Three Hundred Project：ゼルニケ多項式による銀河クラスターの形態と動的状態の探求
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_quest_of_clusters_of_galaxies_morphology_and_dynamical_state_through_Zernike_Polynomials |
| Authors |
Valentina_Capalbo,_Marco_De_Petris,_Federico_De_Luca,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes,_Alexander_Knebe,_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04565 |
銀河団の力学的状態の知識は、これらのオブジェクトからの観測データが宇宙論の研究に適用されるとき、体系を緩和することを可能にします。クラスターの状態と形態の間の相関の証拠はよく研究されています。形態は、X線帯域の表面輝度の画像と、ミリメートル範囲のスニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の熱成分の画像から推測できます。この目的のために、望遠鏡の瞳面で収差のある放射波面を回復するために主に適応光学で使用される一般的な分析アプローチであるゼルニケ多項式分解を初めて適用します。この斬新な方法で、クラスターの形態を正しく推測し、場合によってはそれらの動的状態を推測することが期待されます。この新しいアプローチの信頼性を検証するために、THREEHUNDREDプロジェクトで選択された300を超える合成クラスターを0から1までのさまざまな赤方偏移で使用します。tSZのモックマップは、Comptonパラメーターで定量化されたyマップでモデル化されていますR_500内のゼルニケ多項式で、クラスター参照半径。マップの適合に対する異なる多項式の寄与を推定することにより、各クラスターの形態を識別することが可能であることを確認します。この新しい方法の結果は、形態的または動的な状態のプローブを組み合わせる2つのパラメーターを使用して、同じカタログで行われた以前の分析の結果と相関しています。マップの計測角度分解能は、主にこのアプローチを高赤方偏移クラスターに拡張するときに影響を与えることを強調します。
Sunyaev-Zel'dovich効果に基づく相対論的運動論の経験的テスト
Sunyaev-Zel'dovich（SZ）効果の周波数依存性に基づいて、銀河団のクラスター内ガス（ICG）の電子速度（EV）分布関数を決定する新しい方法を提案します。一般に、相対論的平衡EV分布は、Juttnerによって提案されたものであると認められています。ただし、相対論的運動論の基礎については議論が続いており、他の分布も提案されています。穏やかな相対論的クラスター内ガス（ICG）は、相対論的な運動論をテストするためのユニークな実験室を提供します。モンテカルロシミュレーションを実行して、JuttnerEV分布に数パーセントの誤差があると仮定して、単一温度ガスからSZ信号を生成しました。非相対論的マクスウェルおよびその2つの相対論的一般化、Juttnerおよび修正Juttner分布に基づいてSZモデルをフィッティングしました。SZ信号の1％の誤差は、異なる最適温度に基づいて重要度の高いこれらの分布を区別するのに十分であることを発見しました。ただし、クラスター内のどのLOSでも、ICGにはさまざまな温度が含まれています。マージする銀河クラスターのN体/流体力学的シミュレーションを使用し、バウショックによるLOSのSZ測定値に1％の誤差があると仮定すると、Juttner分布と修正されたJuttner分布を高い有意性で区別できることがわかります。私たちの結果は、異なるEV分布関数を想定してSZデータにフィッティングしてICG温度を導き、それらを他の観測を使用して取得した同じクラスター内の温度と比較することで、異なる分布を区別できることを示唆しています.11ページ、8図、1表、AstrophysicalJournalへの掲載が承認されました
ビッグバン元素合成に対する一時的な非熱粒子の影響
ビッグバン元素合成（BBN）に少量の元素の非熱分布（NTD）を導入する効果は、NTDの一部が時間依存になるようにすることで研究され、BBNの特定の期間中にのみ寄与するようになります。進化。分数は$\log（T）$のガウス型関数としてモデル化されます。ここで、$T$は宇宙の温度です。したがって、関数は3つのパラメーターで指定されます。中央の時間的位置、幅、大きさ。NTDの存在による平均核反応速度の変化は、マクスウェル反応速度に比例すると想定されますが、温度$T_{\rmNTD}\equiv\zetaT$の場合、$\zeta$は、私たちのモデル。約50万点の広い4次元パラメトリック空間をスキャンすると、$\chi^2<1$で約130点が見つかりました。この点で、軽元素の予測される原始的な存在量は観測と一致しています。これらのポイントのマグニチュードパラメーター$\varepsilon_0$は、$\varepsilon_0\sim10^{-19}$から$\sim10^{-1}$までの非常に広い範囲に散らばっていて、$\zeta$パラメータは、マグニチュードパラメータ$\varepsilon_0$と強く相関していることがわかりました。$0.3\times10^9\mbox{K}\lesssimT\lesssim0.4\times10^9\mbox{K}$の温度領域または時間領域$t\simeq10^3$sが中心となるようです$\chi^2$を下げる役割。
原始ブラックホールは、宇宙の暗黒物質のかなりの部分を構成し、LIGO/Virgoコラボレーションによって観測されたブラックホールの合体からの重力波信号の原因である可能性があります。原始ブラックホールの空間クラスタリングは、それらの合併率に影響を与える可能性があり、それらの質量と存在量の制約に大きな影響を与えます。原始ブラックホール空間クラスタリングの進化の分析処理を提供し、既存のN体数値シミュレーションのいくつかと結果を比較して、ブラックホールの合併率の影響について説明します。原始ブラックホールが暗黒物質のごく一部に寄与する場合、原始ブラックホールのクラスタリングは関係ありません。一方、ダークマターへの寄与が大きい場合、クラスタリングにより、宇宙の統合率がLIGO/Virgoの検出率と互換性のあるレベルに遅くなる可能性があると主張します。原始時代に形成されたブラックホールバイナリの初期の宇宙合併率に関しては、クラスタリングはLIGO/Virgo制約を緩和しますが、それらを回避しません。
大規模構造の永続性I：原始的な非ガウス性
| Title |
The_Persistence_of_Large_Scale_Structures_I:_Primordial_non-Gaussianity |
| Authors |
Matteo_Biagetti,_Alex_Cole_and_Gary_Shiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04819 |
大規模構造のトポロジを特徴付け、永続的な相同性に基づいて宇宙論的制約を抽出するための分析パイプラインを開発します。永続的ホモロジーは、データセットのマルチスケールトポロジーを定量化するトポロジーデータ分析からの手法であり、私たちのコンテキストでは、クラスター、フィラメントループ、および宇宙ボイドの寄与を宇宙論的制約に統一します。実際のデータ分析のプロキシとして一連のN体シミュレーションを使用して、この方法が暗黒物質ハローの遅い時間分布で原始的なローカル非ガウス性の痕跡をキャプチャする方法について説明します。$40〜（\rm{Gpc/h}）^{3}$のサイズのいくつかの立方体ボリュームでパイプラインを実行する最良の単一統計では、$f_{\rmNL}^{\rmloc}=10$を検出しますボリュームの$\sim85\％$で$97.5\％$の信頼性。さらに、$f_{\rmNL}^{\rmloc}$のトポロジーシグネチャと$\sigma_8$のバリエーションの間の縮退を解決する能力をテストし、ゼロ以外の$f_{\rmNL}^{\を正しく識別することを主張しますこの場合のrmloc}$は、最適なテンプレートメソッドを介して可能です。私たちの方法は$\mathcal{O}（10）$Mpc/hに住んでいる情報に依存しています。これは、ハロー/銀河パワースペクトルのスケール依存バイアスなどの一般的に使用される方法に関して補足的なスケールです。したがって、大容量が必要な場合でも、この方法では、原始的な非ガウス性を制約するために長波長モードをサンプリングする必要はありません。さらに、統計は解釈可能です。特定の制限内で以前の結果を再現でき、シミュレーションボックス内の暗黒物質ハローによって形成されたフィラメントループなど、未調査の観測値に対して新しい予測を行います。
ライトコーンシミュレーション暗黒物質ハローの動的特性のそれらの環境への依存性
| Title |
Dependence_of_the_dynamical_properties_of_light-cone_simulation_dark_matter_halos_on_their_environment |
| Authors |
Maria_Chira,_Manolis_Plionis,_Shankar_Agarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04914 |
目的：$z\sim0.65$に及ぶ全天$\Lambda$CDMライトコーンシミュレーションで、暗黒物質ハローの動的特性の環境への依存性を調査します。関心のあるプロパティは、ハロー形状（主軸によってパラメーター化）、スピンとビリアル化のステータス、ハロースピンと形状の整列、およびハローネイバー間の形状とスピンスピンの整列です。方法：最近傍までの距離によって決定されるハロー分離状態の概念を使用して、ハロー環境を定義します。これは、カタログのしきい値質量を超える、他のハローのない各ハローの周りの最大球状領域を定義します。特定のしきい値よりも低い距離で隔てられているペアを「近いハローペア」と見なします。ハローの動的特性の質量への既知の依存から結果を汚染除去するために、ランダムなサンプリング手順を使用して、類似のハロー存在量分布の特性を比較します。結果：（a）ハローの特性が環境に強く依存していることがわかり、孤立したハローは非球面性が高く、スピン値が低いほど長尺であることが確認されます。（b）ハロープロパティ間の相関が存在し、ハロー環境からほとんど独立しています。（c）ハローの形状に関係なく、ハロースピンは短軸に揃えられます。（d）近接ハロー近傍は、主軸が統計的に整列していますが、反平行スピン方向のわずかではあるが統計的に有意な優先度を示しています。後者の結果は、低密度環境でのハローペアが近い場合に拡張されます。さらに、このような近接したハローペアを結ぶ線に垂直に向けられるスピンベクトルの優先順位を見つけます。
高分散分光法による高温木星大気中のFeHの検索
| Title |
A_Search_for_FeH_in_Hot-Jupiter_Atmospheres_with_High-Dispersion_Spectroscopy |
| Authors |
Aurora_Kesseli,_I.A.G._Snellen,_F.J._Alonso-Floriano,_P._Molliere,_D.B._Serindag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04474 |
