大規模なニュートリノを持つ修正重力モデルの宇宙ボイド
| Title |
Cosmic_voids_in_modified_gravity_models_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Sofia_Contarini,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Alfonso_Veropalumbo,_Carlo_Giocoli_and_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03309 |
宇宙ボイドは、新しい実行可能な宇宙論的プローブとして次第に浮上しています。それらの存在量と密度プロファイルは、重力の変化だけでなく、暗黒エネルギーとニュートリノにも敏感です。この研究の主な目的は、宇宙のボイド統計を利用して、$f（R）$修正重力とニュートリノ質量の適切な組み合わせから生じる退化を解く可能性を調査することです。大規模N体シミュレーションを使用して、暗黒物質粒子とハローの両方によって追跡されたボイドの密度プロファイルとサイズ関数を分析します。$z=1$でのボイド密度プロファイルの$f（R）$宇宙論における重力の強化の明確な証拠を見つけます。ただし、これらの効果は、熱を自由に流れるため、大規模なニュートリノの存在によってほぼ完全に無効にされる可能性があります。一方、大きな赤方偏移でのボイドサイズ関数と大きなボイドは、これらの縮退宇宙モデルのもつれを解くための効果的なプローブであり、今後の広視野赤方偏移調査の見通しにおいて重要です。
モックの数を減らしてノイズを減らす：部分空間射影による宇宙観測量の次元数の削減
| Title |
Fewer_Mocks_and_Less_Noise:_Reducing_the_Dimensionality_of_Cosmological_Observables_with_Subspace_Projections |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Mikhail_M._Ivanov,_Marko_Simonovic,_Matias_Zaldarriaga,_Marcel_Schmittfull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03311 |
正確で低ノイズの共分散行列を作成することは、現代の宇宙論における手ごわい課題です。対数尤度エラーを最小化する部分空間に投影することにより、任意のオブザーバブルを少数のビンに圧縮する形式を示します。次元が低いと、共分散行列ノイズが劇的に減少し、計算する必要のあるモックの数が大幅に減少します。理論モデル、事前分布のセット、および共分散の単純なモデルが与えられた場合、私たちの方法は、特異値分解を使用して、ユークリッドに近いオブザーバブルの基礎を構築することによって機能します。最初のいくつかの基底ベクトルに制限することにより、低次元の部分空間でほぼすべての信号対雑音比をキャプチャできます。従来のアプローチとは異なり、このメソッドは特定の分析に合わせて調整でき、フィッシャーマトリックスに存在しない非線形性をキャプチャして、完全な尤度を再現できるようにします。手順は、BOSSDR12モックカタログからのパワースペクトルのフルシェイプ分析で検証され、96ビンのパワースペクトルは、出力宇宙論を偏らせることなく12の部分空間係数で置き換えることができることを示しています。これにより、$\sim100$モックのみを使用して正確なパラメーター推論が可能になります。このような分解により、パワースペクトルの共分散の正確なテストが容易になります。最大のBOSSデータチャンクの場合、次のことがわかります。（a）分析共分散は、正確なモデルを提供します（トリスペクトル項の有無にかかわらず）。（b）MultiDark-Patchyモックからのサンプル共分散を使用すると、部分空間投影が適用されない限り、$\Omega_m$に$\sim0.5\sigma$バイアスが発生します。この方法は、より高次の統計に簡単に拡張できます。$\sim2000$ビンバイスペクトルは$\sim10$係数のみに圧縮できるため、少数のモックを使用してビンサイズを増やすことなく正確な分析を行うことができます。
3Dたたみ込みニューラルネットワークによる動的銀河クラスター質量のシミュレーションベースの推論
| Title |
Simulation-based_inference_of_dynamical_galaxy_cluster_masses_with_3D_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Doogesh_Kodi_Ramanah,_Rados{\l}aw_Wojtak,_Nikki_Arendse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03340 |
シミュレーションによる推論フレームワークを提示し、畳み込みニューラルネットワークを使用して、観測された3D投影位相空間分布から銀河クラスターの動的質量を推測します。これは、空の投影された銀河の位置と視線速度で構成されます。このシミュレーションベースの推論フレームワーク内で質量推定問題を定式化することにより、推論された質量の不確実性を簡単かつ公平な方法で定量化できます。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のレガシー分光観測をエミュレートする現実的な模擬カタログを生成し、実際の観測からクラスター質量を推定するための侵入者（非メンバー）銀河によってもたらされる課題を明示します。私たちのアプローチは、動的クラスター質量の推論のための完全に投影された位相空間分布の情報コンテンツの最初の最適活用を構成します。また、SDSSLegacySurveyで見つかった約$900$の銀河団の動的質量を取得するための機械学習ベースの推論機械のアプリケーションを初めて提示し、推論された質量がクラスター質量関数を再現することを示します。Planck$\Lambda$CDM宇宙論、最低$10^{14.1}h^{-1}{\rmM}_{\odot}$まで。これは、選択したクラスターサンプルのほぼ完全な質量の制限です。
インフレ端付近のダイナミクスの解析式と原始重力波への影響
原始重力波にはスペクトルの破れがあり、その情報は初期宇宙の探索に非常に役立つと私たちは主張しています。確かに、そのようなスペクトルの破れはインフレの終わりの指紋である可能性があり、破れの振幅と周波数は、インフレのエネルギースケールと再加熱温度を同時に教えてくれます。スペクトルの破れを調査するために、スローロール近似が破綻するインフレの終わり付近のハッブルパラメーターの進化の分析式を示します。また、インフレダイナミクスの解析式を使用して、ブレークポイント周辺の原始重力波のスペクトルを半解析的に評価します。
インフレーション中の重力粒子生成からの完全に暗い光子
| Title |
Completely_Dark_Photons_from_Gravitational_Particle_Production_During_Inflation |
| Authors |
Edward_W._Kolb_and_Andrew_J._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03828 |
deBroglie--ProcaLagrangianから始めて、大規模なベクトル場について、膨張中の重力粒子生成（GPP）に起因する粒子の数密度を計算します。再加熱による数密度の進化を詳細に検討します。マイクロ電子ボルトから$10^{14}$GeVまでの広い範囲で、質量の暗い光子暗黒物質を生成するためのもっともらしいシナリオを見つけます。重力粒子の生成は、標準モデル粒子への暗い光子の結合に依存しません。
複数のトレーサーによる銀河調査の宇宙論的分析に関する簡単なレビュー
Galaxyredshiftサーベイは、現代の宇宙論における主要な調査の1つです。銀河調査のデータ分析では、統計的測定の精度は主に大規模な宇宙の分散によって制限されます。幸いにも、この制限は、複数のタイプのバイアスされたトレーサーを観察することで原則的に回避できます。この簡単なレビューでは、マルチトレーサー法のアイデアを紹介し、データ分析の主要なステップの概要を示し、GAMA、BOSS、eBOSS銀河調査に基づいて機能するいくつかの例を示します。
キロメーター規模の逆行性木星不規則衛星の人口
| Title |
The_Population_of_Kilometer-scale_Retrograde_Jovian_Irregular_Moons |
| Authors |
Edward_Ashton,_Matthew_Beaudoin_and_Brett_Gladman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03382 |
これらの月のサイズ分布を$\sim400$〜mの半径に制限するために、木星の非常に小さい（kmスケール）不規則な月について、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡から2010年のアーカイブデータセットを検索しました。木星のような天空の速度で動いており、ほぼ確実に不規則な月である52個のオブジェクトを発見します。最も明るい4つの検出、および合計7つの検出は、すべて既知の木星の月に関連付けられていました。特徴付けられた検出（大きさが$m_r=25.7$まで）を逆行する周木脈の母集団全体に外挿すると、半径$>0.4$〜kmの月の母集団は600（2倍以内）と推定されます。最も暗い等級で、指数$q\simeq2.5$の微分直径べき乗則に対応する、指数指数$\alpha=0.29\pm0.15$の比較的浅い光度関数を見つけます。
Multi-Planet Systems HD 106315およびGJ 9827の物理パラメーター
| Title |
Physical_Parameters_of_the_Multi-Planet_Systems_HD_106315_and_GJ_9827 |
| Authors |
Molly_R._Kosiarek,_David_A._Berardo,_Ian_J.M._Crossfield,_Cesar_Laguna,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Steve_B._Howell,_Gregory_W._Henry,_Howard_Isaacson,_Lauren_M._Weiss,_Erik_A._Petigura,_Benjamin_Fulton,_Aida_Behmard,_Lea_A._Hirsch,_Johanna_Teske,_Jennifer_A._Burt,_Sean_M._Mills,_Ashley_Chontos,_Teo_Mocnik,_Andrew_W._Howard,_Michael_Werner,_John_H._Livingston,_Jessica_Krick,_Charles_Beichman,_Varoujan_Gorjian,_Laura_Kreidberg,_Jessie_L._Christiansen,_Farisa_Y._Morales,_Nicholas_J._Scott,_Jeffrey_D._Crane,_Lee_J._Rosenthal,_Samuel_K._Grunblatt,_Ryan_A_Rubenzahl,_Paul_A_Dalba,_Steven_Giacalone,_Chiara_Dane_Villanueva,_Qingtian_Liu,_Fei_Dai,_Michelle_L._Hill,_Malena_Rice,_Stephen_R._Kane,_Andrew_W._Mayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03398 |
HD106315とGJ9827は、K2によって発見された複数のスーパーアースとサブネプチューンをホストする2つの明るい近くの星で、大気の特性評価に適しています。Spitzerトランジットを介して惑星の天体暦を改良し、透過分光法を通じて将来の大気の特性評価に必要な正確なトランジット予測を可能にしました。Keck/HIRESおよびMagellan/PFSを使用した複数年にわたるハイケイデンス観測キャンペーンを通じて、HST透過分光法を見越して惑星の質量測定を改善しました。GJ9827の場合、データに対する恒星ノイズの影響をより正確にモデル化するために、カルシウムIIH＆Kラインから通知されたガウスプロセスを使用して、活動誘発の動径速度信号をモデル化しました。M$_b$=$4.87\pm0.37$M$_\oplus$、M$_c$=$1.92\pm0.49$M$_\oplus$、M$_d$=$3.42\pm0.62$の惑星質量が見つかりましたM$_\oplus$。HD106315の場合、スポットの存在が減少しているため、このような放射速度の非相関は効果的ではないことがわかり、これが他の高温の星にも及ぶ可能性があると推測しています（T$_{\rm{eff}}>6200$K）。M$_b$=$10.5\pm3.1$M$_\oplus$およびM$_c$=$12.0\pm3.8$M$_\oplus$の惑星質量が見つかりました。惑星の質量と半径をさまざまな内部モデルと比較することにより、惑星のすべての構成を調査しました。GJ9827bとGJ9827cはどちらも地球のような岩の多い組成と一致し、GJ9827dとHD106315bはどちらも追加の揮発性物質を必要とし、適度な量の水または水素/ヘリウムと一致し、HD106315cは10と一致します。\％水素/ヘリウム（質量）。
若い大規模星団の周りのミリ波水素水素再結合線の大規模マップ
| Title |
Large-scale_Map_of_Millimeter-wavelength_Hydrogen_Radio_Recombination_Lines_around_a_Young_Massive_Star_Cluster |
| Authors |
Q._Nguyen-Luong,_L._D._Anderson,_L._D.,_F._Motte,_Kee-Tae_Kim,_P._Schilke,_P._Carlhoff,_H._Beuther,_N._Schneider,_P._Didelon,_C._Kramer,_F._Louvet,_T._Nony,_S._Bihr,_M._Rugel,_J._Soler,_Y._Wang,_L._Bronfman,_R._Simon,_K._M._Menten,_F._Wyrowski_and_M._Walmsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03307 |
W43-メインの若い大規模星団（YMC）の周りの巨大HII領域に向けたミリ波水素再結合線（mm-RRL）の大規模（長さ10pc）放射の最初のマップを報告します。私たちのmm-RRLデータは、IRAM30m望遠鏡からのものであり、KarlG.Jansky超大型アレイの無線連続体およびcm-RRLデータと、IRAMのHCO$^{+}$1-0ライン放出データとともに分析されます30メートル。mm-RRLは、WR/OBクラスターによって駆動される電子密度〜70-1500cm$^{-3}$の拡大する風で吹き飛ばされた電離ガスシェルを明らかにし、1.5の合計Ly$\alpha$光子束を生成しますx10$^{50}$s$^{-1}$。このシェルは、W43-Mainの密な雲の中の密な中性分子ガスと相互作用しています。高スペクトルおよび角度分解能のmm-RRLおよびcm-RRLキューブを組み合わせて、イオン化ガス放出の動的および圧力広がりの2次元相対分布を導出し、RRLライン形状が圧力広がりによって支配されていることを確認します（4-55kms$^{-1}$）はYMCの近くで、動的に広がります（8-36kms$^{-1}$）はシェルの端の近くです。シェルの端にある超コンパクトHII領域をホストするイオン化ガスの塊は、大規模なイオン化ガスの動きが、シェルの周囲の近くに新しい星の生成を引き起こすことを示唆しています。
星形成の不確定性原理-V.星形成率のトレーサー寿命と推定された分子雲のライフサイクルに対するダストの消滅の影響
| Title |
An_uncertainty_principle_for_star_formation_--_V._The_influence_of_dust_extinction_on_star_formation_rate_tracer_lifetimes_and_the_inferred_molecular_cloud_lifecycle |
| Authors |
Daniel_T._Haydon_(1),_Yusuke_Fujimoto_(2,3),_M\'elanie_Chevance_(1),_J._M._Diederik_Kruijssen_(1),_Mark_R._Krumholz_(2,4,1,5),_Steven_N._Longmore_(6)_((1)_Heidelberg,_(2)_ANU,_(3)_Carnegie,_(4)_ASTRO-3D,_(5)_MPIA,_(6)_LJMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03308 |
分子雲のライフサイクルを定量化することを目的とした最近の観察研究では、既知の「基準時間スケール」を使用して、星形成プロセスのさまざまな段階の相対期間を絶対時間スケールに変える必要があります。以前に、SFRの表面密度と金属性の関数として、異なる星形成率（SFR）トレーサーの特徴的な放出時間スケールを制約しました。ただし、粉じん消滅の影響は除外しました。ここでは、孤立した天の川のような円盤銀河の高解像度流体力学的シミュレーションの合成放出マップを使用して、消滅を考慮してSFRトレーサー放出時間スケールのスイートを拡張します。シミュレーションに含まれる恒星のフィードバックは、観測結果と比較して非効率的であり、埋め込まれた星の形成の持続時間（および対応する消滅の影響）が過大評価されている限定的なケースを表すことを意味します。私たちの実験全体で、絶滅によりSFRトレーサー放出の時間スケールがほとんど減少し、ガス列の密度に応じて、時間スケールが0.04-1.74倍変化することがわかります。UVフィルターはH$\alpha$フィルターよりも強く影響を受けます。さまざまなSFRトレーサーのガスカラム密度とフラックス感度制限の関数として、制限補正係数を提供します。これらの要因を分子雲のライフサイクルの観測特性に適用すると、高いkpcスケールのガス表面密度（$\Sigma_{\rmg}\gtrsim20〜{\mathrm{M_{\odot}\、pc^{-2}}}$）。これらの条件下では、絶滅を補正すると、測定された分子雲の寿命とフィードバックの時間スケールが減少する可能性があり、分子雲が動的な時間にわたって存在し、超新星初期のフィードバックによって分散されるという以前の結論がさらに強化されます。
