暗黒物質のチャンドラセカール質量に対する重力波制限
| Title |
A_gravitational-wave_limit_on_the_Chandrasekhar_mass_of_dark_matter |
| Authors |
Divya_Singh,_Michael_Ryan,_Ryan_Magee,_Towsifa_Akhter,_Sarah_Shandera,_Donghui_Jeong,_Chad_Hanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05209 |
重力波観測を使用して散逸性暗黒物質モデルを研究するための新しいパラダイムを探索します。ダークマターの粒子の性質を決定的に決定する、または広い粒子パラメーター空間全体でダークマターの自己相互作用を除外する可能性のある方法を提示します。GW190425などのバイナリブラックホールの形成を予測すると同時に、欠落している衛星の問題を解決し、大規模構造からの制約に従う暗い原子モデルを検討します。2015年9月12日から2019年5月21日までのLIGOおよびVirgo重力波データを使用して、GW190425を暗黒物質ブラックホールバイナリとして解釈すると、暗黒物質のチャンドラセカール質量が$1.4M_\odot$未満で99.9％を超える信頼性があることがわかります。暗い陽子が0.96GeVより重いことを意味する一方で、暗い分子の分子エネルギーレベルの間隔は$10^{-3}$eV近くにあることを示唆し、低温での暗黒物質の冷却速度を制限しています。
宇宙コライダーのスピンに敏感な検出器としての銀河イメージング調査
| Title |
Galaxy_imaging_surveys_as_spin-sensitive_detector_for_cosmological_colliders |
| Authors |
Kazuhiro_Kogai,_Kazuyuki_Akitsu,_Fabian_Schmidt,_Yuko_Urakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05517 |
銀河画像調査は、銀河の分布とその形状の両方に関する情報を提供します。この論文では、初期条件における銀河形状の新しい物理に対する感度を体系的に調査します。この目的のために、銀河形状関数をスピン成分に分解し、固有のアライメントと弱いレンズ効果の両方から各スピン成分への寄与を計算します。次に、インフレ中にアクティブなときに非ゼロ整数スピン粒子によって生成される角度依存の原始非ガウス性を検討し、銀河イメージング調査が初期宇宙でそのような粒子のスピン感受性検出器として本質的に機能することを示します。ルビン天文台のLSSTのような銀河調査を考慮して、高スピン粒子から生成されたPNGの予測も実行します。
アタカマ宇宙望遠鏡：BOSS CMASSとLOWZハローからの結合された運動学的および熱的スニヤエフ-ゼルドビッチ測定
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Combined_kinematic_and_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_measurements_from_BOSS_CMASS_and_LOWZ_halos |
| Authors |
Emmanuel_Schaan,_Simone_Ferraro,_Stefania_Amodeo,_Nick_Battaglia,_Simone_Aiola,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_Daniel_T._Becker,_Richard_J._Bond,_Erminia_Calabrese,_Victoria_Calafut,_Steve_K._Choi,_Edward_V._Denison,_Mark_J._Devlin,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Dongwon_Han,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Amanda_MacInnis,_Jeff_McMahon,_Mathew_S._Madhavacheril,_Kavilan_Moodley,_Tony_Mroczkowski,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Maria_Salatino,_Neelima_Sehgal,_Alessandro_Schillaci,_Crist\'obal_Sif\'on,_Kendrick_M._Smith,_David_N._Spergel,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05557 |
銀河とクラスターの自由電子ガスからの宇宙マイクロ波背景（CMB）光子の散乱により、高解像度CMBマップに検出可能な痕跡が残ります：熱および運動学的Sunyaev-Zel'dovich効果（それぞれtSZおよびkSZ）。アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）DR5とPlanckのマイクロ波マップを組み合わせて、バリオン振動分光法調査（BOSSDR10およびDR12）のCMASSおよびLOWZ銀河カタログと組み合わせて、これらの銀河グループに関連するガスを調べます。個々の再構築された速度を使用して、スタッキング分析を実行し、現在までで最も高い6.5$\sigma$でkSZなしの仮説を棄却します。これは、電子数密度プロファイル、つまりガス密度プロファイルの測定に直接変換されます。ノイズに対する信号が限られているにもかかわらず、測定により、はるかに高い統計的有意性（以前は$>90$$\sigma$）で、ガス密度プロファイルが暗黒物質密度プロファイルよりも拡張されていることが示されています。tSZ信号、つまり同じCMASSオブジェクトの電子熱圧力プロファイルを同時に測定し、10$\sigma$での非tSZ仮説を棄却します。tSZとkSZの測定値を組み合わせて、いくつかのアパーチャビンで電子温度を20％の精度で推定し、ビリアル温度に匹敵することがわかります。コンパニオンペーパーでは、これらの測定値を分析して、ガスの熱力学と銀河グループ内のフィードバックの特性を制約します。これらの正確なガスプロファイルは、銀河-銀河レンズの理論的体系の主な制限であるバリオン不確実性を減らすのにすでに十分です。このペーパーでは、対応するLOWZ測定値を示し、2.9（13.9）$\sigma$でnullkSZ（tSZ）信号を除外しています。当社のスタッキングソフトウェアThumbStackは、https：//github.com/EmmanuelSchaan/ThumbStackで公開されています。
アタカマ宇宙望遠鏡：運動学的および熱的スニヤエフ・ゼルドビッチ測定からのBOSS CMASS銀河におけるガス熱力学のモデリング
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Modelling_the_Gas_Thermodynamics_in_BOSS_CMASS_galaxies_from_Kinematic_and_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Measurements |
| Authors |
Stefania_Amodeo,_Nicholas_Battaglia,_Emmanuel_Schaan,_Simone_Ferraro,_Emily_Moser,_Simone_Aiola,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_Daniel_T._Becker,_Richard_J._Bond,_Erminia_Calabrese,_Victoria_Calafut,_Steve_K._Choi,_Edward_V._Denison,_Mark_Devlin,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Kirsten_R._Hall,_Dongwon_Han,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Amanda_MacInnis,_Jeff_McMahon,_Mathew_S._Madhavacheril,_Kavilan_Moodley,_Tony_Mroczkowski,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_David_N._Spergel,_Suzanne_Staggs,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05558 |
熱的および運動学的なSunyaev-Zel'dovich効果（tSZ、kSZ）は、銀河、グループ、およびクラスターの銀河系およびクラスター内媒体（CGMおよびICM）の熱力学的特性をプローブします。これは、統合された電子圧力にそれぞれ比例するためです。視線に沿った勢い。コンパニオンペーパーで得られたkSZ信号とtSZ信号の新しい測定値を使用して、バリオン振動分光法調査（BOSS）でCMASS銀河のガス熱力学に対する制約を提示します。kSZとtSZの測定を組み合わせて、エネルギー注入の振幅$\epsilonM_\starc^2$をモデル内で測定します。ここで、$M_\star$は恒星の質量で、$\epsilon=（33^{+2}_{-5}）\times10^{-6}$、および非熱圧力プロファイルの振幅は$\alpha_{\rmNth}=0.30^{+0.06}_{-0.07}$になるように、ビリアル半径内の全圧力の30％が非熱成分によるものであることを示しています。kSZ測定からの最適な密度プロファイルを使用して、弱レンズ銀河の相互相関測定のモデリングにバリオンを含めることの影響を推定します。私たちの推定では、元の理論モデルとarXiv：1611.08606の弱レンズ銀河相互相関測定値の差を半分（最大で50％）減らしますが、完全に調整しません。kSZとtSZの測定値を宇宙論的シミュレーションと比較すると、これらはCGM圧力を予測し、より大きな半径でのCGM密度の予測を下回っていることがわかります。これは、我々が比較したシミュレーションのフィードバックモデルを介して注入されたエネルギーは、これらの半径でガスを十分に加熱しないことを示唆しています。小さな半径では大きな不一致は見つかりません。これらの測定は、現在および将来のシミュレーションの新しいテストを提供します。この作業は、将来の相互相関研究が改善される、高い信号対ノイズのkSZとtSZの同時観測の力を示しています。
Contaldiらの作業を拡張します。原始的な空間曲率を含むインフレのモデルから生じる原始的なパワースペクトルの分析的近似を導き出します。これらの分析テンプレートは、特定のインフレの可能性から独立しているため、原始的な曲率の一般的な効果と予測を示し、洞察を提供します。低多重極でのカットオフと振動として現れ、数値計算に同意します。曲率の影響は、動的に関与する波数ベクトルのシフトに数学的に起因する可能性があることを分析的近似によって特定します。
水和惑星残骸による白色矮星汚染：WD J204713.76-125908.9の水素と金属
| Title |
White_dwarf_pollution_by_hydrated_planetary_remnants:_Hydrogen_and_Metals_in_WD_J204713.76-125908.9 |
| Authors |
Matthew_J._Hoskin,_Odette_Toloza,_Boris_T._G\"ansicke,_Roberto_Raddi,_Detlev_Koester,_Anna_Pala,_Christopher_J._Manser,_Jay_Farihi,_Maria_Teresa_Belmonte,_Mark_Hollands,_Nicola_Gentile_Fusillo,_Andrew_Swan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05053 |
WDJ204713.76-125908.9は、強力なバルマー吸収線と大気中の金属汚染を示すヘリウムが支配的な光球を備えた小さなクラスの白色矮星への新たな追加です。これらの星で観察された非常に豊富な水素は、水が豊富な岩体の降着の結果である可能性があります。私たちは、超大型望遠鏡のハッブル宇宙望遠鏡とXシューターに搭載された宇宙起源分光器を使用してWDJ204713.76-125908.9の遠紫外および光学分光法を取得し、9つの金属（C、O、Mg、Si、P、S、Ca、FeおよびNi。存在比は、揮発性元素である炭素と酸素、および遷移元素である硫黄が豊富な惑星外惑星破片の定常状態での付着と、地球全体と比較してそれぞれ17、2、および4の係数で一致しています。母体は太陽系炭素質コンドライトに似た組成をしており、推定される最小質量$1.6\times10^{20}$gは半径23kmの小惑星に相当します。破壊された母体の組成をモデル化し、シミュレーションから中央値の8パーセントの水質量分率を見つけます。
惑星の移動の通過タイミング変動シグネチャ：K2-24の場合
| Title |
Transit-Timing_Variation_Signature_of_Planet_Migration:_The_Case_of_K2-24 |
| Authors |
Jean_Teyssandier_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05054 |
気体円盤内の2つの惑星の収束移動は、平均運動共鳴（MMR）での捕捉につながる可能性があります。さらに、MMR内またはその近くの惑星のペアは、強力な通過タイミング変動（TTV）を生成することが知られています。このペーパーでは、共鳴構成に入る惑星のペアのTTV信号に対するディスク誘起マイグレーションの影響を調べます。ディスク誘起マイグレーションが振幅とTTVの周期の間に相関関係を作成することを示します。周期比が2：1のMMR内またはその近くにあることを示す2つの惑星のシステムであるK2-24のケースを研究します。単純なディスク誘起マイグレーションが観測されたTTVを再現できないことを示し、強力な偏心減衰を伴うディスクでのマイグレーション中に発生する共鳴の捕捉に続いて、ディスクの分散中の偏心励起が支援される形成シナリオを提案します存在が半径速度観測によって示唆された第三の惑星によって。このシナリオでは、2つの惑星の偏心とその周期比を考慮し、TTVの振幅と周期を正確に再現します。それは、ディスクによって誘発された移動から現在観察されている特性まで、K2-24の形成と進化の歴史の統一されたビューを可能にします。
