角度パワースペクトルを使用した大規模構造データ分析のための統合パイプラインの開発-III。ニュートリノ質量を制約するためのマルチトレーサー技術の実装
| Title |
Developing_a_unified_pipeline_for_large-scale_structure_data_analysis_with_angular_power_spectra_--_III._Implementing_the_multi-tracer_technique_to_constrain_neutrino_masses |
| Authors |
Konstantinos_Tanidis,_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05584 |
このホワイトペーパーでは、尤度ベースの手法を使用して、マルチトレーサー手法を調和空間（つまり、角度）パワースペクトルに適用します。これは、角度統計による予測でこれまで実装されていた通常のフィッシャーマトリックス形式を超えて、将来の開発と利用可能なデータセットへの直接適用のためのウィンドウを開きます。また、公開されているコードCosmoSISの完全に動作するように変更されたバージョンもリリースします。CosmoSISには、このシリーズの以前のペーパーで紹介したすべてのアドオンが常に含まれています。結果は、銀河数カウントの角度パワースペクトルのモジュラー宇宙パラメーター推定スイートであり、単一および複数のトレーサーを可能にし、密度変動、赤方偏移空間歪み、弱いレンズ倍率を含みます。明るい赤い銀河と輝線銀河のマルチトレース分析で複数のトレーサーを使用することで可能になるパラメーター制約の改善を示します。ニュートリノ質量の合計の上限$2\sigma$で$44\％$の強化が得られます。コードはhttps://github.com/ktanidis/Modified_CosmoSIS_for_galaxy_number_count_angular_power_spectraで公開されています。
ビリアルモードの$ k_v $アプローチによるウォームダークマターによる構造形成
| Title |
The_virial_mode_$k_v$_approach_to_Structure_Formation_with_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Axel_de_la_Macorra_and_Jorge_Mastache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05745 |
小規模な構造は、ダークマターの動的プロパティを制約するウィンドウを開きます。ここでは、半分析的アプローチで暖かい暗黒物質（WDM）のクラスタリングを研究し、新しい伝達関数$T_v（a、k）$を使用して、WDMの線形パワースペクトルを冷暗黒物質（CDM）と比較しました。ウイルス半径$r_v=\lambda_v/2$の構造に対応するウイルス波数$k_v=2\pi/\lambda_v$、無料ストリーミングスケール半径のサイズの半分$r_v=r_{fs}/2=\lambda_{fs}/4$。この構造に含まれるビリアルの質量$M_v$は、対応する$\lambda_{fs}$とともにスケールファクタ$a_{nr}$で非相対論的になるWDM粒子に対して形成された最も軽い構造に対応します。ウイルス伝達関数$T_v（a、k）=[1+\left（k/k_v\right）^{\beta_v}]^{\gamma_v}$は、ウイルスモード$k_v$と2つの定数で与えられますパラメータ$\beta_v$および$\gamma_v$。$T_v（a、k）$と質量範囲1-10keVのWDMのボルツマンコードCLASSを比較し、$\nu=1.020\pm0.025$で制約$\beta_v\gamma_v=-18$を取得します。標準的なアプローチでは、伝達関数は$T（a、k）=[1+\left（\alpha\、k\right）^{\beta}]^{\gamma}$\cite{Viel：2005qjここで、$\alpha$はWDMの動的プロパティをエンコードし、ボルツマンコードを使用して数値的に調整する必要があります。対照的に、バイラルアプローチでは、物理量$k_v$は無料のストリーミングスケール$\lambda_{fs}$の観点から単純に与えられ、分析的に決定できます。私たちのバイラル提案はCLASSとよく一致しており、標準の伝達関数の結果をわずかに改善します。結論として、WDMのプロパティがウイルス波数$k_v$でエンコードされる、物理的に動機付けされた新しい伝達関数$T_v（a、k）$を提案しました。これは、WDMクラスタリングプロパティの予測を決定および改善するのが簡単です。
Inflaton / Moduli崩壊からの非熱的高温暗黒物質：運動量分布と宇宙質量束縛の緩和
| Title |
Non-thermal_Hot_Dark_Matter_from_Inflaton/Moduli_Decay:_The_Momentum_Distribution_and_Relaxing_the_Cosmological_Mass_Bound |
| Authors |
Sukannya_Bhattacharya,_Subinoy_Das,_Koushik_Dutta,_Mayukh_Raj_Gangopadhyay,_Ratul_Mahanta,_Anshuman_Maharana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05987 |
初期に宇宙のエネルギー密度を支配していたインフレートまたはモジュラスの崩壊は、放射遷移時代の問題につながります。そのような遷移の間に崩壊生成物として生成される非熱滅菌暗黒物質粒子を考慮します。粒子には特徴的なエネルギー分布があります。これは、放射が支配するように進化する物質支配の宇宙で発生する崩壊に関連しています。私たちは主に粒子が熱い暗黒物質である場合に焦点を当て、それらの非熱運動量分布を明示的に考慮して、宇宙マイクロ波背景（CMB）および大規模構造（LSS）への影響を研究します。CMB角度パワーと線形物質パワースペクトルの結果は、現在のデータと一致する熱の場合と比較して、ホットダークマターの質量が1桁高いなど、興味深い特徴を明らかにします。これは、$\DeltaN_{\rmeff}$とホットDMエネルギー密度が、熱または非共振で生成された無菌ホットDMの場合とは異なり、互いに独立しているという事実に関連していることがわかります。また、光子バリオンプラズマを介した高温暗黒物質の超音速伝送に関連する可能性のある低$\ell$角力でのCMBの機能も見つかります。
重力波視差を使用してパルサータイミングアレイでハッブルパラメーターを測定する
| Title |
Using_Gravitational_Wave_Parallax_to_Measure_the_Hubble_Parameter_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Daniel_J._D'Orazio_and_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06084 |
パルサータイミングアレイ（PTA）が超大質量ブラックホールバイナリソースまでの光度距離と移動距離の純粋な重力波（GW）測定をどのように生成するかを示し、ソース赤方偏移とハッブル定数の推定値を提供します。光度距離はチャープ質量の標準測定を通じて導き出されます。PTA帯域内のゆっくりと進化するバイナリソースの場合、地球内のGWタイミングの残差の周波数を、アレイ内の離れたパルサーでの残差と比較すると、距離がわかります。GW波面の曲率によって引き起こされるGWタイミング視差から、移動距離を測定できます。これは、PTA帯域の高周波数端の単一ソースで最大10Gpcまで検出でき、将来のPTAは最大10kpcまでのタイミングの良いパルサーを含みます。1〜20kpcの〜100のパルサーと1％のパルサー距離エラーがある将来のPTAでは、ハッブル定数は、$0.1\lesssimz\lesssim2$の単一ソースで30％を超えると測定できると推定します。$z\lesssim0.1$では、明度と移動距離はほどけすぎに似ていません。$z\gtrsim2$では、この測定は信号対雑音比のしきい値によって制限されます。
衝突のないN体シミュレーションのための階層的ハミルトニアン分割積分器の評価
| Title |
Assessing_the_Hierarchical_Hamiltonian_Splitting_Integrator_for_Collisionless_N-body_Simulations |
| Authors |
G._Aguilar-Arg\"uello_(1),_O._Valenzuela_(1),_J._C._Clemente_(1),_H._Vel\'azquez_(1),_J._A._Trelles_(1)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06133 |
N体問題は、計算力学と宇宙論の分野で最もホットなトピックの1つになりました。いくつかの天体物理学の問題における大きなダイナミックレンジは、粒子軌道を統合するための適応タイムステップの使用につながりましたが、最適な戦略の探索は依然として困難です。無衝突マルチステップシミュレーションの階層的タイムステップインテグレーターハミルトニアン分割（HamSp）のパフォーマンスを定量化します。定数ステップのLeap-Frog（LeapF）インテグレーターと適応型のインテグレーター（AKDK）を比較します。さらに、関数を割り当てるさまざまなタイムステップの影響を調査します。HamSpには計算上のオーバーヘッドがありますが、2つの興味深い利点があります。便利なタイムステップ関数を選択すると、AKDKと比較して、効率を補正し、効率を改善することさえできます。可逆性と時間対称性の両方をテストします。HamSp統合の対称化された性質は、中程度の時間スケールで時間可逆の統合を提供し、全体的に長い統合時間でより優れたエネルギー節約を提供でき、線形および角運動量は機械精度で保持されます。天体物理学のシステムで異なるインテグレーターを使用することの影響に対処します。ほとんどの状況で、AKDKとHamSpの両方が問題を正しくシミュレートできることがわかりました。HamSpはAKDKに代わる魅力的で競争力のある代替手段であり、場合によっては、より高速で、より優れたエネルギーと運動量の節約が得られると結論付けています。HamSpで最近議論されたブリッジ分割技術を使用すると、かなり高い効率に到達できる場合があります。
全天SignAl短距離干渉計（ASSASSIN）I：Engineering Development Array-2を使用した全天の測定
| Title |
The_All-Sky_SignAl_Short-Spacing_INterferometer_(ASSASSIN)_I:_Global_sky_measurements_with_the_Engineering_Development_Array-2 |
| Authors |
B._McKinley,_C._M._Trott,_M._Sokolowski,_R._B._Wayth,_A._Sutinjo,_N._Patra,_J._Nambissan_T.,_D._C._X._Ung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06146 |
初期の宇宙に関する私たちの観測知識の重要なギャップを埋めることを目的として、世界中の実験は、EDGES実験による宇宙の夜明けからの赤方偏移21cm信号の主張された検出を検証しようと試み続けています。中性水素からのこの空平均または「グローバル」信号は、低い無線周波数（50〜200MHz）で検出可能である必要がありますが、明るい前景放射と必要なレベルの機器校正精度に到達することが難しいため、測定が困難です。このホワイトペーパーでは、グローバルな赤方偏移21cm信号を測定する新しい新しい方法の使用に向けた進捗状況について概説します。独立した結果を得るために、EDGESの系統誤差が非常に異なる別の方法を使用する必要があることを動機として、単一のアンテナを使用する従来のアプローチを使用するのではなく、密集したアンテナのアレイを使用して、干渉によって全天空信号を測定します。シミュレーションを使用して、新しく開発した方法を実証し、理想的な機器の場合、21cmの信号が、近接した間隔の双極子の配列の可視性から理論的に抽出できることを示します。信号抽出メソッドが、平方キロメートル配列のようなプロトタイプで行われた観測を使用して実際のデータで機能することを確認します。エンジニアリング開発アレイ-2。最後に、シミュレーションと観察の両方で学んだ教訓を使用して、将来の作業の明確な計画を作成します。これにより、最終的には新しいグローバルレッドシフト21cm計器、All-SkySignAl短間隔干渉計（ASSASSIN）が作成されます。
21cm強度マップでの相対論的バイスペクトルの検出
| Title |
Detecting_the_relativistic_bispectrum_in_21cm_intensity_maps |
| Authors |
Sheean_Jolicoeur,_Roy_Maartens,_Eline_M._De_Weerd,_Obinna_Umeh,_Chris_Clarkson,_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06197 |
将来の21cm強度マッピング調査のバイスペクトルでの先行オーダー相対論的効果の検出可能性を調査します。相対論的信号は、赤方偏移空間におけるドップラーおよびその他の見通し内効果から生じます。1つのトレーサーのパワースペクトルでは、これらの影響は$\cH^2/k^2$の係数によって抑制されます。対照的に、バイスペクトルでは、相対論的信号がショートスケールモードに結合し、$\cH/k$としてスケーリングする架空の寄与が発生するため、検出の可能性が高まります。以前の研究は、この相対論的信号がステージIVH$\alpha$銀河調査で検出可能であることを示しました。信号は次世代21cm強度マップでも検出可能ですが、通常は前景と望遠鏡のビーム効果により、信号対雑音比が低くなっています。
エネルギー運動量二乗重力による異方性のスクリーニング：非表示の異方性を持つ$ \ Lambda $ CDMモデル
| Title |
Screening_anisotropy_via_Energy-Momentum_Squared_Gravity:_$\Lambda$CDM_model_with_hidden_anisotropy |
| Authors |
Ozgur_Akarsu,_John_D._Barrow,_N._Merve_Uzun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06517 |
標準の$\Lambda$CDMモデルの一般化を構築します。ここで、空間的にフラットなRobertson-Walkerメトリックを最も単純な異方性一般化（LRSBianchiIメトリック）で同時に置き換え、冷たい暗黒物質を重力に従って$f（T_{\mu\nu}T^{\mu\nu}）\proptoT_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$の形式のエネルギー運動量二乗重力（EMSG）。これらの2つの変更---つまり、性質の異なる2つの新しい硬い流体のような用語---は互いに相殺できます。つまり、せん断スカラーを完全にスクリーニングし、標準の$\と同じフリードマン方程式を数学的に正確に再現できます。Lambda$CDMモデル。これにより、異方性のBBN制限が回避され、それにより、CosmicMicrowaveBackground四重極温度変動を目的の量で操作する機会が提供されます。宇宙のごく初期と遠い未来におけるモデルの影響についてさらに議論します。この調査では、EMSGが$f（T_{\mu\nu}T^{\mu\nu}）\proptoT_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$の形式の例も示しています、および同様のタイプの他の構造は、必ずしも非常に初期の宇宙にのみ関連しているわけではありませんが、現在の宇宙に関連する現在の宇宙論の主要な問題、いわゆる$H_0$問題との関連で検討することもできます。
弱いレンズ効果の収束1点確率分布関数とその自動共分散の正確な分析モデル
| Title |
Accurate_Analytic_Model_for_the_Weak_Lensing_Convergence_One-Point_Probability_Distribution_Function_and_its_Auto-Covariance |
| Authors |
Leander_Thiele,_J._Colin_Hill,_Kendrick_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06547 |
1点確率分布関数（PDF）は、銀河の形状や宇宙のマイクロ波背景マップから再構築されたウィークレンズ（WL）収束などの非ガウス宇宙フィールドの強力な要約統計量です。これまでのところ、第一原理の小さな平滑化スケールのWL収束PDFの高収束テールをうまく説明する分析モデルは開発されていません。ここでは、ハローモデル形式を提示して、WLSun収束PDFを計算します。これは、熱スニヤエフゼルドビッチ場の以前の結果に基づいています。さらに、収束PDFの共分散行列を分析的に計算するように形式を拡張します。数値シミュレーションとの比較により、一般に、WL収束PDFの非ガウスの正の尾での式の妥当性が確認されますが、シミュレーションにおける小規模な系統的効果に対する収束PDFの強い感度も明らかになります（たとえば、有限の解像度による）。。最後に、新しい分析モデルに基づいて、ルービン天文台のような調査の簡単なフィッシャー予測を提示します。$\{A_s、\Omega_m、\Sigmam_\nu\}$パラメータスペースを考慮し、$A_s$のみでPlanckCMBを前に仮定すると、マージナライズされた制約$\sigma（\Sigmam_\nu）\約0.08が予測されますハロー濃度と質量の関係を表すパラメーターを取り除いた後でも、WL収束PDFのみからのeV。ニュートリノ質量の合計に関するこのエラーバーは、通常の階層で許容される最小値に匹敵し、WL収束PDFの強い拘束力を示しています。https://github.com/leanderthiele/hmpdfでコードを公開しています。
NANOGravパルサータイミングデータの宇宙文字列の解釈
可能な確率重力波背景（SGWB）に上限を提供するために使用されるパルサータイミングデータ。ただし、NANOGravコラボレーションは最近、確率的共通スペクトルプロセスの強力な証拠を報告しました。これは、宇宙ストリングのフレームワークでSGWBとして解釈されます。可能性のあるNANOGrav信号は、68％の信頼水準でのストリング張力$G\mu\in（4、9）\times10^{-11}$に対応し、超大質量ブラックホールマージャーとは周波数依存性が異なります。このような$G\mu$の値を持つ宇宙ストリングによって生成されたSGWBは、LIGOの到達範囲を超えますが、SKA、LISA、TianQin、AION-1km、AEDGE、アインシュタイン望遠鏡、宇宙探検家。
NANOGravは宇宙ストリングの最初の証拠を見つけましたか？
重力波のための北米のナノヘルツ天文台（NANOGrav）は、12.5年のデータセットのパルサータイミングの残差に影響を与える確率的共通スペクトルプロセスの強力な証拠を最近報告しました。このプロセスは、初期宇宙の宇宙ストリングネットワークによって放出された確率論的重力波背景の観点から解釈を認めることを示しています。張力$G\mu$とループサイズ$\alpha$に依存してローカルの南部五島文字列を調べ、実行可能なパラメーター空間全体が将来の一連の実験によって探査されることを示します。
原始的な非ガウス性制約に対する銀河バイアス不確実性の影響について
銀河バイアスパラメータ間の仮定された関係の不確実性がローカルPNG$f_{\rmNL}$パラメータの制約に与える影響を調査します。マルチトレーサー銀河パワースペクトルとバイスペクトルデータを使用した理想的な予測設定で、線形密度銀河バイアス$b_1$とローカルPNGバイアス$b_\phi$の関係に焦点を当てます。銀河バイアスの2つのパラメーター化を検討します。1）$b_\phi=2\delta_c\left（b_1-p\right）$および$p$が自由パラメーターである普遍性関係に触発されたパラメーター化。2）$f_{\rmNL}b_\phi$のようなバイアスパラメーターと$f_{\rmNL}$の積が直接当てはまるもう1つ。$f_{\rmNL}-p$平面の制約は著しく二峰性であり、$f_{\rmNL}$のマージナライズされた制約の中心値と幅は、$p$の事前制約に敏感に依存します。基準値が$p=0.55$の制約で固定$p=1$を仮定すると、推定$f_{\rmNL}$が$0.5\sigma$から$1\sigma$にバイアスされる可能性があります。ただし、この基準値の前の$\Deltap\約0.5$は、セットアップではバイアスのない制約を返すのに十分です。パワースペクトル分析では、パラメーター化2は$b_\phi$で仮定を行わず、$f_{\rmNL}\neq0$を、$b_\phi$（$f_{\rmNL}$の値は不明です）。パラメータ化2の欠点は、バイスペクトル情報の追加がパラメータ化1の場合ほど有益ではないことです。この結果は、PNG制約分析におけるバイアス不確実性の緩和戦略の組み込み、およびバイアス間の関係に関するさらなる理論的研究の動機を強く示しています。これらの戦略をよりよく知らせるためのパラメータ。
木星の成長：ガスと固体の円盤における形成と現在の時代への進化
| Title |
Growth_of_Jupiter:_Formation_in_Disks_of_Gas_and_Solids_and_Evolution_to_the_Present_Epoch |
| Authors |
Gennaro_D'Angelo,_Stuart_J._Weidenschilling,_Jack_J._Lissauer,_Peter_Bodenheimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05575 |
[要約]木星の形成はコア核の降着によってモデル化され、惑星の進化は現在の時代までシミュレーションされます。小さな胚からガスの付着が固体の付着を追い越すまでの成長は、D'Angeloetal。（イカルス2014、241、298）。これらの計算は、重元素とH/Heの質量が$M_{Z}\約7.3$と$M_{XY}\約0.15$の地球の質量になるまで、$4\times10^{5}$年間形成されました（$M_{\oplus}$）、および$dM_{XY}/dt\approxdM_{Z}/dt$。計算は$M_{XY}=M_{Z}$の段階で継続されます。このとき、年齢は約$2.4\times10^{6}$年であり、惑星の質量は$M_{p}\約20\です。M_{\oplus}$。約$9\times10^{5}$年後、$M_{p}$は約$60\、M_{\oplus}$および$M_{Z}\約16\、M_{\oplus}$です。このエポックの周りで、エンベロープの収縮は、ガスの降着率を年間数$10^{-3}\、M_{\oplus}$に指示し、惑星の進化がディスクの進化に結びついているときに、ディスク制限降着の体制を開始します。進化。成長は、惑星上の粘性拡散、風、および降着を通じて進化する降着円盤の簡略化されたモデルを構築することによって継続されます。木星の形成は、星雲ガスが分散するとき、約\$$$$$$$Myr後に終了します。若い木星は、現在の$4.5$-$5.5$倍のボリュームで、何千倍もの明るい$$sim10^{-5}\、L_{\odot}$です。重元素の質量は$\約20\、M_{\oplus}$です。進化は、太陽放射を除いて、孤立して冷却および収縮段階を経て進行します。$4570$マイア以降、惑星の半径と光度は現在の値の$10$％以内です。形成中およびその後すぐに、惑星は、観測可能な場合、形成の後期段階の側面を調査する可能性のある特徴、例えば光度および有効温度を示す。ただし、これらの特徴的な機能は、数十マイア以内に消えるようです。