エッジ：銀河形成の適応メッシュシミュレーションで数値拡散を抑制するための新しいアプローチ
| Title |
EDGE:_A_new_approach_to_suppressing_numerical_diffusion_in_adaptive_mesh_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Andrew_Pontzen,_Martin_P._Rey,_Corentin_Cadiou,_Oscar_Agertz,_Romain_Teyssier,_Justin_I._Read,_Matthew_D._A._Orkney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03313 |
宇宙銀河形成のアダプティブメッシュリファインメント（AMR）シミュレーションで数値拡散を軽減する新しい方法を紹介し、「EDGE」プロジェクトの一環としてシミュレートされた矮小銀河への影響を研究します。ターゲットの銀河の最大円周速度は21km/sですが、流体力学グリッドに対して最大90km/sで移動している領域で進化します。緩和策がない場合、拡散によって銀河に供給されるフィラメントが柔らかくなります。その結果、ガスは銀河の周りの銀河系の周囲の銀河系に非物理的に320Myr保持され、冷却と崩壊が最終的にz=9で最初のスターバーストを引き起こすまで、星形成の開始を遅らせます。遺伝子組み換えを使用して、グリッド相対ストリーミングが強く抑制される「速度ゼロ」の初期条件を生成します。設計上、この変更によって大規模構造や暗黒物質の付着履歴が大幅に変更されることはありません。結果のシミュレーションでは、z=17から始まるより物理的で段階的な星形成の開始が回復します。最終的な恒星の質量はほぼ一貫していますが（変更されていない場合は$4.8\times10^6\、M_\odot$、速度ゼロの場合は$4.4\times10^6\、M_\odot$）、z=0の矮小銀河は、歴史が対照的であるために著しく異なります。拡散抑制への私たちのアプローチは、任意のAMRズーム宇宙銀河形成シミュレーションに適しており、特に高い赤方偏移の小さな銀河のシミュレーションに推奨されます。
Dragon's Lair：BL Lacオブジェクトの大規模環境
| Title |
Dragon's_Lair:_on_the_large-scale_environment_of_BL_Lac_objects |
| Authors |
F._Massaro_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To,_CIFS),_A._Capetti_(INAF-OATo),_A._Paggi_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To),_R._D._Baldi_(Uni._Southampton),_A._Tramacere_(Uni._Geneva),_I._Pillitteri_(INAF-OAPa),_R._Campana_(INAF-OAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03318 |
BLLacオブジェクトとして知られるアクティブな銀河核（AGN）の最もとらえどころのない極端なサブクラスは、視線に対して小さな角度を向いているジェットで発生する相対論的効果の結果としてのみ説明できる機能を示します。長期にわたる問題は、BLラックの親集団の特定であり、ジェットをより大きな角度に向けています。AGNの「統合シナリオ」によると、光度が低く、エッジが暗くなっている電波形態を持つ電波銀河は、BLラックの親母集団である最も有望な候補です。ここでは、BLラックの明確に定義されたサンプルの大規模な環境、方向に依存しないプロパティを、すべてローカル宇宙にある電波銀河のサンプルと比較します。私たちの研究は、BLラックと電波銀河が著しく異なる環境に住んでおり、統合シナリオの予測に挑戦していることを明らかにしました。この問題の解決策を提案します。BLラックの大規模環境は、FR0と呼ばれる類似のプロパティを共有するコンパクトな無線ソースの環境と統計的に一貫していることを証明します。これは、非常に相対論的なジェットが至る所に存在し、超大質量ブラックホールによって生成された深い重力ポテンシャルへのガスの降着の自然な結果であることを意味します。
クエーサーの大規模な分光学的調査におけるz> 3での中性水素の検出
| Title |
Detecting_neutral_hydrogen_at_z_>_3_in_large_spectroscopic_surveys_of_quasars |
| Authors |
Michele_Fumagalli_(Milano-Bicocca),_Sotiria_Fotopoulou,_Laura_Thomson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03322 |
z>3クェーサーの大規模な分光調査内での吸収における中性水素の高カラム密度雲（つまり、ライマンリミットシステム、LLS）の識別のためのランダムフォレスト分類器に基づくパイプラインを提示します。ダークエネルギー分光装置（DESI）とWHT拡張面積速度エクスプローラー（WEAVE）調査の予想されるデータ品質を再現する模擬クエーサースペクトルでこのメソッドのパフォーマンスをテストし、N（HI）の完全性と純度が>90％であることを確認します>10^17.2cm^-2LLS、z〜3.5-3.7でg<23等のクエーサーに対して。スローンデジタルスカイサーベイ（データリリース16）のz〜3.5-4.0での10,000のクエーサースペクトルに本手法をトレーニングおよび適用した後、z〜3.1の間でN（HI）>10^17.5cm^-2の〜6600LLSを特定します。LLSの分類のための完全性と純度>90％の-4.0。このサンプルを使用して、z=[3.3,3.6]で2.32+/-0.08の単位赤方偏移あたりのLLSの数を測定します。また、LLSの赤方偏移とHIカラム密度の測定、および幅広い吸収線のクエーサーの特定のためのランダムフォレストのパフォーマンスに関する結果も示します。
VIMOSウルトラディープサーベイ：星形成率の逆転-密度関係が$ 2
| Title |
The_VIMOS_Ultra_Deep_Survey:_The_Reversal_of_the_Star_Formation_Rate_--_Density_Relation_at_$2_ |
| Authors |
B.C._Lemaux,_O._Cucciati,_O._Le_F\`evre,_G._Zamorani,_L.M._Lubin,_N._Hathi,_O._Ilbert,_D._Pelliccia,_R._Amor\'in,_S._Bardelli,_P._Cassata,_R.R._Gal,_B._Garilli,_L._Guaita,_M._Giavalisco,_D._Hung,_A._Koekemoer,_D._Maccagni,_L._Pentericci,_B._Ribeiro,_D._Schaerer,_L._Shen,_M._Talia,_A.R._Tomczak,_E._Vanzella,_D._Vergani,_and_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03324 |
VIMOSUltra-DeepSurvey（VUDS）で行われた分光観測、Keck/DEIMOSからの新しい観測、および星形成銀河の大規模サンプルの公開されている観測を利用して、星形成率（SFR）と初期宇宙（$2<z<5$）における銀河のローカル環境（$\delta_{gal}$）。低い赤方偏移（$z<2$）で観察されるものとは異なり、銀河の密度が$\delta_{gal}$の桁を超えて増加すると、平均SFRに明確でほぼ単調な増加が観察されます。この傾向の頑健性は、測定における不確実性とサンプルに存在しないまたは存在しない銀河の母集団の両方を考慮することによって定量化され、すべての状況下で傾向が依然として重要であることがわかります。この傾向は、主に、恒星の含有量がより大きく、質量の小さいものよりも高い速度で星を形成している高密度環境での銀河の部分的な増加によって引き起こされているようです。恒星の質量効果が考慮された後でも、サンプルには弱いが重要なSFR-$\delta_{gal}$傾向が残っており、環境関連の追加プロセスがこの傾向を促進していることを示しています。また、最も密度の高い環境での銀河の平均SFRは、赤方偏移の増加とともに増加するという明確な証拠も見つかりました。これらの結果は、ガスが豊富な大規模な銀河が$z\sim3$のプロトクラスター環境に合体し、他の銀河と相互作用したり、形成中の大規模な媒体と相互作用したりして、その後にガスの大部分を使用または失う状況に適しています処理し、わずかに低い赤方偏移でクラスターに存在する発生期の赤いシーケンスのシードを開始します。
潮の海：潮汐環境の連続体における星形成と中央衛星二分法
| Title |
A_sea_of_tides:_star_formation_and_the_central-satellite_dichotomy_in_a_continuum_of_tidal_environments |
| Authors |
Jolanta_Zjupa,_Aseem_Paranjape,_Oliver_Hahn,_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03329 |
銀河の恒星の質量（$M_\ast$）の分布と特定の星形成率（sSFR）の環境に依存する二峰性、および中央衛星二分法によるその説明は、銀河に関する現在の理解の基礎を形成しています階層構造形成パラダイムにおける進化。このフレームワークをIllustrisTNGシミュレーションで再検討します。宇宙の時間にわたって各銀河が経験する最も極端な局所潮汐異方性$\alpha_{\rmpeak}$のコンテキストで、環境の影響の優れたプロキシです。共通の単調な$M_\ast$-$v_{\rmpeak}$関係を共有しながら、中央、衛星、および「スプラッシュバック」銀河は、増加する$\alpha_{\rmpeak}$の階層を定義することを示します。また、アクティブな核からのフィードバックの影響を受けない小さなハロー内のオブジェクトのsSFRは、通常、$\alpha_{\rmpeak}$の増加とともに減少することもわかりました。私たちの結果は、銀河が$\alpha_{\rmpeak}$の値によって識別できる別の視点をサポートしています。つまり、中央衛星二分法ではなく、一連の潮汐環境における銀河の位置によって分類されます。この概念的な変化は、銀河の進化と銀河と暗黒物質のつながりをより強固に理解できる可能性があります。
FR 0電波銀河の大規模環境
| Title |
The_large-scale_environment_of_FR_0_radio_galaxies |
| Authors |
Alessandro_Capetti_(INAF-OATO)_Francesco_Massaro_(UniTO,_INAF-OATO,_INFN-TO,_CIFS)_Ranieri_D._Baldi_(UniTO,_Southampton_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03330 |
近く（z<0.05）の初期型銀河に関連付けられている104のコンパクトな電波源を含むFR0CATサンプルに属するFR0電波銀河の大規模環境のプロパティを探索します。さまざまな推定量を使用することにより、FR0は、平均銀河密度よりも高い領域と、FRI電波銀河に対して平均して2倍低い密度の領域に住んでいることがわかります。この後者の違いは、15未満の銀河によって形成されたグループに配置されたFR0の大部分（63％）によって引き起こされます。これは、FRIがめったに（17％）生息しない環境です。FR0sクラスを定義する実質的な拡張電波放射の欠如に加えて、これは、これら2つの低出力電波銀河の特性の最初の大きな違いです。局所銀河密度、BHスピン、ジェットパワー、および拡張電波放出の間の進化的リンクによるものとして、FR0とFRIの間の環境の違いを解釈します。
高赤方偏移星形成銀河の分子ガス特性のALMA / NOEMA調査
| Title |
An_ALMA/NOEMA_survey_of_the_molecular_gas_properties_of_high-redshift_star-forming_galaxies |
| Authors |
Jack_E._Birkin,_Axel_Weiss,_J._L._Wardlow,_Ian_Smail,_A._M._Swinbank,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_Fang_Xia_An,_Y._Ao,_S._C._Chapman,_Chian-Chou_Chen,_E._da_Cunha,_H._Dannerbauer,_B._Gullberg,_J._A._Hodge,_S._Ikarashi,_R._J._Ivison,_Y._Matsuda,_S._M._Stach,_F._Walter,_W.-H_Wang_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03341 |
AtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）とNorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）。46$^{12}$CO（$J=$2-5）輝線が$z=$1.2-4.8の45個のターゲットで検出され、赤方偏移はサブミリメーターの明るさで、光学/近赤外線は通常、赤方偏移が高く、$\Deltaz/\DeltaS_{870}=$0.11$\pm$0.04mJy$^{-1}$の勾配があります。また、データを文献ソースで補足して統計的なCOスペクトル線エネルギー分布を構築し、$J_{\rmup}\sim$6にあるSMGピークの$^{12}$COライン光度を確認します。これは、CosmicEyelashと一致しています。同様の研究の中で。私たちのSMGは主にメインシーケンスの上または真上にあり、ガス枯渇タイムスケールの減少$t_{\rmdep}=M_{\rmgas}/{\rmSFR}$を示し、$z\simの範囲で赤方偏移を示しています$1-5、中央値200$\pm$50Myr、$z\sim$2.8。これは、同じ赤方偏移範囲全体での分子ガスフラクション$\mu_{\rmgas}=M_{\rmgas}/M_\ast$の増加と一致しています。最後に、SMGの$M_{\rmbaryon}$-$\sigma$分布が、その後のComaクラスターの初期型銀河と一致していることを示し、SMGが大規模なローカルの前駆細胞であるという提案を強力にサポートします。回転楕円体銀河。これに基づいて、$S_{870}\sim$5mJyの870-$\mu$mフラックス制限の上下のSMG母集団は、ローカルの初期に見られる低速回転子と高速回転子の間の分割に対応する可能性があることをお勧めしますタイプの銀河。
ORELSE調査のz〜1での拡張無線AGN：高密度環境の閉じ込め効果
| Title |
Extended_radio_AGN_at_z_~_1_in_the_ORELSE_survey:_The_confining_effect_of_dense_environments |
| Authors |
Lu_Shen,_Guilin_Liu,_Mengfei_Zhang,_Brian_C._Lemaux,_Lori_M._Lubin,_Debora_Pelliccia,_Emily_Moravec,_Emmet_G._Golden-Marx,_Hongyan_Zhou,_Wenjuan_Fang,_Adam_Tomczak,_John_McKean,_Neal_A._Miller,_Christopher_D._Fassnacht,_Po-Feng_Wu,_Dale_D._Kocevski,_Roy_R._Gal,_Denise_Hung,_Gordon_K_Squires |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03343 |
最近の流体力学シミュレーションとラジオジェットの観測により、周囲の環境がその結果の形態に大きな影響を与えることが示されています。これを調査するために、大規模環境でのRedshift進化の観測（ORELSE）調査で検出された50個の拡張電波アクティブ銀河核（ERAGN）のサンプルを使用します。これらの光源はすべて、分光赤方偏移または正確な測光赤方偏移のいずれかによって、$0.55\leqz\leq1.35$の赤方偏移範囲内の銀河と正常に相互識別されます。ERAGNは、4.5$\sigma$の有意水準で、高密度環境では低密度環境よりもコンパクトであることがわかります。調査の対象となっている一連の内部特性の中で、無線電力のみが空間範囲と正の相関を示しています。起こり得る無線電力の影響を取り除いた後、低密度環境と高密度環境でのサイズの違いが持続します。グローバル環境分析では、高密度ERAGNの大部分（86\％）がクラスター/グループ環境にあります。さらに、クラスター/グループの中央のリージョンとフィールドのERAGNは、クラスター/グループの中間のリージョンとフィールドのERAGNと比較して、サイズが小さいため、優先的にコンパクトです。結論として、私たちのデータは、銀河団の中心領域にある密集したクラスター内ガスが電波ジェットの空間範囲を制限する上で主要な役割を果たすという解釈を裏付けるように見えます。
機械的なAGNフィードバックによって引き起こされる乱気流の天候を分析する