恒久的に影のある月のクレーター内の水：さらなるLCROSSモデリングと分析
| Title |
Water_Within_a_Permanently_Shadowed_Lunar_Crater:_Further_LCROSS_Modeling_and_Analysis |
| Authors |
Kristen_M._Luchsinger,_Nancy_J._Chanover,_Paul_D._Strycker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05080 |
2009年のルナCRater観測とセンシングサテライト（LCROSS）のインパクトミッションは、シェファーディング宇宙船が撮影した、衝撃によって生成された破片プルームの分光観測を使用して水の氷の吸収を検出し、カベウスクレーター内の恒久的に影になった領域における水の氷の存在に関する既存の仮説を確認しました。ミッションを支持する地上観測は、破片プルームの質量と衝突中に放出された氷水の濃度をさらに制限することができました。この作業では、地上観測と一致するプルームモデルを作成するために必要な、衝突前の月の堆積物の初期条件に対する追加の制約を探索します。観測されたデブリプルームライトカーブを、深さとともに増加する氷の濃度を持つダーティアイスの層、純粋なレゴリスの層、およびプルームに表示されるはずの月面の約6メートル下にある材料の層を使用して一致させます。しかし、掘削に抵抗するのに十分な高い引張強度を持っていますいくつかの可能な材料の中で、十分に高い氷濃度のレゴリスと氷の混合物は、おそらくそのような振る舞いを生み出す可能性があります。最適なモデルで使用される垂直アルベドプロファイルにより、カベウスクレーター内の衝突前の水の氷の質量$5\pm3.0\times10^{11}$kgと月の堆積物中の水の質量濃度を計算できます$8.2\pm0.001$％wt、水の氷のアルベドが0.8、月のレゴリス密度が1.5gcm$^{-3}$、または水の質量濃度が$4.3\pm0.01$％wt、月を仮定レゴリス密度3.0。これらのモデルは地上の観測結果に適合しており、\emph{insitu}の測定値と一致する、破片プルーム内のレゴリスと水の氷の派生質量が得られます。モデルの破片プルーム氷の質量は108kgです。
ATLASデュアルバンド測光からの小惑星位相曲線
小惑星の位相曲線は、絶対等級Hの決定を通じて基本的な物理的特性を導き出すために使用されます。今後の可視の時空間レガシー調査（LSST）および中赤外線近地球物体監視ミッション（NEOSM）調査は、これらの絶対等級に依存しています数百万の小惑星の色とアルベドを導き出します。さらに、位相曲線の形状はそれらの表面組成を反映しており、分類法に関する結論を可能にします。小惑星の地球影響の最終警報システム望遠鏡によって取得されたデュアルバンド測光から小惑星の位相曲線を導き出します。ベイジアンパラメーター推論を使用して、測光$H、G_1、G_2$-および$H、G^*_{12}$-システムで小惑星94,777の127,012位相曲線の絶対等級と勾配パラメーターを取得します。小惑星の分類学的複合体は、観測された$G_1、G_2$分布で分離し、それらの平均視覚アルベドと相関しています。これにより、アルベド測定の代わりにスロープパラメーターを使用して、XコンプレックスをP、M、Eコンプレックスに区別することができます。さらに、分光測光データセットや小惑星の動的ファミリーの侵入者からの分類上の誤分類は、$G_1、G_2$空間に現れます。偶然の観察に適用された$H、G^*_{12}$モデルは、ターゲットの分類法を解決できません。$G_1、G_2$位相係数は、大部分の分類学的複合体の波長依存性を示します。偶然の小惑星の観測により、多数の小惑星の信頼できる位相曲線決定が可能になります。取得した絶対等級が色の計算に適していることを確認するには、将来の調査が位相曲線の反対の影響を密にカバーし、Hの不確実性を最小限に抑えることが不可欠です。位相曲線の勾配パラメーターは、分類学的分類のためのアクセス可能な次元を提供します。
カッシーニからのガリレオ衛星の反射光観測：冷たい地球外惑星のテストベッド
| Title |
Reflected_Light_Observations_of_the_Galilean_Satellites_from_Cassini:_a_testbed_for_cold_terrestrial_exoplanets |
| Authors |
L._C._Mayorga,_David_Charbonneau,_and_D._P._Thorngren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05467 |
大気が薄いか大気がない地球外惑星の場合、表面は惑星の反射光信号に光を与えます。太陽系の体のさまざまなディスク統合輝度の測定と、照明と波長の変化は、直接イメージングされた太陽系外惑星のイメージング観測の計画と最終的なデータセットの解釈の両方に不可欠です。ここでは、平面中心の経度、照明位相角、および波長の関数としてガリレオ衛星の明るさの変化を測定します。データは、400〜950nmの波長範囲と、主に0〜25度の位相角にまたがり、一部の観測は60〜140度に制限されています。月間でのサイズと密度の類似性にもかかわらず、表面の不均一性により、平面から中心への経度と位相角を持つディスク統合反射率に大きな変化が生じます。これらの変化は月の回転周期を決定するのに十分であることがわかります。また、低位相角では、表面が8〜36％の反射率変動を生成する可能性があり、限られた高位相角の観測では、変動が高位相角で比例して大きい振幅になることを示唆しています。さらに、すべてのガリレオ衛星は、直接イメージングミッションで観測される可能性が最も高い段階で、理想化されたランベルトモデルによって予測されるよりも暗いです。地球サイズの太陽系外惑星の表面がガリレオ衛星の表面に似ている場合、将来のダイレクトイメージングミッションでは0.1\、ppb未満の精度を達成する必要があることがわかります。必要な精度が達成された場合、将来の太陽系外惑星の観測では、同様の観測スキームを利用して表面変動を推定し、回転周期を決定し、表面組成を推定する可能性があります。
恒久的な夜側から放出された流出を脱出することによって説明される崩壊する太陽系外惑星の彗星のような尾：昼側と夜側の脱出
| Title |
Comet-like_tails_of_disintegrating_exoplanets_explained_by_escaping_outflows_emanated_from_the_permanent_nightside:_day-side_versus_night-side_escape |
| Authors |
Wanying_Kang,_Feng_Ding,_Robin_Wordsworth,_Sara_Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05525 |
超高温の崩壊性太陽系外惑星が検出され、尾が尾を引いたり、尾がそれらの前を撃ったりしています。これらの尾は、激しく加熱された恒久的な昼側から惑星の重力場を脱出する超音速流によって上方に運ばれる塵でできていると考えられています。角運動量を保存して、この日側の脱出フラックスは惑星を軌道に導き、観測の尾にパズルを残します。ここでは、昼側と夜側の間のミネラルエスケープフローの非対称性を理解するための理論モデルを開発します。ナイトサイドからのエスケープフラックスがデイサイドからのエスケープフラックスを支配する可能性があることを実証します。前者は、以前考えられていた放射圧を呼び出す必要なしに、角運動量の保存に基づいて一般的に観測される尾部を自然に説明します。キーになること。また、崩壊する惑星の惑星の進化を研究し、塵の多い尾の特性の観測から惑星のサイズを推測するために適用できる、昼側と夜側の両方のエスケープフラックスの分析的近似を見つけます。
天の川の降着した青いハロー星の底が重い初期質量関数
GaiaDR2を使用して、250pc以内の星の初期質量関数（IMF）と0.2<m/Msun<1.0の範囲の質量を測定します。これは、Gaiaの横方向速度、v_T、および上の位置から決定される運動学および金属性に従って分離されます。Hertzsprung-Russellダイアグラム（HRD）。主要な薄板母集団（v_T<40km/s）は、従来の（たとえば、Kroupa2001）恒星IMFに類似したIMFを持ち、質量間隔ごとの星数dN/dmは、破れたべき法則、m^alpha、およびインデックスによって記述されます。alpha_high=-1.99+0.05/-0.11はm〜0.5を超え、alpha_low=-1.26+0.12/-0.13はm〜<0.5で浅くなります。厚いディスクの星（60km/s<v_T<150km/s）および「高金属」または「赤シーケンス」ハローに属する星（v_T>100km/sまたはv_T>200km/s、および金属度が[MH]>-0.6であるHRDの等時線の上に位置します）やや急な高質量勾配alpha_high=-2.31+0.30/-0.81（および同様の低質量勾配alpha_low=-1.05+0.21/-）0.65）。メタリック度が低い（[M/H]<-0.6）ことを特徴とする「ブルーシーケンス」のハロースターは、アルファ=-の単一のべき乗則でよく説明されている、底が重いIMFを持っています。2.17プローブされたほとんどの質量範囲で+0.10/-0.17。低金属ハローのIMFは、ミルキーウェイハロー星のように鉄に対するアルファ元素の比率が高い恒星集団である大規模な初期型銀河で測定されたサルピーターのようなIMFを連想させます[alpha/Fe]。青いシーケンスの星は、中程度の質量の銀河の銀河（約10ギリ前）による天の川の降着による破片である可能性があります。これらの結果は、2つの古代の恒星の集団に共通の星形成の異なるモードを示唆しています-楕円銀河と私たちの初期の銀河です。
初期銀河の星間媒質における速度分散
| Title |
Velocity_dispersion_in_the_interstellar_medium_of_early_galaxies |
| Authors |
M._Kohandel,_A._Pallottini,_A._Ferrara,_S._Carniani,_S._Gallerani,_L._Vallini,_A._Zanella,_C._Behrens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05049 |
[CII]$158\mu\rm{m}$ライン放出によって追跡された再イオン化の時代（EoR）における銀河の空間的に分解された見通し内速度分散の構造を調べます。私たちの研究室は、SERRAスイートの一部であるシミュレートされたプロトタイプのライマンブレイク銀河「フリージア」です。Freesiaが非常に活発な組立段階にある場合、分析は赤方偏移の範囲6<z<8を含みます。[CII]ハイパースペクトルデータキューブを使用して、3つの動的に異なる進化段階（z=7.4のスパイラルディスク、z=8.0のマージ、およびz=6.5の妨害ディスク）の速度分散マップを作成します。0.005インチ（$\simeq30pc$）の高い空間分解能では、光度加重平均速度分散は$\sigma_{\rm{CII}}$〜23-38km/sであり、最高高度に構造化されたDisturbedDiskステージに属する値。低解像度の観測では、特定の銀河構造に依存するビームスミアリング効果により、$\sigma_{\rmCII}$値を過大評価する傾向があります。0.02"（0.1"の角度解像度の場合）、平均速度分散は実際よりも16〜34％（52〜115％）大きくなります。フリージアの[CII]放出ガスにはToomreパラメータ$\mathcal{Q}$〜0.2があり、分散比$v_{\rmc}/\sigma$〜7は、z=2-3銀河で観測されたものと同様です。速度分散の主なエネルギー源は、マージ/降着イベントなどの重力過程によるものです。エネルギー恒星のフィードバックからの入力は一般に優勢です（<10％）。最後に、解決された$\sigma_{\rm{CII}}-{\Sigma}_{\rmSFR}$の関係は、$0.02に対して比較的フラットであることがわかります<{\Sigma}_{\rmSFR}/{{\rmM}_{\odot}}\mathrm{yr}^{-1}{\mathrmkpc}^{-2}<30$、データの大部分導出された分析関係$\sigma\propto\Sigma_{\rmSFR}^{5/7}$にあります。SFRが高い場合、恒星のフィードバックからの寄与の増加により関係が急になり、$\sigma_{\rm{CII}}$はわずかに上昇します。
CMZoom II：天の川の中央分子ゾーンにあるコンパクトなサブミリダスト連続体ソースのカタログ
| Title |
CMZoom_II:_Catalog_of_Compact_Submillimeter_Dust_Continuum_Sources_in_the_Milky_Way's_Central_Molecular_Zone |
| Authors |
H_Perry_Hatchfield,_Cara_Battersby,_Eric_Keto,_Daniel_Walker,_Ashley_Barnes,_Daniel_Callanan,_Adam_Ginsburg,_Jonathan_D._Henshaw,_Jens_Kauffmann,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Steve_N._Longmore,_Xing_Lu,_Elisabeth_A._C._Mills,_Thushara_Pillai,_Qizhou_Zhang,_John_Bally,_Natalie_Butterfield,_Yanett_A._Contreras,_Luis_C._Ho,_J\"urgen_Ott,_Nimesh_Patel,_and_Volker_Tolls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05052 |