水やCOなどの惑星外の大気でこれまでに検出された分子のほとんどは、広範囲の圧力と温度で存在します。対照的に、金属水素化物はパラメータ空間のはるかに特定の領域に存在するため、大気条件のプローブとして使用できます。水素化鉄（FeH）は、低質量の星と褐色矮星の不透明度の主な原因であり、太陽系外惑星におけるその存在の証拠は、低解像度で最近観察されています。12の太陽系外惑星の通過中にFeHのシグネチャのアーカイブCARMENES近赤外線データの体系的な検索を実行しました。これらの惑星は、広範囲の平衡温度（600$\lesssimT_{eq}\lesssim$4000K）と表面重力（2.5$\lesssim\mathrm{log}g\lesssim$3.5）にまたがっています。いずれの大気でも統計的に有意なFeH信号は見つかりませんでしたが、WASP-33bとMASCARA-2bの2つの惑星で潜在的な低信頼信号（SNR$\sim$3）が得られました。太陽系外惑星の大気の以前のモデリングでは、1800と3000Kの間の温度とlog$g\gtrsim3$で10$^{-7}$から10$^{-9}$の最高の体積混合比（VMR）が予想されることを示していました。信頼性の低い信号が見つかる2つの惑星は、強いFeH吸収が予想される領域にあります。各惑星に対して噴射と回復のテストを実行し、FeHがVMR$\geq10^{-6}$のすべての惑星で検出され、10$^{-9.5のVMRのいくつかの惑星で検出される可能性があることを確認しました}$。FeHを確実に検出し、高温の木星大気の温度構造におけるその役割を評価するには、追加の観測が必要です。
奇跡：直接画像化された惑星と恒星下の伴侶の4-5 {\ mu} mでの大気特性。 II。覆い隠された惑星PDS 70 bの質量と半径の制約
| Title |
MIRACLES:_atmospheric_characterization_of_directly_imaged_planets_and_substellar_companions_at_4-5_{\mu}m._II._Constraints_on_the_mass_and_radius_of_the_enshrouded_planet_PDS_70_b |
| Authors |
Tomas_Stolker,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Gabriele_Cugno,_Paul_Molli\`ere,_Sascha_P._Quanz,_Kamen_O._Todorov,_Jonas_K\"uhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04483 |
PDS70の星間円盤は、環境からガスを積極的に降着させる2つの惑星を形成しています。この作業では、VLT/NACOを使用したBr$\alpha$および$M'$フィルターでのPDS70bの最初の検出、Br$\alpha$でのPDS70cの暫定的な検出、およびアーカイブの再分析を報告します。NACO$L'$およびSPHERE$H23$および$K12$イメージングデータ。ディスクの手前側もBr$\alpha$および$M'$フィルターで解決され、これらの波長では散乱光が無視できないことを示しています。PDS70bのスペクトルエネルギー分布は黒体放射によってよく説明されています。そのため、光球温度と光球半径を$T_\mathrm{eff}=1193\pm20$Kと$R=3.0\pm0.2$$に制限しますR_\mathrm{J}$。比較的低いボロメータの光度、$\log（L/L_\odot）=-3.79\pm0.02$と大きな半径の組み合わせは、完全対流オブジェクトの標準構造モデルと互換性がありません。そのようなモデルからの予測と、降着率の最近の推定を採用して、$M_\mathrm{p}\約0.5-1.5$$M_\mathrm{J}$と$の範囲の惑星の質量と半径を導き出しますR_\mathrm{p}\約1-2.5$$R_\mathrm{J}$、惑星の年齢と形成後のエントロピーとは無関係。黒体放射、大きな光球半径、および光球半径と惑星半径の不一致は、赤外線観測が惑星の周りの拡張されたほこりっぽい環境を調査し、その分子組成の見方を覆い隠していることを示唆しています。最後に、惑星の円盤、$T_\mathrm{eff}\lesssim256$Kと$R\lesssim245$$R_\mathrm{J}$からの潜在的な過剰放出の温度と半径のおおよその上限を導出しますが、現在のデータが単一の黒体コンポーネントを持つモデルを支持しているという弱い証拠は見つかりません。
ユーフロシン小惑星ファミリーの物理的および力学的特性
| Title |
Physical_and_dynamical_characterization_of_the_Euphrosyne_asteroid_Family |
| Authors |
B._Yang,_J._Hanus,_M._Broz,_O._Chrenko,_M._Willman,_P._Sevecek,_J._Masiero,_and_H._Kaluna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04489 |
ユーフロシン小惑星ファミリーは、軌道要素空間で約3.15auのユニークなゾーンを占め、低アルベド近地球オブジェクトの重要なソースである可能性があります。この家族の親体は、水と有機物を成長している地球の惑星に運んだ微惑星の1つであったかもしれません。私たちは、家族の構成特性と動的特性を特徴付けることを目指しています。IRTF望遠鏡を使用した低解像度分光法により、ユーフロシンファミリーメンバーの物理的特性を特徴付ける体系的な研究を行いました。さらに、衝突起源を調査し、現実的な速度場を決定し、軌道進化を研究し、ユーフロシンファミリーの年齢を制約するために、平滑化粒子流体力学（SPH）シミュレーションとN体シミュレーションを実行しました。私たちの分光法調査は、家族のメンバーがタイトな分類分布を示し、親体の均一な組成を示唆していることを示しています。私たちのSPHシミュレーションは、クレーターイベントの代わりに再蓄積プロセスを介して形成されたEuphrosyneファミリーと一致しています。最後に、N体シミュレーションは、家族の年齢が280マイア+180/-80マイアであり、以前の推定よりも若いことを示しています。
3つの体の共鳴によって強く摂動された近接小惑星ペアのリスト
| Title |
List_of_the_close_asteroid_pairs_strongly_perturbed_by_three_body_resonances |
| Authors |
A._Rosaev,_M._Galiazzo,_E._Pl\'avalov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04523 |
木星と火星（および地球でも可能）の2つおよび3つの体の平均運動共鳴は、非常に若い近接小惑星のペアとファミリーのダイナミクスに大きな影響を与える可能性があります。最もよく知られている例は、火星との9:16共鳴がDaturaファミリーの一部のメンバーに影響を与えることです。この事実が考慮された場合にのみ、このファミリーの進化を適切に再構築できることは明らかです。ここでは、平均運動共鳴付近の小惑星ペアのリストを示します。共鳴摂動の結果の1つは、準主軸のヤルコフスキードリフトの一時的な補償である可能性があります。明らかに、この関係を研究することは、小惑星のペアと家族の年齢推定において根本的に影響力のある要因であると非常によく証明するかもしれません。この論文では、平均運動共鳴付近のいくつかの近接小惑星ペアのリストを示しました。
MARCELデータセットと12C2のExoMol行リストの更新
| Title |
An_update_to_the_MARVEL_dataset_and_ExoMol_line_list_for_12C2 |
| Authors |
Laura_K._McKemmish,_Anna-Maree_Syme,_Jasmin_Borsovszky,_Sergei_N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Tibor_Furtenbacher_and_Attila_G._Csaszar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04618 |
ジカーボン（C2）のスペクトルは、天体物理学や、プラズマや火炎の分光学的研究にとって重要です。C2スペクトルは多くの帯域システムで特徴付けられており、新しいシステムがまだ積極的に特定されています。天文観測には、これらのバンドのうち8つが含まれます。最近、Furtenbacher等。（2016、Astrophys。J.Suppl。、224、44）は、12種類の電子状態と98個の振動帯に分布する12C2の一連の5699の経験的エネルギーレベルを発表しました。振動エネルギーレベル）手順。ここでは、13の新しいソースからのデータを追加し、5つのソースからのデータを更新します。これらのデータソースの多くは、新しく検出された3Pig状態を含め、高度な電子状態を特徴付けます。MARVELの手順が改善され、不確実性を推定できるようになった古い調査が含まれています。これらの古い作品は、特にC1Pig状態、つまり十分に特徴付けられていないDeslandres-d'Azambuja（C1Pig-A1Piu）バンドの上位状態のレベルを決定します。新しいコンパイルは、合計31323の遷移を考慮し、20の電子状態と142の振電状態にまたがる7047の経験的（MARVEL）エネルギーレベルを導き出します。これらの新しい経験的エネルギーレベルは、8statesC2ExoMolラインリストを更新するためにここで使用されます。この更新されたラインリストは、例えば、太陽系外惑星の天体分光法における高解像度相互相関研究に非常に適しています。1000Kで10^（-18）cm/分子を超える強度の遷移の99.4％は、経験的エネルギーレベル。
小石の降着に対するガス抵抗と惑星移動の同時効果
RoSSBiコードで実行された2D2流体シミュレーションを使用して、移動する惑星（$10<M_p<20$地球の質量）が放射ディスクの小石のダイナミクスに及ぼす影響を調べます。移動する惑星によって引き起こされた波と、ガスに対する抗力の反作用の複合作用により、小石のフラックスが複雑に進化します。波は帯状流を励起し、ダストトラップとして機能し、小石を蓄積します。反作用を引きずるために、ケルビン-ヘルムホルツ不安定性が発生し、惑星の形成がありそうな固体のいくつかの地球質量を含む乱流ダストリングを生成します。惑星が大規模になるほど、ダストリングの発達が速くなります。惑星の移動と競合して、このプロセスは$1/M_p$として放射状の分離スケーリングでいくつかのダストリングをトリガーします。$13$の地球の質量の遷移を発見しました。その下では、小石は惑星の軌道の内側で止まりますが、小惑星の惑星への降着は維持されます。その上で、ダストリング領域でのドラッグの反作用は、惑星の移動中に圧力プロファイルを平坦化し、小石の付着によるさらなる成長を制限します。この新しい{\it小石分離質量}は、文献で頻繁に報告されているよりも約2倍低い値です。これにより、超地球惑星の全体的な形成タイムスケールが減少し、さらに降着が抑制されるため、ディスクが散逸した後の生存が有利になります。最後に、私たちの結果は、小石と微惑星の両方の降着による木星の形成のハイブリッドモデルをサポートしています。