クラスター内、グループ内、および銀河系内の乱流は、中央超大質量ブラックホールの自己制御摂食およびフィードバックループで重要な役割を果たします。大規模な銀河の複数の多波長観測量と一致することが示されている、アクティブな銀河核（AGN）フィードバックの高解像度オイラーシミュレーションで3次元の乱流「天気」を分析します。ラグランジュトレーサーの後処理シミュレーションを実行して、乱流のプロキシであるエンストロフィーの進化と、それに関連するシンクとソースを追跡します。これにより、繰り返しの強いおよび弱いAGNフィードバックイベント中に乱流の進化を決定する物理プロセスを詳細に分離できます。気体ハローにおけるエンストロフィ/乱流の進化は、地球上のカオス的な気象プロセスと同様に、非常に動的であり、小さな時間的および空間的スケールで変化することがわかります。エンストロフィーの増幅と、特にその運動能力を介した再発性AGN活動との間の主要な相関関係を観察します。移流運動と傾圧運動は常にサブドミナントですが、特にジェット/繭に沿って、伸張運動がエンストロフィーの増幅の主要な原因ですが、レアファクションはボリュームの大部分を通してそれを減少させます。この自然な自己制御は、アンサンブルとして、宇宙時間中に一般的に観測される亜音速乱流を保存でき、衝撃的な異方性AGN機能（広い流出、気泡、繭の衝撃）を介して再発性のスパイクが重ねられます。この研究は、XRISMやAthenaなどの新しい革新的なX線IFU望遠鏡によって可能になる熱運動学的観察の準備と解釈を容易にします。
APOGEE-DR16とGaia-DR2によって明らかにされた薄いディスクと厚いディスクの共形成
| Title |
Co-formation_of_the_thin_and_thick_discs_revealed_by_APOGEE-DR16_and_Gaia-DR2 |
| Authors |
Leandro_Beraldo_e_Silva,_Victor_P._Debattista,_David_Nidever,_Jo\~ao_Amarante,_Bethany_Garver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03346 |
薄い円盤の星は平均して厚い円盤の星よりも若いため、一部のGalaxy形成モデルでは、約10Gyr前の厚い円盤が形成された後にのみ薄い円盤が形成され始めたと予測しています。したがって、重要な古い薄いディスクの集団は存在しないはずです。Gaia-DR2からの6次元座標とSanders\＆Das（2018）からの推定年齢を使用して、$\sim24000$古い星（${\tau>10}$Gyr、不確実性$\lesssim15\％$を選択します）太陽から2kpc以内。APOGEE-DR16とのクロスマッチは、古い薄い/厚いディスクスターの同等の割合を明らかにします。サンプルの中心点半径（$r_\mathrm{per}$）分布には3つのピークがあり、1つは恒星のハローに関連し、他の2つは薄い/厚いディスクからの寄与を持つことを示します。高解像度の$N$-body+SmoothParticleHydrodynamicsシミュレーションを使用して、$r_\mathrm{per}\約7.1$kpcの1つのピークが、内側の銀河で生まれた両方のディスクからの星によって生成されることを示しますソーラーネイバーフッドに移行しました。ソーラーエリアでは、古い薄い（厚い）ディスクスターの$\sim1/2$（$\sim1/3$）をマイグレーターとして分類できると推定しています。我々の結果は、垂直スケールの高さに関係なく、それらが異なる偏心分布を持っている限り、薄い/厚いディスクは放射状の移動によって異なる影響を受けることを示唆しています。最後に、重要な古い薄い円盤集団の存在を、薄い/厚い円盤の初期の共形成の証拠として解釈し、初期の円盤の塊の不安定性が観察された傾向の説得力のある説明を提供すると主張します。
赤いスペクトル線インデックスを使用した、見かけ上消光された低質量銀河における若い（$ \ leq $ 20 Myr）恒星集団の検出
| Title |
Detection_of_young_($\leq$20_Myr)_stellar_populations_in_apparently_quenched_low-mass_galaxies_using_red_spectral_line_indices |
| Authors |
A._de_Lorenzo-C\'aceres,_A._Vazdekis,_J._Falc\'on-Barroso,_and_M._A._Beasley_(Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03350 |
すでに消光されたシステムであるとMaNGA調査から意図的に選択された低質量銀河の年齢$\leq$20Myrの若い恒星成分からの小さな寄与（質量で約1％以下）の検出について報告します。28の銀河のサンプルの中で、そのうちの8つはごく最近の星形成のバーストに苦しんだことの兆候を示しています。検出は、赤のスペクトル範囲[5700,8800]\AAの線強度指数の分析を通じて行われました。この赤い体制への赤い巨人の寄与の増加は、標準スペクトル範囲[3600,5700]\AAのモデルグリッド内での位置に関するインデックス測定値の偏差の原因です。真の超若い個体群と、存在比の変動など、この偏差のその他の考えられる原因を区別するために、赤のインデックスの組み合わせと、平均光度で重み付けされた基になる恒星個体群の定性的評価が必要であることを示します。私たちの結果は、消光されたと考えられる多くの低質量銀河が、実際にはある程度の星形成の引き金となっているガスを含んでいることを示唆しています。したがって、彼らは外部ガスを付着させるか、恒星進化から十分なガスを内部でリサイクルして新しい星の形成を引き起こしたか、嫌がらせやストリッピングプロセスを行った後も最初からガス溜めを維持していた。外部の影響を完全に破棄するにはさらに作業が必要ですが、クエンチされていない銀河とその環境の間に特定の傾向が見られないため、内部プロセスが好まれます。
MUSEによるArp220の表示：Kpcスケールの多相流出と正のフィードバックの証拠
| Title |
MUSE_view_of_Arp220:_Kpc-scale_multi-phase_outflow_and_evidence_for_positive_feedback |
| Authors |
M._Perna,_S._Arribas,_C._Catalan-Torrecilla,_L._Colina,_E._Bellocchi,_A._Fluetsch,_R._Maiolino,_S._Cazzoli,_A._Hernan_Caballero,_M._Pereira_Santaella,_J._Piqueras_Lopez,_B._Rodriguez_del_Pino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03353 |
Arp220は最も近い典型的なULIRGであり、その核領域でのpcスケールの分子流出の証拠と、kpcスケールでのイオン化ガスの運動学を強く乱しています。したがって、流出とフィードバック現象を詳細に調査するための理想的なシステムです。Arp220ISMへのフィードバックの影響を調査し、物理的および運動学的特性の観点から原子ガスの詳細な画像を導き出します。これまでに得られなかった空間分解能（0.56"、つまり約210pc）を使用します。VLTからの光学IFS観測を使用します/MUSE-AOは、イオン化（[NII]6583）と中性（NaID5891,96）の両方のコンポーネントについて、空間分解された恒星とガスの運動学を取得します。また、ダストの減衰、電子密度、イオン化条件、および水素カラム密度マップを導出します。ISMプロパティを特徴付けます。Arp220運動学は、最も内側の核領域にある乱れたkpcスケールのディスクと、ディスクの短軸に沿って乱された多相（中性およびイオン化）ガスの存在を明らかにします。Arp220東部核から出現する銀河スケールの流出。この流出には、〜5kpcのガラクトセントリック距離で最大〜1000km/sの速度が含まれ、質量率〜50Msun/yr、および運動力と運動量〜1e43erg/sanそれぞれd〜1e35ダイン。推論されたエネルギー論では、流出の起源、つまりAGN駆動かスターバースト駆動かを区別できません。また、星の形成率SFR〜5Msun/yr（つまり、総SFRの〜2％）で、流出の端および内部での強化された星形成の証拠を示します。私たちの調査結果は、Arp220に強力な風が存在することを示唆しています。これらは、ホストから大量のガスを除去または加熱できる可能性があります（「負のフィードバック」）が、星の形成のトリガーにもなっている可能性があります（「正のフィードバック」）。
KiDS-DR3のAMICO銀河クラスター：銀河集団の特性とその赤方偏移依存性
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_galaxy_population_properties_and_their_redshift_dependence |
| Authors |
Mario_Radovich,_Crescenzo_Tortora,_Fabio_Bellagamba,_Matteo_Maturi,_Lauro_Moscardini,_Emanuella_Puddu,_Mauro_Roncarelli,_Nivya_Roy,_Sandro_Bardelli,_Federico_Marulli,_Mauro_Sereno,_Fedor_Getman,_Nicola_R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03563 |
銀河団のカタログは、クラスター化されたオブジェクトの適応一致識別子を使用して、キロ度調査（KiDS-DR3）のデータリリース3から赤方偏移$z\sim0.8$までの414平方度の領域で取得されました。（AMICO）アルゴリズム。豊富さ-質量関係のカタログとキャリブレーションは、2つの関連論文で発表されました。ここでは、クラスター中心銀河の選択と青と赤のクラスターメンバーの分類について説明し、中心銀河の赤/青の割合、クラスター質量、明るさ、恒星質量などの主要なクラスタープロパティとそれらの依存関係を分析します赤方偏移とクラスターの豊かさについて。結果を解釈するためのベンチマークとして、銀河形成の最先端の宇宙論シミュレーションを表すIllustris-TNGシミュレーションを使用します。シミュレーションとの良好な一致は、低赤方偏移（$z\le0.4$）で見つかりますが、高赤方偏移では、シミュレーションは、KiDS-AMICOカタログで見つかったものよりも青い銀河の割合が低いことを示します。これは、シミュレーションでの星形成銀河の過小評価。クラスターの動的状態がより緩和されていることを示す可能性がある、2つの最も明るい中心銀河の大きさの差が大きいクラスターを選択すると、観測およびシミュレーションされたクラスター質量と中心銀河の恒星質量との一致が向上します。また、特定のクラスター質量では、青い中心銀河の恒星質量は赤い中心銀河よりも低いことがわかります。
電波銀河動物園：RGZ DR1カタログの新しい巨大電波銀河
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo:_New_Giant_Radio_Galaxies_in_the_RGZ_DR1catalogue |
| Authors |
H.Tang,_A.M.M.Scaife,_O.I.Wong,_A.D.Kapinska,_L.Rudnick,_S.S.Shabala,_N.Seymour,_R.P.Norris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03583 |
このホワイトペーパーでは、RadioGalaxyZoo市民科学プロジェクトのデータリリース1を使用して、これまで知られていなかった5つの巨大電波銀河（GRG）の識別と、新しい電波調査用の深層学習アルゴリズムのトレーニングと検証に適した選択方法について説明します。これらの新しいGRGの1つを銀河クラスターGMBCGJ251.67741+36.45295の最も明るいクラスター銀河（BCG）に関連付け、文献データを使用してBCG候補として既知のさらに13のGRGを特定し、既知のBCGGRGの数を>60％。既知のすべてのBCGGRGの数についてローカルの銀河数密度を調べることにより、この増加する数の存在は、GRGが裕福な中心部（$\sim10^{14}$M$_{\odot}$）銀河が集まり、GRGが局所的に密度の低い環境でのみそのようなサイズに成長するという仮説に挑戦します。
覆い隠された3C129銀河団の近赤外線研究
| Title |
A_near-infrared_study_of_the_obscured_3C129_galaxy_cluster |
| Authors |
M._Ramatsoku,_M.A.W_Verheijen,_R.C._Kraan-Korteweg,_T.H._Jarrett,_K._Said,_A.C._Schr\"oder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03749 |
3C129銀河団の261個の新しい赤外線選択メンバーのカタログを提示します。クラスターは$z\約$0.02にあり、ペルセウスと魚座のフィラメントの一部を形成しており、回避ゾーン内にあるため、光学波長では不明瞭です。これらの銀河は、クラスタのX線放出を中心とする半径$1.1^{\circ}$の領域内のUKIDSS銀河平面調査によって提供された$J-$および$K-$bandイメージングデータを使用して識別しました。$\ell、b\約160.52^{\circ}、0.27^{\circ}$。識別された銀河メンバーの合計26は既知の赤方偏移を持っています。そのうち24は2016年のWesterborkHI調査によるもので、2つは光学分光法によるものです。3C129クラスターのコアでの銀河密度の分析は、それがComaおよびNormaクラスターよりも密度が低いことを示していますが、Perseusクラスターのコアの銀河密度に匹敵します。赤方偏移がある3C129クラスター銀河の空間分布と速度分布の評価から、メインに対して$cz=5227\pm171$km/sおよび$\sigma=1097\pm252$km/sの速度を導き出しました$cz=6923\pm71$km/s、$\sigma=422\pm100$km/sのクラスター周辺の下部構造を持つクラスター。この下部構造の存在は、クラスターがまだビリアル化されておらず、最近の合併を経験している可能性があるというX線分析に基づく以前の主張と一致しています。
z <0.1での裏返しに組み立てられた銀河候補のAGNおよびスター形成プロパティ
| Title |
AGN_and_Star-Formation_Properties_of_Inside-out_Assembled_Galaxy_Candidates_at_z<0.1 |
| Authors |
Dejene_Zewdie,_Mirjana_Povi\'c,_Manuel_Aravena,_Roberto_J._Assef_and_Asrate_Gaulle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03800 |
$\logM_{\star}/M_{\odot}=10.73-11.03$および$z<0.1$で、SDSSMPA-JHUカタログから選択された48127銀河のサンプルを調べます。この恒星の質量範囲の局所銀河は、全体として銀河のそれと比較すると、それらの内部領域内で体系的に短い組み立て時間（$<0.5〜R_{50}$）を持っていることが示されています。すべての半径で一貫した組立時間を示します。したがって、これらの銀河をInside-OutAssembledGalaxy（IOAG）候補と呼びます。輝線が検出されたIOAG候補の大部分は、BPTダイアグラムでAGN（40％）または複合（40％）のいずれかに分類されています。また、私たちの情報源の大部分は主な星形成シーケンスの下で、緑の谷または赤いシーケンス内にあることがわかります。ほとんどのBPT分類の星形成IOAG候補はらせん状の形態を持ち、メインシーケンスにありますが、セイファート2および複合物は主にらせん状の形態を持っていますが、静止時の星形成率（SFR）を持っています。IOAG候補の大部分は、消滅の過程にあり、青い雲から赤いシーケンスに移動しているようです。AGNとして分類されたものは、体系的に星形成銀河よりもSFRが低く、AGN活動がこの消光に関連している可能性があることを示唆しています。ただし、これらの銀河のらせん形態はそのままで、形態学的変換が発生する前に中央の星形成が抑制されていることを示唆しています。
BAL / mini-BALクエーサースペクトルで固有のNALを検索
狭い吸収線の一部は、BALおよびミニBALのようなクエーサー/ホスト銀河物質（つまり、固有のNAL）に物理的に関連付けられています。これら3つのタイプの吸収線の関係はまだ理解されていませんが、1つの解釈は、これらの吸収特性が異なる傾斜角に対応しているというものです。この研究では、VLT/UVESパブリックアーカイブから取得した11のBAL/ミニBALクエーサースペクトルで固有のNALを検索し、ジオメトリモデル内の固有のNALとBAL/ミニBALの可能な関係をテストします。部分的なカバレッジ分析を使用して、前景銀河や銀河間媒質などの宇宙論的に介在する物質（つまり、介在NAL）に関連付けられているものから固有のNALを分離します。明確なBAL機能なしで2つのクエーサーを削除した後、9つのBAL/ミニBALクエーサースペクトルの36のNALシステムから1つの信頼性のある2つの可能な固有のNALシステムを識別します。サンプルサイズが小さいにもかかわらず、少なくとも1つの固有のCIVNAL（$\sim33^{+33}_{-18}\％$）を持つBAL/ミニBALクエーサーの割合に下限を設定しました。これは、傾斜角に関係なく、どこにでも固有のNAL吸収体が存在すると解釈できます。我々は、SDSSJ121549.80-003432.1で検出された固有のNALシステムの1つが、R/130kpcの大きな半径距離にあることを発見しました。傾斜角と放射状距離における固有のNAL吸収体分布の広い範囲を考慮すると、それらの起源と形状は予想よりも複雑であることが示唆されます。