このペーパーでは、中央分子ゾーン（CMZ）内のコンパクトソース（<10''、〜0.4pc）のCMZoomサーベイのカタログを示します。CMZoomは、すべての高カラム密度ガス（N（H$_2$）$\geq$10$^{23}$cm$^{-2}の完全で偏りのないマップを提供するように設計されたサブミリメートルアレイ（SMA）大規模プログラムです。$）1.3mmのダストの連続体におけるGalaxyの最も内側の500pcの。偽のソース検出を減らすように設計された堅牢なカタログと、剪定樹状図を使用して生成された、より完全性の高い2つ目のカタログの両方を生成します。堅牢なカタログでは、285のコンパクトソース、または完全性の高いカタログで816を報告します。これらの線源には0.04〜0.4pcの有効半径があり、星団の潜在的な前駆細胞です。両方のカタログの質量は、射手座B2雲複合体によって支配されています。そこでは、自由のない汚染、不確かなダスト温度、および見通し内の混乱のため、質量はおそらく信頼できません。調査の選択と完全性を考えると、堅牢なカタログは、CMZで高質量の星を形成できるコンパクトな下部構造の約99％以上を占めると予測しています。このカタログは、天の川銀河センターでの高質量星形成の将来の研究のための重要な基盤を提供します。
最初の10億年の宇宙分散の柔軟な分析モデル
宇宙分散は、大規模な暗黒物質密度フィールドの変動による銀河の数密度の固有のばらつきです。この研究では、高赤方偏移宇宙（$z\sim5-15$）の宇宙分散の簡単な分析モデルを示します。銀河はハロー質量関数の進化に従って成長すると仮定します。ハロー質量関数は、大規模環境で変化することを許容します。私たちのモデルは、星のフィードバックを介して星の形成を調整し、UVの光度関数が最近の星の形成によって支配されていると仮定することにより、この時代に観測された紫外線の光度関数との妥当な一致を生成します。UVLFの宇宙分散は、基礎となる暗黒物質ハロー個体群の分散によって支配され、ハロー降着の違いや恒星フィードバックモデルの詳細によって支配されないことがわかります。また、最も明るい光源または非常に高い赤方偏移（$z\gtrsim12$）を除いて、将来の高$z$調査では、ポアソンノイズよりも宇宙分散が支配的であることがわかります。パブリックPythonパッケージgalcvを使用して、さまざまな赤方偏移、マグニチュード、および調査エリアの宇宙分散の線形近似を提供します。最後に、宇宙分散の事前分布を銀河の光度関数の推定値に組み込むための新しい方法を紹介し、重要なオブザーバブルの制約を大幅に改善することを示します。
星団における繰り返されるブラックホール合併からのGW190521のようなイベントの起源
LIGOとVirgoは、合計質量が約$150$M$_\odot$のバイナリブラックホール（BBH）の合併によるGW190521の検出を報告しました。現在の恒星モデルはブラックホール（BH）の残骸の質量を約$40-50$M$_\odot$に制限していますが、密集した星団のコアで繰り返し合体することにより、より大きなBHを動的に生成できます。このプロセスは、（重力放射の異方性放出による）反発キックによって制限されます。これにより、親クラスターから脱出して成長を停止させることができます。繰り返しの合併による大量のBHの蓄積におけるホストクラスターの金属性と脱出速度の役割を研究します。ホストの金属性にほとんど依存せず、エスケープスピード$\gtrsim200$kms$^{-1}$で、どの星団でも約$150$M$_\odot$のBBHを動的に形成できることがわかります。銀河核星団、そして最も巨大な球状星団と超星団。異なる一次質量（$\ge60$M$_\odot$）の検出確率を二次質量の関数として計算し、検出確率が二次質量とともに増加し、一次質量および赤方偏移が大きいほど減少することを見つけます。大規模なBBH合併の将来の追加の検出は、ダイナミクスと中間質量BHの形成による大規模なBHの成長を理解するために基本的に重要です。
高赤方偏移銀河のマゼランM2FS分光調査：赤方偏移$ z \約5.7 $の260 Ly $ \ alpha $エミッターのサンプル
| Title |
The_Magellan_M2FS_Spectroscopic_Survey_of_High-Redshift_Galaxies:_A_Sample_of_260_Ly$\alpha$_Emitters_at_Redshift_$z\approx5.7$ |
| Authors |
Yuanhang_Ning,_Linhua_Jiang,_Zhen-Ya_Zheng,_Jin_Wu,_Fuyan_Bian,_Eiichi_Egami,_Xiaohui_Fan,_Luis_C._Ho,_Yue_Shen,_Ran_Wang,_Xue-Bing_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05070 |
マゼランクレイ望遠鏡のマルチオブジェクトスペクトログラフM2FSを使用して、Ly$\alpha$エミッター（LAE）の分光調査を$z\約5.7$で提示します。これは、いくつかのよく研究された深海で行われた高赤方偏移銀河調査の一部です。これらのフィールドは、複数のUV/光学バンドに深い画像があり、狭いNB816バンドを含むため、$z\約5.7$でLAE候補を効率的に選択できます。私たちのサンプルは260のLAEで構成され、空の2平方度を超える総有効面積をカバーしています。これは、これまでのところ、この赤方偏移でのLAEの（分光学的に確認された）最大のサンプルです。安全な赤方偏移と狭帯域測光を使用して、Ly$\alpha$の光度を測定します。これらのLAEは、Ly$\alpha$の光度範囲$\sim2\times10^{42}-5\times10^{43}$ergs$^{-1}$に及んでおり、Ly$\alpha$の光度で$z\ge5.7$で知られている明るい銀河それらのほとんどは、20〜300のレストフレームと同等の幅を持っています。\r{A}、より明るいLy$\alpha$輝線は、線幅が広くなる傾向があります。観測されたLy$\alpha$波長分布とNB816フィルターの透過曲線の間の$\sim20$\r{A}の明確なオフセットを検出します。これは、Ly$\alpha$の青い連続の銀河間の媒質吸収によって説明できます高赤方偏移スペクトル。このサンプルは、$z\約5.7$でのLy$\alpha$光度関数と銀河特性を研究するために使用されています。
CHIMPS2：銀河センターにおける調査の説明と$ ^ {12} $ CO排出量
| Title |
CHIMPS2:_Survey_description_and_$^{12}$CO_emission_in_the_Galactic_Centre |
| Authors |
D._J._Eden,_T.J.T._Moore,_M.J._Currie,_A.J._Rigby,_E._Rosolowsky,_Y._Su,_Kee-Tae_Kim,_H._Parsons,_O._Morata,_H.-R._Chen,_T._Minamidani,_Geumsook_Park,_S.E._Ragan,_J.S._Urquhart,_R._Rani,_K._Tahani,_S.J._Billington,_S._Deb,_C._Figura,_T._Fujiyoshi,_G._Joncas,_L.W._Liao,_T._Liu,_H._Ma,_P._Tuan-Anh,_Hyeong-Sik_Yun,_S._Zhang,_M._Zhu,_J.D._Henshaw,_S.N._Longmore,_M.I.N._Kobayashi,_M.A._Thompson,_Y._Ao,_J._Campbell-White,_T.-C._Ching,_E.J._Chung,_A._Duarte-Cabral,_M._Fich,_Y._Gao,_S.F._Graves,_X.-J._Jiang,_F._Kemper,_Y.-J._Kuan,_W._Kwon,_C.W._Lee,_J.-E._Lee,_M._Liu,_C.H._Penaloza,_N._Peretto,_N.T._Phuong,_J.E._Pineda,_R._Plume,_E._Puspitaningrum,_M.R._Samal,_A._Soam,_Y._Sun,_X._D._Tang,_A._Traficante,_G.J._White,_C.-H._Yan,_A._Yang,_J._Yuan,_N._Yue,_A._Bemis,_C.M._Brunt,_Z._Chen,_J._Cho,_P.C._Clark,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05073 |
銀河平面調査の最新世代は、星形成の過程に対する銀河環境の影響を研究する私たちの能力を強化しています。COHeterodyneInnerMilkyWayPlaneSurvey2（CHIMPS2）の最初のデータを示します。CHIMPS2は、内側銀河、中央分子ゾーン（CMZ）、および$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}の外側銀河の一部を観測する調査です。ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のヘテロダインアレイレシーバープログラムを使用した$O$（J=3\rightarrow2）$エミッション。ここに示されている最初のCHIMPS2データは、$^{12}$COJ=3$\rightarrow$2のCMZに対する最初の調査で、$-3^{\circ}\leq\、\ell\、\leq\をカバーしています。5^{\circ}$と$\mid$b$\mid\leq0.5^{\circ}$、角度分解能15アーク秒、速度分解能1kms$^{-1}$、およびrms$\これらの解像度でのデルタT_A^\ast=$0.58K。このようなCMZの高解像度の観測は、SEDIGISM、Herschel赤外線銀河面調査、ATLASGALなどの既存の銀河面調査を補完しながら、将来の研究のための貴重なデータセットになります。このペーパーでは、調査計画、現在の観測とデータ、および地域の位置-位置マップの提示について説明します。位置-速度マップは、吸収と放出の両方で前景のスパイラルアームを検出します。
雲と雲の衝突と星形成の引き金
| Title |
Cloud-cloud_collisions_and_triggered_star_formation |
| Authors |
Yasuo_Fukui,_Asao_Habe,_Tsuyoshi_Inoue,_Rei_Enokiya,_and_Kengo_Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05077 |
星の形成は銀河進化の基本的なプロセスです。過去数十年にわたる1つの問題は、星の形成が外部トリガーによって引き起こされるのか、それとも閉鎖系で自己制御されるのかを決定することです。少量で効果的に質量を収集できる外部トリガーの役割は、極端な場合にはスターバーストを引き起こす可能性のある巨大な星団の形成に関連して特に注目されています。最近の観測により、マゼラン星系やアンテナ銀河などの近くの相互作用している銀河、およびRCW120、M20、M42などのほとんどすべてのよく知られた高質量星形成領域での雲と雲の衝突によって引き起こされる大規模なクラスター形成が明らかになりました。天の川のNGC6334など。理論的な取り組みにより、大規模なクラスター/星の形成を引き起こす質量圧縮の基礎が築かれています。ここでは、雲と雲の衝突に関する最近の進展を確認し、星団の形成を引き起こし、この研究分野の将来の展望について議論します。
Blazar紫外線ブロードエミッションラインの極端な赤の過剰
非常に赤みがかった非対称（RA）紫外（UV）ブロード輝線（BEL）を持つクエーサーの研究を紹介します。過剰な赤方偏移放射は、以前にラジオの大音量クエーサーのBELで発生することが示され、特定のブレザーで最も極端になります。逆説的に、ブレザーは地球への非常に相対論的な青方偏移の流出を特徴とするオブジェクトです。赤色の放出ガスは、幅広いH$\beta$BELプロファイルで定義される人口Bクエーサーに典型的な非常に広いコンポーネント（VBC）に存在することを示しています。経験的に、RABELブレーザーはエディントンレートが低く（$\lesssim1\％$）、長期の時間平均ジェットパワーと降着光度の比が非常に大きい（単位が1である）ことがわかります。後者の状況は、落ち込んだ極端なUV電離連続体に関連することが以前に示されています。どちらの特性も、電離光子のフラックスを低くすることを企図しています。これは、一般的な人口Bクエーサーよりも2桁少ない値です。CLOUDYモデルを使用して、中央のブラックホール近くのガスを最適にイオン化して高効率でBELを放射するために弱い電離フラックスが必要であることを示します（ほとんどのクエーサーは近くのガスを過剰電離して、放射効率が低くなります）。大きな重力赤方偏移と横方向ドップラーシフトにより、VBCが$\sim2000-5000$〜km〜s$^{-1}$だけ赤方偏移し、それに応じて線幅が大きくなります。RABELは、中央のブラックホールの近くで、赤くシフトした明るいVBCを生成するために（典型的な人口Bのクエーサーと比較して）強化された効率に起因します。
NGC 4945の中央のスターバーストにあるスーパースタークラスター
| Title |
Super_Star_Clusters_in_the_Central_Starburst_of_NGC_4945 |
| Authors |
Kimberly_L._Emig,_Alberto_D._Bolatto,_Adam_K._Leroy,_Elisabeth_A._C._Mills,_Maria_J._Jimenez_Donaire,_Alexander_G._G._M._Tielens,_Adam_Ginsburg,_Mark_Gorski,_Nico_Krieger,_Rebecca_C._Levy,_David_S._Meier,_Jurgen_Ott,_Erik_Rosolowsky,_Todd_A._Thompson,_and_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05154 |
