進化に広まっている主要な過程を知ることができ、古い星を周回している太陽系外惑星の特性を理解することができます。TESSミッションは、関連メンバーの光度曲線を高精度で抽出および分析する機会を私たちに与えていますが、これらの領域に影響する混雑により、光度曲線の抽出が困難になります。PATHOSプロジェクトでは、最先端のツールを使用して高精度の光度曲線を抽出し、散開星団と関連で変光星と通過する太陽系外惑星を特定します。この作業では、5つの若い（$\lesssim10$Myr）関連付けで星の光度曲線を分析し、変数と候補の太陽系外惑星を探しました。アソシエーションメンバーのローテーション期間を使用して、5つの恒星系の年齢を制限しました（$\sim2$-$10$Myr）。ひしゃくを探して、星間円盤を形成する塵の性質を調べました。最後に、通過信号を検索して、6つの強力な候補外惑星を見つけました。半径$R_{\rmP}\lesssim0.9R_J$の候補は、期待通りに検出されていません。巨大惑星の頻度は$\sim$2-3％になり、野外の星（$\lesssim1$％）に期待される頻度よりも高くなりました。統計が低いため、この結論は強くありません。この結果を確認するには、若いオブジェクトに関する新しい調査が必須です。
何十年にもわたって最も大規模で最も明るい星の観測により、質量損失によって形作られ、質量損失の履歴の結果を示すさまざまな進化した星が住んでいる複雑な上部HRダイアグラムが明らかになりました。このレビューでは、巨大な星のHRダイアグラムの簡単な歴史的概要を示し、主要な発見のいくつかと近くの銀河でのそれらの観測からの結果を強調します。この巻の各章には、質量を失い、進化のさまざまな段階にある、進化した巨大な星のさまざまなグループに関する現在の理解のレビューが含まれています。ルミナスブルー変数（LBV）、B[e]スーパージャイアント、ウォームハイパージャイアント、Wolf-Rayetスター、マゼラン雲内のOBスターとスーパージャイアントの個体数。
放射線駆動の恒星噴火
非常に大規模な星は、爆風ではなく連続体の放射圧によって駆動される巨大な噴火で時々物質を放出します。それらのいくつかは全放射出力で超新星に匹敵し、質量損失はその後の進化にとって重要です。SN前駆体のバーストを含む超新星の詐欺師もあれば、以前に放出された物質に包まれた真のSNイベントもあります。ルミナスブルーバリアブルスター（LBV）は、巨大噴火との関連で伝統的に引用されていますが、この関係は十分に確立されていません。40年間の研究の後、巨大な噴火とLBVイベントの根本的な原因はとらえどころのないままです。このレビューでは、基本的な関連する物理学について概説し、重要な観察事実の概要を示します。不透明な流出のスペクトルと緊急放射温度の理由が説明されています。星の光球、鉄の不透明度のピークゾーン、および中央領域の不安定性については、提案されている多くのメカニズムが指摘されています。ここでの発言と推測のいくつかは、出版された文献ではまだよく知られていない。
磁気B型スターローOphCのオーロラ電波放射
| Title |
The_auroral_radio_emission_of_the_magnetic_B-type_star_rho_OphC |
| Authors |
P._Leto,_C._Trigilio,_C.S._Buemi,_F._Leone,_I._Pillitteri,_L._Fossati,_F._Cavallaro,_L.M._Oskinova,_R._Ignace,_J._Krticka,_G._Umana,_G._Catanzaro,_A._Ingallinera,_F._Bufano,_S._Riggi,_L._Cerrigone,_S._Loru,_F._Schilliro,_C._Agliozzo,_N.M._Phillips,_M._Giarrusso,_J._Robrade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02363 |
主系列の初期型星の非熱的電波放射は、恒星磁気の特徴です。フラットスペクトル非熱電波源である初期型磁気スターrhoOphCの多波長（1.6-16.7GHz）ATCA測定を提示します。rhoOphC電波放射は、部分的に円偏波され、スペクトル依存性が急です。偏波放射の割合は、最低周波数サブバンド（1.6GHz）で約60％ですが、16.7GHzでは検出されません。これは、rhoOphC磁気圏からのコヒーレントなオーロラ電波放射（ARE）の明確な証拠です。興味深いことに、rhoOphCのAREの検出は、特異な回転位相とは関係ありません。これは恒星幾何学の結果であり、増幅された放射の強い異方性放射ビームは常に地球に向けられます。円偏波の兆候は、主に電磁波の通常モードの増幅を示しており、密な領域内で発生するメーザー増幅と一致しています。これは、極冠からのプラズマ蒸発の間接的な証拠であり、熱X線オーロラの原因となる現象です。rhoOphCは、Oモードが支配するAREを示す最初の初期型の磁気星ではありませんが、AREが常に表示される最初の星です。