PG $ 1522 + 101 $に向けた5つのO VI吸収システムの物理的条件
| Title |
Physical_Conditions_of_Five_O_VI_Absorption_Systems_Towards_PG_$1522+101$ |
| Authors |
Sriram_Sankar,_Anand_Narayanan,_Blair_D_Savage,_Vikram_Khaire,_Benjamin_E_Rosenwasser,_Jane_Charlton,_and_Bart_P_Wakker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03885 |
バックシフトクエーサーPG$1522+101$に向かうz$\sim（0.6-1.3）$の赤方偏移経路で特定された5つのOVI吸収体の分析を、OIIからOVIまでの酸素の5つの連続イオン化ステージに関する情報とともに提示します。$HST$と$Keck$のスペクトルの組み合わせは、UV、赤方偏移EUV、および$\sim（13-300）$eVの範囲のイオン化エネルギーにわたる多数のイオンからの光学遷移をカバーします。低イオン化（CII、OII、SiII、MgII）および非常に高いイオン化種（NeVIII、MgX）は、すべての吸収体で非検出です。3つの吸収体はHeIをカバーしており、そのうちの1つは$>3\sigma$検出です。これらの吸収体の運動学的構造は、$HIRES$スペクトルで検出されたCIVから抽出されます。サンプルで最も遠い吸収体には、NeVとNeVIの検出も含まれています。共空間吸収コンポーネントを想定すると、イオン化モデルは、媒体が、運動学的に未解決の小規模な密度-温度不均一性で多相化することを示します。2つの吸収装置には、OVIによって追跡された暖かい気相（$T\gtrsim10^5$K）の存在が明確に示されています。残りの吸収体では、イオンのカラム密度は不均一な光イオン化媒体と一致しています。大規模なタイプII超新星からの濃縮を吸収体に向けて推定されるサブソーラー[C/O]相対存在量。金属濃縮にもかかわらず、吸収された吸収体の間の[O/H]$\sim$[$-2.1、+0.2$]の広い範囲は、観測されたHIとの反相関とともに、金属と水素の小規模な混合が不十分であることを示唆しています。銀河とIGMを取り巻く地域で。
COMBSサーベイII：Halo Interlopersからのメタルプアーバルジの区別
| Title |
The_COMBS_Survey_II:_Distinguishing_the_Metal-Poor_Bulge_from_the_Halo_Interlopers |
| Authors |
Madeline_Lucey,_Keith_Hawkins,_Melissa_Ness,_Victor_P._Debattista,_Alice_Luna,_Martin_Asplund,_Thomas_Bensby,_Luca_Casagrande,_Sofia_Feltzing,_Kenneth_C._Freeman,_Chiaki_Kobayashi_and_Anna_F._Marino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03886 |
シミュレーションでは、銀河で最も古い星の一部であると予測されているため、バルジの金属が少ない星は天の川の形成史の重要な遺物です。それらが本当に古代の星であるかどうかを判断するためには、この集団の起源を理解する必要があります。現在、ふくらみの金属に乏しい星（[Fe/H]<-1dex）が単にハロインターロッパー、ユニークな降着集団、箱型/ピーナッツ型（B/P）ふくらみの一部であるかどうかは不明です。古典的な膨らみの人口。この作業では、VLT/FLAMESスペクトログラフのスペクトルを使用して、SkyMapperフォトメトリを使用してターゲットされた473のバルジ星（そのうち187個が[Fe/H]<-1dexを持つ187）のCa-IIトリプレット（CaT）を使用して金属性推定を取得します。。また、GaiaDR2視差と適切なモーションを使用して、523個のバルジ星の軌道特性とともに銀河の位置と速度を推測します。確率論的軌道分析を使用して、サンプルの約半分がバルジにバインドされる確率が50％以上であり、半分がハロー侵入者であることがわかりました。また、サンプルの全範囲（-3<[Fe/H]<0.5）全体で、金属性の減少に伴いハロー侵入者の発生率が着実に増加していることもわかります。束縛されていない星と比較した閉じ込められた星の運動学の私たちの調査は、金属に乏しいふくらみ（[Fe/H]<-1dex）が少なくとも2つの集団で構成されていることを示しています。箱型/ピーナッツの膨らみとハロースターに限定され、内部の銀河を通過します。私たちが採用した軌道解析アプローチは、内部領域の金属に乏しい星の複合的な性質を明らかにして理解するために重要であると結論付けています。
チャンドラディープワイドフィールド調査：ボーテフィールドの新しいチャンドラレガシー調査I. X線ポイントソースカタログ、カウント数、多波長対応物
| Title |
The_Chandra_Deep_Wide-Field_Survey:_A_New_Chandra_Legacy_Survey_in_the_Bo\"otes_Field_I._X-ray_Point_Source_Catalog,_Number_Counts_and_Multi-Wavelength_Counterparts |
| Authors |
A._Masini,_R._C._Hickox,_C._M._Carroll,_J._Aird,_D._M._Alexander,_R._J._Assef,_R._Bower,_M._Brodwin,_M._J._I._Brown,_S._Chatterjee,_C.-T._J._Chen,_A._Dey,_M._A._DiPompeo,_K._J._Duncan,_P._R._M._Eisenhardt,_W._R._Forman,_A._H._Gonzalez,_A._D._Goulding,_K._N._Hainline,_B._T._Jannuzi,_C._Jones,_C._S._Kochanek,_R._Kraft,_K.-S._Lee,_E._D._Miller,_J._Mullaney,_A._D._Myers,_A._Ptak,_A._Stanford,_D._Stern,_A._Vikhlinin,_D._A._Wake,_S._S._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03317 |
NOAOディープワイドフィールドサーベイの9.3deg$^2$Bo\"otesフィールドのチャンドラX線天文台で行われた新しい野心的なサーベイを紹介します。ワイドフィールドは、統計的に代表的な宇宙の体積を調べますレッドシフト。チャンドラディープワイドフィールドサーベイは、広域にわたるチャンドラの優れた感度と角度分解能を活用し、15年間に及ぶ281の観測を組み合わせて、3.4Msの合計露光時間を実現し、6891のX線点源を制限まで検出します。$4.7\times10^{-16}$、$1.5\times10^{-16}$、および$9\times10^{-16}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$のフラックスそれぞれ$0.5-7$keV、$0.5-2$keV、および$2-7$keVの帯域で、検出戦略の堅牢性と信頼性は、フィールド全体の最先端のシミュレーションにより検証されています。正確な数のカウントは、以前のX線調査とよく一致しており、宇宙Xの$65.0\pm12.8\％$を解決する独自に多数の点線源が検出されたおかげで得られました-rayの背景は$0.5-2$keVから$81.0\pm11.5\％$の間で$2-7$keVです。野外で利用可能な豊富な多波長データを活用して、赤方偏移をX線源の$\sim94\％$に割り当て、それらの覆いを推定し、吸収補正された光度を導き出します。将来の調査に必要なすべての関連数量を含む電子カタログを提供しています。
ASASSN-14koは、ESO 253-G003の周期的核過渡現象です
| Title |
ASASSN-14ko_is_a_Periodic_Nuclear_Transient_in_ESO_253-G003 |
| Authors |
Anna_V._Payne,_Benjamin_J._Shappee,_Jason_T._Hinkle,_Patrick_J._Vallely,_Christopher_S._Kochanek,_Thomas_W.-S._Holoien,_Katie_Auchettl,_K._Z._Stanek,_Todd_A._Thompson,_Jack_M._M._Neustadt,_Michael_A._Tucker,_James_D._Armstrong,_Joseph_Brimacombe,_Paulo_Cacella,_Robert_Cornect,_Larry_Denneau,_Michael_M._Fausnaugh,_Heather_Flewelling,_Dirk_Grupe,_A.N._Heinze,_Laura_A._Lopez,_Berto_Monard,_Jose_L._Prieto,_Adam_C._Schneider,_Scott_S._Sheppard,_John_L._Tonry,_Henry_Weiland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03321 |
ASASSN-14koが銀河ESO253-G003の中心で周期的にフレアするAGNであるという発見を提示します。超新星全天自動調査（ASAS-SN）で発見された当時は、核に近い超新星に分類されていました。その後の6年間のVバンドとgバンドのASAS-SN観測により、ASASSN-14koに定期的に発生する核フレアがあることが明らかになりました。観測された17のバーストは、時間の経過とともに減少する期間の証拠を示しており、平均期間は$P_0=114.2\pm0.4$日、期間導関数は$\dot{P}=-0.0017\pm0.0003$です。予測どおりに行われた2020年5月の最新のバーストは、上昇中に分光学的変化を示し、潮汐破壊イベント（TDE）と同様のUV明るい黒体スペクトルエネルギー分布がありました。X線フラックスは、バーストの開始時に4分の1に減少し、約8日後に静止フラックスに戻りました。TESSはセクター4〜6の間にバーストを観測し、光学系の立上り時間が$5.60\pm0.05$日であり、指数モデルに最も適した立下がりを示しました。ASASSN-14koの定期的なバーストを説明するためにいくつかの可能なシナリオについて説明しますが、現在は部分的なTDEの繰り返しを支持しています。次のバーストは、UT2020-09-7.4$\pm$1.1およびUT2020-12-26.5$\pm$1.4の光でピークに達します。
SN 2018ijp：高密度のHリッチシェル内での剥がれたエンベロープスターの爆発？
| Title |
SN_2018ijp:_the_explosion_of_a_stripped-envelope_star_within_a_dense_H-rich_shell? |
| Authors |
L._Tartaglia,_J._Sollerman,_C._Barbarino,_F._Taddia,_E._Mason,_M._Berton,_K._Taggart,_E._C._Bellm,_K._De,_S._Frederick,_C._Fremling,_A._Gal-Yam,_V._Z._Golkhou,_M._Graham,_A._Y._Q._Ho,_T._Hung,_S._Kaye,_Y._L._Kim,_R._R._Laher,_F._J._Masci,_D._A._Perley,_M._D._Porter,_D._J._Reiley,_R._Riddle,_B._Rusholme,_M._T._Soumagnac,_R._Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03331 |
このペーパーでは、光過渡現象のZwickyTransientFacility調査によって発見されたSN2018ijpのフォローアップキャンペーンの結果について説明します。SN2018ijpは、最大光の周りのタイプIcの広域超新星に類似した初期スペクトルを示し、その後、急速に拡大する超新星噴出物と高密度のHリッチな恒星媒体の間の相互作用の強いサインが続き、光度計の進化の2番目のピークと一致します一時的な。SN2018ijpの初期の明度をモデル化すると、放出された放射性物質の合計$^{56}\rm{は$0.7\、\rm{M_{\odot}}$と$0.3\、\rm{M_{\odot}}$になります。Ni}$の質量、爆発エネルギーは$3.3\times10^{51}\、\rm{erg}$ですが、後の段階での光度曲線の分析により、総質量は$\simeq0.5\、\rmであることが示唆されています{M_{\odot}}$は、Hリッチな恒星媒体です。単純な分析モデルを使用して得られたこれらの結果に基づいて、高密度のHリッチな媒体内で外側のH層とHe層が空になった大規模な星の爆発のコンテキストでSN2018jpの観測量について議論します。
NICERとNuSTARで観測されたX線バイナリSwift J1858.6-0814での熱核（タイプI）X線バーストの発見
| Title |
Discovery_of_thermonuclear_(Type_I)_X-ray_bursts_in_the_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814_observed_with_NICER_and_NuSTAR |
| Authors |
D._J._K._Buisson,_D._Altamirano,_P._Bult,_G._C._Mancuso,_T._G\"uver,_G._K._Jaisawal,_J._Hare,_A._C._Albayati,_Z._Arzoumanian,_N._Castro_Segura,_D._Chakrabarty,_P._Gandhi,_S._Guillot,_J._Homan,_K._C._Gendreau,_J._Jiang,_C._Malacaria,_J._M._Miller,_M._\"Ozbey_Arabac{\i},_R._Remillard,_T._E._Strohmayer,_F._Tombesi,_J._A._Tomsick,_F._M._Vincentelli_and_D._J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03334 |
SwiftJ1858.6-0814は、最近発見されたX線バイナリーであり、その発見状態では非常に強い変動性（軟X線では$>100$の因数）が顕著です。システム内のコンパクトなオブジェクトが中性子星であることを意味する、SwiftJ1858.6-0814からの5つの熱核（タイプI）X線バーストの検出を示します。一部のバーストは光球半径の拡大を示しているため、それらのピークフラックスを使用してシステムまでの距離を推定できます。ピーク光度、つまり距離は、いくつかのシステムパラメータに依存します。最も可能性の高い値、高い傾斜とヘリウム雰囲気の場合、$D=12.8_{-0.6}^{+0.8}$kpcですが、系統的効果により控えめな範囲の$9-18$kpcが可能です。1回のバーストの前に、ヘリウムの燃焼がわずかに安定しているため、QPOが$9.6\pm0.5$mHzでフラクショナルrms振幅$2.2\pm0.2$％（$0.5-10$keV）で検出されます。同様の振動が他のバーストの前に存在する可能性がありますが、光度曲線はそれらを検出できるほど長くありません。バースト振動も検索しますが、検出されません。15％の小数振幅（$1-8$keV以上）の最良の場合の上限があります。最後に、中性子星加速器とこの距離がシステムについて行われた他の推論に与える影響について説明します。特に、SwiftJ1858.6-0814は、スーパーエディントンの輝度で、少なくともバーストの可変段階の明るいフレア中に観測されたことがわかります。
AESOP-Lite分光計による1 AUでの低エネルギー宇宙線電子および陽電子スペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_low-energy_cosmic-ray_electron_and_positron_spectra_at_1_AU_with_the_AESOP-Lite_spectrometer |
| Authors |
Sarah_Mechbal,_Pierre-Simon_Mangeard,_John_M._Clem,_Paul_A._Evenson,_Robert_P._Johnson,_Brian_Lucas,_James_Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03437 |
20MeV-1GeVのエネルギー範囲での宇宙線（CR）電子および陽電子スペクトルの新しい測定について報告します。データは、2018年5月にスウェーデンのエスレンジからカナダのエルズミア島に飛行した気球搭載分光計AESOP-Lite（AntiElectronSubOrbitalPayload）の最初の飛行中に取得されました。残留大気の平均高度3g.cm$^{-2}$での曝露。この実験では、ガスチェレンコフ検出器と、永久双極磁石とシリコンストリップ検出器（SSD）で構成される磁気分光計を使用して、粒子の種類を特定し、剛性を測定します。電子と陽電子は、陽子と大気中の二次粒子を背景にして検出されました。電子と陽電子の主要な宇宙線スペクトル、およびリエントラントアルベドフラックスは、正の太陽磁気極性エポック中に20MeV-1GeVの間で抽出されました。100MeV未満の陽電子の割合は平坦に見え、低剛性では拡散が支配する太陽変調を示唆しています。全電子スペクトルが表示され、太陽圏の数値輸送コードのモデルと比較されます。
天の川におけるコア崩壊超新星の割合について