熱い木星タウブーbからのHe I大気光放出の検索
| Title |
A_search_for_He_I_airglow_emission_from_the_hot_Jupiter_tau_Boo_b |
| Authors |
Yapeng_Zhang,_I.A.G._Snellen,_P._Molli\`ere,_F._J._Alonso-Floriano,_R._K._Webb,_M._Brogi,_A._Wyttenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05821 |
準安定三重項状態2$^3$Sに由来する10830{\AA}でのヘリウム吸収線は、高温木星の拡張大気とその流体力学的脱出プロセスの優れたプローブとして提案されており、最近、一握りの惑星の透過スペクトル。等方性再放出は、他の軌道段階で観測可能なヘリウムの大気光をもたらします。この論文の目的は、高解像度分光法を使用して、太陽系外惑星の大気における10830{\AA}でのHeI放出の検出可能性を調査し、近接するガスジャイアントの上部大気の特性への洞察を提供することです。送信信号に基づいて、高温木星でのHeI放出の予想される強度を推定しました。3.5mのCalarAlto望遠鏡でCARMENESが撮影した高解像度スペクトルの3夜で、タウブーbのHeI10830{\AA}放出機能を検索しました。毎晩のスペクトルは、地球の吸収、空の輝線、恒星の特徴について修正され、輝線を探すために惑星の静止フレームにシフトされました。HeI放出はタウブーブでは検出されず、20km/sを超える放出線幅の場合、5シグマのコントラスト限界である4$\times$10$^{-4}$に達します。これは、予想される放出レベルをおよそ8倍上回っています（高温の木星でのHeIの典型的な通過吸収が1％と想定）。これは、VLT/CRIRES+やE-ELT/HIRESなどの今後の機器を使用して、適切に設計された観測でHeI放出をターゲットにすることが可能であることを示唆しています。
ヤルコフスキー効果年表からのクラリッサ家の年齢
| Title |
Clarissa_Family_Age_from_the_Yarkovsky_Effect_Chronology |
| Authors |
Vanessa_C._Lowry,_David_Vokrouhlicky,_David_Nesvorny,_Humberto_Campins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06030 |
Clarissaファミリーは、プリミティブCタイプの小惑星で構成される小さな衝突ファミリーです。それは、内側の小惑星帯の動的に安定したゾーンにあります。この作業では、惑星の摂動とヤルコフスキー効果による家族の熱ドリフトをモデル化して、クラリッサ家の形成年齢を決定します。シミュレーションは、YarkovskyおよびYarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）効果を考慮して変更されたSwift-rmvs4インテグレーターを使用して実行されました。フラグメントのさまざまな駆出速度フィールドで始まる複数のシミュレーションを実行し、最初は逆行性スピンの比率を変化させ、さまざまなYarkovsky/YORPモデルもテストしました。私たちの目標は、適切な準主軸で特に非対称である、クラリッサファミリーの観測された軌道構造に一致させることでした。最初の駆出速度<〜20m/s（直径D=2kmフラグメント）、YORPによるスピンアップの4：1優先、および小さな家族のメンバーの80％が最初は逆行性回転を持っていると仮定して、最良の適合が得られました。クラリッサ家の年齢は、想定された小惑星密度1.5g/cm3に対して56+/-6マイアであることがわかりました。密度が小さい値または大きい値にわずかに変化すると、年齢推定値がわずかに若くなったり、古くなったりします。これは、ヤルコフスキー効果の年表が100マイア未満の小惑星ファミリーにうまく適用された最初のケースです。
CARMENESで曇りと澄んだ熱い木星の雰囲気を区別する
| Title |
Discriminating_between_hazy_and_clear_hot-Jupiter_atmospheres_with_CARMENES |
| Authors |
A._S\'anchez-L\'opez,_M._L\'opez-Puertas,_I._A._G._Snellen,_E._Nagel,_F._F._Bauer,_E._Pall\'e,_L._Tal-Or,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_S._Czesla,_L._Nortmann,_A._Reiners,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._Aceituno,_V._J._S._B\'ejar,_N._Casasayas-Barris,_Th._Henning,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_M._Stangret,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06280 |
コンテキスト：紫外（UV）および青光学で観測されたいくつかの高温木星の比較的大きな半径は、一般に高高度ヘイズ粒子によるレイリー散乱が原因であると解釈されます。ただし、ヘイズの組成とその生成メカニズムは完全には理解されておらず、観測情報はまだ限られています。目的：赤色の光学波長域と近赤外波長域にわたって水蒸気相互相関信号の強度を分析することにより、HD209458bおよびHD189733bの大気におけるヘイズの存在を高スペクトル分解能スペクトルで調査することを目的としています。方法：2つの惑星の合計7つのトランジットが、3.5mのCalarAlto望遠鏡のCARMENES分光器で観測されました。ドップラーシフトされた信号は、トレンド除去アルゴリズムSYSREMを使用して、テルルおよび恒星の寄与から解きほぐされました。その後、残余スペクトルは0.70-0.96$\mu$mの水蒸気テンプレートと相互相関して、水蒸気吸収バンドの強度を測定しました。結果：光学水蒸気バンドは、1回の通過でHD209458bで$5.2\sigma$で検出されましたが、HD189733bの4回の通過ではそれらの証拠は見つかりませんでした。したがって、近赤外線の場合と比較した光学ウォーターバンドの相対強度は、HD189733bよりもHD209458bの方が大きいことがわかりました。結論：HD209458bでの検出と比較して、HD189733bの透過スペクトルでの光学水バンドの非検出は、以前の惑星には高度に存在しないヘイズが存在するためであると解釈されます。後者で。これは、ハッブル宇宙望遠鏡による以前の測定と一致しています。高温木星の現在利用可能なCARMENES観測を使用して、大気中のヘイズ消滅の存在を調査できることを示します。
系外惑星ダイナミクスによる原始惑星系ディスクの制約：例としてKepler-419
| Title |
Constraining_protoplanetary_disks_with_exoplanetary_dynamics:_Kepler-419_as_an_example |
| Authors |
Mohamad_Ali-Dib_and_Cristobal_Petrovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06448 |
Kepler-419の起源を調査し、2つのほぼ同一平面上にある非常に偏心したガスジャイアントをホストします。これらのガスジャイアントは、反整列の周りを自由な方向に解放し、誕生した原始惑星系円盤の特性に制約を課します。ペトロビッチ、ウー、およびアリ・ディブ（2019）による提案に従います。これらの惑星は、散逸する大容量ディスクの歳差運動の自然な結果としてこれらの軌道に配置され、直接のN体シミュレーションとモデルを使用して拡張します。光蒸発を含むガスディスクの進化のため。パラメータ空間の調査に基づいて、システムを再現するには、初期ディスク質量が少なくとも95M_Jupであり、少なくとも10^4年のタイムスケールで散逸する必要があることがわかりました。この質量は、観測された円盤の質量分布の上端と一致しており、散逸タイムスケールは光蒸発モデルと一致しています。簡略化された1Dシンディスクモデルを使用してそのようなディスクの特性を調査し、それらが重力的に安定していることを示します。これは、2つの惑星がコア降着によって形成され、ディスクの移動が起こりやすいことを示します。したがって、最後に、このメカニズムの外惑星の半長軸に対する感度を調査し、近くの7：1、8：1、および9：1の平均運動共鳴がこのメカニズムを完全にクエンチできる一方で、さらに高次の共鳴でもシステムにも大きな影響を与えます。2つの惑星がこれらの高次の共振や近接する遭遇を避けていると仮定すると、ダイナミクスは惑星cの半主軸に対してかなり鈍感で、ディスクによって駆動される軌道の移動に影響されないようです。
乾燥した微生物生活の集積所としての金星の下層大気ヘイズ：金星の空中生物圏の持続性のために提案されたライフサイクル
| Title |
The_Venusian_Lower_Atmosphere_Haze_as_a_Depot_for_Desiccated_Microbial_Life:_A_Proposed_Life_Cycle_for_Persistence_of_the_Venusian_Aerial_Biosphere |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Peter_Gao,_William_Bains,_Noelle_C._Bryan,_Sukrit_Ranjan,_and_Jane_Greaves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06474 |
金星の雲に生命があるという仮説を再考して、生命が何億から何億年もの間ずっと高揚し続けるという難問を解決するライフサイクルを提案します。金星大気の温帯層における空中生物圏のほとんどの議論は、実在する微生物タイプの粒子が自由に浮遊しているのか、または雲の液滴の内部の液体環境に閉じ込められているのかについては決して触れていません。私たちは、生命が液滴の中に存在し、大気への液体の致命的な正味の損失から保護される必要があると主張します。これは、浮遊する微生物の生命体にとって避けられない問題です。ただし、液滴の生息地には生涯の制限があります。液滴は容赦なく（数か月にわたって）重力によって強制的に十分大きくなり、金星の大気のより高温で住めない層に落ち着きます。（粒子サイズを減少させる液滴の断片化は金星の大気条件では発生しません。）生命が無期限に生き残る唯一の方法は、沈降中に液滴が蒸発するときに微生物の生命が乾燥することを含むライフサイクルであるということを初めて提案します、小さな乾燥した「胞子」が金星の大気を停滞させ、低曇り層（高度33〜48km）で停止し、部分的に移入した。したがって、私たちは金星の下層ヘイズ層を乾燥した微生物の生命の「貯蔵庫」と呼びます。胞子は、重力波によって引き起こされた混合によって引き起こされた上向きの拡散によって最終的に雲層に戻り、雲の凝縮核として機能し、継続的なライフサイクルのために再水和します。また、金星の大気の非常に過酷な条件での生活に対する課題を検討し、「居住可能な」雲の層があらゆる地球環境に類似しているという考えを否定します。
12年間の火星エクスプレスデータ後の火星月の予報
| Title |
Mars_moon_ephemerides_after_12_years_of_Mars_Express_data |
| Authors |
V._Lainey,_A._Pasewaldt,_V._Robert,_P._Rosenblatt,_R._Jaumann,_J._Oberst,_T._Roatsch,_K._Willner,_R._Ziese,_and_W._Thuillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06482 |
火星エクスプレス（MEX）ミッションは、2004年以来、火星周辺で成功裏に運用されています。多くの結果の中で、MEXは、2つの火星の衛星であるフォボスとダイモスの最も正確な天文データを提供しました。この作業では、以前に公開されたすべての天文学データから最新のMEXSRCデータまで恩恵を受けている火星の衛星の新しい暦を紹介します。全体として、1877年から2016年までの観測と、マリナー9からMEXまでの宇宙船の測定値が含まれていました。均質な内部を想定して、火星の潮汐k2/Q比と月の初期状態と同時にフォボスの強制平衡振幅をフィッティングしました。物理的自由度1.09+/-0.01度の私たちの解は、特に均一解から逸脱しています。しかし、非常に低いエラーバーを考えると、これは本質的に、将来的に回転モデルが改善された高次高調波を考慮する必要性を示唆している可能性があります。ほとんどのデータをうまく適合させることができましたが、火星偵察オービターとバイアスレベルの補正におそらく関連付けられているキロメートルレベルでの火星エクスプレスの天文データの間に不一致が見つかりました。現在のソリューションの精度は、フォボスでは数百メートル、デイモスでは数百メートルのレベルで今後数年間期待されています。私たちの新しいエフェメリスの本当の正確さは、独立した観測手段との対立によって確認されなければなりません。
金星のホスフィンは従来のプロセスでは説明できない
| Title |
Phosphine_on_Venus_Cannot_be_Explained_by_Conventional_Processes |
| Authors |
William_Bains,_Janusz_J._Petkowski,_Sara_Seager,_Sukrit_Ranjan,_Clara_Sousa-Silva,_Paul_B._Rimmer,_Zhuchang_Zhan,_Jane_S._Greaves,_Anita_M._S._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06499 |
金星の中層大気におけるホスフィンの20ppbの最近の候補検出は非常に予想外なので、その起源の説明を徹底的に検索する必要があります。リン含有種は以前に金星の大気についてモデル化されたことはなく、私たちの研究は金星の大気におけるリン種をモデル化する最初の試みを表しています。私たちは、惑星の大気、雲とヘイズの層、表面、および地下を含む金星の環境におけるホスフィンの形成の潜在的な経路を徹底的に調査します。ガス反応、地球化学反応、光化学、その他の非平衡プロセスを調査します。これらの潜在的なホスフィン生成経路は、金星でのppbホスフィンレベルの存在を説明するのに十分ではありません。したがって、PH3の存在は、以前は金星の状態に対してもっともらしく考えられていなかったプロセスの結果である必要があります。地球上のホスフィンは人為的および生物学的発生源にのみ関連しているので、このプロセスは未知の地球化学、光化学、さらには空気中の微生物の生命でさえあり得る。ホスフィンの検出は、金星の環境における化学プロセスの複雑さを増し、その場で金星へのサンプリングミッションを追跡する動機を与えます。
| Title |
Two_Planets_Straddling_the_Habitable_Zone_of_The_Nearby_K_dwarf_Gl_414A |
| Authors |
Cayla_M._Dedrick,_Benjamin_J._Fulton,_Heather_A._Knutson,_Andrew_W._Howard,_Thomas_G._Beatty,_Phillip_A._Cargile,_B._Scott_Gaudi,_Lea_A._Hirsch,_Rudolf_B._Kuhn,_Michael_B._Lund,_David_J._James,_Molly_R._Kosiarek,_Joshua_Pepper,_Erik_A._Petigura,_Joseph_E._Rodriguez,_Keivan_G._Stassun,_Daniel_J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06503 |
近く（D=11.9pc）のK7ドワーフGl414Aを周回する2つの惑星の発見を示します。Gl414AbはM$_b\sin{i_b}=9.28^{+3.19}_{-2.54}$M$_\oplus$および準主軸0.24$\pm$の亜海王星質量惑星です0.01au。Gl414Acは$M_c\sin{i_c}=59.48^{+9.98}_{-9.69}$M$_\oplus$と準主軸が1.43$\pm$0.06の土星直下の質量惑星です。au。Keck/HIRESとLickObservatoryのAutomatedPlanetFinderからの半径方向速度データ、およびKELTからの測光データを共同で分析し、2つの惑星と、回転変調活動および長期磁気に関連する2つの追加信号を検出しました星の活動周期。このシステムの外惑星は、将来のダイレクトイメージングミッションの潜在的な候補です。
ガンマドラコニスの準周期的半径速度変動のモデリング
| Title |
Modeling_the_quasiperiodic_radial_velocity_variations_of_gamma_Draconis |
| Authors |
Victor_Ramirez_Delgado_and_Sarah_Dodson-Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06506 |
K5IIIの星であるガンマドラコニスは、2003-2011年の10.7木星質量惑星と一致する半径方向速度（RV）変動を示しました。2011年以降、周期的な信号は減衰し、その後位相シフトを伴って再出現しました。\citet{hatzes18}は、ガンマDraのRV変動が振動対流モードから生じる可能性があることを示唆しましたが、数学モデルに適合しませんでした。ここでは、準周期ガウス過程（GP）---有限の寿命を持つスポットが周期性を追跡するときに適切である---がRVを説明できるかどうかを評価します。準周期信号が1つしかないモデルでは不十分であることがわかります。データを近似するには、2番目のコンポーネントが必要です。最適なモデルには、P1=705日およびP2=15日の準周期振動があります。705日の信号は、磁気活動によって引き起こされる可能性があります。15日の期間については、さらに調査が必要です。
金星の雲のデッキ内のホスフィンガス
| Title |
Phosphine_Gas_in_the_Cloud_Decks_of_Venus |
| Authors |
Jane_S._Greaves,_Anita_M._S._Richards,_William_Bains,_Paul_B._Rimmer,_Hideo_Sagawa,_David_L._Clements,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Clara_Sousa-Silva,_Sukrit_Ranjan,_Emily_Drabek-Maunder,_Helen_J._Fraser,_Annabel_Cartwright,_Ingo_Mueller-Wodarg,_Zhuchang_Zhan,_Per_Friberg,_Iain_Coulson,_E'lisa_Lee,_Jim_Hoge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06593 |
惑星大気中の微量ガスの測定は、地球とは異なる化学的条件を探るのに役立ちます。私たちの最も近い隣人である金星には、温帯ですが高酸性の雲のデッキがあります。金星の大気におけるホスフィン（PH3）ガスの見かけの存在を報告します。JCMTとALMA望遠鏡からの単一ラインのミリ波帯スペクトル検出（最高15シグマまでの品質）は、他にもっともらしい識別がありません。約20億分の1の存在量の大気PH3が推定されます。ホスフィンの存在は、定常状態の化学と光化学経路の徹底的な研究の後に説明されていません。金星の大気、雲、地表と地下、または雷、火山、または隕石からの既知の非生物的生産経路はありません。ホスフィンは、未知の光化学または地球化学から、あるいは地球上のホスフィンの生物学的生成との類推によって、生命の存在から発生する可能性があります。他のPH3スペクトル機能を探す必要がありますが、その場での雲と地表のサンプリングでこのガスの発生源を調べることができます。
ワンツークエンチ：ダブルマイナー合併シナリオ
| Title |
One-Two_Quench:_A_Double_Minor_Merger_Scenario |
| Authors |
N._Nicole_Sanchez,_Michael_Tremmel,_Jessica_K._Werk,_Andrew_Pontzen,_Charlotte_Christensen,_Thomas_Quinn,_Sarah_Loebman,_Akaxia_Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05581 |
N-body+Smoothed粒子の流体力学コードChaNGaを使用して、2つの合併主導プロセス\textemdashディスク破壊と超大質量ブラックホール（SMBH）フィードバック\textemdashを識別します。これらは一緒に動作して、7Gyr以上のL$^*$銀河を消光します。具体的には、2つの小衛星との相互作用によって駆動される、シミュレートされた天の川（MW）アナログでの星形成の停止を調べます。両方の相互作用は互いに$\sim$100Myr以内で発生し、衛星の質量はどちらもMWのようなホスト銀河の質量の5〜20分の1です。\cite{Roth2016}の遺伝子組み換えプロセスを使用して、4つのズームインMW質量銀河のセットを生成します。これらすべての銀河は、アセンブリ履歴への小さな変更により、独自の星形成履歴を示します。これらの4つのケースのうちの2つでは、銀河は$z=1$によって抑制されます。これらは制御された変更であるため、近接した2つの小さな合併イベントの影響を分離できます。その相対的なタイミングにより、MW質量の主銀河が消光するかどうかが決まります。このワンツーパンチは次のように機能します。1.ピーク降着率でプライマリハロの超大質量ブラックホール（SMBH）に燃料を供給します。2.ホスト銀河の冷たいガス状の円盤を破壊する。最終結果は、SMBHからのフィードバックにより、銀河の星形成が完全かつ突然$z\approx1$終了することです。流体力学$（25\、\mathrm{Mpc}）^3$ボリュームシミュレーションである{\scRomulus25}で同様の消光イベントを検索して見つけ、このメカニズムは、サンプルの小さなサンプルでも発生するのに十分一般的であることを示しています$z=0$のMW質量クエンチ銀河。
散逸のない銀河合体における恒星速度分散と初期質量関数勾配
| Title |
Stellar_velocity_dispersion_and_initial_mass_function_gradients_in_dissipationless_galaxy_mergers |
| Authors |