NGC4945は、近くにある（3.8Mpc）銀河であり、核スターバーストとセイファートタイプ2AGNをホストしています。Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）を使用して、93GHz（3.2mm）のフリーフリーの連続体と水素再結合線放出（H40$\alpha$およびH42$\alpha$）を2.2pc（0.12''）で画像化します）解決。私たちの観察から、1.4から4.0pcのFWHMサイズの27の明るくコンパクトなソースが明らかになりました。これは、スーパースタークラスターの候補として識別されます。候補クラスターの電離光子速度を追跡する再結合ライン放出は15のソースで検出され、そのうち6つは93GHzの連続体に対して重要なシンクロトロン成分を持っています。約5マイアの年齢を採用すると、電離光子の光度によって暗示される恒星の質量は$\log_{10}$（$M_{\star}$/M$_{\odot}$）$\約$4.7-6.1。クラスターの質量分布に勾配を当てはめ、$\beta=-1.8\pm0.4$を見つけます。これらのクラスターに関連するガス質量は、350GHzのダスト連続体に由来し、通常、恒星の質量よりも1桁低いです。これらの候補クラスターは、高密度の出生物質の大部分をすでに星に変換しているようであり、〜0.05Myrの小さな自由落下時間を考えると、初期の揮発相を生き残っています。AGNであると推定される93GHzの連続放射で点のような発生源を特定します。AGNからの再結合ライン放出は検出されず、$Q_0<10^{52}$s$^{-1}$のスターバースト領域に漏れる電離光子に上限を設定します。
光学的に選択されたAGNホスト矮星銀河のサンプルの恒星の人口。
| Title |
Stellar_Populations_of_a_Sample_of_Optically_Selected_AGN-host_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Wei_Cai,_Yinghe_Zhao,_Hong-Xin_Zhang,_Jin-Ming_Bai,_Hong-Tao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05227 |
この論文では、Reinesらの恒星の個体群と星形成履歴（SFH）に関する研究を紹介します。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース8から選択された、アクティブな銀河核（AGN）をホストする136個の矮小銀河のサンプル。恒星の個体群を導出し、恒星の個体数合成コードSTARLIGHTを使用して、これらのAGNホストの小人のSFHを再構築します。私たちの結果は、これらのAGNホスト小人が$10^9-10^{10}$yrの範囲の恒星質量加重年齢で、狭い期間内に恒星質量を集めたことを示唆していますが、SFHの多様性を示しています光度加重恒星年代は$10^7-10^{10}$yrの範囲です。古い集団（$t>10^9$yr）は、サンプルの大部分の銀河の光に最も寄与しています。若い人口（$t<10^8$yr）も重要であるが広く変動する割合で表示されますが、中年の人口（$10^8<t<10^9$yr）は一般に光の連続体に貢献しません4020$\r{A}$。また、これらの小人は通常の星形成銀河と同様の質量-金属関係に従うこともわかります。これは、AGNがホスト銀河の化学進化にほとんど影響しないことを示しています。さらに、派生したSFHとホスト銀河の形態との関係を調査し、相関関係を見つけません。SFHを[OIII]$\lambda$5007線の明度（$L_{\rm[OIII]}$）と比較すると、$L_{\rm[OIII]}>10^の場合、穏やかな相関関係があることがわかります。{39}$ergs$^{-1}$は、これらの矮小銀河における星形成とAGN活動の間に物理的な関連があることを示しています。
潮汐破壊イベントにおける蒸発ダストから発射された鉄の放出とその潜在的な宇宙論的応用
| Title |
The_Iron_Emission_launched_from_Evaporated_Dust_in_Tidal_Disruption_Event_and_its_Potential_Cosmological_Application |
| Authors |
Zhicheng_He,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Lu_Shen,_Mouyuan_Sun,_Hengxiao_Guo,_Guilin_Liu,_Zhenyi_Cai,_Zhengfeng_Sheng,_Zhixiong_Liang_and_Youhua_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05243 |
活動銀河核（AGN）の潮汐破壊イベント（TDE）は、降着率の劇的な変化を引き起こし、AGN構造と物理学の洞察を捉える最大の機会をもたらします。この手紙では、Azの$z=0.203$でよく知られているTDE候補であるPS1-10adiの中央バーストに対する光FeII応答を報告します。FeII強度は急速に上昇し、光学ピークの55日後に最大に達した後、徐々に低下します。明度上昇段階でのFeII変動率（明度変動に対するFeII変動の比率）が減少段階での変動よりも大幅に大きくなり、「$\Lambda$」形状の進化の軌跡を形成するという、前例のない現象が見つかりました。同じ明度で、減少段階のFeII強度は、上昇段階の強度よりも大幅に大きくなります。このことは、減少期のFeIIを生成するガスの量が上昇期のそれよりも多いことを示唆している。したがって、中心光度が増加するにつれて、トーラスの内側半径のダストが徐々にガスに昇華するシナリオを提案します。このプロセスの間、昇華したダストから放出された鉄は明らかに鉄IIの放出に寄与します。$\rmH\beta$の弱い応答と組み合わせると、このシナリオは当然、相対的なFeII強度とエディントン比の間の正の相関を説明します。私たちの結果は、AGNの爆発イベントでのFeII放出の潜在的なアプリケーションも明らかにします。FeII放出は、内側半径で蒸発したダストから発射されるため（中心光度、つまり$R_{\rmsub}\proptoに関連します）トーラスのL^{1/2}$）、FeIIの時間遅れと光度の関係は、宇宙論における「標準キャンドル」の候補として採用できます。
HII領域G18.88-0.49の新しい洞察：ハブフィラメントシステムと降着フィラメント
| Title |
New_insights_in_the_HII_region_G18.88-0.49:_hub-filament_system_and_accreting_filaments |
| Authors |
L._K._Dewangan,_D._K._Ojha,_Saurabh_Sharma,_S._del_Palacio,_N._K._Bhadari,_A._Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05249 |
O型の星（年齢〜10^5年）を搭載した銀河系HII領域G18.88-0.49の周りの0.27度x0.27度の領域の多波長観測の分析を示します。ハーシェルカラム密度マップは、HII領域の周りに約12pcx7pcの質量と約2.9x10^4Msunのシェルのような特徴を示しています。その存在は、[60、70]km/sでの分子（12CO、13CO、C18O、およびNH3）ガスの分布によってさらに確認されます。4つの小領域がこのシェルのような機能に向けて研究されており、質量範囲は〜0.8-10.5x10^3Msunです。高密度ガスに関連するこれらの小領域は、非熱圧力と超音速非熱運動によって支配されます。シェルのような機能は、HII領域、クラスIプロトスター、および大規模なプロトスター候補に関連付けられており、星形成の進行中の初期段階（大規模な星を含む）を示しています。大規模なプロトスターは、6.7GHzのメタノールメーザーの位置に向かって発見され、流出活動に関連付けられています。5つのパーセクスケールのフィラメントがカラム密度と分子マップで識別され、シェルのようなフィーチャの密な部分に放射状に向けられているように見えます。この構成は「ハブフィラメント」システムと呼ばれます。各フィラメントに沿って重要な速度勾配（0.8〜1.8km/s/pc）が観察され、分子ガスがフィラメントに沿って中央ハブに向かって流れていることを示唆しています。全体的に、私たちの観察結果は、Motteetal。（2018）、これはG18.88-0.49とその周辺で観察された形態と星形成を説明することができます。
中央銀河と衛星銀河はどのように消光しますか？ -MaNGA調査における空間分解分光法からの洞察
| Title |
How_do_central_and_satellite_galaxies_quench?_--_Insights_from_spatially_resolved_spectroscopy_in_the_MaNGA_survey |
| Authors |
Asa_F._L._Bluck,_Roberto_Maiolino,_Joanna_M._Piotrowska,_James_Trussler,_Sara_L._Ellison,_Sebastian_F._Sanchez,_Mallory_D._Thorp,_Hossen_Teimoorinia,_Jorge_Moreno,_Christopher_J._Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05341 |
SDSS-IVMaNGADR15からの空間分解分光法を使用して、中央銀河と衛星銀河内で星形成消光がどのように進行するかを調査します。星形成率の面密度の完全なサンプル（$\Sigma_{\rmSFR}$）を採用しています。（2020）、メインシーケンスを形成する解決済みの星から各スパクセルが存在する距離を計算するには（$\Sigma_{\rmSFR}-\Sigma_*$関係）：$\Delta\Sigma_{\rmSFR}$。$\Delta\Sigma_{\rmSFR}$の銀河の放射状プロファイルと、さまざまな固有および環境パラメーターで分割された光度加重恒星年代（${\rmAge_L}$）を調べます。いくつかの統計分析により、中心部の銀河の消光は固有のパラメーターによって制御され、中心部の速度分散（$\sigma_c$）が最も重要な単一パラメーターであることを確認しました。質量の大きい衛星は中央と非常によく似た方法で急冷します。逆に、低質量の衛星消光は主に環境パラメーターによって制御され、局所的な銀河の密度（$\delta_5$）が最も重要な単一パラメーターです。経験的な$M_{BH}$-$\sigma_c$関係を利用して、AGNフィードバックによるクエンチングが$M_{BH}\geq10^{6.5-7.5}M_{\odot}$で発生し、緑の谷の急上昇する$\Delta\Sigma_{\rmSFR}$放射状プロファイルによって、「裏返し」の消光を示します。一方、環境消光はz$\sim$0.1での平均銀河密度の10〜30倍の過密度で発生し、$\Delta\Sigma_{\rmSFR}$プロファイルが急激に減少することで示されます。-急冷。最後に、恒星の金属性の分析を通じて、固有および環境の両方のクエンチングがガス供給の大幅な飢餓を組み込む必要があると結論付けます。
とらえどころのないAGNを特徴付けるJWSTの診断の可能性
| Title |
The_Diagnostic_Potential_of_JWST_in_Characterizing_Elusive_AGNs |
| Authors |
Shobita_Satyapal,_Lara_Kamal,_Jenna_M._Cann,_Nathan_J._Secrest,_Nicholas_P._Abel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05362 |
現在、ブラックホールのかなりの数の個体群が、一般に採用されている光学、中赤外色、X線、およびラジオ選択法では検出されないことが明らかになっています。ホスト銀河。これらのとらえどころのないアクティブな銀河核（AGN）は、AGN人口の重要なコンポーネントです。それらは、重要なブラックホールの成長が発生する可能性が高い合併、および古典的なバルジを欠く銀河、または超大質量ブラックホールシード形成のモデルとAGNの合併のないモデルに重要な制約を置く人口統計でしばしば見られます給油。この作業では、これらのとらえどころのないAGNを明らかにして特徴付けるジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の力を示します。JWSTを介して利用可能なスペクトル診断に特に焦点を当て、若いスターバーストとAGNからの電離放射線に曝されたガスからラインと緊急連続体の両方が予測される統合モデリングアプローチを提示し、主要な診断の検出可能性に関する予測を提供します。NIRSpecおよびMIRI分光計による線。ガスの一般的な条件を想定しています。近くの銀河でさえ、低レベルの降着活動を明らかにし、電離パラメータと気相の金属性に応じて、1〜3の赤方偏移に至るJWSTの重要な必要性を示します。将来のフォローアップ研究のための有望なとらえどころのないAGN候補を識別するために使用できる赤方偏移依存選択戦略を提示します。シミュレーションの完全なスイートはオンラインで入手でき、ユーザーは特定のパラメーターを選択して、モデルから予測される連続体と赤外線の光度を取得できます。
アモルファス固体水面上のH2CO + Hのトンネル速度定数
ホルムアルデヒド（H2CO）は、星間粒子を覆う氷のマントルで観察される最も豊富な分子の1つです。その進化の研究は、さまざまな星間環境における複雑な有機分子の形成の理解に貢献できます。この作業では、量子力学/分子力学（QM/MM）モデルを使用して、CH3O、CH2OHを生成するH2COの水素化反応、およびアモルファス固体水（ASW）表面でH2+HCOを生成する水素抽出を調査しました。ASW表面のH2COの結合エネルギーは、1000〜9370Kの範囲で大きく異なります。水素化反応の結合エネルギーと活性化エネルギーの間に相関関係は見つかりませんでした。インスタントン理論とQM/MMモデリングを組み合わせて、59KまでのH+H2CO表面反応の3つの生成物チャネルについて、LangmuirHinshelwoodとEleyRidealメカニズムの速度定数を計算しました。CH2OHを生成するチャネルは無視できるため、他の2つのチャネルよりも大幅に低いレートにつながるその高い活性化障壁に。ASW表面はCH3O（分岐比80％）の形成に有利に反応性に影響を与え、H2COのH2+HCOへの解離を妨げます。さらに、速度論的同位体効果はすべての反応チャネルで強く、チャネル間で大きく異なります。最後に、天体化学モデルで使用される速度定数の適合を提供します。