MESAにおける惑星の熱進化と流体力学的大気脱出の結合
| Title |
Coupling_thermal_evolution_of_planets_and_hydrodynamic_atmospheric_escape_in_MESA |
| Authors |
Daria_Kubyshkina,_Aline_A._Vidotto,_Luca_Fossati,_Eoin_Farrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04948 |
亜ネプチューンのような惑星の水素が支配する大気の長期的な進化は、主に2つの要因によって制御されます：地層で取得された重力エネルギーのゆっくりとした散逸（熱進化として知られています）と大気の質量損失。ここでは、MESAを使用して、低気圧の熱進化モデルと現実的な流体力学的大気蒸発の処方を首尾一貫して結合します。そのような結合の主な特徴を概説するために、コア質量（5-20Mearth）と初期大気質量分率（0.5-30％）の範囲の惑星をシミュレートし、0.1auで太陽のような星を周回させます。計算された進化の軌跡に加えて、惑星の大気の安定性も調査しました。軽い惑星の大気は1ギル以内で完全に除去でき、コンパクトな大気の方が生存率が高いことを示しています。私たちの結果と前世代モデルの出力との詳細な比較から、熱進化と大気蒸発の間の結合が低質量惑星の大気の熱状態にかなり影響し、その結果、大気質量分率間の関係が変化することを示します惑星パラメータ。したがって、熱の進化と大気の蒸発についての首尾一貫した考察は、進化のモデリングと惑星の大気のより良い特徴付けのために非常に重要であると結論します。私たちのシミュレーションから、惑星の半径と異なる年齢での大気質量分率との間の分析式を導き出します。特に、観測された特定の惑星半径に対して、予測される大気の質量分率は、age^0.11として変化することがわかります。
カリストは、海底に傾斜しているためにエネルギーを放散する海底を持っていると考えられています。この散逸によって1Gyr以内の原始的な傾向が緩和されたはずですが、カリストは現在の傾向を維持しています。カリストの傾向と偏心はどちらも比較的最近（〜0.3Gyr）に興奮したと私たちは主張します。この興奮は、カリストが「共鳴ロッキング」モデルに従って外側に移動し、ガニメデとの2：1の平均運動共鳴を通過するときに発生しました。ガニメデの軌道要素も同様に同じイベントで興奮しました。現在の軌道要素を説明するために、カリストでは固体の潮汐k2/Q〜0.05、ガニメデでは著しく低い値を推定します。
| Title |
An_excess_of_small-scale_gravitational_lenses_observed_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Massimo_Meneghetti,_Guido_Davoli,_Pietro_Bergamini,_Piero_Rosati,_Priyamvada_Natarajan,_Carlo_Giocoli,_Gabriel_B._Caminha,_R._Benton_Metcalf,_Elena_Rasia,_Stefano_Borgani,_Francesco_Calura,_Claudio_Grillo,_Amata_Mercurio,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04471 |
コールドダークマター（CDM）は、宇宙のほとんどの問題を構成します。銀河団のような密な宇宙環境における暗い物質と明るい物質の間の相互作用は、宇宙シミュレーションを使用して理論的に研究されています。観測された重力レンズ効果は、クラスター内の下部構造（暗黒物質の小規模分布）の特性をテストおよび特性評価するために使用されます。暗黒物質の下部構造によって生成される強いレンズ現象の確率である適切な測定基準が考案され、11個の銀河クラスターに対して計算されます。観測されたクラスターの部分構造は、CDMシミュレーションで予測されたものよりも1桁以上効率的なレンズであると報告しています。これまで診断されていなかった、シミュレーションでの体系的な問題や、暗黒物質の特性に関する誤った仮定が結果を説明できると考えています。
背景の銀河によって追跡されるマゼラン雲の固有の赤化-II。小さなマゼラン雲
| Title |
The_intrinsic_reddening_of_the_Magellanic_Clouds_as_traced_by_background_galaxies_--_II._The_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Cameron_P._M._Bell,_Maria-Rosa_L._Cioni,_A._H._Wright,_Stefano_Rubele,_David_L._Nidever,_Ben_L._Tatton,_Jacco_Th._van_Loon,_Dennis_Zaritsky,_Yumi_Choi,_Samyaday_Choudhury,_Gisella_Clementini,_Richard_de_Grijs,_Valentin_D._Ivanov,_Steven_R._Majewski,_Marcella_Marconi,_David_Mart\'inez-Delgado,_Pol_Massana,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Florian_Niederhofer,_Noelia_E._D._No\"el,_Joana_M._Oliveira,_Knut_Olsen,_Clara_M._Pennock,_V._Ripepi,_Smitha_Subramanian,_A._Katherina_Vivas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04480 |
光（$ugriz$）と近赤外線（IR;$YJK_{\mathrm{s}を使用して導出された小型マゼラン雲（SMC）の〜34deg$^{2}$全体の固有の赤化のマップを提示します}$）背景銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）。赤化マップは、LePhare$\chi^{2}$最小化SEDフィッティングルーチンに基づいて、固有の赤化のレベルが低い29,274銀河のサブサンプルを使用して作成されます。郊外の領域と比較して、SMC本体に関連する統計的に有意な強化された赤化レベルが見つかりました[$\DeltaE（B-V）\simeq0.3$mag]。SMCの文献の赤みを帯びたマップとの比較は、サンプリングされたSMCのボリュームの違いを修正した後、結果と若い星を使用して作成されたマップの間に良い一致があることを示しています。対照的に、結果と古い星を使用して、または前者の偏ったサンプルに起因する長波長の遠赤外線ダスト放出に基づいて作成されたマップと、遠赤外線放射率およびダストの光学特性の不確実性に基づいて作成された結果とマップの間には、大きな差異があります。後者の穀物。この研究は、SMCの背後にある銀河系外の光源の最初の大規模な分類の1つを表しているため、約500,000の光源の完全なサンプルに対してLePhare出力を提供します。
巨大電波銀河の環境について
巨大な電波銀河（GRG）と呼ばれる極端な電波銀河集団である700kpc以上に及ぶ巨大な電波構造の成長を可能にする上で、環境が重要な役割を果たすという仮説をテストします。これを達成するために、LOGARTwo-（1）DESILegacyImagingSurveysの測光銀河と（2）SloanDigitalSkySurveyの大規模なフィラメントカタログを組み合わせて、SkySurveyをメーターします。GRGの周りの衛星銀河の分布と、GRGホスト銀河の特性に一致する光学色と光度を持つ銀河で構成されるコントロールサンプルを調査します。私たちの結果は、GRGの周りの衛星の特性が2つのコントロールサンプルの周りの特性と一致していることを示しています。さらに、衛星銀河の特性は、無線ジェット/ローブ構造に対するそれらの相対位置にも、GRGのサイズにも依存しません。また、近隣の大規模構造に関するGRGの位置とコントロールサンプルが互いに一致していることもわかります。これらの結果は、星によって追跡されたGRGプロパティとその環境の間に相関関係がないことを示しています。これは、銀河環境がGRGの起源にほとんど役割を果たしていないことを示しています。最後に、ラジオフィードバックに関して、青い衛星の割合がGRGプロパティと相関しないことを示します。これは、ラジオジェットが周囲の銀河の性質に与える影響が最小限であることを示唆しています。
M92の隠れた過去：カナダ-フランスイメージングサーベイを使用した、新しく形成された17 {\ deg}の長い恒星流の検出と特性評価
| Title |
The_hidden_past_of_M92:_Detection_and_characterization_of_a_newly_formed_17{\deg}_long_stellar_stream_using_the_Canada-France_Imaging_Survey |
| Authors |
Guillaume_F._Thomas,_Jaclyn_Jensen,_Alan_McConnachie,_Patrick_C\^ot\'e,_Kim_Venn,_Nicolas_Longeard,_Raymond_Carlberg,_Scott_Chapman,_Jean-Charles_Cuillandre,_Benoit_Famaey,_Laura_Ferrarese,_Stephen_Gwyn,_Fran\c{c}ois_Hammer,_Rodrigo_A._Ibata,_Khyati_Malhan,_Nicolas_F._Martin,_Simona_Mei,_Julio_F._Navarro,_C\'eline_Reyl\'e,_Else_Starkenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04487 |
球状星団M92（NGC6341）から発する新たに発見された恒星流の構造、運動学、軌道の分析を提示します。このストリームは、カナダ-フランスイメージングサーベイ（CFIS）およびPan-STARRS13$\からの測光を使用して作成された「色-色-マグニチュード」図に基づいて、外側の銀河の改良された一致フィルターマップで発見されました。pi$調査（PS1）。ストリームの長さが17{\deg}（M92の距離で2.5kpc）、幅の分散が$0.29${\deg}（42pc）、恒星の質量が$[3.17\pm{0.89}]\times10^{4}$M$_\odot$（現在のM92本体の恒星質量の$10\％$）。メインシーケンスのキネマティクスを調べます。ストリームに属する赤い巨星と青い水平分岐星であり、ガイアの2番目のデータリリースからの適切なモーション測定があります。N体シミュレーションは、ストリームがごく最近（最後の$\sim500$Myrの間に）形成された可能性が高いことを示唆しており、この古代の金属の少ない球状星団の軌道起源に疑問を投げかけています。
ガイアの赤い塊星の運動学と動力学
| Title |