世界中のさまざまなサイトで運用されているいくつかの大型ニュートリノ望遠鏡は、天の川の重力崩壊によって放出されたニュートリノの最初の検出を主な目的として持っています。これらの観測プログラムの成功は、天の川の超新星コア崩壊率$R$に依存しています。この作業では、標準的な統計手法を使用して、いくつかの独立した結果を組み合わせます。それらの一貫性が議論され、最も重要な入力データが識別されます。$R$の推論は、ニュートリノ望遠鏡と電磁気調査から得られた、天の川とローカルグループでの重力崩壊イベントの発生率に関する直接的な情報を含めることにより、さらにテストおよび改良されています。エラーを保守的に処理すると、合計レート$R=1.63\pm0.46$（100年）$^{-1}$になります。コア崩壊超新星イベント間の対応する時間は$T=61_{-14}^{+24}$〜yrであることがわかります。恒星出生率法の分析を更新することの重要性が強調されています。
ZBLLAC-BL Lacertaeオブジェクトの分光データベース
このペーパーでは、URLhttps://web.oapd.inaf.it/zbllac/で入手できるBLLacertae（BLL）オブジェクトZBLLACの光学スペクトルのデータベースについて説明します。現在のところ、295BLLの校正済みスペクトルが含まれています。それらの約35％については、赤方偏移zのしっかりとした測定値を報告しますが、35の線源については、主にMgII（2800Ang）に起因する吸収システムの検出に基づいてzに下限を設定しました。ここでは、データベースのアーキテクチャと、データのフィルタリング、クエリ、インタラクティブな探索を可能にするWebフロントエンドについて報告します。赤方偏移の分布を与え、検出された輝線について報告することにより、現在のデータセット内のオブジェクトのいくつかのプロパティについて説明します。これらは主に禁止され、[OII]（3737Ang）および[OIII]（5007角度）。最後に、距離の下限を設定できる35のBLLで検出された中間の吸収システムについて説明します。
電波銀河の繭からの非熱的スニャエフ・ゼルドビッチ信号
| Title |
Non-thermal_Sunyaev-Zeldovich_signal_from_radio_galaxy_cocoons |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Subhabrata_Majumdar,_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03440 |
電波銀河の繭のエネルギー電子は、それらを電波やX線だけでなく、宇宙マイクロ波背景（CMB）放射のスニャエフ-ゼルドビッチ（SZ）歪みの潜在的な発生源にします。これまでの研究では電波銀河の繭のエネルギー論について論じてきましたが、非熱電子集団による熱SZ効果を仮定しています。電波銀河の繭の改良型進化モデルを使用して、観測の赤方偏移での電波輝度やSZ歪みの強度などの観測パラメーターを推定します。さらに、ジェットパワー、ジェットがアクティブである時間スケール、繭の進化時間スケールなど、観測されたパラメーターに対する、電波銀河のさまざまな関連物理パラメーターの影響を定量化します。銀河団に対する現在のSZ観測では、銀河団に埋め込まれた電波繭からの非熱SZ歪みは、クラスター内媒質からの熱SZ歪みの量と比較して無視できないため、無視されました。私たちは、小さくて若い（そしてできればクラスター環境にある）電波銀河が、これらのソースからの非熱SZ信号の検出により良い見通しを提供することを示しています。さらに、SZ効果が検出された、または上限が利用可能ないくつかのソースのさまざまな物理パラメーターの制限について説明します。進化モデルにより、最近の非熱的SZを説明するために、以前は利用できなかった、電子スペクトルの低エネルギーカットオフ（$p_{min}\sim1\hbox{-}2$）に関する制限を取得できます検出\citep{MDCMSNW2017}。最後に、より高い周波数帯（$>$400GHz）をカバーする将来のCMB実験が非熱的SZ効果の明確なシグネチャを提供する方法について説明します。
多波長残光放出におけるジェットブレイク機能を備えたガンマ線バーストの統計的研究
| Title |
Statistical_study_of_gamma-ray_bursts_with_jet_break_feature_in_multi-wavelength_afterglow_emissions |
| Authors |
Wen_Zhao,_Jia-Chang_Zhang,_Qing-Xiang_Zhang,_Jian-Tong_Liang,_Xiao-Hang_Luan,_Qi-Qi_Zhou,_Shuang-Xi_Yi,_Fei-Fei_Wang_and_Shao-Tong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03550 |
一般に、通常の減衰フェーズ（減衰勾配$\sim-1$）から急勾配のフェーズ（減衰勾配$\sim-2$）への遷移がジェットブレイクとして提案されると考えられています。ジェットの開き角度$\theta_{\rmjet}$は、アフターグローライトカーブのジェットブレイク時間から計算されます。これにより、これらのGRBのコリメーション補正済みエネルギー$E_{\rmjet}$を導出できます。我々は、多波長残光の光度曲線からジェットブレイク機能を備えたGRBを広く検索し、重要なブレイクを備えた138個のGRBを収集しました。これらのGRBのジェットブレイク時間は主に1000秒から$10^6$秒の範囲であり、コリメーション補正エネルギー$E_{\rmjet}$の分布は$\sim10^{50}$ergでピークに達します。また、$E_{\rm\gamma、iso}-E_{\rmp、i}$、$E_{\rmjet}-E_{\rmp、i}$および$E_{\rm\gammaも確認しました、iso}-\theta_{\rmjet}$関係、および$E_{\rm\gamma、iso}-T_{\rmj、z}-E_{\rmp、i}$関係は、多波長データ。この緊密な$E_{\rm\gamma、iso}-T_{\rmj、z}-E_{\rmp、i}$関係も、論文で選択したGRBのさまざまなグループによって適合されます。さらに、$E_{\rmjet}-T_{\rmj、z}-E_{\rmp、i}$間の別の2つの新しいより緊密な相関関係が、この論文のさまざまなサーキュバーストメディアで確認されています。これらの緊密な3つのパラメーターの相関はより物理的であり、宇宙論的パラメーターを制約するために広く適用できる可能性があります。
マグネターSwift J1818.0-1607の爆発後の高ケイデンス観測と可変スピン挙動
| Title |
High-cadence_observations_and_variable_spin_behaviour_of_magnetar_Swift_J1818.0-1607_after_its_outburst |
| Authors |
David_Champion,_Ismael_Cognard,_Marilyn_Cruces,_Gregory_Desvignes,_Fabian_Jankowski,_Ramesh_Karuppusamy,_Michael_J._Keith,_Chryssa_Kouveliotou,_Michael_Kramer,_Kuo_Liu,_Andrew_G._Lyne,_Mitchell_B._Mickaliger,_Brendan_O'Connor,_Aditya_Parthasarathy,_Nataliya_Porayko,_Kaustubh_Rajwade,_Ben_W._Stappers,_Pablo_Torne,_Alexander_J._van_der_Horst,_Patrick_Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03568 |
新しいマグネターSwiftJ1818.0-1607の多周波電波観測について、1か月以上にわたって高いケイデンスで観測しました。観測は、最初のバーストが登録されてから35時間以内に開始されました。タイミング、偏光、スペクトル情報を取得しました。SwiftJ1818.0-1607は、電波を放射するマグネターに対して異常に急勾配のスペクトルを持ち、比較的狭くてシンプルなパルスプロファイルを持っています。偏光の位置角度スイングはパルスプロファイル全体でフラットであり、見通し線が放射ビームのエッジをかすめることを示唆している可能性があります。これはまた、急なスペクトルを説明するかもしれません。スピンの進化は、観測の過程で4つの異なるタイミングイベントに関連するスピンダウン率の大きな変動を示しています。これらのイベントは、2番目のパルス成分の出現と消失に関連している可能性があります。最初のタイミングイベントは実際の観測と一致しますが、さらなる磁気圏の変化を明らかにする可能性のある放出特性の大きな変化は検出されませんでした。数か月間のタイミング測定から推定される特徴的な年齢は、ほぼ1桁異なります。約100日にわたる長期間のスピンダウン測定は、以前に報告されたものよりも大きい、約500歳の特徴的な年齢を示唆しています。SwiftJ1818.0-1607は、これまでに検出された中で最も若い中性子星（およびマグネター）の1つである可能性がありますが、計算の背後にある警告を踏まえて、真の年齢の指標として特性年齢を使用することを注意してください。
電波パルサーの円偏波の発生源
KGBuddenによって70年前に導入された分極を制限する概念は、高多重度電子陽電子の仮定の下で1秒程度の回転周期を持つ通常のパルサーで見られる円偏光の大きさを説明する能力を持っていることが知られていますプラズマ。ただし、ミリ秒のパルサーで同じ仮定の下で偏光を制限することのレビューは、偏光を制限する領域が光シリンダーのはるか外側にあるため、そこでは適用できないことを示しています。本論文では、イオン陽子モデルを使用して、J2144-3933の一般的および具体的な円偏波を評価し、J0908-4913に見られる周波数の関数としての符号の変化を含む通常のパルサーでの観測をかなり詳細に理解しています。。しかし、粒子数密度が小さいことと、これらの天体の磁気圏の複屈折が原因で、ミリ秒のパルサーでの円偏光を説明することもできません。ただし、分極の制限を検討すると、イオン-陽子モデル内で、この異なるプロセスが円偏光を説明できることがわかります。ミリ秒パルサーストークスプロファイルの特定の機能は、偏光の制限と明らかに一致していると主張されています。
スノーマス2021関心の手紙：GRAMSプロジェクト：MeVガンマ線観測と反物質ベースのダークマター検索
| Title |
Snowmass_2021_Letter_of_Interest:_The_GRAMS_Project:_MeV_Gamma-Ray_Observations_and_Antimatter-Based_Dark_Matter_Searches |
| Authors |
Tsuguo_Aramaki,_Jonathan_Asaadi,_Yuto_Ichinohe,_Yoshiyuki_Inoue,_Georgia_Karagiorgi,_Jon_Leyva,_Reshmi_Mukherjee,_Hirokazu_Odaka,_Kerstin_Perez,_William_Seligman,_Satoshi_Takashima,_Naomi_Tsuji_and_Hiroki_Yoneda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03754 |
ガンマ線と反物質調査（GRAMS）プロジェクトは、MeVガンマ線観測と反物質ベースの暗黒物質探索の両方を対象とした次世代のバルーン/衛星ミッションです。費用対効果の高い大規模液体アルゴン時間射影チャンバー（LArTPC）検出器技術により、GRAMSはMeVガンマ線に対する感度を大幅に向上させながら、反物質測定を介して暗黒物質パラメーター空間を徹底的に調査できます。
逐次相転移を伴うハイブリッド星：g $ _2 $モードの出現
| Title |
Hybrid_stars_with_sequential_phase_transitions:_the_emergence_of_the_g$_2$_mode |
| Authors |
M._C._Rodriguez,_I._F._Ranea-Sandoval,_M._Mariani,_M._G._Orsaria,_G._Malfatti_and_O._M._Guilera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03769 |
中性子星は宇宙で最も密度の高い物体であり、$M\sim1.4M_{\odot}$と$R\sim12$kmであり、それらの内部構成に関連する状態方程式はまだ不明です。中性子星の内部で物質がさらされる極端な条件は、それらの内部コアに相転移を引き起こし、ハイブリッドコンパクトオブジェクトを生じさせる可能性があります。$2M_{\odot}$バイナリパルサー（PSRJ1614-2230、PSRJ0343$+$0432およびPSRJ0740$+$6620）の観測は、状態方程式の理論モデルを強く制約します。さらに、連星中性子星合体GW170817とその電磁対応物GRB170817Aの間に放出された重力波の検出は、潮汐変形性に追加の制約を課します。この研究では、コアにシーケンシャル相転移ハドロンクォーククォークを持つハイブリッドスターを調査します。外部コアには、最新のハドロン状態方程式を使用します。内核については、クォーク物質に対して一定速度の音のパラメータ化を採用しています。中性子星からの最近の観測制約を考慮して、3000以上のハイブリッド状態方程式を分析します。通常の振動モード$f$と$g$に対するハドロン-クォーク-クォーク相転移の効果は、カウリング相対論的近似の下で研究されています。私たちの結果は、2番目のクォーククォーク相転移が、$f$モードと$g$モードの両方の発振周波数に顕著な変化をもたらし、また新しい$g_2$モードを生み出すことを示しています。重力波の検出に関連する結果の観察上の意味合い、および順次の相転移のヒントと関連する$g_2$モードを検出する可能性について説明します。
FRB 121102からのバーストのサンプルの時空間分析
| Title |
Spectro-temporal_analysis_of_a_sample_of_bursts_from_FRB_121102 |
| Authors |
Kaustubh_Rajwade,_Mitchell_Mickaliger,_Benjamin_Stappers,_Manisha_Caleb,_Rene_Breton,_Aris_Karastergiou_and_Evan_Keane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03795 |
FRB〜121102は、繰り返されることが示された最初の高速無線バースト（FRB）でした。2012年の発見以来、ソースから200を超えるバーストが検出されています。これらのバーストは、さまざまな範囲のスペクトルおよび時間特性を示し、その起源と形式に関する多くの質問は未解決のままです。ここでは、JodrellBankObservatoryのLovell望遠鏡を使用して検出されたFRB121102からの無線バーストのサンプルを示します。特異な分光時間特性を示すバーストの4つの例を示し、他の観測所で検出されたFRB〜121102のバーストの特性と比較します。メインバーストからわずか17ミリ秒離れた先駆的なバーストについて報告します。これは、これまでに2つの個別のバースト間で報告された最も短い分離です。このキャンペーンでは、FRB〜121102のすべての検出データへのアクセスも提供しています。
潮流破壊イベントのサンプルへの風駆動モデルの適用
潮汐破壊イベント（TDE）からの光/UV放射の起源は、さまざまなシナリオで最近議論されましたが、観測のサポートは一般的に欠落しています。このレターでは、UV/光学TDEのサンプルに対する「風駆動モデル」（Uno＆Maeda2020）の適用性をテストします。モデルを使用して、質量損失率や特性半径など、光学/UVTDEの物理特性を導出することを目指します。モデルは、恒星風のような光学的に厚い連続流出を想定しており、重要な問題の1つは、風によって起動された半径がTDEの物理プロセスにどのように接続されるかです。1つの可能性として、ブラックホールの質量から推定された脱出速度と観測された線幅から推定された風速を比較することにより、流出は自己相互作用半径（$R_{\rmSI}$）潮汐力によって引き伸ばされた恒星の破片が交差する場所。$R_{\rmSI}$での脱出速度が風速とほぼ一致していることを示します。モデルを光学/UVTDE候補のサンプルに適用すると、$R_{\rmSIからの爆発的な大量放出（$\gtrsim10〜M_{\odot}{\rmyr^{-1}}$）が見つかります}$（$\sim10^{14}{\rm〜cm}$）は、ピーク光度付近のTDEの観測された特性を説明できます。また、同じフレームワークを特異な一時的なAT2018cowに適用します。モデルは、AT2018cowが中間質量ブラックホール（$M_{\rmBH}\sim10^{4}〜M_{\odot}$）によって誘発されたTDEである可能性が高いことを示唆しています。
GW190521とGWTC-1イベント：バイナリーブラックホールシステムの結合のブラックホール質量関数への影響
| Title |
GW190521_and_the_GWTC-1_Events:_Implication_on_the_Black_Hole_Mass_Function_of_Coalescing_Binary_Black_Hole_Systems |
| Authors |
Yuan-Zhu_Wang_(1),_Shao-Peng_Tang_(1_and_2),_Yun-Feng_Liang_(3),_Ming-Zhe_Han_(1_and_2),_Xiang_Li_(1_and_2),_Zhi-Ping_Jin_(1_and_2),_Yi-Zhong_Fan_(1_and_2),_Da-Ming_Wei_(1_and_2)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(3)_Department_of_Physics,_Guangxi_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03854 |