乱流乱流ISMの3D化学構造。 I. HIからH $ _2 $への遷移の統計
| Title |
3D_chemical_structure_of_diffuse_turbulent_ISM._I._Statistics_of_the_HI-to-H$_2$_transition |
| Authors |
Elena_Bellomi,_Benjamin_Godard,_Patrick_Hennebelle,_Valeska_Valdivia,_Guillaume_Pineau_des_For\^ets,_Pierre_Lesaffre_and_Michel_P\'erault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05466 |
局所的な拡散および多相ISMでの吸収で観察されるHIからH$_2$への遷移の統計的特性を調査して、任意の見通し線の発生確率を制御する物理プロセスを特定しました。乱流拡散ISMは、RAMSESコードを使用してモデル化されます。これには、電磁流体力学、ガスの熱発生、およびH$_2$の化学反応の詳細な処理が含まれます。UV放射フィールド、平均密度、乱流強制力、積分スケール、磁場、および重力がガスの分子含有量に与える影響は、広範囲の物理的条件をカバーするパラメトリックスタディによって調査されます。HIからH$_2$への遷移の統計は分析的処方箋を通じて解釈され、コルモゴロフ-スミルノフ検定の修正された堅牢なバージョンを使用した観測と比較されます。1つのシミュレーションの結果は、観測サンプルの距離の分布と関連しており、ローカルISMで観測されたHIからH$_2$への遷移のほとんどの統計的特性を説明できます。最も密な一致が得られるのは、標準の星間UV放射フィールドに照らされて、平均密度が$1-2$cm$^{-3}$であり、最大200個を超えるモデルのニュートラル拡散ガスであり、圧縮乱流強制をスケールします。この構成では、HとH$_2$の列密度の2D確率ヒストグラムは非常に安定しており、重力、乱流強制の強さ、シミュレーションの解像度、または磁場の強さによってほとんど変化しません$B_x$。解像度の弱い影響と分析の処方により、HIのカラム密度は、大規模なWNMおよびCNM構造で構築されている可能性が高く、H$_2$のカラム密度はそれぞれ〜20pcおよび〜10pc〜3個から〜10個のCNM構造で構築されます。
最初の超新星によるミニハロの外部濃縮
| Title |
External_Enrichment_of_Minihalos_by_the_First_Supernovae |
| Authors |
William_Hicks,_Azton_Wells,_Michael_L._Norman,_John_H._Wise,_Britton_D._Smith,_and_Brian_W._O'Shea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05499 |
初期の構造形成の最近の高解像度シミュレーションは、外部濃縮ハローが最初の金属濃縮星のいくつかを形成する可能性があることを示しています。この研究では、1動くMpc$^3$高解像度シミュレーションを利用して、z=9.3までの金属に富んだハローの濃縮プロセスを研究します。私たちのシミュレーションは、人口IIIの星から放出された金属を独自に追跡し、この情報を使用して、金属に富んだハロー内の金属の起源を特定します。これらのハローは広範囲の金属性を示しますが、金属に富むハローの約50％以上の金属の発生源は、ビリアル半径の外側で発生する人口III星の超新星爆発であることがわかります。ここに示す結果は、金属を含まない星による外部濃縮が、ビリアル質量が$10^{5.3}\、M_\odot$から$10^{6.5}\、M_\odot$までのハローの濃縮プロセスを支配していることを示しています。9.3。低質量ハローにおける外部濃縮の有病率にもかかわらず、外部濃縮によって形成されるポップII星は、地球の星形成率に対する低質量ハローの寄与が小さいため、まれです。このプロセスを通じて形成される濃縮された星は、絶対金属度が$10^{-3}\、Z_\odot$未満です。また、外部的に濃縮されたハローの割合が時間とともに増加し、外部的に濃縮されたハローの約90％が$M_{vir}<10^6M_\odot$であり、超新星が外部に寄与する主な超新星タイプであることもわかりますハローの濃縮;ただし、ペア不安定性超新星は、原始的なIMFの選択において、全体としてIGMの濃縮に最も貢献します。
初期段階（ASHES）の70 $ \ mu \ rm m $の暗い高質量の塊のALMA調査。 II：プロトクラスター形成の極端な初期段階における分子流出
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_$\mu_\rm_m$_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._II:_Molecular_Outflows_in_the_Extreme_Early_Stages_of_Protocluster_Formation |
| Authors |
Shanghuo_Li,_Patricio_Sanhueza,_Qizhou_Zhang,_Nakamura_Fumitaka,_Xing_Lu,_Junzhi_Wang,_Tie_Liu,_Ken'ichi_Tatematsu,_James_M._Jackson,_Andrea_Silva,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Takeshi_Sakai,_Natsuko_Izumi,_Daniel_Tafoya,_Fei_Li,_Yanett_Contreras,_Kaho_Morii_and_Kee-Tae_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05506 |
初期段階（ASHES）の70$\mu\rmm$の暗い高質量塊のALMA調査から得られた、高質量星形成の非常に初期段階での流出の研究を提示します。バンド6のAtacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で、12個の大規模な3.6$-$70$\mu\rmm$の暗い星状塊候補が観察されました。COを使用して、301個の高密度コアのうち41個に向かって43個の流出が確認されましたとSiO輝線、検出率は14％。低質量から高質量のコアに関連する6つの一時的な分子の流出を発見します。これは、一時的な流出（したがって一時的な降着）が、一連のコア質量の原始星進化の極めて初期の段階で始まることを示します。連続した駆出イベント間のタイムスパンは、より進化した段階で見られるものよりもはるかに短く、駆出の発生率のタイムスケールが経時的に一定でない可能性が高いことを示しています。推定される流出の動的タイムスケールは、コアの質量とともに増加するように見えます。これは、より大規模なコアは、それほど大規模でないコアよりも降着タイムスケールが長いことを示している可能性があります。これらの70個の$\mu\rmm$の暗いオブジェクトの降着率は、進化したプロトスターと比較して低いため、降着率は時間とともに増加します。総流出エネルギー率は乱流エネルギー散逸率よりも小さく、これは流出によって引き起こされた乱流が現在のエポックで内部凝集乱流を維持できないことを示唆しています。これらの70$\mu\rmm$の暗い塊の中で、COの流出とは関係のない熱SiO放出を検出することがよくあります。このSiO放出は、衝突、交差フロー、未検出のプロトスター、またはその他の動きによって生成される可能性があります。
極限環境でのS0の形成II：バルジ、ディスク、レンズの星形成履歴
| Title |
Formation_of_S0s_in_extreme_environments_II:_the_star-formation_histories_of_bulges,_discs_and_lenses |
| Authors |
Evelyn_J._Johnston,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Michael_Merrifield,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Lodovico_Coccato,_Yara_Jaff\'e,_Ariana_Cortesi,_Ana_Chies-Santos,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_and_Yun-Kyeong_Sheen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05548 |
S0の形成を説明するために、マージ、ディスクの不安定性、クエンチされたスパイラルなど、さまざまなプロセスが提案されています。これらのプロセスは、さまざまな環境で支配的であると予想され、したがって、銀河内の個々のコンポーネントの運動学および恒星集団に特徴的なフットプリントを残します。新しい技術により、IFUの観察でこれらのコンポーネントの運動学と恒星の個体群をきれいに解きほぐすことができます。このペーパーでは、buddiを使用して、MUSEで観察された極端な環境の8つのS0銀河のサンプル内のバルジ、ディスク、およびレンズコンポーネントから分光的に光を抽出します。S0銀河のふくらみと円盤のスペクトルは以前に分離されていますが、この作業はレンズのスペクトルを分離する最初の作業です。星の個体数分析により、バルジとレンズはディスクとほぼ同じまたはより高い金属性を持ち、バルジとディスクの$\alpha$-enhancementは相関しているが、レンズのそれらはどちらのコンポーネントにも完全に接続されていないことがわかった。これらの銀河の質量の大部分は銀河の寿命の早い段階で形成され、隆起と円盤は同じ材料から高赤方偏移での散逸プロセスを通じて形成されたと結論付けます。一方、レンズは銀河の存続期間内に、おそらく進化したバーから、よりランダムな時間で独立したタイムスケールで形成されました。フィールドS0に見られる若い恒星の集団と非対称の特徴は、これらの銀河がクラスター銀河よりも小さな合併の影響を受けていることを示している可能性があります。
CHILES VERDES：COSMOSフィールドの前例のない深さとリズムでのラジオの変動性
| Title |
CHILES_VERDES:_Radio_variability_at_an_unprecedented_depth_and_cadence_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
Sumit_K._Sarbadhicary,_Evangelia_Tremou,_Adam_J._Stewart,_Laura_Chomiuk,_Charee_Peters,_Chris_Hales,_Jay_Strader,_Emmanuel_Momjian,_Rob_Fender_and_Eric_M._Wilcots |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05056 |
いくつかの銀河系外の電波源が時間によって変動することは十分に確立されていますが、この電波の変動性の特性、およびホスト銀河の特性との関係は、特に微弱な電波源については調査されていないままです。ここでは、CHILESの可変および爆発性電波の動的進化調査（CHILESVERDES）---1.4GHzCOSMOS\ion{H}{1}LargeExtragalacticSurvey（CHILES）のパートナープロジェクトからの電波変動源の分析を示します。CHILESVERDESは、調査の深さ、期間、ケイデンスの前例のない組み合わせを提供し、よく研究されている銀河系外の0.44度$^2$セクションで、2013年から2019年の間に209エポックにわたって960時間の1〜2GHz連続VLAデータを取得しましたディープフィールド、COSMOS。18の中程度の変動源（フラックス密度変動$10-30\％$を示す）と40の低変動源（フラックス密度変動2-10$\％$）を特定しました。それらは主に、COSMOS多波長カタログとのクロスマッチングに基づいて$10^{22}-10^{27}$WHz$^{-1}$の範囲の電波輝度を持つアクティブな銀河核（AGN）です。中程度の変動源は、赤方偏移$z=0.22-1.56$に及び、ほとんどフラットな電波スペクトル（$\alpha>-0.5$）を持ち、日から年までの範囲のタイムスケールで変化します。可変性の低い光源は同様の特性を持っていますが、一般的に中程度の可変性の光源よりも高いラジオ光度を持ち、$z=2.8$まで拡張され、より急峻な電波スペクトル（$\alpha<-0.5$）を持っています。星形成銀河では、分析で統計的に有意な変動は見られませんでした。観測された変動は、短い（$\sim$week）タイムスケールでのシンチレーション、および長い（月-年）タイムスケールでのドップラーブースト固有のAGN変動に起因する可能性があります。
Blazar TXS 0506 + 056からのニュートリノ放出による超光速ニュートリノ速度とローレンツ不変性違反の制限
| Title |
Limiting_Superluminal_Neutrino_Velocity_and_Lorentz_Invariance_Violation_by_Neutrino_Emission_from_the_Blazar_TXS_0506+056 |
| Authors |
Kai_Wang,_Shao-Qiang_Xi,_Lijing_Shao,_Ruo-Yu_Liu,_Zhuo_Li_and_Zhong-Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05201 |