太陽風の前処理と2012年7月23日の惑星間コロナ質量放出の3次元シミュレーション
| Title |
Three_Dimensional_Simulations_of_Solar_Wind_Preconditioning_and_the_23_July_2012_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Ravindra_T._Desai,_Han_Zhang,_Emma_E._Davies,_Julia_E._Stawarz,_Joan_Mico-Gomez_and_Pilar_Iv\'a\~nez-Ballesteros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02392 |
太陽コロナからの大規模な噴火と惑星間空間を介したそれらの伝播を予測することは、太陽物理学と太陽物理学の研究において未だに大きな課題となっています。この記事では、コードPLUTOを使用して開発された2012年7月23日の極端な惑星間コロナ質量放出（ICME）までを含む内部太陽圏の3次元電磁流体シミュレーションについて説明します。シミュレーションは、キャリントン回転2125および2126のコロナモデルの出力を使用して駆動され、初期条件の不確実性を考慮して、1auで同様の速度および密度プロファイルで、7月23日ICMEに匹敵する大きさのイベントを再現できます。。このイベントの開始時間は、最初の7月19日のICMEに関して変化し、太陽風の前処理の効果は、この大きさのイベントでは重要であり、弾道の補充と一致する時間ウィンドウで減少することがわかっています。枯渇した太陽圏セクター。これらの結果は、7月23日のICMEは以前のイベントの影響をほとんど受けなかったことを示しています。宇宙天気予報のコンテキストで太陽風プレコンディショニングのこの体系的な研究について説明します。
レグルスのプレホワイト矮星仲間の分光学的検出
| Title |
Spectroscopic_Detection_of_the_Pre-White_Dwarf_Companion_of_Regulus |
| Authors |
Douglas_R._Gies,_Kathryn_V._Lester,_Luqian_Wang,_Andrew_Couperus,_Katherine_Shepard,_Coralie_Neiner,_Gregg_A._Wade,_David_W._Dunham,_Joan_B._Dunham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02409 |
相互作用するバイナリでの物質移動は、多くの場合、エンベロープ全体のマスドナーを取り除き、マスゲイナーをほぼ臨界回転までスピンアップします。近くのB型星レグルスは、物質移動後の段階で2進を表しています。これは、40dの軌道で非常にかすかな伴星を持つ高速回転子です。ここでは、CFHT/ESPaDOnSおよびTBL/NARVAL分光器で得られた高S/Nおよび高分解能スペクトルの広範なセットで、剥ぎ取られた星のスペクトル特性を検索した結果を示します。観測時の軌道ドップラーシフトの正確な推定値を設定するために、最初に修正された軌道要素を決定します。次に、観測されたスペクトルとモデルスペクトルの相互相関関数を計算し、強い主成分を除去した後の残差のコンパニオンシグナルの証拠を検索します。かすかに白色がかった白色矮星に期待される特性を持つ、同時加算された残差の弱いピークを検出します。ピークの高さと幅の仮定された二次速度の半振幅への依存性を使用して、半振幅を導出します。軌道傾斜がレグルスのスピン傾斜に等しいと仮定します）。さまざまな温度モデルスペクトルを使用したテストにより、白色前の矮小温度$T_{\rmeff}=（20\pm4）$〜kKを推定し、半径$R_2/R_\odot=0.061\pm0.011$を求めますコンポーネントの温度と相互相関残差の信号の振幅に関連付けられている磁束比から。