高度なLIGO/VirgoネットワークのO1実行で検出されたイベントで構築された合体バイナリブラックホールシステムのブラックホール質量関数（BHMF、質量が$\sim40\、M_\odot$の指数カットオフを想定）、Liangetal。（2017）は、最軽量の中間質量ブラックホール（LIMBHs、最終質量$\gtrsim100\、M_\odot$）の誕生は、高度なLIGO/Virgoによって捕捉される可能性が非常に高いと予測していますO3実行中の検出器。ただし、O1およびO2の観測実行データは、指数関数的カットオフよりもはるかに鋭いBHMFのカットオフを強く支持します。この作業では、べき乗則関数に続いて$\sim40\、M_\odot$で$\sim$数十倍だけ急激に低下し、次に$\に拡張する新しいべき乗則コンポーネントがあることを示します。geq100M_\odot$は、O1およびO2の観測実行データと一致しています。この新しいBHMFを使用すると、高度なLIGO/VirgoのO3観測でかなりの数のLIMBHイベントを検出できます。GW190521で生まれた最初のLIMBHは、高度なLIGO/VirgoネットワークのO3実行の初期段階で検出されたイベントであり、仮説にさらなる動機を与えます。
宇宙ベースの重力波検出器の空の定位
| Title |
Sky_localization_of_space-based_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Chao_Zhang,_Yungui_Gong,_Hang_Liu,_Bin_Wang,_Chunyu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03476 |
重力波源の空の位置を特定することは、重力波観測の重要な科学的目標です。フィッシャー情報行列近似を使用して、LISAとTianQin、2つの計画された空間ベースの重力波検出器の角度分解能を計算し、検出器平面の向きの変化、太陽中心または地心運動、腕などの検出器の構成プロパティを調べます長さなどは、音源定位の精度に影響します。検出面の年ごとの変化する方向による振幅変調は、LISAが数mHz未満の周波数で上空の位置特定と上空のカバー範囲の精度を高めるのに役立ち、TianQinの検出面の方向は修繕。およそ30mHz以上の周波数では、天空の位置測定におけるTianQinの能力はLISAよりも優れています。さらに、重力波の発生源を迅速かつ正確に特定するための潜在的な宇宙探知機ネットワークを探索します。LISA-TianQinネットワークは、1-100mHzの範囲の周波数を持つ光源の空の位置特定に優れており、ネットワークは個々の検出器よりも角度分解能の空の範囲が広くなっています。
GWOPS：重力波イベントの電磁対応物を検索するVOテクノロジー駆動型ツール
| Title |
GWOPS:_A_VO-technology_Driven_Tool_to_Search_for_the_Electromagnetic_Counterpart_of_Gravitational_Wave_Event |
| Authors |
Yunfei_Xu,_Dong_Xu,_Chenzhou_Cui,_Dongwei_Fan,_Zipei_Zhu,_Bangyao_Yu,_Changhua_Li,_Jun_Han,_Linying_Mi,_Shanshan_Li,_Boliang_He,_Yihan_Tao,_Hanxi_Yang_and_Sisi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03497 |
重力波（GW）の対応する電磁波（EM）の検索と追跡観測は、GW宇宙論の現在のホットなトピックです。この段階ではGW観測施設の精度に制限があるため、GWイベントの大まかな天空定位領域しか取得できません。この領域の標準的な面積は200〜1500度です。GWイベントは銀河の中または近くで発生するため、観測対象を銀河に限定すると、EMの対応物の検索を大幅に高速化できます。したがって、このような大きなGWローカリゼーション領域でホスト銀河候補を効率的に選択する方法、観測シーケンスを配置する方法、および観測データからGWソースを効率的に識別する方法は、解決する必要がある問題です。InternationalVirtualObservatoryAllianceは、データ検索、相互運用性、視覚化のための一連の技術標準を開発しました。VO技術の適用に基づいて、GWフォローアップ観測計画システム（GWOPS）を構築します。これは3つの部分で構成されています：GWのホスト候補を選択してフォローアップ観察の優先順位を並べ替えるパイプライン、フォローアップ観察データから過渡を見つける識別モジュール、およびGW関連データを表示する視覚化モジュール。GWOPSは、GWイベントに迅速に応答できます。GWOPSを使用すると、フォローアップ観察計画、データストレージ、データの視覚化、一時的な識別などの操作を効率的に調整できるため、GWEMの対応する検索率が向上します。
予想されるArtemis IIIミッションの重力測定の要件
このドキュメントの目的は、Jamesらによるホワイトペーパーで特定の測定要件の背後にある理由を実証することです。「アルテミスIIIによる月の南極での表面ベースの重力および重力勾配測定の値」と題しました。このドキュメントで説明されているように、実際の測定要件は、地理的な場所、局所的な地形の形状、標高の既知の精度、重力計のドリフトの性質など、いくつかの要因によって異なります。
マルチコアファイバー給電インテグラルフィールドユニットを備えた極端な補償光学システムのための回折制限積分フィールド分光法
| Title |
Diffraction-limited_integral-field_spectroscopy_for_extreme_adaptive_optics_systems_with_the_Multi-Core_fiber-fed_Integral-Field_Unit |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert,_Robert_J._Harris,_Alessio_Zanutta,_Fraser_A._Pike,_Andrea_Bianco,_Eduardo_Redaelli,_Aur\'elien_Beno\^it,_David_G._MacLachlan,_Calum_A._Ross,_Itandehui_Gris-S\'anchez,_Mareike_D._Trappen,_Yilin_Xu,_Matthias_Blaicher,_Pascal_Maier,_Giulio_Riva,_Baptiste_Sinquin,_Caroline_Kulcs\'ar,_Nazim_Ali_Bharmal,_Eric_Gendron,_Lazar_Staykov,_Tim_J._Morris,_Santiago_Barboza,_Norbert_Muench,_Lisa_Bardou,_L\'eonard_Preng\`ere,_Henri-Fran\c{c}ois_Raynaud,_Phillip_Hottinger,_Theodoros_Anagnos,_James_Osborn,_Christian_Koos,_Robert_R._Thomson,_Tim_A._Birks,_Ignas_A._G._Snellen,_Christoph_U._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03529 |
直接イメージング機器には、ホスト星から太陽系外惑星を分離するための空間分解能があります。これにより、太陽系外惑星の大気の直接的な特性評価が可能になりますが、ほとんどの直接的なイメージング機器には、詳細な大気の特性評価に十分な分解能を持つ分光器がありません。コンパクトで、太陽系外惑星の特性評価のために現在および将来の直接イメージング機器に簡単に統合できるシングルモード回折制限積分フィールドユニットの使用を調査します。これは、フォトニック製造における最近の進歩を利用して、シングルモードのファイバー給電画像リフォーマッターを作成することによって達成されました。ファイバーリンクは、ファイバーを疑似スリットに再フォーマットする超高速レーザー刻印フォトニックチップに供給するシングルモードマルチコアファイバーの上に3Dプリントレンズで作成されます。次に、それをトリプルスタックドボリュームフェーズホログラフィックグレーティングを備えた1次スペクトログラフに結合して、広い帯域幅で高効率を実現します。プロトタイプシステムは、4.2メートルのウィリアムハーシェル望遠鏡での最初の光の観測に成功しています。天空の解像力の測定値は、波長に応じて2500〜3000です。私たちの観察から、シングルモード積分フィールド分光法が、現在および将来の太陽系外惑星イメージング機器にとって実行可能なオプションであることを示しています。
MUSEによるHSTの活用：I. 2歳のクラスターNGC 1978内のナトリウム存在量の変動
| Title |
Leveraging_HST_with_MUSE:_I._Sodium_abundance_variations_within_the_2_Gyr-old_cluster_NGC_1978 |
| Authors |
S._Saracino,_S._Kamann,_C._Usher,_N._Bastian,_S._Martocchia,_C._Lardo,_M._Latour,_I._Cabrera-Ziri,_S._Dreizler,_B._Giesers,_T.-O._Husser,_N._Kacharov,_M._Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03320 |
よく研究されている古代球状星団（GC）のほぼすべてが、天の川や近くの銀河で、特定の元素（He、C、N、O、Na、Alなど）の星から星への変動を示しています。「複数の母集団」（MP）。ただし、MPは古代のクラスターに限定されず、$\sim2$Gyrまでの大規模なクラスターは化学的変化の兆候を示します。これは、若いクラスターと古いクラスターが同じ形成メカニズムを共有していることを示唆していますが、若いクラスターに関するこれまでの研究のほとんどは、N変動に焦点を当てています。初期の研究では、若いクラスターはN（Naなど）を超える他の要素の広がりをホストしない可能性があることが示唆されており、これらの存在量の変動が古いGCと同じ起源を共有するかどうかに疑問を投げかけています。この作業では、HST測光とRGB星（338）の大規模サンプルのVLT/MUSE分光法を、大規模なマゼランクラウドクラスターNGC1978で組み合わせます。HSTから導出された「染色体マップ」に基づいて、個々のRGB星のスペクトルをN正規サンプルとN拡張サンプルに組み合わせることにより、平均存在量の変動を検索します。NaDラインに基づいて、母集団間のNa差$\Delta$[Na/Fe]$=0.07\pm0.01$を見つけます。この差は古代のGCで一般的に見られるもの（年齢との相関を示唆している可能性があります）よりも小さいですが、この結果は、クラスターの年齢やホスト銀河に関係なく、MP現象が同じであることをさらに裏付けています。そのため、これらの若いクラスターは、MPの起源に関する理論に対して最も厳密なテストのいくつかを提供します。
| Title |
Modeling_protoplanetary_disk_SEDs_with_artificial_neural_networks:_Revisiting_the_viscous_disk_model_and_updated_disk_masses |
| Authors |
\'A._Ribas,_C._C._Espaillat,_E._Mac\'ias,_L._M._Sarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03323 |
詳細なディスクモデルとベイジアンアプローチを使用して、Taurus-Aurigaの星形成領域にある23個の原始惑星系円盤のスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化します。これは、これらのモデルを人工ニューラルネットワークと組み合わせて、パフォーマンスを大幅に高速化することで可能になります。このような設定により、いくつかの不確実性と縮退を考慮しながら、$\alpha$-diskモデルを観察に直面させることができます。私たちの結果は、多くの発生源に対して高い粘度と付着率をもたらしますが、これは、ディスク内の低乱流レベルの最近の測定と一致していません。この不整合は、粘性がディスク内の角運動量輸送の主要なメカニズムではないこと、およびディスク風などの代替物がこのプロセスで重要な役割を果たすことを意味します。また、SEDから派生したディスクの質量は、（サブ）mmのフラックスのみから取得したものよりも系統的に高く、ディスクの発光の一部が（サブ）mmの波長では依然として光学的に厚いことを示唆しています。この効果は特にディスク個体数研究に関連しており、原始惑星系円盤と太陽系外惑星系の質量間の以前の観察上の緊張を緩和します。
種II。 EXPRESSプログラムの巨星サンプルの恒星パラメーター
| Title |
SPECIES_II._Stellar_parameters_of_the_EXPRESS_program_giant_star_sample |
| Authors |
Maritza_G._Soto,_Matias_I._Jones,_James_S._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03371 |
進化した星の周りの惑星の探索の一環として、主系列の太陽よりも質量が非常に高い星の周りの惑星の個体数を理解できます。この集団は他の方法で研究するのは困難です。特に、これらの星は熱く、回転速度が速すぎて正確な速度を測定できないため、特に半径方向の速度では研究できません。ここでは、進化した星を周回する惑星を検出することを目的とするEXPRESSプロジェクトから、すべての巨大星の恒星パラメータを推定し、その発生率を恒星の質量の関数として調べます。これらの星の高解像度エシェルスペクトルを分析し、この作業中に実装された更新された方法を使用して、鉄の線のセットの等価幅を測定することにより、大気パラメーターを計算します。物理パラメーターは、MS進化後の段階を慎重に考慮した手順に従って、恒星進化モデルのグリッドを補間することによって計算されます。星が赤い巨大枝（RBG）または水平枝（HB）にある確率は、導出された分布から推定されます。結果：進化した166個の星のうち、101個がRGBフェーズにある可能性が最も高く、65個がHBフェーズにあることがわかります。RGBとHBの星の平均導出質量は、それぞれ1.41と1.87Msunです。私たちの方法を検証するために、我々は干渉計およびアステロスミスロジー研究と私たちの結果を比較しました。1.7％の干渉で半径の違いを見つけます。アスタリスク学では、loggに2.4％、半径に1.5％、質量に6.2％、年齢に11.9％の違いがあります。以前の分光学的研究と比較して、Teffで0.5％、loggで1％、[Fe/H]で2％の違いがあることがわかります。また、16％のEXPRESSオリジナルカタログに対する平均質量の違いもわかります。ここで提示された方法は、以前に提示されたものと比較して、巨大な星の恒星パラメータの推定値を大幅に改善できることを示しています。
中間質量の星が磁気白色矮星になります
| Title |
Intermediate-Mass_Stars_Become_Magnetic_White_Dwarfs |
| Authors |
Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl,_Harvey_Richer,_Jeffrey_Cummings,_Leesa_Fleury,_James_Hegarty,_Jason_Kalirai,_Ronan_Kerr,_Sarah_Thiele,_Pier-Emmanuel_Tremblay_and_Michael_Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03374 |
星が核燃料を使い果たすと、それは超新星として爆発するか、より静止して白い矮星、つまり地球の半径とほぼ同じ半径の太陽の質量の半分の物体になります。白色矮星の約5分の1は磁場の存在を示し、その起源は以前の進化の段階または連星相互作用の産物のいずれかとして長い間議論されてきました。ここでは、ガイアDR2データベースにある若い星団の2つの巨大な磁気白色矮星のメンバーの発見を報告します。これらの星は単一星の進化の産物である可能性が最も高いため、磁気白色矮星を生成する唯一の方法として、合併シナリオに挑戦します。これらの星の前駆質量はすべて5太陽質量を超えており、Gaiaで距離が明確に測定されており、前駆細胞の質量がこの範囲内にある他のクラスター白色矮星は2つだけです。磁気白色矮星のこの高い発生率は、中間質量前駆体が磁気残骸を生成する可能性が高く、磁性白色矮星の一部が中間質量星から形成されることを示しています。
TIC 278825952：最も本質的に円形の外部軌道を備えた三重に階層化された階層的トリプルシステム
| Title |
TIC_278825952:_a_triply_eclipsing_hierarchical_triple_system_with_the_most_intrinsically_circular_outer_orbit |
| Authors |
T._Mitnyan,_T._Borkovits,_S._A._Rappaport,_A._P\'al,_P._F._L._Maxted |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03378 |
TESS宇宙望遠鏡の南部連続観測ゾーンで、コンパクトな三重食の三重星系が発見されたことを報告します。TIC278825952は、これまで研究されていなかった4.781日間の周期的な食の2進であり、3番目の物体の食の3つのセットと、日光の移動時間効果が卓越した日食から発見された、235.55日間のより広い円軌道の3次成分タイミング変動。PARSEC恒星アイソクロネスの使用と組み合わせて、日食タイミング変動曲線、測光データ、およびスペクトルエネルギー分布の共同光力学分析を実行しました。内側の連星は、質量が1.12と1.09の双子の星の近くにわずかに進化した$M_\odot$と半径1.40と1.31の$R_\odot$で構成されていることがわかります。3番目に質量の小さい星の質量は0.75$M_\odot$で、半径は0.70$R_\odot$です。軌道の相互傾斜と離心率が低いことは、システムが非常に同一平面上にあり、驚くほど円形であることを示しています。