ブレーザーTXS0506+056と同時に発生する高エネルギーニュートリノの検出は、ニュートリノセクターでローレンツ不変性違反（LIV）をテストするユニークな機会を提供します。正確に測定された赤方偏移、つまり$z=0.3365$のおかげで、ニュートリノソースの移動距離が決定されます。この研究では、伝播中の超光速ニュートリノのエネルギー損失を考慮することにより、超光速ニュートリノ速度$\delta_\nu$およびLIVに対する制約を取得して説明します。超光速電子速度（$\delta_e\ge0$）が与えられると、超光速ニュートリノ速度の非常に厳しい制約、つまり、量子に対応する$\delta_\nu\lesssim1.3\times10^{-18}$に到達できます。重力（QG）スケール$M_{\rmQG、1}\gtrsim5.7\times10^{3}M_{\rmPl}$and$M_{\rmQG、2}\gtrsim9.3\times10^{-6}M_{\rmPl}$は線形（二次）LIVの場合で、飛行時間制約と比較して線形LIVの場合は$\sim12$桁、二次LIVの場合は$\sim9$桁密です。SN1987AのMeVニュートリノから。管腔内電子速度が与えられている間、超光速ニュートリノ速度に対するより弱い制約、つまり$\delta_\nu\lesssim8\times10^{-17}$が得られ、これは以前の研究の結論と一致しています。また、伝搬中のニュートリノスペクトル形状の歪みによるニュートリノ検出確率についても検討します。これにより、上記よりも$\sim2$だけわずかに弱い制約が与えられます。
陽子中性子星のアスタリスク学における相対論的カウリング近似の精度
計量振動が流体振動中に無視される相対論的カウリング近似は、コア崩壊超新星爆発を介して提供される陽子中性子星（PNS）からの重力波を考慮するためにしばしば採用されます。この研究では、カウリング近似を使用しない周波数とカウリング近似を使用する周波数を比較することにより、カウリング近似がどのように機能するかを評価します。次に、近似を使用した周波数の動作は、近似を使用しない場合と定性的に同じであることがわかります。近似を使用した周波数は、完全に$\sim20\％$の精度で決定できます。特に、カウリング近似による基本モードは過大評価されています。さらに、PNSからの重力波におけるさまざまな固有モードの減衰時間についても説明します。ここで、$f$-モードと$g_1$-モードの間の交差を回避する前のPNSの減衰時間は、寒冷の場合とはかなり異なります。中性子星ですが、後期の冷中性子星とほぼ同じです。減衰時間は、分析でよく使用される短フーリエ変換の一般的な時間間隔と比較して十分に長く、理想的には変換の有効性を保証します。
2つのHiSPARCシンチレータで$ 10 ^ {12} $-$ 10 ^ {16} $ eVの宇宙線エネルギースペクトルをプローブ
| Title |
Probing_the_cosmic_ray_energy_spectrum_at_$10^{12}$--$10^{16}$_eV_with_two_HiSPARC_scintillators |
| Authors |
K._van_Dam,_B._van_Eijk,_J.J.M._Steijger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05308 |
宇宙論を用いた天体物理学研究に関する高校のプロジェクト（HiSPARC）は、広範な宇宙線の空気シャワーのフットプリントをサンプリングする多数の小さな検出ステーションを採用しています。これらのステーションの大部分には、2つの0.5\si{\meter\squared}シンチレーション検出器があります。$10^{12}$、$10^{13}$、$10^{14}$、$10^{15}の5エネルギーディケードで単一の2シンチレータステーションで宇宙線フラックスをプローブできる新しい方法が提示されます$および$10^{16}$eV。この方法は、単一の検出器を通過する粒子数の分布のエネルギー依存性に基づいています。このエネルギー範囲を調べるには、約1か月という比較的短いデータ収集期間で十分です。フラックスの値は、他の実験による測定とよく一致しています。初めて、$10^{12}$と$10^{13}$eVの宇宙線フラックスが海面で導出されました。
MINOT：クラスター内媒体（非）熱コンテンツのモデリングとObservables予測ツール
| Title |
MINOT:_Modeling_of_the_Intra-cluster_medium_(Non-)thermal_content_and_Observables_prediction_Tools |
| Authors |
R._Adam,_H._Goksu,_A._Leing\"artner-Goth,_S._Ettori,_R._Gnatyk,_B._Hnatyk,_M._H\"utten,_J._P\'erez-Romero,_M._A._S\'anchez-Conde,_O._Sergijenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05373 |
過去10年間、銀河団への拡散電波シンクロトロン放射の観測により、Mpcスケールでの宇宙線（CR）電子と磁場の存在が明らかになりました。ただし、それらの起源は今日までよく理解されておらず、いくつかのモデルが文献で議論されています。CR陽子はまた、クラスターの形成中に蓄積すると予想され、これらの高エネルギー電子の生成に寄与するはずです。クラスター内のCRの物理を理解するために、さまざまな波長での観測の組み合わせは特に重要です。このようなデータを活用するには、特にラジオ、ミリメートル、X線、ガンマ線バンド。私たちは、MINOT（クラスター内媒体（非）サーマルコンテンツのモデリングとObservables予測ツール）という名前のこのような自己矛盾のないモデリングフレームワークを開発して説明し、このツールをコミュニティで利用できるようにします。多波長オブザーバブルは、クラスターの場所に応じて関連する物理プロセスが与えられ、ユーザーが定義したサンプリングが与えられて計算されます。MINOTの実装方法とその使用方法について説明します。また、関連するさまざまな仮定と近似について説明し、さまざまな波長での出力生成物の生成に関するさまざまな例を示します。例として、クラスターA1795、A2142、およびA2255をモデル化し、MINOT予測を文献データと比較します。MINOTを使用して、ニュートリノ放出だけでなく、ラジオ、ミリ波、X線、ガンマ線バンドのさまざまなデータセットのクラスター熱および非熱物理プロセスをモデル化できます。[要約]
非常に偏心的なブラックホールの合併としてのGW190521
| Title |
GW190521_as_a_Highly_Eccentric_Black_Hole_Merger |
| Authors |
V._Gayathri,_J._Healy,_J._Lange,_B._O'Brien,_M._Szczepanczyk,_I._Bartos,_M._Campanelli,_S._Klimenko,_C._Lousto,_and_R._O'Shaughnessy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05461 |
恒星と質量のブラックホールの融合GW190521は、これまでにLIGO/Virgoによって発見された最も重いシステムであり、恒星の進化から予想外の質量がありました。このシステムは、ブラックホールスピンの向き、つまり重力捕獲によって形成されたバイナリーの特徴により、歳差運動をしました。接近した遭遇による捕獲も偏心二進軌道につながる可能性がありますが、適切な重力波形がないため、この機能を識別することは現在困難です。これまでに風変わりな合併は報告されていません。ここでは、GW190521が非常に偏心的なブラックホールの合併と最も一貫していることを示します。325の数値相対性シミュレーションを実行して、効果的な$\sim3\times10^4$重力波形を生成し、観測されたデータと比較しました。これは、以前に高偏心で利用できたものよりもはるかに大きいものです。GW190521は、$e\sim0.7$を使用した偏心性の高い歳差運動モデルによって最もよく説明されることがわかります。GW190521のすべての特性は、ブラックホールの繰り返しの重力捕獲が起源であることを示しており、GW190521はLIGO/Virgoの最初の発見であり、形成経路が特定されています。
ギャップに陥らないでください：ストランダリングバイナリとしてのGW190521
恒星の崩壊からのブラックホール（BH）形成のモデルは、ペア不安定性超新星（PISN）質量ギャップの存在をロバストに予測します。ブラックホールは、$50\、M_\odot\lesssimm\lesssim120\の範囲の質量では生まれません。、M_\odot$。報告されたGW190521の主要なブラックホールの質量$m_1=85^{+21}_{-14}\、M_\odot$は、この質量ギャップ内に正方に該当します。さらに、$m_1$に使用されたのと同じ情報のない事前条件の下で、GW190521の二次ブラックホールは、PISN質量ギャップにもあります（$m_2>50\、M_\odot$、93\％の信頼度）。PISNギャップでBHを生成する可能性がある提案されたシナリオでも、ダブルマスギャップバイナリブラックホール（BBH）はまれであると予想されます。GW190521の二次BHが以前にLIGO/Virgoによって観測されたBHの母集団に属し、90\％の信頼性で$m_2<48\、M_\odot$を見つける、より保守的な代替案を検討します。この事前の$m_2$では、プライマリBHの質量はギャップを超える確率が39\％であることが自動的にわかります（$m_1>120\、M_\odot$、または$m_1>の確率は25\％>130\、M_\odot$）。これは、システムの総質量が個々の質量よりも適切に拘束されているためです。ダブルマスギャップBBHの事前オッズが$\sim1：15$より小さい限り、GW190521がPISNギャップをまたぐ可能性が高くなります。または、恒星の進化から予測されるギャップ幅$\gtrsim75\、M_\odot$を想定し、GW190521の両方のコンポーネントが恒星の崩壊から形成されていると仮定すると、GW190521のBHが質量ギャップをまたぐことが、$116\、M_\odot$（90\％信頼性）を超えるギャップの上端。私たちは、GW190521が恒星の進化と崩壊の理解に根本的な課題を提示しない可能性があると主張します。代わりに、GW190521は、従来の恒星質量BHと、PISN質量ギャップの「遠い側」からのBHで構成される、ストランダリングバイナリブラックホールの最初の例です。
パルサータイミングアレイのベイジアン重力波背景統計のモデル依存性
| Title |
Model_Dependence_of_Bayesian_Gravitational-Wave_Background_Statistics_for_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Jeffrey_S._Hazboun_and_Joseph_Simon_and_Xavier_Siemens_and_Joseph_D._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05143 |
パルサータイミングアレイ（PTA）で重力波背景（GWB）を検索すると、通常、各パルサーに固有の時間相関「赤」ノイズモデルが含まれます。単純なシミュレートされたPTAデータセットをGWB信号を注入して使用すると、振幅事前分布の選択や、どのパルサーに赤ノイズがあるかなど、使用された赤ノイズモデルの詳細が、両方の上限を含むGWB統計に著しい影響を与えることがわかりますGWB振幅の推定値。赤ノイズ振幅の均一な事前分布の標準的な使用は、片側ベイズの信頼できる間隔から計算すると、注入されたGWB振幅の50％未満である95％の上限につながることがわかります。さらに、GWBの振幅推定値は、固有のレッドノイズに対して選択されたモデルと事前条件に応じて、注入された値よりも体系的に10〜40％低くなります。モデルと事前選択の影響を集計し、ベイズアプローチでレッドノイズモデルを柔軟に使用できる「ドロップアウト」モデルがGWBの推定を全体的に改善する方法を示します。
天の川の円盤とふくらみにおける存在比の傾向と元素合成パターンの類似性
| Title |
The_Similarity_of_Abundance_Ratio_Trends_and_Nucleosynthetic_Patterns_in_the_Milky_Way_Disk_and_Bulge |
| Authors |
Emily_Griffith,_David_H._Weinberg,_Jennifer_A._Johnson,_Rachael_Beaton,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Sten_Hasselquist,_Jon_Holtzman,_James_W._Johnson,_Henrik_J\"onsson,_Richard_R._Lane,_David_M._Nataf,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05063 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）からの$\sim11,000$天の川バルジスター（$R_{\rmGC}<3$kpc）のサンプルの存在比の傾向を、銀河系のAPOGEEスターの存在比の傾向と比較します。ディスク（$5$kpc$<R_{\rmGC}<11$kpc）。各サンプルを低Ia（高[Mg/Fe]）と高Ia（低[Mg/Fe]）の母集団に分け、各母集団で[X/Mg]対[元素X=Fe、O、Na、Al、Si、P、S、K、Ca、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Ceの[Mg/H]。星$\log（g）$を使用してAPOGEEの存在量の小さな系統的な傾向を取り除くために、バルジデータの$\log（g）$分布と一致するようにディスク星をリサンプリングします。そうした後、すべての要素について、低Iaのディスクとバルジスターのほぼ同じ中央値傾向を見つけます。High-Iaの傾向はほとんどの元素で類似しており、Mn、Na、Coの顕著な（0.05-0.1dex）違いがあります。豊富な傾向の密接な一致（典型的な違い$\lesssim0.03$dex）は、類似の元素合成プロセスが豊富であることを意味しますこれらの地域の異なる星形成の歴史と物理的条件にもかかわらず、膨らんだ星と円盤の星。たとえば、ディスクとバルジの間の恒星初期質量関数（IMF）の高質量勾配の差は$\lesssim0.30$であったに違いないと推測します。この一致、および中央値シーケンスについての一般的に小さなばらつきは、測定された[Mg/Fe]と[Mg/H]とディスクスターの観測された傾向のみを知っていれば、バルジスターのAPOGEE存在量をすべて正確に予測できることを意味します。。