超小型バイナリLISA検出可能な重力波源のためのZwicky Transient Facilityデータの体系的な検索
| Title |
A_systematic_search_of_Zwicky_Transient_Facility_data_for_ultracompact_binary_LISA-detectable_gravitational-wave_sources |
| Authors |
Kevin_B._Burdge,_Thomas_A._Prince,_Jim_Fuller,_David_L._Kaplan,_Thomas_R._Marsh,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Zhuyun_Zhuang,_Eric_C._Bellm,_Ilaria_Caiazzo,_Michael_W._Coughlin,_Vik_S._Dhillon,_Boris_Gaensicke,_Pablo_Rodriguez-Gil,_Matthew_J._Graham,_J.J._Hermes,_Thomas_Kupfer,_S._P._Littlefair,_Przemek_Mroz,_E.S._Phinney,_Jan_van_Roestel,_Yuhan_Yao,_Richard_G._Dekany,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_David_Hale,_Michael_Feeney,_George_Helou,_Stephen_Kaye,_Ashish._A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Roger_Smith,_Maayane_T._Soumagnac,_S._R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02567 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）で収集された測光を使用して、軌道周期が短い（$P_{\rmb}<1\rm\、hr）$のバイナリシステムの継続的な調査を行って、新しい重力を特定します。次のレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）で検出可能な波源。ここでは、これまでに発見された15のバイナリシステムのサンプルを示します。軌道周期は$6.91\rm\、min$から$56.35\rm\、min$の範囲です。15のシステムのうち7つは、大きな物質移動の兆候を示さない食システムです。さらに、2つのAMCanumVenaticorum（AMCVn）システムと、主に光の曲線に楕円体の変化を示す6つのシステムを発見しました。これらのシステムの性質、それらのLISA信号対雑音比（SNR）の推定、およびそれらの物理的特性の議論を確認するフォローアップ分光法と高速測光を提示します。
Hertzsprung-Russellダイアグラム全体の恒星X線活動。 I.カタログ
恒星の磁気活動は、磁気ダイナモとコロナ加熱プロセスに関する実質的な情報を提供します。$Chandra$および$Gaia$DR2データに基づいて、約6000個の星のX線活動のカタログを提示します。また、3000を超える星を若い恒星、矮小星、または巨大星として分類しました。有効な恒星パラメータと分類を持つ星を使用することにより、X線の光度の分布（$L_X$）とX線とボロメータの光度の比（$R_X$）、$L_X$間の正の関係を調べました、$R_X$、硬度比、および長期的なX線変動。このカタログは、活動と回転の関係、さまざまな活動インジケーターの比較、興味深いオブジェクト（Aタイプの星や巨人など）の活動など、いくつかの重要な科学的トピックを調査するために使用できます。例として、カタログを使用して活動と回転の関係を調べ、若い恒星オブジェクト、小人、巨人が$R_X$とロスビー数の関係の単一のシーケンスに該当することを確認します。関係$R_X$と$P_{\rmrot}^{-2}R^{-4}$は小人に有効です。
黒点周期24の下降段階における「静かな」コロナの低周波電波観測
| Title |
Low_frequency_radio_observations_of_the_`quiet'_corona_during_the_descending_phase_of_sunspot_cycle_24 |
| Authors |