Kinematics_and_dynamics_of_Gaia_red_clump_stars |
| Authors |
Jean-Baptiste_Salomon,_Olivier_Bienaym\'e,_C\'eline_Reyl\'e,_Annie_C._Robin,_Benoit_Famaey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04495 |
銀河の極の方向で2番目のガイアデータリリースカタログから選択された赤い塊星の均質なサンプルの運動学とダイナミクスを分析します。0.6〜3.5kpcの高さでのサンプルの完全性のレベルは、2ミクロンオールスカイサーベイのカタログと比較して主張されています。密度分布と速度分散の両方が、私たちの銀河系近隣のすべての分析された領域で、南部よりも北部で著しく摂動されていることを示しています。これらの南北の非対称性を高所で詳細に評価します。次に、このような非対称性が、平衡仮定の下での動的物質密度の決定にどのように影響するかを評価します。ジーンズの分析では、両方の半球の平面上の大きな高さで、比較的類似した垂直力と統合された動的表面密度が得られることがわかります。これらの高さでは、星とガスの密度は非常に低く、表面密度は主に暗黒物質によって支配されています。これにより、平衡仮定の下で導出された局所暗黒物質密度を北と南で別々に推定できます。垂直方向の摂動がある場合、そのような値は上限と見なされます。このジーンズの分析では、2〜kpc、$\rho_{\rmDM}\sim0.013\、{\rmM}_\odot/{\rmpc}^3$（$\sim0.509\、摂動北半球の{\rmGeV/cm}^3$）、および$\rho_{\rmDM}\sim0.010\、{\rmM}_\odot/{\rmpc}^3$（$\sim0.374\、{\rmGeV/cm}^3$）は、摂動の少ない南部で発生します。比較として、グローバルな位相空間分布をデータに当てはめることにより、ローカルの暗黒物質密度を決定します。最終的には、ジーンズ分析とのグローバルな合意により、$\rho_{\rmDM}\sim0.011-0.014\、{\rmM}_\odot/{\rmpc}^3$の範囲の値になります。
矮小銀河進化の探査機としてのNGC 6822
NGC6822は、天の川に最も近い孤立した矮小不規則銀河です。その近接性と恒星の質量（$10^8M_\odot$、矮小銀河には大きい）により、その運動学的特性の詳細な研究が可能になります。銀河の中心にある赤い巨大枝（RGB）の星は、銀河のより拡張されたHIディスクに垂直な軸上に配置されているため、特に興味深いものです。KeckDEIMOSのスペクトルを使用して、RGB母集団間の速度勾配を検出しました。この回転はHIディスクと位置合わせされますが、回転の感覚は中央のRGB母集団の主軸を中心にしています。5つの金属ビンのRGB母集団の回転速度（$v$）と速度分散（$\sigma$）を測定しました。主に分散を減少させることによって駆動される、金属性の増加に伴う回転サポート（$v/\sigma$）の増加が見つかりました。また、観測された恒星の運動学をNGC6822のHI速度曲線を介して位置に関連付けることにより、$-0.5$〜kpc/dexの低金属性星の半径方向距離の増加を推定しました。逆の金属性勾配のようなものは、アウトサイドインの形成シナリオの証拠として解釈できますが、代わりに、恒星のフィードバックが時間の経過とともに中心の星を形成する銀河を乱したことを示している可能性があります。
Gaia DR2データとのOBアソシエーション内の速度分散への連星の寄与
| Title |
Contribution_of_binary_stars_to_the_velocity_dispersion_inside_OB_associations_with_Gaia_DR2_data |
| Authors |
A._M._Melnik_and_A._K._Dambis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04577 |
ガイアDR2固有運動から導出されたOBアソシエーション内の速度分散に対するバイナリシステムの寄与を推定しました。速度分散への最大の寄与は、P=5.9yrの回転周期を持つシステムによって与えられます。その成分は、GaiaDR2観測のベースライン時間中にシステムの直径とほぼ同じ距離だけシフトします。バイナリシステムのフォトセンターの動きを研究するために2つの方法を採用しました。最初の方法は、初期可視期間と最終可視期間の間の総変位を使用し、2番目の方法は、時間t_nで変位を定義するn方程式のシステムを解くことに基づいています。。1番目と2番目の方法では、非常によく似たsigma_bn値がそれぞれ0.90と0.87kms-1になります。軌道が楕円形であるという事実を考慮すると、推定されるsigma_bnがわずかに減少します。大規模なバイナリシステムの軌道偏心が[0、0.9]間隔で均一に分布していると仮定して、偏心平均sigma_bn値をsigma_bn=0.81kms-1と推定しました。バイナリシステムの成分質量比q=M_2/M_1のべき乗則分布p_q〜q^gammaの指数ガンマの選択は、sigma_bnにはほとんど影響を与えないようです。ガンマを0（フラット分布）から-2.0（低質量コンポーネントを含むシステムの優勢）に変更すると、sigma_bnが0.90から1.07kms-1に変更されます。
重力崩壊中の非断熱乱流駆動
| Title |
Non-adiabatic_turbulence_driving_during_gravitational_collapse |
| Authors |
Rub\'en_Guerrero-Gamboa_and_Enrique_V\'azquez-Semadeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04676 |
乱流球形コアの星状重力収縮中の乱流の生成を調査します。1次元乱流速度分散の$g$、$\sigma_\mathrm{1D}$を重力速度$v_g$に対して定義し、次にa）等分配またはビリアル平衡の仮定の下で$g$を分析的に推定します重力エネルギー（$E_g$）と乱流運動エネルギー（$E_\mathrm{turb}$）の間のエネルギーとb）重力エネルギーから乱流エネルギーへの移動の定常性（暗黙の$E_\mathrm{turb}/E_g=$cst）。等分割とビリアルの場合、それぞれ$g=\sqrt{1/3}\approx0.58$と$g=\sqrt{1/6}\約0.41$が見つかります。定常状態の場合、$g=\langlev_\mathrm{rad}\rangleL_d/（4\pi\sqrt{3}\etaRv_g）$が見つかります。ここで、$\eta$は効率係数、$L_d$は乱流のエネルギー注入スケール。$R$はコアの半径です。次に、2つの異なる解像度で等温遷音速乱流コアの星状崩壊のAMRシミュレーションと、非乱流制御シミュレーションを実行します。乱流シミュレーションは非乱流シミュレーションと同じ速度で崩壊するため、乱流生成によって崩壊が大幅に遅くなることはありません。また、a）シミュレーションは、崩壊からのエネルギー注入率と乱流散逸率の間のほぼバランスに近づいていることもわかります。b）$g\approx0.395\pm0.035$、「ビリアル」値に近い。c）噴射スケールは$L_d\lesssimR$であり、d）「乱流圧力」$\rho\sigma_\mathrm{1D}^2$は$\sim\rho^{1.64}$としてスケールし、明らかにほぼ-断熱スケーリング。このスケーリングと乱流速度分散のほぼビリアル値は、乱流が生成されてすぐに消散される場合、遅延のない崩壊率と一致する可能性があることを提案します。
| Title |
SkyMapper_colours_of_Seyfert_galaxies_and_Changing-Look_AGN |
| Authors |
Christian_Wolf_(1),_Jacob_Golding_(1),_Wei_Jeat_Hon_(2)_and_Christopher_A._Onken_(1)_((1)_Australian_National_University,_(2)_University_of_Melbourne) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04688 |
SkyMapperSouthernSurveyで、低輝度のセイファート銀河を選択するための広帯域色の有用性を調べます。紫外$u$および紫$v$フィルターから構築された$u-v$インデックスは、通常の銀河、スターバースト銀河、およびタイプ1AGNを分離していることがわかります。この$u-v$インデックスは、星の個体群の年齢や金属性に敏感ではなく、銀河の消光および破裂インジケーターであり、タイプ1AGNのべき法則連続体を検出します。6dFGSから$z<0.1$で25,000以上の銀河を使用して、$u-v$と中央の$u$バンドの明るさに基づいて、タイプ1のAGNを識別する選択カットを見つけます。6dFGSスペクトルを目視することで、タイプ1〜1.8の新しいセイファート銀河を分類します。私たちのサンプルには、8つの既知のチェンジングルックAGNが含まれています。そのうちの2つは、核とホストの銀河光の混合シーケンスに沿って、DR3でのSkyMapperの5年間の観測中に選択カットを横切るような非常に大きな変動を示しています。サンプルでは46個のチェンジングルックAGN候補を特定します。そのうちの1つはタイプIIn超新星として報告されています。この過渡現象が少なくとも5年間持続し、新しいチェンジングルックAGNのSeyfert-1期間にフレアをマークすることを示します。
スターレスコア周りのメタノールとシクロプロペニリデンの分布
| Title |
Distribution_of_methanol_and_cyclopropenylidene_around_starless_cores |
| Authors |
S._Spezzano,_P._Caselli,_J._E._Pineda,_L._Bizzocchi,_D._Prudenzano,_Z._Nagy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04768 |
環境。星のないコアの周りの分子の空間分布は、星形成の初期段階を支配する物理学と化学を研究するための強力なツールです。ねらい。私たちの目的は、スターレスコアの化学的分化を研究して、コア内の分子の空間分布に対する大規模な影響の影響を特定することです。さらに、スターレスコアが効率的に生成されるダスト粒子の表面からのメタノールの脱着の原因となるメカニズムに観測上の制約を課したいと考えています。メソッド。メタノール、CH3OH、シクロプロペニリデン、c-C3H2を、さまざまな環境に埋め込まれた6つのスターレスコアに向けて、3mmバンドのIRAM30m望遠鏡で、さまざまな進化の段階でマッピングしました。さらに、コアの物性とメタノールの分布の相関を調べた。結果。私たちのマップから、CH3OHとc-C3H2の間の化学的分離は、星間放射フィールド（ISRF）からの不均一な照明によって引き起こされていると推測できます。より明るく照らされたコアの側面では、気相のC原子が多くなり、c-C3H2のような炭素鎖分子の形成が強化されます。代わりに、ISRFにさらされにくい側では、C原子はほとんどがメタノールの前駆体である一酸化炭素COに閉じ込められています。結論。大規模な影響は、コアスケールで観察できる化学的分離に直接影響を与えると結論付けています。ただし、スターレスコアでのメタノールの脱着の原因となる非熱メカニズムは、メタノールピークでのH2カラム密度への依存性を示しません。