ループス雲に関連する若い星のガイア調査
ガイアミッションの2回目のデータリリースから高精度の測光と天文測定を使用して、ループス雲に関連する若い星の調査を実行しました。ガイアのデータは、以前の調査を汚染したループス雲と重なるスコセンの他のグループのほとんどの星からループスメンバーを区別することを可能にしました。Lupusメンバー候補の新しいカタログは、雲1〜4を含むフィールド内のA_K<0.2でM7より前のスペクトルタイプに対して完全である必要があります。このカタログを使用して、ループスの恒星の個体群のさまざまな側面を特徴付けました。たとえば、Lupusの低質量星のシーケンスは、UpperScoのシーケンスよりも0.4等ほど明るく、これは、UpperScoに採用された10-12Myrの年齢に基づく〜6Myrの年齢と、進化モデルによって予測された年齢。また、Lupusの初期の質量関数は、スペクトルタイプの分布の比較に基づいて、他の近くの星形成領域のそれと似ていることもわかりました。
ハッブル宇宙望遠鏡/ STISで分析されたR136星団。 II。 R136で最も巨大な星の物理的性質
| Title |
The_R136_star_cluster_dissected_with_Hubble_Space_Telescope/STIS._II._Physical_properties_of_the_most_massive_stars_in_R136 |
| Authors |
Joachim_M._Bestenlehner,_Paul_A._Crowther,_Saida_M._Caballero-Nieves,_Fabian_R._N._Schneider,_Sergio_Simon-Diaz,_Sarah_A._Brands,_Alex_de_Koter,_Goetz_Graefener,_Artemio_Herrero,_Norbert_Langer,_Daniel_J._Lennon,_Jesus_Maiz_Apellaniz,_Joachim_Puls,_Jorick_S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05136 |
大マゼラン星雲のタランチュラ星雲の中心クラスターであるR136の55メンバーの光学分析を提示します。私たちのサンプルは、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたSTISで観測されたもので、約40\、$M_{\odot}$まで完成し、100\、$M_{\odot}$を超える7つの非常に大きな星が含まれています。それらの物理的特性を導き出すために分光分析を行った。進化モデルを使用して、R136の大質量星の初期質量関数（IMF）は指数法則$\gamma\約2\pm0.3$でトップヘビーであることを示唆していますが、より急な指数は除外できません。R136の年齢は1〜2\、Myrで、年齢の中央値は約1.6\、Myrです。$\logL/L_{\odot}=6.3$より明るい星はヘリウムに富んでおり、それらの進化は質量損失によって支配されますが、表面でのヘリウム組成を説明するには、回転混合または他の何らかの混合形態が依然として必要になる場合があります。40\、$M_{\odot}$よりも重い星は、進化論的な質量よりも分光学的に大きいです。固まっていない恒星風を想定した風光度関係の勾配は$2.41\pm0.13$であり、通常取得される（$\sim1.8$）より急です。イオン化（$\logQ_0\、[{\rmph/s}]=51.4$）および機械的（$\logL_{\rmSW}\、[{\rmerg/s}]=39.1$）出力R136の大部分は、最も巨大な星（$>100\、M_{\odot}$）によって占められています。R136は、電離フラックスの約4分の1と機械的フィードバックの約5分の1をタランチュラ星雲の全体の予算に貢献しています。タランチュラ星雲領域の大規模な星の人口調査では、VLT-FLAMESタランチュラサーベイとその他の分光学的研究との結果を組み合わせました。進化したWolf-Rayetスターと明るい青と赤の超巨星の欠如を観察します。
レッドスーパージャイアント、イエローハイパージャイアント、RSG後の進化
どのように大規模な星が寿命を終えるかは、星の進化の分野で未解決の問題のままです。9M_sunを超える星の大部分は赤い超巨星（RSG）になりますが、これらの大質量星の最終状態は、その質量損失の履歴に大きく影響されます。強化された星周風活動の期間は、HRダイアグラムのRSGブランチから星を追い出すことができます。このフェーズは、RSG後の進化として知られていますが、LuminousBlueVariablesやその他の大規模な星で見られるように、質量の大きなイベントや噴火と関連している可能性があります。この記事では、この独自のクラスの星、RSG後の特性を明らかにし、それらをLBダイアグラム、イエローハイパージャイアント、ダストRSGなどのHRダイアグラム上の他の大規模なオブジェクトにリンクしようとする最近の観察およびモデリング研究のいくつかを取り上げます。
すべての惑星間コロナ質量噴出は1 AU近くの磁束ロープ構造を持っていますか？
| Title |
Do_All_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_Have_A_Magnetic_Flux_Rope_Structure_Near_1_AU? |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Jie_Zhang,_Xin_Cheng,_Gang_Li,_Qiang_Hu,_Leping_Li,_Shujun_Chen,_Ruisheng_Zheng_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05212 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）は、衝撃波、鞘領域、噴出領域で構成されていることがよくあります。噴出領域は、2つの大きなクラスに分類されます。磁束ロープの特性を示す磁気雲（MC）と、それを示さない非磁気雲（NMC）です。CMEは磁束ロープの噴火に起因するため、NMCに磁束ロープ機能がない理由を回答することが重要です。NMCは、太陽圏での通過中にICMEまたはICMEと他の大規模構造との間の相互作用により、元のフラックスロープ機能を失うと主張する人もいます。その他の現象は、この現象を幾何学的選択効果に起因します。つまり、ICMEのノーズ（脚と非脚の側面を含む側面）が観測宇宙船を通過すると、MC（NMC）機能が内部の宇宙船軌道に沿って検出されます。イジェクタ。この書簡では、ICMEの幾何学的特性を通じて、どの説明がより妥当であるかを調べます。選択効果が異なるイジェクタタイプにつながる場合、統計的観点から、MCはNMCと比較して鞘領域が狭いはずです。さらに、NMCは太陽周期23と24で同様のサイズであり、NMCは周期23のMCよりも小さいが周期24のMCよりも大きいことがわかります。これは、ほとんどのNMCの脚の側面が宇宙船を通過していることを示唆しています。私たちの幾何学的分析は、すべてのICMEが1AUに近い磁束ロープ構造を持つべきであることをサポートしています。
ヤングフェイスフル：EC 53のインナーディスクの充填と排出のサイクルによる噴火
| Title |
Young_Faithful:_The_Eruptions_of_EC_53_as_It_Cycles_through_Filling_and_Draining_the_Inner_Disk |
| Authors |
Yong-Hee_Lee,_Doug_Johnstone,_Jeong-Eun_Lee,_Gregory_Herczeg,_Steve_Mairs,_Watson_Varricatt,_Klaus_W._Hodapp,_Tim_Naylor,_Carlos_Contreras_Pe\~na,_Giseon_Baek,_Martin_Haas,_Rolf_Chini_and_The_JCMT_Transient_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05268 |
若い恒星オブジェクトは時々降着のバーストを経験しますが、これらのバーストは通常散発的に発生し、観察研究と理論的説明を困難にします。6サイクルにわたって得られた近赤外線およびサブmmの監視を使用して、若い恒星オブジェクトEC53の周期的なバーストの概略説明を作成します。EC53は、$0.12$年を超えて$850$\mu$mで$0.3$マグマ、3.35$\mu$mで$2$マグマ、そして近赤外波長で$1.5$マグマまで増光し、降着率と一致する最大光度になります。$\sim8\times10^{-6}$M$_\odot$yr$^{-1}$。その後、放出は、降着率が$\sim1\times10^{-6}$M$_\odot$yr$^{-1}$になるまで$\約0.74$年のeフォールディングタイムスケールで減衰します。次に、次の噴火が発生します。これは、おそらく内部ディスクに$\sim5\times10^{-6}$M$_\odot$の質量が蓄積することによって引き起こされ、不安定になり、星に流出します。バーストの直前、ディスクがほぼ補充されると、近赤外の色が赤くなり、この大量の蓄積によってディスクの幾何学的な高さが増加したことを示しています。塊の大部分がディスクから排出されるため、最初のバーストの直後に赤みが消えます。観測されたディスクプロパティと降着率によって制約された$\alpha$-disk公式を仮定することにより、EC53の降着プロセスに関連する物理パラメーターを定量化します。私たちはこれらの忠実な噴火の考えられるトリガーについて推測することしかできませんが、私たちの定量化された回路図が理論家に動機付けられて、内部ディスクの周期的な蓄積と質量の排出を引き起こす可能性のある仮説のメカニズムをテストすることを願っています。
非線形の無力コロナモデルから推定される相対ヘリシティの信頼性について
| Title |
On_the_reliability_of_relative_helicities_deduced_from_nonlinear_force-free_coronal_models |
| Authors |
Julia_K._Thalmann,_X._Sun,_K._Moraitis,_M._Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05287 |
先行するX2.2フレア（SOL2017-09-06T08：57）を中心とする10時間の時間間隔でアクティブ領域（AR）NOAA〜12673の相対的なヘリシティを調査し、3回発生した噴火X9.3フレアも含めます時間後（SOL2017-09-06T11：53）。特に、電流が流れる磁場の正規化された自己ヘリシティ、いわゆるヘリシティ比$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}の信頼できる推定を目指しています|$、太陽ARの噴火の可能性を数量化する有望な候補者。SDO/HMIベクトル磁場データを入力として使用し、最適化アプローチを使用して、非線形のフォースフリー（NLFF）コロナ磁場モデルを採用します。対応する相対ヘリシティと関連数量は、有限体積法を使用して計算されます。自由なモデルパラメーターの異なる選択に基づくNLFFモデルの複数の時系列から、$|H_{\mathrm{J}}|/|H_{\mathcal{V}}|$の広がりを評価し、その不確実性を推定します。以前の作品と比較して、必要なソレノイドの品質に関する選択基準として、自由磁気エネルギーへの非ソレノイドの寄与$|E_{\rmmix}|/E_{\mathrm{J、s}}$を優先します後続の相対ヘリシティ分析のためのNLFFモデル。相対磁気ヘリシティ（および関連する量）の信頼できる推定のレシピとして、$|E_{\rmmix}を満たすものだけを保持するために、自由モデルパラメーターの異なる組み合わせに基づく複数のNLFFモデル時系列を使用することをお勧めします|/E_{\mathrm{J、s}}\leq0.2$は、特定の時点で、後で平均推定値を計算し、個別に寄与する値の広がりを不確実性の指標として使用します。
黒点クロモスフィアにおける分光偏光測定変動
| Title |
Spectropolarimetric_Fluctuations_in_a_Sunspot_Chromosphere |
| Authors |
M._Stangalini,_D._Baker,_G._Valori,_D.B._Jess,_S._Jafarzadeh,_M._Murabito,_A.S.H._To,_D.H._Brooks,_I._Ermolli,_F._Giorgi,_C.D._MacBride |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05302 |
比類のない分光偏光測定の精度と感度を備えた4メートル級の太陽望遠鏡のこの新時代に行われた機器の進歩により、前例のない詳細で彩層磁場とそのダイナミクスの研究が可能になります。この点で、分光偏光分析は、磁気流体力学（MHD）波プロセスへの貴重な洞察を提供できます。MHD波、特に特定の波モードに関連するAlfv'enic変動は、太陽の大気の外層の加熱と太陽風の加速だけでなく、元素風の加速にとっても重要なメカニズムとして最近認識されました太陽および他の太陽のような星（最初のイオン化ポテンシャル;FIPとしても知られている）効果のコロナで観察される存在量の異常。ここでは、最新のユニークな分光偏光IBIS観測を利用して、太陽黒点クロモスフィアの強度と円偏光（CP）変動の関係を調べます。私たちの結果は、磁場傾斜の狭い範囲に対応するパッチの強度とCP変動の間の明確な関連を示しています。これは、黒点にアルフエニックの摂動が存在することを示唆しています。