R._Ramesh,_A._Kumari,_C._Kathiravan,_D._Ketaki,_M._Rajesh,_and_M._Vrunda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02670 |
53と80MHzで同時にGauribidanurRAdioheliograPH（GRAPH）で取得したデータを使用して、黒点周期24（つまり、2015年1月から2019年5月）の下降段階で、「静かな」太陽コロナの統計的研究を行いました。私たちの結果は、上記の2つの周波数における太陽コロナの赤道（東西）の直径が着実に縮小していることを示しています。減少は、コロナ電子密度（$N_{e}$）の段階的な減少によるものであることが判明しました。白色光コロナグラフ観測を使用した「背景」コロナの赤道領域における$N_{e}$の独立した推定は、我々の発見と一致する低下を示しています。
ケプラー宇宙望遠鏡フィールドからの亜小人と白い小人の周りの惑星の探求：パートI.手法と手法のテスト
| Title |
The_quest_for_planets_around_subdwarfs_and_white_dwarfs_from_Kepler_space_telescope_fields:_Part_I._Techniques_and_tests_of_the_methods |
| Authors |
J._Krzesinski_and_A._Blokesz_and_M._Siwak_and_G._Stachowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02749 |
この研究では、赤い矮星と脈動するタイプBの副矮星で構成されるバイナリKIC9472174の周りの太陽系外惑星の存在を独立してテストします。また、白色矮星とB型副矮星で構成された、食のバイナリKIC7975824の近くを周回する木星質量オブジェクトの検索結果と、脈動する白色矮星KIC8626021を提示します。目的は、分析手法と進化の終わりに、ポストコモンエンベロープバイナリと星、つまり拡張された水平分岐星と白い矮星の周りのタイトな軌道上で可能な準恒星生存者をより多く探索するための地面を準備します。したがって、私たちは主に、ホストの以前の赤色巨星または漸近巨位相エンベロープの範囲内でこれらの星を周回する星状体に焦点を当てます。私たちが使用する方法により、クエストは、単一の脈動タイプBの準矮星と白色矮星と、白色矮星または準矮星のコンポーネントを含む短周期食のバイナリに制限されています。結果。この論文で研究した3つのオブジェクトに基づいて、これらの方法を使用して、脈動する白色矮星またはB型準矮星の周りを周回する巨大な太陽系外惑星と、短周期のバイナリシステムを、範囲内の距離で検出できることを示します。単一の星の以前の赤い巨大な封筒または連星の共通の封筒。私たちの分析手法を使用して、以前に文献で示唆された距離と軌道周期でのバイナリKIC9472174の周りの木星質量系外惑星の存在を拒否します。また、バイナリで観測された日食のタイミング変動は、ケプラーデータの削減と処理に依存する可能性があることもわかりました。この作業で分析された他の2つのオブジェクトには、それらから0.7〜1.4AU内を周回する木星系外惑星、またはより近い軌道上にあるより大きな質量のオブジェクトがありません（特定の質量制限は最小質量です）。
プラセペ散開星団の水素燃焼限界を超えた2つの近接バイナリ
| Title |
Two_close_binaries_across_the_hydrogen-burning_limit_in_the_Praesepe_open_cluster |
| Authors |
N._Lodieu_(1,2),_C._del_Burgo_(3,_1),_E._Manjavacas_(4,5),_M._R._Zapatero_Osorio_(6),_C._Alvarez_(4),_V._J._S._Bejar_(1,2),_S._Boudreault_(7),_J._Lyke_(4),_R._Rebolo_(1,2,8),_P._Chinchilla_(1,2)_((1)_IAC_Tenerife,_Spain,_(2)_University_of_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_INAOE_Mexico,_(4)_Keck_Observatory,_USA,_(5)_University_of_Arizona,_USA,_(6)_CAB_CSIC/INTA,_Madrid,_Spain,_(7)_MPIS_Goettingen,_Germany,_(8)_CSIC_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02919 |