汚染された白い矮星の周りの破片円盤からの寿命と推測された降着率の観測的推定は、円盤内のダスト粒子に対するシールドされたポインティング・ロバートソンドラッグのモデルの予測としばしば矛盾します。さらに、多くのクールな汚染された白い小人は、付随する椎間板の観察証拠を示していません。これは、部分的には、デブリスディスクの寿命が短く、ポインティングロバートソンドラッグだけで予測されたよりも高い降着率がある場合に説明されます。私たちは、潮汐的に破壊された反磁性破片に対する磁場の役割と、破片円盤の形成、進化、および降着速度に対するその後の影響を検討します。磁場強度が$\sim$10kGを超えると、環状化に必要な時間とディスクの寿命が数桁減少し、関連する降着率がポインティングロバートソンドラッグと同様の係数で増加すると推定されます。一部の汚染された白色矮星は、典型的な検出限界以下の磁場をホストしている可能性があり、これらの磁場は、破片ディスクが欠落している汚染された白色矮星の割合を占める可能性があることを示唆します。また、反磁性ドラッグは、Poynting-Robertsonドラッグだけでは予測できない汚染された白色矮星の間のより高い降着率の推定値を説明し、磁場強度、軌道周中心距離、および予測されるディスクの寿命と降着に対する粒子サイズへの依存性を見つける可能性があることも示唆しています料金。
太陽周期23および24中のサブミリメートルのアクティブ領域の過剰な輝度温度
| Title |
The_Submillimeter_Active_Region_Excess_Brightness_Temperature_during_Solar_Cycles_23_and_24 |
| Authors |
C._Guillermo_Gim\'enez_de_Castro_(1_and_2)_and_Andr\'e_L._G._Pereira_(1)_and_J._Fernando_Valle_Silva_(1)_and_Caius_L._Selhorst_(3)_and_Cristina_H._Mandrini_(2)_and_Germ\'an_D._Cristiani_(2)_and_Jean-Pierre_Raulin_(1)_and_Adriana_Valio_(1)_((1)_Centro_de_R\'adio_Astronomia_e_Astrof\'isica_Mackenzie,_Universidade_Presbiteriana_Mackenzie,_Brazil,_(2)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio,_Universidad_de_Buenos_Aires,_Argentina,_(3)_N\'ucleo_de_Astrof\'isica,_Universidade_da_Cidad_de_S\~ao_Paulo,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03445 |
太陽サブミリ波望遠鏡（SST）で212（{\lambda}=1.4mm）および405GHz（{\lambda}=0.7mm）で観測された太陽活動領域（ARs）の上の過剰輝度温度の時間的変化を報告します。サイクル23および24。黒点数（SSN）との比較により、212および405GHzでピアソンの相関係数R=0.88および0.74がそれぞれ得られます。さらに、サイクル24のみを考慮に入れると、相関係数は各周波数で0.93と0.81になります。SST周波数間のスペクトルインデックス{\alpha}を導出し、SSN（R=-0.25）とのわずかな反相関を見つけました。ただし、変動の振幅は標準偏差よりも低いため、明確な結論を出すことはできません。実際、{\alpha}は不確実性の範囲内でほぼ一定のままで、中央値は光学的に厚い熱源の0に近い特性に近くなります。ARサブミリメートル放射の起源は彩層の高さで生成される熱連続体であるため、過剰な輝度温度と磁気サイクルの進化との強い相関は、再接続イベントで解放される利用可能な自由磁気エネルギーに関連している可能性があります。
小マゼラン星雲の暴走OBスター：動的対超新星噴出
| Title |
Runaway_OB_Stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud:_Dynamical_Versus_Supernova_Ejections |
| Authors |
J._Dorigo_Jones,_M._S._Oey,_K._Paggeot,_N._Castro,_M._Moe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03571 |
ランナウェイOBスターは、動的排出シナリオ（DES）とバイナリー超新星シナリオ（BSS）の2つのメカニズムを介して親クラスターから排出されます。私たちは、SMC（RIOTS4）の空間的に完全なランナウェイおよび分離されたO型星の分光観測からの304フィールドOBスターのデータを使用して、小マゼラン雲（SMC）のこれら2つの噴出メカニズムからの相対的寄与を抑制します。RIOTS4スペクトルを使用して、サンプルの恒星の質量と予測回転速度$v_r\sini$を取得し、$\it{Gaia}$DR2固有運動から横方向速度$v_{\rmloc}$を使用します。質量、$v_r\sini$、非コンパクトバイナリ、高質量X線バイナリ、およびOe/Be星の運動学的分析は、DESおよびBSS母集団の統計的特性の予測を主にサポートします。動的な放出がSMCで$\sim2-3$の係数で超新星の放出よりも支配的であることがわかり、結果はDESの暴走とバイナリの放出の頻度が高いことを示唆しています。BSSの暴走と見なされるオブジェクトには、SNキックによって再加速されるバイナリの2ステップの排出も含まれます。2ステップの暴走がBSSの暴走人口を支配している可能性が高いことがわかります。私たちの結果はさらに、$\it{in-situ}$フィールドOBスター形成からの寄与は小さいことを意味します。最後に、私たちのデータは、古典的なOe/Be星の起源の質量移動後モデルを強くサポートし、$v_r\sini$分布の二峰性と、高く、臨界に近いOe/Be回転の簡単な説明を提供します速度。Oe/Be星とBSS予測の密接な対応は、輝線ディスクが長寿命であることを意味します。
磁化された太陽大気におけるスペクトル線の診断：黒点におけるH \ b {eta}線の形成
H$\beta$$\lambda$4861.34\AA{}ラインの形成は、太陽および恒星の彩層における磁場の基本構成の診断に関連する重要なトピックです。具体的には、H$\beta$$\lambda$4861.34\AA{}ラインの広がりは、太陽大気の磁場と微小電場が原因で発生します。モデルumbral大気におけるH$\beta$の形成は、非局所的な熱力学的平衡の仮定に基づいて提示されます。モデルumbralchromosphereはH$\beta$ラインのストークスパラメータに対して透過的であることがわかります。これは、H$\beta$ラインを介した太陽黒点傘で観測された磁場の信号が深い太陽大気に由来することを意味します。ここで、$\lg\tau_c\approx-1$（計算では、光球層で約300km）。これは、主に太陽彩層で形成されると考えられている非黒点領域から観測されたストークス信号とは対照的です。
惑星状星雲ETHOSのポストコモンエンベロープバイナリ中心星1
| Title |
The_post-common-envelope_binary_central_star_of_the_planetary_nebula_ETHOS_1 |
| Authors |
James_Munday,_David_Jones,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Henri_M.J._Boffin,_Brent_Miszalski,_Romano_L.M._Corradi,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Mar\'ia_del_Mar_Rubio-D\'iez,_Miguel_Santander-Garc\'ia,_Paulina_Sowicka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03577 |
惑星状星雲ETHOS1（PNG068.1+11.0）の連星中心星の詳細な研究を紹介します。光と放射状の速度曲線の同時モデリングにより、バイナリがMタイプのメインシーケンスの伴侶を持つ熱くて大規模なプレホワイト矮星を構成していることがわかります。低質量の星について予想される質量-温度-半径の関係に従うコンパニオンで観測によく一致していることがわかりました。これは、高度に照射されているにもかかわらず、同じ質量の典型的な星よりも大幅に高温または大型ではないことと一致しています。以前のモデリングでは、ETHOS1が共通のエンベロープが軌道面に排出されるという期待に反して、中心バイナリの軌道面が星雲対称軸に垂直に配置されない最初のケースを構成する可能性があることを示していました。空間運動学モデリングによって決定されるように、星雲のそれと一致してバイナリ傾斜を導き出す、そのような不一致の証拠は見つかりません。これにより、ETHOS1は、バイナリ軌道と星雲の対称軸が整列していることが示されている、9番目の共通エンベロープの惑星状星雲になっています。そのような相関関係を偶然に見つける確率は、0.00002％未満になりました。
SMFT / HSOS縦マグネトグラムにおける磁気飽和の自動検出および補正アルゴリズム
| Title |
Automatic_Detection_and_Correction_Algorithms_for_Magnetic_Saturation_in_the_SMFT/HSOS_longitudinal_Magnetograms |
| Authors |
Haiqing_Xu,_Suo_Liu,_Jiangtao_Su,_Yuanyong_Deng,_Andrei_Plotnikov,_Xianyong_Bai,_Jie_Chen,_Xiao_Yang,_Jingjing_Guo,_Xiaofan_Wang_and_Yongliang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03597 |
縦磁場は、測定が単一波長ポイントで実行され、線形キャリブレーションが採用される場合、強い磁場領域で飽和効果を受けることがよくあります。この研究では、太陽磁場望遠鏡（SMFT）によって観測されたストークス$V/I$の飽和のしきい値を判断し、それを自動的に補正できる方法を開発します。手順は、最初にストークス$V/I$\textit{vs}$I/I_{m}$（$I_{m}$がストークス$I$の最大値）に対して2次多項式近似を実行することです曲線を使用して飽和のしきい値を推定し、飽和を補正するために強磁場領域でストークス$V/I$を再構築します。このアルゴリズムは、HelioseismicandMagneticImager（HMI）によって取得された磁力図と比較することで効果的であることが証明されています。飽和の正確な検出および補正率は、175のアクティブな領域でそれぞれ$\sim$99.4\％および$\sim$88\％です。アルゴリズムの長所と短所について説明します。
金属の少ない主系列星における恒星の回転に対する惑星の飲み込みの影響
| Title |
The_influence_of_planetary_engulfment_on_stellar_rotation_in_metal-poor_main-sequence_stars |
| Authors |
A._Oetjens_(1,_2),_L._Carone_(1),_M._Bergemann_(1),_A._Serenelli_(3,_4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03624 |
回転年代学の方法は、その星の年齢をその回転周期に関連付けます。しかし、回転年代学の関係からの逸脱の最近の証拠が文献で報告されました。ここでは、特異な恒星の回転速度を説明するために、星とその伴星との間の潮汐相互作用が星の回転速度に与える影響を調べます。星と惑星の相互作用は、潮汐摩擦、磁気ブレーキ、惑星の移動、GARSTECグリッドからの詳細な恒星進化モデルを組み合わせた包括的な数値フレームワークを使用して追跡されます。1〜20M$_{Jup}$を周回する低質量の0.8および1M$_{\odot}$の近接系列に焦点を合わせ、[Fe/H]からの幅広い金属性範囲を持つ主系列星=-1からソーラー。私たちのシミュレーションは、星とそのコンパニオンの間の動的相互作用が、初期の準長軸と惑星の質量、およびそのホスト星の質量と金属性に依存するさまざまな結果をもたらす可能性があることを示唆しています。ほとんどの場合、特に惑星の巻き込みの場合、恒星がまだ上にある間に、恒星の回転速度が1kms$^{-1}$から40kms$^{-1}$以上に壊滅的に増加します。メインシーケンス。私たちのモデルの主な予測は、異常な回転速度を持つ低質量主系列星は低金属でより一般的であるということです。すべての金属性で。私たちのシナリオは、低質量の主系列星の特異な回転速度を、星とその伴星の間の潮汐相互作用によって説明します。現在の観測サンプルは小さすぎて不完全であるため、モデルをテストできません。
太陽風の完全圧縮性3D電磁流体シミュレーション
太陽コロナの加熱メカニズムと太陽風の駆動メカニズムを特定することは、太陽物理学を理解する上で重要な課題です。完全な3次元圧縮性電磁流体力学（MHD）シミュレーションは、オープンフィールド領域の上の高速太陽風の加熱メカニズムを区別するために行われました。私たちのシミュレーションは、光球から太陽圏27半径（$R_\odot$）の太陽圏距離$s$への圧縮性効果を含む、アルフの波の進化を説明しています。Alfv\'{e}n波の消散により、熱いコロナと速い太陽風が同時に再現されました。遷移領域と下層大気を含めることで、完全な3次元圧縮性MHDシミュレーションを実行することにより、初めて太陽質量損失率を導き出すことができました。以前の太陽風モデルによって示唆されたように、Alfv\{e}n乱流は、太陽風加速領域（$s>1.3R_\odot$）で支配的な加熱メカニズムであると決定されました。さらに、衝撃波の形成と相混合は、下部遷移領域（$s<1.03R_\odot$）の下でも重要です。
3Dキネマティックバブコックレイトンソーラーダイナモモデリングの最近の進歩
このレビューでは、太陽のバブコックレイトンダイナモモデルで行われた最近の進歩について説明します。一般に、これらのモデルは2D軸対称であり、平均場ダイナモ方程式は太陽の子午面で解かれます。これらのモデルに含まれるさまざまな物理プロセス（磁気浮力やバブコックレイトンメカニズムなど）は、本質的に3Dプロセスであり、2Dフレームワークで適切にモデル化できませんでした。2Dモデルの制限（たとえば、平均場バブコックレイトンダイナモモデルおよび表面フラックストランスポートモデル）を指摘した後、最近開発された次世代3Dダイナモモデルについて説明します。以前の2Dモデルよりもリアルにバブコックレイトンプロセスをゾーンおよびキャプチャします。表面フラックス輸送対応物を含むこれらの3Dダイナモモデルからの詳細な結果が表示されます。3Dダイナモモデルで再現される周期の不規則性について、傾斜角のみの散乱を導入することで説明します。観測された光球対流速度場を3Dモデルに同化することによるいくつかの結果についても説明し、これらの3Dモデルが提供する幅広い機会を指摘します。
Tタウリトリプルシステムの性質について
| Title |
On_the_Nature_of_the_T_Tauri_Triple_System |
| Authors |
Tracy_L._Beck_(1),_G._H._Schaefer_(2),_S._Guilloteau_(3),_M._Simon_(4),_A._Dutrey_(3),_E._Di_Folco_(3),_E._Chapillon_(3_and_5)_((1)_The_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_The_CHARA_Array_of_Georgia_State_University,_(3)_Universit_de_Bordeaux,_(4)_Stony_Brook_University,_(5)_IRAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03861 |
謎めいたTタウリトリプルスターシステムの性質を明らかにするために多波長分析を紹介します。新しい光学測定と赤外線測定をアーカイブX線、UV、mmデータセットと組み合わせて、ディスク材料の形態と流出運動学を示します。いくつかの輝線のシルエットと、TTauSa+Sbの位置の近くのモデル減算されたALMAmm連続ダスト残留物に暗いマテリアルの暗いレーンが見られ、TTauSの周囲の減衰円環が明らかになっています。TTauの磁束変動Sは部分的に2進軌道にリンクされています。TTauSbは、周縁物質の背後から出現するため、軌道アパストロンの近くで明るくなります。流出診断は、TタウNが青方偏移した西部流出に電力を供給し、TタウSバイナリが北西南東の流れを駆動することを確認します。南部の流出の分析は、Tタウシステムから放出された周期的な弧を示しています。これらの弧の位置と接線運動学と軌道タイミングの相関は、最後の4つの南部流出放出の発射が、タウSa+Sbバイナリペリアストロン通路と同時期であり、おそらくトリガーされていることを示唆しています。Tタウトリプルのジオメトリを提示します。これは、TタウNの前景に南向きのコンポーネントがあり、円周方向のリングによって不明瞭になっており、ディスクの位置がずれていて、流出が相互作用しています。特に、T円盤のSaからの、その星の円盤に垂直な風は、周囲の物質と相互作用する可能性があり、これは、システム流出の高コントラスト測定の矛盾を文献で説明している可能性があります。Tタウリは、若い複数のシステムにおける初期の動的プロセスを理解するための重要な実験室です。このコンテキストでのシステムの歴史的および将来の特性について説明します。