Carlo_Nipoti,_Carlo_Cannarozzo,_Francesco_Calura,_Alessandro_Sonnenfeld,_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05583 |
恒星初期質量関数（IMF）は、初期型銀河（ETG）の中で普遍的ではないと考えられています。いわゆるIMF不一致パラメーター$\alpha_{\rmIMF}$を使用してIMFをパラメーター化します。これは、星の集団の恒星の質量対光比、つまりそのIMFの「重さ」の尺度です。ETGの場合、$\alpha_{\rme}$（つまり、有効半径$R_{\rme}$内に統合された$\alpha_{\rmIMF}$）が$\sigma_{\rme}$とともに増加することがわかります（視線速度分散$\sigma_{\rmlos}$は$R_{\rme}$内に統合されています）そして、同じETG内で$\alpha_{\rmIMF}$は外側に向かって減少する傾向があります。バイナリのメジャーとマイナーのマージシミュレーションの結果を使用して、ETGのIMF不一致パラメーター$\alpha_{\rmIMF}$の分布に対する散逸のない（ドライ）マージの影響を調べます。ドライマージは、ETGの$\alpha_{\rmIMF}$プロファイルをより浅くする傾向があるが、空間的に解決された$\sigma_{\rmlos}\alpha_{\rmの分布の形状を大幅に変更しないことがわかりますIMF}$スペース。$\alpha_{\rmIMF}$勾配の侵食と、より明るいIMFを持つ恒星集団との混合により、乾式合併を経験している個々の銀河は$\alpha_{\rme}$を減少させる傾向があります。それらの$\sigma_{\rme}$は、マージする軌道パラメーターと質量比に応じて、減少または増加する可能性がありますが、宇宙論的に動機付けられたマージ履歴では減少する傾向があります。$\alpha_{\rme}$-$\sigma_{\rme}$の関係は、個々のETGの進化の結果として赤方偏移で変化する可能性があります。単純なドライマージモデルに基づいて、与えられた$\sigma_のETG{\rme}$は、赤方偏移が高い場合に$\alpha_{\rme}$が高くなると予想されます。ただし、降着した衛星が拡散してマージレムナントの内部恒星分布にほとんど寄与しない場合を除きます。
相互作用する銀河のUV-FIR光度へのAGNの寄与と主なシーケンスの特定におけるその役割
| Title |
The_AGN_contribution_to_the_UV-FIR_luminosities_of_interacting_galaxies_and_its_role_in_identifying_the_Main_Sequence |
| Authors |
Andr\'es_F._Ramos_P.,_M._L._N._Ashby,_Howard_A._Smith,_Juan_R._Mart\'inez-Galarza,_Aliza_G._Beverage,_Jeremy_Dietrich,_Mario-A._Higuera-G._and_Aaron_S._Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05614 |
活動銀河核（AGN）からの放出は、発光および超発光システム（U/LIRGs）を含む多くの銀河の進化、およびシステムの融合において重要な役割を果たすことが知られています。ただし、その影響の範囲、期間、および正確な影響は、まだ不完全に理解されています。相互作用するシステムに対するAGNの影響を評価するために、189の銀河のサンプルのスペクトルエネルギー分布（SED）分析を示します。GALEX、SDSS、2MASS、IRAS、WISE、Spitzer、Herschelのデータを使用して、アーカイブの広帯域イメージングモザイクを紫外から遠赤外線まで収集し、体系的に縮小します。Spitzer/IRSの分光法を使用して、星の形成とAGN活動を追跡する微細構造線からフラックスを取得します。SEDモデリングおよびフィッティングツールCIGALEを使用して、これらの銀河の星形成領域とAGNが支配する核領域の両方のISMの物理的条件を導き出します。星形成率（SFR）とフラクショナルAGN寄与（$f_{\rm{AGN}}$）が恒星の質量、銀河のタイプ、およびマージステージにどのように依存するかを調査します。約$10^{10}\rm{M}_{*}$よりも重い発光銀河は、従来の銀河主系列関係から大幅に逸脱する可能性が高いことがわかります。興味深いことに、このオブジェクトセットの赤外線AGNの明度と恒星の質量は、SFRと恒星の質量よりもはるかに狭くなっています。$f_{\rm{AGN}}$-[NeV]/[NeII]平面では、埋もれたAGNが明るいスターバーストと純粋なAGNの間の軌跡を占める可能性があることがわかります。$f_{\rm{AGN}}$とその後の段階での合併との間のわずかな相関を特定します。
NGC 1232銀河のHII領域の分光学的研究
| Title |
Spectroscopic_study_of_the_HII_regions_in_the_NGC_1232_galaxy |
| Authors |
Fabiana_Lima-Costa,_Lucimara_P._Martins,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Luciano_Fraga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05688 |
NGC1232は、正面にある渦巻銀河であり、その近接性により、星形成の研究のための優れた実験室として機能します。最近の研究はこの銀河についての興味深い特徴を明らかにしました：X線観測はそれが最近矮小銀河と衝突したことを示唆します、しかし、明らかな残骸は観察されません。ここでは、この衝突の証拠を検索します。SOAR望遠鏡のグッドマン分光器で得られた2つの異なる位置で、長いスリットの光スペクトルを使用しました。南北方向に18のHII領域、東西方向に22のHII領域、および背景銀河NGC1232Bを検出しました。この銀河について、最初の赤方偏移測定とスペクトル分析を行います。私たちは恒星の人口フィッティング手法を使用して、基礎となる恒星の人口を調べ、それをスペクトルから差し引いて輝線を測定しました。輝線を使用して、NGC1232の消滅、電子密度、化学的存在量、および星形成率の勾配を決定しました。-0.16dex/reの負の酸素存在量勾配とともに、郊外に向かって。重要な輝線を測定することは困難であるため、存在量勾配のオブジェクトの数は少ないですが、この銀河には、中央に向かって低下する勾配プロファイルが壊れているというヒントがあります。衝突により銀河に乱れが生じた場合、限られた数のオブジェクトでは検出が小さく、検出が困難になると考えられます。他のすべての測定から、典型的な渦巻銀河からの逸脱はなく、銀河の異なる方向の間に有意差はありませんでした。NGC1232Bの星の数と輝線分析は、それがスターバースト銀河であることを示唆しています。
分光法と測光法を使用したM33の星団サンプルの物理パラメーターのさまざまなフィッティング方法の比較
| Title |
Comparisons_of_Different_Fitting_Methods_for_the_Physical_Parameters_of_A_Star_Cluster_Sample_of_M33_with_Spectroscopy_and_Photometry |
| Authors |
Zhou_Fan,_Bingqiu_Chen,_Xiaoying_Pang,_Juanjuan_Ren,_Song_Wang,_Jing_Wang,_Kefeng_Tan,_Nan_Song,_Chun_Li,_Jie_Zheng,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05712 |
星団は銀河の形成と進化の良いトレーサーです。スペクトルを使用して（または測光を組み合わせて）さまざまなフィッティング方法を比較し、物理パラメーターを決定しました。以前は分光観測が欠けていたM33の17個の星団のサンプルを選択します。低解像度スペクトルは、NAOCのXinglong2.16mリフレクターで取得されました。フィッティングで使用される測光には、SAGE調査からの$\rmu_{SC}$および$\rmv_{SAGE}$バンド、および公開された$UBVRI$および$ugriz$測光が含まれます。最初に、{\scULySS}（Vazdekisetal。and{\scpegase-hr}）SSPモデルとフルスペクトルのBruzual\＆Charlot（2003）（BC03）恒星人口合成モデルを使用して、年齢と金属性を導き出しましたフィッティング。BC03モデルと{\scULySS}モデルの両方のフィッティング結果は、以前の作品の結果とも一致しているようです。次に、BC03モデルの分光フィッティングにSAGE$\rmu_{SC}$および$\rmv_{SAGE}$測光を追加します。特にPadova2000+ChabrierIMFセットの場合、結果ははるかに良くなるようです。最後に、より多くの測光データ、$UBVRI$と$ugriz$をフィッティングに追加しましたが、結果はそれほど改善されないことがわかりました。したがって、特に青いバンド（$\lambda<4000${\AA}）の場合、測光はフィッティング結果の改善に役立つと結論します。たとえば、$\rmu_{SC}$と$\rmv_{SAGE}$バンド。最後に、星団の「UV超過」について説明し、$GALEX$FUV、NUV測光に基づいて、5つの星団にUV超過があることがわかりました。
銀河のOBグループのVillafrancaカタログ：I. O2-O3.5星のシステム
| Title |
The_Villafranca_catalog_of_Galactic_OB_groups:_I._Systems_with_O2-O3.5_stars |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_P._Crespo_Bellido,_R._H._Barb\'a,_R._Fern\'andez_Aranda,_and_A._Sota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05773 |
環境。GOSSSスペクトル分類とGaiaデータにより、距離を測定し、OBスターを持つ恒星グループのメンバーシップを決定する能力が大幅に向上しました。エイムス。私たちは、OBの星を持つ銀河系の恒星グループのメンバーシップを特定、測定、測定するプログラムを開始しました。私たちは、Oスターを持つグループの識別と距離の決定から始めます。この論文では、スペクトルのサブタイプが最も古い星を含むグループに焦点を当てます。メソッド。GOSSSを使用して、O2-O3.5星を持つ銀河系の恒星グループを選択し、GaiaDR2測光、位置、適切な動き、視差を組み合わせて、堅牢なメンバーシップを割り当て、距離を測定します。また、その論文に2つのクラスターを含めて、16個のO型銀河系恒星グループの最初のリストを生成しました。結果。私たちは距離を導き、メンバーシップを決定し、天の川で知られている最も初期のOタイプの光学的にアクセス可能な星を持つ14のグループを含む、Oスター、VillafrancaO-001からO-016までの16の銀河系星グループの構造を分析します。距離を以前の結果と比較して、最良の一貫性はVLBI視差であり、最悪は運動学的距離であることを確立します。私たちの結果は、北アメリカの星雲にあるバハマー星の場合のように、大質量の星が比較的低質量のクラスター、または近分離にさえ形成される可能性があることを示しています。これは、星形成の階層的シナリオをサポートします。いくつかの星は明確に定義された結合クラスターで生まれますが、他の星は最初から束縛されていない関連付けで生まれます。生まれたばかりの星のグループは、さまざまな形や大きさになります。HD64568とHD64315ABは、VillafrancaO-012Sから同時に排出された可能性があることを提案します。明るい星とかすかな星の間のガイアDR2視差ゼロ点の20マイクロア。（要約）
これらのETGの衛星および随伴銀河のダイナミクスを分析することにより、115の初期型銀河（ETG）の動的質量を推定しました。銀河系外距離データベース（EDD）の$K_s$バンドで、絶対等級が-22〜-25の銀河を選択しました。また、比較のために216個の渦巻銀河を選択しました。単純なモデルを使用して、さまざまな距離で衛星銀河から観測された動的質量をシミュレートしました。私たちのシミュレーションでは、楕円軌道を持つ衛星銀河から得られた動的質量は、同じ暗い質量ハローが含まれていても、円軌道を持つ動的質量よりも小さくなることが示されました。したがって、観測された$M_\mathrm{dyn}/M_\mathrm{b}$分布と距離の関係は、軌道形状に依存します。観測された$M_\mathrm{dyn}/M_\mathrm{b}$分布と距離の関係から、ETGの衛星銀河は、渦巻銀河の衛星銀河よりも楕円軌道が比較的大きく、$M_ETGの\mathrm{dyn}/M_\mathrm{b}$は、渦巻銀河のものよりも大きくなっています。
M33における巨大分子雲のアルマ観測。 II。 NGC 604複合体での複数のガス衝突イベントによる高質量星形成の引き金
| Title |
ALMA_Observations_of_Giant_Molecular_Clouds_in_M33._II._Triggered_High-mass_Star_Formation_by_Multiple_Gas_Colliding_Events_at_the_NGC_604_Complex |
| Authors |
Kazuyuki_Muraoka,_Hiroshi_Kondo,_Kazuki_Tokuda,_Atsushi_Nishimura,_Rie_E._Miura,_Sachiko_Onodera,_Nario_Kuno,_Sarolta_Zahorecz,_Kisetsu_Tsuge,_Hidetoshi_Sano,_Shinji_Fujita,_Toshikazu_Onishi,_Kazuya_Saigo,_Kengo_Tachihara,_Yasuo_Fukui,_Akiko_Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05804 |
ALMA観測の結果を$^{12}$CO（$J=2-1$）、$^{13}$CO（$J=2-1$）、およびC$^{18}$で表示しますO（$J=2-1$）線と1.3mmの連続した放出は、最も近いものの1つにある巨大なHII領域NGC604に関連する巨大な（$\sim10^6M_{\odot}$）巨大分子雲に向かっています角解像度0''。44$\times$0''。27（1.8pc$\times$1.1pc）の渦巻銀河M33。$^{12}$COと$^{13}$COの画像は、長さが5〜20pcの多くのフィラメントとシェルで構成される非常に複雑な分子構造を示しています。2つのシェルの端といくつかのフィラメントの交点に、3つの1.3mmの連続光源が密な塊として検出されました。高密度の塊を含むシェルとフィラメントでの$^{12}$CO（$J=2-1$）放出の速度構造を調べ、HII領域の拡張ではそのような高密度のコアの形成を説明できないと結論付けました。あるいは、外部のHIガスの流れと銀河の回転によって引き起こされる雲-雲の衝突により、分子材料が進行中の高質量星形成サイトとして高密度のフィラメント/シェルに圧縮されることをお勧めします。銀河のローカルグループで最も重要なクラスター形成複合体であるNGC604を構築するには、数十kms$^{-1}$の速度で複数のガス収束/衝突イベントが必要であることを提案します。
磁場とフィラメント状雲の間のリンクIII：磁場によって規制される質量累積関数
| Title |
The_links_between_magnetic_fields_and_filamentary_clouds_III:_field_regulated_mass_cumulative_functions |
| Authors |
C.Y._Law,_H.-b._Li,_Z._Cao_and_C.-Y._Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05915 |
過去10年間、分子雲における磁場の動的な重要性は、観察的証拠が蓄積されてきたため、ますます認識されてきました。しかし、磁場がどのように星形成に影響を与えるかはまだ不明です。典型的な星形成モデルは、磁場を等方性圧力として扱い、動的に重要な磁場の基本的な特性であるそれらの方向を無視します。この研究は、全球雲の伸びに対する平均磁場の向きが雲の断片化にどのように影響するかを示した以前の研究に基づいています。以前に報告された線形質量分布の後、ここでは、雲の質量累積関数（MCF）もフィールドの向きによって制御されることを示します。フィールド方向に近づくほど細長い雲は、MCFが浅くなる傾向にあります。つまり、ガスの密度が高くなります。証拠は、先に発見されたバイモーダル星形成効率についての私たちの理解と一致しており、フィールドの向きとも相関しています。
Galaxy and Mass Assembly（GAMA）：G23における輝線系の活動に関する$ \ textit {WISE} $の研究
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_A_$\textit{WISE}$_study_of_the_activity_of_emission-line_systems_in_G23 |
| Authors |
H._F._M._Yao,_T._H._Jarrett,_M._E._Cluver,_L._Marchetti,_Edward_N._Taylor,_M._G._Santos,_Matt_S._Owers,_Angel_R._Lopez-Sanchez,_Y._A._Gordon,_M._J._I._Brown,_S._Brough,_S._Phillipps,_B._W._Holwerda,_A.M._Hopkins,_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05981 |
GAMAG23地域の輝線システムの詳細な研究を紹介し、注意深く測定された分解された光源を含む$\textit{WISE}$測光を利用します。$\sim$41,000銀河の初期カタログにいくつかのカットを適用した後、9,809銀河のサンプルを抽出します。次に、1154個の輝線銀河（W1で38$\％$を解決）のスペクトル診断（BPT）分類を$\textit{WISE}$色-カラーダイアグラム内の位置と比較して、新しい星形成シーケンスの上2$\sigma$にあり、標準の$\textit{WISE}$AGN領域の下にある中赤外線の「暖かい」銀河のゾーン。BPTおよび$\textit{WISE}$ダイアグラムは、85$\％$および8$\％$の銀河の分類をそれぞれ非AGN（星形成=SF）およびAGNとして同意し、同意しない分類されたサンプル全体の$\sim$7$\％$。AGNの39$\％$（すべてのタイプ）は、[\ion{N}{ii}]フラックスと[H$\alpha$]フラックスがほとんど絡み合わず、ほとんどの場合偽の[\ion{N}{ii}]/[H$\alpha$]フラックス比。ただし、いくつかの光AGNは$\textit{WISE}$のSFと完全に一致しているようです。これらは、低電力AGN、またはホストがIR放射を支配するシステムである可能性があると主張します。あるいは、これらの銀河で時々高い[\ion{O}{iii}]明度を考えると、輝線はAGN活動ではなくSFに関連する超風からの衝撃によって生成される可能性があります。調査結果に基づいて、新しい診断を作成しました：[W1-W2]vs[\ion{N}{ii}]/[H$\alpha$]。これは、SFをAGNおよび高励起から分離するという利点があります。ソース。古典的なBPTの3$\sim$5倍の銀河を分類します
CALIFA調査における星形成は、乱された銀河です。 I.潮汐相互作用の影響
| Title |
Star_Formation_in_CALIFA_survey_perturbed_galaxies._I._Effects_of_Tidal_Interactions |
| Authors |
A._Morales-Vargas,_J._P._Torres-Papaqui,_F._F._Rosales-Ortega,_S._F._S\'anchez,_M._Chow-Mart\'inez,_R._A._Ortega-Minakata,_J._J._Trejo-Alonso,_A._C._Robleto-Or\'us,_F._J._Romero-Cruz_and_D._M._Neri-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06099 |
CALIFAサーベイ銀河のサンプルを分析して、潮汐相互作用が星形成（SF）に及ぼす影響を調べます。サンプルは、潮汐および非潮汐摂動銀河で構成され、サブサンプル間の同じ銀河タイプの最も近い恒星質量密度でペアになっています。次に、解決されたスター形成メインシーケンス（SFMS）平面と環状プロパティプロファイルの両方で比較されます。潮汐で乱された銀河の星形成領域は、潮汐で乱されていない銀河の星形成領域と比較して、より平坦なSFMS勾配を示します。環状プロファイルは、潮汐で乱された銀河の星形成領域がほとんど古いものであるにもかかわらず、それらのSFプロパティは、非潮汐で乱された銀河に固有のものに対して決して減少しません。潮汐の影響を受けていない銀河の星形成領域は、SF抑制（消光）のより良い候補です。潮汐摂動銀河における恒星質量密度の増加に伴うSFの低下は、SFの恒星質量への依存性が低いことを示唆している可能性があります。SFMSの傾きは、平坦または急勾配のどちらでも、恒星の質量密度とは無関係に検出されますが、銀河のタイプを区別する場合、全球の恒星の質量の影響を無視できません。ローカル/グローバル恒星質量以外の現象またはプロパティがSFの変調に関与している可能性があるため、統合されたSFプロパティは潮汐摂動パラメータに関連しています。乱れた銀河の弱いが検出可能な正の相関が見つかりました。これは、接近した伴侶によって引き起こされた潮汐の摂動が、これらの天体のガス降着率を増加させることを示唆しています。
M33でバルマーが支配するタイプIa超新星残骸を探す
| Title |
Searching_for_Balmer-dominated_Type_Ia_Supernova_Remnants_in_M33 |
| Authors |
Chris_Ding-Jyun_Lin,_You-Hua_Chu,_Po-Sheng_Ou,_and_Chuan-Jui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06157 |
$L_{\rmX}\ge5\times10^{35}$ergss$^{-1}$で熱X線源を選択し、関連するHを特定して、M33でバルマーが支配するタイプIaSNRを検索しました$\alpha$放出機能、およびそれらの[SII]および[OIII]放出特性の確認。私たちの検索では、M33にバルマーが支配するタイプIaSNRは見つかりませんでした。M33はLMCの2〜3倍の大きさですが、LMCは5つのバルマーが支配するタイプIaSNRをホストし、M33は何もないため、この結果は不可解です。観測バイアス、星間密度、イオン化条件、星形成履歴から予想されるタイプIaSNレート、タイプIaSN遅延時間分布関数、および金属効果を検討しました。これらのどれも、M33にX線で明るいバルマーが支配するタイプIaSNRがないことを説明できません。Galaxyには、X線で明るく熱的なタイプIaSNR（KeplerおよびTycho）と、X線でかすかな非熱的なタイプIaSNR（G1.9+0.3、SN1006、およびRCW86）があることは興味深いです。LMCにはX線かすかな非熱式のものはなく、M33にはX線明るいものと熱式のものはありません。