ALMAレンズクラスター調査：「エルゴルド」の背後にあるz = 4.3でMUSE銀河グループを標識するALMA銀河
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_an_ALMA_galaxy_signposting_a_MUSE_galaxy_group_at_z=4.3_behind_'El_Gordo' |
| Authors |
K._I._Caputi,_G._B._Caminha,_S._Fujimoto,_K._Kohno,_F._Sun,_E._Egami,_S._Deshmukh,_F._Tang,_Y._Ao,_L._Bradley,_D._Coe,_D._Espada,_C._Grillo,_B._Hatsukade,_K._K._Knudsen,_M._M._Lee,_G._E._Magdis,_K._Morokuma-Matsui,_P._Oesch,_M._Ouchi,_P._Rosati,_I._Smail,_H._Umehata,_F._Valentino,_E._Vanzella,_W.-H._Wang,_J._F._Wu,_A._Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04838 |
1.2mmの光源に関連付けられているz=0.87の大規模な銀河団ACT-CLJ0102-4915（別名ElGordo）によってレンズ化されたz=4.32でのマルチユニット分光探査（MUSE）銀河グループの発見を報告します。グループ銀河の1つからの2.07+/-0.88kpcの投影距離。システム全体の3つの画像が画像平面に表示されます。1.2mmの光源は、AtacamaLargeMillimetre/submillimetreArray（ALMA）LensingClusterSurvey（ALCS）内で検出されました。このALMA光源は、λ<2ミクロンの波長では検出されないため、その赤方偏移を個別に決定することはできませんが、3つのレンズ成分は、z=4.32で同じ銀河グループに属していることを示しています。MUSE銀河グループの4つのメンバーは、低から中程度の恒星の質量（〜10^7-10^{10}Msun）と星形成率（SFR）が0.4-24Msun/yrであるため、高い比SFR（sSFR）になります。それらの2つについては、これらの銀河が急速に成長していることを示唆しています（恒星の質量の倍増時間はわずか2x10^7年）。スターバースト銀河のこの高い発生率は、コンパクトで高速分散を持つ銀河グループ内の相互作用の結果である可能性があります。倍率が補正されたサブ/ミリメートルの連続体フラックス密度と推定された恒星の質量に基づいて、ALMA光源は通常の超明るい赤外線銀河（塵が隠されたSFR〜200-300Msun/yr）として分類されていると推測します。星形成メインシーケンスにあります。この報告されたALMA/MUSEグループアソシエーションの事例は、おそらく隔離されたいくつかのALMAソースが、実際には高赤方偏移でより豊かな星形成環境の道標であることを示唆しています。
周波数、カオス、共鳴：近くの厚い円盤とハロー星の軌道パラメータの研究
| Title |
Frequencies,_chaos_and_resonances:_a_study_of_orbital_parameters_of_nearby_thick_disc_and_halo_stars |
| Authors |
Helmer_H._Koppelman,_Jorrit_H._J._Hagen,_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04849 |
特徴的な軌道パラメーターによって定義された部分空間における、近くの厚い円盤とハロー星の分布を調べます。私たちの目的は、特に報告された構造の起源を$R_{\rmmax}-z_{\rmmax}$空間に確立することです。この目的のために、ジェネリックおよびSt\"ackel天の川ポテンシャルの星の軌道パラメーターと周波数を計算します。厚い円盤とハローの両方の集団で、非常によく似た顕著な部分構造がジェネリック銀河ポテンシャルに対して明らかであることがわかります。St\"ackelモデルの部分構造は見られません。これは、これらの機能の起源が合併に関連するものではなく、一般的な可能性が統合できないためであることを示しています。この結論は、星の軌道の周波数分析によって強化されています。これにより、顕著なファミリーの存在が明らかになり、$\sim30\％$のハロースターが共鳴ファミリーに関連付けられています。実際、共鳴する星は、特徴的な軌道パラメーターの空間に見られる部分構造を定義します。さらに、サンプルとデブリストリームの一部の星が射手座矮星と同じ共鳴にあることがわかり、このシステムが銀河の厚い円盤とハロー成分の星の分布にも影響を与えていることを示唆しています。私たちの研究は、内部ダイナミクスによって駆動される下部構造からの合併破片の痕跡を解くためのステップを構成します。それらの卓越性を考えると、これらの共鳴駆動の高密度は、銀河のポテンシャルの正確な形を制約するために潜在的に役立つ可能性があります。
コア崩壊超新星IIの爆発のためのAntesonic条件：回転と乱流
| Title |
The_Antesonic_Condition_for_the_Explosion_of_Core-Collapse_Supernovae_II:_Rotation_and_Turbulence |
| Authors |
Matthias_J._Raives_and_Todd_A._Thompson_and_Sean_M._Couch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04478 |
中央質量の周りの定常衝撃波への定常自由落下の問題では、「アンテソニック」条件により、安定した降着のレジームが$c_T^2/v_\mathrm{esc}^2\leq3/16$に制限されます。ここで、$c_T$は、亜音速衝撃後流における等温音速であり、$v_\mathrm{esc}$は衝撃半径での脱出速度です。この制限を超えると、オイラー方程式と衝撃ジャンプ条件の両方を満たすことができなくなり、システムは風に移行します。この物理学は、コア崩壊超新星のコンテキストでの降着の定常状態モデルにおける臨界ニュートリノ光度の存在を説明しています。ここでは、単純な1次元形式を使用して、回転前の条件を回転と乱流の流れに拡張します。どちらのエフェクトも、爆発に必要なショック後の臨界音速を低下させます。臨界条件を大幅に変更するにはかなり高速の回転が必要ですが、超新星シミュレーションで通常達成される乱流のレベルが$c_T^2/v_\mathrm{esc}^2$の臨界値に大きく影響する可能性があることを示しています。原始中性子星の収縮後のミリ秒の回転周期に対応するコアの角速度は、臨界曲線の$\sim\！5$パーセントの減少のみをもたらします。対照的に、特定の乱流運動エネルギー$K/c_T^2=0.5-1$の近音速乱流は、$\による$c_T^2/v_{\rmesc}^2$の臨界値の減少につながりますsim\！20-40$パーセント。この分析は、そうでなければ失敗するモデルでの爆発の誘発におけるショック後の乱流の役割を理解するためのフレームワークを提供し、多次元シミュレーションが1次元シミュレーションよりも爆発しやすい理由を説明するのに役立ちます。
NANOGrav 12.5年データセット：等方性確率重力波背景の検索
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_Data_Set:_Search_For_An_Isotropic_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Bence_Becsy,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Shami_Chatterjee,_Siyuan_Chen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_A._Miguel_Holgado,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_et_al._(14_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04496 |
重力波の北アメリカナノヘルツ天文台（NANOGrav）によって収集された$12.5$年のパルサータイミングデータセットで、等方性の確率重力波背景（GWB）を検索します。私たちの分析では、パルサー全体に共通の振幅とスペクトル勾配を持つべき乗則としてモデル化された確率過程の強力な証拠が見つかりました。$f^{-2/3}$のべき乗則スペクトルの振幅のベイジアン事後は、特徴的なGWひずみとして表され、中央値が$1.92\times10^{-15}$および$5\％$-$95\です。％$分位数$1.37$-$2.67\times10^{-15}$、参照頻度$f_\mathrm{yr}=1〜\mathrm{yr}^{-1}$。共通スペクトルプロセスと各パルサーの独立したレッドノイズプロセスを支持するベイズ係数は$10,000$を超えます。ただし、このプロセスに四重極空間相関があるという統計的に有意な証拠は見つかりません。これは、一般相対性理論と一致するGWB検出を主張するために必要であると考えられます。プロセスには単極相関も双極相関もないことがわかります。これは、たとえば、基準時計や太陽系の天体暦からそれぞれ発生する可能性があります。後方振幅は、以前に報告された上限を大幅に上回っています。これを、固有のパルサーレッドノイズに対して想定されるベイジアン事前確率の観点から説明します。信号が実際に天体物理学であるという仮説の下で、超大質量ブラックホールバイナリー集団の潜在的な影響を調べます。
大規模なパルサーとGW170817に照らして現実的な状態方程式を使用した$ f（\ mathcal {R、T}）$重力の中性子星
| Title |
Neutron_stars_in_$f(\mathcal{R,T})$_gravity_using_realistic_equations_of_state_in_the_light_of_massive_pulsars_and_GW170817 |
| Authors |
R._Lobato,_O._Louren\c{c}o,_P._H._R._S._Moraes,_C._H._Lenzi,_M._de_Avellar,_W._de_Paula,_M._Dutra,_M._Malheiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04696 |