プレセペ星団の2つのメンバー候補のケックI/OSIRISおよびケックII/NIRC2適応光学イメージング（d=186.18$\pm$0.11pc;590-790Myr）、UGCJ08451066+2148171（L1.5$\pm$0.5）およびUGCSJ08301935$+$2003293（分光学的分類なし）。UGCSJ08451066$+$2148171を近赤外線のバイナリシステムに解決しました。$K$バンドの波長フラックス比は0.89$\pm$0.04、60.3$\pm$1.3マス（11.2$\pm$0.7au;1$\sigma$）。また、UGCSJ08301935$+$2003293を、フラックス比0.46$\pm$0.03、分離距離62.5$\pm$0.9マスのバイナリシステムに解決しました。偏心がゼロであると仮定して、両方のシステムの最小軌道周期は$\sim$100年と推定します。理論的進化モデルによると、年齢のUGCSJ08451066$+$2148171のプライマリとセカンダリの0.074-0.078M$_{\odot}$と0.072-0.076M$_{\odot}$の範囲の質量を導出します700$\pm$100マイアUGCSJ08301935$+$2003293の場合、主候補は恒星/恒星の境界にある低質量の星（0.070-0.078M$_{\odot}$）ですが、伴侶候補は茶色の小人（0.051-0.065M$_{\odot}$）。これらは、プレセペのL矮星で構成される最初の2つのバイナリです。それらは、プレセペの年齢と金属量での恒星下限界の位置を導き出し、リチウム枯渇境界試験に基づいてクラスターの年齢を決定し、動的質量を導き、低質量の恒星と恒星の進化モデルを改善するベンチマークシステムです。有名な年齢と金属性。
古典的な新星の最大マグニチュードと下降率（MMRD）の関係の理論
| Title |
A_Theory_for_the_Maximum_Magnitude_versus_Rate_of_Decline_(MMRD)_Relation_of_Classical_Novae |
| Authors |
Izumi_Hachisu,_Hideyuki_Saio,_Mariko_Kato,_Martin_Henze,_Allen_W._Shafter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02937 |
光学的に厚い風の理論に基づいて構築された自由自由放出モデルの光度曲線を使用して、新星のMMRD関係の理論を提案します。$（\dotM_{\rmacc}、M_{\rmWD}）$のさまざまなセットについて$（t_3、M_{V、\rmmax}）$を計算しました。ここで$M_{V、\rmmax}$はピークの絶対$V$マグニチュード、$t_3$はピークからの3等級の減衰時間、$\dotM_{\rmacc}$は質量の白色矮星（WD）への質量降着率です$M_{\rmWD}$。モデルの光度曲線は、$x\equivM_{\rmenv}/M_{\rmsc}$によって一意に特徴付けられます。ここで、$M_{\rmenv}$は水素に富むエンベロープ質量で、$M_{\rmsc}$は、風が特定の風の質量損失率を持つスケーリング質量です。特定の点火質量$M_{\rmig}$について、モデルライトカーブ上の最初の点$x_0=M_{\rmig}/M_{\rmsc}$を指定し、対応するピーク輝度とこの最初のポイントから$t_3$時間。$（t_3、M_{V、\rmmax}）$ポイントは、既存の新星の分布をよくカバーしています。質量付着率が低いほど、ピークは明るくなります。最大輝度は$M_{V、\rmmax}\gtrsim-10.4$に制限されます。これは、$\dotM_{\rmacc}の最低質量降着率である\gtrsim1\times10^{-11}〜M_\です。odot$yr$^{-1}$。観測MMRDトレンドの重要な部分は、WD質量が異なる$\dotM_{\rmacc}\sim5\times10^{-9}〜M_\odot$yr$^{-1}$線に対応しています。傾向線からのばらつきは、それらの質量降着率の変動を示します。したがって、MMRD関係のグローバルな傾向は存在しますが、そのばらつきは大きすぎて個々の新星の正確な距離インジケーターにはなりません。$（\dotM_{\rmacc}、M_{\rmWD}）$の多くのセットについて$（t_3、M_{V、\rmmax}）$を集計します。