高質量の星形成領域におけるOH 6035 MHzラインの検索
| Title |
A_search_for_the_OH_6035_MHz_line_in_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
M._Szymczak,_P._Wolak,_A._Bartkiewicz,_M._Aramowicz,_M._Durjasz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06291 |
高質量の若い恒星オブジェクト（HMYSO）の環境で検出されたOHメーザーの励起状態は、これらのオブジェクトの物理的条件の理解を深めるために重要であり、それらの磁場に関する情報も提供します。以前の調査で検出されなかった、または検索されなかった可能性があるHMYSOの励起状態OH6035MHzメーザー放出を検索することを目的としています。6668MHzメタノールメーザーラインの非対象調査から得られたHMYSOのサンプルが、トルン32m電波望遠鏡で6035MHzOH遷移で観測されました。6035MHzの検出は、OH6031MHzのラインで観察されました。検出の3分の2は、2年間で少なくとも3回観察されました。445個のターゲットのうち、37個が6035MHzで検出され、7つの新しい発見が含まれています。6031MHzの回線が10個の6035MHzのソースに向かって検出されましたが、その1つは以前に報告されていませんでした。新たに検出されたすべての線源は、ピーク磁束密度が4Jy未満であり、4〜20か月のタイムスケールで大きな変動または高い変動を示します。3つの新しい情報源で特定されたゼーマンペア候補は、2〜11mGの磁場強度を意味します。$\sim$10年前に取得されたものと私たちのスペクトルを比較すると、ばらつきの程度が異なりますが、$\sim$25年のタイムスケールでは一般にばらつき指数が増加し、通常はプロファイル形状の大幅な変化が伴います。
ラインのオーバーラップと連続的な不透明度がある放射線輸送のソボレフ近似
| Title |
The_Sobolev_approximation_for_radiation_transport_with_line_overlap_and_continuous_opacity |
| Authors |
Aleksandr_Nesterenok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06322 |
大きな速度勾配をもつ平行平面媒体における放射輸送問題を考察する。ソボレフ近似が使用されます。連続体の吸収とラインの重なりの影響が考慮されます。光子損失確率関数が計算され、表にされます。ガウススペクトルラインプロファイルと長方形プロファイルの2つの計算が実行されます。長方形のプロファイル幅の特定の選択では、計算結果が非常に近いことが示されています。評価された光子損失確率関数は、星間ガス流におけるOH分子のエネルギーレベルの母集団の計算に使用できます。
プランク中間結果。 LV。コンパクトソースの第2 Planckカタログにある高周波ソースの信頼性と熱特性
| Title |
Planck_intermediate_results._LV._Reliability_and_thermal_properties_of_high-frequency_sources_in_the_Second_Planck_Catalogue_of_Compact_Sources |
| Authors |
Planck_Collaboration:_Y._Akrami,_M._Ashdown,_J._Aumont,_C._Baccigalupi,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_S._Basak,_K._Benabed,_J.-P._Bernard,_M._Bersanelli,_P._Bielewicz,_J._R._Bond,_J._Borrill,_F._R._Bouchet,_C._Burigana,_E._Calabrese,_P._Carvalho,_H._C._Chiang,_B._P._Crill,_F._Cuttaia,_A._de_Rosa,_G._de_Zotti,_J._Delabrouille,_J.-M._Delouis,_E._Di_Valentino,_J._M._Diego,_X._Dupac,_S._Dusini,_G._Efstathiou,_F._Elsner,_T._A._En{\ss}lin,_H._K._Eriksen,_R._Fernandez-Cobos,_F._Finelli,_A._A._Fraisse,_E._Franceschi,_A._Frolov,_S._Galeotta,_K._Ganga,_M._Gerbino,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_K._M._G\'orski,_S._Gratton,_A._Gruppuso,_J._E._Gudmundsson,_W._Handley,_F._K._Hansen,_D._Herranz,_E._Hivon,_M._Hobson,_Z._Huang,_W._C._Jones,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_J._Kim,_T._S._Kisner,_et_al._(61_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06333 |
新しいマルチバンドベイジアン抽出および推定パッケージ（BeeP）を使用して作成された、コンパクトソースのPlanckカタログ（PCCS2）の最新バージョンの拡張機能について説明します。BeePは、857GHzのPCCS2に存在するコンパクトな光源がダストのようなスペクトルエネルギー分布を持っていると想定します。353、545、857GHzの最高周波数チャネル、および3000GHzのIRISマップ。びまん性巻雲の放射に関する混乱を減らすために、BeePのデータモデルには、各放射源を取り巻く背景放射の説明が含まれており、背景放射の空間分布の統計的特性に基づいて、放射源パラメーター抽出の信頼度を調整します。BeePは、光源ごとに次の3つの新しいパラメーターセットを生成します。（b）考慮される各周波数でのSEDに依存しない線源磁束密度。（c）ソースが埋め込まれている背景のMBBモデルに適合します。BeePは、ソースごとに、周囲の巻雲による混乱を考慮した信頼性パラメーターも計算します。26083のソース（PCCS2カタログ全体の54.1％）を含む高信頼性サブセット（BeeP/base）を定義します。その大部分はPCCS2の信頼性に関する情報を持っていません。PCA2のBeeP拡張の結果は、PLAを介して公開され、コンパクトな銀河系および銀河系外のほこりの多い光源の明確なサンプルの熱特性の研究を可能にします。
崩壊するコアにおける窒素の枯渇と分別
| Title |
Depletion_and_fractionation_of_nitrogen_in_collapsing_cores |
| Authors |
P._Hily-Blant,_G._Pineau_des_For\^ets,_A._Faure,_D._R._Flower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06393 |
太陽系彗星の窒素同位体比の測定値は、原始太陽比の3分の1である約140の一定値を示しています。これは、説明されていない非常に有意な差です。崩壊の初期段階での静的な星のないコアの観察は、星間条件での窒素分別がほとんどの種にとって限界であるという理論的予想を確認します。しかし、N2H+で観測された同位体比は、モデル予測とは異なります。窒素の同位体貯留層が星間雲から彗星へ、そしてより一般的には原始太陽系星雲へとどのように進化するかについての私たちの理解におけるこれらのギャップは、星間窒素の化学における行方不明のプロセスまたは誤解にそれらの起源があるかもしれません。これまでのところ、星のないコアにおける窒素分別の理論的研究は、それらの進化の準静的段階を扱っており、同位体比に対する動的崩壊の影響は知られていない。この論文では、気相および粒子の吸着および脱着反応を介して、恒星前核の重力崩壊中の14Nおよび15Nの分別を調査します。初期の化学条件は、通常は数マイラー後に定常状態で取得され、以前の研究と一致して、気相での分別の程度が低いことを示しています。ただし、崩壊中は、14Nおよび15N含有種の粒子への吸着速度が異なるため、観測結果とよく一致して、15N：14N比が向上します。さらに、密度の増加に伴う、異なる種の同位体比の挙動の違いがわかります。L183のCO存在量プロファイルに基づいて、崩壊は約1つの自由落下タイムスケールで発生する必要があることがわかります[PDFファイルの末尾を参照]
時間内可変電波源であるPKS B1322-110の光学的研究
| Title |
Optical_study_of_PKS_B1322-110,_the_intra-hour_variable_radio_source |
| Authors |
Juan_P._Madrid_(UTRGV),_Artem_V._Tuntsov_(Manly_Astrophysics),_Mischa_Schirmer_(MPIA),_Mark_A._Walker_(Manly_Astrophysics),_Carlos_J._Donzelli_(IATE,_Observatorio_Astronomico_de_Cordoba),_Keith_W._Bannister_(CSIRO),_Hayley_E._Bignall_(CSIRO),_Jamie_Stevens_(CSIRO),_Cormac_Reynolds_(CSIRO),_Simon_Johnston_(CSIRO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06447 |
オーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイでの観測により、電波源PKSB1322-110の時間内変動が明らかになりました（Bignalletal。2019）。光学的フォローアップの一環として、PKSB1322-110フィールドのジェミニHalphaおよびHalpha連続体（HalphaC）画像を取得しました。Halpha-HalphaC画像でのPKSB1322-110のロバストな19シグマ検出により、PKSB1322-110の最初の光学スペクトルを取得するように求められました。ジェミニスペクトルを使用して、PKSB1322-110はz=3.007+/-0.002の赤方偏移でフラットスペクトルの電波クエーサーであると判断します。Halphaフィルターで検出された見かけのフラックスは、銀河系Halpha狭帯域フィルターで正確に赤方偏移されたHeII放射に由来する可能性があります。考えられるさまざまな雲の形状に対して、銀河プラズマの放射測定に上限を設定しました。
JVLAによるシグナスAの広帯域偏波の研究。 I：観察とデータ
| Title |
A_Wideband_Polarization_Study_of_Cygnus_A_with_the_JVLA._I:_The_Observations_and_Data |
| Authors |
M._Lerato_Sebokolodi,_Rick_Perley,_Jean_Eilek,_Chris_Carilli,_Oleg_Smirnov,_Robert_Laing,_Eric_Greisen,_and_Michael_Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06554 |
JanskyVeryLargeArrayを使用した、近くにある明るい電波銀河CygnusAのディープな広帯域高空間分解能観測の結果を示します。この光源の表面輝度が高いため、詳細な偏光イメージングが可能になり、2〜18GHzの$0.75\arcsec$、0.30$\arcsec$（6〜18GHz）の画像が得られます。ローブ全体の2000の独立した視線からの部分分極は、周波数の低下に伴って強く減少し、東葉は西葉よりも高い周波数で脱分極します。脱分極はかなりの構造を示し、単調から強振動まで変化します。一般に、分数偏光は、予想どおり、特定の周波数での分解能の増加とともに増加します。ただし、より複雑な動作の視線は多数あります。$0.3\arcsec$画像をクラスター磁場にランダムな未解決の変動を組み込んだ単純なモデルに適合させて、線源とクラスターの高解像度、高周波特性を決定しました。これらの派生プロパティから、0.75$\arcsec$にたたみ込まれた低周波数での光源の予測偏光画像を生成します。これらの予測は、観測された放出と著しく一致しています。観測結果は、磁場および/または部分的に秩序化された磁場成分に重ねられた電子密度におけるスケール$\gtrsim$300-700pcの未解決の変動による低周波脱分極と一致しています。偏光解消スクリーンまたは大規模フィールドのいずれか、またはその両方がクラスター全体、またはローブとクラスター間の境界領域に配置されている可能性があるというデータには、データがありません。
狭線セイファート1ギャラクシーMrk335のスペクトルエネルギー分布の年々変動の追跡
| Title |
Tracking_the_year-to-year_variation_in_the_spectral_energy_distribution_of_the_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxy_Mrk335 |
| Authors |
S._Tripathi,_K._M._McGrath,_L._C._Gallo,_D._Grupe,_S._Komossa,_M._Berton,_G._Kriss_and_A._L._Longinotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05705 |
2007年から2019年までのSwiftを搭載したMrk335の多波長モニタリングは、年間のスペクトルエネルギー分布を構築し、年ごとの変化を追跡するために使用されます。2007年より前の非同時性アーカイブデータは、明るい状態のSEDを構築するために使用されます。この作業では、変更を調べて定量化し、将来のSEDモデリングの基盤を構築します。年間SEDは平均して減少傾向をたどり、X線部分は大幅に変化し、SEDの光学/UV部分と比較して過去2年間でさらに低い値を取得しています。光学/UV対X線SEDを使用して導出されたボロメータエディントン比と計算されたX線光度は、監視期間にわたって徐々に減少します。時間の経過に伴うパラメータの変化が調べられます。主成分分析は、主要な変動性がMrk335のX線特性にあることを示唆しています。Mrk335とその挙動のより広い図を見ると、13年間のデータの変動性のほとんどを説明するX線はコロナまたは吸収に関連する物理プロセスによって駆動される可能性がありますが、適度な光学UV変動は、降着円盤内でのそれらの起源を示唆しています。これらの結果は、モニタリングデータのタイミング分析と深い観測のスペクトルモデリングを使用したMrk335の以前の解釈と一致しています。
| Title |
Possible_Signature_of_First-Order_Phase_Transition_in_the_Multi-messenger_Data_of_Neutron_Stars |
| Authors |
Shao-Peng_Tang,_Jin-Liang_Jiang,_Wei-Hong_Gao,_Yi-Zhong_Fan,_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05719 |
中性子星（NS）物質の状態方程式（EoS）は謎のままです。この作業では、現象学的に構築されたEoSモデルを使用して、重力波データ（GW170817）といくつかのNS（PSRJ0030+0451、PSRJ0437-4715、および4U1702-429）の質量半径観測を使用してベイズパラメータ推定を実行し、検索します。潜在的な一次相転移。データセット全体と、いくつかの追加/一般的な条件、および$M_{\rmTOV}$が2.04から2.3の太陽質量の間にあるという広く採用されている仮定とともに、$\の密度で1次の相転移の兆候が得られますsim2.7\rho_{\rmsat}$の密度ジャンプは$\sim1.1\rho_{\rmsat}$で、$\rho_{\rmsat}$は核飽和密度です。これらのパラメーターは現在の制約と一致しており、新しい重力波データと、近い将来のNSの今後の{\itNICER}測定でさらにテストすることができます。
MeerKAT IVのサウザンドパルサーアレイプログラム：若いエネルギーパルサーの偏光特性
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_IV:_Polarisation_properties_of_young,_energetic_pulsars |
| Authors |
M._Serylak,_S._Johnston,_M._Kramer,_S._Buchner,_A._Karastergiou,_M._J._Keith,_A._Parthasarathy,_P._Weltevrede,_M._Bailes,_E._D._Barr,_F._Camilo,_M._Geyer,_B._V._Hugo,_A._Jameson,_D._J._Reardon,_R._M._Shannon,_R._Spiewak,_W._van_Straten,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05797 |
MeerKAT望遠鏡を使用した35個の高スピンダウンエネルギー無線パルサーの観測結果を示します。偏光プロファイルと関連パラメータも表示されます。パルス間放出を示す選択されたパルサーのジオメトリを導出します。いくつかのケースでは、これらの無線パルサーは$\gamma$-raysにも見られるはずですが、高エネルギー検出を支援するには、無線タイミングの改善が必要であることを指摘します。無線プロファイルの幅とその高エネルギー検出可能性の関係について説明します。最後に、スピンダウンエネルギーと電波偏光率の相関関係と、これが$\gamma$線の放出に及ぼす影響について考察します。
AGNにおけるサブエディントン降着流の放射電磁流体力学シミュレーション：軟X線の過剰の起源と急速な時間変動
| Title |
Radiation_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Sub-Eddington_accretion_Flows_in_AGN:_Origin_of_Soft_X-ray_Excess_and_Rapid_Time_Variabilities |
| Authors |
Taichi_Igarashi,_Yoshiaki_Kato,_Hiroyuki_R._Takahashi,_Ken_Ohsuga,_and_Ryoji_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05813 |
セイファート銀河の光度がエディントン光度の0.1％（$L_{\mathrm{Edd}}$）を超えたときに観測された軟X線過剰成分の起源を調査します。放射効率の悪い降着流（RIAF）における密な塊の進化は、放射磁気流体力学コード、CANS+Rを適用することによってシミュレートされます。$10^7M_{\odot}$ブラックホールへの降着率がエディントン降着率の10％を超える場合（$\dotM_{\rmEdd}=L_{\rmEdd}/c^2$、ただし$c$は光の速度です）}、密な塊は放射冷却により垂直方向に縮小し、トムソンの厚く比較的冷たい（$\sim10^{7-8}$K）領域を形成します。涼しい地域は、ブラックホールの近くにある光学的に薄くて熱い（$T\sim10^{11}〜\mathrm{K}$）RIAFと共存しています。硬いX線は高温の内部降着流から放出されますが、冷たい円盤は軟X線の放出に関与します。軟X線放出領域は、ブラックホール近くの光学的に薄くて高温（$T\sim10^{11}〜\mathrm{K}$）の放射効率の悪い降着流（RIAF）と共存します。このような高温と低温の降着流のハイブリッド構造は、「見た目が変化する」活動的な銀河核（CLAGN）からの硬X線放出と軟X線放出の両方の観測と一致しています。さらに、準周期振動（QPO）が軟X線放出領域で励起されることがわかります。これらの振動は、CLAGNで観測された急速なX線時間変動の原因である可能性があります。
超新星残骸カシオペアの近傍におけるトランスアルベニック電磁流体力学的乱流-衝撃
| Title |
Trans-Alfvenic_Magnetohydrodynamic_Turbulence_in_the_Vicinity_of_Supernova_Remnant_Cassiopeia-A_Shocks |
| Authors |
Pavan_Kumar_Vishwakarma,_Jais_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05846 |
超新星残骸（SNR）における磁場の乱れの統計には、シンクロトロン強度の2次相関関数を使用してアクセスできます。ここでは、最近開発されたバイアスのない方法を使用して、超新星残骸カシオペアAの磁気エネルギースペクトルをシンクロトロン強度の2点相関によって測定します。超新星残骸衝撃波の近くで測定された磁気エネルギースペクトルは、10年のレンジスケールにわたって2/3のべき乗則であることがわかり、発達したトランスアルベニック電磁流体乱流を示しています。私たちの結果は、開発された電磁流体乱流におけるトランスアルベニックマッハ数の理論的予測と全体的に一致しており、SNRショック付近の磁場の増幅によって説明できます。磁気エネルギースペクトルはSNRカシオペアAを予測します。高周波観測で前方ショックと逆ショックとともに追加のサブショックがあり、ショックの近くで増幅された磁場の放射状ウィンドウが約0.115pcになります。
更新ミリ秒X線パルサーIGR J17591 $-$ 2342のスピンおよび軌道パラメーターとエネルギー依存パルス動作を更新
| Title |
Updated_Spin_and_Orbital_Parameters_and_Energy_Dependent_Pulse_Behaviors_of_the_Accreting_Millisecond_X-ray_Pulsar_IGR_J17591$-$2342 |
| Authors |
Kaho_Tse_(1_and_2),_Yi_Chou_(1),_Hung-En_Hsieh_(1)_((1)_Graduate_Institute_of_Astronomy,_National_Central_University,_Taiwan,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05899 |