アルマ望遠鏡による最も寒くて最も近い褐色矮星からのミリメートル放出の探索
コンテキスト：WISEJ085510.83-071442.5（W0855）はユニークなオブジェクトです。250K、これは太陽から約2.2pcに位置する、最も低温で既知の褐色矮星（BD）です。非常に暗いため、天体観測は困難です。ただし、少なくとも1つの遠隔類似の超低質量オブジェクトであるM9ドワーフTVLM513-46546は、強力なパルス状の放射が観察される重ね合わされたアクティブ状態で、95GHzまでの周波数で安定した電波エミッターであることが示されています。目的：私たちの目標は、このオブジェクトの電波天文測定が可能かどうかを調査し、その磁場の上限を測定または設定するために、93GHz（3.2mm）あたりの深い観測でW0855のミリ波無線特性を決定することです。方法：2019年12月24日、W0855を85.1-100.9GHzで94分間観測し、44基のAtacamaラージミリマーアレイ（ALMA）12mアンテナを使用しました。標準のALMAキャリブレーション手順を使用し、近くの最も明るいオブジェクトであるQuasar3C209に対応することで、分析用の最終画像を作成しました。さらに、パルス発光を検索するために、30秒の時間分解能で光度曲線を作成しました。結果：私たちの観測では、安定した放出では7.3{\mu}Jy/ビームのノイズRMSを達成し、集約された帯域幅（ストークスI）で30秒間のパルスでは88{\mu}JyのノイズRMSを達成しています。観測時のオブジェクトからの安定したパルス放出の証拠はありません。定常放出では21.9{\mu}Jy、85GHz〜101GHzのW0855のパルス放出では264{\mu}Jyの3つの{\sigma}上限を導出します。結論：4〜8GHzでのW0855の最近の非検出とともに、W0855からの安定したパルス状の放射に対する私たちの制約は、オブジェクトが無線音量でも磁気圏でも特にアクティブではないことを確認します。
太陽フレアのトリガーに対する、出現する双極領域の振動と衝突の影響
| Title |
The_Effects_of_Oscillations_&_Collisions_of_Emerging_Bipolar_Regions_on_the_Triggering_of_Solar_Flares |
| Authors |
Callum_Boocock,_Kanya_Kusano_and_David_Tsiklauri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05457 |
太陽フレアの発生を事前に予測する機能は、地球の環境とインフラストラクチャにもたらす可能性のある損傷のため、人類にとって重要です。草野らに示されている。（2012）極性反転線（PIL）の近くに現れる、その磁束が上にあるフィールドの潜在的な成分に対して逆転した小規模の双極領域（BR）で、太陽フレアを効果的にトリガーするのに十分であること。この研究では、さらに3D電磁流体シミュレーションを実行して、これらの小規模BRの動きがフレアトリガーの有効性に及ぼす影響を研究します。2つの小規模BRの衝突の影響もシミュレーションされます。結果は、トリガーされたフレアの強さが、上にあるフィールドのどれだけがBRによって妨害されるかに依存していることを示しています。BRの線形振動のシミュレーションは、PILに沿った振動がフレア強度を損なう一方で、PILに沿った振動がフレア強度を増加させることを示しました。フレアの強さは、より大きな振幅の振動の影響をより大きく受けますが、振動の周波数には比較的鈍感です。最も極端なケースでは、フレアのピーク運動エネルギーは、非振動BRと比較して3倍以上増加しました。BRのねじり振動のシミュレーションは、フレア強度に対する非常に小さな影響を示しました。最後に、衝突するBRのシミュレーションは、個々のBRが合体することによって引き起こされるフレアとして、はるかに強いフレアの生成を示しました。これらの結果は、せん断されたフィールドのPILに沿ったBRの動き、または同じ領域内の複数のBRの存在から、著しく強いフレアが生じる可能性があることを示しています。
赤外線観測によるWolf-Rayet星雲NGC6888の恒星の起源の解明
| Title |
Unveiling_the_stellar_origin_of_the_Wolf-Rayet_nebula_NGC6888_through_infrared_observations |
| Authors |
G._Rubio,_J.A._Toal\'a,_P._Jim\'enez-Hern\'andez,_G._Ramos-Larios,_M.A._Guerrero,_V.M.A._G\'omez-Gonz\'alez,_E._Santamar\'ia_and_J.A._Quino-Mendoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05479 |
WR136の周りの象徴的なWolf-Rayet（WR）の風で吹き飛ばされたバブルNGC6888の包括的な赤外線（IR）研究を紹介します。ワイドフィールド赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）、SpitzerIRAC、MIPS、およびHerschelPACSIR画像を使用して、WR136周辺のダストの分布を鮮明に表示します。これらのIR測光観測を5-38$\mu$m波長範囲のSpitzerIRSスペクトルで補完します。前例のない高解像度IR画像により、見通し線に沿った物質による汚染のないクリーンなスペクトルエネルギー分布を生成し、NGC6888のダストの特性をモデル化することができました。スペクトル合成コードCloudyを使用して、光学的特性とIR特性を一貫して再現するNGC6888のモデルを生成します。私たちの最良のモデルでは、内側のシェルがガスのみで構成される二重分布が必要ですが、外側のシェルはガスとダストの混合を必要とします。ほこりは2つの粒子サイズの集団で構成され、1つは小さなサイズの粒子$a_\mathrm{small}$=[0.002-0.008]$\mu$mで、もう1つは大きなサイズの粒子$a_\mathrm{big}$=です。[0.05-0.5]$\mu$m。大きな粒子の個体数は他の赤い超巨星で報告されたものと同様であり、総ダスト量を支配します。これは、NGC6888の現在の質量が純粋にWR136から排出された物質によるものであり、星間掃引の寄与は無視できるほどであることを示唆しています。中。このモデルの総質量は25.5$^{+4.7}_{-2.8}$M$_{\odot}$であり、ダストの質量は$M_\mathrm{dust}=$0.14$^{+0.03}_{-0.01}$M$_{\odot}$、ダスト対ガス比が$5.6\times10^{-3}$の場合。したがって、WR136の初期恒星質量は$\lesssim$50M$_{\odot}$であり、現在の単一恒星進化モデルと一致していることをお勧めします。
| Title |
Investigating_Variable_Stars_in_the_Open_Cluster_NGC_1912_and_Its_Surrounding_Field |
| Authors |
Chunyan_Li,_Ali_Esamdin,_Yu_Zhang,_Fangfang_Song,_Xiangyun_Zeng,_Li_Chen,_Hubiao_Niu,_Jianying_Bai,_Junhui_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05492 |
この作業では、測光観測と$Gaia$DR2データに基づいて、オープンクラスターNGC1912の変光星を調べました。B、V、Rフィルターの3600以上のCCDフレームが削減され、約63時間にわたる光度曲線が得られました。これらの光度曲線を分析することにより、16の周期的変光星、7つの食連星、およびタイプが不明な1つの星を含む24の変光星を検出しました。これらの24個の変光星のうち、11個が新たに発見され、6個のガンマドラダス星、1個のデルタスクーティ星、3個の分離連星、および1つの接触連星に分類されます。また、13の既知の変光星を確認しました。Cantat-Gaudinらによって識別されたクラスターメンバーに基づく。（2018）、これらの検出された変光星のクラスターメンバーシップを推定しました。GaiaDR2データを使用して、NGC1912の新しいカラーマグニチュードダイアグラムをプロットし、運動学的特性と太陽中心距離における可変クラスターメンバーの性質を示しました。24個の変光星のうち、7個の変数はクラスタメンバーの可能性が高く、確立されたクラスターメンバーとの運動学的特性と空間位置に均一性を示します。7つの変数クラスターメンバーのうち4つは、以前に発見された星で、2つのガンマ星星と2つのデルタ星星で構成されています。残りの3つの可変クラスターメンバーは、すべてガンマドー星で、この作業で最初に検出されます。色彩図から推定されたこれらの可変クラスターメンバーの主な物理パラメーターは、log（age/yr）=8.75、[Fe/H]=-0.1、m-M=10.03mag、およびE（B-V）=0.307です。
高度に創造的で自律的なメンバーがいるチームでのアジャイル手法
| Title |
Agile_methodologies_in_teams_with_highly_creative_and_autonomous_members |
| Authors |
Sergi_Blanco-Cuaresma,_Alberto_Accomazzi,_Michael_J._Kurtz,_Edwin_Henneken,_Carolyn_S._Grant,_Donna_M._Thompson,_Roman_Chyla,_Stephen_McDonald,_Golnaz_Shapurian,_Timothy_W._Hostetler,_Matthew_R._Templeton,_Kelly_E._Lockhart,_Kris_Bukovi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05048 |
アジャイルマニフェストは、プロセスとツールを介して個人と相互作用を評価することを私たちに奨励しますが、最も採用されているアジャイル開発方法論であるスクラムは、本質的に役割、イベント、アーティファクト、およびそれらを結び付けるルール（つまり、プロセス）に基づいています。さらに、Scrumプロジェクトが成功しない場合は常に、Scrumが正しく実装されておらず、Scrumに独自の欠陥がある可能性があるためではないことが一般的に宣言されています。これにより、方法論に反論の余地がなくなり、開発者の実際のニーズと特殊性に合うように逸脱を防ぐことができます。特に、NASAADSチームのメンバーは非常に創造的で自律的であり、その自由があまりにも強く制約されている場合、その動機が影響を受ける可能性があります。アジャイルの原則に従い、特定のスクラム要素を再利用し、チームメンバーの満足度を追求しながら、利害関係者の期待にプロジェクトを迅速に対応/維持しながら、経験を紹介します。
中性子星結合におけるハイペロンのバルク粘度
この論文では、中性子星の合併に典型的な密度と温度での物質のハイペロン過程から生じるバルク粘度の計算を示します。この環境の高温に対処するために、レート計算でフェルミ面近似を超えて、完全な位相空間積分を数値的に評価します。クォークが中間子交換を介してバリオン間を移動するプロセスを含めます。これらは以前の分析ではほとんど省略されていましたが、バルク粘度への主要な寄与を提供します。合併シミュレーションで見られる周波数での調和振動の散逸時間を取得し、ハイペロンのバルク粘度が、最初のハイペロン種の始まりのすぐ下の密度と$T=5$MeVまでの温度で非常に関連性があり、散逸があることがわかります$\tau_{\mathrm{diss}}\約9$msの速度。
暗闇の中で（超）光：GW190521からの$ 8.7 \ times 10 ^ {-13} $ eVの潜在的なベクトルボソン
| Title |
The_(ultra)_light_in_the_dark:_A_potential_vector_boson_of_$8.7\times_10^{-13}$_eV_from_GW190521 |
| Authors |
Juan_Calder\'on_Bustillo,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_Jos\'e_A._Font,_Avi_Vajpeyi,_Rory_Smith,_Carlos_Herdeiro,_Eugen_Radu,_Samson_H._W._Leong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05376 |
AdvancedLIGO-Virgoは、ブラックホールの準円形のマージとして解釈される短い重力波信号（GW190521）を報告し、1つはペア不安定性超新星ギャップを埋め、$M_f\sim142M_\odot$の残余ブラックホールを形成しました。光度距離は$d_L\sim5.3$Gpc。ただし、マージ前の放射がほとんど見えないため、GW190521は、マージ前のダイナミクスと、衝突するオブジェクトの性質そのものをさらに調査する必要があります。GW190521は、2つの（等質量とスピン）水平線のないベクトルボソン星（別名Proca星）の正面衝突からの数値シミュレーション信号と一致し、$M_f=231^{+13}_{-17}\、M_\odot$、距離$d_L=571^{+348}_{-181}$Mpc。プロカ星の超軽量ベクトルボソン成分の好ましい質量は、$\mu_{\rmV}=8.72^{+0.73}_{-0.82}\times10^{-13}$eVです。これは、実際の重力波イベントに対して、これら2つの理論モデル間の密接な縮退の最初のデモンストレーションを提供します。プロカスターの解釈の確認は、統計的にわずかに好ましいと判断し、長い間求められていた暗黒物質粒子の最初の証拠を提供します。