急速に回転するK型巨人の伴侶を持つ非常に高温の白色矮星：UCAC2 46706450
| Title |
An_extremely_hot_white_dwarf_with_a_rapidly_rotating_K-type_subgiant_companion:_UCAC2_46706450 |
| Authors |
Klaus_Werner,_Nicole_Reindl,_Lisa_L\"obling,_Ingrid_Pelisoli,_Veronika_Schaffenroth,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Puji_Irawati_and_Juanjuan_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02968 |
UCAC246706450は、紫外線（UV）が過剰な後期型の星です。二進進化モデルのテストに使用できる白色矮星（WD）の伴侶を持つFGK星のサンプルを確立する候補者と見なされました。コンパニオンのWDの性質を検証するために、ParsonsらによってUV分光法が実行されました。（2016）。詳細なモデル大気分析により、UVソースが非常に高温のWDであり、有効温度が$T_\mathrm{eff}$=$105\、000\pm5000$K、質量$M/M_\odot=0.54\pm0であることがわかります.02$、半径$R/R_\odot=0.040^{+0.005}_{-0.004}$、および光度$L/L_\odot=176^{+55}_{-49}$、つまりコンパクトオブジェクトがWD冷却シーケンスに入ります。クールスター（$T_\mathrm{eff}$=$4945\pm250$K）のスペクトルを調査すると、$M/M_\odot=0.8-2.4$、$R/R_\のKタイプのサブジャイアントであることがわかりましたodot=5.9^{+0.7}_{-0.5}$、および$L/L_\odot=19^{+5}_{-5}$、これは$v\sin（i）=81で急速に回転しています$kms$^{-1}$。光学光度曲線は、2日間の周期と0.06等のOバンドのピーク間振幅を示しています。それは星の斑点に関連する恒星の回転によって引き起こされることをお勧めします。半径を使用して、$v_{\mathrm{rot}}=151^{+18}_{-13}$kms$^{-1}$の非常に高い回転速度を推測し、星を知られている最も急速に回転する巨人。これは、CaIIHおよびKのH$\alpha$エミッションとエミッションラインコア、およびNUVフラックス超過によって観測された彩層活動を説明します。WDおよびKサブジャイアントの等しい一定の動径速度から、およびスペクトルエネルギー分布への適合から、それらが物理的な広いが未解決のバイナリシステムを形成していると推測します。どちらのコンポーネントも同様の金属の存在量を示し、わずかにオーバーソーラー（最大0.6dex）の存在量の鉄族元素を示します。つまり、残存する弱い放射駆動型の風のために、WD大気の原子拡散はまだアクティブではありません。（要約）
銀河円盤の加熱に関連する広範なプロセス
ジュネーブコペンハーゲンのカタログから抽出された宇宙速度$U$、$V$、$W$のダイナミクスを通じて銀河円盤の加熱を支配するメカニズムを分析します。これを行うには、非ガウス効果を定量化する確率分布関数を導出する、非拡張統計力学に基づくモデルを使用します。さらに、特定の恒星年齢での偏差$q-1$は非ランダムな動作に従うことがわかります。その結果、$q$インデックスの動作は、銀河面に垂直な垂直成分$W$がランダムに「加熱」されないことを示しています。これは、$の進化をもたらした以前の研究と一致していません。ランダム性へのW$。最後に、私たちの結果はこの問題に新しい視点をもたらし、非ガウス効果を考慮するよりロバストな統計モデルの目を通して銀河運動学コンポーネントを研究するための道を開きます。
UV分光法はSU Lynが共生星であることを確認します
| Title |
UV_spectroscopy_confirms_SU_Lyn_to_be_a_symbiotic_star |
| Authors |
Vipin_Kumar,_Mudit_K._Srivastava,_Dipankar_P.K._Banerjee_and_Vishal_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03104 |