新しく発見された降着ミリ秒X線パルサー（AMXP）IGRJ17591$-$2342のスピンおよび軌道パラメーターをパルサータイミングで更新し、エネルギー依存のパルス動作を分析する作業を紹介します。分析中のデータは、2018年8月から10月にこのAMXPを観測したNeutronStarInteriorCompositionExploreR（NICER）によって収集されました。パルス到着時間遅延技術を使用して、より正確なスピンおよび軌道パラメーターが評価されました。測定されたスピン周波数微分から、IGRJ17591$-$2342の中性子星の磁場は約$4\times10^{8}$Gであると推定されます。更新されたスピンおよび軌道パラメーターを使用して、正確なパルスプロファイルを作成できます。他のAMXPで通常見られるソフトフェーズラグ現象は、$\sim$4keVから12keVまで0.06サイクル（1.14$\mu$s）の値で観察されます。さらに、パルスの小数振幅は1から$\sim$5keVに増加し、より高いエネルギー帯域では減少します。これらの現象とエネルギースペクトルは、比較的強い黒体成分と追加の非パルス円盤黒体成分を含む2成分モデルによって説明できることがわかりました。
PeVatronsのスペクトル署名
PeVエネルギー体制における非弾性陽子-陽子衝突で生成される最終（安定）生成物（ガンマ線、ニュートリノ、および電子）のエネルギー分布を分析します。二次電子からの放射光のエネルギースペクトルも計算します。これらは周囲の磁場で急速に冷却されると仮定しています。シンクロトロン放射は一次陽子よりもはるかに浅いエネルギー分布であることを示しているため、粒子加速器からの最高エネルギー（カットオフ）放出領域のスペクトル分析でこのような機能を利用することをお勧めします。親陽子のエネルギー分布の範囲が広い場合は、カットオフ領域の二次粒子のスペクトルの簡単な分析表現を提案します。これらの結果は、PeVatrons-陽子を1PeVまでのエネルギーに加速する宇宙線工場からの高エネルギー放射線の解釈に使用できます。
マグネターSGR 1900 + 14近傍からの高エネルギーおよび非常に高エネルギーのガンマ線放出
| Title |
High-energy_and_very_high-energy_gamma-ray_emission_from_the_magnetar_SGR_1900+14_neighbourhood |
| Authors |
B._Hnatyk,_R._Hnatyk,_V._Zhdanov_and_V._Voitsekhovskyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06081 |
新しく生まれたミリ秒マグネターによって作成されたマグネター風星雲（MWNe）とマグネター巨大フレアは、PeVatronの候補であり、超高エネルギー（$E>10^{18}\textrm{eV}$）宇宙線（UHECR）の潜在的な発生源でさえあります）。非熱的高エネルギー（HE、$E>100\textrm{MeV}$）および非常に高エネルギー（VHE、$E>100\textrm{GeV}$）マグネターの近傍からの$\gamma$線放出は、加速プロセスの有望な署名。マグネター関連の超新星の超新星残骸やMWNで加速された宇宙線によって、マグネターSGR1900+14の近傍からのHEおよびVHEの$\gamma$線放出を説明する可能性を調査します。観測されたHE（拡張Fermi-LATソース4FGLJ1908.6+0915e）およびVHE（拡張HESSソース候補HOTSJ1907+091および点状HAWCTeVソース3HWCJ1907+085）のシミュレーション$\gamma$-rayマグネターSGR1900+14と空間的に一致する放出は、ハドロン（後続のパイ中間子崩壊とのpp衝突）およびレプトン（超相対論的電子による低エネルギー背景光子の逆コンプトン散乱）モデルのフレームワークで実行されました。星周媒質のパラメーターに関する合理的な仮定の下で、Fermi-LAT4FGLJ1908.6+0915e、H.E.S.S。HOTSJ1907+091および3HWCJ1907+085の発生源は、説明されているか、または（まだ検出されていない）マグネターに接続されたHypernova残骸および/または大量の回転エネルギーを備えたミリ秒のマグネターによって作成されたMWNによってかなり寄与されている$E_{rot}\sim10^{52}\textrm{erg}$。
Mrk 421の13日間の連続したアクティビティの説明
| Title |
An_Explanation_for_13_consecutive_days_activities_of_Mrk_421 |
| Authors |
Y._G._Zheng,_C.Y._Yang,_Shi-Ju_Kang_and_J._M._Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06152 |
X線とGeV-TeV$\gamma$-rayバンドでのオーファンフレアを伴う、Mrk421の活動期におけるシンクロトロンスペクトルエネルギー分布コンポーネントのピーク位置でのマイグレーションの事実を発見することは驚くべきことです。幾何学的解釈と、ブザール放出の標準的な衝撃または確率的加速モデルでは、これらの観測された動作を再現することが困難です。本論文では、Mrk421の観測された動作の粒子輸送モデルにリコネクション電場を統合することにより、線形加速を導入します。X線とGeV-TeVの$\gamma$-rayバンドでの孤立したフレアは、ブレーザージェットの重要な静電加速診断を提供します。適切なモデルパラメーターを想定して、シミュレーションの結果を2010年3月のMrk421の13日間のフレアイベントに適用し、ピーク周波数をシフトすることによる多波長スペクトルエネルギー分布特性の進化に集中します。電場と磁場の強さの比が、シンクロトロンのスペクトルエネルギー分布成分のピーク周波数の時間発展に重要な役割を果たすことは明らかです。ピーク周波数をシフトすることによる多波長スペクトルエネルギー分布特性の進化の原因である静電加速が妥当であることをお勧めします。モデルの結果に基づいて、シンクロトロンスペクトルエネルギー分布コンポーネントのピーク周波数は、恒久的なものではなく、ブレザーの一時的な特性を示す可能性があることを発行します。
BL Lacオブジェクトからの多波長放出のための粒子分布の確立
| Title |
Establishing_a_particle_distribution_for_multi-wavelength_emission_from_BL_Lac_objects |
| Authors |
X.X._Xie,_K.R._Zhu,_S.J._Kang,_Y.G._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06153 |
電子は衝撃波で加速され、拡散して外向きに移流し、その後、平面衝撃から下流の流れにあるジェットの放出領域にドリフトします。現在の研究では、衝撃波面における電子の加速を考慮しています。衝撃と下流ゾーンの間の境界面で適切な境界条件を仮定すると、BLLacオブジェクトの広帯域スペクトルエネルギー分布を再現するために、この作業では下流の流れにおける新規の粒子分布が提案されます。（1）4つのケースで衝撃波の下流の粒子分布を取得できることがわかります。（2）より高いエネルギー（$\gamma>\gamma_{0}$）を持つ電子が発光スペクトルを支配します。（3）モデルで想定されている明らかに重要な物理パラメーターは、高シンクロトロンピークのBLLacオブジェクトMarkarian421（Mrk421）の多波長スペクトルを合理的に再現できます。
見知らぬ星の融合：噴出物と光の曲線
コンパクトスターの核上物質の状態は謎のままであり、パルサーは見知らぬ星である可能性があると主張されています。特にマルチメッセンジャー天文学の新時代において、二重のストレンジオンスターをマージすることの結果は、探求する価値があります。この論文では、イジェクタの進化に関する最初の定性的な説明を行い、イジェクタが2つのコンポーネントで終わる可能性があることを発見しました。合併の暑い環境では、潮汐の乱れと流体力学的圧搾によって放出されたストレンジオンナゲットは、ストレンジオン、中性子、陽子などのプロセス粒子が放出される蒸発の影響を受けます。ストレンジオンナゲットの蒸発とストレンジオンの崩壊の両方を考慮すると、放出されたストレンジオンナゲットのほとんどは10ミリ秒以内に中性子と陽子に変わり、蒸発速度の温度依存性が2成分エジェクタにつながります。光度曲線は、不透明度の高いコンポーネントと低いコンポーネントの両方から導出されます。前者は赤道面の周りの方向から放出され、後者は広範囲の角度方向に放出されます。放出された質量の合計は$\sim10^{-3}M_{\odot}$のみですが、長寿命の残骸のスピンダウンパワーは、GW170817に関連するキロノバAT2017gfoの放出全体を説明します。二重ストレンジョン星の併合の詳細な画像は、将来の数値シミュレーションによってテストされることが期待されています。
マルチパルスガンマ線バーストにおける自己組織化臨界
マルチパルスガンマ線バースト（GRB）の変動性は、基になるプロセスのメカニズムを中央エンジンから明らかにするのに役立ちます。自己組織化臨界（SOC）現象がGRBの即時フェーズに存在するかどうかを調査するために、観測されたいくつかの物理変数の分布にマルコフ連鎖モンテカルロを当てはめることにより、各バーストに3パルスを超えるGRBの特性を統計的に調査します等方性エネルギー$E_{\rmiso}$、持続時間$T$、各パルスのピークカウントレート$P$を含むアプローチ。サンプルは、CGRO/BATSE衛星で観測された93個のGRBの454パルスで構成されています。微分周波数分布のこれらのべき法則インデックスの最適な値と不確実性は、次のとおりです：$\alpha^d_{E}=1.54\pm0.09$、$\alpha^d_{T}=1.82_{-0.15}^{+0.14}$と$\alpha^d_{P}=2.09_{-0.19}^{+0.18}$ですが、累積度数分布のべき乗則インデックスは次のとおりです：$\alpha^c_{E}=1.44_{-0.10}^{+0.08}$、$\alpha^c_{T}=1.75_{-0.13}^{+0.11}$および$\alpha^c_{P}=1.99_{-0.19}^{+0.16}$。これらの分布は、空間次元$S=3$および古典的な拡散$\beta$=1のフラクタル拡散自己組織化臨界（FD-SOC）システムの物理フレームワークとほぼ一致していることがわかります。私たちの結果は、GRBの原因となるジェットが磁気的に支配されている必要があり、磁気の不安定性（キンクモデルや引き裂きモデルの不安定性など）によってGRBの放出領域がSOC状態になることを示しています。
シグナスX-2の視線に沿った星間酸素
| Title |
Interstellar_oxygen_along_the_line_of_sight_of_Cygnus_X-2 |
| Authors |
I._Psaradaki,_E._Costantini,_M._Mehdipour,_D._Rogantini,_C._P._de_Vries,_F._de_Groot,_H._Mutschke,_S._Trasobares,_L.B.F.M._Waters,_S.T._Zeegers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06244 |
星間塵は私たちの銀河に浸透し、星間媒質の拡散した密な領域の多くの物理的プロセスで重要な役割を果たします。高解像度のX線分光法は、実験室のダスト測定に基づくモデリングと組み合わせて、銀河系のX線源への視線に沿った星間ダストの特性を調査するためのユニークなプローブを提供します。ここでは、X線スペクトルの吸収特性を介して星間物質の酸素含有量に焦点を当てます。ダストの特徴をモデル化するために、スペインのカディス大学にある電子顕微鏡施設を使用して実験室実験を行い、酸素Kエッジで新しい実験室データを取得します。珪酸塩と酸化物の化学組成が異なる18のダストサンプルを調査します。実験室での測定は、天文データ分析に採用されています。XMM-ニュートンで観測された明るい低質量X線連星CygnusX-2のX線スペクトルのケーススタディを行います。ISMのさまざまな温度段階を決定し、ガス（中性およびイオン化）とダストの両方の形態の酸素をパラメーター化します。発生源への見通し線に沿って太陽の酸素の豊富さを見つけます。ダスト形態への酸素の消耗が比較的少ないことと、酸素断面プロファイルの形状の両方のため、星間ダストの正確な化学的性質を決定することは困難です。ただし、ケイ酸塩は許容できる適合性を提供します。最後に、さまざまなX線原子データベースを使用して、酸素エッジスペクトル領域の原子（ガス相）データの系統的不一致について説明し、ArcusコンセプトミッションでISMを研究するための将来の展望も検討します。
タイプIIb超新星の前駆細胞：II。観察可能な特性
| Title |
Progenitors_of_Type_IIb_Supernovae:_II._Observable_Properties |
| Authors |
Niharika_Sravan_(1,2),_Pablo_Marchant_(3),_Vassiliki_Kalogera_(2),_Dan_Milisavljevic_(1),_Raffaella_Margutti_(2)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Purdue_University,_(2)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA)_and_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Northwestern_University,_(3)_Institute_of_Astrophysics,_KU_Leuven) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06405 |
タイプIIb超新星（SNeIIb）は、利用可能なさまざまな観測制約のために、進化したチャネルと剥奪エンベロープSN前駆細胞の進化を支配するメカニズムを調査するユニークな機会を提供します。これらの制約と理論的特性の完全分布との比較は、自然界で観察された特性の有病率を確認するのに役立つだけでなく、現在観察されていない集団を明らかにすることもできます。このフォローアップペーパーでは、Sravanetal。で提示されたモデルの大きなグリッドを使用します。単一およびバイナリのSNeIIb前駆体プロパティの分布を導出し、それらを3つの独立した観測プローブからの制約と比較するための2019：マルチバンドSN光度曲線、直接の前駆体検出、およびX線/ラジオ観測。以前の研究と一致して、現在の観測ではSNIIb前駆細胞として単一の星が除外されていますが、バイナリーのSNIIb前駆細胞はそれらを説明できることがわかりました。また、この分布は、ヘルツスプルングギャップで開始された物質移動が原因で発生する、低金属性のバイナリSNeIIbの観測されていない優勢な集団の存在を示していることもわかります。特に、私たちのモデルは、コンパクト（<50R_sun）で青色（T_eff<〜10^5K）であり、〜10^4.5-10^である、非常にストリップされた（エンベロープ質量〜0.1-0.2M_sun）前駆細胞のグループの存在を示しています。5.5L_sunおよび低密度の環境星型媒体。Sravan等で論じられたように。2019年、このグループはSNIIbの割合を説明するために必要であり、金属性に関係なく存在する可能性があります。私たちのモデルで示された観測されていない個体群の検出は、SNIIb前駆細胞における弱い恒星風と非効率的な物質移動をサポートします。
NGC 4258のULXソースX-3：X線と光学特性の検索
| Title |
The_ULX_Source_X-3_in_NGC_4258:_A_Search_for_Its_X-ray_and_Optical_Properties |
| Authors |
A._Akyuz,_S._Avdan,_S._Allak,_N._Aksaker,_\.I._Akkaya_Oralhan,_\c{S}._Balman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06417 |
近くの銀河NGC4258で超高輝度X線源（ULX）X-3の性質を検索した結果を提示します。{\itXMM-Newton}、{\itChandra}、{\のアーカイブデータを使用しますそれはNuSTAR}と{\itHST}の観測です。システムのモデルパラメーターを見つけるために分析されたX線データの合計は、中心のコンパクトオブジェクトとしての恒星質量ブラックホール$\sim$10M$_{\sun}$を示しています。さらに、{\itHST}からの光学データを分析すると、誤差半径が0$\farcs$28の信頼度レベルが90％の2つの光学候補が明らかになります。発光がドナースターによって支配されていると仮定すると、これらの候補の両方は、絶対値が$M_{\rmV}$$\約$-6.4のB3$-$F1の間にあるスペクトルタイプであることがわかります。さらに、候補者の年齢と質量の推定値は、それぞれ10と18Myr、13と20M$_{\sun}$であることがわかります。
Blazars S5 0716 + 714およびPKS 2155-304のさまざまな活動フェーズ中の短期的なX線変動
| Title |
Short-term_X-ray_Variability_during_Different_Activity_Phases_of_Blazars_S5_0716+714_and_PKS_2155-304 |
| Authors |
Pankaj_Kushwaha_(1),_Main_Pal_(2)_((1)_ARIES,_Nainital,_India,_(2)_CTP-JMI,_New_Delhi,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06443 |
私たちは、ブレーザーS50716+714およびPKS2155-304の高X線変動フェーズ中に長時間露光{\itXMM-Newton}データを使用して、短期X線変動の統計的特性を調査しました。一般に、硬度比は線源フラックス状態（カウントレート）との相関変動を示しますが、いくつかのケースでは、主に明るいフェーズで、傾向は相関と反相関の両方で複雑であり、スペクトルの進化を示します。定常性テストでは、時系列が非定常性であるか、傾向定常性があることが示唆されます。1つを除いて、どのヒストグラムも適合せず、通常のプロファイルと対数正規プロファイルの削減-\（\chi^2\sim1\）は発生しませんが、通常は通常のプロファイルが優先されます。逆に、アンダーソンダーリング検定は、有意限界外であっても、すべての観測値の対数正規の検定統計値が正規よりも低い対数正規を優先します。どのIDも線形RMSフラックス関係を示していません。広く使用されているさまざまな統計手法からの逆の推論は、硬度比を伴うカウントレートの複雑な動作が、光源の明るい段階で数十キロ秒にわたるスペクトルの進化を示唆する一方で、慎重な分析が必要であることを示しています。これらの場合、観測全体から抽出されたスペクトルは、スペクトル研究にとって意味がなく、ソースのスペクトル状態を正確に表していない可能性があります。
スウィフトがIGR J18214-1318の軌道期間を発表
高質量X線バイナリIGRJ18214-1318で収集されたNeilGehrelsSwiftObservatoryの13年間の調査データを分析しました。タイミング分析を実行すると、5.42dの周期信号が検出されました。コンパニオンスターの特性から、$\sim41\rmR_{\odot}\simeq2R_{\star}$の平均軌道分離を導き出しました。コンパニオンスター（O9）のスペクトルタイプと狭い軌道分離は、IGR〜J18214-1318が0.17未満の離心率を持つ風付着源であることを示唆しています。軌道周期で折りたたまれた強度プロファイルは、伴星による光源の日食と互換性のある深い最小値を示しています。さらに、XMM-Newton、NuSTAR、およびSwiftからのデータを使用して、自己矛盾のない物理モデルを適用して、広帯域0.6--100keVスペクトルについて報告します。スペクトルは、純粋な熱コンプトン化コンポーネント、または線源が臨界レジームの上に降着する中性子星であると仮定して、熱とバルク運動のコンプトン化モデルの組み合わせのいずれかによってうまく適合していることがわかります。どちらの場合も、（おそらく伴星の強風に関連する）局所的な中性線の吸収が必要です。
Advanced LIGOとAdvanced Virgoの2回目の観測実行中に強力な重力波レンズ効果を識別する
| Title |
Identifying_strong_gravitational-wave_lensing_during_the_second_observing_run_of_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo |
| Authors |
Xiaoshu_Liu,_Ignacio_Magana_Hernandez,_Jolien_Creighton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06539 |
高度なLIGOと高度なおとめ座の2番目の観測実行（O2）からレンズ付き重力波画像を識別するために、パラメーター推定を使用してベイジアンモデル選択を実行します。具体的には、ネストされたサンプリングを使用したパラメーター推定から、レンズ化されているかレンズ化されていない（レンズ化されていない）ペアのイベントの証拠を直接計算します。また、重力波信号がモデル選択でレンズコースティクスと相互作用する場合に誘発される可能性のある離散合体位相シフトについても検討します。$\pi/2$の合同位相シフトを伴うイベントのペアGW170104とGW170814には、重要なベイズ因子があることがわかります。それにもかかわらず、高度なLIGOと高度な乙女座の現在の感度を考慮して、7か月の大きな時間遅延$\sim$と以前のオッズ、および同様の質量と空のローカライゼーションを持つ2つのレンズなしイベントを観察する確率を考慮した後、O2中に観測されたレンズ付きイベントのペアがあることを示す強力な証拠があります。
高度に磁化されたパルサーPSR J1846-0258のX線分光、その風星雲、およびホスティング超新星残骸Kes 75
| Title |
X-ray_Spectroscopy_of_the_Highly_Magnetized_Pulsar_PSR_J1846-0258,_its_Wind_Nebula_and_Hosting_Supernova_Remnant_Kes_75 |
| Authors |
E._V._Gotthelf_(Columbia_Univ.),_S._Safi-Harb_(Univ._of_Manitoba),_S._M._Straal_(NYU_Abu_Dhabi),_J._D._Gelfand_(NYU_Abu_Dhabi,_CCPP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06616 |