「星のひも」Theia 301に関連する若いトリプルシステムにおけるKELT-TESS食バイナリ
| Title |
A_KELT-TESS_Eclipsing_Binary_in_a_Young_Triple_System_Associated_with_a_"Stellar_String"_Theia_301 |
| Authors |
Joni-Marie_Clark_Cunningham,_Dax_L._Felix,_Don_M._Dixon,_Keivan_G._Stassun,_Robert_J._Siverd,_George_Zhou,_Thiam-Guan_tan,_David_James,_Rudolf_B._Kuhn,_and_Marina_Kounkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03872 |
HD54236は、強力なX線の放出とリチウムの吸収により、非常に若い可能性が高いと以前に識別されていた、近くの広く一般的な適切なモーションビジュアルペアです。ここでは、ワイドペアの明るいメンバーであるHD〜54236A自体が、2.4dの軌道上にある2つのほぼ等しい太陽質量の星で構成される、日食（EB）であるという発見を報告します。これは、若い恒星年齢でベンチマークグレードのEBの数を増やすための潜在的に貴重な機会を表しています。Ca2H＆K放出と広いK矮星コンパニオンHD54236Bでのリチウム吸収の新しい観測を使用して、システムの225+/-50Myrのロバストな年齢推定を取得します。この年齢推定とガイア固有の動きは、HD54236がTheia〜301に関連付けられていることを示しています。Theia〜301は、新たに発見されたローカルの「恒星列」です。この年齢推定値をAB〜Dor自体に適用すると、若い年齢推定値を使用した場合に90M_Jupスター/褐色矮星ABDorCの光度に対して生じる観測と理論の間の報告された緊張が緩和されます。
放出されたホーキング量子のエネルギーの上限
ソーンのフープ予想を使用して、標準的なシュヴァルツシルトブラックホールから放出されるホーキング量子のエネルギーは、単純な量子関係${\calE}<{\calE}_{\text{max}}によって上から制限されていると主張されています。={\hbar^{2/3}}/M^{1/3}$。特に、トンネリング量子の非線形（自己重力）効果により、高エネルギーフィールドモードがブラックホールによって（無限に逃げるのではなく）再吸収されることが示されています。
円形赤道カーオービターから観測可能な最大のブルーシフト
| Title |
Maximum_Observable_Blueshift_from_Circular_Equatorial_Kerr_Orbiters |
| Authors |
Delilah_E._A._Gates,_Shahar_Hadar,_Alexandru_Lupsasca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03310 |
ブラックホールの事象の地平線近くの時空の領域は、遠くの観測者に比べて大きな重力赤方偏移での深いポテンシャル井戸として見ることができます。ただし、この領域を周回する物質は相対論的な速度で移動し、その電磁放射に大きなドップラーシフトを与える可能性があります。したがって、ブラックホールは、その近くの単色光源からの線の放射を、滑らかに減衰する「赤い翼」（大きな赤方偏移で消失する）に広げます。観測可能な最大のブルーシフトに。この論文では、カーブラックホールの周りの円形赤道軌道上の等方性単色エミッターによって生成された青いブレードを研究し、最大ブルーシフトがブラックホールのスピンと傾斜をどのようにエンコードするかを説明する簡単な関係を取得します。最大のブルーシフトの値が小さいと傾斜の優れたプローブが得られ、値が大きいとスピンまたは傾斜に強い制約が生じることがわかります。これらの結果は、周囲の線放出の広がりから超大質量ブラックホールの角運動量を推測することを目的とした、現在および将来の観測に直接関連しています。
フレーバー依存のニュートリノ放出は、超新星とそのニュートリノ信号の進化にとって重要です。星の密な異方性内部では、ニュートリノ-ニュートリノの前方散乱は、顕著な集団的ニュートリノ振動につながり、これは驚くべき結果をもたらします。私たちは、速いフレーバー脱分極の理論を提示し、より小さな角度スケールへの拡散がニュートリノフレーバーの差をどのようにして小さくするかを説明します。横緩和がこの不可逆的な脱分極のエポックを決定することを示し、超新星理論とニュートリノ現象学の重要な入力となることができる脱分極フラックスの簡単な式を提供します。
張力の問題として-MHD乱流の運動エネルギースペクトル
| Title |
As_a_matter_of_tension_--_kinetic_energy_spectra_in_MHD_turbulence |
| Authors |
Philipp_Grete,_Brian_W._O'Shea,_Kris_Beckwith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03342 |
磁化乱流は、多くの天体物理学および地球のシステムに遍在していますが、最も単純な形である電磁流体力学（MHD）でさえ、完全で論争のない理論は存在しません。多くの理論と現象論は、ジョイント（運動と磁気）エネルギーフラックスとスペクトルに焦点を当てています。MHD乱流ダイナミクスに光を当てるために、運動エネルギーと磁気エネルギーを別々に扱うことの重要性を強調します。亜音速の超アルフエニックMHD乱流の暗黙のラージエディシミュレーションを行い、時間の経過に伴うスケールごとのエネルギー移動を分析します。私たちの重要な発見は、運動エネルギーカスケードが磁気張力によって抑制されるため、運動エネルギースペクトルが定常状態で約$k^{-4/3}$のスケーリングを発生させることです。これは、エネルギーフラックスのより差別化されたモデリングに関して、既存のMHD乱流理論の再評価の動機となります。
修正重力におけるスクリーニングのダイナミクス
一般相対性理論とは異なる重力理論は宇宙定数のない宇宙の加速された膨張を説明するかもしれません。ただし、局所重力試験に合格するには、宇宙の加速を駆動する5番目の力を小さなスケールで抑制する「スクリーニングメカニズム」が必要です。これらの理論の中で最も単純なもの、つまり1次微分自己相互作用を持つスカラー-テンソル理論を検討し、孤立した（静的および球対称の）非相対論的および相対論的星を研究します。スクリーニングされたソリューションを作成し、球面対称の非線形数値進化の初期データとして使用します。これらの解は、重力崩壊を引き起こさない限り、大きな初期摂動の下で安定していることがわかります。重力崩壊が引き起こされると、スカラー進化方程式の特徴的な速度は、明らかなブラックホールまたは音の地平線が形成される前でも発散します。これは、遮蔽された星の動的進化がこれらの効果的な場の理論で予測されるかどうかに疑問を投げかけます。
潜在的な天体物理学の特徴とさまざまな質量の磁気的に帯電したブラックホールの制約の宝庫について説明します。最近強調されたように、巨大な電磁界を持つ潜在的に実行可能な天体物理学の候補であるため、それらは基本物理学、電弱対称性復元、および非摂動的量子場理論現象への理想的な窓になるかもしれません。さまざまな潜在的な天体物理学的ポインターと境界を調査します。これには、電荷の制限、漸近的にフラットおよび漸近的にデSitterのバックグラウンドでの安定した軌道と地平の位置、銀河磁場と暗黒物質測定からの境界、特徴的な電磁フラックスと物語の重力波が含まれます。バイナリインスパイラル中のエミッション。これらのオブジェクトの周りの安定した軌道はそれらの性質の痕跡を保持し、漸近的にデ・シッターの場合には、安定した外部軌道の出現による質的に新しい特徴もあります。磁性と中性、磁性と磁性の両方のブラックホールペアのバイナリスパイラルを検討します。電磁放射と重力波形の進化は、ブラックホール間の分離とともに、明確な特徴を示します。天体物理学の特徴の多くは、観察的に目立つ可能性があります---たとえば、マグネターよりも桁違いに大きい磁場のために、電弱コロナが形成されないパラメーター空間の領域でさえ、その結果の電磁放射は壮観になりますバイナリインスパイラル中。新しい結果を追加しながら、私たちの議論はまた、最近文献に出てきた同様の文脈での作品を補完します。
単一のソフト定理の下でのインフレのアトラクタモデルと非アトラクタモデルの統合
| Title |
Unifying_attractor_and_non-attractor_models_of_inflation_under_a_single_soft_theorem |
| Authors |
Rafael_Bravo_and_Gonzalo_A._Palma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03369 |
スローロールパラメーターのすべての次数に有効な正準単一フィールドインフレーションでの原始曲率摂動のバイスペクトルの絞り込まれた制限を導出します。私たちの導出は、標準的な単一フィールドインフレーションの微分同相不変性にのみ依存しており、インフレーションが構築されている紫外線理論のドシッターアイソメトリまたはシフトシンメトリを考慮する必要はありません。私たちの結果は、標準のマルダセナの整合性関係（パワースペクトルのスペクトルインデックスに比例）と、パワースペクトルの時間微分を含む追加の項で構成されています。私たちの結果の重要な結果は、非アトラクタフェーズ（たとえば、超低速ロールフェーズ）がインフレの終わりに大きな非ガウス性を生成できないという結論です。これは、非アトラクタフェーズが終了するとすぐに、スーパーホライズンモードの振幅が成長を停止し、マルダセナの整合性関係が回復するためです。したがって、標準的な単一フィールドインフレーション（アトラクタまたは非アトラクタ）からのロバストな予測は、原始的な非ガウス性の観測可能な絞り込まれた制限が正確に消失するということです。
ゲージ不変性、極座標、インフレ
ヒッグスのようなインフレーションモデルの宇宙観測量の量子補正における見かけのゲージ依存性を解決する必要性を指摘します。このゲージ依存性は、スカラー多様体の座標系の選択に固有の非対称背景電流の使用によるものであることを強調します。複雑さよりも単純さを優先して、極のような背景の現在の選択から得られた有効ポテンシャルを使用して、ゲージに依存しないインフレ観測量への実用的なショートカットをさらに提案します。いくつかの明示的な例のこのショートカットを示し、アーベルヒッグスモデルでのインフレ観測量のゲージに依存しない予測を示します。さらに、ニールセンのゲージ依存恒等式を使用すると、すべての次数に対する任意の理論で、ゲージ不変な電流項がゲージに依存しない有効ポテンシャル、つまりゲージ不変なインフレ観測量を与えることを示します。
絶対回転エンコーダの線形化とエラー補償のための機械学習ベースの方法
| Title |
Machine_learning-based_method_for_linearization_and_error_compensation_of_an_absolute_rotary_encoder |
| Authors |
Lorenzo_Iafolla,_Massimiliano_Filipozzi,_Sara_Freund,_Azhar_Zam,_Georg_Rauter_and_Philippe_Claude_Cattin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03442 |
この作業の主な目的は、ASTRAS360と呼ばれる小型化された高精度のシングルターンアブソリュートロータリーエンコーダーを開発することです。その測定原理は、回転角度を一意に識別する画像のキャプチャに基づいています。この角度を評価するには、まず画像をその色に基づいてセクターに分類する必要があります。その後、角度を後退させることができます。機械学習に着想を得て、ラベル付けされたトレーニングデータを自動的に生成できるキャリブレーションセットアップを構築しました。これらのトレーニングデータを使用して、分類と回帰のいくつかの機械学習アルゴリズムをテスト、特徴付け、比較しました。追加の実験では、偏心取り付けに対するロータリーエンコーダーの許容誤差も特性評価しました。私たちの調査結果は、さまざまなアルゴリズムがこれらのタスクを高い精度と信頼性で実行できることを示しています。さらに、追加の入力（回転方向など）を提供することで、機械学習アルゴリズムでロータリーエンコーダーの機械的な欠陥を補正できます。
非回転、低速回転、高速回転の乱流対流輸送スケーリング間の接続
| Title |
Connections_between_Non-Rotating,_Slowly_Rotating,_and_Rapidly_Rotating_Turbulent_Convection_Transport_Scalings |
| Authors |
Jonathan_M._Aurnou_and_Susanne_Horn_and_Keith_Julien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03447 |
浮力主導の対流は、宇宙の乱流運動の支配的なドライバーである可能性が高いため、物理学者、エンジニア、地球物理学者、および天体物理学者によって広く研究されています。おそらく当然のことですが、これらのさまざまなコミュニティは、対流の大まかな動作についてさまざまな方法で議論しています。ここでは、これらのコミュニティ間のつながりを引き出すことを目指しています。これを行うには、非回転、低速回転、および高速回転の浮力駆動の対流環境で、熱と流体の運動量輸送がどのように振る舞うかを一連の基本的なスケール推定を実行します。ゆっくりと急速に回転するスケーリングは、1つのパラメーター、いわゆる対流ロスビー数$\RoC$を介して相互に関連する可能性があることがわかります。これは、回転に対する浮力の重要性を測定する散逸のないパラメーターです。さらに、さまざまなグループで使用されている非フラックスベースとフラックスベースの浮力主導のスケーリングをマッピングします。そうすることで、これらのスケーリングは、さまざまなコミュニティのアプローチの間に明確な関係があり、一見異なる外観の多数が実際には互いに同義であることを示しています。
PSPで観測された、0.3AU以内のMHD乱流の波の構成、伝播、分極
| Title |
Wave_Composition,_Propagation,_and_Polarization_of_MHD_Turbulence_within_0.3AU_as_Observed_by_PSP |
| Authors |
Xingyu_Zhu,_Jiansen_He,_Daniel_Verscharen,_Die_Duan,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03461 |
惑星間空間におけるユビキタス現象である乱流は、複数のスケールでの宇宙プラズマのエネルギー変換にとって重要です。この作品は、0.3AU以内の太陽風乱流の伝播、偏光、波の合成特性、およびMHDスケール（宇宙船のフレームで10秒から1000秒）での太陽中心距離による変動に焦点を当てています。太陽風乱流winthin0.3AUの伝播波数ベクトル（${\rm{PDF}}（k_\parallel、k_\perp）$）の確率密度関数を初めて提示します：（1）波数ベクトルクラスター準-（反-）$kd_{\rmi}<0.02$のローカルバックグラウンド磁場に平行、ここで$d_{\rmi}$はイオンの慣性の長さです。（2）$kd_{\rmi}>0.02$の場合、波数ベクトルは準垂直方向にシフトします。波の構成診断に基づいて、次のことがわかります。外向き/逆日向きのAlfv\'enモードは、スケールと距離の全範囲にわたって支配的であり、内向き/日向きの高速モードのスペクトルエネルギー密度の割合は、距離とともに減少し、内向きおよび外向きの低速モードの部分エネルギー密度は、距離とともに増加します。外向きの高速モードと内向きのAlvv'enモードは、探索された距離とスケールの範囲全体で少数派の人口を表します。平均して、最小変動方向に関して定義された磁気変動の異方性の度合いは、すべてのスケールで距離の傾向がなく、スケールが大きくなるにつれて減少します。私たちの結果は、太陽圏の内部の太陽風変動/乱流の輸送と移動のシナリオに対する包括的な洞察を提供します。
| Title |
Spin-induced_scalarization_of_Kerr_black_holes_with_a_massive_scalar_field |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Lucas_G._Collodel,_Christian_J._Kr\"uger,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03774 |
本論文では、大規模なスカラー場を持つスカラーガウスボンネット重力におけるカーブラックホールのスピン誘起スカラー化の開始を研究します。私たちのアプローチは、関連する線形化されたスカラー場摂動方程式の（2+1）時間発展に基づいています。カーブラックホールが不安定になり、大規模なスカラーフィールドを持つ新しいスカラー化された回転ブラックホールが発生する領域を調べます。スカラー場の質量が増加すると、スカラー化が可能なガウスボンネット結合パラメーターの最小値が増加し、不安定領域が縮小します。興味深いことに、スカラー場の質量を導入しても、カーブラックホールの不安定性が発生するブラックホールの角運動量$a_{\rmcrit}/M$の臨界最小値は変わりません。
この作業は、スカラーシングレットとレプトン親和性スカラーダブレットが存在する標準モデルの単純な拡張を提案します。スカラー一重項は、熱的に生成された暗黒物質として機能する可能性があります。これは$s$チャネルを通じてレプトンに消滅し、ブライトウィンガー共鳴の恩恵を受けるため、現在の熱平均断面積が大幅に向上します。等方性拡散$\gamma$-rayバックグラウンドからの制約と正しい暗黒物質の残存量を分析します。拡張された断面積は、宇宙電子/陽電子過剰を説明するために必要な断面積に適合する可能性があることがわかりました。