この研究では、$R+2\lambda\mathcal{T}$、$\mathcal{R}$がリッチである場合の$f（\mathcal{R、T}）$重力の中性子星（NS）を調査しますスカラーと$\mathcal{T}$はエネルギー運動量テンソルのトレースです。静水圧平衡方程式は、現実的な状態方程式（EsoS）を考慮して解かれます。取得されたNSの質量と半径は、大規模なパルサーとイベントGW170817による共同制約を受けます。以前のNSの研究と同様に、パラメーター$\lambda$は負である必要がありますが、その最小値が見つかりました。値は$|\lambda|\lesssim0.02$である必要があり、単純なEsoSで取得された以前の値と比較して値が非常に小さい理由は、NSクラストの存在によるものです。重力理論における圧力は、音速$v_s$の逆数に依存します。$v_s$は地殻が低いため、$|\lambda|$は非常に小さくする必要があります。星の質量の増分は$1\％$未満であり、現実的な恒星構造を考慮せずに取得された以前の質量よりもはるかに小さく、星の半径を大きくすることはできません。GRと比較した変化は$3.6\％$未満です。すべての場合に。いくつかの相対論的モデルと非相対論的モデルを使用すると、NSの質量と半径の変動がすべてのEsoSでほぼ同じであるという結果は、結果がEsoSの高密度部分に影響されないことを示しています。これにより、恒星の質量と半径の変化は地殻にのみ依存することが確認され、EoSはすべてのモデルで基本的に同じです。$|\lambda|$の非常に小さい値を意味するNSクラスト効果は、選択された理論の関数に依存しません。これは、他のいずれの場合でも、静水圧平衡方程式は常に$1/v_s$の依存性を持つためです。最後に、NSインテリアを正しく記述する現実的なEsoSを使用せずに重力の修正理論で行われたNS研究から得られた結論は信頼できない可能性があることを、結果が示していることを強調します。
バリオン荷重を利用してGRB 170817Aのジェット発射時間を制限する
| Title |
Constraining_the_Jet_Launching_Time_of_GRB_170817A_by_Utilizing_the_Baryon_Loading |
| Authors |
Jia_Ren,_Da-Bin_Lin,_Lu-lu_Zhang,_Kai_Wang,_Xiao-yan_Li,_Xiang-Gao_Wang_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04735 |
GW170817と比較したGRB170817Aの観測された遅延は、ガンマ線バースト（GRB）物理学に関する重要な情報を伝達し、激しい議論の対象となっています。この手紙では、この時間遅延の主な原因を議論するためのアプローチを提案します。まず、構造化ジェットモデルを使用して、GRB170817AのX線/光学/無線残光を非常に長いベースライン干渉法で測定された超光速運動と合わせます。私たちの構造化ジェットは、角度に依存するエネルギーとバリオン荷重でモデル化されています。私たちのモデルはGRB170817Aの残光によくフィットすることがわかります。その後、フィッティングの結果に基づいて、ジェットのバリオン負荷が推測されます。バリオンの負荷をさまざまな段階での大量流出と比較することにより、ジェット発射の合体に対するタイムラグは数百または数十ミリ秒未満であると推測されます。これは、GW170817に対するGRB170817Aの時間遅延が、その散逸半径に向かって伝播するジェットの拡散時間によって主に定義されることを示唆しています。
GW190521：バイナリブラックホールマージャー信号における軌道偏心と力学的形成のシグネチャ
| Title |
GW190521:_orbital_eccentricity_and_signatures_of_dynamical_formation_in_a_binary_black_hole_merger_signal |
| Authors |
Isobel_M._Romero-Shaw,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane,_Juan_Calderon_Bustillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04771 |
ペア不安定性超新星は、質量範囲〜50-135の太陽質量におけるブラックホールの形成を制限すると考えられています。ただし、この「高い質量ギャップ」内の質量を持つブラックホールは、バイナリブラックホールの合併の残骸として形成されると予想されます。これらの残骸は、球状星団などの人口密度の高い環境で再び動的にマージできます。動的に形成されたバイナリブラックホール合併GW190521の仮説は、その高い質量によってサポートされています。バインドされた後すぐにマージするバイナリはマージ前に循環しない可能性があるため、軌道の離心率も動的形成のシグネチャになる可能性があります。この作業では、GW190521の軌道偏心を測定します。データでは、10Hzでの偏心$e\geq0.1$の信号が、対数ベイズ係数$\ln{\calB}=5.0$の非歳差の準円信号よりも優先されることがわかります。歳差運動、準円分析と比較すると、データは歳差運動のない$e\geq0.1$信号を好んでおり、ログベイズ係数は$\ln{\calB}\約2$です。注射の研究を使用して、回転しない、適度に偏心している（$e=0.13$）GW190521のようなバイナリーは、準円形の歳差運動するバイナリーと間違えられることがあります。逆に、スピンによって引き起こされる歳差運動を伴う準循環バイナリは、偏心バイナリと間違われる可能性があります。したがって、GW190521が歳差運動をしているのか、偏心しているのかを確信を持って判断することはできません。それにもかかわらず、これらのプロパティの両方が動的形成仮説をサポートしているため、私たちの調査結果は、GW190521が動的に形成されたという仮説をサポートしています。
| Title |
The_POLAR_Gamma-Ray_Burst_Polarization_Catalog |
| Authors |
Merlin_Kole,_Nicolas_De_Angelis,_Francesco_Berlato,_J._Michael_Burgess,_Neal_Gauvin,_Jochen_Greiner,_Wojtek_Hajdas,_Han-Cheng_Li,_Zheng-Heng_Li,_Nicolas_Produit,_Dominik_Rybka,_Li-Ming_Song,_Jian-Chao_Sun,_Jaszek_Szabelski,_Teresa_Tymieniecka,_Yuan-Hao_Wang,_Bo-Bing_Wu,_Xin_Wu,_Shao-Lin_Xiong,_Shuang-Nan_Zhang,_Yong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04871 |
50年以上の研究にもかかわらず、GRBの起源と性質については多くの未解決の問題が残っています。これらの極端な現象の即時放出の偏光測定は、これらの質問の範囲に答えるための鍵であると長い間考えられてきました。POLAR検出器は、約50〜500keVのエネルギー範囲で詳細かつ信頼性の高い偏光測定の最初のセットを生成するように設計されています。2016年後半から2017年前半に、POLARは合計55のGRBを検出しました。これらのGRBのうち5つの分析結果が過去に報告されています。結果は、フラックスが低いか、または分極していないことと一致することがわかりました。ただし、他のコラボレーションによる以前のレポートでは、高レベルの二極化が見つかりました。統計的にロバストな推論が可能なPOLARによって観測された14のGRBすべての偏波を調べます。さらに、時間分解偏光の研究は、十分な見かけの流束を持つGRBで実行されます。3MLフレームワーク内で開発された公的に利用可能な偏光解析ツールを使用して、統計的に堅牢な結果を生成しました。この方法では、POLARのスペクトルデータと偏光測定データを、FermiGBMとSwift-BATのスペクトルデータと組み合わせて、スペクトルパラメーターと偏光測定パラメーターを共同でモデル化できます。時間統合分析では、すべての結果が低またはゼロ偏光と互換性があることがわかります。個々のパルス内で時間分解分析が可能な場合、偏光角が急激に変化する中程度の偏光が観察されます。したがって、時間積分された偏光は、低い偏光を指す一方で、変化する偏光信号を加算することによるアーチファクトであり、したがって、真の中程度の偏光を洗い流す可能性があります。したがって、時間を統合した結果の解釈を過度に注意し、POLAR-2やLEAPなどの今後のミッションからのより詳細な偏光測定を待つことをお勧めします。
Snowmass 2021 LoI：全天異方性観測による局所星間媒質の宇宙線特性の決定
| Title |
Snowmass_2021_LoI:_Determination_of_cosmic_ray_properties_in_the_local_interstellar_medium_with_all-sky_anisotropy_observations |
| Authors |
Paolo_Desiati,_Juan_Carlos_D\'iaz_V\'elez,_Nikolai_Pogorelov,_Ming_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04883 |
星間媒質（ISM）での銀河宇宙線（CR）の伝搬は、粒子天体物理学における未解決の問題の1つです。CRスペクトルと組成測定の解釈と暗黒物質への可能なリンクは、銀河におけるCR伝播の理解に大きく依存しています。いくつかの空気シャワー実験では、TeVからPeVのエネルギー範囲でCRの有意な異方性が測定されています。これらの観察は、複数の原因の複雑な重複を示唆しています：天の川のCR源の分布からそのような源の性質、星間プラズマの乱流特性から星間媒質の不均一な性質まで。太陽圏などのコヒーレントな磁気構造は、CRの到来方向分布に大きく影響します。局所星間物質（LISM）、粒子平均自由行程の距離までの太陽系を取り巻く環境における自然のままのCR到来方向分布を決定する場合は、太陽圏の歪み効果を考慮して削除する必要があります。CR到来方向分布の正確な全天マップの最近の利用可能性と太陽圏モデリングの最新の進歩により、Liouvilleマッピングテクニックを使用してLISMのCRピッチ角分布を推測することが可能になります。星間CR分布を使用すると、CR拡散の全体的な特性を調査し、星間プラズマ乱流の特性を利用し、最近および局所的なCRソース仮説をテストし、観測されたCR観測で暗黒物質の塊が役割を果たすかどうかをテストできます。この研究は、太陽圏、特にISMとの境界領域、およびLISMプロパティに対する追加の制約をよりよく理解することを目的とした開発につながります。
中性子星クラストの変形結晶とねじれ振動
イオン-イオン相互作用の電子プラズマスクリーニングを考慮に入れて、中性子星クラスト内の変形したクーロン結晶の破壊応力を研究します。計算された破壊応力は、電子スクリーニングパラメータの関数として適合されます。非磁性星の地殻におけるねじれ振動モードを分析するための結果を適用します。このような振動の基本周波数の正確な解析式を提示し、すべてのねじり振動の周波数が外部中性子星クラストの存在に鈍感であることを示します。結果は、中性子星の地殻に変形したクーロン結晶が関与するプロセスの理論的モデリング（磁場の進化、ねじれた地殻または熱弾性準周期振動のフレアソフトガンマ線リピーター、パルサーグリッチなど）に役立ちます。結果の軟ガンマ線リピーターへの適用性について議論する。
内部ノイズカップリングを含む間隔の狭い2要素干渉計の設計方程式
| Title |