超新星残骸（SNR）Kesteven75を構成するエネルギー成分の広帯域X線分光法を、2017年8月17日から20日までのXMM-NewtonとNuSTARの同時観測を使用して示します。その間にパルサーPSRJ1846-0258が見つかりました。静止状態。若い残骸は、非常にエネルギーの高い（Edot=8.1E36erg/s）分離された回転駆動パルサーによって駆動される明るいパルサー風星雲をホストし、スピンダウン年齢はP/2Pdot〜728歳です。その推定磁場（Bs=4.9E13G）は、これらのオブジェクトで知られている最大のものであり、フレアとバースト活動の間隔の原因である可能性が高く、マグネター状態間の/への遷移を示唆しています。PSRJ1846-0258からのパルス放出は、フォトンインデックスGamma_PSR=1.24+/-0.09および2-10keV非吸収フラックス（2.3+/-0.4）のべき乗則モデルによって、2-50keVの範囲でよく特徴付けられています）E-12erg/s/cm^2）。マグネターの場合のように、現在の状態で10keVを超える追加の非熱コンポーネントの証拠は見つかりません。チャンドラパルサースペクトルと比較して、固有のパルス率は2-10keVバンドで71+/-16％です。PWNのべき乗則スペクトルは、1-55keVバンドでGamma_PWN=2.03+/-0.03をもたらし、この範囲に曲率の形跡はなく、2-10keVの非吸収フラックス（2.13+/-0.02）E-11erg/s/cm^2。NuSTARデータから、ダストが散乱したPWNコンポーネントに起因する10keVを超えるSNRスペクトルを支配する硬X線コンポーネントの証拠が明らかになります。中性子星の誕生特性、その先祖のエネルギー論、およびPWNの特性を推定するために、Kes75システムの動的および放射進化をモデル化します。これは、Kes75の祖先が、元々はその質量のほとんどを爆発する前に仲間に転送していたバイナリシステムにあったことを示唆しています。
| Title |
Characterization_of_Gravitational_Waves_Signals_Using_Neural_Networks |
| Authors |
A._Caramete_and_A._I._Constantinescu_and_L._I._Caramete_and_T._Popescu_and_R._A._Balasov_and_D._Felea_and_M._V._Rusu_and_P._Stefanescu_and_O._M._Tintareanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06109 |
重力波天文学は、すでに長年にわたって確立された研究領域です。さらに、2017年にLIGO/Virgoのコラボレーションによって検出された後、連星中性子星系の衝突中に放出された最初の重力波信号は、同じイベントからの他のタイプの信号の検出を伴って、マルチメッセンジャー天文学はより積極的にその権利を主張しています。この文脈では、重力波実験で、同じイベントによって生成される他のタイプの信号（他の波長など）を検出できる他の観測所の他の観測所に、潜在的な重力波イベントについて警告する迅速なメカニズムがあることが非常に重要です。このペーパーでは、信号とノイズデータのサンプルから重力波パターンを認識して特徴付けるようにトレーニングされたニューラルネットワークアルゴリズムの開発における最初の進歩を紹介します。アルゴリズムの2つのバージョンを実装しました。1つは重力波信号を2つのクラスに分類し、もう1つは放出源の質量比に従って4つのクラスに分類します。2クラスのネットワークでは100％のトレーニングとテストの精度、4クラスのネットワークでは約95％の有望な結果が得られました。ニューラルネットワークアルゴリズムの現在のバージョンは、適切に構成および調整された双方向ロングタームメモリソフトウェアが、非常に高い精度で、非常に短い時間で重力波信号を伴う場合でも、それらを伴って分類できることを示しています。ノイズ。さらに、このアルゴリズムで得られたパフォーマンスは、データ分析の高速な方法と見なされ、将来のLISAミッションのような重力波観測所の低レイテンシパイプラインとして使用できます。
XRISM衛星に搭載された軟X線画像望遠鏡Xtend用に開発されたCCDの電荷移動非効率に関する実験的研究
| Title |
Experimental_studies_on_the_charge_transfer_inefficiency_of_CCD_developed_for_the_soft_X-ray_imaging_telescope_Xtend_aboard_the_XRISM_satellite |
| Authors |
Yoshiaki_Kanemaru,_Jin_Sato,_Toshiyuki_Takaki,_Yuta_Terada,_Koji_Mori,_Mariko_Saito,_Kumiko_K._Nobukawa,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Kiyoshi_Hayashida,_Hironori_Matsumoto,_Hirofumi_Noda,_Maho_Hanaoka,_Tomokage_Yoneyama,_Koki_Okazaki,_Kazunori_Asakura,_Shotaro_Sakuma,_Kengo_Hattori,_Ayami_Ishikura,_Yuki_Amano,_Hiromichi_Okon,_Takeshi_G._Tsuru,_Hiroshi_Tomida,_Hikari_Kashimura,_Hiroshi_Nakajima,_Takayoshi_Kohmura,_Kouichi_Hagino,_Hiroshi_Murakami,_Shogo_B._Kobayashi,_Yusuke_Nishioka,_Makoto_Yamauchi,_Isamu_Hatsukade,_Takashi_Sako,_Masayoshi_Nobukawa,_Yukino_Urabe,_Junko_S._Hiraga,_Hideki_Uchiyama,_Kazutaka_Yamaoka,_Masanobu_Ozaki,_Tadayasu_Dotani,_Hiroshi_Tsunemi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06246 |
XRISM衛星搭載の軟X線イメージング望遠鏡Xtend用に開発された電荷結合素子（CCD）の電荷移動効率（CTI）に関する実験的研究を紹介します。CCDには、電荷注入（CI）機能が備わっています。この機能では、犠牲電荷が定期的に注入され、電荷トラップが満たされます。CI列の背後で観測されたトラップされた電荷の再放出を評価することにより、異なる時定数を持つ少なくとも3つのトラップ集団があることがわかります。約1ピクセルの転送時間に相当する最も短い時定数を持つトラップは、主に次のピクセルで見られるX線イベントのトレーリングチャージの原因です。2つのクロッキングモードのトレーリングチャージを比較すると、CTIは転送時間だけでなく、領域、つまりイメージングまたはストレージ領域にも依存していることがわかります。転送時間とエリアの両方の依存性を考慮して、新しいCTIモデルを構築します。このモデルは、両方のクロッキングモードで取得されたデータを一貫して再現します。また、CI手法なしで観察されたCTIの見かけのフラックス依存性を調べます。入射X線フラックスが高いほど、CTI値は低くなります。これは、別のX線光子による犠牲電荷効果によるものです。この効果は、CIテクニックを使用すると無視できることがわかります。
宇宙船と打ち上げロケットの最終ステージを組み合わせて小惑星を偏向させるための組み立てられた運動インパクター
| Title |
Assembled_Kinetic_Impactor_for_Deflecting_Asteroids_via_Combining_the_Spacecraft_with_the_Launch_Vehicle_Final_Stage |
| Authors |
Yirui_Wang,_Mingtao_Li,_Zizheng_Gong,_Jianming_Wang,_Chuankui_Wang,_Binghong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06495 |
小惑星の影響は、地球上のすべての生命に大きな脅威をもたらします。衝突軌道から小惑星をそらすことは、脅威を軽減するための重要な方法です。運動インパクターは小惑星をそらすための最も実行可能な方法であることに変わりはありません。ただし、発射機能の制約により、質量が制限されたインパクターは、小惑星の速度増分を非常に制限した量しか生成できません。運動インパクター戦略の偏向効率を改善するために、この論文では、宇宙船とロケットの最終ステージを組み合わせた、AssembledKineticImpactor（AKI）と呼ばれる新しいコンセプトを提案しました。ロケット最終段の質量を最大限に活用することで、インパクターの質量が増加し、たわみ効率が向上します。ロングマーチ5（CZ-5）ロケットの技術データによると、Bennuを偏向させるミッションは、AKIコンセプトの力を実証するように設計されています。シミュレーション結果は、ClassicKineticImpactor（CKI、宇宙船とロケットの分離を行う）と比較して、打ち上げロケットの最終ステージの質量を追加すると、偏向距離が3倍以上に増加し、打ち上げのリードタイムが短縮されることを示しています。少なくとも15年。同じ偏向距離の要件で、ロケットの最終ステージの質量を追加すると、打ち上げ回数をCKI打ち上げ回数の1/3に減らすことができます。AKIコンセプトにより、10年の打ち上げリードタイム内に非核技術によりベンヌのような大きな小惑星を防御することが可能になります。同時に、単一のCZ-5の場合、10年の発射リードタイム内での直径140mの小惑星の偏向距離を、1地球未満の半径から1地球以上の半径に増やすことができます。
2017年のALMA高周波ロングベースラインキャンペーン：帯域間および帯域内の位相校正手法と位相校正器の分離角度の比較
| Title |
ALMA_High-frequency_Long-baseline_Campaign_in_2017:_A_Comparison_of_the_Band-to-band_and_In-band_Phase_Calibration_Techniques_and_Phase-calibrator_Separation_Angles |
| Authors |
Luke_T._Maud,_Yoshiharu_Asaki,_Edward_B._Fomalont,_William_R._F._Dent,_Akihiko_Hirota,_Satoki_Matsushita,_Neil_M._Phillips,_John_M._Carpenter,_Satoko_Takahashi,_Eric_Villard,_Tsuyoshi_Sawada,_Stuartt_Corder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06553 |
Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）は、275〜950GHz（0.87〜0.32mm）で15〜5ミリアーク秒（mas）の空間解像度を16kmのベースラインで取得します。ALMAの感度とクエーサーの密度が低下するため、より高い周波数での校正は困難です。Band-to-Band（B2B）手法は、ターゲットの高周波でのクエーサーと比較して、ターゲットに近い低周波で検出可能なクエーサーを観測します。キャリブレーションには、周波数間のほぼ一定の機器位相オフセットと、時間位相のターゲット周波数への変換が含まれます。機器のオフセットは、強力なクエーサーの低周波数と高周波数のスキャンを交互に行うことで構成される微分ゲインキャリブレーション（DGC）シーケンスで解決されます。ここでは、2-15kmのベースラインと$\sim$0.68と$\sim$11.65$^{\circ}$の間のキャリブレーター分離角度を使用して、高周波（$>$289GHz）のB2Bと帯域内位相基準を比較します。分析は、次のことを示しています。（1）B2BのDGCは、DGC位相RMS残差$<$30$^{\circ}$のコヒーレンス損失$<$7％を生成します。（2）近接キャリブレーター（$<$1.67$^{\circ}$）を使用したB2B画像は、遠方の画像（$>$2.42$^{\circ}$）を使用した帯域内画像よりも優れています。（3）より遠いキャリブレータの場合、B2Bが最適な帯域内キャリブレータよりも近い$\sim$2$^{\circ}$キャリブレータを提供する場合は、B2Bが推奨されます。（4）アンテナ位置の不確実性と次善の位相基準のために、位相校正器の分離角度が大きくなると、画像の一貫性が低下し、画質が低下します。（5）ロングベースライン（16km）バンド7（289GHz）観測で$>$70％のコヒーレンスを達成するには、キャリブレーターがターゲットの$\sim$4$^{\circ}$以内にいる必要があります。
確率的オートエンコーダーを使用した銀河の多周波数空のベイズ分解
| Title |
Bayesian_decomposition_of_the_Galactic_multi-frequency_sky_using_probabilistic_autoencoders |
| Authors |
Sara_Milosevic,_Philipp_Frank,_Reimar_H._Leike,_Ancla_M\"uller,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06608 |
天の川の全天観測は、たとえば星間物質または宇宙マイクロ波背景（CMB）からの銀河および非銀河の拡散放射の両方を示します。異なるエミッターは、一部が測定値に重ねられ、一部は互いにあいまいになり、特定のスペクトル範囲内で支配的になる場合があります。スペクトルデータからの基になる放射成分の分解は信号再構成の問題であり、多くの場合、詳細な物理モデリングとかなりの計算作業に関連しています。私たちは、$\gamma$-rayから電波までのスペクトルバンドをカバーする銀河系の全天データを含む重要なスペクトル情報を検出する、効果的で自己学習型のアルゴリズムを構築することを目指しています。情報理論の原理を利用して、ガウスノイズ統計への適応に特化した最先端の変分オートエンコーダを開発します。最初に、低次元の放出特徴セットから観測された高次元データに至る一般的な生成プロセスを導出します。ベイジアン法を使用してこれらの特徴の事後分布を定式化し、この事後を変分推論で近似します。アルゴリズムは、10個の潜在的な特徴マップで35個の銀河放射データセットの情報を効率的にエンコードします。これらには、初期データを高い忠実度で再構築するために必要な重要な情報が含まれており、データ再生の重要性に従ってアルゴリズムによってランク付けされます。3つの最も重要な機能マップは、天体物理学的コンポーネントをエンコードします。（1）高密度星間物質（ISM）、（2）ISMの高温および希薄領域、（3）CMB。スペクトルデータの機械支援およびデータ駆動の次元削減により、入力データをエンコードする物理的特徴を明らかにすることができます。私たちのアルゴリズムは、空の明るさの値からのみ、CMBだけでなく、密な銀河領域や希薄な銀河領域も抽出できます。
Lドワーフの光学的および赤外線変動性と電波オーロラの間の相関について
| Title |
On_the_Correlation_between_L_Dwarf_Optical_and_Infrared_Variability_and_Radio_Aurorae |
| Authors |
Tyler_Richey-Yowell,_Melodie_M._Kao,_J._Sebastian_Pineda,_Evgenya_L._Shkolnik,_and_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05590 |
雲現象に起因する測光の変動性は、L/T遷移の褐色矮星で一般的です。最近の研究は、そのような変動がオーロラを追跡する可能性があることを示しており、局所的な磁気加熱が観測された褐色矮星測光変動に寄与している可能性があることを示唆しています。この潜在的な相関関係を、4〜8GHzのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）を使用して17の測光的に変化する褐色矮星の調査と評価します。オーロラ電子サイクロトロンメーザー放出に起因する、1つのソース2MASSJ17502484-0016151からの静止した高度に円偏光したフレア放出を検出します。検出されたオーロラ放射は$\sim$5-25$\sigma$の周波数帯域全体に広がり、カットオフの形跡は検出されません。私たちの検出では、2MASSJ17502484-0016151が他の電波で明るい超低温矮星の磁場強度と同様に、$\geq$2.9kGの磁場強度をホストしていることが確認されています。H$\alpha$の放出は、褐色矮星におけるオーロラ活動の正確なトレーサーであり続けることを示しています。文献からのデータを用いて私たちの研究を補足し、低および高振幅の変動性を持つL矮星での静止放射の発生率を計算し、高振幅O/IR変動性がL矮星での無線磁気活動を追跡しないと結論付けます。
NGC 6819オープンクラスターのケプラーバイナリスター：KIC 5113146およびKIC 5111815
この研究では、NGC6819の2つの二重線のバイナリスターKIC5113146とKIC5111815の調査が、測光データと分光データの両方に基づいて提示されています。光と動径速度曲線の同時分析が行われ、システムのコンポーネントの絶対パラメーターが初めて決定されました。どちらのシステムにもFタイプのメインシーケンスコンポーネントがあることがわかります。質量と半径は、$M_1=1.29\pm0.02M_{\odot}$、$R_{1}=1.47\pm0.03R_{\odot}$および$M_{2}=1.19\pm0であることがわかりました.02M_{\odot}$、$R_{2}=1.13\pm0.02R_{\odot}$（KIC5113146のプライマリおよびセカンダリコンポーネントの場合）。$M_{1}=1.51\pm0.08M_{\odot}$、$R_{1}=2.02\pm0.05R_{\odot}$および$M_{2}=1.19\pm0.07M_{\KIC5111815のコンポーネントの場合、それぞれodot}$、$R_{2}=1.32\pm0.04R_{\odot}$。コンポーネントの進化のステータスは、MESAの進化の軌跡と等時線に基づいて評価されました。KIC5111815とKIC5113146の年齢は、それぞれ約$2.50\pm0.35$Gyrと$1.95\pm0.40$Gyrと算出されました。測光距離は、KIC5113146の場合は$2850\pm185$pc、KIC51113146の場合は$3120\pm260$pcであると計算されました。NGC6819の最もありそうなメンバー。
コロナ磁場のプローブとしてのCME加速
| Title |
CME_Acceleration_as_a_Probe_of_the_Coronal_Magnetic_Field |
| Authors |
James_Paul_Mason,_Phillip_C._Chamberlin,_Thomas_N._Woods,_Andrew_Jones,_Astrid_M._Veronig,_Karin_Dissauer,_Michael_Kirk,_SunCET_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05625 |
2050年までに、CMEモデルは観測された太陽の噴火とコロナを通過するCMEの伝播を正確に記述し、理想的には予測すると予測しています。この目標を達成するために対処する必要がある観測とモデルの現在の既知の未知数について説明します。また、確実に課題となる未知の未知数のいくつかを準備する方法についても説明します。
| Title |
Are_switchbacks_signatures_of_magnetic_flux_ropes_generated_by_interchange_reconnection_in_the_corona? |
| Authors |
J._F._Drake,_O._Agapitov,_M._Swisdak,_S._T._Badman,_S._D._Bale,_T._S._Horbury,_Justin_C._Kasper,_R._J._MacDowall,_F._S._Mozer,_T._D._Phan,_M._Pulupa,_A._Szabo,_M._Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05645 |
コロナ大気での再結合中に太陽風に注入された磁束ロープの構造は、粒子内セルシミュレーションで調査され、パーカーソーラープローブからの磁気「スイッチバック」の{\itinsitu}測定と比較されます。コロナの開いたフラックスと閉じたフラックスの間のマルチXライン再接続により、フラックスロープが太陽風に注入され、これらのフラックスロープが崩壊する前に長距離にわたって外向きに対流できることをお勧めします。太陽風中の磁束ロープの磁気構造を調査するシミュレーションは、「スイッチバック」観測の主要な特徴を再現します。横方向への放射状磁場の急速な回転（強いガイド磁場との再結合の結果）。そして、放射状場成分を逆転させる可能性。太陽風の生成を理解するためにコロナ大気に多数のフラックスロープを注入することの潜在的な影響について説明します。
太陽を理解するツールとしてのソーラーアナログ
| Title |
Solar_Analogs_as_a_Tool_to_Understand_the_Sun |
| Authors |
Allison_Youngblood,_Steve_Cranmer,_Sam_Van_Kooten,_James_Paul_Mason,_J._Sebastian_Pineda,_Kevin_France,_Dmitry_Vorobiev,_Frank_Eparvier,_Yuta_Notsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05672 |
ソーラーアナログは、質量またはスペクトルタイプが太陽に似た星として広く定義されており、太陽のような振る舞いの範囲を調査し、コロナ加熱やダイナモのような太陽の最もとらえどころのないプロセスの根底にある物理的メカニズムを調査するための有用な実験室を提供します。太陽アナログの太陽物理学に動機付けられているが、天体物理学のような一連の研究について説明します。（a）新しいソーラーアナログの同定と基本的なパラメーターの決定、（b）活動、磁性、および造粒などの創発的な特性の特徴付けなど、さまざまな恒星観測について議論します。これらのパラメーターは、これらのオブザーバブルの質量、金属性、回転などの基本的な恒星パラメーターへの依存性の統計的研究の枠組みで検討する必要があります。
精密太陽物理学の時代における光度の制約
| Title |
The_luminosity_constraint_in_the_era_of_precision_solar_physics |
| Authors |
Diego_Vescovi,_Carlo_Mascaretti,_Francesco_Vissani,_Luciano_Piersanti,_Oscar_Straniero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05676 |
光度の制約は、光子として太陽から放出されるパワーと太陽ニュートリノフラックスをリンクする非常に正確な関係です。太陽の内部でのエネルギーの生成と輸送を制御する物理プロセスの直接的な結果であるこのような関係は、太陽ニュートリノの研究にとって非常に重要であり、CNOサイクルからのニュートリノの探索に特別な役割を果たします。、その5$\sigma$の意味を持つ最初の検出は、最近Borexinoのコラボレーションによって発表されました。ここでは、最新の太陽ニュートリノと光度の測定結果に照らして、光度の制約を修正し、その根底にある仮説を議論して検証します。太陽ニュートリノデータの将来の分析で簡単に使用できるように、光度制約関係の現在の定式化を一般化し、CNOとppニュートリノフラックス間のリンクを示す特定のアプリケーションを提供します。
低周波太陽電波タイプIIIバーストの統計的研究
| Title |
A_Statistical_Study_of_Low-frequency_Solar_Radio_Type-III_Bursts |
| Authors |