表面的には目立たない後期M型巨人のように見えるスターリンは最近、主にその硬X線特性に基づいて共生星であると提案されました。星は、低解像度の光学スペクトルでは、共生星のスペクトルに通常見られる高励起線を表示しません。現在の研究では、この星に提案された共生分類を調査および強化することを目的として、UV、光学、および近赤外の観測が提示されています。ASTROSATミッションのUVITペイロードで取得したSULynの遠紫外線1300-1800$\AA$スペクトルは、共生星に典型的なスペクトルでSiIV、CIV、OIII、NIIIの輝線を示しています。UVスペクトルは、SULynの共生的性質を確実に確認します。高解像度の光スペクトルにおける高励起線の検出は、その共生的な性質をさらに強化します。認識されているように、他の同様の共生システムの潜在的な存在は、銀河内の共生星の人口調査に大きな影響を与える可能性があります。
活動的な太陽の小規模な衝撃的イベントのべき乗則エネルギー分布：IRISからの結果
| Title |
Power-law_energy_distributions_of_small-scale_impulsive_events_on_the_active_Sun:_Results_from_IRIS |
| Authors |
Nived_Vilangot_Nhalil,_Chris_J._Nelson,_Mihalis_Mathioudakis,_J._Gerry_Doyle,_Gavin_Ramsay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03123 |
コロナの主なエネルギー供給メカニズムを理解するために、外部太陽大気における衝撃イベントの周波数とエネルギーの間の推定べき乗則分布を分析した数多くの研究があります。ここでは、インターフェース領域イメージングスペクトログラフによって取得された高解像度イメージングデータにバースト検出アルゴリズムを適用して、遷移領域の明るいインパルスイベントの派生べき乗則インデックス$\gamma$をさらに調査します。一定の最小イベントライフタイム（$60$または$110$のいずれか）でアルゴリズムを適用すると、調査中のターゲット（PlageやSunspotなど）が観測されたべき乗則指数に影響を与えることがわかりました。黒点が卓越する地域では、常に$\gamma<2$が見つかります。ただし、ターゲットがプラージ領域であるデータセットの場合、エネルギー範囲[$\sim10^{23}$、$\sim10^{26}$]ergに$\gamma>2$があることがよくあります。3つのタイムステップの最小イベントライフタイムでアルゴリズムを適用すると、ケイデンスがもう1つの重要な要素であり、最高のケイデンスデータセットは$\gamma>2$値を返しました。観測されたエネルギー分布から得られる推定総放射電力は、通常、コロナを維持するために必要なものの10〜25％であり、このエネルギー範囲の衝撃イベントはコロナ加熱を解決するには不十分であることを示します。べき乗則の分布を$10^{21}$エルグのエネルギーまで拡張し、放射エネルギーの放出と熱エネルギーの堆積の間に同等性があると仮定すると、このようなバーストは必要なエネルギーの25〜50％を提供できます。コロナ加熱問題を説明します。
明るい青の変数
ルミナスブルーバリアブルは大規模な進化した星です。ここでは、この優れたクラスのオブジェクトを紹介します。特定の特徴、進化の状態、およびそれらが他のフェーズや大規模な星のタイプにどのように関連しているかが説明されています。私たちのLBVに関する現在の知識は、他の恒星のクラスやフェーズと比較して、「本当の」LBVはわずかしか知られていないという事実によって制限されています。これは、LBVの一意で高速かつ常に信頼できる識別スキームがないためです。文字通りLBVの真の分類を取得するには時間がかかります。さらに、LBVフェーズの期間が短いため、星をLBVとして捉えて識別するのがさらに困難になります。ここでは、これまでにわかっていることをまとめ、LBV母集団の概要とLBVホスト銀河のリストを示します。特にLBVフェーズ中の大きくて時間的に変化する質量損失のため、LBVは明らかに（非常に）大規模な星のライブにおける重要かつまだ完全には理解されていないフェーズです。LBVを明確に識別する方法と、1種類以上のLBVがあることの問題を再度強調します。巨大な噴火LBVまたは$\eta$CarアナログとSDorサイクルLBVです。