Design_Equations_for_a_Closely-Spaced_Two-Element_Interferometer_Including_Internal_Noise_Coupling |
| Authors |
Adrian_T._Sutinjo,_Benjamin_McKinley,_Leonid_Belostotski,_Daniel_C._X._Ung,_Jishnu_N._Thekkeppattu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04643 |
均一な空のノイズ温度を測定するための2要素の近接した干渉計の設計方程式を示します。このような干渉計は、天の川や宇宙論的信号などの高度に拡散した電波源を観測するのに役立ちます。放射物理学とアンテナ理論に基づく簡単な等価回路を開発して、アンテナの自己および相互インピーダンスなどの主要な設計パラメーターと受信機のノイズパラメーターとの相互作用を記述します。後者は内部ノイズと見なされます。均一信号の応答と内部ノイズカップリングによる系統誤差は同じ等価回路を使用して分析できるため、このアプローチは設計研究を直接容易にします。等価回路は、内部ノイズカップリングによる相互コヒーレンスが無視できず、間隔が狭い干渉計の固有の特性であることを示しています。例として、50〜100MHzの宇宙信号を検出するために、損失のある地面上に2つの密に配置された水平ダイポールを含む現実的な設計例について説明します。
月面の揮発性サンプルのリターン
月の揮発性物質の起源、分布、深さ、量は未解決の問題です。月の揮発性物質の考えられる発生源の1つは、月の火山活動のピーク時の約3.5Gaでのそれらの火山性ガス放出です。この同じガス放出は、火山源から極低温トラップへの揮発性物質の供給を促進する希薄な過渡的大気も生成します。このような大気は月の進化に重要な役割を果たした可能性がありますが、関与するメカニズムの不確実性レベルが高いため、それについてはほとんど知られていません。古代の月の大気の唯一の信頼できる代用物は、それによって堆積された原始的な揮発性物質であり、極低温トラップに保存されることが期待され、サンプルの返送を通じて調査できました。したがって、このホワイトペーパーでは、月の極低温トラップからの揮発性サンプルの返送は、アルテミスプログラムの基本的な部分である必要があることを提唱しています。
HARMONI Integral Field Spectrographを使用した高赤方偏移銀河のガス運動学研究のシミュレーション
| Title |
Simulating_gas_kinematic_studies_of_high-redshift_galaxies_with_the_HARMONI_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
Mark_L._A._Richardson,_Laurence_Routledge,_Niranjan_Thatte,_Matthias._Tecza,_Ryan_C._W._Houghton,_Miguel_Pereira-Santaella,_and_Dimitra_Rigopoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04958 |
ELTHARMONIIFUスペクトログラフ用のシミュレートされた観測パイプライン（HSIM）を備えた新しいRAMSES2HSIMパイプラインを使用して、流体力学+N体コードRAMSESで10pc解像度の宇宙シミュレーションで形成された銀河のガス運動学のシミュレートされた観察を提示します。銀河のガス運動学と各シミュレーションセルのH{\alpha}ライン放出を後処理し、放出を統合して、消光補正された入力キューブを生成します。次に、HARMONIを使用して、入力キューブの観測をシミュレーションし、一連の露光時間、空間サンプリング、およびスペクトル分解能を求めます。模擬観測を分析して、運動学などの銀河の特性を回復し、既知のシミュレーション値と比較します。「実際の」運動値と「観測された」運動値の間のバイアスの原因を調査し、機器の点像分布関数の知識に対する推定回転曲線の感度を示します。
コロナホールの輝点からの噴火：観察と非ポテンシャルモデリング
| Title |
Eruptions_from_coronal_hole_bright_points:_observations_and_non-potential_modelling |
| Authors |
Maria_S._Madjarska,_Klaus_Galsgaard,_Duncan_H._Mackay,_Kostadinka_Koleva,_Momchil_Dechev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04628 |
非常に大きなサイズの赤道コロナホール内のCBPの単一のケーススタディを調査して、ミニフィラメントの形成、それらの不安定化、および噴火の原因である噴火のような特徴の形成をトリガーする噴火の起源についての理解を広げます極端紫外線（EUV）およびX線の放出。コロナホールのジェットと静かな太陽のミニコロナ質量放出に関連するCBPのいわゆるマイクロフレアの性質を調査することを目的としています。大気イメージングアセンブリ（AIA）と太陽ダイナミクス天文台に搭載されたヘリオイズミックマグネティックイメージャー（HMI）による共同観測、およびGONGHalphaイメージは、非線形フォースフリーフィールド（NLFFF）緩和アプローチと共に使用されます。HMIの見通し内磁力図の時系列に基づいています。HBPとEUVAIAの画像では、CBPアーケードの約3〜4時間前に形成されたミニフィラメント（MF）が浮き上がり、噴出してX線ジェットの形成を引き起こしています。有意な光球磁束濃度変位（収束）は観察されず、MFリフトオフにつながる期間にCBPを形成する2つの主な磁極間の磁束相殺もありません。CBPマイクロフレアは、MFリフトオフの直後に形成された3つのフレアカーネルに関連付けられています。噴火中のMFの下にある再接続の観測シグニチャは見つかりません。適用されたNLFFFモデリングは、CBPループコンプレックスと、噴火までの蓄積中にMFをホストする磁束ロープの両方を正常に再現します。
複数の波長でのフレア発光の調査
| Title |
An_investigation_of_flare_emissions_at_multiple_wavelengths |
| Authors |
Dong_Li,_Alexander_Warmuth,_Lei_Lu,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04741 |
2014年7月7日の4つの太陽フレアの多波長観測を報告します。まず、極端紫外線変動実験と静止軌道環境衛星によって記録された軟X線（SXR）と極端紫外線（EUV）の放出に従って、これらのフレアを選択します。次に、それらの位置と形状が、AtmosphericImagingAssembly（AIA）によって測定されたフルディスクイメージから識別され、異なるチャネルの光曲線間の時間遅延が識別されます。電子数密度は、微分放射測定法を使用して推定されます。4つのフレアのうち3つが、インパルス段階（つまり、AIA131Aと94A）でSXRチャネルと高温（>6MK）EUV波長で強い放射を示し、その後、中間温度（〜0.6-3MK）EUVチャネル。さらに、それらは長期間持続し、電子密度が小さくなります。これはおそらく、高温の拡散フレアループの相互作用によって引き起こされます。1つのフレアのみが、観測されたすべての波長でほぼ同時に放射を放出し、比較的短時間持続し、電子密度が大きくなります。また、タイプIIIの無線バーストも伴います。EUVチャネルでの明るい放射は、関連する噴出フィラメントに対応している可能性があります。
Gaia DR2でのデータの手動マイニングで見つかった新しいオープンクラスター
一連の20個の新しい散開星団の物理的性質は、主に2番目のガイアデータリリース（DR2）からの推定星のメンバーに関する既存のデータを使用して確認されています。クラスタは、写真のDSSプレートまたはランダムなソースフィールドの適切なモーションプロットのいずれかを目視検査することにより、星の密度が高いものとして発見されました。報告されたオブジェクトは、星団と関連の最も包括的なカタログまたは最近のカタログには存在しません。それらのすべてについて、動く星の塊が適切な運動空間に現れます。凝集した星の視差は、狭い範囲の距離にある散開星団の実際の存在と互換性があります。非メンバーソースからのほとんどのノイズのない表面密度計算により、クラスターコアと拡張クラスターコロナを区別できる場合があります。一般的に、カラーマグニチュードダイアグラムは、クラスターの物理的な存在とそれらの特性の一部を確認できる明確なメインシーケンスを示します。新しいクラスターの2つは、共通の起源を持つ二重システムを形成しているようです。新しいクラスターのいくつかは、太陽の1.0〜1.8kpcの距離範囲で既知のOC人口のほぼ完全であるという主張に異議を唱えています（Kharchenkoetal。2013）。
ベータキャス：ダイナモ磁場を持つ最初のデルタスクーティ星
| Title |
beta_Cas:_the_first_delta_Scuti_star_with_a_dynamo_magnetic_field |
| Authors |
K._Zwintz,_C._Neiner,_O._Kochukhov,_T._Rybchikova,_A._Pigulski,_M._Muellner,_T._Steindl,_R._Kuschnig,_G._Handler,_A._F._J._Moffat,_H._Pablo,_A._Popowicz,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04784 |
F型星は、さまざまな脈動メカニズム、回転、対流、拡散、磁場など、いくつかの物理的プロセスによって特徴付けられます。急速に回転するデルタスクーティスターベータキャスは、これらの効果のいくつかの相互作用を研究するためのベンチマークスターと見なすことができます。ベータCasの脈動と磁場特性を調査します。また、星の見かけの基本的なパラメーターと化学物質の存在量も決定します。3つの異なる宇宙ミッション（BRITE-Constellation、SMEI、およびTESS）から取得した測光時系列に基づいて、周波数分析を行い、4年間の観測で脈動振幅の安定性を調査します。最小二乗デコンボリューションとゼーマンドップラーイメージング技術を適用してNarval機器で行った分光偏光観測を使用して、磁場の存在とその特性を調査します。ベータCasは、数ppmレベルまでの3つの独立したpモード周波数のみを示します。その最大振幅周波数は、$n=3$、$\ell=2$、$m=0$モードであることが推奨されます。その磁場構造は非常に複雑で、ほぼ間違いなくダイナモ起源のものです。ベータキャスの雰囲気は、鉄のピーク元素がわずかに不足しており、C、O、およびより重い元素がわずかに過剰です。通常、デルタスクーティ星の場合、ベータキャスのノイズレベルが非常に低くなるまで3つの脈動モードしか検出できません。この星はまた、現在までに測定可能な磁場を示すことが知られている非常に少数のデルタスクーティパルセーターの1つであり、ダイナモ磁場を持つ最初のデルタスクーティスターです。これらの特性により、ベータCasは、F型星の薄い対流エンベロープ、化石とダイナモ場の間の遷移領域、および脈動と磁場の間の相互作用のダイナモ過程の将来の研究の興味深いターゲットになります。