Mahender_Aroori,_K._Sasikumar_Raja,_R._Ramesh,_Vemareddy_Panditi,_Christian_Monstein_and_Yellaiah_Ganji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05755 |
2013年から2017年の間にインドのガウリビダヌール電波観測所にあるe-CALLISTO分光計を使用して観測された低周波数（45〜410MHz）タイプIII太陽電波バーストを調査しました。1531タイプIIIバーストを検査した後、426バーストが関連していることがわかりましたフレアの場合、他のバーストは、太陽コロナに存在する小規模な機能/弱いエネルギーのイベントによってトリガーされた可能性があります。この研究では、開始時間、タイプIIIバーストの低周波数と高周波数のカットオフ、フレアとの関連、位置、クラスなどのフレアパラメーターとのそのようなパラメーターの変化など、さまざまな観測パラメーターの統計分析を行いました開始とピークのタイミング。この研究から、高周波バースト（高周波カットオフ$>350$MHz）のほとんどが西部経度から発生していることがわかりました。これらの経度からのパーカーのらせんが地球に向けられており、高周波バーストがより指示的であるという事実が原因である可能性があると私たちは解釈します。さらに、西経から地球に到達するバーストの数が東経よりも多いことを報告します。
2017年9月6日のフレア：22〜5000 MHzの範囲での無線バーストと脈動および関連する現象
| Title |
The_2017_September_6_Flare:_Radio_Bursts_and_Pulsations_in_the_22-5000_MHz_Range_and_Associated_Phenomena |
| Authors |
M._Karlicky,_J._Rybak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05756 |
2017年9月6日のフレア（SOL2017-Sep-06T11：53）では、異常な無線バーストだけでなく、EUV、白色光、X線、および$\gammaで観察される他のフレア現象との興味深い時間の関連性も示します$線の放出。ウェーブレットに基づく新しい方法を使用して、分析された無線スペクトル（11：55-12：07UTおよび22-5000MHz）の時間-周波数領域全体のいくつかの場所で準周期的脈動（QPP）を見つけました。その中でもドリフトQPPは新しく、最も興味深いものです。特に、硬X線と$\gamma$線のピーク時の双方向QPPと、地震の始まりです。衝撃前段階では、磁気ロープの相互作用によって引き起こされるEUV増光に関連して、異常なドリフト脈動構造（DPS）を示します。フレアインパルス段階では、5000MHzから800MHzにドリフトする例外的な無線バーストが見つかりました。このドリフトバーストに関連して、EUVwrithed構造のほぼオンセットタイムでのUバーストと、高周波（1050〜1350MHz）での衝撃波のシグネチャとしてのドリフトラジオバーストを示します。ピークフレアフェーズでは、太陽大気のより高い高度にある追加のエネルギー放出プロセスの兆候が見つかりました。これらの現象は、上昇する磁気ロープ、磁気音波および粒子ビームを考慮して解釈されます。密度モデルを使用して、双方向ドリフトQPPの密度、波の速度、ソースの高さ、プリインパルスDPSとUバーストの密度、ドリフトする無線バーストの密度と磁場強度を推定しました。
連星系における弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の捕捉率
| Title |
Capture_rate_of_weakly_interacting_massive_particles_(WIMPs)_in_binary_star_systems |
| Authors |
Ebrahim_Hassani,_Hossein_Ebadi,_Reza_Pazhouhesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05947 |
銀河内部の暗黒物質（DM）の分布は均一ではありません。中央地域の近くで、その密度は最も高いです。次に、DMが中央領域の星の物理に他の領域よりも影響を与えると仮定するのは当然のようです。その上、現在の恒星進化モデルは、それらの仮定におけるDM効果を考慮していませんでした。DM効果を検討するには、最初に、星に含まれるDMの量を推定する必要があります。この研究の前に、個々の星によるDM粒子の捕捉率（CR）を調査しました。この作業では、星が個人ではなくバイナリスターシステム（BSS）のメンバーである場合に、CRがどのように影響を受けるかについて説明します。星がBSSのメンバーである場合、伴星の周りの楕円運動により、その速度は定期的に変化します。この作業では、さまざまなバイナリスターシステム構成でのBSSによるCRを調査しました。最後に、バイナリシステムのDM効果に起因する可能性がある観測シグネチャについて説明しました。
Beスター候補を識別するための赤化のないQインデックス
| Title |
Reddening-free_Q_indices_to_identify_Be_star_candidates |
| Authors |
Yael_Aidelman,_Carlos_Escudero,_Franco_Ronchetti,_Facundo_Quiroga,_Laura_Lanzarini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06017 |
天文データベースは現在、大量の分光および測光データを提供しています。分光データは多くの天体の分析に適していますが、望遠鏡の使用時間が短いため、測光データは比較的簡単に取得できます。したがって、測光情報を使用してオブジェクトを自動的に識別し、さらに詳細な調査を行う必要性が高まっています。特にBe星などのH{\alpha}輝線星です。フォトメトリックカラー-カラーダイアグラム（CCD）は、この種のオブジェクトを識別するために一般的に使用されます。ただし、CCDでのそれらの識別は、星間ガスと星間ガスの両方によって引き起こされる発赤効果によってさらに複雑になります。この効果により、候補識別システムの一般化が妨げられます。したがって、この作業では、OBタイプの星のセットからBe星の候補を識別するためのニューラルネットワークの使用を評価します。ネットワークはVPHAS+および2MASSデータベースのラベル付きサブセットを使用してトレーニングされ、フィルターはu、g、r、H{\alpha}、i、J、H、およびKです。赤みの影響を回避するために、他のデータベースやオブジェクトへのモデルの一般化を強化するための赤化のないQインデックスの使用。アプローチの有効性をテストするために、データベースのサブセットに手動でラベルを付け、それを使用して候補識別モデルを評価しました。また、クロスデータセット評価のために独立したデータセットにラベルを付けました。両方のテストセットで、モデルの再現率を99％の精度レベルで評価します。私たちの結果は、提案された機能が元のフィルターの大きさを大幅に改善することを示しています。
SOHO / LASCO観測から得られたハローCME率のサイクル間およびサイクル内変動
| Title |
Intercycle_and_intracycle_variation_of_halo_CME_rate_obtained_from_SOHO/LASCO_observations |
| Authors |
Fithanegest_Kassa_Dagnew,_Nat_Gopalswamy,_Solomon_Belay_Tessema,_Sachiko_Akiyama,_Seiji_Yashiro_and_Tesfay_Yemane_Tesfu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06033 |
太陽サイクル23および24におけるハローコロナマスイジェクション（HCME）のプロパティについて報告します。全体の比較に加えて、サイクル23および24の対応するフェーズ（上昇、最大、および下降）間のHCMEプロパティを比較します。サイクル。サイクル23に比べて46％減少したサイクル24の太陽黒点数（SSN）の大幅な減少にもかかわらず、HCMEの量は2つのサイクルで類似しています。SSNあたりのHCMEレートは、サイクル24で44％高くなっています。最大フェーズでは、SSNに正規化されたサイクル24レートは127％増加し、SSNは43％減少しました。サイクル24のHCMEのソース経度は、サイクル23よりも均一に分布しています。サイクル23の平均スカイプレーン速度は、サイクル24よりも約16％高いことがわかりました。関連するフレアのサイズ分布は、2つのサイクルと対応するフェーズは似ています。サイクル23の中央子午線距離（CMD）=600での平均速度は、サイクル24のそれよりも約28％高いです。生成された例外的なアクティブ領域のために、サイクル23の衰退期におけるHCMEアクティビティの異常なバンプについて説明します。2003年10月から2005年10月までの間に多くのCMEが発生しました。2つのサイクルでのHCMEプロパティの違いは、cycle-24CMEの異常な拡張が原因である可能性があります。上昇相、最大相、下降相のHCMEを考慮すると、最大相は2つのサイクル間で最高のコントラストを示すことがわかります。
中クラスの太陽フレアにおけるエネルギー堆積層の深さと垂直範囲
| Title |
The_depth_and_the_vertical_extent_of_the_energy_deposition_layer_in_a_medium-class_solar_flare |
| Authors |
Krzysztof_Radziszewski,_Robert_Falewicz_and_Pawel_Rudawy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06064 |
ここでは、2012年9月10日10:20UTに観測されたC1.6\textit{GOES}クラスの太陽フレアのエネルギー堆積層（EDL）の位置と垂直範囲の変動を分析します。EDLの変動は、Bia{\l}k{\'o}wObservatoryのMSDPスペクトログラフを使用して非常に高い時間分解能でH$\alpha$ラインに記録されたスペクトルと発光強度の変化とは対照的です。フレアは、最大70keVのエネルギーまで検出可能な硬X線（HXR）を放射しました。分析で使用されるフレアの数値モデルでは、非熱電子（NTE）が外部エネルギーをフレアに運んだと仮定しています。NTEのエネルギーフラックスは、\textit{RHESSI}スペクトルに見られる非熱成分から導き出されました。フレアの主要な幾何学的パラメータは、復元された\textit{RHESSI}画像データを使用して導出されました。さまざまなエネルギーバンドで記録されたX線フラックスの変化とH$\alpha$強度の変化は、フレアのプレインパルス段階とインパルス段階の間に時間的によく相関しており、それらはEDLの計算された位置と垂直範囲。H$\alpha$ラインプロファイルのさまざまな部分で見られる放出の変動は、彩層プラズマのさまざまな深さのさまざまなエネルギースペクトルのNTEのビームによるエネルギー蓄積の個々のエピソードによって引き起こされました。これらの結果は、2013年6月21日の太陽フレアに関するこれまでの調査結果を補足するものであり、ほぼ同じ\textit{GOES}クラスのC1.1ですが、HXR放出は34keV未満\citep{2017ApJ...847...84F}です。（以下、ペーパーI）。
EVR-CB-004：Evryscopeで発見されたコンパクトなバイナリでの膨らんだ熱い準矮星Oスター+見えないWDコンパニオン
| Title |
EVR-CB-004:_An_Inflated_Hot_Subdwarf_O_star_+_Unseen_WD_Companion_in_a_Compact_Binary_Discovered_with_the_Evryscope |
| Authors |
Jeffrey_K._Ratzloff,_Thomas_Kupfer,_Brad_N._Barlow,_David_Schneider,_Thomas_R._Marsh,_Ulrich_Heber,_Kyle_A._Corcoran,_Evan_Bauer,_Steven_Hammerich,_Henry_T._Corbett,_Amy_Glazier,_Ward_S._Howard,_Nicholas_M._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06074 |
EVR-CB-004の発見を発表します。これは、残存星のコアと目に見えない白い矮星の伴侶を持つ近接バイナリです。この研究の分析は、主要なものが潜在的に膨張した熱い準矮星（sdO）であり、よりまれな青い後の水平枝（ポストBHB）の星である可能性が高いことを明らかにしています。Post-BHBは、WDに移行する前の、青い水平星または熱い準矮星の短期間シェル燃焼する最終段階です。この天体は、エブリスコープの測光データを使用して、南半球の高温の準矮星変動調査で発見されました。EVR-CB-004のフォトメトリックライトカーブは、プライマリの楕円変形、ドップラーブースティング、および重力四肢の暗化による複数のコンポーネントの変動性を示しています。EVR-CB-004は、ほんの一握りの既知のシステムの1つであり、これらの非常に近いバイナリシステムでは、長い期間（6.08426時間）と大きな振幅の楕円変調（最大から最小への輝度の16.0$\％$の変化）があります。プライマリの特性は、それを真にユニークなシステムにします。EVR-CB-004はまた、2進数の周期の1/3の共振である周期を持つ、特有の低振幅（$1\％$未満）の正弦波光曲線の変化を示します。この追加の変動源を潮汐誘発共鳴脈動として暫定的に特定し、この解釈を検証できるフォローアップ観察を提案します。システムの進化状態、そのコンポーネント、およびその質量分率から、EVR-CB-004は、単一の高質量（$\約1.2M_{\odot}$）WDを形成する強力な合併候補です。EVR-CB-004は、これまでコンパクトなバイナリでは見られなかった、残存コアの進化と二次変動の短いフェーズを垣間見せます。
C1.7太陽フレアにおける高速ダウンフローの分光観測
| Title |
Spectroscopic_Observations_of_High-speed_Downflows_in_a_C1.7_Solar_Flare |
| Authors |
Yi-An_Zhou,_Y._Li,_M._D._Ding,_Jie_Hong,_Ke_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06158 |
このペーパーでは、\textit{InterfaceRegionImagingSpectrograph}（\textit{IRIS}）で観測されたC1.7太陽フレア（SOL2017-09-09T06：51）の高解像度UVスペクトルを分析します。{私たちは、\ion{Si}{4}1402.8\AA\（$\sim$10$^{4.8}$K）と\ion{C}{2}1334.5のクールなラインが存在する場所での分光観測に焦点を当てています/1335.7\AA\（$\sim$10$^{4.4}$K）は、最大$\sim$150kms$^{-1}$までのドップラー速度による有意な赤方偏移を明らかにします。これらの赤方偏移は、フレア、その後急速に増加し、数分で最大に達し、減衰フェーズに進みます。\textit{IRIS}からの画像と{\emSolarDynamicsObservatory}（{\emSDO}）に搭載されたAtmosphericImagingAssembly（AIA）からの画像を組み合わせると、クールラインの赤方偏移は、遷移領域と上部彩層、これはおそらくフレアにつながる磁気再結合から生じる。さらに、クールな\ion{Si}{4}と\ion{C}{2}の線は、他のいくつかの場所で穏やかな赤方偏移（数十kms$^{-1}$）を示しています。上記の場所からの機能。これは別の物理的なプロセスから発生するはずです。
ランキスト数が高い極限での乱流による高速磁気リコネクション
| Title |
Fast_Magnetic_Reconnection_with_Turbulence_in_High_Lundquist_Number_Limit |
| Authors |
Yang_Liping,_Li_Hui,_Guo_Fan,_Li_Xiaocan,_Li_Shengtai,_He_jiansen,_Zhang_Lei,_Feng_Xueshang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06253 |
広範な3D抵抗MHDシミュレーションを使用して、システムがさまざまな外部駆動乱流レベルの影響を受ける場合に、Lundquist数が$S$の上限（$\sim10^4$を超える）で大規模な現在のシートがどのように高速再接続されるかを調査します3D再結合ダイナミクスによって生成される自己生成乱流。正規化されたグローバル再接続率$\sim0.01-0.13$は、$S$に弱く依存していることがわかります。古典的な流入/流出構成とのグローバルな再接続が観察され、3Dフラックスロープが階層的に形成され、再接続領域から排出されます。再接続された磁力線の統計的な分離は、超拡散的な振る舞いに従い、その速度は、トレーサー集団の混合から得られるものと非常に類似していると測定されます。再接続率は、再接続のピーク時の乱流レベルとほぼ線形に比例することがわかります。このスケーリングは、外部駆動プロセスと自己生成プロセスの両方によって生成される乱流プロパティと一致しています。これらの結果は、大規模で薄い電流シートが厳密な再接続を受ける傾向があることを示しています。
L / Tブラウン矮星と太陽系外巨大惑星の雲のない大気の回転スペクトル変調
| Title |
Rotational_spectral_modulation_of_cloudless_atmospheres_for_L/T_Brown_Dwarfs_and_Extrasolar_Giant_Planets |
| Authors |
P._Tremblin,_M._W._Phillips,_A._Emery,_I._Baraffe,_B._W._P._Lew,_D._Apai,_B._A._Biller,_and_M._Bonnefoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06269 |
褐色矮星の回転スペクトル変調（分光光度変動）は、通常、大気中の不均質な雲の存在の兆候として解釈されます。このペーパーは、これらのスペクトル変調における温度変動の役割を調査することを目的としています。これらの変動は、複雑な化学などの非断熱プロセス、つまり、L/T遷移を説明するために最近提案されたメカニズム、CO/CH4放射対流によって影響を受ける対流雰囲気で自然に発生する可能性があります。2MASS1821、2MASS0136、およびPSO318.5-22の回転スペクトル変調をモデル化するために、温度勾配のアドホック変更を伴う1D放射/対流コードATMOを使用します。2MASS1821、2MASS0136、およびPSO318.5-22の変調のスペクトル明暗比をモデル化すると、ほとんどのスペクトル特性が温度変化のみで再現できることがわかります。さらに、異なる波長間のほぼ反相関の変動性は、L/T遷移を説明するためにCO/CH4放射対流から予想される結果である、大気中の温度勾配の変化として簡単に解釈できます。正確な反相関からの逸脱は、ホットジュピターの大気中の異なるバンドパスのホットスポットシフトと同様の位相シフトとして解釈できます。我々の結果は、雲の不透明度と温度変化からの回転スペクトル変調が縮退していることを示唆しています。直接雲スペクトルシグネチャの検出。10umでのケイ酸塩吸収機能は、雲の存在とスペクトル変調へのそれらの寄与を確認するのに役立ちます。ケイ酸塩吸収機能がある場合とない場合のオブジェクトのスペクトル変調の違いを調べる将来の研究により、雲の不透明度の変動と温度の変動を区別する方法についての洞察が得られる可能性があります。
出現前の磁場パターンを識別するための深層学習の適用と解釈
| Title |
Application_and_interpretation_of_deep_learning_for_identifying_pre-emergence_magnetic-field_patterns |
| Authors |
Dattaraj_B._Dhuri,_Shravan_M._Hanasoge,_Aaron_C._Birch,_Hannah_Schunker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06287 |
太陽の内部で生成された磁束は表面に現れ、アクティブ領域（AR）と黒点を形成します。フラックスの出現は、フレアやコロナ質量放出などの爆発的なイベントを引き起こす可能性があるため、出現を理解することは宇宙天気予報に役立ちます。出現前の署名の証拠は、出現の原因となる地下プロセスにも光を当てます。このホワイトペーパーでは、深層畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、出現前の表面磁気を特徴付ける、太陽ダイナミクス天文台/地震変動の新興活動領域（SDO/HEAR）データセット（Schunkeretal。2016）から出現するARの最初の分析を示します。フィールドのプロパティ。訓練されたCNNは、出現前（PE）の見通し内磁力図と非出現（NE）磁力図のコントロールセットを分類します。TrueSkillStatistic（TSS）スコアが85％、出現の3時間前と40\％、出現の24時間前。私たちの結果は、符号なし磁束のみの判別分析を使用して得られたベースライン分類TSSよりも優れています。訓練されたCNNを解釈するネットワークプルーニングアルゴリズムを開発し、CNNが磁力図の符号なし磁束に正と負に応答するフィルターを組み込んでいることを示します。合成マグネトグラムを使用して、CNN出力が、最大かつCNN出力と、場合によっては特徴的な出現前パターンを生成する小規模で強いフィールドを持つ磁気領域の長さスケールに敏感であることを示します。ディープラーニングの人気が高まっていることを考えると、トレーニングされたCNNを解釈するためにここで開発された技術（ネットワークプルーニングと合成データを使用）は、太陽および天体物理学データ分析の将来のアプリケーションに関連しています。
中間質量の星の周りの粒子枯渇原始惑星系円盤の光蒸発：原始惑星系残骸としてのガスに富む破片円盤の可能性の調査
| Title |
Photoevaporation_of_Grain-Depleted_Protoplanetary_Disks_around_Intermediate-Mass_Stars:_Investigating_Possibility_of_Gas-Rich_Debris_Disks_as_Protoplanetary_Remnants |
| Authors |
Riouhei_Nakatani,_Hiroshi_Kobayashi,_Rolf_Kuiper,_Hideko_Nomura,_Yuri_Aikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06438 |