フリーズアウト、フリーズイン、または重力生成などの2番目の十分に動機付けされた暗黒物質生成メカニズムがある可能性のあるシナリオで、原始ブラックホール（PBH）のホーキング蒸発によって暗黒物質を生成する効果を調査します。PBHと暗黒物質の代替ソース間の相互作用により、暗黒物質の検出の見通しに影響を与える各生成メカニズムから必要な暗黒物質の存在量にモデルに依存しない変更が生じる可能性があることを示します。特に、フリーズアウトメカニズムでは、フリーズアウト後のPBHの蒸発を説明するために、熱暗黒物質の標準値よりも大きな暗黒物質粒子の消滅断面積が必要であることを示します。サーマルバスへの弱いカップリングが原因で熱化に欠けるメカニズムの場合、暗黒物質の存在量に対するPBHの寄与が、より弱いカップリングの要件につながることを示します。さらに、PBHの初期の豊富な量が初期の物質支配の時代を引き起こす場合、PBHの蒸発だけでは今日の暗黒物質の豊富さ全体を説明できないことを示します。この場合、PBHが形成され、放射が支配的な時期に蒸発する場合とは対照的に、追加の生成メカニズムが必要です。
| Title |
A_Direct_Determination_of_Supermassive_Black_Hole_Properties_with_Gravitational-wave_Radiation_from_Surrounding_Stellar-mass_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Hang_Yu_and_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02579 |
かなりの数の恒星質量ブラックホール（BH）連星が銀河核や周囲のガス円盤に融合している可能性があります。目的の宇宙搭載重力波観測では、このようなバイナリを信号キャリアとして使用して、中央の超大規模BH（SMBH）によって引き起こされる変調を調査し、さらにSMBHのプロパティに制約を課すことができます。特に、歳差周期が観測期間に匹敵する場合、通常は数年で、外側の軌道のAMの周りの内側の恒星質量連星の軌道角運動量（AM）のdeSitter歳差が検出可能であることを示します。検出されたら、歳差運動を外部軌道運動から生じるドップラーシフトと組み合わせて、SMBHの質量と外部軌道分離を個別に、それぞれレベルレベルの精度で推測できるようにします。さらに、衛星搭載および地上設置型検出器による同時検出を想定すると、検出可能性のしきい値は、歳差運動期間〜100年まで延長できます。
プラズマにおける2ストリーム不安定性の動的緩和
2ストリーム不安定性の動的緩和メカニズムは、プラズマと流体の不安定性の位相制御に基づいて説明します。位相制御による動的緩和メカニズムの基本的な考え方は、論文[Phys。プラズマ19、024503（2012）]。この論文では、緩和法を2ストリームの不安定性に適用しています。一般に、摂動から不安定性が現れ、通常は摂動フェーズは不明です。したがって、不安定性成長率は流体とプラズマで議論されています。ただし、摂動フェーズがわかっている場合、不安定性の成長は、積極的に課された摂動の重ね合わせによって制御できます。たとえば、摂動を受けたドライバーは、流体やプラズマに摂動を引き起こします。摂動されたドライバーによって引き起こされた摂動がドライバーの振動によって活発に振動している場合、摂動の位相は既知であり、フィードフォワード制御のように摂動の振幅を制御できます。このホワイトペーパーで示したアプリケーションの結果は、動的緩和メカニズムが不均一性を滑らかにし、プラズマの不安定性を緩和するためにうまく機能することを示しています。
実行可能な非最小バウンスの安定性
実行可能な初期の宇宙バウンスモデルを構築する際の主な困難は、観測的および理論的な\emph{no-go}の定理をバイパスすること、安定した非特異なバウンスフェーズを構築すること、そしておそらく、その主要な懸念は、安定したBKLの不安定性も回避できるアトラクタソリューション。この記事では、均一で等方性の背景で、追加の順圧流体の存在下で最近発表された実行可能な非最小バウンス理論の安定性分析を広範囲に研究し、バウンスソリューションが安定したままで、BKL不安定性を回避できることを示します広範囲のモデルパラメータ。必要な不動点の近くでの宇宙の振る舞いを説明する式、つまりバウンス解を提供し、その結果を最小理論と比較して、どのシナリオでもekpyrosisが最も安定した解であることを示します。