| Title |
LUCI_onboard_Lagrange,_the_Next_Generation_of_EUV_Space_Weather_Monitoring |
| Authors |
M.J._West,_C._Kintziger,_M._Haberreiter,_M._Gyo,_D._Berghmans,_S._Gissot,_V_B\"uchel,_L._Golub,_S._Shestov,_J.A._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04788 |
LUCI（LagrangeeUvCoronalImager）は、ラグランジュミッションの一部として開発されているExtremeUltraViolet（EUV）のソーラーイメージャーです。L5のラグランジュポイントに配置され、太陽のソースから宇宙天気を監視するように設計されています。、太陽圏を介して地球に。LUCIは、EUV拡張アクティブピクセルセンサーを備えた軸外2ミラー設計を使用します。このタイプの検出器には、EUVの宇宙天気の発生源を監視するのに非常に有益であると思われる利点があります。LUCIには、太陽円盤、下部コロナ、および太陽と地球の線の近くにある拡張された太陽大気を観測するために設計された、新しい軸外の広い視野もあります。LUCIは、19.5nmを中心とする通過帯域で2〜3分のケイデンスで太陽コロナ画像を提供します。この通過帯域を介して行われた観測により、コロナホール、プロミネンス、アクティブ領域などの半静的なコロナ構造の検出と監視が可能になります。太陽フレア、四肢コロナ質量放出（CME）、EUV波、コロナ減光などの一時的な現象も同様です。LUCIデータは、PROBA2-SWAP、SUVI-GOES、SDO-AIAなどのSun-Earthラインに沿って配置された機器によって提供されるEUV太陽観測を補完するだけでなく、宇宙天気予報を改善するための独自の観測を提供します。LUCIは、ラグランジュに搭載されている他のリモートセンシングおよびその場計測器とともに、宇宙天気監視用の科学品質の運用観測を提供します。
LASCO-C3コロナグラフを24年間使用したコロナ光偏光分析[1996-2019]-K / F分離および電子密度の測定への応用
| Title |
Coronal_Photopolarimetry_with_the_LASCO-C3_Coronagraph_over_24_Years_[1996-2019]_--_Application_to_the_K/F_Separation_and_to_the_Determination_of_the_Electron_Density |
| Authors |
Philippe_Lamy_(1),_Hugo_Gilardy_(1),_Antoine_Llebaria_(2),_Eric_Quemerais_(1),_Fabrice_Ernandes_(2)_((1)_Laboratoire_Atmospheres,_Milieux_et_Observations_Spatiales,_(2)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04820 |
大角分光コロナグラフ/LASCO-C3搭載SOHOの偏光測定チャネルの詳細な特性を示します。白色光画像の偏光解析では、+60$^\circ$、0$^\circ$、および-60$^\circ$に向けられた3つの偏光子から得られる3つの画像で構成される偏光シーケンスを利用します。隣接する非偏光画像。しかし、1999年に気付いた0$^\circ$偏光子の劣化により、その後、他の画像から対応する画像を再構築する必要が生じました。分析はLASCO-C2用に開発された方法（Lamy、etal。SolarPhysics295、89、2020andarXiv：2001.05925）に厳密に従っており、特に非軸対称コンポーネントの存在がさらに困難であるにもかかわらず、ミューラーの形式を実装しています。迷光の。重要な修正は、SOHOロールシーケンスと一貫性基準（たとえば、分極の接線方向）から導き出されました。2つの完全な太陽周期23と24にわたる外部コロナの疑似中断のない光偏光分析が成功裏に達成され、最終結果は、その偏光、その偏光放射輝度、2次元電子密度、およびK-コロナ。C3とC2の結果を比較すると、視野が重なっているため、全体的に一致しています。C3の結果は、日食および電波距離測定の結果とさらに一致し、約10太陽半径の伸びまで伸びますが、さらに離れる傾向があります。20の太陽半径へのコロナ偏光は依然として全磁場の時間変動と高い相関関係がありますが、この発散はおそらくFコロナの偏光の増加に起因します。
$ 4 {\ pi} $パースペクティブの科学ケース：太陽風と太陽過渡の進化と伝播を研究するための極地/地球規模のビュー
| Title |
The_Science_Case_for_the_$4{\pi}$_Perspective:_A_Polar/Global_View_for_Studying_the_Evolution_&_Propagation_of_the_Solar_Wind_and_Solar_Transients |
| Authors |
A._Vourlidas,_S._Gibson,_D._Hassler,_T._Hoeksema,_M._Linton,_N._Lugaz,_J._Newmark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04880 |
CME/CIR伝播、それらの相互作用、および周囲の太陽風の役割と性質に関する未解決の問題を進展させるには、空間的に解決された内部太陽圏のカバレッジが必要です（in-situおよび（クリティカル）イメージング）。これらの現象の進化的タイムスケール（数十分から数時間）に一致し、複数の視点からのスケール。ポーラーヴァンテージは広いカバレッジと独自の視点を備えているため、非常に有益です。最終的な目標は、2050年までに太陽の表面と大気を$4\pi$完全にカバーすることです。
確率的非アトラクタインフレ
確率的インフレーションの定式化を音速$c_s$で非アトラクタインフレーションのセットアップに拡張します。スーパーホライズン摂動のランジュバン方程式を取得し、曲率摂動パワースペクトルの確率補正を計算します。eフォールドの平均数とパワースペクトルの部分的な確率補正がパワースペクトルのオーダーであることを示しています。また、フィールド空間に2つの境界がある架空のdS空間での境界交差と最初のヒット確率を計算します。さらに、大きな拡散項を持つ永遠のインフレーションに似た設定でのパワースペクトルの確率的補正が計算されます。
運動重力編組（KGB）で表される興味深いクラスのスカラーテンソルモデルが最近提案されました。これらのモデルには、追加の自由度をもたらさず、スカラー$\phi$とテンソル運動論$X$項の本質的な混合などの特異な機能を示すスカラーフィールドの2次導関数の相互作用が含まれています。この研究では、ワームホール形状がKGB理論によって維持される可能性を検討します。より具体的には、静的および球対称のトラバース可能なワームホールバックグラウンドで完全な重力場の方程式を提示し、フレアアウト条件によって課されるワームホールの喉での一般的な制約の概要を示します。さらに、KGB要因の特定の選択を検討することにより、分析と数値のワームホールソリューションの多くを提示します。分析は、KGB理論が漸近的に平坦なソリューションから漸近的に反deSitter時空に至るまで、ワームホール形状の豊富な構造を示すことを明示的に示しています。
表面にNOvA検出器を備えた低速磁気モノポールの検索
| Title |
Search_for_Slow_Magnetic_Monopoles_with_the_NOvA_Detector_on_the_Surface |
| Authors |
NOvA_Collaboration:_M._A._Acero,_P._Adamson,_L._Aliaga,_T._Alion,_V._Allakhverdian,_N._Anfimov,_A._Antoshkin,_E._Arrieta-Diaz,_L._Asquith,_A._Aurisano,_A._Back,_C._Backhouse,_M._Baird,_N._Balashov,_P._Baldi,_B._A._Bambah,_S._Bashar,_K._Bays,_S._Bending,_R._Bernstein,_V._Bhatnagar,_B._Bhuyan,_J._Bian,_J._Blair,_A._C._Booth,_P._Bour,_R._Bowles,_C._Bromberg,_N._Buchanan,_A._Butkevich,_S._Calvez,_T._J._Carroll,_E._Catano-Mur,_S._Childress,_B._C._Choudhary,_T._E._Coan,_M._Colo,_L._Corwin,_L._Cremonesi,_G._S._Davies,_P._F._Derwent,_P._Ding,_Z._Djurcic,_M._Dolce,_D._Doyle,_D._Due\~nas_Tonguino,_P._Dung,_E._C._Dukes,_H._Duyang,_S._Edayath,_R._Ehrlich,_M._Elkins,_G._J._Feldman,_P._Filip,_W._Flanagan,_J._Franc,_M._J._Frank,_H._R._Gallagher,_R._Gandrajula,_F._Gao,_S._Germani,_A._Giri,_R._A._Gomes,_M._C._Goodman,_et_al._(134_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04867 |
主にGeVスケールの電子ニュートリノを観測するために設計された14ktのセグメント化された液体シンチレーター検出器であるNOvA実験の遠方検出器の95日間の曝露における宇宙線フラックスの磁気単極成分の検索を報告します。モノポールと一致するイベントは観察されず、フラックスの上限を$2\times10^{-14}\mathrm{cm^{-2}s^{-1}sr^{-1}}$の90に設定しました％CL単極子の速度が$6\times10^{-4}<\beta<5\times10^{-3}$で、質量が$5\times10^{8}$GeVより大きい場合。NOvAの3メートル相当の水による小さな表土のため、この制約は、これまで調査されていなかった低質量領域をカバーします。
マゼラン雲の歴史と南半球のヨーロッパ探査
マゼラン雲はマゼランの航海前にちょうど500年前に知られ、マゼラン自身または彼の年代記者アントニオピガフェッタによってその名前を与えられませんでした。もちろん、それらはマプチェやトゥピガラニスなどの南アメリカの地元の人々によってすでに知られていました。ポルトガル人はそれらをケープ・オブ・ケープと呼んでおり、科学界は長い間ヌベキュラのマイナーとメジャーの名前を使っていました。私たちは、マゼラン雲の名前が一般的な用法になった方法と時期を、ヨーロッパの探検家による南半球と南天の探査の歴史をたどることによって追跡します。マゼランの名前は彼が発見した海峡にすぐに関連付けられましたが（約20年以内にのみ）、雲は19世紀の終わりになって初めて科学名を取得しました。