デブリディスクは古典的にはガスのないシステムであると考えられていますが、最近の（サブ）ミリメートルの観測では、ガス含有量が豊富なものの数十が検出されています。ガス成分の起源は不明のままです。すなわち、それは原始惑星の残骸および/または大きな体に由来する二次産物であり得る。原始惑星系であるためには、親の原始惑星系円盤のガス成分が$\gtrsim10{\、\rmMyr}$の間存続する必要があります。ただし、以前のモデルでは、ディスクの進化の後期で効率的な光蒸発が行われるため、$\lesssim10{\、\rmMyr}$の寿命が予測されます。本研究では、ディスク進化の後期にある中間質量の星の周りの、ガスが豊富で光学的に薄いディスクの光蒸発を調査します。進化したシステムは、放射力が小さな粒子（$\lesssim4{\、\rm\mum}$）を連続的に吹き飛ばすのに十分強いものとしてモデル化されています。遠紫外線（FUV）。粒子の枯渇により光電加熱が減少するため、FUV光蒸発が励起されないことがわかります。極端紫外（EUV）光蒸発が支配的で、質量損失率は$2$-$5\times10^{-10}（\Phi_{\rmEUV}/10^{41}{\、\rms}です。^{-1}）^{1/2}\、M_\odot\、{\rmyr}^{-1}$、ここで$\Phi_{\rmEUV}$はEUV放出率です。ガス成分の推定寿命は$\sim50（M_{\rmdisk}/10^{-2}\、M_\odot）（\Phi_{\rmEUV}/10^{41}\、{\rms}^{-1}）^{1/2}\、{\rmMyr}$であり、システムで小さな粒子が枯渇した時点での「初期」ディスク質量に依存します。次数を見積もると、気体成分は、質量の小さい星よりもA型星の周りではるかに長い時間存続できることを示しています。この傾向は、A型星の周りのガスに富むデブリディスクの頻度が高いことと一致しており、ガス成分が原始惑星の残骸である可能性を示唆しています。
Beスター$ \ beta $ PscのH $ \ alpha $ライン放出：過去40年間
| Title |
The_H$\alpha$_line_emission_of_the_Be_star_$\beta$_Psc:_the_last_40_years |
| Authors |
Ronaldo_S._Levenhagen,_Marcos_P._Diaz,_Eduardo_B._Am\^ores_and_Nelson_V._Leister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06493 |
Beスター$\beta$Pscの光球と円盤に関する研究を紹介します。約40年の高解像度分光観測とBeSSデータベースから収集された追加データを復元します。観測されたヘリウム、炭素、シリコン、マグネシウムのラインプロファイルに対する最新の非LTEモデル大気のSEDおよびフィッティングからの光球パラメーターを評価します。私たちのモデルには、恒星の幾何学的変形だけでなく、温度と重力の共緯度依存性も含まれており、恒星パラメータに対する回転の影響を導き出すことを目的としています。さまざまなディスクプロパティ、つまり半径とガス密度プロファイルを想定したモデルのフィッティングから、星周囲のディスクパラメーターを推定します。ディスク傾斜角$i$は、HeI4471\r{A}、MgII4481\r{A}、CII4267\r{A}、およびSiII4128、4132\r{Aのフィッティングから制約されています}重力で暗くなったモデルの線。モデルのフィッティングに基づく我々の調査結果は、過去40年間にディスク半径が$5.5\leR_d\le7.8$$R_*$の範囲内で変化し、ディスクベースのガス密度が$5\times10^{-13}以内で変化したことを示唆しています\le\rho\le1\times10^{-12}$$g.cm^{-3}$、動径の法則密度指数$m$は2.0〜2.3の値を想定しています。これらの結果は、このオブジェクトの分光測定および干渉測定を扱う最近の研究と一致しています。
GW190521は、第1世代のブラックホールの合併ですか？
| Title |
Is_GW190521_the_merger_of_black_holes_from_the_first_stellar_generations? |
| Authors |
Eoin_J._Farrell,_Jose_H._Groh,_Raphael_Hirschi,_Laura_Murphy,_Etienne_Kaiser,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy,_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06585 |
GW190521は、大質量星の後期段階の進化と、特にペア不安定性の影響についての理解に異議を唱えます。低金属性またはゼロ金属性の星が超新星以前の段階までほとんどの水素エンベロープを保持し、脈動対不安定性レジームを回避し、フォールバックによって質量ギャップに質量を持つブラックホールを生成する可能性について説明します。ジュネーブおよびMESAの恒星進化コードで計算されたゼロおよび低金属性での一連の新しい恒星進化モデルを提示し、モデルの既存のグリッドと比較します。0-0.0004の範囲の金属性を持つモデルには、より高い金属性モデルと比較してより高いBH質量を支持する3つの特性があります。これらは、（i）ポストMSフェーズ中の質量損失率の低下、（ii）よりコンパクトな星の不快なバイナリ相互作用、および（iii）COコア質量を低下させる可能性のあるH-Heシェル相互作用です。GW190521は、最初の恒星世代からの大規模な星によって直接生成されたブラックホールの合併である可能性があると結論付けます。私たちのモデルは、70〜75MsunまでのBH質量を示しています。対流混合、質量損失、H-Heシェル相互作用、およびペア不安定性脈動に関連する不確実性により、この制限が〜85Msunに増加する場合があります。
時間発展の統一性、または確率の保存は、場の量子論を介した基本的な相互作用の説明の中心に位置しています。散乱振幅のユニタリ性の意味は、たとえば光学定理とカッティングルールによってよく理解されています。対照的に、宇宙論的調査によって測定された、湾曲した時空内の相関関係子とそれに関連する宇宙の波動関数への影響は、あまり透過的ではありません。一般的な局所相互作用があるdeSitter時空の任意の質量の場の場合、deSitterアイソメトリの下で不変である必要はなく、ユニタリーは宇宙の波動関数の係数$\psi_{n}$間の関係の無限のセットを意味することを示します$n$フィールドで、これを宇宙論的光学定理と呼びます。接触図の場合、結果は$\psi_{n}$の分析構造を決定し、その形式を強く制約します。たとえば、奇数のコンフォーマルに結合されたスカラーフィールドと任意の数の質量のないスカラーフィールドを持つ相関器はすべて消失する必要があります。4点交換図の場合、宇宙論的光学定理は、$\psi_{3}$と$\psi_{4}$の間、または同等にバイスペクトルとトリスペクトルの間のシンプルで強力な関係をもたらします。この関係の明示的なチェックとして、重力場交換と自己相互作用からの単一場インフレーションにおける三重スペクトルについて議論します。さらに、宇宙相関器の全エネルギー極とフラットスペース振幅との関係の詳細な導出を提供します。サブダイアグラムの特異点の類似の公式を提供します。私たちの結果は、宇宙相関器をブートストラップするための新しい強力なツールを構成します。
大重力における宇宙の加速と構造の成長
一般化された大重力の枠組みで宇宙論モデルを紹介します。この理論は、Stuckellberg空間で並進対称性が破れた非線形の大規模重力の拡張です。最近の研究では、線形摂動に対して安定な宇宙論的解の存在を示しました。本論文では、以前の結果とバックグラウンドソリューションと線形摂動の進化を研究します。バックグラウンドレベルで、質量項は時間に依存する状態方程式$w<-1$を持つ流体のように動作することがわかります。、ポアソン方程式を導出します。スカラーグラビトンモードは異方性応力を引き起こし、LCDMに対して実効ニュートン定数と物質摂動の成長率に変更をもたらすことがわかります。さらに、重力波の伝播を調べ、テンソルモードは時間依存の質量を取得します。
重力背景におけるスカラータキオン不安定性：存在と成長率
クラインゴードン（KG）方程式$\Box\Phi+m^2\Phi=0$が$の大規模なタキオン不安定モード（$k^2<\vertm\vert^2$）を持っていることはよく知られています最大成長率$\Omega_{F}（m）=\vertm\vert$が$k=0$で達成されたフラットなミンコフスキー時空でm^2<m_{cr}^2=0$。これらの不安定性を、質量$M$、電荷$Q$、宇宙定数$\Lambda>0$、および複数の地平を持つReissner-Nordstr\"om-deSitter（RN-dS）バックグラウンド時空で調査します。KG方程式を亀の座標$r_*$を使用して、イベントと宇宙論的地平線の間の範囲で、不安定性に対応するシュレディンガーのようなRegge-Wheeler方程式の結合状態を特定します。臨界値$m_{cr}$が$m^2<m_{cr}^2$の束縛状態と不安定性が出現した場合、Regge-のローカルな負の性質にもかかわらず、バックグラウンドメトリックパラメーターのすべての値についてフラットスペース値$m_{cr}=0$に等しいままです。$m=0$のウィーラーポテンシャル。ただし、$m^2<0$のタキオン不安定性の成長率$\Omega$は、バックグラウンドメトリック（$\Omega（Q/M、M^2\Lambda、mM）<\vertm\vert$）。タキオニック不安定性のこの増加した寿命は、ケースで最大です$Q=0$であり、宇宙の地平線がイベントの地平線（$\xi\equiv9M^2\Lambda\simeq1$）にほぼ等しい極端なSchwarzschild-deSitter（SdS）ブラックホールの近く。この不安定性の成長の遅れの物理的な理由は、亀の座標でのレッゲホイーラーポテンシャルの負の範囲を狭める傾向がある宇宙論的地平の存在であると思われます。
準垂直衝撃における準断熱的および確率的加熱と粒子加速
| Title |
Quasi-adiabatic_and_stochastic_heating_and_particle_acceleration_at_quasi-perpendicular_shocks |
| Authors |
Krzysztof_Stasiewicz_and_Bengt_Eliasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05644 |
地球のバウショックからの磁気圏マルチスケール（MMS）観測に基づいて、準垂直衝撃で動作する2つのプラズマ加熱プロセスを特定しました。イオンは、加熱関数$\chi_j=m_jq_j^{-1}B^{-2}\mathrm{div}（\mathbf{E}_\perp）$で制御されるプロセスで確率加熱を受けます。質量$m_j$と、電場と磁場$\mathbf{E}$と$\mathbf{B}$で$q_j$を充電します。テスト粒子シミュレーションを使用して、分布関数の末尾にある粒子のバルク加熱と確率的加速のパラメーター範囲を特定します。シミュレーション結果を使用して、調査した船首衝撃波交差におけるイオン加熱と加速が、バルク加熱の周波数（1-10）$f_{cp}$（プロトンジャイロ周波数）、および$f>10f_{の波によって達成されることを示します。尾部加速の場合はcp}$。電子が確率的加熱レジーム$|\chi_e|<1$にない場合、等方性温度関係$T/B=（T_0/B_0）（B_0/B）^{によって特徴付けられる準断熱加熱プロセスを受けます1/3}ドル。これは、磁気モーメントの保存によるエネルギーゲインが、波による散乱によって平行エネルギー成分に再分配されるときに得られます。この論文で報告された結果は、天体物理学的衝撃での粒子の加熱と加速にも適用できる可能性があります。
| Title |
Reconstruction_of_a_star_motion_in_the_vicinity_of_a_Schwarzschild_black_hole_by_redshift_of_the_spectrum |
| Authors |
Stanislav_Komarov_and_Alexander_Gorbatsievich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.05663 |
超大質量ブラックホールの近くを移動する星から放出される電磁放射のスペクトルの赤方偏移の時間発展を調査します。シュヴァルツシルトブラックホールの場合、この問題は一般相対性理論で正確に解決されます。また、逆問題を解決する可能性を与えるアプローチを定式化します。レッドシフトデータを使用して、ブラックホールの近くの星の運動を再構築します。このアプローチは2つのステップで構成されます。最初のステップは、標準的な統計手法を直接適用するのではなく、非線形方程式のシステムを解くことにより、星の運動の積分の一意の解を見つける可能性を与えます。この目的のために、ソースのワールドラインとオブザーバーのワールドラインを接続する等方性測地線の合同の特性を考慮します。2番目のステップは、より正確な解を得るための標準的な最小二乗法の適用です。このアプローチは、銀河の中心付近の星の数値モデルで使用されます。
非幾何学的な解のファミリーからの$ N $ -body問題に対する周期軌道の分岐
| Title |
Bifurcation_of_periodic_orbits_for_the_$N$-body_problem,_from_a_non_geometrical_family_of_solutions |
| Authors |
Oscar_Perdomo,_Andr\'es_Rivera,_Johann_Su\'arez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06070 |
2つの正の実数$M$と$m$および整数$n>2$が与えられると、質量のある物体が$（n+1）$-body問題の解のファミリーを見つけることができることはよく知られています$M$は原点に置かれたままで、他の$n$ボディはすべて同じ質量$m$であり、eccentri\-city$e$の楕円をたどって$x$-$y$平面上を移動します。$e$に依存するこの幾何学的ファミリーには、中心にある物体が原点に置かれたままではなく、$z$軸上を移動するソリューションを生成するいくつかの分岐があることが予想されます。$4$-body問題の定期的な数値解（ビデオhttp://youtu.be/2Wpv6vpOxXkに表示されたもの）の分析の継続を行うことにより、驚くべきことに、この周期的な解の起源は、偏心$e$によってパラメーター化された楕円解の幾何学的ファミリー。それはそれほど幾何学的ではありませんが、家族を説明するのがより簡単です。この新しいファミリーに気付いた著者は、この新しいファミリーの分岐点の正確な式を見つけ、それを使用して、質量$M$、$m$、および整数のペアの非平面周期解の存在を示します。$n$。特定の例として、質量が$3$の3つのボディが、質量が$7$のボディを上下に移動するソリューションを見つけます。
GW170817互換の一定ロールのEinstein-Gauss-Bonnetインフレーションと非ガウス性
| Title |
GW170817-compatible_Constant-roll_Einstein-Gauss-Bonnet_Inflation_and_Non-Gaussianities |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos,_S.A._Venikoudis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06113 |
このホワイトペーパーでは、スカラーフィールドに一定のロールの進化を課すことにより、GW170817イベントと互換性のあるアインシュタインガウスボンネット理論のインフレ現象を調査します。一定のロールGW170817互換のEinstein-Gauss-Bonnet形式を開発し、いくつかの対象モデルについて、スローロールインデックスとインフレの観測インデックスを計算します。私たちが実証するように、私たちが研究するモデルの現象論的実行可能性は、幅広い自由パラメーターで達成されます。さらに、モデルのインフレ現象の実行可能性を保証する同じパラメーターの同じ値について、モデルの非ガウス性の予測も行います。これは、一定ロール展開が非ガウス性を高めることが知られているためです。非ガウス性は、スローロールと一定ロールの場合と同じ次数であることを示しているため、実際には、非ガウス性の量が一定ロールの場合の方が少ない場合があります。
リッチ逆重力における（非）等方性インフレーションの安定性解析
最近提案されたリッチ逆重力は、非常に新しいタイプの4次重力です。特に、このモデルに対して、等方性と異方性の両方で膨張する宇宙を理解することができます。さらに興味深いことに、これらのソリューションには特異点の問題がありません。ただし、動的システム法に基づく安定性分析では、このモデルの等方性および異方性の膨張の両方が、フィールドの摂動に対して不安定であることがわかります。この結果は、リッチ逆重力が宇宙のインフレーション相と互換性がない可能性があることを示しています。
以前に構築されたシュワルツシルトブラックホール内部のモデルの特性について説明します。このモデルでは、特異点が通常のバウンスに置き換えられ、最終的にホワイトホールにつながります。モデルは本質的に半古典的であり、重力場として量子場の真空分極に対応する有効応力エネルギーテンソル（SET）を使用し、最小球半径はプランク長さよりも数桁大きいため、量子重力の影響はまだ無視できるはずです。空間セクションの非自明なトポロジーと非定常重力場による真空からの粒子生成によって引き起こされる、有効なSETへの他の量子寄与を推定し、これらの寄与が真空偏極によるSETと比較して無視できるほど小さいことを示します。同じことは、ブラックホールへのさまざまな種類の物質の付着や、特異になるであろうそのさらなる動きなどの古典的な現象についても示されています。したがって、明確な意味で、シュワルツシルト特異点の代わりに半古典的バウンスのモデルは、量子摂動と古典摂動の両方で安定しています。
ラポリエミカデルマルチヴェルソ
この論文は、多元宇宙についての論争に関する文献における見解をまとめたものです。現代の宇宙論のいくつかの単純な要素とその観察上の制限を確認した後、最初に人類学の原理の提案につながり、数年後には因果関係が切断されたドメインが存在する可能性につながり、最終的には独自の法則と基本的な定数であり、すべてが観測者の存在と互換性があるわけではありません。
中性子星の質量と半径の制限とその意味
| Title |
Limiting_masses_and_radii_of_neutron_stars_and_their_implications |
| Authors |
Christian_Drischler,_Sophia_Han,_James_M._Lattimer,_Madappa_Prakash,_Sanjay_Reddy,_Tianqi_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06441 |
カイラル有効場理論（$\chi$EFT）を使用して取得した核飽和密度（$n_{\rmsat}=0.16\、\text{fm}^{-3}$）の2倍までの高密度物質の状態方程式を組み合わせます）、および中性子星の最近の観測による、それらのコアで遭遇する高密度物質についての洞察を得ます。私たちの研究の重要な要素は、$\chi$EFT展開の次から次へ、そして次へ、そして先頭の順序までの順序ごとの計算に基づいた相関EFT切り捨てエラーの最近のベイズ分析です。高密度で因果関係によって課される最大質量の境界を調整し、$\sim1.4\、{\rmM}_{\odot}$および$\sim2.0の最大および最小半径に厳しい制限を提供します\、{\rmM}_{\odot}$つ星。$\chi$EFT予測を$n_{\rmsat}$から$2\、n_{\rmsat}$に含めると、$1.4\、{\rmM}_{\odot}$の半径の許容範囲が減少しますスター、$R_{1.4}$、$\sim3.5\、\text{km}$観測結果が$R_{1.4}<11.2\、\text{km}$を示している場合、この調査では、音速の2乗速度$c^2_{s}>1/2$が$2\、n_{\rmsat}$、またはその$\chi$EFTが$2\、n_{\rmsat}$を下回ります。また、質量$\simeq2.6\、{\rmM}_{\odot}$を持つGW190814の二次コンパクトオブジェクトの性質についてコメントし、大規模中性子星$>2.1\、{\rmMの影響について説明します}_{\odot}\、（2.6\、{\rmM}_{\odot}）$は、将来の電波および重力波検索で使用されます。$c^2_{s}>0.35\、（0.55）$と何らかの形で強く相互作用する物質は、そのような巨大な中性子星のコアで実現されなければなりません。$2\、n_{\rmsat}$未満の相転移がない場合、GW170817から推定される小さな潮汐変形性は、バリオン密度$n_{\rmB}に対して$\chi$EFTによって予測される比較的小さな圧力をサポートします。$は$1-2\、n_{\rmsat}$の範囲です。これらは、高い最大質量をサポートするために必要な急速な硬化が$n_{\rmB}\gtrsim1.5-1.8\、n_{\rmsat}$の場合にのみ発生することを意味します。
アルベン臨界帯外の等方的に乱流な太陽風への剪断駆動遷移
| Title |
Shear-Driven_Transition_to_Isotropically_Turbulent_Solar_Wind_Outside_the_Alfven_Critical_Zone |
| Authors |
D._Ruffolo,_W._H._Matthaeus,_R._Chhiber,_A._V._Usmanov,_Y._Yang,_R._Bandyopadhyay,_T._N._Parashar,_M._L._Goldstein,_C._E._DeForest,_M._Wan,_A._Chasapis,_B._A._Maruca,_M._Velli,_J._C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06537 |
縞模様の太陽コロナ構造からより等方的な「フロキュレート」変動への遷移の以前のリモート観測に動機付けられて、私たちはアルフの臨界ゾーンのすぐ外側で、最初の太陽の近くでの内部太陽風のダイナミクスを提案します$\beta=1$サーフェスは、隣接するコロナ磁束管の相対速度によって駆動されます。大振幅フローコントラストは低い高度では磁気的に制約されますが、自己矛盾のない乱流輸送を含むグローバルな電磁流体力学（MHD）シミュレーションによって示唆されるように、このような制約がAlfv\en臨界ゾーンの上で解放されると、せん断駆動ダイナミクスがトリガーされます。この動的進化は、磁気「スイッチバック」を含む初期近日点付近の{\itParkerSolarProbe}（{\itPSP}）によって観測された機能、および局所的に部分的に回転して飽和する大きな横方向速度を説明していると主張しますAlfv\'enスピード。大規模な磁気増分は、緯度よりも縦方向であり、下部コロナ以下で発生する可能性は低い状態です。これは、共回転の程度が異なることによる優先的な縦方向速度シアに起因すると考えられます。裏付けとなる証拠には、非線形せん断駆動乱流の高マッハ数の3次元圧縮性MHDシミュレーションとの比較が含まれ、最初の近日点付近の{\itPSP}観測に質的に類似する変動の特性分布を含む、いくつかの観測された診断を再現します。リモートセンシング観測、{\itinsitu}測定、およびグローバルシミュレーションとローカルシミュレーションの両方から得られた証拠が一致することで、Alfv'enクリティカルゾーンのすぐ上のダイナミクスが低周波プラズマ乱流を全体的に定期的に観測されるレベルに押し上げるという考えが裏付けられます。探査された太陽系。
